Звезда-гигант каждые 113 дней выдаёт себя за сверхновую, её поедает коллапсировавший объект

Примерно каждые сто тринадцать дней гигантская звезда в соседней спиральной галактике вспыхивает так ярко, что её принимают за сверхновую. Она проделала это по меньшей мере двадцать семь раз — и всё ещё на месте. Рентгеновские наблюдения обсерватории NASA Chandra теперь указывают на то, что движет этими вспышками: чёрная дыра или нейтронная звезда на вытянутой орбите. Каждый раз, когда они сближаются, она поглощает газ, сорванный с гиганта.

Это делает звезду, каталогизированную как AT 2016blu, первой звездой своего нестабильного класса, у которой, как известно, есть коллапсировавший звёздный остаток в качестве компаньона. Это также связывает две загадки, которые астрономы в основном изучали по отдельности: имитаторы сверхновых — звёзды, которые извергаются как сверхновые, но не погибают, — и самые яркие рентгеновские источники в других галактиках, чьи двигатели всё ещё обсуждаются.

Звезда огромна. Снимки «Хаббла», сделанные в спокойное время, показывают, что её масса не менее 33 солнечных, а светимость — как минимум в полмиллиона раз больше солнечной. Она находится в галактике NGC 4559, примерно в 29 миллионах световых лет от нас, и принадлежит к тому же нестабильному семейству, что и Эта Киля. Её устойчивый ритм уже подсказал команде, что она вращается вокруг чего-то.

В пике вспышки она светит в красном свете как примерно десять миллионов Солнц: гораздо тусклее настоящей сверхновой, но достаточно ярко, чтобы попасть в обзоры сверхновых. «Поведение этой звезды сначала сбивало с толку, потому что она постоянно вела себя как сверхновая, но явно не является ею, поскольку переживает эти вспышки примерно три раза в год», — сказала соавтор Нурия Торрес-Альба (Núria Torres-Albà) из Университета Виргинии.

Как Chandra застала звезду в середине вспышки

Две массивные звезды со сталкивающимися ветрами испускают умеренное рентгеновское излучение. Газ, падающий на чёрную дыру или нейтронную звезду, может светить в тысячи раз ярче. Чтобы различить их, Chandra должна была наблюдать во время вспышки, а для этого нужно было знать, когда она произойдёт.

Поэтому команда следила. Телескопы Ликской обсерватории и сети обсерваторий Лас-Камбрес проверяли звезду почти каждую ночь, а оповещение от Американской ассоциации наблюдателей переменных звёзд привлекло более тридцати наблюдателей, многие из которых были любителями. Когда звезда стала ярче более чем на целую звёздную величину, команда подала срочный запрос на Chandra. Телескоп наблюдал её пять раз в течение четырёх дней, в общей сложности около 100 000 секунд, и регистрировал её каждый раз.

«Мы подозревали, что яркие повторяющиеся вспышки в оптическом диапазоне на самом деле могут питаться периодическими выбросами высокоэнергетических рентгеновских лучей, — сказал соавтор Натан Смит (Nathan Smith) из Аризонского университета. — Плотный газ, окружающий систему, нагревается рентгеновскими лучами, а затем светится в оптическом диапазоне».

Только Chandra могла это сделать. Гораздо более яркий рентгеновский источник NGC 4559 X7 находится примерно в десяти угловых секундах, и европейский телескоп XMM-Newton размывает их в одно пятно. Chandra также случайно сняла это поле более двух десятилетий назад, когда AT 2016blu была спокойна, и ничего не увидела на её позиции. Новое обнаружение как минимум в 100 раз ярче этого предела. Вероятность того, что фоновый квазар случайно оказался внутри крошечного круга поиска, составляет примерно шесть на 100 000.

Почему подходит только чёрная дыра или нейтронная звезда

В статье рассматриваются четыре способа, которыми такая звезда может производить рентгеновские лучи. Ударные волны внутри ветра одной звезды дают максимум в десять миллионов раз слабее, чем измерила Chandra. Сталкивающиеся ветры двух массивных звёзд не дотягивают примерно в 10 000 раз. Оболочки газа, сброшенные на последовательных орбитах, могли бы сталкиваться друг с другом, но при скоростях, наблюдаемых в свете звезды, это дало бы мягкие, низкоэнергетические рентгеновские лучи, а Chandra зафиксировала жёсткий, высокоэнергетический спектр.

Остаётся аккреция — падение вещества на компактный объект. Рентгеновская светимость равна теоретическому пределу, называемому пределом Эддингтона, для объекта массой около 3,5 солнечных масс, что уже выше предела для нейтронной звезды. Она лишь немного не дотягивает до порога ультраяркого рентгеновского источника — класса экстремальных излучателей, найденных в других галактиках, и Chandra, возможно, просто пропустила истинный пик. Команда называет AT 2016blu кандидатом в члены этого класса.

Видимые вспышки несут примерно в сто раз больше энергии, чем рентгеновские. Если оба явления происходят от одного и того же питания, то около 99% энергии поглощается окружающим газом и переизлучается в виде видимого света, как описывает Смит.

Как это соотносится с Эта Киля и другими имитаторами

В максимуме рентгеновского излучения Эта Киля, чьи рентгеновские лучи исходят от сталкивающихся ветров, достигает примерно одной двухтысячной от того, что производит AT 2016blu. Большинство ярких голубых переменных в нашей галактике вообще не показывают рентгеновского излучения.

Ближайшее соответствие — SN 2010da, яркий в рентгене имитатор в галактике NGC 300, чьи регулярные импульсы выдали нейтронную звезду. Однако её большая звезда — красный сверхгигант, а не яркая голубая переменная.

Это важно из-за SN 2009ip — яркой голубой переменной, которая извергалась годами, а затем, по-видимому, действительно взорвалась, чего не ожидают модели одиночных звёзд. Растущее число моделей связывает такие предсмертные вспышки с компактным компаньоном, и AT 2016blu — первая наблюдаемая яркая голубая переменная, которая подходит под эту модель.

Что рентгеновские лучи пока не могут рассказать

Самый большой открытый вопрос — что это за компаньон. Нейтронные звёзды можно идентифицировать по регулярным рентгеновским импульсам, но Chandra собрала слишком мало рентгеновских фотонов для их поиска, а обзор XMM-Newton затоплен источником X7. Чтобы взвесить компаньона, потребовалось бы решение орбиты, а скорости, измеренные в водородном свете звезды, не отслеживают орбиту, поэтому массу получить не удаётся.

Темпы питания склоняются к чёрной дыре, но не доказывают этого. С учётом видимых вспышек компаньон может поглощать газ со скоростью более чем в сто раз превышающей ту, с которой, как предполагается, справляется типичная нейтронная звезда. Некоторые нейтронные звёзды наблюдались превышающими этот предел примерно в тысячу раз, поэтому авторы воздерживаются от вердикта.

Спектр звезды также показывает особенности, которые появляются и исчезают, не согласуясь с орбитой, что может означать наличие джета, диска или комковатого газа.

Затем остаётся вопрос, почему извержения вообще начались после лет стабильности звезды. Команда склоняется к гиганту, который медленно раздувался с возрастом, пока не начал дотягиваться до своего компаньона. Альтернатива — временная фаза раздувания, известная у таких звёзд, и в этом случае вспышки должны когда-нибудь прекратиться. Пока они не прекратились.

Часто задаваемые вопросы об имитаторах сверхновых

Что такое имитатор сверхновой?

Это массивная звезда, которая становится достаточно яркой, чтобы её ошибочно приняли за сверхновую, но выживает; часто это яркая голубая переменная, такая как Эта Киля. Настоящие сверхновые разрушают звезду и обычно гораздо ярче. Имитаторы часто регистрируются обзорами сверхновых и переклассифицируются, когда звезда снова появляется.

Как рентгеновские лучи могут выявить чёрную дыру или нейтронную звезду?

Газ, падающий на очень компактный объект, нагревается до миллионов градусов и светит в жёстких рентгеновских лучах с мощностью, недостижимой для обычных звёзд. AT 2016blu светит примерно в 100 000 раз ярче полной светимости Солнца только в рентгеновском диапазоне, что далеко за пределами того, что могут произвести сталкивающиеся звёздные ветры. Чтобы отличить чёрную дыру от нейтронной звезды, нужны дополнительные доказательства, такие как импульсы или измеренная масса.

Взорвётся ли AT 2016blu как настоящая сверхновая?

Никто не знает. Звезда достаточно массивна, чтобы в конечном итоге закончить жизнь сверхновой, и имитатор SN 2009ip показывает, что звезда с похожей историей может впоследствии взорваться. Ничто в новых данных не говорит о том, когда это произойдёт.

Следующее тесное сближение

Chandra наблюдала звезду с 24 по 27 марта 2026 года, после архивных снимков 2001 и 2002 годов и первой зарегистрированной вспышки в 2012 году. Результаты были опубликованы 9 ноября в The Astrophysical Journal. «В течение 15 лет астрономы наблюдали, как эта звезда регулярно становится очень яркой, а затем снова тускнеет, — сказал ведущий автор Моджган Агаханлу (Mojgan Aghakhanloo) из Университета Виргинии. — Пока мы не смогли получить данные Chandra в нужное время, мы не могли понять, что вызывает это явление».

Авторы утверждают, что поиск большего количества подобных систем необходим для понимания того, как связаны имитаторы, яркие голубые переменные и настоящие сверхновые. AT 2016blu придерживается своего графика, поэтому каждое тесное сближение — это ещё один шанс. Что могло бы закрыть вопрос — это рентгеновские импульсы, которые может производить только нейтронная звезда, или орбита, которая наконец позволит взвесить компаньона.

Источник: 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

Теги: астрономия, сверхновая, AT 2016blu, Chandra X-ray Observatory, NGC 4559, нейтронная звезда