ExoplaNeT accRetion mOnitoring sPectroscopic surveY (ENTROPY) - II. Time series of Balmer line profiles of Delorme 1(AB)b

Resumen Técnico: ENTROPY II. Series temporales de perfiles de las líneas de Balmer de Delorme 1(AB)b

Problema y Contexto
Los procesos de acreción en el régimen de masa planetaria permanecen insuficientemente restringidos, a pesar de su papel crítico en la formación y evolución de los planetas y los discos circunplanetarios (CPDs). Aunque se han detectado líneas de emisión indicativas de acreción activa en unas pocas decenas de objetos de masa planetaria (PMOs), los mecanismos que impulsan estos flujos de acreción —específicamente si surgen de embudos de acreción magnetosférica o de choques de acreción localizados— aún no se comprenden completamente. Además, las escalas temporales de variabilidad de estas líneas, que podrían informar las estrategias de detección para protoplanetas, están pobremente caracterizadas para los compañeros de masa planetaria. Estudios previos en objetos como PDS 70 b y c, y GQ Lup b, han mostrado variabilidad, pero el monitoreo de alta resolución y de múltiples épocas de perfiles de líneas resueltos en este régimen de masa es escaso.

Metodología
Este estudio presenta una campaña de monitoreo espectroscópico óptico de alta resolución (R ≈ 50,000) del compañero de ∼13 $M_{Jup}$ Delorme 1 (AB)b, realizada con el instrumento VLT/UVES durante 31 épocas entre octubre de 2022 y enero de 2023. Las observaciones cubren el rango de longitud de onda de 330–680 nm, sondeando la variabilidad desde horas hasta años.

La reducción y el análisis de los datos involucraron varios pasos técnicos clave:

1. Extracción y Eliminación de Contaminación: Debido a la proximidad de la estrella binaria anfitriona (separación ∼1.77″), se desarrolló un proceso de dos etapas para restar el halo de la estrella anfitriona. Esto implicó un ajuste multi-Gaussiano de la señal primaria dentro de las trazas espectrales en 2D, seguido de un paso de post-procesamiento para modelar y eliminar la contaminación estelar residual utilizando un espectro maestro y un factor de contaminación dependiente de la longitud de onda.
2. Descomposición de Líneas: En lugar de asumir perfiles gaussianos, se empleó un algoritmo personalizado basado en el método de optimización L-BFGS-B para descomponer las líneas de emisión de Balmer (H$\alpha$ hasta H10) en dos componentes estáticos (forma fija) con amplitudes variables. Este enfoque empírico se eligió para manejar las formas complejas de las líneas sin asumir perfiles físicos específicos a priori.
3. Modelado: Los componentes de las líneas descompuestos se compararon contra dos marcos teóricos:
   • Modelos de Acreción Magnetosférica: Utilizando los modelos de flujo de embudo de Thanathibodee et al. (2019).
   • Modelos de Choque: Utilizando los modelos de choque de acreción de Aoyama et al. (2018).
4. Análisis del Exceso UV: El exceso del continuo ultravioleta (por debajo de ∼3700 Å) se modeló mediante modelos de placa (slab models) de emisión de hidrógeno en equilibrio termodinámico local (LTE) para derivar luminosidades y tasas de acreción, que luego se compararon con las derivadas de los flujos de las líneas.

Resultos Clave

• Detección y Variabilidad: El estudio detectó líneas de Balmer desde H$\alpha$ hasta H10 y un exceso de continuo UV variable, confirmando la acreción continua. Todas las líneas y el exceso UV exhibieron variabilidad.
• Estructura de Dos Componentes: Las líneas de emisión se descompusieron exitosamente en dos componentes distintos:
  • Un componente de "alas" anchas caracterizado por rasgos de absorción profundos y alas de velocidad extendidas (hasta ±500 km/s).
  • Un componente de "núcleo" más estrecho con un perfil más simétrico y de tipo meseta (plateau).
• Orígenes Físicos:
  • El componente de las alas muestra una fuerte correlación con el exceso UV y es cualitativamente reproducido por modelos de acreción magnetosférica de flujo de embudo. Sus rasgos de perfil (asimetrías, alas anchas) son inconsistentes con modelos simples de choque.
  • El componente del núcleo se correlaciona menos fuertemente con el exceso UV. Aunque puede ser reproducido por modelos de choque de acreción 1D, su similitud de perfil con las enanas M activas sugiere que también podría originarse de la actividad cromosférica.
• Escalas Temporales de Variabilidad:
  • En escalas de tiempo de horas, las líneas muestran una baja variabilidad de flujo relativo (∼8–10%).
  • En escalas de tiempo de semanas a años, la variabilidad aumenta significativamente, alcanzando hasta un ∼100%.
  • El componente de las alas anchas exhibe la mayor variabilidad relativa y es responsable de los cambios en la forma del perfil de la línea, particularmente durante un brote de acreción observado en octubre de 2022. El componente del núcleo más estrecho impulsa la mayor parte de la variabilidad de flujo absoluta.
• Tasas de Acreción: El modelado del exceso UV arroja tasas de acreción de $\dot{M} \approx (1–3) \times 10^{-12} M_{\odot}/yr$ para la mayoría de las épocas, con un pico de $\sim 6.6 \times 10^{-12} M_{\odot}/yr$ durante el brote de octubre de 2022. Estas tasas son consistentes con el modelado del componente de las alas, pero significativamente menores que las tasas derivadas del modelado de choque del componente del núcleo.

Significancia y Conclusiones
El artículo concluye que las propiedades del componente de las alas anchas apoyan fuertemente un escenario de acreción magnetosférica para Delorme 1 (AB)b, proporcionando la primera evidencia de perfil de línea resuelto de este mecanismo en un compañero de masa planetaria. El origen del componente del núcleo más estrecho sigue siendo ambiguo, representando potencialmente una mezcla de choques de acreción y actividad cromosférica.

El estudio destaca que, aunque el objeto es viejo (30–45 Myr), retiene un reservorio de masa (probablemente un disco "Peter Pan") y continúa la acreción. El comportamiento de la variabilidad, caracterizado por una baja variabilidad a corto plazo pero cambios significativos a largo plazo, refleja el de las estrellas T Tauri. Los autores señalan que la variabilidad moderada en escalas de horas es probablemente insuficiente para explicar el bajo rendimiento de detección de los sondeos de imagen de H$\alpha$ para protoplanetas, lo que sugiere que la variabilidad a largo plazo u otros factores pueden ser más relevantes. Finalmente, el trabajo subraya la necesidad de un análisis multiepoca y multilongitud de onda para desentrañar las complejas geometrías y mecanismos de acreción que operan en los objetos de masa planetaria.