Measurement of the photosphere oblateness of $γ$ Cassiopeiae via Stellar Intensity Interferometry with the VERITAS Observatory

Sintesi Tecnica: Misura dell'Appiattimento della Fotosfera di $\gamma$ Cassiopeiae tramite Interferometria di Intensità Stellare con l'Osservatorio VERITAS

Problema e Motivazione
La stella subgigante $\gamma$ Cassiopeiae ($\gamma$ Cas) è un rotatore rapido, che ruota a una velocità prossima a quella di disgregazione, con un'inclinazione di circa $60^\circ$ rispetto alla linea di vista. Le misurazioni spettroscopiche della sua linea H$\alpha$ e l'interferometria di Michelson nell'infrarosso hanno da tempo stabilito l'esistenza di un disco di espulsione esteso e suggerito un rigonfiamento equatoriale pronunciato. Tuttavia, le precedenti misurazioni nell'infrarosso non sono state in grado di risolvere la fotosfera stessa, limitando i vincoli diretti sulla forma e sull'orientamento della stella. Sebbene l'interferometria di intensità stellare (SII) abbia recentemente vissuto una rinascita grazie all'uso di telescopi Cherenkov a imaging atmosferico (IACT) come VERITAS, le applicazioni precedenti erano principalmente limitate alla misurazione delle dimensioni complessive delle fotosfere stellari o alla risoluzione di strutture estese come i dischi di espulsione. La sfida affrontata in questo lavoro è l'applicazione della SII per misurare non solo le dimensioni, ma l'appiattimento (forma) e l'orientamento di una fotosfera stellare in rapida rotazione a lunghezze d'onda ottiche.

Metodologia
Gli autori hanno utilizzato l'array VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System) presso l'Osservatorio Fred Lawrence Whipple (FLWO) come collettore di luce per la SII. Il sistema è composto da quattro IACT da 12 metri, che forniscono sei coppie di telescopi uniche con basi che variano da circa 35 a 170 metri. Le osservazioni sono state condotte durante periodi di luna piena tra gennaio 2023 e dicembre 2024, puntando $\gamma$ Cas a una lunghezza d'onda di 416 nm con una banda passante di 10 nm.

La pipeline di analisi dei dati ha coinvolto diversi passaggi critici per garantire la fedeltà del segnale:

1. Costruzione del Correlogramma: Le correnti dei tubi fotomoltiplicatori (PMT) sono state digitalizzate a 250 MHz. Le correlazioni di intensità tra le coppie di telescopi sono state calcolate in funzione del ritardo temporale.
2. Rimozione del Rumore e degli Artefatti: L'analisi ha corretto la luce di fondo del cielo notturno, le interferenze radiofrequenza (in particolare un segnale di ripetitore a 171 MHz che si aliasava a 79,4 MHz) e le correzioni di inseguimento che causavano cadute temporanee del segnale. I fotogrammi contaminati da questi effetti sono stati scartati.
3. Estrazione della Visibilità: La visibilità quadrata è stata derivata dall'integrale di un adattamento gaussiano al picco di correlazione vicino allo zero di ritardo temporale. È stato impiegato un metodo robusto di stima dell'incertezza, utilizzando picchi falsi nel rumore di fondo per tenere conto del rumore correlato residuo, assicurando che l'incertezza statistica non fosse sottostimata.
4. Adattamento del Modello: Le visibilità quadrate estratte sono state adattate a tre modelli:
   • Un modello di disco circolare uniforme.
   • Un modello di ellisse uniforme per tenere conto dell'anisotropia.
   • Un modello completo di atmosfera stellare Roche–von Zeipel che incorpora l'oscuramento del bordo, l'oscuramento gravitazionale e gli effetti della rapida rotazione, calcolato utilizzando il codice PHOENIX.

Risultati Chiave
Lo studio ha estruito con successo i parametri geometrici della fotosfera di $\gamma$ Cas:

• Adattamento a Ellisse Uniforme: I dati hanno prodotto un diametro angolare dell'asse minore di $0,43 \pm 0,02 \pm 0,02$ mas (incertezze statistiche e sistematiche). Il rapporto tra il raggio maggiore e quello minore è stato determinato essere $1,28 \pm 0,04 \pm 0,02$. L'angolo di posizione dell'asse di rotazione è stato misurato a $116^\circ \pm 5^\circ \pm 7^\circ$.
• Modello Roche–von Zeipel: Un modello più fisico che include oscuramento gravitazionale e del bordo ha fornito un adattamento migliore ($\chi^2/ndf$ coerente con l'unità). Questo modello ha prodotto un diametro angolare equatoriale di $0,604^{+0,041}_{-0,034}$ mas, corrispondente a un raggio equatoriale di $10,9^{+0,8}_{-0,6} R_\odot$.
• Velocità di Rotazione: Il modello ha vincolato la velocità di rotazione ad essere almeno il 97,7% della velocità critica di disgregazione ($\Omega/\Omega_c \geq 0,977$).
• Orientamento: L'angolo di posizione adattato di $114,7^{+6,4}_{-5,7}$ gradi è coerente con le misurazioni precedenti del disco di espulsione della stella, confermando che il disco è allineato con il rigonfiamento equatoriale fotosferico.
• Parametri Fisici: Assumendo una gravità polare di $\log(g) = 3,82$ e un'inclinazione di $60^\circ$, la massa stellare derivata è $15 \pm 2 M_\odot$, e la velocità di rotazione proiettata è $v \sin i = 389 \pm 20$ km s$^{-1}$.

Significato e Affermazioni
L'articolo afferma che questo lavoro rappresenta la prima misurazione di una fotosfera appiattita tramite interferometria di intensità. Sfruttando la copertura specifica delle basi dell'array VERITAS e affinando l'analisi dei dati per rimuovere artefatti sistematici, gli autori dimostrano che la SII può risolvere la forma e l'orientamento di una stella, non solo il suo diametro.

Gli autori sottolineano che le precedenti misurazioni SII erano limitate all'estrazione delle dimensioni complessive o alla risoluzione di dischi estesi. Questo studio valida la capacità della SII di sondare le conseguenze geometriche della rotazione stellare estrema. I risultati sono coerenti con la spettroscopia H$\alpha$ e l'interferometria nell'infrarosso, colmando il divario tra le misurazioni fotosferiche a lunghezza d'onda visibile e le misurazioni del disco nell'infrarosso. L'articolo conclude che, sebbene le attuali incertezze sistematiche (dominate dalla sincronizzazione degli orologi e dagli algoritmi di individuazione dei picchi) siano paragonabili agli errori statistici, la tecnica è ora stabilita per la misurazione dell'appiattimento stellare, aprendo la strada all'analisi di altri rotatori rapidi per vincolare i modelli di evoluzione stellare.