En les entrades anteriors (binàries I i binàries II) vam parlar de casos en què les dues estrelles de la binària tenen baixa massa. Movem una miqueta la cosa cap a masses més altes. Si les dues estrelles tenen una massa superior a unes 8 masses solars, la més massiva arribarà a esclatar com una supernova abans que l'altra. El romanent de l'explosió pot ser una estrella de neutrons o un forat negre. Si és el primer cas, i la companya també és massiva, podem trobar una situació peculiar. D'aquestes, en coneixem ben poques, cinc, si no recorde malament, a la nostra galàxia. Parlem d'una d'elles.
La constel·lació de Cassiopea forma una mena de W als cels d'estiu i tardor. Si gaudim d'un bon cel veurem que està situada sobre el fons blanquinós de la Via Làctia. Això significa que en la direcció d'aquesta constel·lació estem mirant cap al disc de la nostra Galàxia. Com a conseqüència evident, en la regió del cel que ocupa Cassiopea trobarem tot d'objectes típics que hi ha a les galàxies: cúmuls d'estrelles joves i blaves, núvols de gas, i molts estels amb diferents característiques (color, massa, edat...).
Un dels objectes que s'hi troben és una estrella massiva, molt brillant, que presenta una forta variabilitat en l'òptic. L'astronomia de raigs gamma ha identificat aquest objecte com un dels cinc objectes estel·lars de la galàxia amb forta emissió gamma, també variable. El seu nom és LS I +61 303, on LS respon a les inicials Luminous Stars del catàleg d'estrelles brillants.
En realitat, l'estrella que veiem en l'òptic no està sola. Es tracta d'una estrella binària on un membre de la parella és l'estrella d'alta massa i l'altra és un objecte compacte (l'estrella de neutrons, un púlsar en aquest cas, que hem nomenat al primer paràgraf). Aquesta conclusió s'extreu de les propietats de la llum observada de l'estrella, diguem-ne, 'normal', visible en l'òptic i de les variacions periòdiques d'aquesta llum. Així, sabem que el període orbital és de 26.4 dies, aproximadament (sent l'objecte compacte el que té una massa menor). A més, s'estima que la distància que separa els dos objectes és del ordre de la que n'hi ha entre Mercuri i el Sol.
Tot i que en els darrers anys s'han considerat i debatut diferents hipòtesis per explicar la radiació gamma d'aquest objecte, sembla que les darreres observacions n'afavoreixen una amb major probabilitat: Les estrelles amb masses altes (més de 10 masses solars) solen tindre vents1 molt potents, molt més que el del nostre Sol. A causa de l'alta velocitat de rotació a l'equador de l'estrella, el vent genera un disc de gas que l'envolta (imatge superior). El disc generat per aquestes estrelles pot ser tan gran que l'objecte compacte el travesse en algun punt de la seua òrbita. A més, el disc pot ser brillant i ser responsable d'una fracció no menyspreable de la llum que rebem de l'estrella. D'aquesta manera, cada vegada que l'objecte compacte travessa el disc, el que ocorre dues vegades al llarg de l'òrbita, el destrueix, provocant una caiguda de la brillantor en l'òptic.
La radiació d'alta energia, radiació gamma, deu ser provocada, segons aquest model, per la interacció entre el vent i el disc de l'estrella massiva amb el vent de la de neutrons. Al contrari que el vent de l'estrella massiva, lent i dens en termes relatius, el de la darrera és molt diluït i té velocitats properes a la de la llum. L'emissió gamma és també variable, segurament degut als canvis en aquesta interacció provocats per les irregularitats del vent de l'estrella. A més, la interacció amb el seu disc ha de ser molt més intensa que no la que ocorre amb el vent menys dens en altres punts de l'òrbita. Els detalls d'aquesta interacció són objecte d'estudi en l'actualitat per diferents grups arreu del món. Entre d'altres, el nostre grup a València, dintre d'una col·laboració amb col·legues de la Universitat de Barcelona.
