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キロノヴァ [1] (英 えい : kilonova, macronova )は、高密度 こうみつど の天体 てんたい が融合 ゆうごう する際 さい に起 お こる大 だい 規模 きぼ な爆発 ばくはつ 現象 げんしょう である。その電磁 でんじ 放射 ほうしゃ は、r過程 かてい によって生 しょう じた元素 げんそ が放射 ほうしゃ 性 せい 崩壊 ほうかい を起 お こすことによって生 しょう じる。キロノバ とも表記 ひょうき される[2] 。
白色 はくしょく 矮星の爆発 ばくはつ によって生 しょう じる新星 しんせい (nova)の約 やく 1,000倍 ばい の明 あか るさに達 たっ することからキロノヴァ(kilonova)と呼 よ ばれる。超新星 ちょうしんせい (supernova)と比 くら べると10分 ぶん の1から100分 ぶん の1程度 ていど の明 あか るさである[3] 。
キロノヴァは、中性子星 ちゅうせいしせい の連 れん 星 ぼし または中性子星 ちゅうせいしせい とブラックホール の連 れん 星 ぼし が融合 ゆうごう することによって発生 はっせい すると考 かんが えられている[4] 。
2つのコンパクト星 ぼし が融合 ゆうごう する際 さい 、質量 しつりょう が軽 かる い方 ほう の天体 てんたい は重 おも い方 ほう の天体 てんたい の潮汐 ちょうせき 力 りょく により破壊 はかい される。破壊 はかい された天体 てんたい のほとんどの物質 ぶっしつ は重 おも い天体 てんたい の降着 こうちゃく 円盤 えんばん となるが、太陽 たいよう 質量 しつりょう の0.001倍 ばい から0.1倍 ばい 程度 ていど の質量 しつりょう は、光速 こうそく の0.1倍 ばい から0.2倍 ばい という速 はや さで等 ひとし 方 かた 的 てき に放出 ほうしゅつ される。この際 さい にr過程 かてい を経 へ て生 う まれた中性子 ちゅうせいし 過剰 かじょう 核 かく は、ほんの数 すう 秒 びょう の間 あいだ に核分裂 かくぶんれつ とベータ崩壊 ほうかい を経 へ て元素 げんそ へと変換 へんかん される。この新 あら たに合成 ごうせい された放射 ほうしゃ 性 せい 元素 げんそ の崩壊 ほうかい とそれによって発生 はっせい する放射線 ほうしゃせん が、1034 J /sから1035.5 J/sの光度 こうど を伴 ともな って半日 はんにち から10日 とおか に渡 わた って続 つづ く爆発 ばくはつ を維持 いじ している[5] 。
r過程 かてい で生成 せいせい される原子 げんし 量 りょう 130以上 いじょう の元素 げんそ の一部 いちぶ は、超新星 ちょうしんせい 爆発 ばくはつ で生成 せいせい される量 りょう では星 ほし 間 あいだ 物質 ぶっしつ 中 ちゅう の観測 かんそく 値 ち を説明 せつめい できないほど不足 ふそく しており、キロノヴァはそれらの物質 ぶっしつ の生成 せいせい 源 げん として有力 ゆうりょく 視 し されている[6] 。
2013年 ねん 6月 がつ から7月 がつ にかけてのハッブル宇宙 うちゅう 望遠鏡 ぼうえんきょう とガンマ線 がんません 監視 かんし 衛星 えいせい スウィフト による観測 かんそく によって、初 はじ めてキロノヴァのものと考 かんが えられるガンマ線 がんません バースト が発見 はっけん された。2013年 ねん 6月 がつ 13日 にち 、スウィフトが発見 はっけん したガンマ線 がんません バーストの発生 はっせい 源 げん GRB 130603B で、ハッブルの広 こう 視野 しや カメラが近赤外線 きんせきがいせん の輝 かがや きを確認 かくにん した[7] 。7月3日 にち の観測 かんそく ではその輝 かがや きが衰 おとろ えており、この現象 げんしょう が「キロノヴァ」であった証拠 しょうこ を示唆 しさ している[7] 。
2017年 ねん 10月 がつ 16日 にち 、アメリカの重力 じゅうりょく 波 は 望遠鏡 ぼうえんきょう LIGO と欧州 おうしゅう の重力 じゅうりょく 波 は 望遠鏡 ぼうえんきょう Virgo の共同 きょうどう 観測 かんそく チームは、中性子星 ちゅうせいしせい 連 れん 星 ぼし の合体 がったい による重力 じゅうりょく 波 は を発見 はっけん したと発表 はっぴょう した[8] 。「GW170817 」と命名 めいめい されたこの重力 じゅうりょく 波 なみ 源 げん 天体 てんたい の波形 はけい を分析 ぶんせき した結果 けっか 、中性子星 ちゅうせいしせい 同士 どうし の合体 がったい で発生 はっせい したものと考 かんが えられる波形 はけい であるとしている[8] 。
共同 きょうどう 実験 じっけん チームは、世界中 せかいじゅう の研究 けんきゅう チームに警報 けいほう を送 おく り、70以上 いじょう の観測 かんそく 施設 しせつ が重力 じゅうりょく 波 は の検出 けんしゅつ された領域 りょういき を観測 かんそく した。その結果 けっか 、11時 じ 間 あいだ 後 ご に複数 ふくすう の観測 かんそく 施設 しせつ がこの重力 じゅうりょく 波 なみ 源 げん 天体 てんたい に対応 たいおう すると考 かんが えられる天体 てんたい を発見 はっけん した[8] 。日本 にっぽん の重力 じゅうりょく 波 は 追跡 ついせき 観測 かんそく チームJ-GEMは、すばる望遠鏡 ぼうえんきょう の超 ちょう 広 こう 視野 しや 主 ぬし 焦点 しょうてん カメラ HSC (Hyper Suprime-Cam) を始 はじ め、国内外 こくないがい の望遠鏡 ぼうえんきょう やISS に搭載 とうさい されている全 ぜん 天 てん X線 せん 監視 かんし 装置 そうち (MAXI) とカロリメータ型 がた 宇宙 うちゅう 電子 でんし 線 せん 望遠鏡 ぼうえんきょう (CALET) も動員 どういん して、可視 かし 光 こう からX線 せん 、ガンマ線 がんません に至 いた る広 ひろ い波長 はちょう 域 いき で重力 じゅうりょく 波 なみ 源 げん 天体 てんたい を探索 たんさく した[8] 。その結果 けっか 、うみへび座 ざ の銀河 ぎんが NGC 4993 に、可視 かし 光 こう から近赤外線 きんせきがいせん 領域 りょういき で光 ひか る天体 てんたい の姿 すがた を捉 とら えることに成功 せいこう した[8] 。これは既 すで にGW170817に対応 たいおう する天体 てんたい として報告 ほうこく されていたものと一致 いっち しており、今回 こんかい の発見 はっけん に強 つよ い裏付 うらづ けを与 あた えるものとなった[8] 。
GW170817で観測 かんそく された現象 げんしょう は、中性子星 ちゅうせいしせい 連 れん 星 ぼし の合体 がったい によって起 お こるとされる重力 じゅうりょく 波 は 、ガンマ線 がんません バースト 、r過程 かてい で生成 せいせい された放射 ほうしゃ 性 せい 物質 ぶっしつ の崩壊 ほうかい で発生 はっせい する電磁波 でんじは といった理論 りろん 上 じょう 予測 よそく されていたキロノヴァの特徴 とくちょう がそれぞれ検出 けんしゅつ されたものとなった[8] 。
^ “中性子星 ちゅうせいしせい 合体 がったい からの光 ひかり の偏 かたよ りが起 お こる新 あたら しいメカニズムを提唱 ていしょう - 素 す 核 かく 研 けん ”. 素粒子 そりゅうし 原子核 げんしかく 研究所 けんきゅうじょ (2018年 ねん 11月20日 にち ). 2019年 ねん 9月 がつ 26日 にち 閲覧 えつらん 。
^ “天文学 てんもんがく 辞典 じてん » キロノバ ”. 天文学 てんもんがく 辞典 じてん . 日本 にっぽん 天文 てんもん 学会 がっかい . 2019年 ねん 9月 がつ 26日 にち 閲覧 えつらん 。
^ Nuttall, L. K.; White, D. J.; Sutton, P. J.; Daw, E. J.; Dhillon, V. S.; Zheng, W.; Akerlof, C. (2013). “LARGE-SCALE IMAGE PROCESSING WITH THE ROTSE PIPELINE FOR FOLLOW-UP OF GRAVITATIONAL WAVE EVENTS”. The Astrophysical Journal Supplement Series 209 (2): 24. arXiv :1211.6713v2 . Bibcode : 2013ApJS..209...24N . doi :10.1088/0067-0049/209/2/24 . ISSN 0067-0049 .
^ Tanvir, N. R.; Levan, A. J.; Fruchter, A. S.; Hjorth, J.; Hounsell, R. A.; Wiersema, K.; Tunnicliffe, R. L. (2013). “A ‘kilonova’ associated with the short-duration γ がんま -ray burst GRB 130603B”. Nature 500 (7464): 547-549. arXiv :arXiv:1306.4971v2 . Bibcode : 2013Natur.500..547T . doi :10.1038/nature12505 . ISSN 0028-0836 .
^ Metzger, B. D.; Berger, E. (2012). “WHAT IS THE MOST PROMISING ELECTROMAGNETIC COUNTERPART OF A NEUTRON STAR BINARY MERGER?”. The Astrophysical Journal 746 (1): 48. doi :10.1088/0004-637X/746/1/48 . ISSN 0004-637X .
^ Rosswog, S.; Korobkin, O.; Arcones, A.; Thielemann, F.- K.; Piran, T. (2014). “The long-term evolution of neutron star merger remnants - I. The impact of r-process nucleosynthesis”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 439 (1): 744-756. doi :10.1093/mnras/stt2502 . ISSN 0035-8711 .
^ a b “ハッブル、「キロノヴァ」の存在 そんざい を確認 かくにん ”. National Geographic (2013年 ねん 8月 がつ 8日 にち ). 2016年 ねん 6月 がつ 12日 にち 閲覧 えつらん 。
^ a b c d e f g 鳥嶋 とりしま 真 ま 也 (2017年 ねん 10月 がつ 16日 にち ). “米 べい 欧 おう 、中性子星 ちゅうせいしせい の合体 がったい による重力 じゅうりょく 波 は の初 はつ 観測 かんそく に成功 せいこう - 日本 にっぽん も追跡 ついせき 観測 かんそく で成果 せいか ” . マイナビニュース (マイナビ). https://news.mynavi.jp/techplus/article/20171016-a274/ 2017年 ねん 10月 がつ 17日 にち 閲覧 えつらん 。