Vụ nổkilonova (macronova haysiêu tân tinh quá trình r) là mộtsự kiện thiên văn biến đổi tức thời (transient astronomical event) xảy ra tronghệ đôi chứa hai thiên thể đặc như haisao neutron hoặc một sao neutron và mộtlỗ đen va chạm sáp nhập với nhau. Kilonova được cho là nguồn gốc phát ra cácchớp gamma ngắn và cácbức xạ điện từ mạnh do quá trìnhphân rã phóng xạ các hạt nhân nặng mới được tổng hợp từphản ứng hạt nhân bắt neutron nhanh (r-process) đưa đến tạo ra và phân tán đều đặn trong giai đoạn va chạm sáp nhập.[1]
Sự kiện kilonova đầu tiên được phát hiện qua xác định chớp tia gamma ngắn, GRB 130603B, bằng thiết bị gắn trênđài quan sát Swift vàtàu KONUS/WIND và sau đó được quan sát bởikính thiên văn không gian Hubble.[1]
Chuyển động trên quỹ đạo xoắn ốc và sáp nhập của haithiên thể đặc là nguồn phátsóng hấp dẫn (GW) mạnh.[2] Kilonovae được cho là một trong các hiện tượng phát ra chớp tia gamma ngắn[2] (GRB) và là nguồn sản sinh chủ yếu cácnguyên tố nặng hơnsắt thông qua quá trình phản ứng tổng hợp hạt nhânr-process trongvũ trụ.[1] Thuật ngữkilonova được các tác giả Metzger đưa ra trong một bài báo năm 2010[2] nhằm đặc trưng cho độ sáng cực đại của nó, mà họ đã quan sát thấy cao gấp 1000 lần (kilo) so với một sự kiệnnova thông thường. Nhưng độ sáng của kilonova thường chỉ bằng 1/100 đến 1/10 độ sáng của mộtsiêu tân tinh điển hình, những vụ nổ của các ngôi sao khối lượng lớn.[3] Mô hình cơ bản về quá trình sáp nhập hai sao neutron cũng đã được Lý Lập Tân và Bohdan Paczyński nêu ra từ năm 1998.[4]
Phát hiện và quan sát rõ ràng đầu tiên về kilonova đó là sự kiện vào năm 2013, đi kèm vớichớp tia gamma ngắn GRB 130603B, nơi bức xạhồng ngoại mờ từ vụ nổ kilonova ở xa đã được phát hiện bởi kính thiên văn Hubble.[1]
Ngày 16 tháng 10 năm 2017, nhóm Hợp tác khoa họcLIGO vàVirgo cùng nhiều nhóm thiên văn khác đã công bố sự phát hiện đồng thời đầu tiên ởsóng hấp dẫn (GW170817) cùng bức xạ điện từ (GRB 170817A,SSS17a) từ cùng một vị trí,[6] và chứng tỏ rằng nguồn phát là một kilonova do haisao neutron va chạm sáp nhập tạo nên.[7] Tín hiệu GRB ngắn này được theo sau bởi sự kiện thiên văn diễn ra lâu hơn hàng tuần trong bước sóng khả kiến và hồng ngoại (AT 2017gfo) nằm ở thiên hà tương đối gần,NGC 4993.[8]
{{Chú thích tạp chí}}: Quản lý CS1: tên số: danh sách tác giả (liên kết){{Chú thích tạp chí}}:|title= trống hay bị thiếu (trợ giúp)| Tân tinh tái phát | |
|---|---|
| Tân tinh cổ điển |
|
| Liên quan | |
| Các nhóm | Loại Ia (Iax) |Loại Ib và Ic |Loại II (IIP, IIL, IIn và IIb) | Siêu tân tinh siêu sáng |Giàu calci |Tổng hợp hạt nhân (Quá trình p |Quá trình r) |Neutrino |    |
|---|---|---|
| Liên quan | ||
| Cấu trúc | ||
| Tiền thân | Biến quang xanh |Sao WR |Siêu khổng lồ | (Xanh lam |Đỏ |Vàng) |Cực siêu khổng lồ | (Vàng) |Sao lùn trắng (Liên quan) | |
| Tàn tích | ||
| Phát hiện | ||
| Danh sách | ||
| Đáng chú ý | ||
| Nghiên cứu | ||
| Loại | |
|---|---|
| Sao xung đơn | |
| Sao xungđôi | |
| Tính chất | |
| Liên quan | |
| Khám phá | |
| Vệ tinh nghiên cứu | |
| Khác | |
