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

Résumé technique : Observations par l'HST des raies UV chromosphériques de l'étoile AGB R Leo

Énoncé du problème
Les mécanismes physiques responsables du chauffage des chromospheres des étoiles froides et évoluées (spécifiquement les étoiles de la branche asymptotique des géantes ou AGB) ainsi que leur évolution sont encore mal compris. Bien que des preuves historiques suggèrent la présence de chromospheres via des raies d'émission (par exemple, Fe II, Mg II, C II), l'origine de ces caractéristiques fait débat. Deux interprétations principales existent : (1) un chauffage dans des couches atmosphériques quasi-statiques et semi-empiriques, et (2) un chauffage piloté par des chocs se propageant vers l'extérieur résultant de la pulsation stellaire. Bien que des modèles basés sur les chocs aient été appliqués aux raies optiques dans les variables Mira, les calculs détaillés de transfert radiatif non-LTE (équilibre thermodynamique local) pour la formation des raies UV basés sur des atmosphères AGB dynamiques et dépendantes du temps ont été limités. Cette étude comble l'écart entre les diagnostics UV observés et les modèles atmosphériques dynamiques afin de déterminer si les chocs pilotés par la pulsation peuvent expliquer à eux seuls l'émission UV des raies chromosphériques dans les variables Mira.

Méthodologie
Les auteurs ont analysé des spectres UV à haute résolution de l'étoile AGB de type Mira proche, R Leo, obtenus avec le spectrographe STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) à bord du télescope spatial Hubble (HST). Les observations couvrent la plage de longueurs d'onde 212 de 21,2 à 2941,5 Å avec un pouvoir de résolution de $R \approx 30\,000$.

L'étude se concentre sur deux diagnostics chromosphériques primaires :

1. La multiplet C II] 2325 Å (raies d'intercombinaison semi-interdites), utilisée comme diagnostic de la densité électronique.
2. Les raies de résonance Mg II h & k (2796 et 2803 Å), qui sondent les régions atmosphériques étendues et les phénomènes dynamiques.

Pour modéliser la formation de ces raies, les auteurs ont utilisé le code de transfert radiatif non-LTE RH. Les structures atmosphériques d'entrée ont été dérivées des modèles hydrodynamiques sphériquement symétriques et unidimensionnels, dépendants de la phase, de Bowen (1988). Ces modèles simulent des chocs pilotés par la pulsation sans imposer de terme de chauffage chromosphérique semi-empirique supplémentaire, permettant ainsi aux auteurs de tester si l'atmosphère dynamique elle-même produit l'émission UV observée.

Étapes clés de la modélisation :

• Configuration atomique : Traitement non-LTE complet pour H, Mg et C ; les autres espèces (He, Fe, Na, O, Si, Al, Ca, S) sont traitées comme des atomes de fond passifs pour l'opacité et l'équilibre de charge.
• Traitement de la diffusion : La redistribution de fréquence partielle (PRD) a été utilisée pour les raies Mg II afin de modéliser avec précision la diffusion de résonance essentielle pour les fortes raies de résonance.
• Correspondance de phase : L'analyse s'est concentrée sur un instantané du modèle correspondant à une phase de pulsation $\phi \approx 0,377$, correspondant étroitement à l'époque d'observation ($\phi \approx 0,37$).
• Corrections : Les pertes de flux de la composante C II] 2326,133 Å dues à l'absorption circumstellaire de Fe I ont été corrigées à l'aide de mesures de fluorescence des raies de Fe I.

Contributions clés et résultats

• Densité électronique issue de C II] : Les rapports observés des composantes du multiplet C II] impliquent une densité électronique de l'ordre de $n_e \sim 10^9 \text{ cm}^{-3}$. Après correction de la contamination par le flux, les rapports diagnostiques ($R_1, R_2, R_3$) sont cohérents avec cette gamme de densité.
• Région de formation de C II] : L'analyse de la fonction de contribution révèle que l'émission C II] est fortement localisée dans une coquille compacte chauffée par choc à $R \approx 1,8 R_{\text{phot}}$. Dans cette région, la température culmine à $T \sim 10^4 \text{ K}$ et la densité électronique locale est de quelques $\times 10^8 \text{ cm}^{-3}$. L'émission est optiquement mince ($\tau_\nu \approx 0,08\text{--}0,13$) et provient d'une couche géométriquement étroite plutôt que de toute l'atmosphère étendue.
• Formation de Mg II h & k : Contra|ment à la région compacte de C II], les raies Mg II sondent une région beaucoup plus étendue ($R < 16 R_{\text{phot}}$). Les fonctions de contribution montrent que les cœurs de raies se forment à des distances radiales plus grandes que les ailes, ce qui est cohérent avec le comportement des fortes raies de résonance dans le Soleil. La raie Mg II h est reproduite plus fidèlement que la raie k ; la raie k est significativement affectée par l'absorption circumstellaire et interstellaire (spécifiquement par Fe I et Mn I), entraînant une surestimation du flux par le modèle par rapport aux observations.
• Cinématique : La raie semi-interdite Al II] $\lambda$2669, moins affectée par l'opacité, présente un décalage vers le bleu projeté dans le référentiel stellaire d'environ $\sim 6 \text{ km s}^{-1}$. Cela est cohérent avec les mouvements liés aux chocs attendus dans les atmosphères de variables Mira et comparable à la vitesse d'expansion vers l'extérieur de la surface mesurée par ALMA aux longueurs d'onde millimétriques.
• Dépendance de phase : Les profils synthétiques de Mg II présentent une forte dépendance de phase, correspondant à la variabilité observée où l'émission culmine autour de $\phi \approx 0,3\text{--}0,45$. Le modèle reproduit avec succès la forme générale et le comportement de phase des raies Mg II, soutenant l'origine dynamique de l'émission.

Signification et affirmations
L'article affirme que la combinaison d'une région de formation de C II] compacte, de fonctions de contribution étendues pour Mg II et de la forte dépendance de phase des profils synthétiques soutient l'idée que les chocs pilotés par la pulsation façonnent les raies d'émission de l'ultraviolet dans les étoiles variables Mira.

L'étude démontre qu'une modélisation non-LTE détaillée, basée sur des structures atmosphériques hydrodynamiques (sans termes de chauffage chromosphérique ad hoc), peut reproduire les diagnostics UV observés. Plus précisément, les résultats suggèrent que les hautes températures requises pour l'émission UV sont produites de manière auto-cohérente dans les régions post-choc de l'atmosphère dynamique. Ce travail fournit un lien physique entre la structure dynamique de l'atmosphère étendue (chocs) et l'émission UV observée, renforçant l'interprétation selon laquelle la « chromosphère » de ces étoiles évoluées est une région dynamique chauffée par les chocs plutôt qu'une couche statique.

Les auteurs concluent que, bien que le modèle actuel fournisse une correspondance raisonnable, les progrès futurs nécessiteront des observations de suivi temporel combinant les diagnostics UV, optiques et mm/sub-mm sur l'ensemble du cycle de pulsation, parallèlement à une modélisation non-LTE détaillée pour un échantillon plus large d'étoiles AGB afin de relier pleinement l'émission chromosphérique, la propagation des chocs et la perte de masse.