巨星每113天假扮一次超新星，原來是緻密天體在吞食它

大約每113天，一顆位於鄰近螺旋星系中的巨大恆星就會猛烈爆發，亮度足以被誤認為超新星。它已經這樣做了至少27次，而且至今依然存在。NASA錢德拉X射線天文台的最新觀測數據，終於指向了驅動這些爆發的源頭：一顆位於拉長軌道上的黑洞或中子星。每當兩者靠近時，這顆緻密天體就會吞噬從巨大伴星剝離的氣體。

這使得這顆編號為AT 2016blu的恆星，成為其不穩定恆星類型中，首顆被證實擁有塌縮恆星殘骸作為伴侶的成員。這項發現也將天文學家過去多半分開研究的兩個謎題聯繫了起來：一是「超新星偽裝者」，那些像超新星一樣爆發卻不會死亡的恆星；二是其他星系中最明亮的X射線源，其能量引擎的性質至今仍有爭議。

這顆恆星極為巨大。哈伯太空望遠鏡在其寧靜期拍攝的影像顯示，它的質量至少是太陽的33倍，亮度至少是太陽的50萬倍。它位於距離地球約2900萬光年的NGC 4559星系中，屬於與海山二（Eta Carinae）同一家族的不穩定恆星。它穩定的爆發節奏，早已讓研究團隊推測它正繞著某個天體運行。

在爆發高峰期，它在紅光波段的亮度約相當於一千萬顆太陽：遠比真正的超新星黯淡，但已亮到足以被超新星巡天項目記錄下來。「這顆恆星的行為一開始令人困惑，因為它不斷表現得像超新星，但顯然它不是，因為它大約每年三次的爆發後都存活了下來，」共同作者、維吉尼亞大學的努里亞·托雷斯-阿爾巴（Núria Torres-Albà）表示。

錢德拉如何捕捉到恆星爆發瞬間

兩顆大質量恆星的星風碰撞會產生微弱的X射線。而氣體落入黑洞或中子星時，其亮度可達前者的數千倍。為了區分兩者，錢德拉必須在爆發期間進行觀測，這意味著必須事先知道爆發何時發生。

因此研究團隊展開了監測。利克天文台和拉斯昆布雷斯天文台網絡的望遠鏡幾乎每晚都會檢查這顆恆星，而來自美國變星觀測者協會的警報更召集了超過30位觀測者，其中許多是業餘天文學家。當恆星亮度增加超過一個星等時，團隊立即啟動了錢德拉的緊急觀測請求。望遠鏡在四天內對其進行了五次觀測，總時長約10萬秒，並且每次都有探測到。

「我們懷疑，在光學波段觀測到的明亮重複閃光，實際上可能是由週期性的高能X射線爆發所驅動，」共同作者、亞利桑那大學的內森·史密斯（Nathan Smith）說。「系統周圍的稠密氣體被X射線加熱，然後在光學波段發出光芒。」

這項任務只有錢德拉能夠勝任。一個名為NGC 4559 X7、亮度遠高得多的X射線源，就位於約10角秒之外，而歐洲的XMM-牛頓望遠鏡會將兩者模糊成一個光點。此外，錢德拉在二十多年前也曾偶然拍攝過這個天區，當時AT 2016blu處於寧靜期，在其位置上並未探測到任何X射線。而最新的探測結果，其亮度至少是當年極限值的100倍。一個背景類星體恰好位於這個微小搜尋範圍內的機率，大約只有十萬分之六。

為何只有黑洞或中子星符合條件

研究論文評估了這類恆星產生X射線的四種可能方式。單一恆星星風內部的震波，其產生的X射線亮度最多比錢德拉測量到的值還要黯淡一千萬倍以上。兩顆大質量恆星的星風碰撞，其亮度也相差約一萬倍。連續軌道上拋出的氣體殼層可能相互撞擊，但根據恆星光譜中觀測到的速度，這種撞擊只會產生軟且低能量的X射線，而錢德拉記錄到的卻是硬且高能量的X射線光譜。

因此，剩下的可能性就是「吸積」，物質落入緻密天體的過程。其X射線輸出功率達到了理論上限，即愛丁頓極限，對應於一個約3.5倍太陽質量的天體，這已經超過了中子星的質量上限。這個數值僅略低於「超亮X射線源」，一種在其他星系中發現的極端發射源，的界限，而錢德拉可能只是錯過了真正的峰值。研究團隊將AT 2016blu列為候選成員。

可見光波段的爆發攜帶的能量，約為X射線的100倍。如果兩者都來自同一個吸積過程，那麼根據史密斯的描述，約有99%的能量會被周圍氣體吸收，並以可見光的形式重新輻射出來。

與海山二及其他偽裝者的比較

在其X射線峰值時，海山二（其X射線來自星風碰撞）的亮度大約僅為AT 2016blu的二千分之一。我們銀河系中大多數的亮藍變星則根本探測不到X射線。

最接近的匹配對象是SN 2010da，這是一個位於NGC 300星系中、X射線明亮的偽裝者，其規律的脈衝揭示了它有一顆中子星。不過，它的大質量恆星是一顆紅超巨星，而非亮藍變星。

這一點之所以重要，是因為SN 2009ip，一顆爆發了數年、隨後似乎真正爆炸的亮藍變星，是單星模型無法解釋的。越來越多的模型將這類死亡前的爆發歸咎於一顆緻密伴星，而AT 2016blu是首顆符合此描述的亮藍變星觀測實例。

X射線尚無法解答的問題

最大的未解之謎是伴星的本質。中子星可以透過規律的X射線脈衝來識別，但錢德拉收集到的X射線光子太少，無法進行搜尋，而XMM-牛頓的視野又被X7源淹沒。要測量伴星的質量需要軌道解，而從恆星氫光譜測得的速度並不能反映軌道運動，因此無法得出質量。

吸積速率傾向於黑洞的解釋，但無法證明。考慮到可見光爆發，伴星吞噬氣體的速率可能超過典型中子星理論承受極限的一百倍以上。然而，有些中子星已被觀測到超出該極限約一千倍，因此作者們並未做出定論。

這顆恆星的光譜也顯示出一些來去無蹤、且與軌道週期不符的特徵，這可能意味著有噴流、吸積盤或團塊狀氣體的存在。

此外，還有一個問題是，在經歷了多年的穩定狀態後，這些爆發為何會開始。研究團隊傾向於認為，這顆巨大恆星隨著年齡增長而緩慢膨脹，直到開始觸及它的伴星。另一種可能性是，這些恆星會經歷一種暫時性的膨脹階段，若是如此，爆發最終應該會停止。但到目前為止，它們並未停止。

關於超新星偽裝者的常見問題

什麼是超新星偽裝者？

它是一顆亮度足以被誤認為超新星，但最終存活下來的大質量恆星，通常是像海山二這樣的亮藍變星。真正的超新星會摧毀恆星，且通常亮度高得多。偽裝者經常被超新星巡天項目記錄下來，並在恆星再次出現後被重新分類。

X射線如何揭示黑洞或中子星的存在？

氣體落入非常緻密的天體時，會被加熱到數百萬度，並發出普通恆星無法達到的硬X射線。AT 2016blu僅在X射線波段就發出約為太陽總輸出功率10萬倍的光芒，遠超星風碰撞所能產生的能量。要區分黑洞和中子星，則需要額外的證據，例如脈衝訊號或測量出的質量。

AT 2016blu最終會作為真正的超新星爆炸嗎？

沒有人知道。這顆恆星的質量足夠大，最終會以超新星的形式終結，而偽裝者SN 2009ip的例子顯示，一顆具有相似歷史的恆星確實可能繼續走向爆炸。新數據中沒有任何資訊能說明何時會發生。

下一次近距離交會

錢德拉於2026年3月24日至27日觀測了這顆恆星，此前在2001年和2002年有存檔觀測資料，而首次記錄到的爆發則是在2012年。這項結果於11月9日發表在《天文物理期刊》上。「15年來，天文學家一直看著這顆恆星定期變亮然後變暗，」論文第一作者、維吉尼亞大學的莫伊甘·阿加漢克盧（Mojgan Aghakhanloo）說。「直到我們能夠在正確的時間獲得錢德拉的數據，我們才弄清楚是什麼造成了這一切。」

作者們認為，找到更多像這樣的系統，對於理解偽裝者、亮藍變星和真實超新星之間的關聯至關重要。AT 2016blu遵循著它的時間表，因此每一次近距離交會都是一次新的機會。能夠最終定案的證據，將是只有中子星才能產生的X射線脈衝，或是能夠最終測量出伴星質量的軌道數據。

參考文獻：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

標籤: 天文學, 超新星, 黑洞, 中子星, AT 2016blu, Chandra X-ray Observatory