HST observations of chromospheric UV lines in the AGB star R Leo

Resumen Técnico: Observaciones de HST de líneas UV cromosféricas en la estrella AGB R Leo

Planteamiento del Problema
Los mecanismos físicos responsables del calentamiento de las cromosferas de las estrellas frías y evolucionadas (específicamente las estrellas de la Rama Asintótica de las Gigantes o AGB) y su evolución son aún insuficientemente comprendidos. Aunque la evidencia histórica sugiere la presencia de cromosferas mediante líneas de emisión (p. ej., Fe II, Mg II, C II), el origen de estas características es objeto de debate. Existen dos interpretaciones primarias: (1) calentamiento en capas atmosféricas cuasi-estáticas y semi-empíricas, y (2) calentamiento impulsado por choques que se propagan hacia el exterior como resultado de la pulsación estelar. Aunque se han aplicado modelos basados en choques a las líneas ópticas en variables Mira, los cálculos detallados de transferencia radiativa de no-LTE (no equilibrio termodinámico local) para la formación de líneas ultravioletas (UV) basadas en atmósferas AGB dinámicas y dependientes del tiempo han sido limitados. Este estudio aborda la brecha entre los diagnósticos UV observados y los modelos atmosféricos dinámicos para determinar si los choques impulsados por la pulsación por sí solos pueden explicar la emisión cromosférica UV en las variables Mira.

Metodología
Los autores analizaron espectros UV de alta resolución de la estrella AGB de tipo Mira cercana, R Leo, obtenidos con el Espectrógrafo de Imágenes del Telescopio Espacial (STIS) a bordo del Telescopio Espacial Hubble (HST). Las observaciones cubren el rango de longitud de onda 2121.2–2941.5 Å con un poder de resolución de $R \approx 30,000$.

El estudio se centra en dos diagnósticos cromosféricos primarios:

1. El multiplete C II] 2325 Å (líneas de intercombinación semi-prohibidas), utilizado como diagnóstico de densidad electrónica.
2. Las líneas de resonancia Mg II h & k (2796 y 2803 Å), que sondean regiones atmosféricas extendidas y fenómenos dinámicos.

Para modelar la formación de estas líneas, los autores emplearon el código de transferencia radiativa no-LTE RH. Las estructuras atmosféricas de entrada se derivaron de los modelos hidrodinámicos esféricamente simétricos y dependientes de la fase de Bowen (1988). Estos modelos simulan choques impulsados por pulsaciones sin imponer un término de calentamiento cromosférico semi-empírico adicional, lo que permite a los autores probar si la atmósfera dinámica produce por sí misma la emisión UV observada.

Pasos clave del modelado:

• Configuración Atómica: Tratamiento completo de no-LTE para H, Mg y C; otras especies (He, Fe, Na, O, Si, Al, Ca, S) tratadas como átomos de fondo pasivos para la opacidad y el equilibrio de carga.
• Tratamiento de Dispersión: Se utilizó la Redistribución de Frecuencia Parcial (PRD) para las líneas de Mg II para modelar con precisión la dispersión de resonancia esencial para las líneas de resonancia fuertes.
• Coincidencia de Fase: El análisis se centró en un instantánea del modelo correspondiente a la fase de pulsación $\phi \approx 0.377$, la cual coincide estrechamente con la época de observación ($\phi \approx 0.37$).
• Correcciones: Las pérdidas de flujo en el componente C II] 2326.133 Å debido a la absorción de Fe I circunestelar se corrigieron utilizando mediciones de líneas de fluorescencia de Fe I.

Contribuciones Clave y Resultados

• Densidad Electrónica de C II]: Las razones observadas de los componentes del multiplete C II] implican una densidad electrónica del orden de $n_e \sim 10^9 \text{ cm}^{-3}$. Tras corregir la contaminación de flujo, las razones diagnósticas ($R_1, R_2, R_3$) son consistentes con este rango de densidad.
• Región de Formación de C II]: El análisis de la función de contribución revela que la emisión de C II] está fuertemente localizada en una cáscara compacta, calentada por choque, a $R \approx 1.8 R_{\text{fot}}$. En esta región, la temperatura alcanza un máximo de $T \sim 10^4 \text{ K}$ y la densidad electrónica local es de unas pocas $\times 10^8 \text{ cm}^{-3}$. La emisión es ópticamente delgada ($\tau_\nu \approx 0.08\text{--}0.13$) y surge en una capa geométricamente estrecha en lugar de en toda la atmósfera extendida.
• Formación de Mg II h & k: A diferencia de la región compacta de C II], las líneas de Mg II sondean una región mucho más extendida ($R < 16 R_{\text{phot}}$). Las funciones de contribución muestran que los núcleos de las líneas se forman a distancias radiales mayores que las alas, lo cual es consistente con el comportamiento de las líneas de resonancia fuertes en el Sol. La línea Mg II h se reproduce de manera más fiable que la línea k; la línea k se ve significativamente afectada por la absorción circunestelar e interestelar (específicamente de Fe I y Mn I), lo que provoca una sobreestimación del flujo en el modelo en comparación con las observaciones.
• Cinemática: La línea Al II] $\lambda$2669 semi-prohibida, al estar menos afectada por la opacidad, muestra un desplazamiento al azul proyectado respecto al reposo estelar de $\sim 6 \text{ km s}^{-1}$. Esto es consistente con los movimientos relacionados con choques esperados en las atmósferas de las variables Mira y es comparable a la velocidad de expansión hacia el exterior de la superficie medida por ALMA en longitudes de onda de milimétricas.
• Dependencia de Fase: Los perfiles sintéticos de Mg II exhiben una fuerte dependencia de fase, coincidiendo con la variabilidad observada donde la emisión alcanza su máximo alrededor de $\phi \approx 0.3\text{--}0.45$. El modelo reproduce con éxito la forma general y el comportamiento de fase de las líneas de Mg II, apoyando el origen dinámico de la emisión.

Significancia y Reivindicaciones
El artículo sostiene que la combinación de una región de formación de C II] compacta, funciones de contribución extendidas de Mg II y la fuerte dependencia de fase de los perfiles sintéticos respalda una imagen en la que los choques impulsados por la pulsación dan forma a las líneas de emisión de la cromosfera ultravioleta en las estrellas variables Mira.

El estudio demuestra que el modelado detallado de no-LTE basado en estructuras atmosféricas hidrodinámicas (sin términos de calentamiento cromosférico ad hoc) puede reproducir los diagnósticos UV observados. Específicamente, los resultados sugieren que las altas temperaturas requeridas para la emisión UV se producen de manera consistente en las regiones post-choque de la atmósfera dinámica. El trabajo proporciona un vínculo físico entre la estructura dinámica de la atmósfera extendida (choques) y la emisión UV observada, reforzando la interpretación de que la "cromosfera" en estas estrellas evolucionadas es una región dinámica y calentada por choques, en lugar de una capa estática.

Los autores concluyen que, si bien el modelo actual proporciona una coincidencia razonable, el progreso futuro requiere observaciones de monitoreo temporal que combinen diagnósticos UV, ópticos y de mm/sub-mm a lo largo de todo el ciclo de pulsación, junto con un modelado de no-LTE detallado para una muestra más amplia de estrellas AGB para conectar plenamente la emisión cromosférica, la propagación de choques y la pérdida de masa.