Voir la source de Kilonova

[[Fichier:Eso1733s Artist's impression of merging neutron stars.jpg|vignette|upright=1.4|[[Vue d'artiste]] d'une kilonova.]]

Une '''kilonova''', aussi nommée '''macronova''' ou '''[[supernova]] à [[processus r]]''', est un phénomène [[astronomie|astronomique]] qui se produit lors de la [[fusion d'étoiles|fusion]] de deux [[étoile à neutrons|étoiles à neutrons]] ou d'une étoile à neutrons et d'un [[trou noir]], dans un [[système binaire (astronomie)|système binaire]].

Un [[rayonnement électromagnétique]] intense est émis du fait de la désintégration d'[[ion lourd|ions lourds]] produits par [[processus r]] et éjectés de façon relativement [[isotropie|isotrope]] pendant le processus de fusion {{incise|comme pour une brève supernova de faible luminosité|fin}}<ref name=Tanvir2013>{{Article|langue=en|auteur1=N. R. Tanvir |auteur2=A. J. Levan|auteur3=A. S. Fruchter |auteur4=J. Hjorth|auteur5=R. A. Hounsell|auteur6=K. Wiersema|auteur7=R. L. Tunnicliffe |titre=A ‘kilonova’ associated with the short-duration γ-ray burst GRB 130603B |périodique=Nature|numéro=500|année=2013 |pages=547-549 |consulté le=25 novembre 2016|doi=10.1038/nature12505}}</ref>.

Entre 2017 et 2021, la [[communauté scientifique]] a identifié environ 50 signaux qui seraient issus de kilonovae<ref>{{lien web |titre=LIGO-Virgo-KAGRA Finds Elusive Mergers of Black Holes with Neutron Stars |url=https://www.ligo.caltech.edu/news/ligo20210629#:~:text=During%20the%20five%20years%20since,of%20pairs%20of%20neutron%20stars |site=LIGO Lab / Caltech |consulté le=01-05-2023}}.</ref>.

== Histoire ==
[[Fichier:Hubble observes first kilonova.jpg|vignette|La première kilonova observée par le [[Hubble (télescope spatial)|télescope Hubble]]<ref>{{lien web|langue=en|titre=Hubble observes source of gravitational waves for the first time|url=https://www.spacetelescope.org/news/heic1717/|website=www.spacetelescope.org|consulté le=18 octobre 2017}}</ref>.]]

Le terme ''kilonova'' est introduit en 2010 par Metzger {{et al.}}<ref name="Metzger2010"/> pour décrire un pic de luminosité, qui peut atteindre {{unité|1000|fois}} celui d'une [[nova]] classique, d'où l'utilisation du préfixe « kilo »<ref name=Metzger2010/>, et un à dix pour cent de la brillance d'une [[supernova]]<ref>{{lien web|langue=en|titre=Hubble captures infrared glow of a kilonova blast |url=http://www.spacetelescope.org/images/opo1329a/ |éditeur=spacetelescope.org |date=5 August 2013 |consulté le=28 février 2018}}</ref>.

La première suggestion d'observation d'une kilonova est faite en 2008 à la suite de l'observation du [[sursaut gamma]] court {{lien|lang=d|trad=Q86559347|fr=GRB 080503}}<ref>{{article|nom1=Perley |prénom1=D. A. |nom2=Metzger |prénom2=B. D. |nom3=Granot |prénom3=J. |nom4=Butler |prénom4=N. R. |nom5=Sakamoto |prénom5=T. |nom6=Ramirez-Ruiz |prénom6=E. |nom7=Levan |prénom7=A. J. |nom8=Bloom |prénom8=J. S. |nom9=Miller |prénom9=A. A. |année=2009 |titre=GRB 080503: Implications of a Naked Short Gamma-Ray Burst Dominated by Extended Emission |journal=The Astrophysical Journal |langue=en |volume=696 |numéro=2 |pages=1871–1885 |doi=10.1088/0004-637X/696/2/1871 |arxiv=0811.1044 |bibcode=2009ApJ...696.1871P|s2cid=15196669 }}</ref>. Une autre observation de kilonova est postulée en 2013, cette fois par l'observation du sursaut court {{lien|lang=ja|trad=GRB 130603B}}<ref name=Tanvir2013/>{{,}}<ref>{{lien web|langue=en|url=https://www.seeker.com/kilonova-alert-hubble-solves-gamma-ray-burst-mystery-1767686472.html|titre=Kilonova Alert! Hubble Solves Gamma Ray Burst Mystery|nom=DNews|date=7 August 2013|website=Seeker}}</ref>.

Le 16 octobre 2017, les observatoires [[Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory|LIGO]] et [[Virgo (interféromètre)|VIRGO]] annoncent la première détection simultanée d'[[onde gravitationnelle|ondes gravitationnelles]] associées à l'événement [[GW170817]]<ref name="Abbott et al. 2017">{{article|langue=en|nom1=Abbott |prénom1=B. P. |nom2=Abbott |prénom2=R. |nom3=Abbott |prénom3=T. D. |nom4=Acernese |prénom4=F. |nom5=Ackley |prénom5=K. |nom6=Adams |prénom6=C. |nom7=Adams |prénom7=T. |nom8=Addesso |prénom8=P. |nom9=Adhikari |prénom9=R. X. |nom10=Adya |prénom10=V. B. |collaboration=[[LIGO Scientific Collaboration]] & [[Virgo interferometer|Virgo Collaboration]] |titre=GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral |journal=Physical Review Letters |date=16 October 2017 |volume=119 |numéro=16 |pages=161101 |doi=10.1103/PhysRevLett.119.161101 |pmid=29099225 |bibcode=2017PhRvL.119p1101A |arxiv=1710.05832}}</ref>, qui seraient liées à une kilonova causée par la fusion d'étoile à neutron<ref name="miller2017">{{article|langue=en|nom1=Miller |prénom1=M. Coleman |titre=Gravitational waves: A golden binary |journal=Nature |date=16 October 2017 |volume=News and Views |numéro=7678 |pages=36 |doi=10.1038/nature24153 |bibcode=2017Natur.551...36M|accès doi=libre }}</ref>{{,}}<ref name="berger2017">{{article|langue=en|nom1=Berger |prénom1=E. |titre=Focus on the Electromagnetic Counterpart of the Neutron Star Binary Merger GW170817 |url=http://iopscience.iop.org/journal/2041-8205/page/Focus_on_GW170817 |journal=Astrophysical Journal Letters |consulté le=16 octobre 2017 |date=16 October 2017}}</ref>{{,}}<ref>{{article|langue=en|titre=Focus on electromagnetic counterparts to binary black hole mergers |prénom=Valerie |nom=Connaughton |journal=[[The Astrophysical Journal Letters]] |année=2016 |nature article=Editorial |url=http://iopscience.iop.org/journal/2041-8205/page/Focus_on_BBHM }}</ref>{{,}}<ref name=Loeb>{{article|langue=en|titre=Electromagnetic counterparts to black hole mergers detected by LIGO |nom=Loeb |prénom=Abraham |journal=[[The Astrophysical Journal Letters]] |volume=819 |numéro=2 |page=L21 |date=March 2016 |arxiv=1602.04735  |doi=10.3847/2041-8205/819/2/L21 |accès doi=libre |bibcode=2016ApJ...819L..21L }}</ref>. Les chercheurs obervent également une émission de [[rayons X]], qui diminue en intensité pour finir par se stabiliser en 2020<ref name=GW2017a>{{lien web|langue=en|url= https://arxiv.org/abs/2104.02070|titre= Evidence for X-ray Emission in Excess to the Jet Afterglow Decay 3.5 yrs After the Binary Neutron Star Merger GW 170817: A New Emission Component|date=5 Mars 2022|website=Arxiv}}</ref>.

En octobre 2018, des astronomes font un parallèle entre {{lien|lang=d|trad=Q83794578|fr=GRB 150101B}} et [[GW170817]]<ref name="NC-20181016"/>. Les similarités entre les deux évènements, en ce qui concerne les émissions de [[rayon gamma]], l'[[optique]] et les émissions de [[rayon x]], aussi bien que la nature de l'association des galaxies hôtes, sont considérées « frappantes »<ref name="NASA-20181016"/> et cette ressemblance remarquable suggère que ces deux événements séparés et indépendants proviennent de la même collision d'étoiles à neutron et ils peuvent venir d'une classe inconnue jusqu'alors de kilonova transitoire. Donc, selon ces chercheurs, on peut en conclure que les kilonovae sont des évènements plus diversifiés et communs dans l'Univers qu'on le pensait précédemment<ref name="EA-20181016">{{article|langue=en|auteur=University of Maryland |titre=All in the family: Kin of gravitational wave source discovered - New observations suggest that kilonovae -- immense cosmic explosions that produce silver, gold and platinum--may be more common than thought |url=https://www.eurekalert.org/pub_releases/2018-10/uom-ait101518.php |date=16 October 2018 |périodique=[[EurekAlert!]] |consulté le=17 octobre 2018 |lien auteur=University of Maryland }}</ref>{{,}}<ref name="NC-20181016">{{article|langue=en|auteur=Troja, E.|et al.=oui |titre=A luminous blue kilonova and an off-axis jet from a compact binary merger at z = 0.1341 |date=16 October 2018 |journal=[[Nature Communications]]  |volume=9 |numéro=1 |pages=4089 |doi=10.1038/s41467-018-06558-7 |pmid=30327476 |pmc=6191439 |bibcode=2018NatCo...9.4089T |arxiv=1806.10624 }}</ref>{{,}}<ref name="NASA-20181016">{{article|langue=en|nom=Mohon |prénom=Lee |titre=GRB 150101B: A Distant Cousin to GW170817 |url=https://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/images/grb-150101b-a-distant-cousin-to-gw170817.html |date=16 October 2018 |périodique=[[NASA]] |consulté le=17 octobre 2018 }}</ref>{{,}}<ref name="SPC-20181017">{{lien web|langue=en|nom=Wall |prénom=Mike |titre=Powerful Cosmic Flash Is Likely Another Neutron-Star Merger |url=https://www.space.com/42158-another-neutron-star-crash-detected.html |date=17 October 2018 |site=[[Space.com]] |consulté le=17 octobre 2018 }}</ref>.

En 2020, des astronomes détectent une kilonova à 5,4 milliards d'[[année-lumière|années-lumières]] de la [[Voie lactée]], reliée à {{lien|lang=d|trad=Q97035456|fr=GRB 200522A}}. Après une analyse effectuée avec le télescope Hubble, les scientifiques ont détecté que la partie des [[infrarouges]] du spectre était 10 fois plus lumineux que ce qui est prévu lors d'une kilonova. Cela pourrait s'expliquer par la création d'un [[magnétar]]<ref>{{lien web|langue=en|url= https://arxiv.org/abs/2008.08593|titre= The Broad-band Counterpart of the Short GRB 200522A at z=0.5536: A Luminous Kilonova or a Collimated Outflow with a Reverse Shock?|date=19 August 2020|website=Arxiv}}</ref>{{,}}<ref>{{article|langue=en|nom1=Kaspi|prénom1=Victoria M.|nom2=Beloborodov|prénom2=Andrei M.|date=2017|titre=Magnetars|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=55|numéro=1|pages=261–301|doi=10.1146/annurev-astro-081915-023329|arxiv=1703.00068|bibcode=2017ARA&A..55..261K}}</ref>.

== Formation ==
Les étoiles à neutrons représentent environ 0,1 % de la [[masse stellaire]] totale d'une galaxie<ref name="frontiersin">{{en}}https://www.frontiersin.org/articles/10.3389/fspas.2020.609460/full#B179</ref>. Cependant, plusieurs d'entre elles se retrouvent au sein de systèmes binaires avec une [[étoile massive]]<ref name="Sana"/>. Si les conditions appropriées sont réunies, à savoir que les étoiles ont une masse suffisante pour engendrer une supernova et que les étoiles sont assez éloignées l'une de l'autre pour éviter une perturbation trop importante du compagnon lors du cataclysme<ref name="Sana">{{en}} Sana, H., Mink, S. E. d., Koter, A. d., Langer, N., Evans, C. J., Geiles, M., et al. (2012). Binary interaction dominates the evolution of massive stars. Science. 337, 444. doi:10.1126/science.1223344</ref>, un système binaire d'étoiles à neutron peut se former.
[[File:Colliding neutron stars ESA385307.jpg|vignette|Vue d'artiste de deux étoiles à neutrons en rotation.]]
Sur plusieurs millions d'années, les deux astres se rapprochent en raison de la perte d'[[énergie]] engendrée par l'émission d'ondes gravitationnelles. Un modèle de fusion d'étoiles à neutron est proposé par [[Li-Xin Li]] et Bohdan Paczyński en 1998<ref name="LiPaczynski1998">{{article|langue=en|titre=Transient Events from Neutron Star Mergers |journal=The Astrophysical Journal |date=1998 |volume=507 |numéro=1 |page=L59–L62 |doi=10.1086/311680 |arxiv=astro-ph/9807272 |bibcode=1998ApJ...507L..59L|nom1=Li |prénom1=L.-X. |nom2=Paczyński |prénom2=B. |nom3=Fruchter |prénom3=A. S. |nom4=Hjorth |prénom4=J. |nom5=Hounsell |prénom5=R. A. |nom6=Wiersema |prénom6=K. |nom7=Tunnicliffe |prénom7=R. |s2cid=3091361 }}</ref>{{,}}<ref>{{article|nom=Metzger|prénom=Brian D.|date=2019-12-16|titre=Kilonovae|url=https://doi.org/10.1007/s41114-019-0024-0|journal=Living Reviews in Relativity|langue=en|volume=23|numéro=1|pages=1|doi=10.1007/s41114-019-0024-0|arxiv=1910.01617 |issn=1433-8351|pmc=6914724|pmid=31885490}}</ref>. Ainsi, on peut, notamment, évaluer le temps avant la collision (<math>t</math>) en fonction de la distance entre les deux corps (<math>r</math>), de la [[constante gravitationnelle]] (<math>G</math>), de la [[vitesse de la lumière]] (<math>c</math>) et de la masse des deux corps (<math>m_1</math> et <math>m_2</math>) selon la relation<ref>{{en}}(PDF). 29 January 2016 https://web.archive.org/web/20160129142844/http://www.eftaylor.com/exploringblackholes/GravWaves150909v1.pdf. Archived from the original (PDF) on 29 January 2016.</ref> :

<center><math>t= \frac{5}{256}\, \frac{c^5}{G^3}\, \frac{r^4}{(m_1m_2)(m_1+m_2)} </math></center>

Quelques instants avant la collision, le système peut atteindre une [[fréquence]] de {{unité|60000|[[tour par minute|tours par minute]]}}. Quant à elle, la fusion ne durerait que quelques millisecondes et dégagerait une quantité phénoménale d'énergie<ref>{{en}}https://svs.gsfc.nasa.gov/10543#:~:text=This%20causes%20the%20orbits%20to,at%2060%2C000%20times%20a%20minute.</ref>{{,}}<ref name="frontiersin"/>{{,}}<ref name="Eichler">{{en}} Eichler, D., Livio, M., Piran, T., and Schramm, D. N. (1989). Nucleosynthesis, neutrino bursts and gamma-rays from coalescing neutron stars. Nature 340, 126. doi:10.1038/340126a0</ref>{{,}}<ref>{{en}} Fang, K., and Metzger, B. D. (2017). High-energy neutrinos from millisecond magnetars formed from the merger of binary neutron stars. Astrophys. J 849, 153. doi:10.3847/1538-4357/aa8b6a</ref>. 

Le rapprochement en [[spirale]] et la fusion de ces [[objet compact|objets compacts]] seraient une importante source d'ondes gravitationnelles<ref name=Metzger2010>{{article|langue=en|auteur=Metzger, B. D. |auteur2=Martínez-Pinedo, G. |auteur3=Darbha, S. |auteur4=Quataert, E. |auteur5=Arcones, A. |auteur6=Kasen, D. |auteur7=Thomas, R. |auteur8=Nugent, P. |auteur9=Panov, I. V. |auteur10=Zinner, N. T. |titre=Electromagnetic counterparts of compact object mergers powered by the radioactive decay of r-process nuclei |traduction titre=Contreparties électromagnétiques des fusions d'objets compacts alimentées par la désintégration radioactive de noyau produits par processus r |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=406 |numéro=4 |page=2650 |date=août 2010 |doi=10.1111/j.1365-2966.2010.16864.x |bibcode=2010MNRAS.406.2650M |arxiv=1001.5029 }}</ref>{{,}}<ref name=Dnews>{{lien web|langue=en|url=http://news.discovery.com/space/astronomy/how-a-kilonova-solved-a-gamma-ray-burst-mystery-130807.htm |auteur=Nicole Gugliucci |titre=Kilonova Alert! Hubble Solves Gamma Ray Burst Mystery |traduction titre=Alerte aux kilonovae ! ''Hubble'' résout le mystère des [[sursaut gamma|sursauts gamma]] |consulté le=22 janvier 2015 |date=7 août 2013 |éditeur=Discovery Communications |website=news.discovery.com }}</ref>. Cela pourrait également créer des {{lien|lang=en|trad=Gamma-ray burst progenitors|fr=Progéniteurs de sursauts gamma|texte=progéniteurs}} de [[sursaut gamma|sursauts gamma]]<ref name=Metzger2010/>{{,}}<ref name=Dnews/> et être la source principale dans l'Univers des [[élément chimique|éléments chimiques]] les plus lourds, produits par [[processus r]]<ref name=Tanvir2013/>.

== Source d'éléments lourds ==
[[Fichier:PeriodicTableOrigins.png|vignette|upright=1.6]]
{{...}}
{{clr}}

== Notes et références ==
{{Traduction/référence|en|Kilonova|643738840}}
{{références nombreuses|taille=24}}

== Articles connexes ==
{{autres projets|commons=Category:Kilonovae}}
* [[Nova]]
* [[Supernova]] | [[Rémanent de supernova]] | [[Supernova imposteuse]]
* [[Hypernova]]
* [[Fusion d'étoiles à neutrons du 17 août 2017]]

{{Palette|Étoile}}
{{Portail|astronomie}}

[[Catégorie:Kilonova| ]]