Characterisation of an EXor outburst SPICY 97589

Sintesi Tecnica: Caratterizzazione di un Outburst di tipo EXor in SPICY 97589

Problema e Contesto
Gli outburst stellari guidati da accrescimento episodico sono considerati ubiqui tra gli oggetti stellari giovani (YSO), tuttavia relativamente pochi di tali oggetti sono stati completamente caratterizzati. Sebbene l'accrescimento sia fondamentale per il trasporto di massa in astrofisica, le osservazioni suggeriscono che non si tratti di un processo stazionario, ma avvenga piuttosto in burst episodici che variano da una variabilità di basso livello a outburst drammatici. Questi sono classificati in due categorie principali: i tipi FU Orionis (FUor), caratterizzati da un aumento di luminosità di lunga durata e alta ampiezza, e i tipi EX Lupi (EXor), caratterizzati da outburst più brevi e di minore ampiezza che si ripetono ogni pochi anni. SPICY 97589 (Gaia23bab) è stato identificato come un YSO in outburst nel marzo 2023, avendo già raggiunto la massima luminosità. Studi preliminari precedenti (Kuhn et al. 2023; Giannini et al. 2024; Nagy et al. 2025) hanno fornito un'analisi iniziale della curva di luce e stime spettrali approssimative, ma era necessaria una caratterizzazione spettroscopica completa della stella centrale e della dinamica di accrescimento durante e dopo l'outburst per comprendere appieno la natura dell'evento e il suo impatto sull'evoluzione del disco.

Metodologia
Gli autori hanno impiegato spettroscopia a media risoluzione multi-banda utilizzando lo strumento X-Shooter presso l'Osservatorio Europeo Australe (ESO). Le osservazioni sono state condotte durante due epoche distinte:

1. Picco dell'Outburst: 19 aprile 2023, circa due mesi dopo il picco dell'outburst del 2023, quando l'oggetto era ancora circa 2 magnitudini più luminoso rispetto allo stato di quiescenza.
2. Quiescenza: 25 luglio 2024, dopo che l'oggetto era tornato a uno stato stabile e debole.

Il set di dati copre le bande UVB (0,3–0,55 µm), VIS (0,55–1,02 µm) e NIR (0,99–2,47 µm). La riduzione dei dati ha utilizzato la pipeline standard X-Shooter (v. 3.6.3) per la calibrazione del flusso assoluto e Molecfit (v. 1.5.9) per la correzione tellurica.

Per caratterizzare la stella centrale, gli autori hanno applicato lo strumento FRAPPE allo spettro post-outburst, poiché lo spettro durante l'outburst era troppo velato dall'emissione di accrescimento per vincolare le caratteristiche fotosferiche. Questo strumento adatta una griglia di modelli di slab di accrescimento, template stellari di classe III interpolati e leggi di estinzione. I parametri stellari sono stati ulteriormente vincolati utilizzando isocrone di Baraffe et al. (2015).

I tassi di accrescimento sono stati derivati misurando le larghezze equivalenti (EW) di 22 righe di emissione (principalmente Idrogeno, ma anche Elio-I e Calcio-II) negli spettri de-rossati e con sottrazione del continuo. Gli autori hanno utilizzato relazioni consolidate tra la luminosità della riga e il tasso di accrescimento di massa (ad es. Alcalá et al. 2017; Fairlamb et al. 2017). Le righe della serie di Balmer sono state in gran parte escluse dal calcolo finale del tasso di accrescimento a causa di forti profili P-Cygni che influenzavano le loro larghezze equivalenti. L'analisi della curva di luce ha combinato la fotometria nella banda G di Gaia e nel medio infrarosso WISE (W1, W2) per modellare la salita e la discesa degli outburst del 2017 e del 2023.

Risultati Chiave

• Proprietà Stellari: La stella centrale è identificata come un oggetto di tipo M3.0 con una temperatura efficace di 3410 K, un'estinzione di $A_V = 4.4$ e una luminosità di $0.41 \pm 0.09 L_{\odot}$. Basandosi sull'adattamento delle isocrone, la massa stellare è stimata in $0.29 \pm 0.05 M_{\odot}$ con un'età di $0.75 \pm 0.5$ Myr.
• Tassi di Accrescimento: Il tasso di accrescimento di massa durante l'outburst del 2023 è stato misurato a $\dot{M} = 2.38 \pm 0.58 \times 10^{-7} M_{\odot} \text{yr}^{-1}$. Nello stato di quiescenza post-outburst, il tasso è sceso a $\dot{M} = 4.24 \pm 0.67 \times 10^{-9} M_{\odot} \text{yr}^{-1}$. Questo rappresenta una diminuzione di due ordini di grandezza.
• Caratteristiche dell'Outburst: L'outburst del 2023 ha raggiunto un picco di 2,51 magnitudini sopra la magnitudine media di quiescenza nella banda G di Gaia, con una larghezza a metà altezza (FWHM) di 237 giorni e una durata totale di 671 giorni. Questo è leggermente più intenso e lungo dell'outburst del 2017 (durata di 358 giorni).
• Evoluzione Spettrale: Lo spettro durante l'outburst è dominato da una "foresta" di righe di emissione (serie di Balmer, Paschen, Brackett e righe metalliche come Fe, Ca, Mg). In particolare, le righe di Balmer mostrano profili P-Cygni con picchi di assorbimento ed emissione entrambi spostati verso il rosso, suggerendo una geometria di vento del disco inclinata. Al contrario, lo spettro di quiescenza mostra una transizione verso un'emissione debole a doppio picco senza assorbimento P-Cygni, indicando uno "spegnimento" del meccanismo di vento del disco ad alta velocità.
• Oscuramento Post-Outburst: A differenza di altri EXor (ad es. EX Lup) che tornano ai livelli pre-outburst, SPICY 97589 è rimasto più debole del suo stato pre-outburst immediatamente dopo l'evento del 2023. Gli autori ipotizzano che ciò possa risultare dall'esaurimento del disco interno e della polvere calda causato dall'outburst.

Significato e Affermazioni
Il lavoro conferma SPICY 97589 come un accrescitore episodico di tipo EXor, aggiungendosi alla piccola popolazione di oggetti noti di questa classe. Lo studio fornisce la prima caratterizzazione robusta dei parametri della stella centrale (massa, età, tipo spettrale) utilizzando spettri post-outburst per superare gli effetti di velatura presenti durante il burst.

Gli autori affermano che il tasso di accrescimento derivato di $\sim 2.4 \times 10^{-7} M_{\odot} \text{yr}^{-1}$ è coerente con altre misurazioni indipendenti di questo oggetto effettuate poco dopo il picco, validando la metodologia utilizzata. Il significativo calo del tasso di accrescimento (due ordini di grandezza) e la specifica evoluzione spettrale (da forti profili P-Cygni a emissione a doppio picco) offrono approfondimenti sui meccanismi fisici che guidano i venti del disco e l'esaurimento del materiale del disco interno durante gli outburst.

Il lavoro nota che SPICY 97589 è notevolmente giovane ($\sim 0.75$ Myr) rispetto ad altri EXor noti (ad es. EX Lup a $\sim 3.5$ Myr), potenzialmente sfidando la visione classica secondo cui gli outburst di tipo EXor si verificano solo dopo che l'involucro in caduta degli oggetti di Classe I si è esaurito. Tuttavia, gli autori mantengono una posizione modesta, riconoscendo che le età isocronali per singoli target possono essere inaffidabili e che la discrepanza tra l'età derivata e l'indice spettrale (che suggerisce Classe II) potrebbe derivare da incertezze di modellazione o dall'alta variabilità dell'oggetto. Il lavoro sottolinea l'importanza degli outburst di accrescimento nell'assemblaggio della massa stellare, stimando che $\sim 2.3 \times 10^{-8} M_{\odot}$ sono stati accresciuti durante il solo evento del 2023.