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

Durante meio século, os astrónomos observaram com perplexidade uma estrela gigante a “piscar” em raios X intensos e imprevisíveis.

As medições mais recentes vieram, por fim, confirmar a suspeita que há muito circulava: a origem destes raios X associados à enorme estrela azul gamma Cassiopeia (γ Cas) não está na própria estrela, mas sim numa anã branca invisível que lhe rouba matéria. Ao ser capturado, esse material aquece a temperaturas extremas e passa a emitir radiação de alta energia.

“Houve um esforço enorme para desvendar o mistério de γ Cas, envolvendo muitos grupos ao longo de décadas”, afirma a astrofísica Yaël Nazé, da Universidade de Liège, na Bélgica. “E agora, graças às observações de alta precisão do XRISM, conseguimos finalmente fechá-lo.”

γ Cas: um sistema múltiplo e a “estrela-modelo” do tipo Be

O sistema γ Cas não é composto por um único astro: trata-se de um conjunto de estrelas presas numa dança orbital complexa, a cerca de 550 anos-luz de distância, na zona do “W” da constelação de Cassiopeia. A estrela dominante - a maior e mais luminosa do conjunto - é uma estrela Be (azul-esbranquiçada) com aproximadamente 15 massas solares. Foi, aliás, a primeira estrela Be identificada, em 1866, tornando-se uma referência para esta classe espectral.

Apesar desse estatuto de “padrão”, nas últimas décadas tornou-se evidente que havia algo fora do comum. Como a atmosfera terrestre impede a observação direta de raios X vindos das estrelas, só com os observatórios colocados em órbita, a partir dos anos 1970, é que os astrónomos detetaram em γ Cas uma assinatura de raios X inesperadamente energética.

O sinal era cerca de 40 vezes mais brilhante do que o previsto para uma estrela da sua classe. Análises posteriores indicaram ainda que a radiação provinha de plasma aquecido até cerca de 150 milhões de kelvin.

Duas explicações em disputa: magnetismo local ou um companheiro compacto

A questão central passou a ser: o que aquece tanto este plasma? Durante anos, duas famílias de explicações competiram.

“Foram avançados vários cenários para justificar esta emissão”, explica Nazé. “Um deles apontava para reconexão magnética local entre a superfície da estrela Be e o seu disco. Outros ligavam os raios X a um companheiro - fosse uma estrela despojada das camadas externas, uma estrela de neutrões ou uma anã branca em acreção.”

Detetar um companheiro pequeno ao lado de uma estrela enorme já é, por si só, difícil - e γ Cas torna o problema ainda mais duro: é grande, muito quente e extremamente brilhante, visível a olho nu e suficientemente destacada para ser uma das estrelas marcantes de uma constelação conhecida.

Já uma anã branca é o oposto em escala e visibilidade: tem dimensões comparáveis às da Terra e não é observável a olho nu. Se estiver numa órbita suficientemente próxima de uma estrela Be para gerar um brilho de raios X que parece “misturar-se” com a emissão do sistema, torna-se particularmente complicada de isolar por métodos tradicionais.

Um detalhe relevante nestes sistemas é que as estrelas Be costumam apresentar um disco circumstelar de gás (frequentemente descrito como um disco de “decreção”), formado por material expelido pela própria estrela. Esse reservatório de matéria torna-se um alvo natural para a gravidade de um companheiro compacto - criando o cenário ideal para transferência de massa e aquecimento extremo.

XRISM e os raios X de γ Cassiopeia: a pista orbital decisiva

Para resolver o caso, era necessário um telescópio de raios X capaz não só de medir o brilho, mas também de seguir a emissão em função do tempo orbital. É aqui que entra a missão conjunta JAXA–ESA–NASA chamada XRISM (Missão de Imagem e Espectroscopia de Raios X).

A equipa observou γ Cas em dezembro de 2024 e voltou a fazê-lo em fevereiro e junho de 2025. Ao comparar os dados, verificou-se que a assinatura em raios X acompanhava um padrão orbital com um período de cerca de 203 dias.

“Os espectros mostraram que as assinaturas do plasma de alta temperatura mudam de velocidade entre as três observações, seguindo o movimento orbital da anã branca e não o da estrela Be”, refere Nazé.

Segundo os investigadores, esta variação foi medida com elevada robustez estatística e constitui a primeira prova direta de que o plasma ultraquente responsável pelos raios X está ligado ao companheiro compacto, e não à estrela Be.

Uma anã branca magnética a “sifonar” matéria e a aquecê-la nos polos

A análise da luz em raios X aponta ainda para um detalhe importante: o objeto responsável é uma anã branca com campo magnético. À medida que as duas estrelas orbitam, a gravidade intensa da anã branca puxa material da estrela Be (e/ou do seu disco). Em vez de cair de forma aleatória, parte dessa matéria é canalizada pelas linhas do campo magnético em direção aos polos da anã branca, onde se aquece violentamente ao embater na atmosfera do objeto compacto - produzindo a emissão observada.

Este tipo de diagnóstico, baseado em medições espectroscópicas finas e no rastreio do movimento orbital, exemplifica por que razão missões como o XRISM são tão valiosas: não se limitam a “ver” raios X, mas permitem associar a emissão a um corpo específico dentro de um sistema múltiplo.

Porque esta confirmação é importante: o par estrela Be–anã branca previsto há décadas

O resultado entusiasma a comunidade porque valida um tipo de binário há muito previsto: o par estrela Be–anã branca. À primeira vista, 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 cerca de 4,6 mil milhões de anos), o que sugere uma estrela grande ainda “jovem”.

Já a anã branca é o remanescente morto e ultradenso do núcleo de uma estrela que, antes de expelir grande parte do seu material, teria até cerca de oito massas solares - estrelas desse tipo podem viver vários mil milhões de anos.

Ainda assim, os cientistas há muito defendem que estes pares podem surgir de um passado diferente, em que o sistema binário começou mais equilibrado.

De acordo com os modelos, se duas estrelas relativamente massivas nascerem juntas e uma for apenas um pouco mais massiva, essa estrela “ligeiramente maior” chega primeiro ao fim da sua vida, expande-se e pode transferir matéria para a companheira. Com o tempo, a estrela que inicialmente era a menor ganha massa e pode transformar-se numa estrela Be, enquanto o núcleo remanescente da estrela original colapsa para uma anã branca com até cerca de 1,4 massas solares.

Indícios deste tipo de binário já tinham surgido noutros contextos, mas - de forma apropriada para a estrela Be mais emblemática - γ Cas fornece agora uma confirmação convincente e oferece uma nova base para interpretar sinais semelhantes em torno de outras estrelas Be.

“Acreditamos que o essencial é perceber com exatidão como ocorrem as interações entre as duas estrelas”, conclui Nazé. “Agora que conhecemos a verdadeira natureza de gamma Cas, podemos criar modelos específicos para esta classe de sistemas e atualizar a nossa compreensão da evolução de binários.”

A descoberta foi publicada na revista Astronomia e Astrofísica.