I et halvt århundre har astronomer fulgt en enorm stjerne som tilsynelatende blinker med kraftige og uforutsigbare røntgenutbrudd. Fenomenet har vært så spesielt at det lenge har stått som et av de mest omtalte mysteriene knyttet til denne typen stjerner.
Nå peker nye, presise målinger på en løsning: Røntgenstrålingen kommer ikke fra selve stjernen gamma Cassiopeia, men fra en mye mindre og usynlig ledsager. Ifølge forskerne dreier det seg om en hvit dverg som stjeler materiale fra den større stjernen. Når gassen faller inn mot den kompakte dvergen, varmes den opp til ekstreme temperaturer og sender ut røntgenstråling.
– Det har vært en intens innsats for å løse mysteriet rundt gamma Cassiopeia i mange forskningsmiljøer i flere tiår. Og nå, takket være svært presise målinger fra XRISM, har vi endelig klart det, sier astrofysiker Yaël Nazé ved Universitetet i Liège i Belgia.
Gamma Cassiopeia ligger rundt 550 lysår unna, i stjernebildet Kassiopeia, og er synlig med det blotte øye. Systemet består av flere stjerner som går i bane rundt hverandre, men den mest dominerende er en svært lyssterk blåhvit stjerne av Be-typen, omtrent 15 ganger så massiv som Solen. Denne stjernen var også den første Be-stjernen som ble identifisert, allerede på 1800-tallet.
Det var likevel først på 1970-tallet, da røntgenobservatorier ble sendt opp i rommet, at forskere oppdaget et uventet signal. Røntgenstrålingen fra gamma Cassiopeia var langt kraftigere enn det som er normalt for stjerner i denne klassen, og analyser tydet på at den kom fra plasma oppvarmet til temperaturer på opptil 150 millioner kelvin.
Spørsmålet ble derfor hva som kunne varme opp materiale til slike nivåer. Over tid pekte to hovedforklaringer seg ut. Den ene handlet om magnetiske prosesser nær overflaten og skiven rundt Be-stjernen. Den andre var at røntgenstrålingen måtte være koblet til en kompakt ledsager, som en stjerne som har mistet sine ytre lag, en nøytronstjerne eller en hvit dverg som samler til seg gass.
Å oppdage en liten ledsager ved siden av en stor og svært lyssterk stjerne er imidlertid krevende. En hvit dverg kan være på størrelse med Jorden og er vanligvis ikke synlig uten avanserte målinger. For å skille mellom teoriene måtte forskerne kunne knytte røntgensignalet til en regelmessig bevegelse i systemet.
Det var her XRISM kom inn. Teleskopet er et samarbeid mellom JAXA, ESA og NASA, og er utviklet for å måle røntgenstråling med høy presisjon. Forskerne observerte gamma Cassiopeia i desember 2024, samt i februar og juni 2025. Dataene viste at røntgensignaturen fulgte et tydelig banemønster med en periode på omtrent 203 dager.
– Spektrene viste at signaturene fra det høytempererte plasmaet endrer hastighet mellom de tre observasjonene, og følger bane-bevegelsen til den hvite dvergen snarere enn Be-stjernen, sier Nazé.
– Denne forskyvningen ble målt med høy statistisk pålitelighet. Det er faktisk det første direkte beviset på at det ekstremt varme plasmaet som skaper røntgenstrålingen er knyttet til den kompakte ledsageren, og ikke til Be-stjernen selv.
Analysene tyder også på at den hvite dvergen har et magnetfelt. Når de to objektene går i bane rundt hverandre, trekker den tette dvergen til seg materiale fra den mer utstrakte Be-stjernen. Gassen ledes langs magnetfeltlinjer mot polområdene på den hvite dvergen, der den varmes opp idet den treffer atmosfæren. Resultatet er de karakteristiske, energirike røntgenutslippene.
Funnene er viktige fordi de gir solid støtte til en type stjernepar forskere lenge har forventet å finne: et Be-stjerne–hvit dverg-system. Ved første øyekast kan en slik kombinasjon virke selvmotsigende. En stjerne med rundt 15 solmasser lever typisk bare i omtrent 10 millioner år, mens en hvit dverg er restkjernen etter en stjerne som kan ha brukt milliarder av år på å utvikle seg før den endte livet.
Forklaringen kan ligge i systemets fortid. Modeller beskriver hvordan to relativt massive stjerner i et binært system kan utvikle seg slik at den opprinnelig mest massive stjernen eldes raskest, blåser seg opp og overfører masse til ledsageren. Over tid kan den som mottar masse bli en Be-stjerne, mens den andre kollapser og ender som en hvit dverg med en masse på opptil omtrent 1,4 ganger Solens.
Liknende indikasjoner har vært observert tidligere, men gamma Cassiopeia gir nå et tydeligere holdepunkt for hvordan slike systemer faktisk ser ut i praksis. Det kan gjøre det enklere å tolke røntgensignaler fra andre Be-stjerner og bygge bedre modeller for utviklingen av stjernepar.
– Vi tror nøkkelen ligger i å forstå hvordan samspillet mellom de to stjernene faktisk foregår. Nå som vi kjenner den sanne naturen til gamma Cassiopeia, kan vi lage modeller spesielt for denne klassen av stjernesystemer og oppdatere forståelsen vår av utviklingen til binære systemer, sier Nazé.
Studien er publisert i Astronomy & Astrophysics.
