Riesenstern täuscht alle 113 Tage eine Supernova vor, weil ein Sternrest ihn anzapft

Etwa alle 113 Tage flammt ein Riesenstern in einer nahen Spiralgalaxie so hell auf, dass er für eine Supernova gehalten wird. Mindestens 27 Mal hat er das bereits getan – und er existiert noch. Röntgenbeobachtungen des Chandra-Observatoriums der NASA deuten nun auf die Ursache der Eruptionen hin: ein Schwarzes Loch oder ein Neutronenstern auf einer gestreckten Umlaufbahn. Er verschlingt jedes Mal Gas, das dem Riesen entrissen wird, wenn sich die beiden einander nähern.

Damit ist der Stern mit der Katalognummer AT 2016blu der erste seiner instabilen Klasse, von dem bekannt ist, dass er einen kollabierten Sternrest als Begleiter hat. Außerdem verknüpft er zwei Rätsel, die Astronomen bislang meist getrennt untersucht haben: Supernova-Impostoren – Sterne, die wie Supernovae ausbrechen, ohne zu sterben – und die hellsten Röntgenquellen in anderen Galaxien, deren Antriebsmechanismen noch umstritten sind.

Der Stern ist gewaltig. Hubble-Aufnahmen, die während seiner Ruhephase entstanden, zeigen, dass er mindestens 33 Sonnenmassen und mindestens eine halbe Million Sonnenleuchtkräfte besitzt. Er befindet sich in der Galaxie NGC 4559, etwa 29 Millionen Lichtjahre entfernt, und gehört zur selben instabilen Familie wie Eta Carinae. Sein gleichmäßiger Rhythmus hatte dem Team bereits verraten, dass er etwas umkreist.

Auf dem Höhepunkt eines Ausbruchs leuchtet er im roten Licht wie rund zehn Millionen Sonnen: weit schwächer als eine echte Supernova, aber hell genug, um in Supernova-Durchmusterungen aufzutauchen. „Das Verhalten dieses Sterns war zunächst verwirrend, weil er sich ständig wie eine Supernova verhielt, aber offensichtlich ist er keine, denn er überlebt diese Ausbrüche etwa dreimal im Jahr“, sagte Koautorin Núria Torres-Albà von der University of Virginia.

Wie Chandra den Stern mitten im Ausbruch erwischte

Zwei massereiche Sterne mit kollidierenden Winden geben bescheidene Röntgenstrahlung ab. Gas, das auf ein Schwarzes Loch oder einen Neutronenstern fällt, kann tausendmal heller leuchten. Um sie zu unterscheiden, musste Chandra während eines Ausbruchs hinschauen – was bedeutete, zu wissen, wann einer bevorstand.

Also beobachtete das Team. Teleskope des Lick Observatory und des Las Cumbres Observatory-Netzwerks überprüften den Stern fast jede Nacht, und eine Alarmmeldung der American Association of Variable Star Observers brachte mehr als dreißig Beobachter zusammen, viele davon Amateure. Als der Stern um mehr als eine ganze Größenklasse heller wurde, löste das Team eine dringende Chandra-Anfrage aus. Das Teleskop beobachtete ihn fünfmal über vier Tage hinweg, insgesamt etwa 100.000 Sekunden lang, und entdeckte ihn jedes Mal.

„Wir vermuteten, dass die hellen, sich wiederholenden Blitze im optischen Wellenlängenbereich tatsächlich von periodischen Ausbrüchen hochenergetischer Röntgenstrahlung angetrieben werden könnten“, sagte Koautor Nathan Smith von der University of Arizona. „Das dichte Gas, das das System umgibt, wird von den Röntgenstrahlen aufgeheizt und leuchtet dann im Optischen.“

Nur Chandra konnte das leisten. Eine viel hellere Röntgenquelle, NGC 4559 X7, befindet sich etwa zehn Bogensekunden entfernt, und das europäische Röntgenteleskop XMM-Newton verschmiert die beiden zu einem einzigen Punkt. Chandra hatte das Feld außerdem zufällig vor mehr als zwei Jahrzehnten abgebildet, als AT 2016blu ruhig war, und sah an seiner Position nichts. Der neue Nachweis ist mindestens 100 Mal heller als diese Grenze. Die Wahrscheinlichkeit, dass ein Hintergrundquasar zufällig in dem winzigen Suchkreis sitzt, liegt bei etwa sechs von 100.000.

Warum nur ein Schwarzes Loch oder ein Neutronenstern infrage kommt

Die Studie wägt vier Möglichkeiten ab, wie ein solcher Stern Röntgenstrahlen erzeugen kann. Schocks im Wind eines einzelnen Sterns sind mehr als zehn Millionen Mal schwächer als das, was Chandra gemessen hat. Kollidierende Winde zweier massereicher Sterne bleiben um einen Faktor von etwa 10.000 zurück. Gashüllen, die auf aufeinanderfolgenden Umläufen abgestoßen werden, könnten aufeinanderprallen, aber bei den im Licht des Sterns beobachteten Geschwindigkeiten würde das weiche, niederenergetische Röntgenstrahlung ergeben – Chandra zeichnete jedoch ein hartes, hochenergetisches Spektrum auf.

Bleibt die Akkretion – Materie, die auf ein kompaktes Objekt fällt. Die Röntgenleistung entspricht der theoretischen Obergrenze, der sogenannten Eddington-Grenze, für ein Objekt von etwa 3,5 Sonnenmassen, was bereits über der Obergrenze für einen Neutronenstern liegt. Sie liegt knapp unter der Grenze für eine ultraleuchtkräftige Röntgenquelle, einer Klasse extremer Strahler in anderen Galaxien – und Chandra könnte den wahren Höhepunkt schlicht verpasst haben. Das Team bezeichnet AT 2016blu als Kandidaten für diese Klasse.

Die sichtbaren Ausbrüche tragen etwa hundertmal mehr Energie als die Röntgenstrahlung. Wenn beide vom selben Fressvorgang stammen, werden etwa 99 % der Energie vom umgebenden Gas aufgesogen und als sichtbares Licht wieder abgestrahlt, wie Smith beschreibt.

Wie er sich mit Eta Carinae und anderen Impostoren vergleicht

Bei ihrem Röntgenmaximum erreicht Eta Carinae, deren Röntgenstrahlung von kollidierenden Winden stammt, etwa ein Zweitausendstel dessen, was AT 2016blu produziert. Die meisten leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen in unserer Galaxie zeigen überhaupt keine Röntgenstrahlung.

Die nächste Entsprechung ist SN 2010da, ein röntgenheller Impostor in der Galaxie NGC 300, dessen regelmäßige Pulse einen Neutronenstern offenbarten. Dessen großer Stern ist allerdings ein Roter Überriese, kein Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher.

Das ist von Bedeutung wegen SN 2009ip, einem Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen, der jahrelang ausbrach und dann offenbar tatsächlich explodierte – was Ein-Stern-Modelle nicht erwarten. Eine wachsende Zahl von Modellen macht einen kompakten Begleiter für solche Ausbrüche vor dem Tod verantwortlich, und AT 2016blu ist der erste beobachtete Leuchtkräftige Blaue Veränderliche, der diesem Muster entspricht.

Was die Röntgenstrahlen noch nicht verraten können

Die größte offene Frage ist, was der Begleiter ist. Neutronensterne lassen sich anhand regelmäßiger Röntgenpulse identifizieren, doch Chandra sammelte zu wenige Röntgenphotonen, um danach zu suchen, und der Blick von XMM-Newton wird von X7 überstrahlt. Um den Begleiter zu wiegen, wäre eine Bahnlösung nötig – und die im Wasserstofflicht des Sterns gemessenen Geschwindigkeiten folgen nicht der Umlaufbahn, sodass keine Masse ermittelt werden kann.

Die Fressrate spricht eher für ein Schwarzes Loch, ohne es zu beweisen. Berücksichtigt man die sichtbaren Ausbrüche, verschlingt der Begleiter möglicherweise Gas mit mehr als dem Hundertfachen der Rate, die ein typischer Neutronenstern verkraften soll. Einige Neutronensterne wurden dabei beobachtet, diese Grenze etwa tausendfach zu überschreiten, daher enthalten sich die Autoren eines endgültigen Urteils.

Das Spektrum des Sterns zeigt zudem Merkmale, die kommen und gehen, ohne mit der Umlaufbahn übereinzustimmen – was auf einen Jet, eine Scheibe oder klumpiges Gas hindeuten könnte.

Dann ist da noch die Frage, warum die Eruptionen überhaupt begannen, nach Jahren eines stabilen Sterns. Das Team favorisiert einen Riesen, der mit zunehmendem Alter langsam angeschwollen ist, bis er begann, seinen Partner zu erreichen. Die Alternative ist eine vorübergehende Aufblähphase, wie sie bei diesen Sternen bekannt ist – in diesem Fall sollten die Ausbrüche irgendwann aufhören. Bislang tun sie das nicht.

Häufige Fragen zu Supernova-Impostoren

Was ist ein Supernova-Impostor?

Es ist ein massereicher Stern, der hell genug wird, um mit einer Supernova verwechselt zu werden, aber überlebt – oft ein Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher wie Eta Carinae. Echte Supernovae zerstören den Stern und sind in der Regel weitaus heller. Impostoren werden häufig von Supernova-Durchmusterungen erfasst und neu klassifiziert, sobald der Stern wieder auftaucht.

Wie können Röntgenstrahlen ein Schwarzes Loch oder einen Neutronenstern enthüllen?

Gas, das auf ein sehr kompaktes Objekt fällt, heizt sich auf Millionen Grad auf und leuchtet in harter Röntgenstrahlung mit Leistungen, die normale Sterne nicht erreichen können. AT 2016blu strahlt allein in Röntgenlicht etwa 100.000 Mal so viel ab wie die Sonne in ihrer gesamten Leistung – weit mehr, als kollidierende Sternwinde erzeugen können. Um ein Schwarzes Loch von einem Neutronenstern zu unterscheiden, sind zusätzliche Hinweise nötig, etwa Pulse oder eine gemessene Masse.

Wird AT 2016blu als echte Supernova explodieren?

Niemand weiß es. Der Stern ist massereich genug, um irgendwann als Supernova zu enden, und der Impostor SN 2009ip zeigt, dass ein Stern mit einer ähnlichen Vorgeschichte tatsächlich explodieren kann. Nichts in den neuen Daten sagt, wann.

Die nächste enge Begegnung

Chandra beobachtete den Stern vom 24. bis 27. März 2026, nach Archivaufnahmen in den Jahren 2001 und 2002 und einem ersten aufgezeichneten Ausbruch im Jahr 2012. Die Ergebnisse wurden am 9. November in The Astrophysical Journal veröffentlicht. „15 Jahre lang haben Astronomen diesen Stern regelmäßig hell werden und dann wieder verblassen sehen“, sagte die Hauptautorin Mojgan Aghakhanloo von der University of Virginia. „Erst als wir Chandra-Daten zum richtigen Zeitpunkt bekamen, konnten wir herausfinden, was das verursacht.“

Die Autoren argumentieren, dass die Entdeckung weiterer solcher Systeme entscheidend ist, um zu verstehen, wie Impostoren, Leuchtkräftige Blaue Veränderliche und echte Supernovae zusammenhängen. AT 2016blu hält sich an seinen Zeitplan, also ist jede nahe Begegnung eine weitere Chance. Was den Fall abschließen würde, wären Röntgenpulse, die nur ein Neutronenstern erzeugen kann, oder eine Umlaufbahn, die schließlich den Begleiter wiegt.

Referenz: 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

Schlagwörter: Astronomie, Supernova, AT 2016blu, Chandra X-ray Observatory, Neutronenstern, NGC 4559