Kilonova: Unterschied zwischen den Versionen
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Eine '''Kilonova''' (alternativ auch '''Macronova''') ist der Helligkeitsausbruch eines verschmelzenden [[Doppelstern]]s, dessen [[elektromagnetische Strahlung]] durch den [[Radioaktiver Zerfall|radioaktiven Zerfall]] von [[Chemisches Element|Elementen]] angetrieben wird, die im [[r-Prozess]] gebildet wurden. Der Begriff Kilonova bezieht sich auf die freigesetzte [[Energie]], die ungefähr den tausendfachen Wert einer [[Nova (Stern)|klassischen Nova]] erreicht und lichtschwächer ist als eine normale [[Supernova]].<ref>{{Literatur|Autor=L. K. Nuttall, D. J. White, P. J. Sutton, E. J. Daw, V. S. Dhillon, W. Zheng, C. Akerlof|Titel=Large-Scale Image Processing with the ROTSE Pipeline for Follow-Up of Gravitational Wave Events | Eine '''Kilonova''' (alternativ auch '''Macronova''') ist der Helligkeitsausbruch eines verschmelzenden [[Doppelstern]]s, dessen [[elektromagnetische Strahlung]] durch den [[Radioaktiver Zerfall|radioaktiven Zerfall]] von [[Chemisches Element|Elementen]] angetrieben wird, die im [[r-Prozess]] gebildet wurden. Der Begriff Kilonova bezieht sich auf die freigesetzte [[Energie]], die ungefähr den tausendfachen Wert einer [[Nova (Stern)|klassischen Nova]] erreicht und lichtschwächer ist als eine normale [[Supernova]].<ref>{{Literatur |Autor=L. K. Nuttall, D. J. White, P. J. Sutton, E. J. Daw, V. S. Dhillon, W. Zheng, C. Akerlof |Titel=Large-Scale Image Processing with the ROTSE Pipeline for Follow-Up of Gravitational Wave Events |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1211.6713v2}}</ref> | ||
== Eigenschaften == | == Eigenschaften == | ||
Kilonovae können bei einer Verschmelzung zweier [[Neutronenstern]]e oder der Verschmelzung eines [[Schwarzes Loch|schwarzen Loches]] mit einem Neutronenstern auftreten.<ref>{{Literatur|Autor=N. R. Tanvir, A. J. Levan, A. S. Fruchter, J. Hjorth, K. Wiersema, R. Tunnicliffe, A. de Ugarte Postigo|Titel=A | Kilonovae können bei einer Verschmelzung zweier [[Neutronenstern]]e oder der Verschmelzung eines [[Schwarzes Loch|schwarzen Loches]] mit einem Neutronenstern auftreten.<ref>{{Literatur |Autor=N. R. Tanvir, A. J. Levan, A. S. Fruchter, J. Hjorth, K. Wiersema, R. Tunnicliffe, A. de Ugarte Postigo |Titel=A ‘kilonova’ associated with the short-duration γ-ray burst GRB 130603B |Sammelwerk=Nature |Band=500 |Nummer=7464 |Datum=2013 |Seiten=547-549 |arXiv=1306.4971 |DOI=10.1038/nature12505}}</ref> Dabei wird der masseärmere Neutronenstern durch die [[Gezeitenkraft|Gezeitenkräfte]] des schwereren Begleiters zerstört. Während der größte Teil der Materie des zerrissenen Sterns aus einer [[Akkretionsscheibe]] auf den massereicheren Begleiter [[Akkretion (Astronomie)|akkretiert]] wird, werden 0,001 bis 0,1 [[Sonnenmasse]]n des zerstörten Neutronensterns [[Isotropie|isotrop]] mit einer Geschwindigkeit vom 0,1- bis 0,2-fachen der [[Lichtgeschwindigkeit]] ausgestoßen. Die [[neutron]]enreiche Materie wandelt sich innerhalb weniger Sekunden durch [[Kernspaltung|Fission]] und [[Beta-Zerfall]] in Elemente um, die durch den r-Prozess entstehen. Die neu synthetisierten radioaktiven Elemente zerfallen, und die dabei emittierte [[Strahlung]] kann als ein 0,5 bis 10 Tage dauernder Ausbruch mit einer [[Leuchtkraft]] 10<sup>34</sup> bis 10<sup>35,5</sup> W<!-- ursprüngliche Angabe in Einheit erg/s: 10<sup>41</sup>[[Erg (Einheit)|erg/s]] bis 10<sup>42,5</sup> erg/s --> nachgewiesen werden.<ref>{{Literatur |Autor=Brian D. Metzger, Edo Berger |Titel=What is the Most Promising Electromagnetic Counterpart of a Neutron Star Binary Merger? |Sammelwerk=The Astrophysical Journal |Band=746 |Nummer=48 |Datum=2012 |arXiv=1108.6056 |DOI=10.1088/0004-637X/746/1/48}}</ref> Das zu erwartende Spektrum wurde 2010 von [[Brian Metzger]] und Kollegen vorhergesagt (Metzger erhielt dafür für 2019 den [[New Horizons in Physics Prize]]). | ||
[[ | [[Datei:Eso1733j X-shooter spectra montage of kilonova in NGC4993.png|mini|Spektrum der Kilonova [[GW170817|AT 2017gfo]] im Verlauf von 1,5 bis 10,5 Tagen.]] | ||
Das [[Frequenzspektrum|Spektrum]] einer Kilonova sollte einzigartig, als quasi-thermisch mit einer Temperatur von 10.000 [[Kelvin|K]], sein, und – wegen der hohen Expansionsgeschwindigkeit – keinerlei [[Spektrallinie]]n zeigen. Die Verschmelzung zweier kompakter | Das [[Frequenzspektrum|Spektrum]] einer Kilonova sollte einzigartig, als quasi-thermisch mit einer Temperatur von 10.000 [[Kelvin|K]], sein, und – wegen der hohen Expansionsgeschwindigkeit – keinerlei [[Spektrallinie]]n zeigen. Die Verschmelzung zweier [[kompakter Stern]]e emittiert [[Gravitationswelle]]n, die mit [[Gravitationswellendetektor]]en wie [[LIGO]] oder [[Virgo (Gravitationswellendetektor)|VIRGO]] beobachtbar sind. | ||
Die ausgestoßene Materie tritt in Wechselwirkung mit vorhandener zirkumstellarer Materie, und mittels [[Bremsstrahlung]] dürfte ein mehrere Tage andauernder [[Radioastronomie|Radio]]<nowiki/>ausbruch nachweisbar sein<ref>{{Literatur|Autor=Luke Zoltan Kelley, Ilya Mandel, Enrico Ramirez-Ruiz|Titel=Electromagnetic transients as triggers in searches for gravitational waves from compact binary mergers | Die ausgestoßene Materie tritt in Wechselwirkung mit vorhandener zirkumstellarer Materie, und mittels [[Bremsstrahlung]] dürfte ein mehrere Tage andauernder [[Radioastronomie|Radio]]<nowiki />ausbruch nachweisbar sein<ref>{{Literatur |Autor=Luke Zoltan Kelley, Ilya Mandel, Enrico Ramirez-Ruiz |Titel=Electromagnetic transients as triggers in searches for gravitational waves from compact binary mergers |Sammelwerk=Physical Review D |Band=87 |Nummer=12 |Datum=2012 |Seiten=123004 |arXiv=1209.3027 |DOI=10.1103/PhysRevD.87.123004}}</ref>. | ||
Die Verschmelzung zweier kompakter Sterne gilt auch als die Ursache für [[ | Die Verschmelzung zweier kompakter Sterne gilt auch als die Ursache für [[Gammablitz]]e ''(gamma-ray bursts: GRB)'' kurzer Dauer. Ein Gammablitz sollte einige Sekunden nach dem Gravitationswellen-Signal auftreten.<ref>{{Literatur |Autor=Brian D. Metzger |Titel=Kilonovae |Sammelwerk=Living Reviews in Relativity |Band=20 |Nummer=3 |Datum=2017 |arXiv=1610.09381 |DOI=10.1007/s41114-017-0006-z}}</ref> Von dem relativ nahen [[GRB 130603B|GRB 130603B]], der als eine Kilonova interpretiert werden kann, ist ein GRB-Nachglühen im [[Infrarotstrahlung|Infraroten]] beobachtet worden.<ref>{{Literatur |Autor=E. Berger, W. Fong, R. Chornock |Titel=Smoking Gun or Smoldering Embers? A Possible r-process Kilonova Associated with the Short-Hard GRB 130603B |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1306.3960}}</ref> | ||
Kilonovae werden als eine bedeutende Quelle für die schweren Elemente des r-Prozesses mit [[Atommasse]]n von über 130 angesehen, da der Beitrag von Supernova-Ejekta zu diesen Elementen zu gering zu sein scheint, um die gemessenen Werte in der [[Interstellare Materie|interstellaren Materie]] zu erklären.<ref>{{Literatur|Autor=S. Rosswog, O. Korobkin, A. Arcones, F.-K. Thielemann|Titel=The longterm evolution of neutron star merger remnants I: the impact of r-process nucleosynthesis | Kilonovae werden als eine bedeutende Quelle für die schweren Elemente des r-Prozesses mit [[Atommasse]]n von über 130 angesehen, da der Beitrag von Supernova-Ejekta zu diesen Elementen zu gering zu sein scheint, um die gemessenen Werte in der [[Interstellare Materie|interstellaren Materie]] zu erklären.<ref>{{Literatur |Autor=S. Rosswog, O. Korobkin, A. Arcones, F.-K. Thielemann |Titel=The longterm evolution of neutron star merger remnants I: the impact of r-process nucleosynthesis |Sammelwerk=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |Band=439 |Datum=2014 |Seiten=744-756 |arXiv=1307.2939 |DOI=10.1093/mnras/stt2502}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=Watson et al.|Titel=Identification of strontium in the merger of two neutron stars|Sammelwerk=Nature|Band=574 |Datum=2019 |Seiten=497-500 |arXiv=1910.10510 |DOI=}}</ref> | ||
Die [[Lichtkurve]] in den folgenden Wochen sollte durch den [[Radioaktivität|radioaktiven Zerfall]] von bei der Kollision | Die [[Lichtkurve]] in den folgenden Wochen sollte durch den [[Radioaktivität|radioaktiven Zerfall]] von bei der Kollision gebildeten Elementen wie [[Radium]] bestimmt werden.<ref>{{Literatur |Autor=Iair Arcavi at al. |Titel=Optical emission from a kilonova following a gravitational-wave-detected neutron-star merger |Sammelwerk=Nature |Band=551 |Nummer=7678 |Datum=2017 |Seiten=64-66 |arXiv=1710.05843 |DOI=10.1038/nature24291}}</ref> | ||
== GW170817 = | == [[GW170817]] = GRB 170817A == | ||
Am 17. August 2017 wurde ein Gravitationswellenereignis durch die LIGO-Detektoren zusammen mit dem [[Virgo (Gravitationswellendetektor)|Virgo-Detektor]] registriert. <ref>{{Internetquelle |autor=information@eso.org |url=https://www.eso.org/public/germany/news/eso1733/ |titel=ESO-Teleskope beobachten erstes Licht einer Gravitationswellen-Quelle - Verschmelzende Neutronensterne verstreuen Gold und Platin im Weltraum | | Am 17. August 2017 wurde ein Gravitationswellenereignis durch die beiden LIGO-Detektoren zusammen mit dem [[Virgo (Gravitationswellendetektor)|Virgo-Detektor]] registriert.<ref>{{Internetquelle |autor=information@eso.org |url=https://www.eso.org/public/germany/news/eso1733/ |titel=ESO-Teleskope beobachten erstes Licht einer Gravitationswellen-Quelle - Verschmelzende Neutronensterne verstreuen Gold und Platin im Weltraum |abruf=2017-10-17}}</ref> 1,7 Sekunden später registrierte das [[Fermi Gamma-ray Space Telescope]] den Gammablitz GRB 170817A, und beide Beobachtungen konnten mit einem optischen Transient in der [[Galaxie]] [[NGC 4993]] in Verbindung gebracht werden.<ref>{{Literatur |Autor=S. J. Smartt at al. |Titel=A kilonova as the electromagnetic counterpart to a gravitational-wave source |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2017 |arXiv=1710.05841v2}}</ref> Die Kilonova konnte im [[Licht|optischen]], infraroten, [[Ultraviolettstrahlung|ultravioletten]], [[Röntgenstrahlung|Röntgen-]] und [[Radiowelle|Radiobereich]] beobachtet werden. Aus der Lichtkurve und der Entfernung zu der S0-Galaxie konnte eine Leuchtkraft von 3×10<sup>34</sup> W abgeleitet werden. Die ausgestoßene Masse wurde modelliert zu (2−2,5)×10<sup>−2</sup> Sonnenmassen bei einer Geschwindigkeit von dem 0,3-fachen der [[Lichtgeschwindigkeit]]. Der [[Farbindex]] wandelte sich innerhalb weniger Tage von Blau nach Rot, und nach einer Woche emittierte die Kilonova die meiste elektromagnetische Strahlung im Bereich des Infraroten.<ref>{{Literatur |Autor=Masaomi Tanaka at al. |Titel=Kilonova from post-merger ejecta as an optical and near-infrared counterpart of GW170817 |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2017 |arXiv=1710.05850v1}}</ref> Die Emission von Röntgenstrahlung scheint überwiegend die Folge einer Wechselwirkung zwischen den ausgestoßenen Ejekta und zirkumstellarer Materie zu sein. Der Gammablitz strahlte 95 Prozent seiner Energie in weniger als zwei Sekunden ab und hatte eine ungewöhnlich geringe Leuchtkraft. Wahrscheinlich lag die Erde nicht in Richtung eines der beiden [[Jet (Astronomie)|Jets]].<ref>{{Literatur |Autor=P.A. Evans at al. |Titel=Swift and NuSTAR observations of GW170817: detection of a blue kilonova |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2017 |arXiv=1710.05437v1}}</ref> Die [[Lanthanoide|lanthanoid]]<nowiki />reiche Kilonova GW170817 gilt als eine direkte Bestätigung, dass die meisten durch den r-Prozess gebildeten Elemente in der Kollision von Neutronensternen entstehen.<ref>{{Literatur |Autor=N. R. Tanvir, at al. |Titel=The Emergence of a Lanthanide-Rich Kilonova Following the Merger of Two Neutron Stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2017 |arXiv=1710.05455v1}}</ref> | ||
Die Bestätigung von | Die Bestätigung von [[Mergerburst]]s durch zwei Neutronensterne kann genutzt werden um | ||
* den Wert der [[Hubble-Konstante]]n zu | * den Wert der [[Hubble-Konstante]]n zu präzisieren<ref>{{Literatur |Autor=Naoki Seto, Koutarou Kyutoku |Titel=Prospects of the local Hubble parameter measurement using gravitational waves from double neutron stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2017 |arXiv=1710.06424v1}}</ref> | ||
* die Massengrenze von Neutronensternen zu messen <ref>{{Literatur|Autor=Ben Margalit, Brian Metzger|Titel=Constraining the Maximum Mass of Neutron Stars From Multi-Messenger Observations of GW170817 | * die Massengrenze von Neutronensternen zu messen<ref>{{Literatur |Autor=Ben Margalit, Brian Metzger |Titel=Constraining the Maximum Mass of Neutron Stars From Multi-Messenger Observations of GW170817 |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2017 |arXiv=1710.05938v1}}</ref> | ||
* die Eigenschaften von Jets von GRBs außerhalb der Achse zu studieren <ref>{{Literatur|Autor=Sam Kim et al.|Titel=ALMA and GMRT constraints on the off-axis gamma-ray burst 170817A from the binary neutron star merger GW170817 | * die Eigenschaften von Jets von GRBs außerhalb der Achse zu studieren<ref>{{Literatur |Autor=Sam Kim et al. |Titel=ALMA and GMRT constraints on the off-axis gamma-ray burst 170817A from the binary neutron star merger GW170817 |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2017 |arXiv=1710.05847v1}}</ref> | ||
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== Weblinks == | == Weblinks == | ||
* sueddeutsche.de 16. Oktober 2017: [ | {{Commonscat|Kilonovae|Kilonova}} | ||
* sueddeutsche.de 16. Oktober 2017: [https://www.sueddeutsche.de/wissen/durchbruch-in-der-physik-astronomen-beobachten-erstmals-ursprung-von-gravitationswellen-1.3711011 ''Astronomen beobachten erstmals Ursprung von Gravitationswellen''] | |||
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Aktuelle Version vom 19. Februar 2022, 13:36 Uhr
Eine Kilonova (alternativ auch Macronova) ist der Helligkeitsausbruch eines verschmelzenden Doppelsterns, dessen elektromagnetische Strahlung durch den radioaktiven Zerfall von Elementen angetrieben wird, die im r-Prozess gebildet wurden. Der Begriff Kilonova bezieht sich auf die freigesetzte Energie, die ungefähr den tausendfachen Wert einer klassischen Nova erreicht und lichtschwächer ist als eine normale Supernova.[1]
Eigenschaften
Kilonovae können bei einer Verschmelzung zweier Neutronensterne oder der Verschmelzung eines schwarzen Loches mit einem Neutronenstern auftreten.[2] Dabei wird der masseärmere Neutronenstern durch die Gezeitenkräfte des schwereren Begleiters zerstört. Während der größte Teil der Materie des zerrissenen Sterns aus einer Akkretionsscheibe auf den massereicheren Begleiter akkretiert wird, werden 0,001 bis 0,1 Sonnenmassen des zerstörten Neutronensterns isotrop mit einer Geschwindigkeit vom 0,1- bis 0,2-fachen der Lichtgeschwindigkeit ausgestoßen. Die neutronenreiche Materie wandelt sich innerhalb weniger Sekunden durch Fission und Beta-Zerfall in Elemente um, die durch den r-Prozess entstehen. Die neu synthetisierten radioaktiven Elemente zerfallen, und die dabei emittierte Strahlung kann als ein 0,5 bis 10 Tage dauernder Ausbruch mit einer Leuchtkraft 1034 bis 1035,5 W nachgewiesen werden.[3] Das zu erwartende Spektrum wurde 2010 von Brian Metzger und Kollegen vorhergesagt (Metzger erhielt dafür für 2019 den New Horizons in Physics Prize).
Das Spektrum einer Kilonova sollte einzigartig, als quasi-thermisch mit einer Temperatur von 10.000 K, sein, und – wegen der hohen Expansionsgeschwindigkeit – keinerlei Spektrallinien zeigen. Die Verschmelzung zweier kompakter Sterne emittiert Gravitationswellen, die mit Gravitationswellendetektoren wie LIGO oder VIRGO beobachtbar sind.
Die ausgestoßene Materie tritt in Wechselwirkung mit vorhandener zirkumstellarer Materie, und mittels Bremsstrahlung dürfte ein mehrere Tage andauernder Radioausbruch nachweisbar sein[4]. Die Verschmelzung zweier kompakter Sterne gilt auch als die Ursache für Gammablitze (gamma-ray bursts: GRB) kurzer Dauer. Ein Gammablitz sollte einige Sekunden nach dem Gravitationswellen-Signal auftreten.[5] Von dem relativ nahen GRB 130603B, der als eine Kilonova interpretiert werden kann, ist ein GRB-Nachglühen im Infraroten beobachtet worden.[6]
Kilonovae werden als eine bedeutende Quelle für die schweren Elemente des r-Prozesses mit Atommassen von über 130 angesehen, da der Beitrag von Supernova-Ejekta zu diesen Elementen zu gering zu sein scheint, um die gemessenen Werte in der interstellaren Materie zu erklären.[7][8]
Die Lichtkurve in den folgenden Wochen sollte durch den radioaktiven Zerfall von bei der Kollision gebildeten Elementen wie Radium bestimmt werden.[9]
GW170817 = GRB 170817A
Am 17. August 2017 wurde ein Gravitationswellenereignis durch die beiden LIGO-Detektoren zusammen mit dem Virgo-Detektor registriert.[10] 1,7 Sekunden später registrierte das Fermi Gamma-ray Space Telescope den Gammablitz GRB 170817A, und beide Beobachtungen konnten mit einem optischen Transient in der Galaxie NGC 4993 in Verbindung gebracht werden.[11] Die Kilonova konnte im optischen, infraroten, ultravioletten, Röntgen- und Radiobereich beobachtet werden. Aus der Lichtkurve und der Entfernung zu der S0-Galaxie konnte eine Leuchtkraft von 3×1034 W abgeleitet werden. Die ausgestoßene Masse wurde modelliert zu (2−2,5)×10−2 Sonnenmassen bei einer Geschwindigkeit von dem 0,3-fachen der Lichtgeschwindigkeit. Der Farbindex wandelte sich innerhalb weniger Tage von Blau nach Rot, und nach einer Woche emittierte die Kilonova die meiste elektromagnetische Strahlung im Bereich des Infraroten.[12] Die Emission von Röntgenstrahlung scheint überwiegend die Folge einer Wechselwirkung zwischen den ausgestoßenen Ejekta und zirkumstellarer Materie zu sein. Der Gammablitz strahlte 95 Prozent seiner Energie in weniger als zwei Sekunden ab und hatte eine ungewöhnlich geringe Leuchtkraft. Wahrscheinlich lag die Erde nicht in Richtung eines der beiden Jets.[13] Die lanthanoidreiche Kilonova GW170817 gilt als eine direkte Bestätigung, dass die meisten durch den r-Prozess gebildeten Elemente in der Kollision von Neutronensternen entstehen.[14]
Die Bestätigung von Mergerbursts durch zwei Neutronensterne kann genutzt werden um
- den Wert der Hubble-Konstanten zu präzisieren[15]
- die Massengrenze von Neutronensternen zu messen[16]
- die Eigenschaften von Jets von GRBs außerhalb der Achse zu studieren[17]
- die Zustandsgleichung dichter Materie besser abzuschätzen[18]
Weblinks
Commons: Kilonova – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien
- sueddeutsche.de 16. Oktober 2017: Astronomen beobachten erstmals Ursprung von Gravitationswellen
Fußnoten
- ↑ L. K. Nuttall, D. J. White, P. J. Sutton, E. J. Daw, V. S. Dhillon, W. Zheng, C. Akerlof: Large-Scale Image Processing with the ROTSE Pipeline for Follow-Up of Gravitational Wave Events. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1211.6713v2.
- ↑ N. R. Tanvir, A. J. Levan, A. S. Fruchter, J. Hjorth, K. Wiersema, R. Tunnicliffe, A. de Ugarte Postigo: A ‘kilonova’ associated with the short-duration γ-ray burst GRB 130603B. In: Nature. Band 500, Nr. 7464, 2013, S. 547–549, doi:10.1038/nature12505, arxiv:1306.4971.
- ↑ Brian D. Metzger, Edo Berger: What is the Most Promising Electromagnetic Counterpart of a Neutron Star Binary Merger? In: The Astrophysical Journal. Band 746, Nr. 48, 2012, doi:10.1088/0004-637X/746/1/48, arxiv:1108.6056.
- ↑ Luke Zoltan Kelley, Ilya Mandel, Enrico Ramirez-Ruiz: Electromagnetic transients as triggers in searches for gravitational waves from compact binary mergers. In: Physical Review D. Band 87, Nr. 12, 2012, S. 123004, doi:10.1103/PhysRevD.87.123004, arxiv:1209.3027.
- ↑ Brian D. Metzger: Kilonovae. In: Living Reviews in Relativity. Band 20, Nr. 3, 2017, doi:10.1007/s41114-017-0006-z, arxiv:1610.09381.
- ↑ E. Berger, W. Fong, R. Chornock: Smoking Gun or Smoldering Embers? A Possible r-process Kilonova Associated with the Short-Hard GRB 130603B. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arxiv:1306.3960.
- ↑ S. Rosswog, O. Korobkin, A. Arcones, F.-K. Thielemann: The longterm evolution of neutron star merger remnants I: the impact of r-process nucleosynthesis. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 439, 2014, S. 744–756, doi:10.1093/mnras/stt2502, arxiv:1307.2939.
- ↑ Watson et al.: Identification of strontium in the merger of two neutron stars. In: Nature. Band 574, 2019, S. 497–500, arxiv:1910.10510.
- ↑ Iair Arcavi at al.: Optical emission from a kilonova following a gravitational-wave-detected neutron-star merger. In: Nature. Band 551, Nr. 7678, 2017, S. 64–66, doi:10.1038/nature24291, arxiv:1710.05843.
- ↑ information@eso.org: ESO-Teleskope beobachten erstes Licht einer Gravitationswellen-Quelle - Verschmelzende Neutronensterne verstreuen Gold und Platin im Weltraum. Abgerufen am 17. Oktober 2017.
- ↑ S. J. Smartt at al.: A kilonova as the electromagnetic counterpart to a gravitational-wave source. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2017, arxiv:1710.05841v2.
- ↑ Masaomi Tanaka at al.: Kilonova from post-merger ejecta as an optical and near-infrared counterpart of GW170817. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2017, arxiv:1710.05850v1.
- ↑ P.A. Evans at al.: Swift and NuSTAR observations of GW170817: detection of a blue kilonova. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2017, arxiv:1710.05437v1.
- ↑ N. R. Tanvir, at al.: The Emergence of a Lanthanide-Rich Kilonova Following the Merger of Two Neutron Stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2017, arxiv:1710.05455v1.
- ↑ Naoki Seto, Koutarou Kyutoku: Prospects of the local Hubble parameter measurement using gravitational waves from double neutron stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2017, arxiv:1710.06424v1.
- ↑ Ben Margalit, Brian Metzger: Constraining the Maximum Mass of Neutron Stars From Multi-Messenger Observations of GW170817. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2017, arxiv:1710.05938v1.
- ↑ Sam Kim et al.: ALMA and GMRT constraints on the off-axis gamma-ray burst 170817A from the binary neutron star merger GW170817. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2017, arxiv:1710.05847v1.
- ↑ Hao Wang et al.: GW170817/GRB 170817A/AT2017gfo association: some implications for physics and astrophysics. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2017, arxiv:1710.05805v1.