Jau pusę amžiaus astronomai stebi vieną keisčiausių dangaus reiškinių: milžiniška žvaigždė netikėtai ir labai galingai blyksi rentgeno spinduliais, o šių pliūpsnių pobūdis ilgai nepasidavė paaiškinimui.
Dabar surinkti pakankamai tikslūs duomenys patvirtino seniai svarstytą hipotezę. Paaiškėjo, kad masyvios mėlynos žvaigždės gama Kasiopejos (γ Cas) rentgeno spinduliuotė kyla ne iš pačios žvaigždės, o iš mažos, plika akimi nematomos baltosios nykštukės, kuri „siurbia“ medžiagą iš didesnės savo porininkės. Krintanti medžiaga įkaista iki ekstremalių temperatūrų ir taip sukuria neįprastai stiprią rentgeno spinduliuotę.
„Daugybė mokslinių grupių daugelį dešimtmečių intensyviai bandė išspręsti γ Cas mįslę. O dabar, dėl itin tikslių „XRISM“ stebėjimų, mums pagaliau pavyko“, – teigia astrofizikė Yaël Nazé iš Lježo universiteto Belgijoje.
γ Cas sistema iš tiesų yra kelių žvaigždžių darinys, esantis maždaug už 550 šviesmečių. Dangaus skliaute ji matoma Kasiopejos žvaigždyne, „W“ raidės vidurinėje viršūnėje. Ryškiausias sistemos objektas – melsvai balta Be tipo žvaigždė, apie 15 kartų masyvesnė už Saulę. Beje, tai buvo pirmoji identifikuota Be klasės žvaigždė – dar 1866 metais.
Vis dėlto pastaraisiais dešimtmečiais ši „pavyzdinė“ savo klasės žvaigždė ėmė kelti klausimų. Kadangi Žemės atmosfera sugeria rentgeno spinduliuotę, ją patikimai stebėti buvo įmanoma tik pradėjus kosminius rentgeno observatorijų skrydžius 8-ajame dešimtmetyje. Būtent tuomet astronomai užfiksavo keistą, didelės energijos rentgeno „parašą“, sklindantį iš γ Cas.
Ši spinduliuotė buvo maždaug 40 kartų ryškesnė, nei tikėtasi tokio tipo žvaigždei. Vėlesnė analizė rodė, kad ją sukuria plazma, įkaitinta net iki 150 mln. kelvinų.
Ilgainiui susiformavo dvi pagrindinės konkuruojančios teorijos, bandančios paaiškinti tokį įkaitimą. Pasak Y. Nazé, viename scenarijuje buvo svarstoma vietinė magnetinė rekonekcija tarp Be žvaigždės paviršiaus ir ją supančio disko. Kituose scenarijuose rentgeno spinduliuotė buvo siejama su palydovu: žvaigžde, praradusia išorinius sluoksnius, neutronine žvaigžde arba medžiagą akrecijuojančia baltąja nykštuke.
Tokio mažo palydovo prie ryškios, didelės ir karštos žvaigždės aptikimas yra ypač sudėtingas – ypač γ Cas atveju, nes ji viena iš ryškiausių savo žvaigždyne ir lengvai matoma plika akimi. Tuo tarpu baltosios nykštukės yra mažos, maždaug Žemės dydžio, todėl tiesiogiai jas įžvelgti šalia tokios ryškios kaimynės beveik neįmanoma.
Reikėjo rentgeno teleskopo, galinčio pakankamai tiksliai susieti aukštos energijos spinduliuotę su orbitiniu judėjimu. Tam pasitarnavo bendra „JAXA“, „ESA“ ir „NASA“ misija – rentgeno vaizdinimo ir spektroskopijos palydovas „XRISM“.
Tyrėjai stebėjo γ Cas 2024 metų gruodį, o vėliau – 2025 metų vasarį ir birželį. Duomenys atskleidė, kad rentgeno spinduliuotės signalas seka orbitinį ritmą, kurio periodas siekia apie 203 dienas.
„Spektrai parodė, kad aukštos temperatūros plazmos požymiai tarp trijų stebėjimų keičia greitį, sekdami baltosios nykštukės orbitinį judėjimą, o ne Be žvaigždės“, – aiškina Y. Nazé.
„Šis poslinkis išmatuotas labai patikimai statistiškai. Iš esmės tai pirmasis tiesioginis įrodymas, kad už rentgeno spinduliuotę atsakinga ypač įkaitusi plazma yra susijusi su kompaktišku palydovu, o ne su pačia Be žvaigžde.“
Rentgeno šviesos analizė taip pat rodo, kad kaltininkė – baltosios nykštukės prigimties žvaigždė, turinti magnetinį lauką. Žvaigždėms skriejant viena aplink kitą, tankios baltosios nykštukės gravitacija pritraukia medžiagą iš labiau „išsipūtusios“ Be žvaigždės. Ši medžiaga nukreipiama baltosios nykštukės magnetinio lauko linijomis į polius, kur krisdama į atmosferą smarkiai įkaista.
Mokslininkus tai ypač džiugina, nes patvirtinta seniai prognozuota dvejetainių sistemų rūšis – Be žvaigždės ir baltosios nykštukės pora. Iš pirmo žvilgsnio toks „duetas“ atrodo keistai: 15 Saulės masių žvaigždė paprastai gyvena tik apie 10 mln. metų, o tai reikštų, kad ji yra palyginti jauna.
Tačiau baltosios nykštukės kilmė dažniausiai kur kas senesnė. Baltoji nykštukė – itin tankus, „miręs“ žvaigždės branduolys, likęs po to, kai žvaigždė (iki maždaug 8 Saulės masių) išmetė didžiąją dalį savo medžiagos. Tokios žvaigždės gali egzistuoti milijardus metų.
Vis dėlto jau seniai manoma, kad Be ir baltosios nykštukės poros gali susidaryti iš anksčiau labiau subalansuotos dvinarės sistemos. Pagal modelius, jei iš pradžių sistema turėjo dvi pakankamai masyvias žvaigždes, iš kurių viena buvo tik šiek tiek didesnė, didesnioji savo evoliuciją galėjo užbaigti anksčiau ir išsipūsti taip, kad mažesnioji pradėtų „siurbti“ jos masę.
Laikui bėgant mažesnioji galėjo „užaugti“ iki Be tipo žvaigždės, o didesniosios likutis susitraukti į baltąją nykštukę, kurios masė gali siekti iki 1,4 Saulės masės.
Panašių sistemų užuominų buvo pastebėta ir anksčiau, tačiau γ Cas – kaip ir dera šios klasės etalonui – pateikia tvirtą patvirtinimą. Tai suteikia naują atskaitos tašką aiškinant analogiškus signalus prie kitų Be žvaigždžių.
„Manome, kad raktas slypi supratime, kaip tiksliai vyksta sąveika tarp šių dviejų žvaigždžių. Dabar, kai žinome tikrąją gama Kasiopejos prigimtį, galime kurti modelius, skirtus būtent šiai sistemų klasei, ir atnaujinti mūsų supratimą apie dvinarę žvaigždžių evoliuciją“, – sako Y. Nazé.
Atradimas publikuotas mokslo žurnale „Astronomy & Astrophysics“.
