En kjempestjerne spiller supernova hver 113. dag fordi en kollapset stjerne spiser av den

Omtrent hvert 113. dag blusser en kjempestjerne i en nærliggende spiralgalakse så kraftig opp at den kan forveksles med en supernova. Den har gjort dette minst tjuesju ganger, og den er fortsatt der. Røntgenobservasjoner fra NASAs Chandra-observatorium peker nå på hva som driver utbruddene: et sort hull eller en nøytronstjerne i en strukket bane. Den svelger gass som rives løs fra kjempestjernen hver gang de to svinger innom hverandre.

Det gjør stjernen, katalogisert som AT 2016blu, til den første stjernen i sin ustabile klassen som er kjent for å ha et kollapset stjernerest som følgesvenn. Det knytter også sammen to gåter som astronomer stort sett har studert hver for seg: supernovabedragere – stjerner som bryter ut som supernovaer uten å dø – og de mest lyssterke røntgenkildene i andre galakser, hvis motorer fortsatt er omdiskutert.

Stjernen er enorm. Hubble-bilder tatt mens den var rolig plasserer den på minst 33 ganger solens masse og minst en halv million ganger dens lysstyrke. Den befinner seg i galaksen NGC 4559, omtrent 29 millioner lysår unna, og tilhører samme ustabile familie som Eta Carinae. Den stødige rytmen hadde allerede fortalt teamet at den går i bane rundt noe.

På toppen av et utbrudd skinner den i rødt lys som omtrent ti millioner soler: langt svakere enn en ekte supernova, men lys nok til å havne i supernovaundersøkelser. «Denne stjernens oppførsel var forvirrende i begynnelsen fordi den fortsatte å oppføre seg som en supernova, men den er det tydeligvis ikke, siden den overlever disse utbruddene omtrent tre ganger i året,» sa medforfatter Núria Torres-Albà ved University of Virginia.

Slik fanget Chandra stjernen midt i et utbrudd

To massive stjerner med kolliderende vinder gir fra seg beskjedne mengder røntgenstråling. Gass som faller ned på et sort hull eller en nøytronstjerne, kan skinne tusen ganger sterkere. For å skille dem fra hverandre måtte Chandra observere under et utbrudd, noe som krevde at man visste når et var på vei.

Så teamet holdt vakt. Teleskoper ved Lick Observatory og Las Cumbres Observatory-nettverket sjekket stjernen nesten hver natt, og en varsling fra American Association of Variable Star Observers mobiliserte mer enn tretti observatører, mange av dem amatører. Da stjernen ble mer enn en hel størrelsesklasse lysere, sendte teamet en hasteforespørsel til Chandra. Teleskopet observerte den fem ganger over fire dager, i til sammen omtrent 100 000 sekunder, og oppdaget den hver gang.

«Vi mistenkte at de lyse, gjentatte blinkene i optiske bølgelengder faktisk kunne drives av periodiske utbrudd av høyenergiske røntgenstråler,» sa medforfatter Nathan Smith ved University of Arizona. «Den tette gassen som omgir systemet, varmes opp av røntgenstrålene og gløder deretter i det optiske.»

Bare Chandra kunne gjøre det. En mye sterkere røntgenkilde, NGC 4559 X7, ligger omtrent ti buesekunder unna, og Europas XMM-Newton-teleskop slår de to sammen til ett punkt. Chandra hadde også tilfeldigvis avbildet feltet mer enn to tiår tidligere, mens AT 2016blu var rolig, og så ingenting på dens posisjon. Den nye oppdagelsen er minst 100 ganger sterkere enn den grensen. Oddsen for at en bakgrunnskvasar tilfeldigvis befant seg innenfor den lille søkesirkelen er omtrent 6 av 100 000.

Hvorfor bare et sort hull eller en nøytronstjerne passer

Artikkelen veier fire måter en slik stjerne kan produsere røntgenstråler på. Sjokk inne i en enkelt stjernes vind topper seg mer enn ti millioner ganger svakere enn det Chandra målte. Kolliderende vinder fra to massive stjerner kommer til kort med en faktor på omtrent 10 000. Skall av gass som kastes av på etterfølgende omløp, kan kollidere med hverandre, men med hastighetene man ser i stjernens lys, ville det gi myke, lavenergiske røntgenstråler, og Chandra registrerte et hardt, høyenergisk spektrum.

Da gjenstår akkresjon – materie som faller ned på et kompakt objekt. Røntgenutbyttet tilsvarer den teoretiske grensen, kalt Eddington-grensen, for et objekt på omtrent 3,5 solmasser, som allerede er over grensen for en nøytronstjerne. Det ligger like under grensen for en ultralyssterk røntgenkilde, en klasse ekstreme emittere funnet i andre galakser, og Chandra kan rett og slett ha gått glipp av den sanne toppen. Teamet kaller AT 2016blu en kandidat.

De synlige utbruddene bærer omtrent hundre ganger mer energi enn røntgenstrålene. Hvis begge kommer fra samme fôring, blir omtrent 99 % av energien absorbert av omkringliggende gass og sendt ut igjen som synlig lys, slik Smith beskriver.

Slik sammenlignes den med Eta Carinae og andre bedragere

Ved sitt røntgenmaksimum når Eta Carinae, hvis røntgenstråler kommer fra kolliderende vinder, omtrent en to tusendel av hva AT 2016blu produserer. De fleste lyssterke blå variable i vår galakse viser ingen røntgenstråler i det hele tatt.

Den nærmeste matchen er SN 2010da, en røntgensterk bedrager i galaksen NGC 300 hvis regelmessige pulser avslørte en nøytronstjerne. Dens store stjerne er imidlertid en rød superkjempe, ikke en lyssterk blå variabel.

Det er viktig på grunn av SN 2009ip, en lyssterk blå variabel som brøt ut i flere år og deretter ser ut til å ha eksplodert for alvor, noe enkeltstjernemodeller ikke forventer. En voksende mengde modeller peker på en kompakt følgesvenn som årsak til slike utbrudd før døden, og AT 2016blu er den første observerte lyssterke blå variable som passer.

Hva røntgenstrålene ennå ikke kan fortelle

Det største åpne spørsmålet er hva følgesvennen er. Nøytronstjerner kan identifiseres ved regelmessige røntgenpulser, men Chandra samlet inn for få røntgenfotoner til å søke etter dem, og XMM-Newtons syn blir oversvømt av X7. Å veie følgesvennen ville kreve en baneløsning, og hastighetene målt i stjernens hydrogenlys følger ikke banen, så ingen masse kommer ut.

Fôringshastigheten heller mot et sort hull uten å bevise det. Tar man de synlige utbruddene i betraktning, kan følgesvennen svelge gass med mer enn hundre ganger hastigheten en typisk nøytronstjerne antas å kunne håndtere. Noen nøytronstjerner er sett å overskride den grensen omtrent tusen ganger, så forfatterne holder igjen med en endelig konklusjon.

Stjernens spektrum viser også trekk som kommer og går uten å følge banen, noe som kan bety at en jetstrøm, en skive eller klumpete gass er involvert.

Så er det spørsmålet om hvorfor utbruddene i det hele tatt startet, etter år med en stabil stjerne. Teamet favoriserer en kjempe som sakte har svulmet opp med alderen til den begynte å nå følgesvennen. Alternativet er en midlertidig oppblåst fase kjent hos disse stjernene, i så fall burde utbruddene til slutt stoppe. Så langt har de ikke gjort det.

Vanlige spørsmål om supernovabedragere

Hva er en supernovabedrager?

Det er en massiv stjerne som lysner nok til å bli forvekslet med en supernova, men som overlever – ofte en lyssterk blå variabel som Eta Carinae. Ekte supernovaer ødelegger stjernen og er vanligvis langt sterkere. Bedragere blir ofte registrert av supernovaundersøkelser og omklassifisert når stjernen dukker opp igjen.

Hvordan kan røntgenstråler avsløre et sort hull eller en nøytronstjerne?

Gass som faller ned på et svært kompakt objekt, varmes opp til millioner av grader og gløder i harde røntgenstråler med effektnivåer vanlige stjerner ikke kan nå. AT 2016blu skinner med omtrent 100 000 ganger solens totale utbytte i røntgen alene, langt utover hva kolliderende stjernevinder kan produsere. Å skille et sort hull fra en nøytronstjerne krever ekstra bevis, som pulser eller en målt masse.

Vil AT 2016blu eksplodere som en ekte supernova?

Ingen vet. Stjernen er massiv nok til å ende som en supernova til slutt, og bedrageren SN 2009ip viser at en stjerne med en lignende historie kan gå videre til å eksplodere. Ingenting i de nye dataene sier når.

Neste nære passering

Chandra observerte stjernen fra 24. til 27. mars 2026, etter arkivbilder i 2001 og 2002 og et første registrert utbrudd i 2012. Resultatene ble publisert 9. november i The Astrophysical Journal. «I 15 år har astronomer sett på denne stjernen bli veldig lys og så dempe seg igjen med jevne mellomrom,» sa hovedforfatter Mojgan Aghakhanloo ved University of Virginia. «Inntil vi fikk Chandra-data på rett tidspunkt, kunne vi ikke finne ut hva som fikk dette til å skje.»

Forfatterne argumenterer for at det å finne flere systemer som dette er avgjørende for å lære hvordan bedragere, lyssterke blå variable og ekte supernovaer henger sammen. AT 2016blu holder seg til timeplanen sin, så hver nære passering er en ny sjanse. Det som ville lukket saken, er røntgenpulser, som bare en nøytronstjerne kan lage, eller en bane som endelig veier følgesvennen.

Referanse: 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

Tagger: astronomi, Supernova, AT 2016blu, Chandra X-ray Observatory, NGC 4559, nøytronstjerne