ExoplaNeT accRetion mOnitoring sPectroscopic surveY (ENTROPY) - II. Time series of Balmer line profiles of Delorme 1(AB)b

Sintesi Tecnica: ENTROPY II. Serie temporali dei profili delle righe di Balmer di Delorme 1(AB)b

Problema e Contesto
I processi di accrezione nel regime di massa planetaria rimangono scarsamente vincolati, nonostante il loro ruolo critico nella formazione ed evoluzione dei pianeti e dei dischi circumplanetari (CPD). Sebbene siano state rilevate righe di emissione indicative di accrezione attiva in alcune decine di oggetti di massa planetaria (PMO), i meccanismi che guidano questi flussi di accrezione — specificamente se derivino da imbuti di accrezione magnetosferica o da shock di accrezione localizzati — non sono ancora pienamente compresi. Inoltre, le scale temporali della variabilità di queste righe, che potrebbero informare le strategie di rilevamento per i protopianeti, sono scarsamente caratterizzate per i compagni di massa planetaria. Studi precedenti su oggetti come PDS 70 b e c, e GQ Lup b, hanno mostrato variabilità, ma il monitoraggio ad alta risoluzione e multi-epoca dei profili di riga risolti in questo regime di massa è scarso.

Metodologia
Questo studio presenta una campagna di monitoraggio spettroscopico ottico ad alta risoluzione (R ≈ 50.000) del compagno di circa 13 $M_{Jup}$ Delorme 1 (AB)b, condotta con lo strumento VLT/UVES in 31 epoche tra ottobre 2022 e gennaio 2023. Le osservazioni coprono l'intervallo di lunghezze d'onda 330–680 nm, sondando la variabilità da ore a anni.

La riduzione e l'analisi dei dati hanno comportato diverse fasi tecniche chiave:

1. Estrazione e Rimozione della Contaminazione: A causa della vicinanza con la binaria ospite (separazione ∼1,77″), è stato sviluppato un processo a due stadi per sottrarre l'alone della stella ospite. Ciò ha comportato un fitting multi-gaussiano del segnale primario all'interno delle tracce spettrali 2D, seguito da una fase di post-processing per modellare e rimuovere la contaminazione stellare residua utilizzando uno spettro master e un fattore di contaminazione dipendente dalla lunghezza d'onda.
2. Decomposizione delle Righe: Invece di assumere profili gaussiani, è stato impiegato un algoritmo personalizzato basato sul metodo di ottimizzazione L-BFGS-B per decomporre le righe di emissione di Balmer (da H$\alpha$ a H10) in due componenti statiche (forma fissa) con ampiezze variabili. Questo approccio empirico è stato scelto per gestire le complesse forme delle righe senza assumere profili fisici specifici a priori.
3. Modellazione: Le componenti delle righe decomposte sono state confrontate con due framework teorici:
   • Modelli di Accrezione Magnetosferica: Utilizzando i modelli di flusso a imbuto (funnel flow) di Thanathibodee et al. (2019).
   • Modelli di Shock: Utilizzando i modelli di shock da accrezione di Aoyama et al. (2018).
4. Analisi dell'Eccesso UV: L'eccesso del continuo ultravioletto (sotto ∼3700 Å) è stato modellato utilizzando modelli a lastra (slab models) di emissione dell'idrogeno in equilibrio termodinamico locale (LTE) per derivare le luminosità e i tassi di accrezione, che sono stati poi confrontati con quelli derivati dai flussi di riga.

Risultati Chiave

• Rilevamento e Variabilità: Lo studio ha rilevato le righe di Balmer da H$\alpha$ a H10 e un eccesso variabile del continuo UV, confermando l'accrezione in corso. Tutte le righe e l'eccesso UV hanno esibito variabilità.
• Struttura a Due Componenti: Le righe di emissione sono state decomposte con successo in due componenti distinte:
  • Una componente di "ali" (wings) ampia, caratterizzata da profonde caratteristiche di assorbimento e ali di velocità estese (fino a ±500 km/s).
  • Una componente di "nucleo" (core) più stretta, con un profilo più simmetrico e simile a un plateau.
• Origini Fisiche:
  • La componente delle ali mostra una forte correlazione con l'eccesso UV ed è qualitativamente riprodotta dai modelli di accrezione magnetosferica a imbuto. Il suo profilo (asimmetrie, ali larghe) è incoerente con i semplici modelli di shock.
  • La componente del nucleo correla meno fortemente con l'eccesso UV. Sebbene possa essere riprodotta da modelli di shock da accrezione 1D, la sua somiglianza di profilo con le nane M attive suggerisce che possa anche originare dall'attività cromosferica.
• Scale Temporali della Variabilità:
  • Su scale temporali di ore, le righe mostrano una bassa variabilità del flusso relativo (∼8–10%).
  • Su scale temporali di settimane o anni, la variabilità aumenta significamente, raggiungendo circa il ∼100%.
  • La componente delle ali ampie esibisce la variabilità relativa più elevata ed è responsabile dei cambiamenti nella forma del profilo della riga, in particolare durante un outburst di accrezione osservato nell'ottobre 2022. La componente del nucleo più stretta guida la maggior parte della variabilità assoluta del flusso.
• Tassi di Accrezione: La modellazione dell'eccesso UV produce tassi di accrezione di $\dot{M} \approx (1–3) \times 10^{-12} M_{\odot}/yr$ per la maggior parte delle epoche, con un picco di $\sim 6,6 \times 10^{-12} M_{\odot}/yr$ durante l'outburst dell'ottobre 2022. Questi tassi sono coerenti con la modellazione della componente delle ali, ma significativamente inferiori ai tassi derivati dalla modellazione dello shock della componente del nucleo.

Significatività e Conclusioni
L'articolo conclude che le proprietà della componente delle ali ampie supportano fortemente uno scenario di accrezione magnetosferica per Delorme 1 (AB)b, fornendo la prima prova risolta del profilo di riga di questo meccanismo in un compagno di massa planetaria. L'origine della componente del nucleo stretto rimane ambigua, rappresentando potenzialmente un mix di shock da accrezione e attività cromosferica.

Lo studio evidenzia che, sebbene l'oggetto sia vecchio (30–45 Myr), esso conserva un serbatoio di massa (probabilmente un disco "Peter Pan") e continua ad accrescere. Il comportamento di variabilità, caratterizzato da una bassa variabilità a breve termine ma da cambiamenti significativi a lungo termine, rispecchia quello delle stelle T Tauri. Gli autori osservano che la moderata variabilità su scale temporali di ore è probabilmente insufficiente a spiegare la bassa resa di rilevamento dei survey di imaging H$\alpha$ per i protopianeti, suggerendo che la variabilità a lungo termine o altri fattori possano essere più rilevanti. Infine, il lavoro sottolinea la necessità di un'analisi multi-epoca e multi-lunghezza d'onda per distinguere le complesse geometrie e i meccanismi di accrezione che operano negli oggetti di massa planetaria.