Gaia21bja: pre-main sequence star with quasi-periodic bursts

Sintesi Tecnica: Gaia21bja – Una Stella Pre-sequenza Principale con Eruzioni Quasi-Periodiche

Problema e Contesto
Gli Oggetti Stellari Giovani (YSO) mostrano variabilità guidata da processi fisici come l'accrescimento e l'estinzione circumstellare. Mentre la variabilità tipica si verifica su scale temporali da ore a giorni, eventi di accrescimento episodici noti come eruzioni producono ampiezze maggiori (1–6 magnitudini) su scale temporali da mesi a anni. Questi eventi classificano tradizionalmente gli YSO eruttivi in tipi EX Lupi (EXor) e FU Orionis (FUor), distinti dalla loro durata, dai tassi di accrescimento di massa e dalle caratteristiche spettrali (linee di emissione vs. assorbimento). Nonostante la scoperta di numerosi YSO eruttivi tramite survey di transienti come Gaia, la classificazione specifica e i meccanismi fisici alla base degli oggetti che mostrano schiarimenti quasi-periodici con ampiezze intermedie rimangono oggetto di indagine. Questo lavoro affronta la caratterizzazione di Gaia21bja, un YSO segnalato da Gaia che ha mostrato un aumento di luminosità di ~1,5 magnitudini nel 2021, per determinarne la natura come variabile eruttiva.

Metodologia
Gli autori hanno condotto un'analisi multi-lunghezza d'onda di Gaia21bja (situata nella regione di formazione stellare dello Scorpione Superiore a ~146,5 pc) utilizzando una combinazione di dati osservativi d'archivio e nuovi:

• Fotometria: Curve di luce a lungo termine sono state costruite utilizzando dati della banda G di Gaia, ATLAS (bande o e c), Catalina Real-Time Transient Survey (CRTS) e NEOWISE (W1 e W2) che coprono circa 20 anni. La fotometria nel vicino infrarosso (JHKs) è stata ottenuta tramite lo strumento IRTF/SpeX durante stati sia deboli che luminosi.
• Spettroscopia: Spettri ottici e infrarossi a media risoluzione sono stati acquisiti utilizzando IRTF/SpeX (0,7–2,55 µm e 1,98–5,3 µm) e VLT/X-shooter (300–2500 nm) durante l'eruzione del 2023 e i successivi stati di quiescenza.
• Tecniche di Analisi:
  • Periodicità: Un periodogramma di Lomb-Scargle è stato applicato ai dati CRTS e Gaia G per testare il comportamento quasi-periodico.
  • Parametri Stellari: La temperatura efficace ($T_{\text{eff}}$) è stata derivata adattando template fotosferici BT-Settl agli spettri IRTF in quiescenza. La luminosità stellare ($L_\star$), la massa ($M_\star$) e il raggio ($R_\star$) sono stati calcolati utilizzando correzioni bolometriche e tracce evolutive (Siess et al. 2000).
  • Parametri di Accrescimento: I tassi di accrescimento di massa ($\dot{M}_{\text{acc}}$) e le luminosità di accrescimento ($L_{\text{acc}}$) sono stati stimati utilizzando due metodi: (1) convertendo i flussi delle linee di emissione (serie di Balmer, Brackett, Paschen, ecc.) in luminosità mediante relazioni empiriche (Alcalá et al. 2017), e (2) adattando le Distribuzioni di Energia Spettrale (SED) con la griglia di modelli di Robitaille et al. (2006) per derivare le luminosità bolometriche.
  • Estinzione: L'estinzione visiva ($A_V$) è stata vincolata utilizzando diagrammi colore-colore e l'adattamento delle SED, concludendo che è trascurabile ($A_V \approx 0$).

Risultati Chiave

• Curva di Luce e Periodicità: La curva di luce di 20 anni rivela almeno sette eventi di schiarimento con ampiezze fino a ~1,7 magnitudini nella banda G di Gaia e durate di 1,5–2 anni. L'analisi di Lomb-Scargle identifica un periodo più significativo di 916 ± 77 giorni, suggerendo un comportamento quasi-periodico.
• Proprietà Stellari: La stella è caratterizzata come un oggetto pre-sequenza principale di bassa massa con:
  • Temperatura Efficace: $T_{\text{eff}} = 3000 \pm 50$ K.
  • Luminosità: $L_\star = (4,5 \pm 0,3) \times 10^{-2} L_\odot$.
  • Massa: $M_\star = 0,16 \pm 0,03 M_\odot$.
  • Raggio: $R_\star = 0,78 \pm 0,04 R_\odot$.
• Caratteristiche Spettrali: Gli spettri acquisiti durante l'eruzione sono dominati da linee di emissione (H I, Ca II, O I, He I, Na I), assomigliando strettamente alle stelle eruttive di tipo EXor e alle Stelle T Tauri Classiche (CTTS). La banda di testa del CO appare in assorbimento sia negli stati di quiescenza che in eruzione.
• Variabilità dell'Accrescimento:
  • Utilizzando le luminosità delle linee, la luminosità di accrescimento è aumentata di un fattore di ~5,5 durante l'eruzione rispetto alla quiescenza.
  • Utilizzando l'adattamento delle SED, l'aumento è stato stimato in un fattore di ~6.
  • I tassi di accrescimento di massa derivati durante l'eruzione sono tra i più alti per stelle di massa simile nella regione dello Scorpione Superiore.
  • È stata notata una discrepanza tra i tassi di accrescimento derivati dalle luminosità delle linee (assumendo un accrescimento magnetosferico) e quelli derivati dall'adattamento bolometrico delle SED, con quest'ultimo che è di un ordine di grandezza superiore. Ciò suggerisce che il modello di accrescimento magnetosferico potrebbe non applicarsi pienamente alla fase di eruzione di Gaia21bja.
• Vincoli sul Compagno: La quasi-periodicità suggerisce un potenziale compagno che interagisce con il disco. Assumendo che il periodo corrisponda a un periodo orbitale, il semiasse maggiore è stimato a $1,00 \pm 0,08$ UA. La non rilevazione da parte di Gaia di un'oscillazione astrometrica pone un limite superiore alla massa del compagno di circa 1–10 masse gioviane, implicando un compagno di massa planetaria se esiste.

Significato e Affermazioni
Il lavoro conclude che Gaia21bja è un YSO eruttivo le cui proprietà sono più coerenti con la categoria 'Periodica' del Catalogo degli YSO in Eruzione (OYCAT). Rappresenta il primo oggetto in questo specifico gruppo periodico identificato tramite gli Avvisi Gaia. Lo studio evidenzia che Gaia21bja presenta caratteristiche spettrali simili agli EXor e ampiezze di eruzione moderate (~1,7 magnitudini) con una distinta quasi-periodicità, distinguendosi dagli EXor tipici non periodici o dai FUor a lunga durata. Gli autori sottolineano che, sebbene la stella mostri comportamento eruttivo, l'incoerenza tra i metodi di stima del tasso di accrescimento richiede ulteriori indagini sulla fisica dell'accrescimento di tali variabili periodiche. Il lavoro contribuisce al censimento crescente degli YSO eruttivi e fornisce un caso di studio per comprendere gli eventi di accrescimento periodici nelle stelle pre-sequenza principale di bassa massa.