Jau pusę amžiaus astronomai stebėjo milžinišką žvaigždę, kuri, rodos, be jokios aiškios priežasties skleidžia itin galingą ir nepastovų rentgeno (X) spinduliavimą. Dabar, pasitelkus ypač tikslius stebėjimus, pavyko patvirtinti seniai svarstytą versiją: šie rentgeno spinduliai kyla ne iš pačios žvaigždės, o iš jos mažytės, plika akimi nematomos kaimynės.

Kalbama apie masyvią mėlyną žvaigždę gama Kasiopėją (γ Cas). Mokslininkų teigimu, rentgeno spinduliuotę sukuria baltoji nykštukė, kuri iš didesnės palydovės „nusiurbia“ medžiagą. Šiai krentant į itin tankios nykštukės aplinką, ji įkaista iki ekstremalių temperatūrų ir ima ryškiai švytėti rentgeno ruože.

„Daugelį dešimtmečių daugelis tyrėjų grupių intensyviai bandė įminti γ Cas paslaptį. Dabar, dėl itin tikslių „XRISM“ stebėjimų, pagaliau tai pavyko“, – teigia astrofizikė Yaël Nazé iš Lježo universiteto Belgijoje.

γ Cas sistema iš tiesų nėra viena žvaigždė – ją sudaro keli tarpusavyje gravitaciškai susieti objektai, esantys maždaug už 550 šviesmečių. Ryškiausias sistemos narys yra mėlynai balta Be tipo žvaigždė, kurios masė apie 15 kartų viršija Saulės masę. Be to, būtent ši žvaigždė dar 1866 metais tapo pirmąja identifikuota Be klasės atstove.

Vis dėlto XX amžiaus antroje pusėje paaiškėjo, kad ji elgiasi neįprastai. Iš Žemės paviršiaus žvaigždžių rentgeno spinduliuotės nematome, todėl tik 1970-aisiais, kai pradėtos naudoti orbitinės observatorijos, astronomai aptiko keistą, itin energingą γ Cas rentgeno signalą. Jis buvo maždaug 40 kartų ryškesnis, nei tikėtasi tokio tipo žvaigždei, o vėlesnė analizė parodė, kad spinduliuotė sklinda iš plazmos, įkaitusios net iki 150 mln. kelvinų.

Ilgą laiką buvo keliami du pagrindiniai paaiškinimai. Viena teorija siejo spinduliuotę su magnetiniais procesais pačioje Be žvaigždėje ir jos diske, pavyzdžiui, su magnetinio lauko persijungimu. Kita kryptis teigė, kad rentgeno spindulių šaltinis – kompaktiškas palydovas: nuo išorinių sluoksnių „nuplėšta“ žvaigždė, neutroninė žvaigždė arba medžiagą kaupianti baltoji nykštukė.

Tačiau aptikti mažą, blankų objektą šalia milžiniškos, labai karštos ir itin ryškios žvaigždės – sudėtinga. Baltoji nykštukė yra nedidelė, apytiksliai Žemės dydžio, ir plika akimi nematoma, todėl jos poveikis dažnai pasislepia ryškesnio palydovo šviesoje.

Šiai problemai spręsti reikėjo galingo rentgeno teleskopo, galinčio ne tik užfiksuoti aukštos energijos spinduliuotę, bet ir susieti ją su orbitos dinamika. Būtent čia svarbų vaidmenį suvaidino bendra Japonijos, Europos ir JAV misija – „JAXA“, „ESA“ ir „NASA“ vykdoma rentgeno vaizdinimo ir spektroskopijos misija „XRISM“.

Tyrėjai γ Cas stebėjo 2024 m. gruodį, taip pat 2025 m. vasarį ir birželį. Surinkti duomenys parodė, kad rentgeno signalas paklūsta orbitiniam dėsningumui – jo periodas siekia apie 203 dienas.

„Spektrai atskleidė, kad aukštos temperatūros plazmos požymiai tarp trijų stebėjimų keičia greitį, sekdami baltosios nykštukės orbitinį judėjimą, o ne Be žvaigždės judėjimą. Šis poslinkis išmatuotas statistiškai labai patikimai. Iš esmės tai pirmasis tiesioginis įrodymas, kad už rentgeno spindulius atsakinga ypač karšta plazma yra susijusi su kompaktišku palydovu, o ne su pačia Be žvaigžde“, – aiškina Y. Nazé.

Rentgeno šviesio analizė taip pat rodo, kad kalbama apie baltąją nykštukę, turinčią magnetinį lauką. Žvaigždėms skriejant viena aplink kitą, tankios nykštukės gravitacija pritraukia medžiagą iš „pūstesnės“ Be žvaigždės. Vėliau ši medžiaga nukreipiama magnetinio lauko linijomis į nykštukės polius, kur, krisdama į jos atmosferą, smarkiai įkaista ir sukuria intensyvią rentgeno spinduliuotę.

Mokslininkams tai reikšminga ir dėl kitos priežasties: patvirtintas seniai prognozuotas dvinarių tipas – Be žvaigždės ir baltosios nykštukės pora. Iš pirmo žvilgsnio toks derinys atrodo paradoksalus, nes maždaug 15 Saulės masių žvaigždės paprastai gyvena tik apie 10 mln. metų. Tai reikštų, kad Be žvaigždė yra palyginti jauna.

Tuo tarpu baltoji nykštukė yra labai tankus, jau „miręs“ žvaigždės branduolio likutis. Ji susiformuoja iš žvaigždės, kuri anksčiau galėjo turėti iki maždaug 8 Saulės masių, o savo gyvenimo pabaigoje išmetė didžiąją dalį medžiagos. Tokios žvaigždės paprastai gyvuoja milijardus metų.

Vis dėlto mokslininkai seniai svarstė, kad Be žvaigždės ir baltosios nykštukės poros gali susidaryti per masės apsikeitimą sistemoje, kuri anksčiau buvo „labiau subalansuota“. Pagal modelius, jei dvinėje sistemoje viena iš dviejų gana masyvių žvaigždžių yra šiek tiek didesnė, ji savo gyvenimo pabaigą pasiekia anksčiau, išsipučia, o jos palydovė gali gravitaciškai perimti dalį masės. Tuomet mažesnioji žvaigždė „išauga“ į Be žvaigždę, o didesniosios likutis subliūkšta į baltąją nykštukę, kurios masė gali siekti iki 1,4 Saulės masės.

Panašių sistemų užuominų būta ir anksčiau, tačiau γ Cas, kaip savotiškas Be klasės „etalonas“, pateikia tvirtą patvirtinimą ir suteikia naują pagrindą aiškinti analogiškus signalus prie kitų Be žvaigždžių.

„Manome, kad svarbiausia – suprasti, kaip tiksliai vyksta šių dviejų žvaigždžių sąveika. Dabar, kai žinome tikrąją gama Kasiopėjos prigimtį, galime kurti būtent šiai sistemų klasei pritaikytus modelius ir atnaujinti mūsų supratimą apie dvinarių evoliuciją“, – sako Y. Nazé.