Gaia21bja: pre-main sequence star with quasi-periodic bursts

Resumen Técnico: Gaia21bja – Una Estrella Presecuencia Principal con Erupciones Cuasiperiódicas

Problema y Contexto
Los Objetos Estelares Jóvenes (YSO) exhiben variabilidad impulsada por procesos físicos como la acreción y la extinción circunestelar. Mientras que la variabilidad típica ocurre en escalas de tiempo de horas a días, los eventos de acreción episódica conocidos como erupciones y estallidos producen amplitudes mayores (1–6 mag) a lo largo de meses a años. Estos eventos clasifican tradicionalmente a los YSO eruptivos en tipos EX Lupi (EXors) y FU Orionis (FUors), distinguidos por su duración, tasas de acreción de masa y características espectrales (líneas de emisión frente a absorción). A pesar del descubrimiento de numerosos YSO eruptivos mediante sondeos transitorios como Gaia, la clasificación específica y los mecanismos físicos detrás de los objetos que muestran brillantes cuasiperiódicos con amplitudes intermedias siguen siendo objeto de investigación. Este trabajo aborda la caracterización de Gaia21bja, un YSO alertado por Gaia que mostró un aumento de brillo de ~1.5 mag en 2021, para determinar su naturaleza como variable eruptiva.

Metodología
Los autores realizaron un análisis multibanda de Gaia21bja (ubicado en la región de formación estelar de Escorpio Superior a ~146.5 pc) utilizando una combinación de datos observacionales de archivo y nuevos:

• Fotometría: Se construyeron curvas de luz a largo plazo utilizando datos de la banda G de Gaia, ATLAS (bandas o y c), el Sondeo de Transitorios en Tiempo Real Catalina (CRTS) y NEOWISE (W1 y W2), abarcando aproximadamente 20 años. La fotometría en el infrarrojo cercano (JHKs) se obtuvo mediante el instrumento IRTF/SpeX durante ambos estados, tenue y brillante.
• Espectroscopía: Se adquirieron espectros óptico-infrarrojos de resolución media utilizando IRTF/SpeX (0.7–2.55 µm y 1.98–5.3 µm) y VLT/X-shooter (300–2500 nm) durante el estallido de 2023 y los estados subsiguientes de calma.
• Técnicas de Análisis:
  • Periodicidad: Se aplicó un periodograma de Lomb-Scargle a los datos de CRTS y Gaia G para probar el comportamiento cuasiperiódico.
  • Parámetros Estelares: La temperatura efectiva ($T_{\text{eff}}$) se derivó ajustando plantillas fotosféricas BT-Settl a los espectros IRTF en estado de calma. La luminosidad estelar ($L_\star$), la masa ($M_\star$) y el radio ($R_\star$) se calcularon utilizando correcciones bolométricas y trayectorias evolutivas (Siess et al. 2000).
  • Parámetros de Acreción: Las tasas de acreción de masa ($\dot{M}_{\text{acc}}$) y las luminosidades de acreción ($L_{\text{acc}}$) se estimaron mediante dos métodos: (1) convirtiendo los flujos de líneas de emisión (series de Balmer, Brackett, Paschen, etc.) a luminosidades usando relaciones empíricas (Alcalá et al. 2017), y (2) ajustando las Distribuciones de Energía Espectral (SED) con la rejilla de modelos de Robitaille et al. (2006) para derivar las luminosidades bolométricas.
  • Extinción: La extinción visual ($A_V$) se restringió utilizando diagramas de color-color y ajuste de SED, concluyendo que es despreciable ($A_V \approx 0$).

Resultados Clave

• Curva de Luz y Periodicidad: La curva de luz de 20 años revela al menos siete eventos de aumento de brillo con amplitudes de hasta ~1.7 mag en la banda G de Gaia y duraciones de 1.5–2 años. El análisis de Lomb-Scargle identifica un período más significativo de 916 ± 77 días, sugiriendo un comportamiento cuasiperiódico.
• Propiedades Estelares: La estrella se caracteriza como un objeto presecuencia principal de baja masa con:
  • Temperatura Efectiva: $T_{\text{eff}} = 3000 \pm 50$ K.
  • Luminosidad: $L_\star = (4.5 \pm 0.3) \times 10^{-2} L_\odot$.
  • Masa: $M_\star = 0.16 \pm 0.03 M_\odot$.
  • Radio: $R_\star = 0.78 \pm 0.04 R_\odot$.
• Características Espectrales: Los espectros tomados durante el estallido están dominados por líneas de emisión (H I, Ca II, O I, He I, Na I), asemejándose estrechamente a estrellas eruptivas de tipo EXor y a Estrellas T Tauri Clásicas (CTTS). La banda de cabeza de CO aparece en absorción tanto en estado de calma como en estallido.
• Variabilidad de Acreción:
  • Utilizando luminosidades de líneas, la luminosidad de acreción aumentó en un factor de ~5.5 durante el estallido en comparación con la calma.
  • Utilizando el ajuste de SED, el aumento se estimó en un factor de ~6.
  • Las tasas de acreción de masa derivadas durante el estallido se encuentran entre las más altas para estrellas de masa similar en la región de Escorpio Superior.
  • Se observó una discrepancia entre las tasas de acreción derivadas de las luminosidades de líneas (asumiendo acreción magnetosférica) y las derivadas del ajuste bolométrico de SED, siendo estas últimas un orden de magnitud mayores. Esto sugiere que el modelo de acreción magnetosférica podría no aplicarse completamente a la fase de estallido de Gaia21bja.
• Restricciones de Compañero: La cuasiperiodicidad sugiere un compañero potencial interactuando con el disco. Asumiendo que el período corresponde a un período orbital, el semieje mayor se estima en $1.00 \pm 0.08$ UA. La no detección por parte de Gaia de un bamboleo astrométrico establece un límite superior en la masa del compañero de aproximadamente 1–10 masas de Júpiter, implicando un compañero de masa planetaria si existe.

Significado y Afirmaciones
El trabajo concluye que Gaia21bja es un YSO eruptivo cuyas propiedades son más consistentes con la categoría 'Periódica' del Catálogo de YSOs con Estallidos (OYCAT). Representa el primer objeto en este grupo periódico específico identificado a través de Alertas de Gaia. El estudio destaca que Gaia21bja exhibe características espectrales similares a EXor y amplitudes de estallido moderadas (~1.7 mag) con una cuasiperiodicidad distinta, diferenciándolo de los EXor no periódicos típicos o de los FUors de larga duración. Los autores enfatizan que, aunque la estrella muestra comportamiento eruptivo, la inconsistencia entre los métodos de estimación de la tasa de acreción merece una investigación adicional sobre la física de la acreción de tales variables periódicas. El trabajo contribuye al censo creciente de YSO eruptivos y proporciona un estudio de caso para comprender los eventos de acreción periódica en estrellas presecuencia principal de baja masa.