Multi epoch spectroscopic variability of the B supergiant HD75149

Résumé technique : Variabilité spectroscopique multi-époches du supergéant B HD 75149

Énoncé du problème
Les étoiles massives, en particulier les supergéantes de type B (BSG), enrichissent continuellement le milieu interstellaire par le biais de vents stellaires puissants. Ces étoiles présentent une variabilité spectroscopique et photométrique complexe, incluant des changements dans l'élargissement des raies, l'intensité du flux, les vitesses radiales (VR) et les largeurs équivalentes (WE). Bien que les origines physiques de cette variabilité fassent l'objet de débats — allant de la binarité aux pulsations intrinsèques et aux instabilités stochastiques du vent —, il est nécessaire d'étudier la variabilité à court terme dans un cadre hydrodynamique et de transfert radiatif cohérent. Plus précisément, les auteurs visent à caractériser la variabilité spectroscopique optique multi-époches du supergéant B3 Ia HD 75149 (OP Vel) pour déterminer si sa variabilité est pilotée par un compagnon binaire proche ou par des processus stellaires intrinsèques, tels qu'un couplage pulsation-vent.

Méthodologie
L'étude analyse un jeu de données de 25 spectres optiques moyennés par nuit, obtenus entre 2004 et 2025, utilisant trois configurations instrumentales différentes :

1. REOSC-DC (CASLEO) : 19 spectres (2006–2017) avec un pouvoir de résolution d'environ 13 000 et un rapport signal/bruit (S/B) d'environ 300.
2. NRES/LCO : 2 spectres (2025) avec une haute résolution (~53 000) et un S/B d'environ 100.
3. FEROS (La Silla) : 4 spectres (2004–2006) avec R=48 000 et un S/B d'environ 200–230.

Les auteurs ont mesuré les vitesses radiales (VR) et les largeurs équivalentes (WE) pour 17 raies spectrales, incluant l'Hydrogène (H), l'Hélium (He I), le Silicium (Si III), l'Azote (N II), le Magnésium (Mg II) et le Carbone (C II). Pour évaluer la variabilité, ils ont calculé les moments des profils de raies (M0 pour la WE, M1 pour le centroïde/VR, et M3 pour l'asymétrie).

Pour modéliser la variabilité du vent, les auteurs ont utilisé la grille ISOSCELES, qui intègre le code Hydwind pour résoudre les équations hydrodynamiques et le code FASTWIND pour le transfert radiatif hors équilibre thermodynamique local (non-LTE). Crucialement, l'analyse s'est concentrée sur la solution hydrodynamique $\delta$-lente (Curé et al. 2011), un régime caractérisé par des vitesses terminales plus lentes et des vents plus denses par rapport aux modèles de vent rapide standard. Les profils de la raie H$\alpha$ ont été ajustés pour dériver les taux de perte de masse ($\dot{M}$) et les vitesses terminales ($v_\infty$) pour des intervalles de temps spécifiques, en fixant les paramètres stellaires ($\log g = 2,5$, $T_{\text{eff}} = 16 500$ K) sur la base de valeurs de la littérature.

Résultats clés

• Variabilité des raies d'Hydrogène vs. raies métalliques : La raie H$\alpha$ présente une variabilité à court terme prononcée, avec des profils de type P-Cygni passant de l'absorption à l'émission et vice versa sur des intervalles de quelques jours. En revanche, les raies métalliques (Si III, N II, Mg II, C II) montrent des amplitudes de VR significativement plus faibles (généralement < 10 km s$^{-1}$), cohérentes avec des oscillations de pulsation plutôt qu'avec un mouvement orbital.
• Fluctuations du taux de perte de masse : Les taux de perte de masse dérivés varient entre $1,06 \times 10^{-7}$ et $2,81 \times 10^{-7} M_\odot \text{an}^{-1}$. La variation la plus significative observée fut une augmentation de $\dot{M}$ d'un facteur 1,8 sur une période de quatre jours (mars 2015). À l'inverse, la vitesse terminale ($v_\infty$) est restée relativement stable, avec des variations généralement ne dépassant pas 10 km s$^{-1}$ sur des intervalles similaires, bien qu'une variation plus importante (~26 km s$^{-1}$) ait été notée en 2013.
• Hypothèse binaire : L'absence de décalages de VR cohérents, de type orbital, dans les raies métalliques plaide contre la présence d'un compagnon binaire proche comme moteur principal de la variabilité. Bien qu'un compagnon large ou à faible inclinaison ne puisse être totalement exclu, les données ne soutiennent pas un scénario binaire à courte période.
• Modélisation du vent : La solution $\delta$-lente a fourni un meilleur ajustement aux profils H$\alpha$ observés que les modèles de vent rapide standard, reproduisant avec succès les vitesses terminales plus faibles et les signatures de vents plus denses typiques de cette BSG.

Portée et affirmations
L'article conclut que la variabilité prononcée des raies d'hydrogène, contrastant avec la stabilité des raies métalliques, suggère que les changements observés sont intrinsèques à l'étoile, pilotés par des épisodes de perte de masse associés à un vent lent se produisant sur des échelles de temps comparables aux variations photométriques. Les auteurs proposent un scénario de couplage pulsation–vent, où les oscillations photosphériques (probablement des modes g et s) perturbent la base du vent, modulant sa structure de densité et son taux de perte de masse.

L'étude met en évidence le pouvoir diagnostique de la combinaison de la spectroscopie à haute cadence avec des modèles hydrodynamiques de vent (spécifiquement le régime $\delta$-lente) pour comprendre la variabilité des BSG. Elle positionne HD 75149 dans un régime évolutif de transition entre les BSG stables et les objets à perte de masse accrue, où les pulsations non radiales, les ondes de gravité internes et les instabilités du vent interagissent. Les auteurs soulignent que, bien que leurs résultats soient robustes concernant la détection de la variabilité, les incertitudes formelles sur les taux de perte de masse restent non contraintes en raison de l'absence d'une analyse d'erreur bayésienne dans la procédure d'ajustement actuelle, une limitation qu'ils reconnaissent pour les travaux futurs.