Телескоп XRISM раскрыл природу загадочного рентгеновского излучения Гамма Кассиопеи

Группа астрономов под руководством исследователей из Льежского университета в Бельгии совершила прорыв в изучении загадочной звезды γ Кассиопеи, обнаружив, что ее мощное рентгеновское излучение порождается магнитно-аккрецирующим белым карликом — компактным компаньоном в двойной системе. Ключевые наблюдения были выполнены с помощью прибора Resolve на борту японского космического телескопа XRISM. Результаты этого исследования, окончательно проясняющего природу объекта, ставившего астрофизиков в тупик на протяжении полувека, опубликованы в журнале Astronomy & Astrophysics.

Звезда γ Кассиопеи (γ Cas, Гамма Кассиопеи), видимая невооруженным глазом, на протяжении более чем пятидесяти лет оставалась одной из самых запутанных загадок для астрофизиков. Открытая в 1866 году итальянским астрономом Анджело Секки как первая звезда типа Be, она относится к классу быстро вращающихся массивных звезд, которые сбрасывают свое вещество, формируя характерный диск.

Однако в 1976 году ученые столкнулись с аномалией: γ Cas демонстрировала рентгеновское излучение колоссальной мощности — в 40 раз превышающее типичный уровень для подобных звезд, с плазмой, нагретой до температур свыше ста миллионов градусов, и крайне быстрой изменчивостью. Последующие два десятилетия наблюдений с помощью крупных космических обсерваторий позволили выявить около двадцати аналогичных объектов, образовавших подкласс так называемых «аналогов γ Cas», причем астрономы из Льежского университета сыграли ключевую роль в идентификации более половины из них.

Для объяснения этого феномена предлагались различные сценарии. Среди гипотез рассматривались локальные магнитные пересоединения между поверхностью звезды Be и ее собственным диском, а также наличие компактного компаньона, которым могла быть лишенная внешних слоев звезда, нейтронная звезда или аккрецирующий белый карлик.

Предыдущие исследования, проведенные той же командой из Льежа, позволили исключить первые два типа компаньонов из-за противоречий с теоретическими моделями, оставив в качестве основных кандидатов магнитные взаимодействия и аккрецирующий белый карлик. Чтобы сделать окончательный выбор между этими двумя возможностями, исследователи применили новейший инструмент Resolve, установленный на борту японского космического телескопа XRISM. Этот прибор предоставляет спектры с непревзойденной точностью, совершая революцию в высокоэнергетической астрофизике.

В ходе исследования, охватившего три наблюдательные сессии в декабре 2024 года, а также в феврале и июне 2025 года, ученые отследили весь 203-дневный орбитальный период двойной системы. Анализ полученных спектров стал решающим: было установлено, что характеристики высокотемпературной плазмы, ответственной за рентгеновское излучение, меняют свою скорость в соответствии с орбитальным движением компактного объекта — белого карлика, а не массивной звезды Be.

Этот сдвиг, зафиксированный с высокой статистической достоверностью, стал первым прямым доказательством того, что источник сверхгорячей плазмы связан именно с компаньоном. Дополнительный ключ к разгадке дала умеренная ширина спектральных сигнатур (порядка 200 км/с). Такая характеристика исключает сценарий с немагнитным белым карликом, при котором аккреция вещества происходила бы во внутренних областях быстро вращающегося диска, создавая гораздо более широкие сигнатуры. Напротив, полученные данные указывают на то, что белый карлик обладает магнитным полем, которое усекает аккреционный диск и направляет потоки вещества к полюсам.

Таким образом, астрономам из Льежского университета удалось не только разгадать полувековую загадку природы γ Кассиопеи, но и впервые четко идентифицировать γ Cas и ее аналоги как двойные системы типа Be + белый карлик — популяцию объектов, существование которой давно предсказывалось теорией, но до сих пор не находило однозначного наблюдательного подтверждения.

Это открытие, помимо классификации нового семейства звезд, выявило и важное расхождение с теорией: вопреки предсказаниям моделей эволюции двойных систем, такие объекты преимущественно встречаются вокруг массивных Be-звезд, а не маломассивных. Данный факт требует пересмотра существующих представлений о переносе массы в двойных системах, что, в свою очередь, имеет критическое значение для понимания финальных стадий эволюции массивных двойных звезд и источников гравитационных волн.