大質量星はその寿命を終えると、中性子でできた超高密度な天体である中性子星を形成します。 そしてそのような中性子星同士が連星を作る場合、重力波によってエネルギーを徐々に失い、最終的に合体することが知られています。 この時、中性子過剰な物質が爆発的に宇宙空間に撒き散らされると、速い中性子捕獲元素合成 (rプロセス) が起きるため、連星中性子星の合体現象はrプロセスによって合成される元素の起源天体として有力視されています。

rプロセスによって作られた中性子過剰な原子核の放射性崩壊により、放出された周囲の物質は加熱され、可視光・赤外線で輝く熱放射 ("キロノバ") を引き起こします。 つまり、私たちは可視光・赤外線でキロノバを観測することで、中性子星合体で合成された元素の情報を得ることができます。 実際に中性子星合体で合成される元素の種類や量は、放出された物質の温度や密度といった物理状況に左右されるため、元素の情報は放出された物質の性質を推測する上でも重要です。 よってキロノバを観測し、明るさの時間変化 (光度曲線) や 波長ごとの光の強さ (スペクトル) から元素の情報を引き出すことで、中性子星合体の物理や重元素の起源の理解につながることが期待されます。

現在の研究ではスペクトルに着目し、主に輻射輸送計算を用いて、キロノバから個々の元素の情報を引き出す方法を調べています。

中性子星合体とキロノバの想像図 ©Tohoku University