Multi epoch spectroscopic variability of the B supergiant HD75149

Sintesi Tecnica: Variabilità spettroscopica multi-epocale della supergigante B HD 75149

Enunciato del Problema
Le stelle massicce, in particolare le supergiganti di tipo B (BSG), arricchiscono continuamente il mezzo interstellare attraverso potenti venti stellari. Queste stelle esibiscono una complessa variabilità spettroscopica e fotometrica, inclusi cambiamenti nell'allargamento delle righe, nell'intensità del flusso, nelle velocità radiali (RV) e nelle larghezze equivalenti (EW). Sebbene le origini fisiche di questa variabilità siano oggetto di dibattito – che spazia dalla binarietà alle pulsazioni intrinseche e alle instabilità stocastiche del vento – è necessario investigare la variabilità a breve termine all'interno di un quadro coerente di idrodinamica e trasferimento radiativo. Nello specifico, gli autori mirano a caratterizzare la variabilità spettroscopica ottica multi-epocale della supergigante B3 Ia HD 75149 (OP Vel) per determinare se la sua variabilità sia guidata da una compagna binaria vicina o da processi stellari intrinseci, come l'accoppiamento pulsazione-vento.

Metodologia
Lo studio analizza un insieme di dati di 25 spettri ottici mediati su base notturna ottenuti tra il 2004 e il 2025 utilizzando tre diverse configurazioni strumentali:

1. REOSC-DC (CASLEO): 19 spettri (2006–2017) con un potere risolutivo di ~13.000 e un rapporto segnale/rumore (S/N) ≈ 300.
2. NRES/LCO: 2 spettri (2025) ad alta risoluzione (~53.000) e S/N ≈ 100.
3. FEROS (La Silla): 4 spettri (2004–2006) con R=48.000 e S/N ≈ 200–230.

Gli autori hanno misurato le velocità radiali (RV) e le larghezze equivalenti (EW) per 17 righe spettrali, inclusi Idrogeno (H), Elio (He I), Silicio (Si III), Azoto (N II), Magnesio (Mg II) e Carbonio (C II). Per valutare la variabilità, hanno calcolato i momenti dei profili di riga (M0 per l'EW, M1 per il baricentro/RV e M3 per l'asimmetria).

Per modellare la variabilità del vento, gli autori hanno utilizzato la griglia ISOSCELES, che incorpora il codice Hydwind per risolvere le equazioni idrodinamiche e il codice FASTWIND per il trasferimento radiativo non-LTE. Crucialmente, l'analisi si è concentrata sulla soluzione idrodinamica $\delta$-slow (Curé et al. 2011), un regime caratterizzato da velocità terminali più lente e venti più densi rispetto ai modelli di vento veloce standard. I profili della riga H$\alpha$ sono stati adattati per derivare i tassi di perdita di massa ($\dot{M}$) e le velocità terminali ($v_\infty$) per specifici intervalli di tempo, fissando i parametri stellari ($\log g = 2.5$, $T_{\text{eff}} = 16.500$ K) basandosi su valori della letteratura.

Risultati Chiave

• Variabilità delle righe di Idrogeno vs. Metalli: La riga H$\alpha$ esibisce una marcata variabilità a breve termine, con profili P-Cygni che cambiano da assorbimento a emissione e viceversa in intervalli di pochi giorni. Al contrario, le righe dei metalli (Si III, N II, Mg II, C II) mostrano ampiezze RV significativamente più piccole (tipicamente < 10 km s$^{-1}$), coerenti con oscillazioni pulsazionali piuttosto che con moto orbitale.
• Fluttuazioni del tasso di perdita di massa: I tassi di perdita di massa derivati variano tra $1.06 \times 10^{-7}$ e $2.81 \times 10^{-7} M_\odot \text{yr}^{-1}$. La variazione più significativa osservata è stata un aumento di $\dot{M}$ di un fattore 1,8 in un periodo di quattro giorni (marzo 2015). Al contrario, la velocità terminale ($v_\infty$) è rimasta relativamente stabile, con variazioni generalmente non superiori a 10 km s$^{-1}$ in intervalli simili, sebbene una variazione più ampia (~26 km s$^{-1}$) sia stata notata nel 2013.
• Ipotesi di binarietà: La mancanza di spostamenti RV coerenti, simili a quelli orbitali, nelle righe metalliche argomenta contro la presenza di una compagna binaria vicina come motore primario della variabilità. Sebbene una compagna ampia o a bassa inclinazione non possa essere esclusa del tutto, i dati non supportano uno scenario binario a breve periodo.
• Modellazione del vento: La soluzione $\delta$-slow ha fornito un adattamento migliore ai profili H$\alpha$ osservati rispetto ai modelli di vento veloce standard, riproducendo con successo le velocità terminali più basse e le firme di vento più dense tipiche di questa BSG.

Significato e Affermazioni
Il paper conclude che la marcata variabilità nelle righe di idrogeno, in contrasto con la stabilità delle righe metalliche, suggerisce che i cambiamenti osservati siano intrinseci alla stella, guidati da episodi di perdita di massa associati a un vento lento che si verifica su scale temporali comparabili alle variazioni fotometriche. Gli autori propongono uno scenario di accoppiamento pulsazione–vento, in cui le oscillazioni fotosferiche (probabilmente modi g e s) perturbano la base del vento, modulando la sua struttura di densità e il tasso di perdita di massa.

Lo studio evidenzia il potere diagnostico della combinazione di spettroscopia ad alta cadenza con modelli idrodinamici del vento (in particolare il regime $\delta$-slow) per comprendere la variabilità delle BSG. Posiziona HD 75149 in un regime evolutivo transitorio tra BSG stabili e oggetti con perdita di massa potenziata, dove pulsazioni non radiali, onde di gravità interne e instabilità del vento interagiscono. Gli autori sottolineano che, sebbene i loro risultati siano robusti riguardo alla rilevazione della variabilità, le incertezze formali sui tassi di perdita di massa rimangono non vincolate a causa della mancanza di un'analisi degli errori bayesiana nella procedura di adattamento corrente, una limitazione che riconoscono per lavori futuri.