En jättestjärna spelar supernova var 113:e dag när en kollapsad stjärna äter av den

Ungefär var hundra trettonde dag flammar en jättestjärna i en närbelägen spiralgalax upp så starkt att den misstas för en supernova. Den har gjort detta minst tjugosju gånger, och den finns fortfarande kvar. Röntgenobservationer från Nasa:s Chandra-observatorium pekar nu på vad som driver utbrotten: ett svart hål eller en neutronstjärna på en utdragen bana. Den sväljer gas som slitits loss från jättestjärnan varje gång de två svingar sig nära varandra.

Det gör stjärnan, katalogiserad som AT 2016blu, till den första stjärnan i sin instabila klass som man vet har en kollapsad stjärnrest som partner. Det kopplar också samman två gåtor som astronomer mest studerat var för sig: supernovaimitatörer – stjärnor som bryter ut som supernovor utan att dö – och de ljusstarkaste röntgenkällorna i andra galaxer, vars motorer fortfarande är omdiskuterade.

Stjärnan är enorm. Hubblebilder tagna medan den var lugn placerar den på minst 33 solmassor och minst en halv miljon gånger solens ljusstyrka. Den ligger i galaxen NGC 4559, omkring 29 miljoner ljusår bort, och tillhör samma instabila familj som Eta Carinae. Dess stadiga rytm hade redan talat om för forskarteamet att den kretsar kring något.

På toppen av ett utbrott lyser den i rött ljus som ungefär tio miljoner solar: långt svagare än en riktig supernova, men tillräckligt stark för att hamna i supernovaundersökningar. ”Den här stjärnans beteende var förvirrande först eftersom den hela tiden betedde sig som en supernova, men uppenbarligen är den inte det eftersom den överlever dessa utbrott ungefär tre gånger om året”, säger medförfattaren Núria Torres-Albà vid University of Virginia.

Hur Chandra fångade stjärnan mitt under ett utbrott

Två massiva stjärnor med kolliderande vindar ger ifrån sig måttliga röntgenstrålar. Gas som faller ner på ett svart hål eller en neutronstjärna kan lysa tusentals gånger starkare. För att skilja dem åt behövde Chandra titta under ett utbrott, vilket innebar att man måste veta när ett var på väg.

Så teamet höll vakt. Teleskop vid Lick Observatory och Las Cumbres Observatory-nätverket kontrollerade stjärnan nästan varje natt, och en varning från American Association of Variable Star Observers lockade fler än trettio observatörer, många av dem amatörer. När stjärnan ljusnade med mer än en hel magnitud utlöste teamet en brådskande begäran till Chandra. Teleskopet observerade den fem gånger under fyra dagar, i sammanlagt omkring 100 000 sekunder, och upptäckte den varje gång.

”Vi misstänkte att de ljusa återkommande blinkningarna i optiska våglängder faktiskt kunde drivas av periodiska utbrott av högenergetisk röntgenstrålning”, säger medförfattaren Nathan Smith vid University of Arizona. ”Den täta gasen som omger systemet värms upp av röntgenstrålarna och lyser sedan i optiskt ljus.”

Bara Chandra kunde göra det. En mycket ljusare röntgenkälla, NGC 4559 X7, ligger ungefär tio bågsekunder bort, och Europas teleskop XMM-Newton suddar ihop de två till en enda punkt. Chandra hade också av en slump avbildat fältet mer än två decennier tidigare, medan AT 2016blu var lugn, och såg ingenting på dess position. Den nya upptäckten är minst 100 gånger ljusstarkare än den gränsen. Oddsen för att en bakgrundskvasar av en slump skulle befinna sig inuti den lilla sökcirkeln är ungefär sex på 100 000.

Varför bara ett svart hål eller en neutronstjärna passar

Artikeln väger fyra sätt som en sådan stjärna kan producera röntgenstrålning. Chocker inuti en ensam stjärnas vind når högst mer än tio miljoner gånger svagare än vad Chandra mätte. Kolliderande vindar från två massiva stjärnor faller kort med en faktor på ungefär 10 000. Gasskal som kastats av vid successiva omlopp skulle kunna krascha in i varandra, men vid de hastigheter som syns i stjärnans ljus skulle det ge mjuka, lågenergetiska röntgenstrålar, och Chandra registrerade ett hårt, högenergetiskt spektrum.

Det lämnar ackretion – materia som faller ner på ett kompakt objekt. Röntgenutflödet motsvarar det teoretiska taket, kallat Eddingtongränsen, för ett objekt på ungefär 3,5 solmassor, vilket redan ligger över taket för en neutronstjärna. Det faller strax under gränsen för en ultraluminös röntgenkälla, en klass extrema sändare som finns i andra galaxer, och Chandra kan helt enkelt ha missat den verkliga toppen. Teamet kallar AT 2016blu för en kandidatmedlem.

De synliga utbrotten bär ungefär hundra gånger mer energi än röntgenstrålningen. Om båda kommer från samma födointag sugs ungefär 99 procent av energin upp av omgivande gas och sänds ut som synligt ljus, som Smith beskriver.

Hur det jämförs med Eta Carinae och andra imitatörer

Vid sitt röntgenmaximum når Eta Carinae, vars röntgenstrålning kommer från kolliderande vindar, ungefär en tvåtusendel av vad AT 2016blu producerar. De flesta lysande blå variabler i vår galax visar ingen röntgenstrålning alls.

Den närmaste motsvarigheten är SN 2010da, en röntgenstark imitatör i galaxen NGC 300 vars regelbundna pulser avslöjade en neutronstjärna. Dess stora stjärna är dock en röd superjätte, inte en lysande blå variabel.

Det spelar roll på grund av SN 2009ip, en lysande blå variabel som bröt ut i åratal och sedan verkar ha exploderat på riktigt, vilket enkelstjärnemodeller inte förväntar sig. En växande uppsättning modeller skyller på en kompakt partner för sådana utbrott före döden, och AT 2016blu är den första observerade lysande blå variabeln som passar.

Vad röntgenstrålarna ännu inte kan berätta

Den största öppna frågan är vad partnern är. Neutronstjärnor kan identifieras genom regelbundna röntgenpulser, men Chandra samlade in för få röntgenfotoner för att söka efter dem, och XMM-Newtons vy översvämmas av X7. Att väga partnern skulle kräva en banlösning, och hastigheterna som mäts i stjärnans väte-ljus följer inte omloppsbanan, så ingen massa kan räknas fram.

Födointagstakten lutar åt ett svart hål utan att bevisa det. Med hänsyn till de synliga utbrotten kan följeslagaren svälja gas i mer än hundra gånger den takt en typisk neutronstjärna förväntas klara. Vissa neutronstjärnor har setts överskrida den gränsen ungefär tusenfallt, så författarna avstår från ett slutgiltigt utslag.

Stjärnans spektrum visar också drag som kommer och går utan att följa omloppsbanan, vilket kan betyda att en jet, en skiva eller klumpig gas är inblandad.

Sedan är det frågan om varför utbrotten överhuvudtaget började, efter år av en stabil stjärna. Teamet gynnar en jätte som långsamt har svällt med åldern tills den började nå sin partner. Alternativet är en tillfällig uppblåst fas som är känd hos dessa stjärnor, i vilket fall utbrotten så småningom borde upphöra. Hittills har de inte gjort det.

Vanliga frågor om supernovaimitatörer

Vad är en supernovaimitatör?

Det är en massiv stjärna som ljusnar tillräckligt för att misstas för en supernova men överlever, ofta en lysande blå variabel som Eta Carinae. Riktiga supernovor förstör stjärnan och är oftast mycket ljusstarkare. Imitatörer registreras ofta av supernovaundersökningar och omklassificeras när stjärnan dyker upp igen.

Hur kan röntgenstrålning avslöja ett svart hål eller en neutronstjärna?

Gas som faller ner på ett mycket kompakt objekt hettas upp till miljontals grader och lyser i hårda röntgenstrålar vid effektnivåer som vanliga stjärnor inte kan nå. AT 2016blu lyser med ungefär 100 000 gånger solens totala utflöde i enbart röntgenstrålning, långt bortom vad kolliderande stjärnvindar kan producera. Att skilja ett svart hål från en neutronstjärna kräver ytterligare bevis, såsom pulser eller en uppmätt massa.

Kommer AT 2016blu att explodera som en riktig supernova?

Ingen vet. Stjärnan är tillräckligt massiv för att till slut sluta som en supernova, och imitatören SN 2009ip visar att en stjärna med en liknande historia kan gå vidare och explodera. Ingenting i de nya uppgifterna säger när.

Nästa nära passage

Chandra observerade stjärnan från 24 till 27 mars 2026, efter arkivbilder från 2001 och 2002 och ett första registrerat utbrott 2012. Resultaten publicerades den 9 november i The Astrophysical Journal. ”I 15 år har astronomer sett den här stjärnan bli riktigt ljus och sedan dämpas igen med jämna mellanrum”, säger huvudförfattaren Mojgan Aghakhanloo vid University of Virginia. ”Tills vi kunde få Chandradata vid rätt tidpunkt kunde vi inte lista ut vad som orsakade detta.”

Författarna argumenterar för att det är viktigt att hitta fler system som detta för att lära sig hur imitatörer, lysande blå variabler och riktiga supernovor hänger ihop. AT 2016blu håller sig till sitt schema, så varje nära passage är ytterligare en chans. Vad som skulle avgöra fallet är röntgenpulser, som bara en neutronstjärna kan producera, eller en omloppsbana som slutligen väger partnern.

Referens: Aghakhanloo et al., ”AT 2016blu: Accretion-powered Outbursts in a Luminous Blue Variable and Compact Object Binary,” The Astrophysical Journal, 2026. DOI: 10.3847/1538-4357/ae9a86

Taggar: astronomi, Supernova, AT 2016blu, Chandra X-ray Observatory, neutronstjärna, NGC 4559