Astronomia

Uma kilonova deixa um remanescente de alta massa?

Uma kilonova deixa um remanescente de alta massa?


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Meu entendimento das supernovas Tipo Ia é que se espera que elas, na maioria dos casos, destruam as anãs brancas que entraram nelas, não deixando para trás nenhum vestígio de alta densidade (ou seja, nenhuma anã branca, estrela de nêutrons ou buraco negro). Espera-se que as colisões buraco negro / buraco negro deixem para trás um buraco negro, é claro, com menos massa do que a soma das massas dos buracos negros que entraram na colisão. Esperamos que um kilonova deixe para trás nada além de gás e radiação ou algum tipo de remanescente estelar? Se deixar para trás um remanescente, que classe esperamos que seja (anã branca, estrela de nêutrons ou buraco negro) e que massa? A adição de massa parece redundante, mas as linhas divisórias entre as massas desses objetos são baseadas nos limites superiores da massa da classe menos densa (limite de Chandrasekhar para anãs brancas, limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff para estrelas de nêutrons) e don não se aplicam realmente como limites inferiores para a massa da classe de alta densidade. Por exemplo, estrelas de nêutrons são às vezes chamadas de núcleos gigantes, o que colocaria o limite inferior de sua massa em $ 1 $ ou $ 2 $ unidades de massa atômica, dependendo se a presença de um nêutron e a estabilidade ao decaimento radioativo são requisitos. Sim, naqueles tempos as pessoas estão sendo poéticas devido à diferença nos mecanismos de estabilização (gravidade vs forças nucleares), mas a questão é que pode ser possível que uma estrela de nêutrons seja teoricamente estável a menos de $ 1,4M_ odot $. O único limite inferior para a massa do buraco negro que conheço seria o limite de vida da evaporação do buraco negro.

Dito de outra forma, achamos que a densidade em qualquer ponto em qualquer uma das estrelas de nêutrons inspiradoras fica alta o suficiente para formar um horizonte de eventos? Se isso acontecer, parece uma forma plausível de produzir buracos negros menores do que os produzidos por supernovas de colapso do núcleo, como a massa crítica para bombas atômicas pode ser alcançada juntando material físsil suficiente ou comprimindo o material disponível o suficiente (por exemplo, o mecanismo de detonação do gordo vs o do menino).


Acho que é geralmente esperado que a fusão de duas estrelas de nêutrons leve à formação de um buraco negro. O que é mais incerto é se esse buraco negro se forma imediatamente ou um estado intermediário de uma estrela de nêutrons hiper (/ supra) massiva se forma (ver, por exemplo, Sec IIC de Hotokezaka et al, PRD, 044026, 2013 para uma definição de estrelas de nêutrons hipermassivas e supermassivas), que então colapsam em um buraco negro após um curto período de tempo. Alguns artigos que examinam a estabilidade dessas estrelas de nêutrons hipermassivas formadas a partir de uma fusão binária são - 1, 2, 3 e 4 (verifique as referências e citações a eles para mais informações). Nas primeiras três referências, acho que o colapso em um buraco negro é esperado dentro de um segundo (ver Tabela 2 em Hotokezaka et al, PRD, 044026, 2013 para tempos de vida esperados antes dos tempos de colapso para várias equações de estado e massas de estrelas de nêutrons, enquanto no final uma faixa de tempos de colapso de frações de segundo até várias dezenas de milhares de segundos são encontrados.

Uma busca por um remanescente pós-fusão da fusão de estrela de nêutrons binários GW170817 está agora disponível aqui. Na introdução deste artigo, ele descreve em mais detalhes algumas das possibilidades remanescentes pós-fusão que mencionei acima. As pesquisas não encontram nenhuma evidência de um sinal, mas dadas suas sensibilidades, isso não é surpreendente (eles exigiriam mais do que a massa total do sistema para ser convertido em ondas gravitacionais para ver qualquer coisa!)


Uma kilonova deixa um remanescente de alta massa? - Astronomia

Tudo o que resta da estrela depois que as camadas externas são ejetadas para o espaço é o núcleo remanescente. O gás do núcleo é supercomprimido pela gravidade para formar um estranho tipo de gás feito de "matéria degenerada". É importante lembrar que o que acontece com o núcleo depende da massa do testemunho, em vez da massa original da estrela da sequência principal de onde veio, porque a única coisa que resta para a gravidade realmente comprimir é o núcleo.

Matéria degenerada

A primeira regra é que apenas certas energias são permitidas em um espaço estreitamente confinado. As partículas são organizadas em níveis de energia como degraus de uma escada de energia. No gás comum, a maioria dos níveis de energia não é preenchida e as partículas podem se mover livremente. Mas em um gás degenerado, todos os níveis de energia inferiores são preenchidos. A segunda regra é que apenas duas partículas podem compartilhar o mesmo nível de energia em um determinado volume ao mesmo tempo. Para as anãs brancas, as partículas degeneradas são os elétrons. Para estrelas de nêutrons, as partículas degeneradas são nêutrons. A terceira regra é que o quão perto as partículas podem ser espaçadas depende inversamente em suas massas. Os elétrons são mais espaçados em um gás de elétron degenerado do que os nêutrons em um gás de nêutron degenerado porque os elétrons são muito menos massivos do que os nêutrons.

    As partículas degeneradas (elétrons ou nêutrons) são travadas no lugar porque todas as camadas de energia inferior estão preenchidas. A única maneira de se moverem é absorver energia suficiente para chegar às camadas de energia superiores. Isso é duro pendência! A compressão de um gás degenerado requer uma mudança nos movimentos da partícula degenerada. Mas isso requer MUITA energia. Partículas degeneradas não têm "espaço para cotovelos" e seu choque umas contra as outras resiste fortemente à compressão. O gás degenerado é como aço endurecido!

Mas mudar a velocidade das partículas degeneradas requer MUITA energia porque elas estão travadas uma contra a outra. Adicionar calor apenas faz com que as partículas não degeneradas se movam mais rápido, mas as degeneradas que fornecem a pressão não são afetadas.


Astrônomos observam 'Kilanova' pela primeira vez - aqui está o que está acontecendo

Na segunda-feira, os astrônomos anunciaram uma nova descoberta extremamente emocionante: pela primeira vez, eles observaram duas estrelas de nêutrons colidindo - e criando ondas gravitacionais. Um astrônomo descreveu a descoberta como "o Santo Graal".

É uma descoberta de sucesso por uma série de razões, mas principalmente porque é a primeira vez que a origem das ondas gravitacionais é visível - as descobertas anteriores de ondas gravitacionais vieram de buracos negros em colisão. A nova descoberta oferece uma oportunidade para aprender mais:

Essas descobertas disseram aos cientistas muito sobre os tipos de buracos negros encontrados em nosso Universo, mas não oferecem muitas oportunidades para observações posteriores. Os buracos negros têm uma atração gravitacional incrivelmente forte, então nada - nem mesmo a luz - pode escapar deles. Mesmo que os astrônomos pudessem localizar onde ocorreu a fusão do buraco negro, os telescópios que observam a luz não seriam capazes de ver nada. É por isso que os astrônomos estão ansiosos para encontrar estrelas de nêutrons em fusão.

A observação parece ter revelado as origens do ouro e outros elementos semelhantes

O evento foi o primeiro avistamento direto de um esmagamento de estrelas de nêutrons, que são formadas quando estrelas envelhecidas explodem e deixam para trás um remanescente rico em nêutrons. Na esteira da colisão, o resíduo de agitação forjou ouro, prata, platina e um punhado de outros elementos pesados ​​como o urânio, relataram pesquisadores em 16 de outubro em uma coletiva de imprensa em Washington, DC Os locais de nascimento de tais elementos eram anteriormente desconhecidos, mas suas origens foram revelados pelo brilho do cataclismo. "É realmente a última peça que faltava" na tabela periódica, diz Anna Frebel, astrônoma do MIT que não esteve envolvida na pesquisa. "Este é o paraíso para quem trabalha no campo." Após a colisão, cerca de 10 vezes a massa da Terra em ouro foi lançada no espaço, calcularam os cientistas.

A descoberta é o resultado de milhares de astrônomos coordenando seus esforços:

Ao cair da noite no Chile, um pequeno telescópio localizou os sinais no céu: a primeira estrela de nêutrons destruída por ondas gravitacionais. Horas depois do primeiro sinal no detector de Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) em Hanford, Washington, em 17 de agosto, cerca de 70 telescópios e observatórios em todo o planeta e no espaço giraram em concerto para enfrentar o mesmo local na constelação de Hidra. "Não acho que esteja fora de questão que este seja o evento astronômico mais observado de todos os tempos. É uma noção emocionante e um pouco opressora", disse o porta-voz do LIGO, David Shoemaker. "Temos algo entre um quarto e um terço de todos os astrônomos do mundo trabalhando conosco."


A colisão de estrelas de nêutrons chove o universo com uma grande quantidade de descobertas

EXPLOSÃO BRILHANTE Depois que duas estrelas de nêutrons se chocaram, os cientistas detectaram ondas gravitacionais, uma explosão de raios gama e um brilho de material ejetado, mostrado nesta concepção do artista.

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

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16 de outubro de 2017 às 10:00

WASHINGTON - Dois núcleos ultradensos de estrelas mortas produziram uma colisão cósmica há muito esperada, inundando os cientistas com riquezas.

O evento foi o primeiro avistamento direto de um esmagamento de estrelas de nêutrons, que são formadas quando estrelas envelhecidas explodem e deixam para trás um remanescente rico em nêutrons. Na esteira da colisão, o resíduo de agitação forjou ouro, prata, platina e um punhado de outros elementos pesados ​​como o urânio, relataram pesquisadores em 16 de outubro em uma entrevista coletiva em Washington, DC Os locais de nascimento desses elementos eram anteriormente desconhecidos, mas suas origens foram revelados pelo brilho do cataclismo.

“É realmente a última peça que faltava” na tabela periódica, diz Anna Frebel, astrônoma do MIT que não participou da pesquisa. “Este é o paraíso para quem trabalha no campo.” Após a colisão, cerca de 10 vezes a massa da Terra em ouro foi lançada no espaço, calcularam alguns cientistas.

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Usando dados coletados por cerca de 70 observatórios diferentes, os astrônomos caracterizaram o evento em detalhes requintados, lançando uma série de artigos que descrevem os resultados. Um tremor de ondas gravitacionais, detectado pelo Observatório de Ondas Gravitacionais de Interferômetro a Laser Avançado, LIGO, em 17 de agosto, forneceu o primeiro sinal do cataclismo.

Tipos de luz

Robert Hurt / IPAC / Caltech, Mansi Kasliwal e Gregg Hallinan / Caltech, Phil Evans / NASA e a colaboração GROWTH

Telescópios captaram o brilho residual de duas estrelas de nêutrons convergentes em uma variedade de comprimentos de onda de luz, desde ultravioleta (à esquerda, imagem do satélite Swift da NASA) ao infravermelho (meio, imagem do telescópio Gemini Sul) e ondas de rádio (à direita, imagem do Matriz muito grande).

“Já está transformando nossa compreensão do universo, com uma nova narrativa da física das estrelas em seus estertores de morte”, disse France Córdova, diretora da Fundação Nacional de Ciência, que financia o LIGO.

Uma sequência de vários tipos de radiação eletromagnética seguiu aquele trinado gravitacional, como instrumentos musicais se revezando em uma sinfonia. Uma explosão de raios gama se transformou em um brilho de luz visível e infravermelha, detectada pela primeira vez cerca de 12 horas após a destruição. Mais de uma semana depois, à medida que esses comprimentos de onda diminuíam, os raios X aumentaram, seguidos por ondas de rádio.

Combinar ondas gravitacionais com a luz de uma fusão de estrelas de nêutrons é um sonho antigo dos astrofísicos. “A imagem que você pode montar tendo todas essas fontes é sinérgica”, disse o porta-voz do LIGO, David Shoemaker, do MIT. “Você pode fazer inferências que de outra forma seriam impossíveis. & # 8221

Essa imagem detalhada revelou o funcionamento interno das colisões de estrelas de nêutrons e a fonte de breves explosões de luz de alta energia, chamadas de explosões curtas de raios gama. Os pesquisadores também calcularam a velocidade com que o universo está se expandindo e testaram as propriedades de materiais estranhos nas estrelas de nêutrons.

Para os astrofísicos, "este evento é a pedra de Roseta", disse o membro do LIGO Richard O’Shaughnessy, do Rochester Institute of Technology, em Nova York.

Os dois detectores do LIGO, localizados nos Estados Unidos, registraram um sinal inconfundível da agitação: um movimento do próprio espaço que continuou por cerca de 100 segundos antes de desligar. Foi a série mais forte e longa de ondulações do espaço-tempo que o LIGO já viu. Nesse ponto, os cientistas sabiam que tinham algo grande, disse Vicky Kalogera, membro do LIGO, da Northwestern University em Evanston, Illinois. “Os e-mails que circularam diziam:‘ Meu Deus, é isso ’”.

Essa vibração era uma indicação de uma queda cósmica: girando em torno uma da outra como se em um carrossel malfadado, duas estrelas de nêutrons em órbita se aproximavam cada vez mais, até convergirem. As estrelas de nêutrons, cujas massas eram entre 1,17 e 1,60 vezes a do sol, provavelmente colapsaram em um buraco negro, embora os cientistas do LIGO não tenham sido capazes de determinar o destino das estrelas com certeza. O LIGO já havia detectado fusões de buracos negros em redemoinho com massas dezenas de vezes maiores do que o sol (SN Online: 27/09/17) as massas menores da dupla em órbita apontaram o dedo para as estrelas de nêutrons. E porque não se espera que os buracos negros emitam luz, os fogos de artifício que se seguiram solidificaram o caso das estrelas de nêutrons.

A experiência irmã de LIGO na Itália, Advanced Virgo, viu apenas um sinal fraco. Essa detecção relativamente fraca ajudou a reduzir onde ocorreu a convulsão em "uma parte do céu que era um ponto cego de Virgem", diz Kalogera. Isso limitou o local a uma região de cerca de 30 graus quadrados no céu meridional.

Apenas 1,7 segundos após o sinal da onda gravitacional, o telescópio espacial Fermi da NASA avistou um vislumbre de raios gama na mesma vizinhança do céu. Enquanto isso, outros telescópios entraram em ação, captando um brilho onde nenhum antes havia. “Vimos o que parecia ser uma nova estrela”, diz o astrônomo Edo Berger, da Universidade de Harvard, que liderou uma equipe que avistou a luz com o DECam no telescópio Blanco, no Chile. A de Berger foi uma das várias equipes que observaram a luz da explosão. Essa detecção localizou a galáxia NGC 4993, a 130 milhões de anos-luz da Terra, na constelação de Hidra, como o local da colisão. “Teve um momento de descrença: Uau, realmente conseguimos. Nós o encontramos ”, diz Berger.

A história continua abaixo do gráfico

Trazido à luz

Depois que as ondas gravitacionais estreitaram a região do céu onde duas estrelas de nêutrons colidiram, os telescópios localizaram um ponto de luz (à direita, indicado com linhas vermelhas) onde nenhum havia estado antes (à esquerda).

Esse brilho posterior também revelou uma história incrível de alquimia estelar: com a morte das estrelas, veio o nascimento dos elementos. À medida que a colisão lançava material rico em nêutrons para o espaço, um bando de elementos pesados ​​se formou, por meio de uma cadeia de reações chamada de processo-r (SN: 14/05/16, pág. 9) Nesse processo, que exige um ambiente abarrotado de nêutrons, os núcleos atômicos engolem nêutrons rapidamente e decaem radioativamente, transformando-se em novos elementos, antes de retomar sua gorgefest de nêutrons. Acredita-se que o processo r produza cerca de metade dos elementos mais pesados ​​que o ferro.

Os cientistas detectaram o brilho característico desse processo, chamado kilonova, em observações posteriores. “Até este evento, nunca tínhamos visto diretamente em qualquer lugar da natureza esses elementos pesados ​​sendo forjados. Agora temos ”, diz Brian Metzger, astrofísico teórico da Universidade de Columbia. “É como se você tivesse descoberto algum tipo de segredo da natureza.”

Anteriormente, os astrofísicos discordavam sobre onde ocorre o processo-r: dois candidatos principais eram estrelas explodindo chamadas supernovas (SN: 18/2/17, p. 24) e fusões de estrelas de nêutrons. Embora os cientistas ainda não possam dizer se todos os elementos do processo r são produzidos em fusões de estrelas de nêutrons, a quantidade de tais colisões deve produzir parece grande o suficiente para explicar as abundâncias encontradas no universo.

A história continua abaixo do gráfico

Fábrica de elementos

A luz emitida após a colisão de uma estrela de nêutrons mostrou sinais de elementos pesados ​​presentes no rescaldo, confirmando que certos elementos (amarelos) são produzidos em tais fusões. Outros elementos são produzidos de maneiras diferentes, inclusive na explosão de estrelas massivas e na morte de estrelas de baixa massa.

Riquezas adicionais foram reveladas por raios gama. Os cientistas detectaram um fenômeno chamado explosão curta de raios gama, um breve jato de luz de alta energia, com menos de dois segundos de duração. Esses paroxismos são relativamente comuns, aparecendo no céu cerca de 50 vezes por ano. Mas encontrar sua fonte é “um problema antigo na astrofísica”, diz a astrofísica teórica Rosalba Perna, da Stony Brook University, em Nova York. A detecção foi decisiva: rajadas curtas de raios gama vêm de estrela de nêutrons tête-à-têtes.

Ao estudar como as estrelas de nêutrons espiralaram para dentro, os astrofísicos também testaram a "elasticidade" do material das estrelas de nêutrons pela primeira vez. Esta substância extrema é tão densa que uma colher de chá dela teria uma massa de cerca de um bilhão de toneladas métricas, e os cientistas não entendem totalmente como ela responde quando comprimida, uma propriedade conhecida como sua "equação de estado". Medir essa propriedade pode dar aos cientistas uma melhor compreensão do estranho material. Embora os resultados não pudessem determinar se as estrelas de nêutrons eram moles, algumas teorias que previam estrelas de nêutrons ultrasquish foram descartadas.

Fechando em

Stefano Valenti / UC Davis, pesquisa DLT40

LIGO e Virgo usaram ondas gravitacionais para estreitar a região (contornos brancos) onde duas estrelas de nêutrons colidiram uma com a outra. O telescópio espacial Fermi da NASA detectou raios gama de dentro da região delineada em amarelo. A luz visível do acidente permitiu que os cientistas localizassem a galáxia NGC 4993 (ponto vermelho).

A união das estrelas de nêutrons também deu aos pesquisadores a oportunidade de medir a taxa de expansão do universo, medindo a distância da colisão usando ondas gravitacionais e comparando isso a quanto o comprimento de onda da luz da galáxia foi esticado pela expansão. Os cientistas já mediram essa propriedade, conhecida como constante de Hubble, por outros meios. Mas essas medições estão em desacordo, deixando os cientistas lutando para explicar a discrepância (SN: 6/8/16, p. 10).

Agora, os cientistas têm “uma medição totalmente diferente e independente”, diz Daniel Holz, membro da colaboração do LIGO, da Universidade de Chicago. A nova medição indica que galáxias distantemente separadas estão se espalhando a cerca de 70 quilômetros por segundo para cada megaparsec entre elas. Cai diretamente entre as duas estimativas anteriores: 67 e 73 km / s por megaparsec. Embora essa colisão ainda não possa resolver o debate, futuras fusões podem ajudar a melhorar a medição.

“Esses avanços são inacreditáveis ​​e importantes”, diz Holz. "Tem sido realmente uma emoção insana."

A empolgação ainda não acabou. Leia o astrônomo Ryan Foley, da University of California, Santa Cruz, cuja equipe foi a primeira a detectar a luz visível da fusão: “Esta é certamente a maior descoberta da minha carreira e provavelmente será a maior descoberta de toda a minha vida. ”

Os pesquisadores anunciaram em 16 de outubro que o Advanced LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) e seu experimento irmão, Advanced Virgo, detectaram ondas gravitacionais de estrelas de nêutrons em colisão - uma queda cósmica também observada por mais de 70 observatórios ao redor do mundo. H. Thompson / Science News / YouTube

Nota do Editor & # 8217s: Esta história será atualizada ao longo do dia à medida que mais informações forem disponibilizadas.

Perguntas ou comentários sobre este artigo? Envie-nos um e-mail para [email protected]

Uma versão deste artigo aparece na edição de 11 de novembro de 2017 da Notícias de ciência.

Citações

B. P. Abbott et al. GW170817: Observação de ondas gravitacionais de uma estrela binária de nêutrons inspirada. Cartas de revisão física. Publicado online em 16 de outubro de 2017. doi: 10.1103 / PhysRevLett.119.161101.

B. P. Abbott et al. Observações multi-mensageiro de uma fusão de estrela de nêutrons binários. Cartas de jornal astrofísico. Publicado online em 16 de outubro de 2017. doi: 10.3847 / 2041-8213 / aa91c9.

I. Arcavi et al. Acompanhamento óptico de eventos de ondas gravitacionais com o Observatório Las Cumbres. Cartas de jornal astrofísico. Publicado online em 16 de outubro de 2017. doi: 10.3847 / 2041-8213 / aa910f.

J. Hjorth et al. A distância para NGC 4993: A galáxia hospedeira do evento de onda gravitacional GW170817. Cartas de jornal astrofísico. Publicado online em 16 de outubro de 2017. doi: 10.3847 / 2041-8213 / aa9110.

B. P. Abbott et al. Ondas gravitacionais e raios gama de uma fusão de estrela de nêutrons binários: GW170817 e GRB 170817A. Cartas de jornal astrofísico. Publicado online em 16 de outubro de 2017. doi: 10.3847 / 2041-8213 / aa920c.

E. Troja et al. A contraparte de raios-X para o evento de onda gravitacional GW170817. Natureza. Publicado online em 16 de outubro de 2017. doi: 10.1038 / nature24290.

The LIGO Scientific Collaboration e The Virgo Collaboration, The 1M2H Collaboration, The Dark Energy Camera GW-EM Collaboration e DES Collaboration, The DLT40 Collaboration, The Las Cumbres Observatory Collaboration, The VINROUGE Collaboration & amp The MASTER Collaboration. Uma medida de sirene padrão de onda gravitacional da constante de Hubble. Natureza. Publicado online em 16 de outubro de 2017. doi: 10.1038 / nature24471.

S. Covino et al. A macronova não polarizada associada ao evento de onda gravitacional GW 170817. Astronomia da Natureza. Publicado online em 16 de outubro de 2017. doi: 10.1038 / s41550-017-0285-z.


Professor Kilgard fala sobre as implicações de Kilonova e # 8217s Killer

Neste verão, em 17 de agosto, a detecção de um fenômeno surpreendente conhecido como kilonova enviou ondas de choque pela comunidade astronômica, gerando muito mais emoção do que o eclipse solar total deste verão. Conforme a notícia se espalhou, mais de 70 observatórios apontaram seus telescópios para a galáxia NGC 4993, a 130 milhões de anos-luz de distância, para testemunhar o desdobramento impressionante de kilonova. O professor associado de pesquisa Wesleyan de astronomia Roy Kilgard, que estuda os raios-X emitidos pelos binários de buracos negros, estrelas de nêutrons e / ou anãs brancas, juntamente com muitos outros astrônomos e físicos, ficou muito animado com a notícia. A kilonova foi tão inovadora que levou Kilgard, New York Times, The Washington Post, Science Magazine e muitos outros periódicos e jornais a opinar sobre o evento.

“É incrivelmente raro observar um novo fenômeno pela primeira vez”, disse Kilgard.

Ele passou a comparar o espetáculo astronômico ao lançamento do primeiro telescópio Hubble pela NASA como um evento que "mudará a ciência para sempre". Mas primeiro, o que realmente são kilonovas?

O fenômeno ocorre quando duas estrelas de nêutrons se combinam. Essas estrelas se formam quando uma estrela muito massiva com cerca de 10 a 20 vezes a massa do Sol explode. Durante a explosão, as camadas externas da estrela colapsam para dentro devido à força da gravidade, fazendo com que os elétrons, que normalmente ocupam o espaço livre nas camadas externas de um átomo, sejam empurrados para os prótons localizados no núcleo, deixando para trás um núcleo de nêutrons muito denso , conhecida como estrela de nêutrons. Os astrônomos nos últimos 50 anos se perguntaram o que acontece quando uma estrela de nêutrons se defronta com outra.

Neste verão, os cientistas observaram duas estrelas de nêutrons extremamente densas crescendo atraídas uma pela outra e entrando em uma espiral de destruição. Nas palavras de Kilgard, este evento foi semelhante a patinadores de gelo unindo as mãos e girando. As estrelas de nêutrons aumentaram a velocidade de sua rotação à medida que se aproximavam cada vez mais. Assim que alcançaram uma certa distância, eles começaram a trocar massas e se separar, fazendo com que as ondas gravitacionais se propagassem por todo o espaço. Quando a troca de massa foi concluída, as duas estrelas se combinaram para formar um objeto muito massivo, disparando jatos de raios gama brilhantes para o espaço.

Embora o fenômeno em si não fosse visivelmente detectável, a detecção de uma curta explosão de raios gama, que se refere a uma enorme quantidade de raios gama liberados em um curto período de tempo, e a detecção de ondas gravitacionais - as distorções no espaço-tempo —Prova essencialmente a existência de uma kilonova.

Para agradecer pela detecção de ondas gravitacionais está o LIGO, o Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory. Este observatório está operando há dois anos e já detectou ondas gravitacionais emitidas por quatro fusões de buraco negro em buraco negro.

“Os observatórios de ondas gravitacionais como o LIGO mudaram completamente a maneira como pensamos sobre os problemas astrofísicos não resolvidos agora”, disse Kilgard.

Os físicos do LIGO ganharam o Prêmio Nobel em outubro de 2017 por detectar ondas gravitacionais diretamente, e o Dr. Kilgard prevê que eles ganharão outro Prêmio Nobel em breve por ondas gravitacionais detectadas na kilonova.

Várias conclusões foram tiradas do evento. Dois segundos após a detecção das ondas gravitacionais, o telescópio Fermi da NASA detectou uma curta explosão de raios gama. Essas observações levaram os cientistas a concluir que explosões de raios gama de cerca de dois segundos são produzidas quando as estrelas de nêutrons se fundem. Além disso, essas assinaturas simultâneas de ondas gravitacionais e rajadas curtas de raios gama confirmam a previsão de Einstein de que as ondas gravitacionais viajam à velocidade da luz.

Além de elucidar a origem dessas explosões, a kilanova revelou como os elementos mais pesados ​​da tabela periódica são criados. Enquanto os elementos mais leves do que o ferro são formados durante a fusão lenta de elementos mais leves à medida que uma estrela fica sem gás, os elementos mais pesados ​​são formados em um processo rápido que só pode ocorrer em um ambiente rico em nêutrons. Anteriormente, sabia-se que as supernovas produzem alguns dos elementos mais pesados. No entanto, as pequenas quantidades de elementos pesados ​​observados a partir desses eventos não explicam a abundância relativa de elementos como ouro, prata, platina e urânio observada em todo o universo.

Os astrônomos usaram uma variedade de métodos de observação para descobrir kilonovas. Nove dias após as ondas gravitacionais e os raios gama serem detectados na kilonova, o Telescópio Chandra detectou os raios-X. Então, muitos tipos diferentes de luz foram detectados a partir dos fragmentos em expansão da explosão no que alguns descreveriam como fogos de artifício explodindo em todo o espectro eletromagnético. Assinaturas de elementos pesados ​​foram detectados em grandes quantidades na nuvem de detritos em expansão. O telescópio Hubble detectou luz infravermelha proveniente de fragmentos em expansão, que se acredita terem sido liberados pela decadência radioativa dos elementos formados. Todos os diferentes tipos de luz detectados no espectro eletromagnético sustentavam a teoria de que esses elementos se formaram rapidamente quando as estrelas de nêutrons se fundiram.

Embora a fusão de estrelas de nêutrons binárias tenha informado a comunidade científica sobre como o universo funciona, ela acaba criando mais perguntas do que respostas. Muitos cientistas foram levados a perguntar: o que se formou como resultado dessa fusão de estrelas de nêutrons? É possível que a fusão tenha formado uma estrela de nêutrons muito massiva ou um buraco negro relativamente pequeno.

“Mais observações sobre as restrições de tamanho das estrelas de nêutrons serão necessárias para responder a esta pergunta”, disse Kilgard.

Além disso, embora a fusão de binários de buracos negros e binários de estrelas de nêutrons tenha sido observada, uma fusão estrela de nêutrons-buraco negro ainda não foi vista. Os pesquisadores se perguntam por que isso acontece e qual seria o resultado.

A questão final, entretanto, é com que freqüência kilonovas como este ocorrem. O LIGO só armazena gravações há dois anos.

“Os quilonovas ocorrem com frequência suficiente para produzir todo o ouro do universo?” Kilgard perguntou.


3. Parâmetros principais

Enquanto modelos computacionais detalhados são necessários para explicar completamente a evolução dos transientes astrofísicos radioativos, o caráter básico desses sistemas são funções de alguns parâmetros físicos cujas relações com a emissão podem ser entendidas a partir de princípios físicos básicos.

Em modelos simples (semi-) analíticos [& # x000E0 la, [18]], uma luminosidade transitória & # x00027s atinge o pico quando o tempo de expansão t é igual à escala de tempo para os fótons se difundirem através do material ejetado, t diff & # x0221D (M ej & # x003BA / v) 1/2, onde Mej e vej são a massa e a velocidade característica do material ejetado, respectivamente, e & # x003BA é sua opacidade efetiva. A luminosidade no pico é aproximadamente equivalente à taxa instantânea na qual o decaimento radioativo está aquecendo o material ejetado. Essa correspondência reaparece na cauda da curva de luz, quando o material ejetado é quase totalmente transparente e a luminosidade reflete diretamente o aquecimento radioativo. A consideração do acima revela que a energia liberada (por unidade de massa) nos decaimentos radioativos de r- os núcleos de processo são um determinante crucial da emissão de quilonova, assim como a massa, a velocidade e a opacidade dos fluxos de saída impulsionados pela fusão. Os efeitos desses parâmetros nas curvas de luz bolométrica de quilonovas e # x00027s estão apresentado na Figura 2.

Figura 2. Curvas de luz kilonova bolométrica de modelo de brinquedo, semelhantes às de [19], ilustrando os efeitos da massa de material ejetado (deixou), velocidade (meio), opacidade (direito) na emissão. R-processo de aquecimento foi aproximado como uma lei de potência simples com & # x003B6 = 1,3. Nos painéis do meio e direito, Mej está definido para 0,01M& # x02299. O valor de & # x003BAefa é 10 cm 2 g & # x022121 nos painéis esquerdo e do meio, e vej é 0,2c nos painéis esquerdo e direito. A termização foi estimada a partir dos resultados numéricos de [17].

3.1. R- Processo de aquecimento e radioatividade

O canal de decaimento dominante para instáveis r-process nuclei is & # x003B2-decay [(Z, N) & # x02192 (Z& # x0002B1, N& # x022121) 20], que emite partículas & # x003B2 de alta energia, neutrinos e raios & # x003B3. Na maioria das realizações do r-processo, os núcleos selecionados também sofrerão decaimento & # x003B1 ((Z, N) & # x02192 (Z& # x022122, N& # x022122)) e fissão, liberando energia na forma de partículas & # x003B1 mais massivas e fragmentos de fissão. [17, 21 e # x0201323]. Essas partículas supratérmicas e fótons transferem calor ao material ejetado conforme interagem com ele, e os fótons térmicos produzidos pelo gás aquecido se espalham para fora para formar a curva de luz. A luminosidade emergente, bem como a relação entre luminosidade e massa ejetada, dependem tanto da taxa em que o r-processo produz energia e a eficiência com a qual essa energia é convertida em fótons térmicos.

Quando [4] construiu os primeiros modelos kilonova, eles trataram a normalização geral da energia de r- decaimento do processo como um parâmetro livre proporcional à energia da massa de repouso do material ejetado. Em outras palavras, a soma de toda a energia liberada da radioatividade foi considerada igual a f M ej c 2, com f permitido variar. Apesar desta simplificação, seu modelo de r-processo descobriu o que acabou por ser um recurso robusto de r-processo de radioatividade. Ao assumir que os tempos de vida & # x003C4 de núcleos em decadência foram uniformemente distribuídos logaritmicamente e ignorando a correlação entre & # x003C4 e a energia de decaimento, Li et al. [4] calculou que r-a decadência do processo deve liberar energia como & # x00116rad& # x0221D1 /t. Cálculos mais rigorosos usando 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]].

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 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. Luz 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 (umaf) and spectral energy distributions (luminosity density euλ as a function of wavelength) with the blackbody fits (geu) are shown for the six epochs (noted by their modified Julian dates, MJD) with observations in more than two bands after excluding C-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 (n = 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 C-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 e 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).


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

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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.


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