Загадочные рентгеновские лучи гигантской звезды объяснены спустя 50 лет

Фото из открытых источников

На протяжении 50 лет астрономы с недоумением наблюдают за тем, как гигантская звезда излучает мощное, непредсказуемое рентгеновское излучение.

Теперь наконец-то есть достаточно подробные наблюдения, чтобы подтвердить давно существовавшее подозрение. Рентгеновское излучение от массивной голубой звезды гамма-Кассиопея (γ Cas) исходит вовсе не от самой звезды, а от крошечного, невидимого белого карлика, который забирает вещество у своего более крупного компаньона, нагревая его до экстремальных температур по мере падения. Результаты открытия опубликованы в журнале Astronomy & Astrophysics.

«На протяжении многих десятилетий многочисленные исследовательские группы прилагали огромные усилия для разгадки тайны гамма-излучения Cas, — говорит астрофизик Яэль Назе из Льежского университета в Бельгии. — И теперь, благодаря высокоточным наблюдениям телескопа XRISM, мы наконец-то это сделали».

Система γ Cas фактически состоит из множества звёзд, находящихся в сложном орбитальном танце, расположенных на расстоянии около 550 световых лет в средней части созвездия Кассиопеи, обозначенной буквой «W». Самая большая и яркая звезда в этой системе — это бело-голубая звезда типа Be, масса которой примерно в 15 раз превышает массу Солнца — первая звезда типа Be, идентифицированная ещё в 1866 году.

Таким образом, это эталон для своего спектрального класса, но в последние десятилетия появились некоторые загадочные явления. Из-за помех со стороны земной атмосферы мы не можем видеть рентгеновское излучение звезд, поэтому только после запуска обсерваторий на околоземную орбиту в 1970-х годах астрономы обнаружили странный высокоэнергетический рентгеновский сигнал от γ Cas.

Это излучение оказалось в 40 раз ярче, чем ожидалось для звезды такого класса, а дальнейший анализ показал, что оно исходит из плазмы, перегретой до температуры до 150 миллионов кельвинов.

В конечном итоге, механизм, лежащий в основе этого нагрева, свелся к двум конкурирующим теориям.

«Было предложено несколько сценариев для объяснения этого излучения, — говорит Назе. — Один из них предполагал локальное магнитное пересоединение между поверхностью Be-звезды и ее диском. Другие предполагали, что рентгеновское излучение связано с компаньоном, будь то звезда, лишенная внешних слоев, нейтронная звезда или аккрецирующий белый карлик».

Найти крошечного компаньона у большой звезды крайне сложно, и γ Cas представляет собой особую проблему. Она очень большая, очень горячая и очень яркая — не просто видимая невооруженным глазом, но и достаточно заметная, чтобы стать ключевой звездой в крупном созвездии.

Белые карлики, напротив, очень малы, размером примерно с Землю, и не видны невооруженным глазом. Белый карлик, находящийся на достаточно близкой орбите со звездой типа Be, чтобы излучать свет, который кажется исходящим от звезды типа Be, будет трудно различить.

Для решения этой задачи необходим рентгеновский телескоп, достаточно мощный, чтобы отслеживать высокоэнергетическое излучение с точностью до орбитального момента времени – и именно здесь вступает в игру совместная миссия JAXA-ESA-NASA по рентгеновской визуализации и спектроскопии (XRISM).

Исследователи использовали спутник для наблюдений за γ Cas в декабре 2024 года, а также в феврале и июне 2025 года. Полученные данные показали, что рентгеновское излучение следовало орбитальной траектории с периодом около 203 дней.

«Спектры показали, что характеристики высокотемпературной плазмы меняют скорость между тремя наблюдениями, следуя орбитальному движению белого карлика, а не звезды типа Be», — говорит Назе. «Этот сдвиг был измерен с высокой статистической достоверностью. Фактически, это первое прямое доказательство того, что сверхгорячая плазма, ответственная за рентгеновское излучение, связана с компактным компаньоном, а не с самой звездой типа Be».

Анализ рентгеновского излучения также показывает, что виновником является белый карлик с магнитным полем. По мере того, как две звезды вращаются друг вокруг друга, гравитация, создаваемая плотным белым карликом, поглощает вещество из раздутого Be-компаньона. Это вещество направляется вдоль линий магнитного поля белого карлика к его полюсам, где оно нагревается, падая на атмосферу белого карлика.

Это действительно захватывающе, потому что подтверждает давно предсказанный тип звёздной двойной системы — пару Be-белый карлик. На первый взгляд, такая система выглядит как странная пара. Ожидается, что звезда массой около 15 масс Солнца проживёт всего около 10 миллионов лет (для сравнения, возраст Солнца составляет около 4,6 миллиарда лет), что говорит о том, что более крупная звезда довольно молода.

Вероятно, его компаньон имеет гораздо более древние корни. Белый карлик — это сверхплотное, мертвое ядро-остаток звезды, масса которой достигала примерно восьми масс Солнца, прежде чем она выбросила большую часть своего вещества; продолжительность жизни таких звезд составляет несколько миллиардов лет.

Однако учёные давно считают, что пары Be-белых карликов могут быть частью эволюции системы, которая когда-то была более сбалансированной.

Согласно моделям, если двойная система состоит из двух довольно крупных звезд, одна из которых немного больше, то более крупная звезда может быстрее завершить свой жизненный цикл, раздувшись до такой степени, что меньшая звезда-компаньон сможет гравитационно поглотить часть ее массы.

В конечном итоге, меньшая звезда вырастет и превратится в звезду типа Be, а то, что останется от большей звезды, коллапсирует в белый карлик массой до 1,4 массы Солнца.

Признаки существования двойных систем такого типа наблюдались и раньше, но – что, возможно, вполне закономерно, учитывая ее статус образцовой Be-звезды – γ Cas подтверждает это, предоставляя ученым новый инструмент для интерпретации других подобных сигналов вокруг других Be-звезд.

«Мы считаем, что ключ к пониманию заключается в том, как именно происходит взаимодействие между двумя звездами», — говорит Назе. «Теперь, когда мы знаем истинную природу гамма-Cas, мы можем создавать модели специально для этого класса звездных систем и соответствующим образом обновлять наше понимание эволюции двойных систем».