Ngôi sao khổng lồ giả làm siêu tân tinh mỗi 113 ngày vì bị một thiên thể suy sụp hút khí

Cứ khoảng 113 ngày một lần, một ngôi sao khổng lồ trong một thiên hà xoắn ốc gần đó lại bùng sáng dữ dội đến mức bị nhầm là siêu tân tinh. Nó đã làm điều này ít nhất 27 lần, và nó vẫn còn đó. Các quan sát tia X từ đài quan sát Chandra của NASA giờ đây đã chỉ ra thứ gây ra những vụ nổ này: một hố đen hoặc một sao neutron trên một quỹ đạo kéo dài. Nó nuốt khí gas bị hút ra từ ngôi sao khổng lồ mỗi khi hai thiên thể lao lại gần nhau.

Điều đó khiến ngôi sao, có tên trong danh mục là AT 2016blu, trở thành ngôi sao đầu tiên thuộc lớp không ổn định của nó được biết là có một tàn dư sao sụp đổ làm bạn đồng hành. Nó cũng kết nối hai bí ẩn mà các nhà thiên văn thường nghiên cứu riêng rẽ: những kẻ mạo danh siêu tân tinh (supernova impostors) – những ngôi sao phát nổ như siêu tân tinh mà không chết – và những nguồn tia X sáng nhất trong các thiên hà khác, mà động cơ của chúng vẫn còn đang được tranh luận.

Ngôi sao này rất lớn. Những hình ảnh từ Hubble chụp khi nó ở trạng thái tĩnh lặng cho thấy nó có khối lượng không dưới 33 lần Mặt Trời và độ sáng ít nhất gấp nửa triệu lần. Nó nằm trong thiên hà NGC 4559, cách chúng ta khoảng 29 triệu năm ánh sáng, và thuộc cùng họ không ổn định với Eta Carinae. Nhịp điệu đều đặn của nó đã cho nhóm nghiên cứu biết rằng nó đang quay quanh một thứ gì đó.

Ở đỉnh điểm của một đợt bùng phát, nó phát sáng trong ánh sáng đỏ tương đương khoảng mười triệu Mặt Trời: mờ hơn nhiều so với một siêu tân tinh thực sự, nhưng đủ sáng để lọt vào các cuộc khảo sát siêu tân tinh. “Hành vi của ngôi sao này ban đầu rất khó hiểu vì nó cứ hành xử như một siêu tân tinh, nhưng rõ ràng là không phải vì nó vẫn sống sót sau những đợt bùng phát khoảng ba lần một năm,” đồng tác giả Núria Torres-Albà của Đại học Virginia cho biết.

Làm thế nào Chandra bắt được ngôi sao giữa đợt bùng phát

Hai ngôi sao lớn có gió sao va chạm nhau phát ra tia X ở mức khiêm tốn. Khí gas rơi vào một hố đen hoặc sao neutron có thể sáng gấp hàng nghìn lần. Để phân biệt chúng, Chandra phải quan sát trong một đợt bùng phát, đồng nghĩa với việc phải biết trước khi nào một đợt bùng phát sắp xảy ra.

Vì vậy, nhóm nghiên cứu đã theo dõi. Các kính thiên văn tại Đài quan sát Lick và mạng lưới Đài quan sát Las Cumbres đã kiểm tra ngôi sao gần như hàng đêm, và một cảnh báo từ Hiệp hội Những người Quan sát Sao Biến đổi Hoa Kỳ đã thu hút hơn 30 nhà quan sát, nhiều người trong số họ là nghiệp dư. Khi ngôi sao sáng lên hơn một độ sáng biểu kiến (magnitude), nhóm nghiên cứu đã kích hoạt một yêu cầu khẩn cấp lên Chandra. Kính thiên văn đã quan sát nó năm lần trong bốn ngày, tổng cộng khoảng 100.000 giây, và phát hiện ra nó mỗi lần.

“Chúng tôi nghi ngờ rằng những chớp sáng lặp lại ở bước sóng quang học thực chất có thể được tạo ra bởi những vụ nổ tia X năng lượng cao định kỳ,” đồng tác giả Nathan Smith của Đại học Arizona cho biết. “Lớp khí gas dày đặc bao quanh hệ thống bị đốt nóng bởi tia X và sau đó phát sáng ở bước sóng quang học.”

Chỉ có Chandra mới làm được điều đó. Một nguồn tia X sáng hơn nhiều, NGC 4559 X7, nằm cách đó khoảng mười giây cung (arcseconds), và kính thiên văn XMM-Newton của Châu Âu làm nhòe hai nguồn thành một điểm. Chandra cũng đã tình cờ chụp ảnh khu vực này hơn hai thập kỷ trước, khi AT 2016blu còn yên tĩnh, và không thấy gì ở vị trí của nó. Lần phát hiện mới này sáng hơn ít nhất 100 lần so với giới hạn đó. Tỷ lệ để một chuẩn tinh (quasar) nền tình cờ nằm bên trong vòng tròn tìm kiếm nhỏ xíu đó là khoảng sáu phần 100.000.

Tại sao chỉ có hố đen hoặc sao neutron mới phù hợp

Bài báo khoa học cân nhắc bốn cách mà một ngôi sao như thế này có thể tạo ra tia X. Các cú sốc bên trong gió của một ngôi sao đơn lẻ có độ sáng tối đa mờ hơn hơn mười triệu lần so với những gì Chandra đo được. Gió va chạm từ hai ngôi sao lớn thấp hơn một hệ số khoảng 10.000. Các lớp vỏ khí gas bị đẩy ra trong các quỹ đạo kế tiếp có thể va chạm vào nhau, nhưng với tốc độ quan sát được trong ánh sáng của ngôi sao, điều đó sẽ tạo ra tia X mềm, năng lượng thấp, trong khi Chandra ghi nhận một phổ cứng, năng lượng cao.

Điều đó để lại khả năng bồi tụ (accretion), vật chất rơi xuống một vật thể đặc (compact object). Sản lượng tia X bằng với giới hạn lý thuyết, được gọi là giới hạn Eddington, đối với một vật thể có khối lượng khoảng 3,5 lần Mặt Trời, vốn đã vượt quá giới hạn trên của một sao neutron. Nó chỉ thiếu một chút so với ngưỡng của một nguồn tia X siêu sáng (ultraluminous X-ray source), một lớp các vật thể phát xạ cực đoan được tìm thấy trong các thiên hà khác, và Chandra có thể đã bỏ lỡ đỉnh điểm thực sự. Nhóm nghiên cứu gọi AT 2016blu là một ứng cử viên thành viên.

Các đợt bùng phát nhìn thấy được mang năng lượng gấp khoảng một trăm lần so với tia X. Nếu cả hai đều đến từ cùng một quá trình ‘ăn’, khoảng 99% năng lượng bị hấp thụ bởi khí gas xung quanh và được phát xạ lại dưới dạng ánh sáng nhìn thấy, như Smith mô tả.

So sánh với Eta Carinae và những kẻ mạo danh khác

Ở cực đại tia X của nó, Eta Carinae, nơi tia X đến từ gió va chạm, đạt khoảng một phần hai nghìn so với những gì AT 2016blu tạo ra. Hầu hết các biến tinh xanh sáng (luminous blue variables) trong thiên hà của chúng ta không hề hiển thị tia X nào.

Sự tương đồng gần nhất là SN 2010da, một kẻ mạo danh sáng tia X trong thiên hà NGC 300, với các xung đều đặn đã tiết lộ một sao neutron. Tuy nhiên, ngôi sao lớn của nó là một siêu khổng lồ đỏ (red supergiant), không phải là một biến tinh xanh sáng.

Điều đó có ý nghĩa vì SN 2009ip, một biến tinh xanh sáng đã phun trào trong nhiều năm và sau đó dường như đã phát nổ thực sự, điều mà các mô hình sao đơn lẻ không dự đoán được. Một bộ mô hình ngày càng tăng đổ lỗi cho một bạn đồng hành đặc (compact companion) gây ra những đợt bùng phát trước khi chết, và AT 2016blu là biến tinh xanh sáng đầu tiên được quan sát phù hợp với điều này.

Những gì tia X chưa thể tiết lộ

Câu hỏi lớn nhất còn bỏ ngỏ là bạn đồng hành là gì. Sao neutron có thể được xác định bằng các xung tia X đều đặn, nhưng Chandra đã thu thập quá ít photon tia X để tìm kiếm chúng, và tầm nhìn của XMM-Newton bị X7 lấn át. Việc xác định khối lượng của bạn đồng hành sẽ cần một giải pháp quỹ đạo, và tốc độ đo được trong ánh sáng hydro của ngôi sao không theo dõi được quỹ đạo, vì vậy không có khối lượng nào được đưa ra.

Tốc độ ‘ăn’ nghiêng về một hố đen nhưng không chứng minh được. Tính đến các đợt bùng phát nhìn thấy được, bạn đồng hành có thể đang nuốt khí gas với tốc độ gấp hơn một trăm lần tốc độ mà một sao neutron điển hình được cho là có thể xử lý. Một số sao neutron đã được quan sát thấy vượt quá giới hạn đó khoảng một nghìn lần, vì vậy các tác giả dừng lại trước khi đưa ra phán quyết.

Phổ của ngôi sao cũng cho thấy các đặc điểm xuất hiện và biến mất không đồng bộ với quỹ đạo, điều này có thể có nghĩa là có sự tham gia của một tia phản lực (jet), một đĩa bồi tụ hoặc khí gas dạng cục.

Sau đó là câu hỏi tại sao các vụ phun trào lại bắt đầu, sau nhiều năm là một ngôi sao ổn định. Nhóm nghiên cứu nghiêng về giả thuyết một ngôi sao khổng lồ đã từ từ phình to theo tuổi tác cho đến khi nó bắt đầu chạm tới bạn đồng hành của mình. Giả thuyết thay thế là một giai đoạn phình to tạm thời được biết đến ở những ngôi sao này, trong trường hợp đó các đợt bùng phát cuối cùng sẽ dừng lại. Cho đến nay, chúng vẫn chưa dừng.

Các câu hỏi thường gặp về kẻ mạo danh siêu tân tinh

Kẻ mạo danh siêu tân tinh là gì?

Đó là một ngôi sao lớn sáng lên đủ để bị nhầm là siêu tân tinh nhưng vẫn sống sót, thường là một biến tinh xanh sáng như Eta Carinae. Siêu tân tinh thực sự phá hủy ngôi sao và thường sáng hơn nhiều. Những kẻ mạo danh thường được các cuộc khảo sát siêu tân tinh ghi lại và được phân loại lại một khi ngôi sao lại xuất hiện.

Làm thế nào tia X có thể tiết lộ một hố đen hoặc sao neutron?

Khí gas rơi xuống một vật thể rất đặc nóng lên tới hàng triệu độ và phát sáng trong tia X cứng ở mức năng lượng mà các ngôi sao thông thường không thể đạt tới. AT 2016blu phát sáng với công suất gấp khoảng 100.000 lần tổng sản lượng của Mặt Trời chỉ riêng trong tia X, vượt xa những gì gió sao va chạm có thể tạo ra. Việc phân biệt hố đen với sao neutron cần thêm bằng chứng, chẳng hạn như các xung hoặc khối lượng đo được.

Liệu AT 2016blu có phát nổ thành một siêu tân tinh thực sự không?

Không ai biết. Ngôi sao này đủ lớn để kết thúc như một siêu tân tinh vào một lúc nào đó, và kẻ mạo danh SN 2009ip cho thấy một ngôi sao có lịch sử tương tự có thể tiếp tục phát nổ. Không có gì trong dữ liệu mới cho biết thời điểm.

Lần tiếp cận gần tiếp theo

Chandra đã quan sát ngôi sao từ ngày 24 đến 27 tháng 3 năm 2026, sau các lần xem xét tài liệu lưu trữ vào năm 2001 và 2002 và một vụ phun trào được ghi nhận lần đầu vào năm 2012. Kết quả đã được công bố vào ngày 9 tháng 11 trên Tạp chí Vật lý Thiên văn (The Astrophysical Journal). “Trong 15 năm, các nhà thiên văn đã theo dõi ngôi sao này trở nên rất sáng rồi lại mờ đi một cách đều đặn,” tác giả chính Mojgan Aghakhanloo của Đại học Virginia cho biết. “Cho đến khi chúng tôi có được dữ liệu từ Chandra vào đúng thời điểm, chúng tôi đã không thể tìm ra điều gì gây ra hiện tượng này.”

Các tác giả lập luận rằng việc tìm thêm nhiều hệ thống như thế này là điều cần thiết để hiểu cách những kẻ mạo danh, các biến tinh xanh sáng và siêu tân tinh thực sự kết nối với nhau. AT 2016blu vẫn tuân thủ lịch trình của nó, vì vậy mỗi lần tiếp cận gần là một cơ hội khác. Điều có thể giải quyết vụ việc là các xung tia X, thứ mà chỉ một sao neutron mới có thể tạo ra, hoặc một quỹ đạo cuối cùng có thể xác định được khối lượng của bạn đồng hành.

Tài liệu tham khảo: 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

Thẻ: thiên văn học, siêu tân tinh, sao neutron, AT 2016blu, Chandra X-ray Observatory, lỗ đen