Olbrzymia gwiazda co 113 dni udaje supernową, bo pożera ją zapadnięty obiekt

Mniej więcej co sto trzynaście dni gigantyczna gwiazda w pobliskiej galaktyce spiralnej rozbłyska tak jasno, że uchodzi za supernową. Zrobiła to już co najmniej dwadzieścia siedem razy – i wciąż istnieje. Obserwacje w promieniach X z należącego do NASA obserwatorium Chandra wskazują teraz, co napędza te eksplozje: czarna dziura albo gwiazda neutronowa na wydłużonej orbicie. Za każdym razem, gdy oba obiekty zbliżają się do siebie, pochłania ona gaz oderwany od olbrzyma.

To czyni gwiazdę oznaczoną katalogowo jako AT 2016blu pierwszą znaną gwiazdą swojej niestabilnej klasy, która ma za towarzysza zapadniętą pozostałość po gwieździe. Łączy też dwie zagadki, które astronomowie badali dotąd głównie osobno: „oszustów supernowych” – gwiazdy wybuchające jak supernowe, ale nie ginące – oraz najjaśniejsze źródła promieniowania X w innych galaktykach, których mechanizm wciąż budzi spory.

Gwiazda jest olbrzymia. Zdjęcia z Hubble’a wykonane, gdy była spokojna, wskazują, że ma co najmniej 33 masy Słońca i jest co najmniej pół miliona razy jaśniejsza. Leży w galaktyce NGC 4559, około 29 milionów lat świetlnych stąd, i należy do tej samej niestabilnej rodziny co Eta Carinae. Jej stały rytm już wcześniej podpowiedział zespołowi, że krąży wokół czegoś.

W szczycie wybuchu świeci w świetle czerwonym jak około dziesięciu milionów Słońc – znacznie słabiej niż prawdziwa supernowa, ale wystarczająco jasno, by trafić do przeglądów supernowych. „Zachowanie tej gwiazdy było na początku mylące, bo ciągle zachowywała się jak supernowa, ale najwyraźniej nią nie jest, skoro przeżywa te wybuchy około trzy razy w roku” – powiedziała współautorka Núria Torres-Albà z University of Virginia.

Jak Chandra złapała gwiazdę w trakcie wybuchu

Dwie masywne gwiazdy, których wiatry się zderzają, emitują umiarkowane promieniowanie X. Gaz spadający na czarną dziurę lub gwiazdę neutronową może świecić tysiące razy jaśniej. Aby je odróżnić, Chandra musiała obserwować podczas wybuchu, co oznaczało konieczność przewidzenia, kiedy on nastąpi.

Zespół więc obserwował. Teleskopy w Lick Observatory i sieć Las Cumbres Observatory sprawdzały gwiazdę prawie każdej nocy, a alert od American Association of Variable Star Observers przyciągnął ponad trzydziestu obserwatorów, z których wielu było amatorami. Gdy gwiazda pojaśniała o ponad całą magnitudę, zespół złożył pilny wniosek o czas na Chandrze. Teleskop obserwował ją pięć razy w ciągu czterech dni, łącznie przez około 100 000 sekund, i wykrywał ją za każdym razem.

„Podejrzewaliśmy, że jasne, powtarzające się błyski w zakresie optycznym mogą być w rzeczywistości napędzane przez okresowe eksplozje wysokoenergetycznego promieniowania X” – powiedział współautor Nathan Smith z University of Arizona. „Gęsty gaz otaczający układ jest podgrzewany przez promieniowanie X, a następnie świeci w zakresie optycznym”.

Tylko Chandra mogła tego dokonać. Znacznie jaśniejsze źródło promieniowania X, NGC 4559 X7, znajduje się około dziesięciu sekund kątowych dalej, a europejski teleskop XMM-Newton rozmywa oba obiekty w jedną plamkę. Chandra przypadkowo sfotografowała to pole również ponad dwie dekady wcześniej, gdy AT 2016blu była spokojna, i nie zobaczyła niczego na jej pozycji. Nowe wykrycie jest co najmniej 100 razy jaśniejsze niż ta granica. Szansa, że w maleńkim kręgu poszukiwań znalazł się przypadkowy kwazar tła, wynosi około sześciu na 100 000.

Dlaczego pasuje tylko czarna dziura lub gwiazda neutronowa

W artykule rozważono cztery sposoby, w jakie taka gwiazda może wytwarzać promieniowanie X. Wstrząsy wewnątrz wiatru pojedynczej gwiazdy są ponad dziesięć milionów razy słabsze niż to, co zmierzyła Chandra. Zderzające się wiatry dwóch masywnych gwiazd są za słabe o współczynnik około 10 000. Powłoki gazu wyrzucane podczas kolejnych orbit mogłyby się ze sobą zderzać, ale przy prędkościach obserwowanych w świetle gwiazdy dawałyby miękkie, niskoenergetyczne promieniowanie X, podczas gdy Chandra zarejestrowała twarde, wysokoenergetyczne widmo.

Pozostaje akrecja – opadanie materii na zwarty obiekt. Moc promieniowania X równa się teoretycznej granicy, zwanej granicą Eddingtona, dla obiektu o masie około 3,5 mas Słońca, co już przekracza górną granicę dla gwiazdy neutronowej. Niewiele brakuje do progu dla ultrajasnego źródła promieniowania X, klasy ekstremalnych emiterów znajdowanych w innych galaktykach, a Chandra mogła po prostu nie uchwycić prawdziwego szczytu. Zespół nazywa AT 2016blu kandydatem do tej klasy.

Widoczne wybuchy niosą około sto razy więcej energii niż promieniowanie X. Jeśli oba pochodzą z tego samego procesu zasilania, około 99% energii jest pochłaniane przez otaczający gaz i emitowane ponownie jako światło widzialne, jak opisuje Smith.

Porównanie z Eta Carinae i innymi oszustami

W swoim maksimum promieniowania X Eta Carinae, której promieniowanie X pochodzi ze zderzających się wiatrów, osiąga około jednej dwutysięcznej tego, co produkuje AT 2016blu. Większość jasnych błękitnych zmiennych w naszej galaktyce nie wykazuje żadnego promieniowania X.

Najbliższym odpowiednikiem jest SN 2010da, jasny w promieniach X oszust w galaktyce NGC 300, którego regularne pulsacje ujawniły gwiazdę neutronową. Jego wielka gwiazda jest jednak czerwonym nadolbrzymem, a nie jasną błękitną zmienną.

To istotne ze względu na SN 2009ip, jasną błękitną zmienną, która wybuchała przez lata, a następnie najwyraźniej eksplodowała naprawdę, czego modele pojedynczej gwiazdy nie przewidują. Rosnący zestaw modeli obwinia za takie przedśmiertne wybuchy zwartego towarzysza, a AT 2016blu jest pierwszą zaobserwowaną jasną błękitną zmienną, która do tego pasuje.

Czego promieniowanie X jeszcze nie może powiedzieć

Największym otwartym pytaniem jest to, czym jest towarzysz. Gwiazdy neutronowe można zidentyfikować po regularnych pulsacjach w promieniach X, ale Chandra zebrała zbyt mało fotonów promieniowania X, by ich szukać, a widok XMM-Newton jest zagłuszany przez X7. Zważenie towarzysza wymagałoby rozwiązania orbity, a prędkości zmierzone w świetle wodoru gwiazdy nie śledzą orbity, więc masa nie jest znana.

Tempo akrecji przemawia za czarną dziurą, ale nie dowodzi jej. Uwzględniając widoczne wybuchy, towarzysz może pochłaniać gaz z szybkością ponad sto razy większą, niż typowa gwiazda neutronowa powinna być w stanie przetworzyć. Zaobserwowano jednak niektóre gwiazdy neutronowe przekraczające tę granicę około tysiąckrotnie, więc autorzy powstrzymują się od ostatecznego werdyktu.

Widmo gwiazdy wykazuje również cechy, które pojawiają się i znikają, nie pokrywając się z orbitą, co może oznaczać udział dżetu, dysku lub grudkowatego gazu.

Poza tym pozostaje kwestia, dlaczego erupcje w ogóle się rozpoczęły, po latach stabilnej gwiazdy. Zespół skłania się ku teorii, że olbrzym powoli pęczniał z wiekiem, aż zaczął dosięgać swojego towarzysza. Alternatywą jest tymczasowa faza nadęcia, znana u tych gwiazd, w którym to przypadku wybuchy powinny w końcu ustać. Jak dotąd nie ustały.

Najczęstsze pytania o oszustów supernowych

Czym jest oszust supernowej?

To masywna gwiazda, która pojaśnia na tyle, by można ją było pomylić z supernową, ale przeżywa – często jest to jasna błękitna zmienna, taka jak Eta Carinae. Prawdziwe supernowe niszczą gwiazdę i są zwykle znacznie jaśniejsze. Oszuści są często rejestrowani przez przeglądy supernowych i przeklasyfikowywani, gdy gwiazda pojawi się ponownie.

Jak promieniowanie X może ujawnić czarną dziurę lub gwiazdę neutronową?

Gaz spadający na bardzo zwarty obiekt nagrzewa się do milionów stopni i świeci w twardym promieniowaniu X z mocą, jakiej zwykłe gwiazdy nie są w stanie osiągnąć. AT 2016blu świeci z mocą około 100 000 razy większą niż całkowita moc Słońca w samym promieniowaniu X, daleko poza tym, co mogą wytworzyć zderzające się wiatry gwiazdowe. Odróżnienie czarnej dziury od gwiazdy neutronowej wymaga dodatkowych dowodów, takich jak pulsacje lub zmierzona masa.

Czy AT 2016blu eksploduje jako prawdziwa supernowa?

Nikt nie wie. Gwiazda jest wystarczająco masywna, by ostatecznie zakończyć życie jako supernowa, a oszust SN 2009ip pokazuje, że gwiazda o podobnej historii może później eksplodować. Nic w nowych danych nie wskazuje, kiedy to nastąpi.

Następne bliskie przejście

Chandra obserwowała gwiazdę od 24 do 27 marca 2026 roku, po archiwalnych zdjęciach z 2001 i 2002 roku oraz pierwszej zarejestrowanej erupcji w 2012 roku. Wyniki opublikowano 9 listopada w „The Astrophysical Journal”. „Przez 15 lat astronomowie obserwowali, jak ta gwiazda regularnie robi się bardzo jasna, a potem znów przygasa” – powiedziała główna autorka Mojgan Aghakhanloo z University of Virginia. „Dopiero gdy udało nam się uzyskać dane z Chandry we właściwym czasie, mogliśmy zrozumieć, co to powoduje”.

Autorzy argumentują, że znalezienie większej liczby takich układów jest niezbędne do zrozumienia, jak łączą się oszuści, jasne błękitne zmienne i prawdziwe supernowe. AT 2016blu trzyma się swojego harmonogramu, więc każde bliskie przejście to kolejna szansa. Tym, co zamknęłoby sprawę, byłyby pulsacje w promieniach X, które może wytwarzać tylko gwiazda neutronowa, lub orbita, która w końcu pozwoliłaby zważyć towarzysza.

Źródło: 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

Tagi: astronomia, supernowa, AT 2016blu, Chandra X-ray Observatory, czarna dziura, gwiazda neutronowa