TABRAKAN BINTANG NEUTRON DI GALAKSI KITA SENDIRI?

Ketika dua bintang neutron bergabung, tabrakannya melontarkan materi kaya neutron yang membentuk unsur-unsur lebih berat daripada besi melalui penangkapan neutron cepat, yaitu proses-r. Kilatan yang menyusul disebut kilonova. Di Galaksi kita, penggabungan semacam itu jarang terjadi: para penulis mengutip laju 10⁻⁵ hingga 10⁻⁴ per tahun, sehingga seharusnya hanya ada segelintir sisa kilonova, dibandingkan ratusan sisa supernova. Belum satu pun yang teridentifikasi sejauh ini.

Sebatang kara di langit sinar gama

Teleskop H.E.S.S. di Namibia menemukan 78 sumber sinar gama berenergi sangat tinggi dalam survei bidang Galaksi tahun 2004–2013; 30 di antaranya masih belum terjelaskan. Salah satunya, HESS J1507−622, menonjol. Sumber ini berada sekitar 3,5 derajat di bawah bidang Galaksi, jauh lebih jauh daripada sebagian besar sumber sejenis. Ia kompak (lebarnya sekitar 0,3 derajat), stabil, dan terang mulai dari rentang GeV yang diamati satelit Fermi hingga rentang TeV yang diamati H.E.S.S.

Namun pada energi yang lebih rendah hampir tidak ada apa-apa: tidak ada pendaran sinar-X yang sepadan, tidak ada cangkang radio, tidak ada pulsar. Dua tersangka yang biasa sama-sama kesulitan. Nebula angin pulsar memerlukan pulsar yang belum pernah ditemukan siapa pun, dan anggaran energinya menjadi mustahil di atas sekitar 10 kiloparsek. Sisa supernova seharusnya memperlihatkan cangkang dan biasanya tetap berada dekat bidang tempat bintangnya lahir.

Peta sumber sinar gama tak teridentifikasi dan sisa supernova di sepanjang bidang Galaksi.

Ke-30 sumber H.E.S.S. yang tak teridentifikasi (lingkaran hitam) dan 310 sisa supernova yang diketahui (titik abu-abu); HESS J1507−622 adalah bintang merah, jauh di bawah bidang. — Gambar 1, Sarmah dkk. (2026), arXiv:2609.38341.

Elektron, bukan proton

Prantik Sarmah, Xilu Wang, dan rekan-rekan di Institut Fisika Energi Tinggi di Beijing, bersama kelompok Rebecca Surman di Universitas Notre Dame, meninjau kembali gagasan yang sempat dilontarkan tim H.E.S.S. pada 2011 lalu ditinggalkan. Keberatan saat itu adalah soal energi: menghasilkan sinar gama dengan proton akan menuntut ledakan yang luar biasa dahsyat.

Model baru ini justru memakai elektron. Dipercepat oleh gelombang kejut puing yang mengembang, elektron-elektron itu mendorong foton radiasi latar gelombang mikro kosmik hingga mencapai energi sinar gama. Lagi pula, proton tidak berguna di sini: gas di sekitar sumber begitu renggang, sekitar satu partikel per seribu sentimeter kubik, sehingga sebuah proton akan menempuh kira-kira 11 gigaparsek sebelum menabrak sesuatu.

Posisinya yang di luar bidang juga cocok. Sepasang bintang neutron menerima dorongan saat lahir; jika meninggalkan tonjolan Galaksi dengan kecepatan 10–100 km/s, pasangan itu memerlukan 0,1 hingga 1 miliar tahun untuk mencapai titik ini, sejalan dengan jeda khas sebelum pasangan semacam itu bergabung.

Muda, dan cukup dekat untuk pernah terlihat

Dengan mencocokkan ukuran dan kecerahan sumber, model ini menempatkannya pada jarak 3,8 hingga 14,3 kiloparsek dan memberinya umur 200 hingga 3.000 tahun, dengan preferensi kurang dari 1.000 tahun. Pendaran radio dan sinar-X yang diprediksi tetap berada di bawah semua batas atas yang ada saat ini.

Empat panel spektrum hasil pemodelan dari radio hingga TeV, dengan titik-titik data sinar gama.

Emisi hasil pemodelan untuk umur 0,2, 0,5, 1, dan 3 ribu tahun: elektron yang menghamburkan foton gelombang mikro (biru) cocok dengan data Fermi dan H.E.S.S.; tonjolan jingga adalah sinyal MeV dari inti proses-r yang meluruh. — Gambar 3, Sarmah dkk. (2026), arXiv:2609.38341.

Jika diskalakan dari penggabungan GW170817, kilonova semacam itu akan mencapai puncak magnitudo semu antara −0,8 dan −3,2, setara dengan planet-planet paling terang. Mengapa tidak ada catatan sejarahnya? Para penulis memberikan tiga alasan: kilonova meredup sekitar 1,1 magnitudo per hari, sehingga pertunjukannya berlangsung kurang dari sembilan hari; sumbernya terletak pada deklinasi −62°, di luar jangkauan para pengamat langit yang terdokumentasi baik di Tiongkok, Jepang, Mesir, dan Eropa; dan debu mungkin telah meredupkannya.

Tiga cara untuk menangkapnya

Sinar gama MeV dari peluruhan radioaktif inti berat yang baru terbentuk: terlalu redup untuk NuSTAR atau COSI yang akan datang, tetapi dalam jangkauan instrumen generasi berikutnya seperti MeVGRO jika sisa itu berumur kurang dari sekitar 1.000 tahun.
Gema cahaya: kilatan aslinya yang dipantulkan debu antarbintang, pada 27–33 magnitudo per detik busur persegi, dalam jangkauan teleskop besar dan Observatorium Rubin. Gema ini bahkan dapat mengungkap spektrum ledakan itu sendiri.
Pendaran inframerah tengah dari debu yang hangat, dan mungkin neutrino jika ada awan padat di sepanjang garis pandang.

Makalah ini masih merupakan hipotesis yang dibangun dari data yang ada, dan para penulis menegaskan bahwa spektrum sinar gama saja tidak dapat membedakan sisa kilonova dari para pesaingnya. Jika salah satu tanda ini muncul, Galaksi kita akan menyuguhkan sisa kilonova untuk dipelajari tepat di depan pintu kita sendiri, sebuah peluang yang oleh para penulis disebut belum pernah ada sebelumnya.