Hình ảnh minh họa ngôi sao khổng lồ Gamma-Cas và ngôi sao lùn trắng nhỏ nhưng đặc của nó. Nguồn: ESA / Y. Nazé

Tia X Gamma Cas cuối cùng đã được giải thích.

Ngôi sao γ Cas, có thể nhìn thấy bằng mắt thường trong chòm sao Cassiopeia, đã làm các nhà thiên văn học bối rối trong nhiều thập kỷ. Nó phát ra tia X mạnh hơn và nóng hơn nhiều so với những gì các nhà khoa học dự đoán từ một ngôi sao khối lượng lớn điển hình. Các quan sát mới sử dụng thiết bị Resolve trên kính viễn vọng không gian XRISM của Nhật Bản hiện đã liên kết những bức xạ này với một sao lùn trắng quay quanh ngôi sao. Phát hiện này cũng xác nhận một loại hệ nhị phân đã được dự đoán từ lâu nhưng chưa bao giờ được xác định rõ ràng. Những phát hiện này, do các nhà nghiên cứu tại Đại học Liège dẫn đầu, đã được công bố trên tạp chí Astronomy & Astrophysics .

Điều gì khiến Gamma Cassiopeiae trở nên đặc biệt?

γ Cassiopeiae là ngôi sao đầu tiên được phân loại là sao loại Be, được nhà thiên văn học người Ý Angelo Secchi xác định vào năm 1866. Những ngôi sao khối lượng lớn này quay nhanh và thường xuyên phóng vật chất vào không gian. Vật chất đó tạo thành một đĩa bao quanh ngôi sao, có thể được phát hiện thông qua các đặc điểm cụ thể trong quang phổ của nó.

Năm 1976, các nhà khoa học nhận ra rằng sao γ Cas phát ra tia X mạnh hơn khoảng bốn mươi lần so với các ngôi sao tương tự. Plasma tạo ra hiện tượng này đạt nhiệt độ trên 100 triệu độ và thay đổi nhanh chóng. Trong hai thập kỷ tiếp theo, các đài quan sát không gian đã tìm thấy khoảng hai mươi ngôi sao có hành vi tương tự, hiện được gọi là "các sao tương tự γ Cas". Các nhà thiên văn học tại Đại học Liège đã đóng vai trò quan trọng trong việc xác định hơn một nửa số vật thể này.

Các giả thuyết cạnh tranh về sự phát xạ tia X

"Một số kịch bản đã được đề xuất để giải thích hiện tượng phát xạ này," Yaël Nazé, một nhà thiên văn học tại ULiège, giải thích. "Một trong số đó liên quan đến sự tái kết nối từ tính cục bộ giữa bề mặt của ngôi sao Be và đĩa bồi tụ của nó. Những kịch bản khác cho rằng tia X có liên quan đến một vật thể đồng hành, có thể là một ngôi sao bị mất lớp vỏ ngoài, một sao neutron, hoặc một sao lùn trắng đang bồi tụ."

Các nhà nghiên cứu đã loại trừ khả năng các ngôi sao bị tước vật chất và sao neutron vì các quan sát không phù hợp với dự đoán lý thuyết. Điều đó chỉ còn lại hai khả năng: hoạt động từ tính gần ngôi sao hoặc một sao lùn trắng gần đó đang hút vật chất. Cho đến gần đây, vẫn chưa có cách nào rõ ràng để phân biệt giữa chúng.

Dữ liệu XRISM theo dõi nguồn gốc của tia X

Để giải mã bí ẩn này, nhóm nghiên cứu đã thực hiện một loạt các quan sát bằng Resolve, một vi nhiệt lượng kế độ chính xác cao trên tàu XRISM, thiết bị đang làm thay đổi ngành vật lý thiên văn năng lượng cao. Dữ liệu được thu thập vào tháng 12 năm 2024, tháng 2 năm 2025 và tháng 6 năm 2025, bao phủ toàn bộ chu kỳ quỹ đạo 203 ngày của hệ thống.

"Các phổ cho thấy dấu hiệu của plasma nhiệt độ cao thay đổi vận tốc giữa ba lần quan sát, theo chuyển động quỹ đạo của sao lùn trắng chứ không phải của sao Be," nhà nghiên cứu tiếp tục. "Sự dịch chuyển này được đo với độ tin cậy thống kê cao. Trên thực tế, đây là bằng chứng trực tiếp đầu tiên cho thấy plasma siêu nóng tạo ra tia X có liên quan đến vật thể đồng hành nhỏ gọn, chứ không phải chính sao Be."

Bằng chứng về sao lùn trắng từ tính

Các phép đo cũng cung cấp cái nhìn sâu sắc về bản chất của sao lùn trắng. Các đặc điểm quang phổ có độ rộng vừa phải (khoảng 200 km/s), điều này loại trừ khả năng sao lùn trắng không từ tính. Trong trường hợp đó, vật chất sẽ rơi vào bên trong qua các vùng quay nhanh của đĩa, tạo ra các tín hiệu rộng hơn nhiều. Thay vào đó, kết quả cho thấy đây là một sao lùn trắng từ tính, trong đó đĩa bị cắt cụt và từ trường hướng vật chất đi vào về phía các cực của nó.

Một lớp sao đôi mới được xác nhận

Những phát hiện này cho thấy γ Cas và các ngôi sao tương tự thuộc về một lớp hệ nhị phân Be + sao lùn trắng đã được dự đoán từ lâu nhưng chưa bao giờ được quan sát rõ ràng. Các nhà nghiên cứu tại ULiège cũng đã xác định được hai đặc điểm chính của nhóm này. Nó chủ yếu bao gồm các ngôi sao Be có khối lượng lớn và chiếm khoảng 10% trong số đó. Tuy nhiên, các mô hình lý thuyết đã dự đoán một quần thể lớn hơn và gợi ý mối liên hệ mạnh mẽ hơn với các ngôi sao Be có khối lượng nhỏ hơn.

"Sự khác biệt này cho thấy cần phải xem xét lại các mô hình tiến hóa hệ nhị phân, đặc biệt là về hiệu quả truyền khối lượng giữa các thành phần - một kết luận phù hợp với kết luận của một số nghiên cứu độc lập gần đây. Do đó, việc giải quyết bí ẩn này sẽ mở ra những hướng nghiên cứu mới trong những năm tới. Hiểu được sự tiến hóa của các hệ nhị phân là rất quan trọng để hiểu, ví dụ, sóng hấp dẫn, vì chính các hệ nhị phân có khối lượng lớn mới phát ra chúng vào cuối đời", Yaël Nazé kết luận.