The Birth of Be Star Disks II. A High-Resolution Spectroscopic Campaign and TESS Observations of an Outburst of the Classical Be star λ Pavonis

Resumen Técnico: El Nacimiento de los Discos de Estrellas Be II. Una Campaña Espectroscópica de Alta Resolución y Observaciones de TESS de un Brote de la Estrella Clásica Be λ Pavonis

Problema y Contexto
Las estrellas Be clásicas son estrellas de tipo B que rotan rápidamente, caracterizadas por discos de decreción keplerianos circunestelares que producen emisión en las líneas de Balmer. Aunque el marco del Disco de Decreción Viscosa (VDD) describe con éxito la evolución del disco, los mecanismos específicos que desencadenan la formación del disco (brotes) y su disipación siguen siendo poco comprendidos. Una hipótesis principal involucra las pulsaciones no radiales (NRP) que transfieren momento angular a la superficie estelar para impulsar la eyección de masa. Un trabajo previo de J. Labadie-Bartz et al. (2025) (Artículo I) identificó 30 brotes de disco en 13 estrellas, incluyendo a λ Pavonis (HR 7074), una estrella B2IIIe en la asociación Scorpius-Centaurus. El Artículo I se centró en el comportamiento de Hα y la circularización, pero carecía de un análisis multilínea y de una conexión detallada entre las pulsaciones fotométricas y las variaciones en el perfil de línea (LPV) espectroscópicas durante una transición prístina de estado sin disco a presencia de disco. Este artículo aborda la necesidad de caracterizar la evolución temporal completa de un brote de disco —desde un estado sin disco a través del crecimiento, la circularización y el decaimiento— mientras se analiza simultáneamente el comportamiento pulsacional de la estrella para distinguir entre señales fotosféricas y circunestelares.

Metodología
El estudio utiliza un conjunto de datos contemporáneos que comprende 698 espectros de alta resolución y fotometría de TESS de 2023.

• Espectroscopía: Los datos se obtuvieron utilizando el espectrógrafo CHIRON (R ~ 80,000) en el telescopio CTIO 1.5-m y el espectrógrafo NRES (R ~ 53,000) en los telescopios de la Las Cumbres Observatory 1.0-m. La campaña cubrió el periodo de junio a septiembre de 2023, capturando la estrella en un estado sin disco, el inicio de un brote y el decaimiento subsecuente.
• Fotometría: Se analizaron cinco sectores de TESS: Sector 13 (2019), Sectores 66–67 (2023, capturando el inicio del brote) y Sectores 93–94 (2025).
• Técnicas de Análisis:
  • Ancho Equivalente (EW) y Relaciones V/R: Se midieron el EW dependiente del tiempo y las relaciones violeta/roja (V/R) para siete líneas ópticas: Hα, Hβ, He I λ4713, λ4921, λ5876, λ6678 y Si III λ5739.
  • Modelado: El crecimiento y el decaimiento del disco se modelaron mediante una función exponencial ajustada mediante muestreo de Monte Carlo por cadenas de Markov (MCMC) (emcee). Las variaciones de V/R se modelaron utilizando un seno modulado por un decaimiento exponencial.
  • Análisis de Frecuencia: Se realizó un análisis de Fourier (Period04) en las curvas de luz de TESS y en los perfiles de línea espectroscópicos para identificar periodicidades. Se utilizaron técnicas de pre-blanqueo para aislar las señales dominantes.
  • Caracterización de LPV: Se analizaron secuencias espectroscópicas de alta cadencia intra-noche (nueve noches densas) para caracterizar subestructuras de movimiento rápido en los perfiles de línea.

Resultos Clave

1. Evolución del Brote del Disco: La estrella transitó de un estado prístino sin disco a un disco completo en una escala de tiempo corta.

   • Construcción: La emisión en todas las líneas (H I y He I) comenzó de forma concurrente alrededor de HJD 2460152 (26 de julio de 2023). El disco se construyó en aproximadamente 4 días.
   • Circularización: El disco se circularizó (homogeneización azimutal) en unos 12 días, evidenciado por la estabilización de las relaciones V/R con un periodo de ~1.25 días.
   • Decaimiento: El decaimiento ocurrió de forma jerárquica. Las líneas de He I de mayor excitación (λ4713, λ4921) se disiparon primero (2.4–3.9 días), seguidas por las líneas de He I de menor excitación (3.4–5.7 días), y finalmente las líneas de H I, siendo Hα la que más tardó (~8.5 días) en regresar a los niveles del continuo. Esto respalda un modelo de disipación de "dentro hacia afuera", donde las regiones internas y más calientes se despejan más rápido que las regiones externas y más frías.

2. Señales Fotométricas y Pulsacionales:

   • Señal Dominante: La señal fotométrica más fuerte es una periodicidad de 0.163 ciclos d⁻¹ (6.13 días), presente en todos los sectores de TESS y estable durante una base de seis años.
   • Relación de Frecuencia: Esta señal de 0.163 d⁻¹ corresponde a la diferencia entre dos señales de mayor frecuencia detectadas en TESS: ν₂ = 1.644 d⁻¹ y ν₃ = 1.485 d⁻¹.
   • Correlación Espectroscópica: La frecuencia de diferencia de 0.163 d⁻¹ es claramente visible en las LPV espectroscópicas como una migración progradante (de azul a rojo) de las características de absorción. Sin embargo, las dos frecuencias "padre" (1.644 y 1.485 d⁻¹) no se detectan en las líneas espectrales antes, durante o después del brote, probablemente debido a la interferencia de las LPV rápidas y no fotométricas y al predominio de la señal de la frecuencia de diferencia.
   • LPV Rápidas: Las observaciones de alta cadencia revelaron subestructuras de movimiento rápido y altamente estructuradas en los perfiles de línea (escalas de tiempo de horas) que aparecen tanto como características progradantes como retrógradas. Estas características son visibles en las líneas fotosféricas (Si III) y en las líneas circunestelares, persistiendo a través de las fases de ausencia de disco, brote y decaimiento. No muestran una señal fotométrica correspondiente, lo que sugiere que son modos de pulsación de alto orden (por ejemplo, modos sectoriales con un |m| alto) sujetos a cancelación geométrica.

3. Distinción entre lo Circunestelar y lo Fotosférico:

   • La frecuencia de 0.82 d⁻¹ (oscilación V/R) está presente solo cuando el material del disco es visible.
   • Las frecuencias 1.644 d⁻¹ y 1.485 d⁻¹ están presentes en la fotometría de TESS incluso durante las fases sin disco, confirmando que son de origen fotosférico.
   • La señal de 0.163 d⁻¹ también está presente durante las fases sin disco, confirmando que es una pulsación estelar (probablemente una frecuencia de diferencia) en lugar de una señal orbital circunestelar.

Significancia y Reivindicaciones
Los autores afirman que este estudio proporciona una visión rara y de alta resolución de la formación de un disco de una estrella Be desde un estado completamente sin disco, permitiendo mediciones precisas de las escalas de tiempo de crecimiento y decaimiento a través de múltiples estados de ionización. El trabajo confirma que la señal de 0.163 d⁻¹ en λ Pav es una frecuencia de diferencia estable y de largo plazo que surge de la interacción de dos NRP de mayor frecuencia, en lugar de ser una señal orbital directa.

Un hallazgo significativo es el desacoplamiento de las frecuencias de pulsación "padre" de los datos espectroscópicos; aunque son visibles en la fotometría, están enmascaradas en la espectroscopía por las LPV rápidas y no fotométricas y la fuerte frecuencia de diferencia. Esto sugiere que las pulsaciones de alto orden y rápida pueden dominar la variabilidad espectroscópica, complicando la detección de los modos NRP subyacentes. El artículo concluye que λ Pav sirve como un excelente laboratorio para estudiar el acoplamiento de modos no lineales y los "relojes jerárquicos" que pueden regular la eyección de masa, señalando que la estabilidad y la alta amplitud de la señal de 0.163 d⁻¹ son inusuales en comparación con otras estrellas Be. El conjunto de datos proporciona un punto de referencia para los modelos teóricos de las condiciones iniciales de eyección de masa y la evolución viscosa de los discos Be.