Estrela gigante finge ser supernova a cada 113 dias porque um astro colapsado a devora

Aproximadamente a cada cento e treze dias, uma estrela gigante em uma galáxia espiral próxima brilha tanto que é confundida com uma supernova. Isso já aconteceu pelo menos 27 vezes, e a estrela continua lá. Observações em raios X do observatório Chandra, da NASA, agora apontam para o que impulsiona as explosões: um buraco negro ou uma estrela de nêutrons em uma órbita alongada. Ele engole o gás arrancado da gigante cada vez que os dois se aproximam.

Isso faz da estrela, catalogada como AT 2016blu, a primeira estrela de sua classe instável a ter um remanescente estelar colapsado como parceiro. Também conecta dois mistérios que os astrônomos estudavam principalmente separados: os impostores de supernova, estrelas que entram em erupção como supernovas sem morrer, e as fontes de raios X mais brilhantes em outras galáxias, cujos motores ainda são debatidos.

A estrela é enorme. Imagens do Hubble tiradas enquanto ela estava calma a colocam com nada menos que 33 vezes a massa do Sol e pelo menos meio milhão de vezes sua luminosidade. Ela está na galáxia NGC 4559, a cerca de 29 milhões de anos-luz de distância, e pertence à mesma família instável de Eta Carinae. Seu ritmo constante já havia indicado à equipe que ela orbita algo.

No pico de uma erupção, ela brilha em luz vermelha como aproximadamente dez milhões de sóis: muito mais fraca que uma supernova verdadeira, mas brilhante o suficiente para aparecer em levantamentos de supernovas. “O comportamento desta estrela era confuso no começo porque ela continuava agindo como uma supernova, mas claramente não é, já que sobrevive a essas erupções cerca de três vezes por ano”, disse a coautora Núria Torres-Albà, da Universidade da Virgínia.

Como o Chandra capturou a estrela no meio de uma erupção

Duas estrelas massivas com ventos colidentes emitem raios X modestos. Gás caindo em um buraco negro ou estrela de nêutrons pode brilhar milhares de vezes mais intensamente. Para diferenciá-los, o Chandra precisou observar durante uma erupção, o que significava saber quando uma estava chegando.

Então a equipe monitorou. Telescópios do Observatório Lick e da rede do Observatório Las Cumbres verificaram a estrela quase todas as noites, e um alerta da Associação Americana de Observadores de Estrelas Variáveis mobilizou mais de trinta observadores, muitos deles amadores. Quando a estrela clareou mais de uma magnitude inteira, a equipe acionou um pedido urgente ao Chandra. O telescópio a observou cinco vezes ao longo de quatro dias, por cerca de 100.000 segundos no total, e a detectou em todas as ocasiões.

“Suspeitávamos que os flashes repetitivos e brilhantes em comprimentos de onda ópticos poderiam, na verdade, ser alimentados por explosões periódicas de raios X de alta energia”, disse o coautor Nathan Smith, da Universidade do Arizona. “O gás denso ao redor do sistema é aquecido pelos raios X e então brilha no óptico.”

Só o Chandra poderia fazer isso. Uma fonte de raios X muito mais brilhante, NGC 4559 X7, está a cerca de dez segundos de arco de distância, e o telescópio XMM-Newton, da Europa, borra as duas em um único ponto. O Chandra também havia imageado o campo por acaso mais de duas décadas antes, enquanto AT 2016blu estava calma, e não viu nada em sua posição. A nova detecção é pelo menos 100 vezes mais brilhante que aquele limite. As chances de um quasar de fundo estar exatamente dentro do pequeno círculo de busca são de cerca de seis em 100.000.

Por que apenas um buraco negro ou uma estrela de nêutrons se encaixa

O artigo pondera quatro maneiras pelas quais uma estrela como essa pode produzir raios X. Choques dentro do vento de uma única estrela atingem no máximo mais de dez milhões de vezes mais fracos do que o que o Chandra mediu. Ventos colidentes de duas estrelas massivas ficam aquém por um fator de cerca de 10.000. Camadas de gás ejetadas em órbitas sucessivas poderiam colidir umas com as outras, mas nas velocidades observadas na luz da estrela isso daria raios X suaves e de baixa energia, e o Chandra registrou um espectro duro e de alta energia.

Isso deixa a acreção, matéria caindo em um objeto compacto. A produção de raios X equivale ao teto teórico, chamado limite de Eddington, para um objeto de cerca de 3,5 massas solares, que já está acima do teto para uma estrela de nêutrons. Fica pouco abaixo do limite para uma fonte ultraluminosa de raios X, uma classe de emissores extremos encontrados em outras galáxias, e o Chandra pode simplesmente ter perdido o pico verdadeiro. A equipe classifica AT 2016blu como uma candidata a membro.

As erupções visíveis carregam cerca de cem vezes mais energia que os raios X. Se ambas vêm da mesma alimentação, cerca de 99% da energia é absorvida pelo gás circundante e reemitida como luz visível, como descreve Smith.

Como se compara com Eta Carinae e outros impostores

Em seu máximo de raios X, Eta Carinae, cujos raios X vêm de ventos colidentes, atinge aproximadamente um dois milésimo do que AT 2016blu produz. A maioria das variáveis azuis luminosas em nossa galáxia não mostra raios X algum.

A correspondência mais próxima é SN 2010da, um impostor brilhante em raios X na galáxia NGC 300 cujos pulsos regulares revelaram uma estrela de nêutrons. Sua estrela grande, porém, é uma supergigante vermelha, não uma variável azul luminosa.

Isso importa por causa de SN 2009ip, uma variável azul luminosa que entrou em erupção por anos e depois parece ter explodido de verdade, algo que modelos de estrela única não preveem. Um conjunto crescente de modelos atribui essas erupções pré-morte a um parceiro compacto, e AT 2016blu é a primeira variável azul luminosa observada que se encaixa.

O que os raios X ainda não podem dizer

A maior questão em aberto é o que é o parceiro. Estrelas de nêutrons podem ser identificadas por pulsos regulares de raios X, mas o Chandra coletou poucos fótons de raios X para procurá-los, e a visão do XMM-Newton é ofuscada por X7. Pesar o parceiro exigiria uma solução orbital, e as velocidades medidas na luz do hidrogênio da estrela não acompanham a órbita, então nenhuma massa é obtida.

A taxa de alimentação pende para um buraco negro sem prová-lo. Levando em conta as erupções visíveis, a companheira pode estar engolindo gás a mais de cem vezes a taxa que uma estrela de nêutrons típica suportaria. Algumas estrelas de nêutrons já foram observadas excedendo esse limite em cerca de mil vezes, então os autores evitam um veredito.

O espectro da estrela também mostra características que vão e vêm sem se alinhar com a órbita, o que pode significar que um jato, um disco ou gás irregular está envolvido.

Depois, há o motivo pelo qual as erupções começaram, após anos de uma estrela estável. A equipe favorece uma gigante que inchou lentamente com a idade até começar a alcançar seu parceiro. A alternativa é uma fase temporária de inchaço conhecida nessas estrelas, caso em que as erupções devem eventualmente parar. Até agora, não pararam.

Perguntas comuns sobre impostores de supernova

O que é um impostor de supernova?

É uma estrela massiva que clareia o suficiente para ser confundida com uma supernova, mas sobrevive, muitas vezes uma variável azul luminosa como Eta Carinae. Supernovas reais destroem a estrela e geralmente são muito mais brilhantes. Impostores são frequentemente registrados por levantamentos de supernovas e reclassificados quando a estrela reaparece.

Como os raios X podem revelar um buraco negro ou uma estrela de nêutrons?

Gás caindo em um objeto muito compacto aquece a milhões de graus e brilha em raios X duros em níveis de potência que estrelas comuns não conseguem atingir. AT 2016blu brilha a aproximadamente 100.000 vezes a produção total do Sol apenas em raios X, muito além do que ventos estelares colidentes podem produzir. Distinguir um buraco negro de uma estrela de nêutrons requer evidências extras, como pulsos ou uma massa medida.

AT 2016blu explodirá como uma supernova de verdade?

Ninguém sabe. A estrela é massiva o suficiente para terminar como uma supernova eventualmente, e o impostor SN 2009ip mostra que uma estrela com histórico semelhante pode explodir. Nada nos novos dados diz quando.

A próxima aproximação

O Chandra observou a estrela de 24 a 27 de março de 2026, após imagens de arquivo em 2001 e 2002 e uma primeira erupção registrada em 2012. Os resultados foram publicados em 9 de novembro no The Astrophysical Journal. “Por 15 anos, astrônomos vêm observando esta estrela ficar muito brilhante e depois escurecer novamente em uma base regular”, disse o autor principal Mojgan Aghakhanloo, da Universidade da Virgínia. “Até conseguirmos dados do Chandra no momento certo, não conseguíamos descobrir o que estava causando isso.”

Os autores argumentam que encontrar mais sistemas como este é essencial para aprender como impostores, variáveis azuis luminosas e supernovas reais se conectam. AT 2016blu mantém seu cronograma, então cada aproximação é outra chance. O que encerraria o caso seriam pulsos de raios X, que apenas uma estrela de nêutrons pode produzir, ou uma órbita que finalmente pese o parceiro.

Referência: 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

Tags: astronomia, Supernova, AT 2016blu, buraco negro, Chandra X-ray Observatory, estrela de nêutrons