Килоновая
Килоно́вая (англ. kilonova; макроновая, англ. macronova), яркая вспышка космического электромагнитного излучения в диапазонах от ультрафиолетового (УФ) до ближнего инфракрасного (ИК) со светимостью в максимуме, в тысячу раз превосходящей светимость классической новой звезды. Термин «килоновая» был предложен в 2010 г. в статье американского астрофизика Б. Мецгера и др. (Metzger.[1] 2010), хотя сам процесс, лежащий в основе их возникновения, был впервые рассмотрен ещё в начале 1970-х гг.
Некоторые тесные двойные системы, состоящие из двух нейтронных звёзд или из нейтронной звезды и чёрной дыры, сливаются за время, меньшее возраста Вселенной. Результатом такого слияния может быть запуск релятивистского джета и короткий гамма-всплеск. Другим наблюдательным следствием слияния может быть возникновение килоновой вследствие радиоактивного распада нестабильных изотопов, которые синтезируются в насыщенном свободными нейтронами веществе, выброшенном из нейтронной звезды в процессе слияния. Длительность вспышки растёт с увеличением длины волны: в УФ-диапазоне килоновая ярко светит в течение времени порядка суток, а в ближнем ИК-диапазоне – до нескольких недель.
Первое наблюдение этого явления состоялось в 2013 г., когда космический телескоп «Хаббл» зарегистрировал быстро затухающий транзиент (временный источник излучения) в оптическом и ближнем ИК-диапазоне, образовавшийся на месте короткого гамма-всплеска GRB 130603B. Наиболее хорошо изучена килоновая, образовавшаяся в результате слияния двух нейтронных звёзд на расстоянии около 40 мегапарсек от Земли, которое было источником гравитационно-волнового сигнала GW170817 и короткого гамма-всплеска GRB 170817A, наблюдавшихся в 2017 г. Наблюдения этого транзиента в различных диапазонах электромагнитного спектра помогли значительно улучшить модели эволюции килоновой.
Ядерный синтез в килоновых протекает путём быстрых процессов захвата нейтронов (r-процессов): в сверхнасыщенной нейтронами среде промежутки между столкновениями их с ядрами настолько малы, что образующиеся неустойчивые ядра не успевают распасться и массовые числа образующихся ядер быстро растут. Также эти процессы происходят при коллапсе ядер массивных звёзд во время взрыва сверхновых звёзд Ib, Ic, II типов. Суммарно около половины атомов тяжелее железа во Вселенной образуется в результате r-процессов, причём современные данные указывают на то, что именно килоновые вносят в это основной вклад.
Примечания
Литература
- Electromagnetic counterparts of compact object mergers powered by the radioactive decay of r-process nuclei / B. D. Metzger, G. Martínez-Pinedo, S. Darbha [et al.] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. – 2010. – Vol. 406, № 4. – P. 2650–2662.
- Fernández R. Electromagnetic Signatures of Neutron Star Mergers in the Advanced LIGO Era / R. Fernández, B. D. Metzger // Annual Review of Nuclear and Particle Science. – 2016. – Vol. 66, № 1. – P. 23–45.
- Abbott B. P. Multi-messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger / B. P. Abbott, R. Abbott, T. D. Abbott [et al.] // The Astrophysical Journal Letters. – 2017. – Vol. 848, № 2. – L12.
- Neutron Star Mergers and Nucleosynthesis of Heavy Elements / F. Thielemann, M. Eichler, I. V. Panov, B. Wehmeyer // Annual Review of Nuclear and Particle Science. – 2017. – Vol. 67. – P. 253–274.