O enigma dos raios X de γ Cassiopeia (γ Cas) finalmente resolvido

Há 50 anos que os astrónomos observam, intrigados, uma estrela gigante a cintilar com emissões de raios X intensas e irregulares.

Agora, temos finalmente observações com detalhe suficiente para confirmar uma suspeita antiga. As emissões de raios X da massiva estrela azul gamma Cassiopeia (γ Cas) não vêm, afinal, da própria estrela, mas sim de uma minúscula anã branca invisível que retira matéria da sua companheira maior, aquecendo-a a temperaturas extremas à medida que essa matéria cai.

"Tem havido um esforço muito intenso para resolver o mistério de γ Cas em muitos grupos de investigação ao longo de muitas décadas", afirma a astrofísica Yaël Nazé, da Universidade de Liège, na Bélgica. "E agora, graças às observações de alta precisão do XRISM, conseguimos finalmente fazê-lo."

O sistema γ Cas é, na verdade, composto por várias estrelas presas numa complexa dança orbital, a cerca de 550 anos-luz de distância, no pico central do "W" da constelação de Cassiopeia. A estrela maior e mais brilhante deste sistema é uma estrela Be azul-branca com cerca de 15 vezes a massa do Sol - aliás, foi a primeira estrela Be a ser identificada, em 1866.

Por isso, tornou-se o exemplo clássico da sua classe espectral, mas nas últimas décadas surgiram alguns comportamentos difíceis de explicar. A interferência da atmosfera terrestre impede-nos de ver os raios X das estrelas, por isso só quando lançámos observatórios para a órbita da Terra, na década de 1970, é que os astrónomos detetaram uma assinatura estranha de raios X de alta energia vinda de γ Cas.

Essa emissão era 40 vezes mais brilhante do que seria esperado para uma estrela da sua classe, e análises posteriores indicaram que estava a ser produzida por plasma sobreaquecido até temperaturas de 150 milhões de kelvins.

O mecanismo responsável por esse aquecimento acabou por se resumir a duas teorias rivais.

"Tinham sido propostos vários cenários para explicar esta emissão", diz Nazé. "Um deles envolvia reconexão magnética local entre a superfície da estrela Be e o seu disco. Outros sugeriam que os raios X estariam ligados a uma companheira, fosse uma estrela despojada das suas camadas exteriores, uma estrela de neutrões ou uma anã branca em acreção."

Ora, encontrar uma companheira minúscula junto de uma estrela grande é extremamente difícil, e γ Cas é um caso particularmente complicado. É muito grande, muito quente e muito brilhante - não só visível a olho nu, como suficientemente destacada para ser uma estrela-chave de uma constelação importante.

As anãs brancas, em contraste, são minúsculas, com dimensões que podem aproximar-se das da Terra, e não são visíveis a olho nu. Uma anã branca numa órbita suficientemente próxima de uma estrela Be para produzir luz que parece vir desta última não seria, portanto, fácil de distinguir.

A tarefa exige um telescópio de raios X com potência suficiente para relacionar a emissão de alta energia com um ritmo orbital - e é aqui que entra em cena a missão conjunta JAXA-ESA-NASA X-Ray Imaging and Spectroscopy Mission (XRISM).

Os investigadores usaram o satélite para observar γ Cas em dezembro de 2024, e depois em fevereiro e junho de 2025. Os dados revelaram que a assinatura de raios X seguia um padrão orbital, com um período de cerca de 203 dias.

"Os espectros revelaram que as assinaturas do plasma de alta temperatura mudam de velocidade entre as três observações, acompanhando o movimento orbital da anã branca e não o da estrela Be", explica Nazé.

"Esta variação foi medida com elevada fiabilidade estatística. É, de facto, a primeira evidência direta de que o plasma ultraquente responsável pelos raios X está associado à companheira compacta, e não à própria estrela Be."

Uma análise da luz em raios X mostra também que a responsável é uma anã branca com campo magnético. À medida que as duas estrelas orbitam uma à volta da outra, a gravidade gerada pela densa anã branca arranca matéria à companheira Be, mais difusa. Essa matéria é canalizada ao longo das linhas de campo magnético da anã branca até aos seus polos, onde aquece ao cair sobre a atmosfera da anã branca.

Isto é particularmente entusiasmante, porque confirma um tipo de sistema binário estelar há muito previsto - o par Be-anã branca. À primeira vista, um sistema destes parece uma combinação improvável. Uma estrela com cerca de 15 massas solares deverá viver apenas cerca de 10 milhões de anos (para comparação, o Sol tem aproximadamente 4,6 mil milhões de anos), o que sugeriria que a estrela maior é bastante jovem.

A sua companheira, porém, deverá ter origens muito mais antigas. Uma anã branca é o núcleo remanescente ultradenso e morto de uma estrela que teve até cerca de oito massas solares antes de expelir a maior parte do seu material; estrelas desse tipo vivem durante vários milhares de milhões de anos.

Ainda assim, os cientistas há muito que suspeitavam que os pares Be-anã branca poderiam fazer parte da evolução de um sistema que em tempos foi mais equilibrado.

De acordo com os modelos, se um sistema binário fosse composto por duas estrelas relativamente grandes, com uma delas ligeiramente mais massiva, a maior poderia chegar primeiro ao fim da sua vida, expandindo-se ao ponto de a companheira menor conseguir sugar gravitacionalmente parte da sua massa.

Com o tempo, a estrela inicialmente menor cresceria até se tornar uma estrela Be, enquanto o que restasse da maior colapsaria numa anã branca com até 1,4 vezes a massa do Sol.

Já tinham sido observados indícios deste tipo de binário, mas - talvez de forma apropriada, dado o seu estatuto como estrela Be de referência - γ Cas vem agora confirmá-lo, oferecendo aos cientistas uma nova ferramenta para interpretar sinais semelhantes em torno de outras estrelas Be.

"Pensamos que a chave está em compreender exatamente como acontecem as interações entre as duas estrelas", diz Nazé. "Agora que conhecemos a verdadeira natureza de gamma-Cas, podemos criar modelos especificamente para esta classe de sistemas estelares e atualizar em conformidade a nossa compreensão da evolução binária."

A descoberta foi publicada na revista Astronomy & Astrophysics.