Astronomie

Une kilonova laisse-t-elle un résidu de masse élevée ?

Une kilonova laisse-t-elle un résidu de masse élevée ?

Ma compréhension des supernovae de type Ia est qu'elles sont censées, dans la plupart des cas, détruire la ou les naines blanches qui y sont entrées, ne laissant aucun résidu de haute densité (c'est-à-dire pas de naine blanche, d'étoile à neutrons ou de trou noir). On s'attend à ce que les collisions trou noir/trou noir laissent derrière elles un trou noir, bien sûr, avec une masse inférieure à la somme des masses des trous noirs qui sont entrés dans la collision. Est-ce que nous nous attendons à ce qu'une kilonova ne laisse derrière elle que du gaz et des radiations ou une sorte de reste stellaire ? S'il laisse un vestige, quelle classe attendons-nous qu'il soit (naine blanche, étoile à neutrons ou trou noir) et quelle masse ? L'addition de masse semble redondante, mais les lignes de partage entre les masses de ces objets sont basées sur les limites supérieures de la masse de la classe la moins dense (limite de Chandrasekhar pour les naines blanches, limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff pour les étoiles à neutrons), et don ne s'appliquent pas réellement comme limites inférieures pour la masse de la classe de haute densité. Par exemple, les étoiles à neutrons sont parfois appelées noyaux géants, ce qui placerait la limite inférieure de leur masse à 1 $ ou 2 $ d'unités de masse atomique, selon que la présence d'un neutron et la stabilité à la désintégration radioactive sont des exigences. Oui, ces temps-là, les gens sont poétiques en raison de la différence de mécanismes de stabilisation (gravité vs forces nucléaires), mais le fait demeure qu'il est possible qu'une étoile à neutrons soit théoriquement stable à moins de 1,4 M$_odot$. La seule limite inférieure à la masse du trou noir que je connaisse serait la limite de durée de vie de l'évaporation du trou noir.

En d'autres termes, pensons-nous que la densité en un point quelconque de l'une ou l'autre des étoiles à neutrons inspiratrices devient suffisamment élevée pour former un horizon des événements ? Si cela se produit, cela semble être un moyen plausible de produire des trous noirs plus petits que ceux produits par les supernovae à effondrement du noyau, un peu comme la façon dont la masse critique pour les bombes atomiques peut être atteinte en rassemblant suffisamment de matière fissile ou en compressant suffisamment la matière disponible. (par exemple le mécanisme de détonation du gros homme contre celui du petit garçon).


Je pense que l'on s'attend généralement à ce que la fusion de deux étoiles à neutrons conduise à la formation d'un trou noir. Ce qui est plus incertain est de savoir si ce trou noir se forme immédiatement ou si un état intermédiaire d'une étoile à neutrons hyper(/supra)massive se forme (voir, par exemple, la Sec IIC de Hotokezaka et al, PRD, 044026, 2013 pour une définition des étoiles à neutrons hypermassives et supermassives), qui s'effondre ensuite en un trou noir après un court laps de temps. Quelques articles examinant la stabilité d'une telle étoile à neutrons hypermassive formée à partir d'une fusion binaire sont - 1, 2, 3 et 4 (consultez les références et les citations pour plus d'informations). Dans les trois premières références, je pense que l'effondrement en un trou noir est attendu dans une seconde (voir le tableau 2 dans Hotokezaka et al, PRD, 044026, 2013 pour les durées de vie attendues avant les temps d'effondrement pour diverses équations d'état et de masse des étoiles à neutrons), tandis que dans la dernière, on trouve une gamme de temps d'effondrement allant de quelques fractions de seconde à plusieurs dizaines de milliers de secondes.

Une recherche d'un vestige post-fusion de la fusion d'étoiles à neutrons binaires GW170817 est maintenant disponible ici. Dans l'introduction de cet article, il décrit plus en détail certaines des possibilités de restes post-fusion que j'ai mentionnées ci-dessus. Les recherches ne trouvent aucune preuve d'un signal, mais étant donné leurs sensibilités, ce n'est pas surprenant (il faudrait plus que la masse totale du système pour avoir été convertie en ondes gravitationnelles pour voir quoi que ce soit !)


Une kilonova laisse-t-elle un résidu de masse élevée ? - Astronomie

Tout ce qui reste de l'étoile après l'éjection des couches externes dans l'espace est le reste du noyau. Le gaz du noyau est surcomprimé par gravité pour former un étrange type de gaz fait de « matière dégénérée ». Il est important de se rappeler que ce qui arrive au noyau dépend de la masse du cœur, plutôt que la masse d'origine de l'étoile de la séquence principale dont elle est issue, car la seule chose qui reste à la gravité pour vraiment compresser est le noyau.

Matière dégénérée

La première règle est que seules certaines énergies sont autorisées dans un espace étroitement confiné. Les particules sont disposées en niveaux d'énergie comme les barreaux d'une échelle d'énergie. Dans le gaz ordinaire, la plupart des niveaux d'énergie ne sont pas remplis et les particules sont libres de se déplacer. Mais dans un gaz dégénéré, tous les niveaux d'énergie inférieurs sont remplis. La deuxième règle est que seules deux particules peuvent partager le même niveau d'énergie dans un volume donné à la fois. Pour les naines blanches, les particules dégénérées sont les électrons. Pour les étoiles à neutrons, les particules dégénérées sont des neutrons. La troisième règle est que la distance à laquelle les particules peuvent être espacées dépend inversement sur leurs masses. Les électrons sont plus espacés dans un gaz d'électrons dégénéré que les neutrons dans un gaz de neutrons dégénéré parce que les électrons sont beaucoup moins massifs que les neutrons.

    Les particules dégénérées (électrons ou neutrons) sont verrouillées en place parce que toutes les coquilles de basse énergie sont remplies. La seule façon dont ils peuvent se déplacer est d'absorber suffisamment d'énergie pour atteindre les coquilles énergétiques supérieures. C'est difficile faire! La compression d'un gaz dégénéré nécessite une modification des mouvements de la particule dégénérée. Mais cela demande BEAUCOUP d'énergie. Les particules dégénérées n'ont pas d'espace pour les coudes et leur bousculade résiste fortement à la compression. Le gaz dégénéré est comme de l'acier trempé !

Mais pour changer la vitesse des particules dégénérées, il faut BEAUCOUP d'énergie car elles sont bloquées les unes contre les autres. L'ajout de chaleur ne fait que déplacer plus rapidement les particules non dégénérées, mais les particules dégénérées fournissant la pression ne sont pas affectées.


Les astronomes observent le tout premier « Kilanova » – voici ce qui se passe

Lundi, les astronomes ont annoncé une nouvelle découverte extrêmement excitante : pour la toute première fois, ils ont observé deux étoiles à neutrons entrer en collision et créer des ondes gravitationnelles. Un astronome a décrit la découverte comme "le Saint Graal".

C'est une découverte à succès pour un certain nombre de raisons, mais d'autant plus que c'est la première fois que l'origine des ondes gravitationnelles est visible - les précédentes découvertes d'ondes gravitationnelles proviennent de la collision de trous noirs. La nouvelle découverte offre l'occasion d'en savoir plus :

Ces découvertes ont beaucoup appris aux scientifiques sur les types de trous noirs trouvés dans notre Univers, mais elles n'offrent pas beaucoup d'opportunités pour des observations de suivi. Les trous noirs ont des forces gravitationnelles incroyablement puissantes, donc rien, pas même la lumière, ne peut leur échapper. Même si les astronomes pouvaient localiser l'endroit où une fusion de trous noirs s'est produite, les télescopes qui observent la lumière ne pourraient rien voir. C'est pourquoi les astronomes sont impatients de trouver des étoiles à neutrons en fusion.

L'observation semble avoir révélé les origines de l'or et d'autres éléments similaires

L'événement a été la première observation directe d'un fracas d'étoiles à neutrons, qui se forment lorsque des étoiles vieillissantes explosent et laissent derrière elles un résidu riche en neutrons. À la suite de la collision, les résidus de barattage ont forgé de l'or, de l'argent, du platine et une poignée d'autres éléments lourds tels que l'uranium, ont rapporté des chercheurs le 16 octobre lors d'une conférence de presse à Washington, DC Les lieux de naissance de ces éléments étaient auparavant inconnus, mais leurs origines ont été révélés par la rémanence du cataclysme. "C'est vraiment la dernière pièce manquante" du tableau périodique, explique Anna Frebel, astronome au MIT qui n'a pas participé à la recherche. "C'est le paradis pour tous ceux qui travaillent dans le domaine." Après la collision, environ 10 fois la masse d'or de la Terre a été vomie dans l'espace, ont calculé les scientifiques.

La découverte est le résultat de milliers d'astronomes qui coordonnent leurs efforts :

À la tombée de la nuit au Chili, un petit télescope avait localisé les signaux dans le ciel : le tout premier éclatement d'étoiles à neutrons jamais découvert avec des ondes gravitationnelles. Quelques heures après le premier signal dans le détecteur LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) à Hanford, Washington, le 17 août, environ 70 télescopes et observatoires à travers la planète et dans l'espace se sont tournés de concert pour faire face au même endroit dans la constellation de l'Hydre. "Je ne pense pas qu'il soit hors de question qu'il s'agisse de l'événement astronomique le plus observé de tous les temps. C'est une notion passionnante et un peu écrasante", a déclaré le porte-parole de LIGO, David Shoemaker. "Nous avons quelque part entre un quart et un tiers de tous les astronomes du monde qui travaillent avec nous."


La collision d'étoiles à neutrons inonde l'univers d'une multitude de découvertes

ÉCLAT LUMINEUX Après que deux étoiles à neutrons se soient heurtées, les scientifiques ont détecté des ondes gravitationnelles, une explosion de rayons gamma et une lueur provenant de la matière éjectée, illustrée dans cette conception d'artiste.

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

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16 octobre 2017 à 10h00

WASHINGTON — Deux noyaux ultradenses d'étoiles mortes ont produit une collision cosmique tant attendue, inondant les scientifiques de richesses.

L'événement a été la première observation directe d'un fracas d'étoiles à neutrons, qui se forment lorsque des étoiles vieillissantes explosent et laissent derrière elles un résidu riche en neutrons. À la suite de la collision, les résidus de barattage ont forgé de l'or, de l'argent, du platine et une poignée d'autres éléments lourds tels que l'uranium, ont rapporté des chercheurs le 16 octobre lors d'une conférence de presse à Washington, DC Les lieux de naissance de ces éléments étaient auparavant inconnus, mais leurs origines ont été révélés par la rémanence du cataclysme.

"C'est vraiment la dernière pièce manquante" du tableau périodique, explique Anna Frebel, astronome au MIT qui n'a pas participé à la recherche. "C'est le paradis pour tous ceux qui travaillent sur le terrain." Après la collision, environ 10 fois la masse d'or de la Terre a été vomie dans l'espace, ont calculé certains scientifiques.

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À l'aide de données recueillies par environ 70 observatoires différents, les astronomes ont caractérisé l'événement avec des détails exquis, publiant une multitude d'articles décrivant les résultats. Un tremblement d'ondes gravitationnelles, repéré par l'Observatoire des ondes gravitationnelles à interféromètre laser avancé, LIGO, le 17 août, a fourni le premier signe du cataclysme.

Types de lumière

Robert Hurt/IPAC/Caltech, Mansi Kasliwal et Gregg Hallinan/Caltech, Phil Evans/NASA et la collaboration GROWTH

Les télescopes ont capté la rémanence de deux étoiles à neutrons convergentes dans une variété de longueurs d'onde de la lumière, de l'ultraviolet (à gauche, image du satellite Swift de la NASA) à l'infrarouge (au milieu, image du télescope Gemini South) aux ondes radio (à droite, image du très grand tableau).

"Cela transforme déjà notre compréhension de l'univers, avec un nouveau récit de la physique des étoiles à l'agonie", a déclaré France Córdova, directrice de la National Science Foundation, qui finance LIGO.

Une séquence de divers types de rayonnement électromagnétique a suivi ce trille gravitationnel, comme des instruments de musique se relayant dans une symphonie. Une explosion de rayons gamma s'est transformée en une lueur de lumière visible et infrarouge, repérée pour la première fois environ 12 heures après le smashup. Plus d'une semaine plus tard, alors que ces longueurs d'onde s'estompaient, les rayons X ont crescendo, suivis d'ondes radio.

Combiner les ondes gravitationnelles avec la lumière d'une fusion d'étoiles à neutrons est un rêve de longue date des astrophysiciens. « L'image que vous pouvez dresser en ayant toutes ces sources est synergique », a déclaré le porte-parole de LIGO, David Shoemaker du MIT. "Vous pouvez faire des déductions qui seraient autrement impossibles.”

Cette image détaillée a révélé le fonctionnement interne des collisions d'étoiles à neutrons et la source de brèves explosions de lumière à haute énergie appelées sursauts gamma courts. Les chercheurs ont également calculé la vitesse à laquelle l'univers s'étend et testé les propriétés du matériau étrange dans les étoiles à neutrons.

Pour les astrophysiciens, « cet événement est la pierre de Rosette », déclare Richard O'Shaughnessy, membre de LIGO du Rochester Institute of Technology à New York.

Les deux détecteurs de LIGO, situés aux États-Unis, ont enregistré un signe indubitable du bouleversement : un mouvement de l'espace lui-même qui s'est poursuivi pendant environ 100 secondes avant de se couper. C'était la série d'ondulations de l'espace-temps la plus forte et la plus longue que LIGO ait jamais vue. À ce moment-là, les scientifiques savaient qu'ils avaient quelque chose d'important, déclare Vicky Kalogera, membre de LIGO de l'Université Northwestern à Evanston, dans l'Illinois. "Les e-mails qui ont circulé disaient:" Oh mon Dieu, c'est ça. ""

Cette vibration était une indication d'un crash cosmique : tournoyant l'une autour de l'autre comme sur un manège infortuné, deux étoiles à neutrons en orbite se sont rapprochées de plus en plus, jusqu'à ce qu'elles convergent. Les étoiles à neutrons, dont les masses étaient comprises entre 1,17 et 1,60 fois celle du soleil, se sont probablement effondrées dans un trou noir, bien que les scientifiques de LIGO aient été incapables de déterminer avec certitude le sort des étoiles. LIGO a déjà repéré des fusions de trous noirs tourbillonnants avec des masses dix fois supérieures à celle du soleil (SN en ligne : 27/09/17) les plus petites masses du duo en orbite ont pointé du doigt les étoiles à neutrons. Et parce que les trous noirs ne devraient pas émettre de lumière, le spectacle pyrotechnique qui a suivi a solidifié le cas des étoiles à neutrons.

L'expérience sœur de LIGO en Italie, Advanced Virgo, n'a vu qu'un faible signal. Cette détection relativement faible a permis de réduire l'endroit où la convulsion s'est produite dans «une partie du ciel qui était un angle mort de la Vierge», explique Kalogera. Cela a contraint le site à une région d'environ 30 degrés carrés dans le ciel austral.

À peine 1,7 seconde après le signal des ondes gravitationnelles, le télescope spatial Fermi de la NASA a repéré une lueur de rayons gamma dans le même voisinage du ciel. Pendant ce temps, d'autres télescopes sont entrés en action, captant une lueur là où aucun n'avait été auparavant. "Nous avons vu ce qui ressemblait à une nouvelle étoile", explique l'astronome Edo Berger de l'Université de Harvard, qui a dirigé une équipe qui a repéré la lumière avec le DECam sur le télescope Blanco au Chili. Berger était l'une des nombreuses équipes qui ont observé la lumière de l'explosion. Cette détection a localisé la galaxie NGC 4993, à 130 millions d'années-lumière de la Terre dans la constellation de l'Hydre, comme site de collision. « Il y a eu ce moment d'incrédulité : Wow, nous l'avons vraiment fait. Nous l'avons trouvé », dit Berger.

L'histoire continue sous le graphique

Mis en lumière

Après que les ondes gravitationnelles aient rétréci la région du ciel où deux étoiles à neutrons sont entrées en collision, les télescopes ont localisé une tache de lumière (à droite, indiquée par des lignes rouges) là où aucune n'avait été auparavant (à gauche).

Cette rémanence a également révélé une histoire étonnante d'alchimie stellaire : avec la mort des étoiles est venue la naissance des éléments. Au fur et à mesure que la collision propulsait des matériaux riches en neutrons dans l'espace, une multitude d'éléments lourds s'est formée, par le biais d'une chaîne de réactions appelée le processus r (NS : 14/05/2016, p. 9). Dans ce processus, qui nécessite un environnement bourré de neutrons, les noyaux atomiques engloutissent rapidement les neutrons et se désintègrent radioactivement, se transformant ainsi en de nouveaux éléments, avant de reprendre leur gorgefest de neutrons. On pense que le processus r produit environ la moitié des éléments plus lourds que le fer.

Les scientifiques ont détecté la lueur caractéristique de ce processus, appelée kilonova, lors d'observations de suivi. « Jusqu'à cet événement, nous n'avions jamais vu directement nulle part dans la nature ces éléments lourds se forger. Maintenant, nous l'avons », déclare Brian Metzger, astrophysicien théoricien à l'Université Columbia. "C'est comme si vous aviez découvert une sorte de secret de la nature."

Auparavant, les astrophysiciens n'étaient pas d'accord sur l'endroit où se produit le processus r : deux des meilleurs candidats étaient des étoiles explosives appelées supernovasNS : 18/02/17, p. 24) et les fusions d'étoiles à neutrons. Bien que les scientifiques ne puissent pas encore dire si tous les éléments du processus r sont produits dans les fusions d'étoiles à neutrons, la quantité que ces collisions devraient produire semble suffisamment importante pour expliquer les abondances trouvées dans l'univers.

L'histoire continue sous le graphique

Usine d'éléments

La lumière émise après une collision d'étoiles à neutrons a montré des signes d'éléments lourds présents dans la foulée, confirmant que certains éléments (jaunes) sont produits lors de telles fusions. D'autres éléments sont produits de différentes manières, notamment par l'explosion d'étoiles massives et la mort d'étoiles de faible masse.

Des richesses supplémentaires ont été révélées par les rayons gamma. Les scientifiques ont repéré un phénomène appelé sursaut court de rayons gamma, une brève poussée de lumière à haute énergie, de moins de deux secondes. De tels paroxysmes sont relativement courants, apparaissant dans le ciel environ 50 fois par an. Mais trouver leur source est « un problème de longue date en astrophysique », explique l'astrophysicienne théoricienne Rosalba Perna de l'Université Stony Brook à New York. La détection l'a convaincu : les sursauts gamma courts proviennent de tête-à-tête d'étoiles à neutrons.

En étudiant la spirale des étoiles à neutrons vers l'intérieur, les astrophysiciens ont également testé pour la première fois l'« élasticité » du matériau des étoiles à neutrons. Cette substance extrême est si dense qu'une cuillerée à thé aurait une masse d'environ un milliard de tonnes métriques, et les scientifiques ne comprennent pas pleinement comment elle réagit lorsqu'elle est pressée, une propriété connue sous le nom d'« équation d'état ». La mesure de cette propriété pourrait donner aux scientifiques une meilleure compréhension du matériau étrange. Bien que les résultats n'aient pas pu déterminer si les étoiles à neutrons étaient spongieuses, certaines théories qui prédisaient des étoiles à neutrons ultra spongieuses ont été exclues.

Fermeture

Stefano Valenti/UC Davis, enquête DLT40

LIGO et Virgo ont utilisé des ondes gravitationnelles pour rétrécir la région (contours blancs) où deux étoiles à neutrons se sont heurtées. Le télescope spatial Fermi de la NASA a détecté des rayons gamma provenant de la région délimitée en jaune. La lumière visible du crash a permis aux scientifiques de localiser la galaxie NGC 4993 (point rouge).

L'union des étoiles à neutrons a également donné aux chercheurs la possibilité d'évaluer le taux d'expansion de l'univers, en mesurant la distance de la collision à l'aide d'ondes gravitationnelles et en la comparant à la longueur d'onde de la lumière de la galaxie étirée par l'expansion. Les scientifiques ont déjà mesuré cette propriété, connue sous le nom de constante de Hubble, par d'autres moyens. Mais ces mesures sont en désaccord, laissant les scientifiques se démener pour expliquer l'écart (NS : 6/8/16, p. dix).

Désormais, les scientifiques disposent « d'une mesure indépendante totalement différente », explique Daniel Holz, membre de la collaboration LIGO de l'Université de Chicago. La nouvelle mesure indique que les galaxies éloignées les unes des autres s'écartent à environ 70 kilomètres par seconde pour chaque mégaparsec entre elles. Il se situe carrément entre les deux estimations précédentes : 67 et 73 km/s par mégaparsec. Bien que cette collision ne puisse pas encore résoudre le débat, de futures fusions pourraient aider à améliorer la mesure.

"Ce sont tous des avancées incroyables et majeures", a déclaré Holz. "C'est vraiment ce frisson insensé."

L'excitation n'est pas encore tombée. Prenez-le de l'astronome Ryan Foley de l'Université de Californie à Santa Cruz, dont l'équipe a été la première à repérer la lumière visible de la fusion : « C'est certainement la plus grande découverte de ma carrière et ce sera probablement la plus grande découverte de toute ma vie. "

Les chercheurs ont annoncé le 16 octobre qu'Advanced LIGO (L'observatoire d'ondes gravitationnelles par interféromètre laser) et son expérience sœur, Advanced Virgo, ont détecté des ondes gravitationnelles provenant d'étoiles à neutrons en collision – un crash cosmique également observé par plus de 70 observatoires à travers le monde. H. Thompson/Nouvelles scientifiques/YouTube

Note de l'éditeur : cette histoire sera mise à jour tout au long de la journée à mesure que de plus amples informations seront disponibles.

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Une version de cet article paraît dans le numéro du 11 novembre 2017 de Actualités scientifiques.

Citations

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B.P. Abbott et al. Observations multi-messagers d'une fusion d'étoiles à neutrons binaires. Lettres de revues astrophysiques. Publié en ligne le 16 octobre 2017. doi : 10.3847/2041-8213/aa91c9.

I.Arcavi et al. Suivi optique des événements d'ondes gravitationnelles avec l'Observatoire de Las Cumbres. Lettres de revues astrophysiques. Publié en ligne le 16 octobre 2017. doi : 10.3847/2041-8213/aa910f.

J. Hjorth et al. La distance jusqu'à NGC 4993 : la galaxie hôte de l'événement d'ondes gravitationnelles GW170817. Lettres de revues astrophysiques. Publié en ligne le 16 octobre 2017. doi : 10.3847/2041-8213/aa9110.

B.P. Abbott et al. Ondes gravitationnelles et rayons gamma d'une fusion d'étoiles à neutrons binaires : GW170817 et GRB 170817A. Lettres de revues astrophysiques. Publié en ligne le 16 octobre 2017. doi : 10.3847/2041-8213/aa920c.

E. Troja et al. La contrepartie aux rayons X de l'événement d'ondes gravitationnelles GW170817. Nature. Publié en ligne le 16 octobre 2017. doi: 10.1038/nature24290.

La collaboration scientifique LIGO et la collaboration Virgo, la collaboration 1M2H, la collaboration Dark Energy Camera GW-EM et la collaboration DES, la collaboration DLT40, la collaboration de l'observatoire de Las Cumbres, la collaboration VINROUGE et la collaboration MASTER. Une mesure de sirène standard à ondes gravitationnelles de la constante de Hubble. Nature. Publié en ligne le 16 octobre 2017. doi: 10.1038/nature24471.

S. Covino et al. La macronova non polarisée associée à l'événement d'onde gravitationnelle GW 170817. Astronomie de la nature. Publié en ligne le 16 octobre 2017. doi:10.1038/s41550-017-0285-z.


Le professeur Kilgard parle des implications meurtrières de Kilonova

Cet été, le 17 août, la détection d'un phénomène étonnant connu sous le nom de kilonova a envoyé des ondes de choc dans la communauté astronomique, générant bien plus d'excitation que l'éclipse solaire totale de cet été. Au fur et à mesure que la nouvelle se répandait, plus de 70 observatoires ont pointé leurs télescopes vers la galaxie NGC 4993, à 130 millions d'années-lumière, pour assister au déploiement de l'étonnante kilonova. Le professeur agrégé de recherche wesleyenne en astronomie Roy Kilgard, qui étudie les rayons X émis par les binaires des trous noirs, des étoiles à neutrons et/ou des naines blanches ainsi que de nombreux autres astronomes et physiciens, était très excité par la nouvelle. La kilonova était si révolutionnaire qu'elle a amené Kilgard, le New York Times, le Washington Post, le Science Magazine et de nombreux autres journaux et revues à peser sur l'événement.

"Il est incroyablement rare d'observer un nouveau phénomène pour la première fois", a déclaré Kilgard.

Il a ensuite comparé le spectacle astronomique au lancement par la NASA du premier télescope Hubble comme un événement qui "changera la science pour toujours". Mais d'abord, que sont vraiment les kilonovas ?

Le phénomène se produit lorsque deux étoiles à neutrons se combinent. Ces étoiles se forment lorsqu'une étoile très massive d'environ 10 à 20 fois la masse du Soleil explose. Au cours de l'explosion, les couches externes de l'étoile s'effondrent vers l'intérieur en raison de la force gravitationnelle, provoquant la poussée des électrons, qui occupent normalement l'espace libre dans les enveloppes externes d'un atome, dans les protons situés dans le noyau, laissant derrière eux un noyau de neutrons très dense. , connue sous le nom d'étoile à neutrons. Depuis 50 ans, les astronomes se demandent ce qui se passe lorsqu'une étoile à neutrons affronte une autre.

Cet été, les scientifiques ont observé deux étoiles à neutrons extrêmement denses s'attirant l'une vers l'autre et entrant dans une spirale catastrophique. Selon les mots de Kilgard, cet événement ressemblait à des patineurs sur glace se liant les mains et tournant les uns autour des autres. Les étoiles à neutrons augmentaient la vitesse de leur rotation à mesure qu'elles se rapprochaient de plus en plus. Une fois qu'ils ont atteint une certaine distance, ils ont commencé à échanger des masses et à se déchirer, provoquant l'ondulation d'ondes gravitationnelles dans tout l'espace. Une fois l'échange de masse terminé, les deux étoiles se sont combinées pour former un objet très massif, envoyant des jets de rayons gamma brillants dans l'espace.

Bien que le phénomène lui-même ne soit pas visiblement détectable, la détection d'un court sursaut de rayons gamma, qui fait référence à une énorme quantité de rayons gamma libérés en peu de temps, et la détection d'ondes gravitationnelles - les distorsions dans l'espace — prouve essentiellement l'existence d'une kilonova.

À remercier pour la détection des ondes gravitationnelles est LIGO, le Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory . Cet observatoire fonctionne depuis deux ans et a déjà détecté des ondes gravitationnelles émises par quatre fusions de trou noir à trou noir.

"Les observatoires d'ondes gravitationnelles comme LIGO ont complètement changé notre façon de penser aux problèmes astrophysiques non résolus maintenant", a déclaré Kilgard.

Les physiciens de LIGO ont remporté le prix Nobel en octobre 2017 pour la détection directe des ondes gravitationnelles, et le Dr Kilgard prédit qu'ils gagneront bientôt un autre prix Nobel pour les ondes gravitationnelles détectées à partir de la kilonova.

Plusieurs conclusions ont été tirées de l'événement. Deux secondes après la détection des ondes gravitationnelles, le télescope Fermi de la NASA a détecté un court sursaut gamma. Ces observations ont conduit les scientifiques à conclure que des sursauts gamma d'environ deux secondes sont produits lors de la fusion d'étoiles à neutrons. De plus, ces signatures simultanées d'ondes gravitationnelles et de courts sursauts gamma confirment la prédiction d'Einstein selon laquelle les ondes gravitationnelles se déplacent à la vitesse de la lumière.

En plus d'élucider l'origine de ces sursauts, le Kilanova a révélé comment sont créés les éléments les plus lourds du tableau périodique. Alors que des éléments plus légers que le fer se forment lors de la fusion lente d'éléments plus légers lorsqu'une étoile manque de gaz, des éléments plus lourds se forment au cours d'un processus rapide qui ne peut se produire que dans un environnement riche en neutrons. Auparavant, on savait que les supernovas produisaient certains des éléments les plus lourds. Cependant, les petites quantités d'éléments lourds observées lors de ces événements n'expliquent pas l'abondance relative d'éléments tels que l'or, l'argent, le platine et l'uranium observés dans tout l'univers.

Les astronomes ont utilisé diverses méthodes d'observation pour découvrir les kilonovas. Neuf jours après la détection des ondes gravitationnelles et des rayons gamma de la kilonova, le télescope Chandra a détecté des rayons X. Ensuite, de nombreux types de lumière différents ont été détectés à partir des débris en expansion de l'explosion dans ce que certains qualifieraient de feux d'artifice éclatant dans tout le spectre électromagnétique. Des signatures d'éléments lourds ont été détectées en grande quantité dans le nuage de débris en expansion. Le télescope Hubble a détecté la lumière infrarouge des débris en expansion, qui auraient été libérés par la désintégration radioactive des éléments formés. Tous les différents types de lumière détectés à travers le spectre électromagnétique ont soutenu la théorie selon laquelle ces éléments se sont formés rapidement lorsque les étoiles à neutrons ont fusionné.

Alors que la fusion d'étoiles à neutrons binaires a informé la communauté scientifique sur le fonctionnement de l'univers, elle crée finalement plus de questions qu'elle n'apporte de réponses. De nombreux scientifiques ont été amenés à se demander : qu'est-ce qui s'est formé suite à cette fusion d'étoiles à neutrons ? Il est possible que la fusion ait formé une étoile à neutrons très massive ou un trou noir relativement petit.

"Plus d'observations sur les contraintes de taille des étoiles à neutrons seront nécessaires pour répondre à cette question", a déclaré Kilgard.

De plus, alors que la fusion de binaires de trous noirs et de binaires d'étoiles à neutrons a maintenant été observée, une fusion étoile à neutrons-trou noir n'a pas encore été observée. Les chercheurs se demandent pourquoi et quel en serait le résultat.

La question ultime, cependant, est de savoir à quelle fréquence des kilonovas comme celle-ci se produisent. LIGO ne stocke des enregistrements que depuis deux ans.

« Les Kilonovas se produisent-elles assez fréquemment pour produire tout l'or de l'univers ? » demanda Kilgard.


3. Paramètres clés

Alors que des modèles informatiques détaillés sont nécessaires pour expliquer pleinement l'évolution des transitoires astrophysiques radioactifs, le caractère fondamental de ces systèmes est fonction de quelques paramètres physiques dont les relations avec l'émission peuvent être comprises à partir des principes physiques de base.

Dans les modèles (semi-)analytiques simples [à la, [18]], une luminosité transitoire est maximale lorsque le temps d'expansion t est égal à l'échelle de temps pour que les photons diffusent à travers l'éjecta, t diff ∝ ( M ej κ / v ) 1 / 2 , où Mej et vej sont respectivement la masse et la vitesse caractéristique de l'éjecta, et κ est son opacité effective. La luminosité au pic est à peu près équivalente à la vitesse instantanée à laquelle la désintégration radioactive chauffe les éjectas. Cette correspondance réapparaît sur la queue de la courbe de lumière, lorsque l'éjecta est majoritairement transparent et que la luminosité reflète directement l'échauffement radioactif. L'examen de ce qui précède révèle que l'énergie libérée (par unité de masse) dans les désintégrations radioactives de r-les noyaux de processus sont un déterminant crucial de l'émission de kilonova, tout comme la masse, la vitesse et l'opacité des flux sortants provoqués par la fusion. Les effets de ces paramètres sur les courbes de lumière bolométrique des kilonovae sont présenté dans la figure 2.

Figure 2. Courbes de lumière kilonova bolométriques modèle jouet, similaires à celles de [19], illustrant les effets de la masse de l'éjecta (la gauche), rapidité (milieu), opacité (droite) à l'émission. R-le chauffage du procédé a été approximé par une simple loi de puissance avec ζ = 1,3. Dans les panneaux du milieu et de droite, Mej est réglé sur 0,01M. La valeur de κeff est de 10 cm 2 g 𢄡 dans les panneaux de gauche et du milieu, et vej est de 0,2c dans les panneaux de gauche et de droite. La thermalisation a été estimée à partir des résultats numériques de [17].

3.1. R-Chauffage de procédé et radioactivité

Le canal de désintégration dominant pour instable r-processus noyaux est β-decay [(Z, N) → (Zʱ, N𢄡) 20], qui émet des particules de haute énergie β, des neutrinos et des rayons γ. Dans la plupart des réalisations du r-processus, les noyaux sélectionnés subiront également une désintégration α ((Z, N) → (Z𢄢, N𢄢)) et la fission, libérant de l'énergie sous la forme de particules α plus massives et de fragments de fission. [17, 21�]. Ces particules et photons suprathermiques transfèrent la chaleur aux éjectas lorsqu'ils interagissent avec eux, et les photons thermiques produits par le gaz chauffé se diffusent vers l'extérieur pour former la courbe de lumière. La luminosité émergente, ainsi que la relation entre la luminosité et la masse éjectée, dépendent à la fois de la vitesse à laquelle le r-process produit de l'énergie et l'efficacité avec laquelle cette énergie est convertie en photons thermiques.

Lorsque [4] ont construit les premiers modèles de kilonova, ils ont traité la normalisation globale de l'énergie de r-processus de désintégration en tant que paramètre libre proportionnel à l'énergie massique restante du matériau éjecté. En d'autres termes, la somme de toute l'énergie libérée par la radioactivité a été prise égale à f M ej c 2 , avec F permis de varier. Malgré cette simplification, leur modèle de la r-process a découvert ce qui s'est avéré être une fonctionnalité robuste de r-processus de radioactivité. En supposant que les durées de vie τ des noyaux en décomposition étaient uniformément distribuées de manière logarithmique et en ignorant la corrélation entre τ et l'énergie de désintégration, Li et al. [4] ont calculé que r-la désintégration du processus devrait libérer de l'énergie comme Ėrad𢇑/t. Des calculs plus rigoureux utilisant le plein r-process nuclear reaction networks [20, 24, 25] as well as more robust analytic treatments [26] modified this picture, finding that, when heating is dominated by the β-decays of a broad ensemble of nuclei, the energy production 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.”

Metzger et 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]].

En revanche, 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 Ye 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 Ye, though the exact distribution of Ye 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. Opacity

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 continuum 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. Light 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 (uneF) and spectral energy distributions (luminosity density Lλ as a function of wavelength) with the blackbody fits (gje) 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 (m = 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 et 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).


ARTICLES LIÉS

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.

Lorsque les étoiles à neutrons entrent en collision, certains des débris s'envolent en jets de particules se déplaçant presque à la vitesse de la lumière, produisant une brève rafale de rayons gamma.

'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.