Astronomie

Hinterlässt eine Kilonova einen Überrest mit hoher Masse?

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Mein Verständnis von Typ-Ia-Supernovae ist, dass in den meisten Fällen erwartet wird, dass sie den oder die Weißen Zwerge zerstören, die in sie eingedrungen sind, und keine Überreste hoher Dichte hinterlassen (dh keinen Weißen Zwerg, Neutronenstern oder Schwarzes Loch). Es wird erwartet, dass Kollisionen zwischen Schwarzem Loch und Schwarzem Loch ein Schwarzes Loch hinterlassen, das natürlich weniger Masse hat als die Summe der Massen der Schwarzen Löcher, die bei der Kollision aufgetreten sind. Erwarten wir, dass eine Kilonova nichts als Gas und Strahlung oder irgendeine Art stellaren Überrest hinterlässt? Wenn es einen Überrest hinterlässt, welche Klasse erwarten wir (weißer Zwerg, Neutronenstern oder Schwarzes Loch) und welche Masse? Das Hinzufügen von Masse scheint überflüssig, aber die Trennlinien zwischen den Massen dieser Objekte basieren auf Obergrenzen der Masse der weniger dichten Klasse (Chandrasekhar-Grenze für Weiße Zwerge, Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze für Neutronensterne) und don gelten eigentlich nicht als untere Grenzwerte für die Masse der hohen Dichteklasse. Zum Beispiel werden Neutronensterne manchmal als Riesenkerne bezeichnet, was die untere Grenze ihrer Masse auf 1 $ oder 2 $ atomare Masseneinheiten setzen würde, je nachdem, ob die Anwesenheit eines Neutrons und Stabilität gegenüber radioaktivem Zerfall erforderlich sind. Ja, diese Zeiten sind aufgrund der unterschiedlichen Stabilisierungsmechanismen (Schwerkraft vs. Kernkräfte) poetisch, aber der Punkt bleibt, dass es für einen Neutronenstern möglich sein könnte, theoretisch bei weniger als 1,4 Millionen $_odot$ stabil zu sein. Die einzige mir bekannte untere Grenze für die Masse eines Schwarzen Lochs wäre die Lebensdauergrenze durch die Verdampfung von Schwarzen Löchern.

Anders ausgedrückt, glauben wir, dass die Dichte an irgendeinem Punkt in einem der inspiralierenden Neutronensterne hoch genug wird, um einen Ereignishorizont zu bilden? Wenn das passiert, scheint dies ein plausibler Weg zu sein, um Schwarze Löcher zu produzieren, die kleiner sind als diejenigen, die durch Kernkollaps-Supernovae erzeugt werden, ähnlich wie die kritische Masse für Atombomben erreicht werden kann, indem entweder genügend spaltbares Material zusammengebracht oder das verfügbare Material ausreichend komprimiert wird (zB der Detonationsmechanismus des dicken Mannes gegen den des kleinen Jungen).


Ich denke, es wird allgemein erwartet, dass die Verschmelzung zweier Neutronensterne zur Bildung eines Schwarzen Lochs führt. Ungewisser ist, ob sich dieses Schwarze Loch sofort bildet oder sich ein Zwischenzustand eines hyper(/supra)massiven Neutronensterns bildet (siehe z. B. Sec IIC von Hotokezaka et al, PRD, 044026, 2013 für eine Definition von hypermassiven und supermassiven Neutronensternen), das dann nach kurzer Zeit zu einem Schwarzen Loch kollabiert. Einige Artikel, die sich mit der Stabilität eines solchen hypermassiven Neutronensterns befassen, der aus einer binären Verschmelzung gebildet wurde, sind - 1, 2, 3 und 4 (weitere Informationen finden Sie in den Referenzen und Zitaten). In den ersten drei Referenzen denke ich, dass der Kollaps zu einem Schwarzen Loch innerhalb einer Sekunde erwartet wird (siehe Tabelle 2 in Hotokezaka et al, PRD, 044026, 2013 für erwartete Lebensdauern vor Kollapszeiten für verschiedene Zustands- und Massengleichungen von Neutronensternen), während in der letzten ein Kollapszeitbereich von Bruchteilen einer Sekunde bis hin zu mehreren zehntausend Sekunden gefunden wird.

Eine Suche nach einem Post-Merger-Überrest der Verschmelzung von binären Neutronensternen GW170817 ist jetzt hier verfügbar. In der Einleitung zu diesem Papier werden einige der oben erwähnten Post-Merger-Restmöglichkeiten ausführlicher beschrieben. Die Suchen finden keine Hinweise auf ein Signal, aber angesichts ihrer Empfindlichkeit ist dies nicht verwunderlich (sie müssten mehr als die Gesamtmasse des Systems in Gravitationswellen umwandeln, um etwas zu sehen!)


Hinterlässt eine Kilonova einen Überrest mit hoher Masse? - Astronomie

Alles, was vom Stern übrig bleibt, nachdem die äußeren Schichten in den Weltraum ausgeworfen wurden, ist der Kernrest. Das Gas des Kerns wird durch die Schwerkraft superkomprimiert, um eine seltsame Art von Gas zu bilden, die aus "entarteter Materie" besteht. Es ist wichtig, sich daran zu erinnern, dass das, was mit dem Kern passiert, von der Masse des Ader, statt der ursprünglichen Masse des Hauptreihensterns, von dem er stammt, denn das einzige, was die Schwerkraft wirklich komprimieren kann, ist der Kern.

Entartete Materie

Die erste Regel lautet, dass auf engstem Raum nur bestimmte Energien erlaubt sind. Die Teilchen sind in Energieniveaus wie Sprossen einer Energieleiter angeordnet. In gewöhnlichem Gas sind die meisten Energieniveaus ungefüllt und die Teilchen können sich frei bewegen. Aber in einem entarteten Gas sind alle niedrigeren Energieniveaus gefüllt. Die zweite Regel lautet, dass nur zwei Teilchen gleichzeitig das gleiche Energieniveau in einem bestimmten Volumen teilen können. Bei Weißen Zwergen sind die entarteten Teilchen die Elektronen. Bei Neutronensternen sind die entarteten Teilchen Neutronen. Die dritte Regel lautet, dass es davon abhängt, wie nahe Teilchen beieinander liegen können umgekehrt auf ihre Massen. Elektronen sind in einem entarteten Elektronengas weiter beabstandet als die Neutronen in einem entarteten Neutronengas, weil Elektronen viel weniger massiv sind als Neutronen.

    Die entarteten Teilchen (Elektronen oder Neutronen) werden an ihrem Platz festgehalten, weil alle Schalen mit niedrigerer Energie aufgefüllt sind. Die einzige Möglichkeit, sich zu bewegen, besteht darin, genügend Energie zu absorbieren, um zu den oberen Energieschalen zu gelangen. Das ist schwer machen! Das Komprimieren eines entarteten Gases erfordert eine Änderung der Bewegungen des entarteten Teilchens. Aber das erfordert VIEL Energie. Entartete Partikel haben keinen "Ellenbogenraum" und ihr Aneinanderstoßen widersteht einer Kompression stark. Das entartete Gas ist wie gehärteter Stahl!

Aber um die Geschwindigkeit entarteter Teilchen zu ändern, braucht es VIEL Energie, weil sie gegeneinander verriegelt sind. Das Hinzufügen von Wärme bewirkt nur, dass sich die nicht entarteten Teilchen schneller bewegen, aber die entarteten, die den Druck liefern, bleiben unberührt.


Astronomen beobachten zum ersten Mal „Kilanova“ – Hier ist, was los ist

Am Montag gaben Astronomen eine äußerst aufregende neue Entdeckung bekannt: Zum ersten Mal haben sie die Kollision zweier Neutronensterne beobachtet – und dabei Gravitationswellen erzeugt. Ein Astronom beschrieb die Entdeckung als „den heiligen Gral“.

Es ist aus einer Reihe von Gründen eine Blockbuster-Entdeckung, aber insbesondere, da der Ursprung der Gravitationswellen zum ersten Mal sichtbar ist – die vorherigen Gravitationswellen-Entdeckungen kamen von kollidierenden Schwarzen Löchern. Die neue Entdeckung bietet die Möglichkeit, mehr zu erfahren:

Diese Entdeckungen sagten den Wissenschaftlern viel über die Arten von Schwarzen Löchern aus, die in unserem Universum gefunden wurden, aber sie bieten nicht viel Gelegenheit für Folgebeobachtungen. Schwarze Löcher haben eine unglaublich starke Anziehungskraft, daher kann ihnen nichts – nicht einmal Licht – entkommen. Selbst wenn Astronomen lokalisieren könnten, wo eine Verschmelzung von Schwarzen Löchern stattgefunden hat, könnten Teleskope, die Licht beobachten, nichts sehen. Deshalb waren Astronomen begierig darauf, verschmelzende Neutronensterne zu finden.

Die Beobachtung scheint die Ursprünge von Gold und anderen ähnlichen Elementen offenbart zu haben

Das Ereignis war die erste direkte Sichtung eines Smashup von Neutronensternen, die entstehen, wenn alternde Sterne explodieren und einen neutronenreichen Überrest hinterlassen. Nach der Kollision schmiedeten die aufgewühlten Rückstände Gold, Silber, Platin und ein paar andere schwere Elemente wie Uran, berichteten Forscher am 16. Oktober auf einer Pressekonferenz in Washington, DC wurden durch das Nachglühen der Katastrophe enthüllt. "Es ist wirklich das letzte fehlende Stück" des Periodensystems, sagt Anna Frebel, Astronomin am MIT, die nicht an der Forschung beteiligt war. "Dies ist der Himmel für jeden, der auf dem Feld arbeitet." Nach der Kollision wurde etwa das Zehnfache der Erdmasse an Gold in den Weltraum geschleudert, berechneten Wissenschaftler.

Die Entdeckung ist das Ergebnis von Tausenden von Astronomen, die ihre Bemühungen koordinieren:

Als die Nacht in Chile hereinbrach, hatte ein kleines Teleskop die Signale am Himmel geortet: die erste Neutronenstern-Smash-up-Erfahrung mit Gravitationswellen. Stunden nach dem ersten Signal des Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO)-Detektors in Hanford, Washington, am 17. August drehten sich etwa 70 Teleskope und Observatorien auf dem Planeten und im Weltraum gemeinsam auf denselben Punkt im Sternbild Hydra. „Ich glaube nicht, dass dies das am meisten beobachtete astronomische Ereignis aller Zeiten ist. Es ist eine aufregende Vorstellung und ein wenig überwältigend“, sagt LIGO-Sprecher David Shoemaker. "Wir haben zwischen einem Viertel und einem Drittel aller Astronomen der Welt, die mit uns arbeiten."


Die Kollision von Neutronensternen überschüttet das Universum mit einer Fülle von Entdeckungen

HELLE BURST Nachdem zwei Neutronensterne zusammengestoßen waren, entdeckten die Wissenschaftler Gravitationswellen, einen Ausbruch von Gammastrahlen und ein Leuchten aus ausgestoßenem Material, das in dieser künstlerischen Konzeption gezeigt wird.

NSF, LIGO, A. Simonnet/Sonoma State Univ.

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16. Oktober 2017 um 10:00 Uhr

WASHINGTON — Zwei ultradichte Kerne toter Sterne haben eine lang erwartete kosmische Kollision erzeugt, die Wissenschaftler mit Reichtum überschüttet.

Das Ereignis war die erste direkte Sichtung eines Smashup von Neutronensternen, die entstehen, wenn alternde Sterne explodieren und einen neutronenreichen Überrest hinterlassen. Nach der Kollision schmiedeten die aufgewühlten Rückstände Gold, Silber, Platin und ein paar andere schwere Elemente wie Uran, berichteten Forscher am 16. Oktober auf einer Pressekonferenz in Washington, DC wurden durch das Nachglühen der Katastrophe enthüllt.

„Es ist wirklich das letzte fehlende Stück“ des Periodensystems, sagt Anna Frebel, Astronomin am MIT, die nicht an der Forschung beteiligt war. "Dies ist der Himmel für jeden, der auf dem Feld arbeitet." Nach der Kollision wurde etwa das Zehnfache der Erdmasse an Gold in den Weltraum geschleudert, berechneten einige Wissenschaftler.

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Anhand von Daten, die von etwa 70 verschiedenen Observatorien gesammelt wurden, charakterisierten Astronomen das Ereignis in exquisiten Details und veröffentlichten eine Reihe von Papieren, die die Ergebnisse beschreiben. Ein Beben von Gravitationswellen, das am 17. August vom Advanced Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory, LIGO, entdeckt wurde, lieferte das erste Anzeichen der Katastrophe.

Lichtarten

Robert Hurt/IPAC/Caltech, Mansi Kasliwal und Gregg Hallinan/Caltech, Phil Evans/NASA und die GROWTH-Kollaboration

Teleskope nahmen das Nachleuchten zweier konvergierender Neutronensterne in einer Vielzahl von Lichtwellenlängen auf, von Ultraviolett (links, Bild vom NASA-Satelliten Swift) über Infrarot (Mitte, Bild vom Gemini South-Teleskop) bis hin zu Radiowellen (rechts, Bild vom sehr großes Array).

„Bereits verändert es unser Verständnis des Universums mit einer neuen Erzählung der Physik von Sternen in ihrem Todeskampf“, sagte France Córdova, Direktorin der National Science Foundation, die LIGO finanziert.

Auf diesen Gravitationstriller folgte eine Abfolge verschiedener Arten elektromagnetischer Strahlung, wie Musikinstrumente, die sich in einer Symphonie abwechseln. Ein Ausbruch von Gammastrahlen ging über in ein Leuchten aus sichtbarem und infrarotem Licht, das erstmals etwa 12 Stunden nach dem Aufprall entdeckt wurde. Mehr als eine Woche später, als diese Wellenlängen verblassten, stiegen die Röntgenstrahlen, gefolgt von Radiowellen.

Die Kombination von Gravitationswellen mit Licht einer Neutronenstern-Verschmelzung ist ein lang gehegter Traum von Astrophysikern. „Das Bild, das Sie mit all diesen Quellen zusammenstellen können, ist synergistisch“, sagt LIGO-Sprecher David Shoemaker vom MIT. „Man kann Rückschlüsse ziehen, die sonst unmöglich wären.”

Dieses detaillierte Bild enthüllte das Innenleben von Neutronenstern-Kollisionen und die Quelle von kurzen Explosionen hochenergetischen Lichts, die als kurze Gammastrahlenausbrüche bezeichnet werden. Die Forscher berechneten auch, wie schnell sich das Universum ausdehnt, und testeten die Eigenschaften des seltsamen Materials innerhalb von Neutronensternen.

Für Astrophysiker ist „dieses Ereignis der Rosetta-Stein“, sagt LIGO-Mitglied Richard O’Shaughnessy vom Rochester Institute of Technology in New York.

Die beiden Detektoren von LIGO in den USA registrierten ein unmissverständliches Zeichen des Umbruchs: Ein Flackern des Weltraums selbst, das etwa 100 Sekunden andauerte, bevor es abbrach. Es war die stärkste und längste Serie von Raumzeitwellen, die LIGO je gesehen hatte. Zu diesem Zeitpunkt wussten die Wissenschaftler, dass sie etwas Großes hatten, sagt LIGO-Mitglied Vicky Kalogera von der Northwestern University in Evanston, Illinois. „Die E-Mails, die verbreitet wurden, sagten: ‚Oh mein Gott, das ist es.‘“

Diese Schwingung war ein Hinweis auf einen kosmischen Absturz: Wie auf einem unglückseligen Karussell umeinanderwirbelten zwei umlaufende Neutronensterne spiralförmig näher und näher, bis sie sich näherten. Die Neutronensterne, deren Masse zwischen dem 1,17- und 1,60-fachen der Sonnenmasse lag, kollabierten wahrscheinlich zu einem Schwarzen Loch, obwohl LIGO-Wissenschaftler das Schicksal der Sterne nicht mit Sicherheit bestimmen konnten. LIGO hat zuvor Verschmelzungen von wirbelnden Schwarzen Löchern mit Massen entdeckt, die das Zehnfache der Sonnenmasse betragen (SN Online: 27.09.17) zeigten die kleineren Massen des umkreisenden Duos mit dem Finger auf Neutronensterne. Und weil von Schwarzen Löchern nicht erwartet wird, dass sie Licht emittieren, hat die anschließende Feuerwerksshow den Fall für Neutronensterne verfestigt.

Das Schwesterexperiment von LIGO in Italien, Advanced Virgo, sah nur ein schwaches Signal. Diese relativ schwache Erkennung half dabei, die Stelle einzugrenzen, an der der Krampf auf "einen Teil des Himmels, der ein blinder Fleck der Jungfrau war", auftrat, sagt Kalogera. Dadurch wurde der Standort auf einen Bereich von etwa 30 Quadratgrad am südlichen Himmel beschränkt.

Nur 1,7 Sekunden nach dem Gravitationswellensignal entdeckte das Fermi-Weltraumteleskop der NASA einen Gammastrahlenschimmer in derselben Himmelsgegend. In der Zwischenzeit wurden andere Teleskope aktiv und nahmen ein Leuchten auf, wo zuvor noch keines gewesen war. „Wir sahen etwas, das wie ein neuer Stern aussah“, sagt der Astronom Edo Berger von der Harvard University, der ein Team leitete, das das Licht mit der DECam am Blanco-Teleskop in Chile entdeckte. Bergers war eines von mehreren Teams, die das Licht der Explosion beobachteten. Diese Entdeckung identifizierte die Galaxie NGC 4993, 130 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Hydra, als Kollisionsort. „Da war dieser Moment des Unglaubens: Wow, wir haben es tatsächlich geschafft. Wir haben es gefunden“, sagt Berger.

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Ans Licht gebracht

Nachdem die Gravitationswellen den Himmelsbereich verengt hatten, in dem zwei Neutronensterne kollidierten, lokalisierten Teleskope einen Lichtfleck (rechts, gekennzeichnet mit roten Linien), wo zuvor noch keiner gewesen war (links).

Dieses Nachglühen enthüllte auch eine erstaunliche Geschichte der stellaren Alchemie: Mit dem Tod der Sterne kam die Geburt der Elemente. Als die Kollision neutronenreiches Material in den Weltraum schleuderte, bildete sich eine Schar schwerer Elemente durch eine Reaktionskette namens r-Prozess (SN: 14.05.16, p. 9). In diesem Prozess, der eine mit Neutronen vollgestopfte Umgebung erfordert, verschlingen Atomkerne schnell Neutronen und zerfallen radioaktiv, wodurch sie sich in neue Elemente verwandeln, bevor sie ihr Neutronenfest wieder aufnehmen. Es wird angenommen, dass der r-Prozess etwa die Hälfte der Elemente erzeugt, die schwerer als Eisen sind.

In Folgebeobachtungen entdeckten Wissenschaftler das charakteristische Leuchten dieses Prozesses, das als Kilonova bezeichnet wird. „Bis zu diesem Ereignis hatten wir nirgendwo in der Natur direkt gesehen, wie diese schweren Elemente geschmiedet wurden. Jetzt haben wir es“, sagt Brian Metzger, theoretischer Astrophysiker an der Columbia University. „Es ist ein Gefühl, als hätte man eine Art Geheimnis der Natur entdeckt.“

Zuvor waren sich Astrophysiker nicht einig, wo der r-Prozess stattfindet: Zwei Top-Kandidaten waren explodierende Sterne, die Supernovae (SN: 18.02.17, p. 24) und Neutronensternverschmelzungen. Obwohl Wissenschaftler noch nicht sagen können, ob alle r-Prozesselemente bei der Verschmelzung von Neutronensternen entstehen, scheint die Menge, die solche Kollisionen produzieren sollten, groß genug zu sein, um die Häufigkeiten im Universum zu erklären.

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Elementfabrik

Licht, das nach einer Neutronenstern-Kollision emittiert wurde, zeigte Anzeichen von schweren Elementen, die in der Folgezeit vorhanden waren, was bestätigt, dass bestimmte Elemente (gelb) bei solchen Verschmelzungen produziert werden. Andere Elemente werden auf unterschiedliche Weise erzeugt, unter anderem in explodierenden massereichen Sternen und sterbenden Sternen mit geringer Masse.

Zusätzliche Reichtümer wurden durch Gammastrahlen enthüllt. Wissenschaftler entdeckten ein Phänomen, das als kurzer Gammablitz bezeichnet wird, ein kurzer Strahl hochenergetischen Lichts, der weniger als zwei Sekunden lang ist. Solche Anfälle sind relativ häufig und erscheinen etwa 50 Mal im Jahr am Himmel. Aber ihre Quelle zu finden, sei „ein seit langem bestehendes Problem in der Astrophysik“, sagt die theoretische Astrophysikerin Rosalba Perna von der Stony Brook University in New York. Der Nachweis hat es geschafft: Kurze Gammablitze stammen von Neutronenstern-Tte-à-Têtes.

Durch die Untersuchung, wie sich die Neutronensterne nach innen drehen, testeten Astrophysiker auch erstmals die „Quickness“ von Neutronenstern-Material. Diese extreme Substanz ist so dicht, dass ein Teelöffel davon eine Masse von etwa einer Milliarde Tonnen hätte, und Wissenschaftler verstehen nicht vollständig, wie sie auf Druck reagiert, eine Eigenschaft, die als „Zustandsgleichung“ bekannt ist. Die Messung dieser Eigenschaft könnte Wissenschaftlern ein besseres Verständnis des seltsamen Materials ermöglichen. Obwohl die Ergebnisse nicht feststellen konnten, ob die Neutronensterne matschig waren, wurden einige Theorien, die ultramatsche Neutronensterne vorhersagten, ausgeschlossen.

Einsperren

Stefano Valenti/UC Davis, DLT40-Umfrage

LIGO und Virgo nutzten Gravitationswellen, um die Region (weiße Umrisse) einzugrenzen, in der zwei Neutronensterne ineinander klatschten. Das Weltraumteleskop Fermi der NASA entdeckte Gammastrahlen aus der gelb umrandeten Region. Sichtbares Licht des Absturzes ermöglichte es Wissenschaftlern, die Galaxie NGC 4993 (roter Punkt) zu lokalisieren.

Die Vereinigung der Neutronensterne gab den Forschern auch die Möglichkeit, die Expansionsrate des Universums zu messen, indem sie die Entfernung der Kollision mit Gravitationswellen maßen und diese mit der Dehnung der Lichtwellenlänge der Galaxie durch die Expansion vergleicht. Wissenschaftler haben diese Eigenschaft, die als Hubble-Konstante bekannt ist, zuvor auf andere Weise gemessen. Aber diese Messungen stimmen nicht überein, sodass die Wissenschaftler sich bemühen, die Diskrepanz zu erklären (SN: 06.08.16, p. 10).

Jetzt haben Wissenschaftler „eine völlig andere, unabhängige Messung“, sagt Daniel Holz, Mitglied der LIGO-Kollaboration von der University of Chicago. Die neue Messung zeigt, dass sich weit voneinander entfernte Galaxien mit etwa 70 Kilometern pro Sekunde für jedes Megaparsec zwischen ihnen ausbreiten. Sie liegt genau zwischen den beiden vorherigen Schätzungen: 67 und 73 km/s pro Megaparsec. Obwohl diese Kollision die Debatte noch nicht lösen kann, könnten zukünftige Fusionen dazu beitragen, die Messung zu verbessern.

„Das sind alles einfach unglaubliche, große Fortschritte“, sagt Holz. "Es war wirklich dieser wahnsinnige Nervenkitzel."

Die Aufregung muss noch nachlassen. Nehmen Sie es vom Astronomen Ryan Foley von der University of California, Santa Cruz, dessen Team das erste sichtbare Licht aus der Fusion entdeckte: „Dies ist sicherlich die größte Entdeckung meiner Karriere und wird wahrscheinlich die größte Entdeckung meines ganzen Lebens. ”

Forscher gaben am 16. Oktober bekannt, dass Advanced LIGO (das Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) und sein Schwesterexperiment Advanced Virgo Gravitationswellen von kollidierenden Neutronensternen entdeckt haben – ein kosmischer Crash, der auch von mehr als 70 Observatorien auf der ganzen Welt beobachtet wurde. H. Thompson/Wissenschaftsnachrichten/YouTube

Anmerkung der Redaktion: Diese Geschichte wird im Laufe des Tages aktualisiert, sobald weitere Informationen verfügbar sind.

Fragen oder Anmerkungen zu diesem Artikel? Senden Sie uns eine E-Mail an [email protected]

Eine Version dieses Artikels erscheint in der Ausgabe vom 11. November 2017 von Wissenschaftsnachrichten.

Zitate

B.P. Abbottet al. GW170817: Beobachtung von Gravitationswellen von einer binären Neutronensternspirale. Physische Überprüfungsschreiben. Online veröffentlicht am 16. Oktober 2017. doi: 10.1103/PhysRevLett.119.161101.

B.P. Abbottet al. Multi-Messenger-Beobachtungen einer Verschmelzung von Neutronensternen. Astrophysikalische Zeitschriftenbriefe. Online veröffentlicht am 16. Oktober 2017. doi: 10.3847/2041-8213/aa91c9.

I. Arcaviet al. Optische Verfolgung von Gravitationswellenereignissen mit dem Las Cumbres Observatory. Astrophysikalische Zeitschriftenbriefe. Online veröffentlicht am 16. Oktober 2017. doi: 10.3847/2041-8213/aa910f.

J. Hjorth et al. Die Entfernung zu NGC 4993: Die Wirtsgalaxie des Gravitationswellenereignisses GW170817. Astrophysikalische Zeitschriftenbriefe. Online veröffentlicht am 16. Oktober 2017. doi: 10.3847/2041-8213/aa9110.

B.P. Abbottet al. Gravitationswellen und Gammastrahlen einer Verschmelzung von binären Neutronensternen: GW170817 und GRB 170817A. Astrophysikalische Zeitschriftenbriefe. Online veröffentlicht am 16. Oktober 2017. doi: 10.3847/2041-8213/aa920c.

E.Trojaet al. Das Röntgen-Gegenstück zum Gravitationswellen-Ereignis GW170817. Natur. Online veröffentlicht am 16. Oktober 2017. doi: 10.1038/nature24290.

Die LIGO Scientific Collaboration und The Virgo Collaboration, The 1M2H Collaboration, The Dark Energy Camera GW-EM Collaboration and the DES Collaboration, The DLT40 Collaboration, The Las Cumbres Observatory Collaboration, The VINROUGE Collaboration & The MASTER Collaboration. Eine Gravitationswellen-Standardsirenenmessung der Hubble-Konstante. Natur. Online veröffentlicht am 16. Oktober 2017. doi: 10.1038/nature24471.

S. Covino et al. Die unpolarisierte Makronova im Zusammenhang mit dem Gravitationswellenereignis GW 170817. Naturastronomie. Online veröffentlicht am 16. Oktober 2017. doi:10.1038/s41550-017-0285-z.


Professor Kilgard spricht über die Killer-Implikationen von Kilonova

In diesem Sommer, am 17. August, sandte die Entdeckung eines erstaunlichen Phänomens, das als Kilonova bekannt ist, Schockwellen durch die Astronomie-Gemeinde, die weit mehr Aufregung auslösten als die totale Sonnenfinsternis in diesem Sommer. Als sich die Nachricht verbreitete, richteten über 70 Observatorien ihre Teleskope auf die 130 Millionen Lichtjahre entfernte Galaxie NGC 4993, um zu beobachten, wie sich die erstaunliche Kilonova entfaltet. Der Wesleyan Research Associate Professor für Astronomie Roy Kilgard, der zusammen mit vielen anderen Astronomen und Physikern die von Doppelsternen von Schwarzen Löchern, Neutronensternen und/oder Weißen Zwergen emittierten Röntgenstrahlen untersucht, war von den Nachrichten sehr aufgeregt. Die Kilonova war so bahnbrechend, dass sie Kilgard, die New York Times, die Washington Post, das Science Magazine und viele andere Zeitschriften und Zeitungen dazu veranlasste, sich auf das Ereignis einzulassen.

„Es ist unglaublich selten, zum ersten Mal ein neues Phänomen zu beobachten“, sagte Kilgard.

Er fuhr fort, das astronomische Spektakel mit dem Start des ersten Hubble-Teleskops durch die NASA als ein Ereignis zu vergleichen, das „die Wissenschaft für immer verändern wird“. Aber zuerst, was sind Kilonovas wirklich?

Das Phänomen tritt auf, wenn sich zwei Neutronensterne verbinden. Diese Sterne entstehen, wenn ein sehr massereicher Stern mit der 10- bis 20-fachen Sonnenmasse explodiert. Während der Explosion kollabieren die äußeren Schichten des Sterns aufgrund der Schwerkraft nach innen, wodurch Elektronen, die normalerweise den freien Raum in den äußeren Schalen eines Atoms einnehmen, in die im Kern befindlichen Protonen gedrückt werden, wodurch ein sehr dichter Neutronenkern zurückbleibt , bekannt als Neutronenstern. Astronomen haben sich in den letzten 50 Jahren gefragt, was passiert, wenn ein Neutronenstern einem anderen gegenübersteht.

In diesem Sommer beobachteten Wissenschaftler, wie zwei extrem dichte Neutronensterne angezogen voneinander wachsen und in eine Untergangsspirale eintreten. In Kilgards Worten war dieses Ereignis vergleichbar mit Eisläufern, die Hände verbanden und sich umeinander drehten. Die Neutronensterne erhöhten ihre Rotationsgeschwindigkeit, während sie sich immer näher rückten. Sobald sie eine bestimmte Entfernung erreicht hatten, begannen sie, Massen auszutauschen und sich gegenseitig auseinander zu reißen, wodurch Gravitationswellen durch den Raum verteilt wurden. Als der Massenaustausch abgeschlossen war, vereinten sich die beiden Sterne zu einem sehr massereichen Objekt, das Strahlen brillanter Gammastrahlen in den Weltraum feuerte.

Obwohl das Phänomen selbst nicht sichtbar nachweisbar war, wurde sowohl der Nachweis eines kurzen Gammastrahlenausbruchs, der sich auf eine enorme Menge an Gammastrahlen bezieht, die in kurzer Zeit freigesetzt wird, als auch der Nachweis von Gravitationswellen – den Verzerrungen in der Raumzeit – beweist im Wesentlichen die Existenz einer Kilonova.

Den Nachweis von Gravitationswellen verdanken wir LIGO, dem Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory. Dieses Observatorium ist seit zwei Jahren in Betrieb und hat zuvor Gravitationswellen entdeckt, die von vier Verschmelzungen von Schwarzen Löchern zu Schwarzen Löchern emittiert werden.

„Gravitationswellen-Observatorien wie LIGO haben die Art und Weise, wie wir jetzt über astrophysikalische ungelöste Probleme denken, völlig verändert“, sagte Kilgard.

Physiker von LIGO erhielten im Oktober 2017 den Nobelpreis für den direkten Nachweis von Gravitationswellen, und Dr. Kilgard sagt voraus, dass sie bald einen weiteren Nobelpreis für Gravitationswellen erhalten werden, die von der Kilonova entdeckt wurden.

Aus der Veranstaltung wurden mehrere Schlussfolgerungen gezogen. Zwei Sekunden nach der Detektion von Gravitationswellen entdeckte das Fermi-Teleskop der NASA einen kurzen Gammastrahlenausbruch. Diese Beobachtungen führten Wissenschaftler zu dem Schluss, dass bei der Verschmelzung von Neutronensternen Gammablitze von etwa zwei Sekunden erzeugt werden. Darüber hinaus bestätigen diese gleichzeitigen Signaturen von Gravitationswellen und kurzen Gammastrahlenausbrüchen Einsteins Vorhersage, dass sich Gravitationswellen mit Lichtgeschwindigkeit ausbreiten.

Die Kilanova hat nicht nur den Ursprung dieser Ausbrüche aufgeklärt, sondern auch enthüllt, wie die schwereren Elemente im Periodensystem entstehen. Während Elemente leichter als Eisen während der langsamen Verschmelzung leichterer Elemente entstehen, wenn einem Stern das Gas ausgeht, entstehen schwerere Elemente in einem schnellen Prozess, der nur in einer neutronenreichen Umgebung ablaufen kann. Zuvor war bekannt, dass Supernovae einige der schwereren Elemente produzieren. Die bei diesen Ereignissen beobachteten geringen Mengen an schweren Elementen erklären jedoch nicht die relative Häufigkeit von Elementen wie Gold, Silber, Platin und Uran, die im gesamten Universum beobachtet werden.

Astronomen verwendeten eine Vielzahl von Beobachtungsmethoden, um Kilonovas zu entdecken. Neun Tage, nachdem Gravitationswellen und Gammastrahlen von der Kilonova entdeckt wurden, entdeckte das Chandra-Teleskop Röntgenstrahlen. Dann wurden viele verschiedene Arten von Licht aus den sich ausdehnenden Trümmern der Explosion entdeckt, was manche als Feuerwerk bezeichnen würden, das im gesamten elektromagnetischen Spektrum ausbricht. In der sich ausdehnenden Trümmerwolke wurden in großen Mengen Signaturen schwerer Elemente nachgewiesen. Das Hubble-Teleskop entdeckte Infrarotlicht von sich ausdehnenden Trümmern, die vermutlich durch den radioaktiven Zerfall gebildeter Elemente freigesetzt wurden. All die verschiedenen Lichtarten, die im elektromagnetischen Spektrum nachgewiesen wurden, stützten die Theorie, dass diese Elemente schnell gebildet wurden, wenn die Neutronensterne verschmolzen.

Während die Verschmelzung binärer Neutronensterne die wissenschaftliche Gemeinschaft darüber informiert hat, wie das Universum funktioniert, wirft sie letztendlich mehr Fragen auf, als sie beantwortet. Viele Wissenschaftler haben sich fragen lassen: Was ist bei dieser Verschmelzung von Neutronensternen entstanden? Es ist möglich, dass durch die Verschmelzung ein sehr massereicher Neutronenstern oder ein relativ kleines Schwarzes Loch entstanden ist.

„Um diese Frage zu beantworten, sind weitere Beobachtungen über die Größenbeschränkungen von Neutronensternen erforderlich“, sagte Kilgard.

Während die Verschmelzung von Doppelsternen von Schwarzen Löchern und Neutronensternen inzwischen beobachtet wurde, ist eine Verschmelzung von Neutronenstern und Schwarzem Loch noch nicht zu beobachten. Forscher fragen sich, warum das so ist und was das Ergebnis wäre.

Die entscheidende Frage ist jedoch, wie häufig solche Kilonovas auftreten. LIGO speichert Aufzeichnungen erst seit zwei Jahren.

„Erscheinen Kilonovas häufig genug, um das gesamte Gold im Universum zu produzieren?“ fragte Kilgard.


3. Schlüsselparameter

Während detaillierte Rechenmodelle erforderlich sind, um die Entwicklung radioaktiver astrophysikalischer Transienten vollständig zu erklären, sind der grundlegende Charakter dieser Systeme Funktionen einiger weniger physikalischer Parameter, deren Beziehungen zur Emission aus grundlegenden physikalischen Prinzipien verstanden werden können.

In einfachen (semi-)analytischen Modellen [à la, [18]] erreicht die Leuchtkraft einer transienten's ihren Höhepunkt, wenn die Expansionszeit t ist gleich der Zeitskala für Photonen, um durch die Ejekta zu diffundieren, t diff ∝ ( M ej κ / v ) 1 / 2 , wobei Mej und vej sind die Masse bzw. die charakteristische Geschwindigkeit des Auswurfs und κ ist seine effektive Opazität. Die Leuchtkraft in der Spitze entspricht ungefähr der momentanen Rate, mit der radioaktiver Zerfall die Ejekta aufheizt. Diese Entsprechung taucht am Ende der Lichtkurve wieder auf, wenn die Ejekta größtenteils transparent sind und die Leuchtkraft direkt die radioaktive Erwärmung reflektiert. Die Betrachtung des Obigen zeigt, dass die freigesetzte Energie (pro Masseneinheit) bei den radioaktiven Zerfällen von r-Prozesskerne sind eine entscheidende Determinante der Kilonova-Emission, ebenso wie die Masse, Geschwindigkeit und Opazität von fusionsbedingten Ausströmen. Die Auswirkungen dieser Parameter auf die bolometrischen Lichtkurven von Kilonovae sind in Abbildung 2 dargestellt.

Figur 2. Bolometrische Kilonova-Lichtkurven im Spielzeugmodell, ähnlich denen von [19], die die Auswirkungen der Ejektamasse veranschaulichen (links), Geschwindigkeit (Mitte), Deckkraft (Recht) auf Emission. R-Prozesswärme wurde als einfaches Potenzgesetz mit ζ = 1,3 angenähert. In der mittleren und rechten Tafel, Mej ist auf 0,01 . eingestelltM. Der Wert von κeff ist 10 cm 2 g 𢄡 im linken und mittleren Feld und vej ist 0,2c im linken und rechten Panel. Die Thermalisierung wurde aus den numerischen Ergebnissen von [17] abgeschätzt.

3.1. R-Prozesserwärmung und Radioaktivität

Der dominante Decay-Kanal für instabile r-Prozesskerne ist β-Zerfall [(Z, N) → (Zʱ, Nein𢄡) 20], das hochenergetische β-Teilchen, Neutrinos und γ-Strahlen emittiert. In den meisten Realisierungen der r-Prozess, ausgewählte Kerne unterliegen auch einem α-Zerfall ((Z, N) → (Z𢄢, Nein𢄢)) und Spaltung, wodurch Energie in Form von massiveren α-Teilchen und Spaltungsfragmenten freigesetzt wird. [17, 21�]. Diese suprathermalen Partikel und Photonen übertragen Wärme auf die Ejekta, während sie mit ihr interagieren, und die vom erhitzten Gas erzeugten thermischen Photonen diffundieren nach außen, um die Lichtkurve zu bilden. Die entstehende Leuchtkraft sowie das Verhältnis zwischen Leuchtkraft und ausgestoßener Masse hängen sowohl von der Geschwindigkeit ab, mit der die r-Prozess Energie erzeugt und die Effizienz, mit der diese Energie in thermische Photonen umgewandelt wird.

Als [4] die ersten Kilonova-Modelle konstruierte, behandelten sie die Gesamtnormalisierung der Energie von r-Prozesszerfall als freier Parameter proportional zur Ruheenergie des ausgestoßenen Materials. Mit anderen Worten, die Summe der gesamten aus der Radioaktivität freigesetzten Energie wurde zu f M ej c 2 genommen, mit f variieren dürfen. Trotz dieser Vereinfachung ist ihr Modell der r-Prozess aufgedeckt, was sich als robustes Merkmal von . herausstellte r-Radioaktivität verarbeiten. Unter der Annahme, dass die Lebensdauern τ zerfallender Kerne gleichmäßig logarithmisch verteilt sind und die Korrelation zwischen τ und der Zerfallsenergie ignoriert werden, haben Li et al. [4] berechnete, dass r-Prozesszerfall sollte Energie freisetzen wie Ėrad𢇑/t. Strengere Berechnungen mit Voll r-Prozess-Kernreaktionsnetzwerke [20, 24, 25] sowie robustere analytische Behandlungen [26] modifizierten dieses Bild und fanden heraus, dass beim Erhitzen der β-Zerfall eines breiten Kernensembles die Energieproduktion dominiert is well-approximated by a steeper power-law, Ė rad ∝ t - ζ with ζ = 1.2𢄡.4.

However, while power-law heating is a useful model, uncertainties in r-process calculations resulting from unmeasured quantities, as well as the sensitivity of the r-process to its astrophysical environment, leave room for variability in nucleosynthesis and decay, and therefore Ėrad. In particular, the behavior of Ėrad is likely to deviate from a power-law if α-decay or fission becomes dominant over β-decay, or if only a small number of nuclei are contributing to the heating [22, 23, 27].

More detailed nuclear calculations also revealed the absolute scale of the energy released by r-process decay, allowing [20] to predict that the peak luminosity of transients from NS2 mergers would be about a thousand time brighter than a classical nova, motivating the term “kilonova.”

Metzgeret al. [20] was also the first to estimate the fraction of the energy from r-process decay able to effectively heat the gas (the “thermalization fraction”). More detailed numerical work on thermalization was carried out by [17], who found that thermalization increased for denser ejecta configurations, lower-energy decay spectra, and radioactivity profiles that favored α-decay or fission relative to β-decay. These themes were revisted in [28]. Later analytic work [27, 29], showed that thermalization also depends on how the decay spectrum and Ėrad evolve with time. The potential variation in r-process heating [see e.g., [23]], and the sensitivity of the thermalization efficiency to that variation, suggest that further detailed numerical studies may be useful for understanding the true allowed range of kilonova heating and luminosity.

3.2. Mass Ejection

There are three main channels through which merging compact objects ejecta mass [see reviews by [30, 31]]. All produce an outflow neutron rich enough to support at least a light r-process.

High-velocity tidally shredded outflows are produced during the final stages of inspiral when a NS is disrupted by the differential gravitational field of its binary companion. While the quantity of ejected mass depends on the NS EOS (less compact EOSs are more easily shredded) as well as the mass ratio of the binary and the spins of the component stars [32�], it is generally expected to be small [縐 𢄤 M⊙ [36, 37]] for a NS2 merger, though it can be substantially larger (ߠ.1M⊙) for a NSBH merger provided the NS disrupts outside the innermost stable circular orbit [38, 39]. Tidal shredding produces a cold, low-entropy outflow with an abundance of free neutrons. It is therefore expected to undergo a robust r-process with nucleosynthesis beyond the third peak [e.g., [13]].

In contrast, dynamically squeezed matter is subject to enough weak interactions to inhibit the synthesis of the heaviest elements. Dynamical squeezing occurs when merging NSs finally collide [36, 37, 40]. The violence of the collision expels material from the contact interface via shocks, which accelerate the resulting outflow to high velocities and heat it to high temperatures, allowing the production of thermal electron/positron pairs and neutrinos. Absorption of these particles then raises the Jae of the gas [41, 42].

The mass of this component increases with NS compactness [36], since NSs with smaller radii make contact at a smaller separation, and therefore a higher velocity, leading to more energetic collisions capable of unbinding more matter (this trend holds only up to a point mass ejection is minimal if the colliding NSs are compact enough to collapse promptly to a BH [43], though mass asymmetry can offset this effect [37]).

Some simulations [36, 44] suggest that, in certain cases, this outflow will feature a high-velocity, low-mass (縐 𢄥 M⊙) tail of material whose rapid expansion hinders neutron capture, resulting in a composition dominated by lighter nuceli and leftover free neutrons [21]. Under such conditions, the free-neutron decay could power a short-lived transient peaking on timescales close to the free-neutron half life [45].

The most robust mass ejection channel may be winds from accretion disks surrounding the mergers' central remnants (CRs). In NSBH mergers, the disk is formed from disrupted NS matter that remains gravitationally bound. For NS2 mergers, the primary source of disk material is a NS CR, which pushes material off its surface as it transitions from differential to solid-body rotation [46] (The prompt collapse of a CR therefore inhibits disk formation for NS2 mergers.) Disk material is unbound through some combination of viscous heating [47], magnetic turbulence [48], α-recombination [49], and ν-absorption [50, 51].

The effect of weak interactions on the disk composition is uncertain, and likely depends strongly on the CR. While a central NS would be strong source of neutrinos [e.g., [52]], a central BH would not be in the latter case, weak interactions in the disk would be limited to those driven by thermal neutrinos and positrons produced by the disk itself [53]. Many studies [48, 54, 55] have found that, for a BH CR, the accretion disk regulates its composition to a low Jae, though the exact distribution of Jae appears to be sensitive to the neutrino transport method adopted [e.g., [56]].

As with other mass ejection methods, the mass of the disk (and therefore the disk wind) depends on the binary parameters and NS EOS [e.g., [40]]. Less compact NS EOSs produce more massive disks, and therefore more massive disk outflows. The EOS also affects the composition (at least for NS2 mergers) by controlling the fate of the CR, and the exposure of the disk to neutrino irradiation [57�].

3.3. Opazität

The distinct compositions burned in the various outflows generated in NS2 and NSBH mergers have major effects on kilonova emission because the composition of the gas determines the opacity of the ejecta, which in turn influences the light curve and the spectral energy distribution (SED).

As the gas expands, it cools to temperatures (绾w × 10 3 K) that support low levels of ionization. Under these conditions, the dominant source of opacity is bound-bound (“line”) opacity [60]. In the bound-bound regime, the absorption of photons by atoms results not in ionization, but in the excitation of its bound electrons to a higher-energy configuration. While the probability that any particular absorption will occur is a function of the many-body quantum mechanics governing the absorbing atom, the effective Kontinuum opacity depends on the number of opportunities for a photon of a given energy to suffer an absorption—i.e., on the density of moderate to strong lines in wavelength space.

Determining bound-bound opacity is particularly challenging for r-process compositions, since there is limited experimental data on energy levels and absorption probabilities for many of the species burned by the r-process. Nevertheless, general trends can be deduced from simple heuristics. First, the more unique species are present in a composition, the greater the number of lines, and the higher the opacity. Second, and more significantly, the presence of atomic species with a high degree of complexity (i.e., with a greater number of distinct electronic configurations) will increase opacity.

Atomic complexity is a function of the size of an atom's valence electron shell. A valence shell that accommodates a larger number of electrons allows for more distinct electronic configurations each configuration has a slightly different energy, so the net effect is a greater number of energy levels, more transitions between energy levels, and a higher opacity [see e.g., [61]]. This picture has been borne out both by available experimental data [62] and by atomic structure calculations, with groups using different atomic structure modeling codes all finding a striking increase in opacity as valence shell size increases [61, 63, 64].

The relationship between atomic complexity and opacity has profound implications for kilonovae. Lanthanides and actinides are the most complex elements in the Periodic Table. These species have a high number of closely spaced energy levels, resulting in an abundance of low-energy bound-bound transitions and a high opacity that extends out into the near infrared (NIR). While lanthanides and actinides are easily synthesized by the heavy r-process, they are produced in negligible quantities in a light r-process event [11, 12]. The opacity of the kilonova ejecta𠅊nd the color of its emission—therefore depend sensitively on the nucleosynthesis that took place in its ejecta.

As first explained in [65], the high opacity of a lanthanide-rich (heavy r-process) ejecta delays and dims the light curve peak, while the extreme density of lines at optical wavelengths pushes the emission redward, causing the spectrum to peak in the NIR [see also [62]]. Of course, not all outflows from compact object mergers will undergo a heavy r-process. Licht r-process compositions, will have a lower opacity. The emission associated with these outflows will have a faster rise a sharper, brighter light-curve peak and an SED concentrated at blue/optical wavelengths, similar to the original predictions of [20].

Kilonova emission may be due to a combination of signals from multiple outflows characterized by different histories of nucleosynthesis: a “red” component associated with a lanthanide-rich outflow, and a 𠇋lue” component from a composition that failed to burn lanthanides [58, 65]. The outcome of the r-process is closely tied to the manner of mass ejection and, in the case of disk winds, the nature or lifetime of the CR. The presence or relative prominence of red or blue kilonova components can therefore reveal the mass ejection mechanisms at play, and even shine an (indirect) light on the NS EOS.


Extended Data Figure 1 Timeline of the discovery and the observability of AT 2017gfo in the first 24 h following the merger.

The curved lines denote the airmass and altitude (in degrees above the horizon) of the position of AT 2017gfo on the sky at each LCO Southern Hemisphere site from the start of the night until the hour-angle limit of the LCO 1-m telescopes. The vertical thick lines denote the times when LCO images were obtained (colours correspond to the different filters as denoted in the legend of Fig. 3). AT 2017gfo was observable for approximately 1.5 h at the beginning of the night. Having three Southern Hemisphere sites allowed us to detect the kilonova approximately 6.5 h after the LIGO-Virgo localization, follow it approximately 10 h later, and continue to observe it three times per 24-h period for the following days (Fig. 3). Counterpart announcement is from ref. 31.

Extended Data Figure 2 Blackbody fits.

MCMC parameter distributions (einf) and spectral energy distributions (luminosity density Lλ as a function of wavelength) with the blackbody fits (Gl) are shown for the six epochs (noted by their modified Julian dates, MJD) with observations in more than two bands after excluding w-band data. In the parameter distributions, contour lines denote 50% and 90% bounds, the red and blue solid lines overplotted on each histogram denote the mean and median of each parameter distribution (respectively), and the dashed lines denote 68% confidence bounds. Error bars on the luminosity densities denote 1σ uncertainties.

Extended Data Figure 3 Bolometric luminosity, photospheric radius and temperature deduced from blackbody fits.

Error bars denote 1σ uncertainties (nein = 200). The large uncertainties in the later epochs might be due to a blackbody that peaks redward of our available data, so these data points should be considered to be temperature upper limits. Our MCMC fits of an analytical model 32 to the bolometric luminosity are shown in blue, and the numerical models 21 from Fig. 3 are shown in red in the top panel. The numerical models were tailored to fit Vriw bands, but not the G band, which is driving the high bolometric luminosity at early times.

Extended Data Figure 4 AT 2017gfo evolves faster than any known supernova, contributing to its classification as a kilonova.

We compare our w-band data of AT 2017gfo (red arrows denote 5σ non-detection upper limits reported by others 55,56 ) to r-band templates of common supernova types (types Ia and Ib/c normalized to peaks of −19 mag and −18 mag, respectively) 50,51 , to r-band data of two rapidly evolving supernovae 52,53 (SN 2002bj and SN 2010X) and to R-band data of the drop from the plateau of the prototypical type IIP supernova 54 SN 1999em (dashed line shifted by 1 mag for clarity).

Extended Data Figure 5 Peak luminosity and time of AT 2017gfo compared to simple analytical predictions.

The parameters 11 from equations (1) and (2) are shown for different values of the ejecta mass Mej (solid lines), the opacity κ (dashed lines), and for two different ejecta velocities vej (red and blue lines). The rise time and peak luminosity of AT 2017gfo (black arrow) can be reproduced by an ejecta velocity vej ≈ 0.3c and a low opacity of κ ≲ 1 cm 2 g −1 . Matching the data with higher opacities would require higher ejecta velocities.

Extended Data Figure 6 Parameter distribution for MCMC fits of analytical kilonova models 32 to our bolometric light curve.

The contour lines denote 50% and 90% bounds. The red and blue solid lines overplotted on each histogram denote the mean and median of each parameter distribution (respectively). The dashed lines denote 68% confidence bounds. The fits converge on an ejecta mass of (4.02 ± 0.05) × 10 −2 M but they do not constrain the velocity (converging on the largest possible range) or the geometrical parameters (θej und Φej), nor do they reproduce the colour evolution of our event (not shown). This indicates that these models may not be entirely valid for AT 2017gfo (although in ref. 59 it is shown that the geometrical parameters cannot be constrained either way). Our numerical models 21 , on the other hand, which include detailed radiation transport calculations, do provide a good fit to the data (Fig. 3) with Mej = (2–2.5) × 10 −2 M , vej = 0.3c, and a lanthanide mass fraction of Xlan = 10 −4.5 , corresponding to an effective opacity of κ ≲ 1 cm 2 g −1 .

Extended Data Figure 7 Expected kilonova rates in optical transient surveys.

The number of AT 2017gfo-like events per year detectable by r-band transient surveys in two (solid lines), three (dashed lines) and five (dotted lines) epochs before fading from view. The numbers of events refer to the entire sky, and should be multiplied by the fraction of sky covered by the survey. We assume that the intrinsic rate of events is one per year out to 40 Mpc (scaling accordingly to larger distances).


ZUM THEMA PASSENDE ARTIKEL

The newly described object, named GRB150101B, was reported as a gamma-ray burst localized by NASA's Neil Gehrels Swift Observatory in 2015.

Follow-up observations by NASA's Chandra X-ray Observatory, the Hubble Space Telescope (HST) and the Discovery Channel Telescope (DCT) suggest that GRB150101B shares remarkable similarities with the neutron star merger, named GW170817, discovered by the Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory (LIGO) and observed by multiple light-gathering telescopes in 2017.

A new study suggests that these two separate objects may, in fact, be directly related.

The phenomenon was first seen on October 16, 2017, when an international group of astronomers and physicists excitedly reported the first simultaneous detection of light and gravitational waves from the same source - a merger of two neutron stars.

'Our discovery tells us that events like GW170817 and GRB150101B could represent a whole new class of erupting objects that turn on and off--and might actually be relatively common,' said Troja.

The results were published on October 16, 2018 in the journal Nature Communications.

'We have a case of cosmic look-alikes,' said study co-author Geoffrey Ryan, a postdoctoral researcher in the UMD Department of Astronomy and a fellow of the Joint Space-Science Institute.

Two super-dense neutron stars collided in a stellar fireball dubbed a 'kilonova' 130 million light years from Earth in a discovery that could 'open a new chapter in astrophysics'. This graphic shows the sequence of events that led to the detection of the gravitational waves

'They look the same, act the same and come from similar neighborhoods, so the simplest explanation is that they are from the same family of objects.'

In the cases of both GRB150101B and GW170817, the explosion was likely viewed 'off-axis,' that is, with the jet not pointing directly towards Earth.

So far, these events are the only two off-axis short GRBs that astronomers have identified.

The optical emission from GRB150101B is largely in the blue portion of the spectrum, providing an important clue that this event is another kilonova, as seen in GW170817.

'Every new observation helps us learn better how to identify kilonovae with spectral fingerprints: silver creates a blue color, whereas gold and platinum add a shade of red, for example,' Troja added.

This image provides three different perspectives on GRB150101B, the first known cosmic analogue of GW170817, the gravitational wave event discovered in 2017. At center, an image from the Hubble Space Telescope shows the galaxy where GRB150101B took place. At top right, two X-ray images from NASA's Chandra X-ray observatory show the event as it appeared on January 9, 2015 (left), with a jet visible below and to the left and a month later, on February 10, 2015 (right), as the jet faded away. The bright X-ray spot is the galaxy's nucleus.

'We've been able identify this kilonova without gravitational wave data, so maybe in the future, we'll even be able to do this without directly observing a gamma-ray burst.'

While there are many commonalities between GRB150101B and GW170817, there are two very important differences.

One is their location: GW170817 is relatively close, at about 130 million light years from Earth, while GRB150101B lies about 1.7 billion light years away.

The second important difference is that, unlike GW170817, gravitational wave data does not exist for GRB150101B.

Without this information, the team cannot calculate the masses of the two objects that merged.

It is possible that the event resulted from the merger of a black hole and a neutron star, rather than two neutron stars.

As neutron stars collide, some of the debris blasts away in particle jets moving at nearly the speed of light, producing a brief burst of gamma rays.

'Surely it's only a matter of time before another event like GW170817 will provide both gravitational wave data and electromagnetic imagery,' said study co-author Alexander Kutyrev, an associate research scientist in the UMD Department of Astronomy with a joint appointment at NASA's Goddard Space Flight Center.

If the next such observation reveals a merger between a neutron star and a black hole, that would be truly groundbreaking,' 'Our latest observations give us renewed hope that we'll see such an event before too long.'

WHAT ARE NEUTRON STARS?

Neutron stars are the collapsed, burnt-out cores of dead stars.

When large stars reach the end of their lives, their core will collapse, blowing off the outer layers of the star.

This leaves an extremely dense object known as a neutron star, which squashes more mass than is contained in the sun into the size of a city.

A neutron star typically would have a mass that's perhaps half-a-million times the mass of the Earth, but they're only about 20 kilometres (12 miles) across.

A handful of material from this star would weigh as much as Mount Everest.

They are very hot, perhaps a million degrees, highly radioactive, and have incredibly intense magnetic fields.

This makes them arguably the most hostile environments in the Universe today, according to Professor Patrick Sutton, head of Cardiff University's gravitational physics department.

The dense objects, in particular their cores, are key to our understanding of the universe's heavy elements.


2 Neutron Stars Collided, So Are They a Black Hole Now?

For the first time, scientists have seen the source of gravitational waves from two colliding neutron stars, and the space oddity doesn't stop there. Those neutron stars might have collapsed into a black hole after they merged, scientists say.

On Aug. 17, 2017, the gravitational-wave observatories LIGO (short for the "Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory") and Virgo detected a strong signal from the galaxy NGC 4993. Scientists pinpointed the source of that signal in the sky, and an international collaboration immediately sprung forth to observe the event with terrestrial and space observatories. Researchers detected light from the neutron-star crash across the entire electromagnetic spectrum, beginning with a burst of high-energy gamma-rays seconds after the gravitational waves were detected.

The observations indicate that the waves and light came from a pair of merging neutron stars about 130 million light-years away, according to a news conference on Monday Oct. 16, 2017. Neutron stars are the incredibly dense remnants of stars that have exploded in supernovas. The two that merged were 1.6 and 1.1 times as massive as our sun, but each was no wider than Washington, D.C., according to a statement by the Space Telescope Science Institute. [When Neutron Stars Collide! What Telescopes Saw (Videos)]

As the stars spiraled into each other, they sent gravitational waves through the universe and released tremendous amounts of light when they finally collided. Scientist call the phenomenon a "kilonova."

"We don't actually know what happened to the objects at the end," David Shoemaker, a senior research scientist at MIT and a spokesman for the LIGO Scientific Collaboration, said at a news conference today (Oct. 16) at the National Press Club in Washington, D.C. "We don't know whether it's a black hole, a neutron star or something else."

From neutron stars to black hole?

Such a massive object could collapse under its own weight, forming a black hole. A black hole is essentially a point of infinite density surrounded by a region of no return &mdash the event horizon, inside which not even light can escape.

If the new object did collapse into a black hole, "it's the lightest one that we know about," Harvard astronomer Edo Berger said at the news conference. Berger's team analyzed the light from the kilonova and found evidence of superheavy elements, like gold and platinum, forged in the violent event. [What Neutron Stars Are Made Of (Infographic)]

Eleonora Troja, a high-energy astrophysicist at the University of Maryland and NASA's Goddard Space Flight Center, expressed a bit more confidence in what the new object may be. "[It's] very likely the collision of two neutron stars resulted in a new black hole," she said at the news conference.

Troja has good reason to believe the stars did form a black hole. Right after the gamma-rays and gravitational waves were detected on Earth, NASA's Swift Gamma-Ray Burst observatory, which orbits high above Earth, returned some interesting results: a bright source of ultraviolet light, but no X-rays. This was the first time in the Swift observatory's 13 years of working on the mission that it had come up empty-handed, according to Troja. NASA's Chandra X-ray Observatory, and Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR), also saw nothing in the X-ray spectrum.

A signal! But from what?

Nine days after the gravitational waves were detected by LIGO and Virgo, Troja's team finally picked up a faint X-ray signal &mdash one so weak only the space-based Chandra X-ray Observatory could detect it.

For Troja, the faint signal suggests the presence something far more powerful: jets of matter and radiation spewing the same amount of energy in a few days that the sun radiates over millions of years.

The paltry signal was an effect of the viewing angle, Raffaella Margutti, an astrophysicist at Northwestern University, told Space.com. It took nine days for the jet to spread out enough for the spray of X-rays to begin hitting Earth, she said. Margutti is the lead author on one of the Chandra X-ray Observatory studies that resulted from the discovery, and a coauthor on at leat eight related studies.

Margutti cautioned that many astronomical objects can produce jets. They simply need enough energy to feed a stream of material and an axis of rotation to establish the direction from which the material shoots out.

"There's nothing obvious … that would tell us that the remnant was a black hole or neutron star," Margutti said.

X-ray and radio observatories are still gathering data on the kilonova remnant, but scientists may never know what became of the two stars. "Once the light is off, we will never see it again," Margutti said.