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

Resumo Técnico: Medição do Achamento da Fotosfera de $\gamma$ Cassiopeiae via Interferometria de Intensidade Estelar com o Observatório VERITAS

Problema e Motivação
A estrela subgigante $\gamma$ Cassiopeiae ($\gamma$ Cas) é um rotador rápido, girando a quase sua velocidade de ruptura, com uma inclinação de aproximadamente $60^\circ$ em relação à linha de visada. Medições espectroscópicas de sua linha H$\alpha$ e interferometria de Michelson no infravermelho estabeleceram há muito tempo a existência de um disco de ejeção estendido e sugeriram um abaulamento equatorial pronunciado. No entanto, medições anteriores no infravermelho não conseguiram resolver a própria fotosfera, limitando restrições diretas sobre a forma e a orientação da estrela. Embora a interferometria de intensidade estelar (SII) tenha vivido um renascimento recente usando Telescópios Cherenkov de Imagem Atmosférica (IACTs) como o VERITAS, aplicações anteriores foram principalmente limitadas a medir o tamanho geral das fotosferas estelares ou a resolver estruturas estendidas como discos de ejeção. O desafio abordado neste trabalho é a aplicação da SII para medir não apenas o tamanho, mas o achamento (forma) e a orientação de uma fotosfera estelar em rotação rápida em comprimentos de onda ópticos.

Metodologia
Os autores utilizaram o arranjo VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System) no Observatório Fred Lawrence Whipple (FLWO) como coletor de luz para SII. O sistema consiste em quatro IACTs de 12 metros, fornecendo seis pares únicos de telescópios com linhas de base variando de aproximadamente 35 a 170 metros. As observações foram realizadas durante períodos de lua cheia entre janeiro de 2023 e dezembro de 2024, visando $\gamma$ Cas em um comprimento de onda de 416 nm com uma banda de 10 nm.

O pipeline de análise de dados envolveu várias etapas críticas para garantir a fidelidade do sinal:

1. Construção do Correlograma: As correntes dos tubos fotomultiplicadores (PMT) foram digitalizadas a 250 MHz. As correlações de intensidade entre pares de telescópios foram computadas em função do atraso temporal.
2. Remoção de Ruído e Artefatos: A análise corrigiu a luz de fundo do céu noturno, interferência de radiofrequência (especificamente um sinal de repetidor de 171 MHz que aliasava para 79,4 MHz) e correções de rastreamento que causaram quedas temporárias no sinal. Quadros contaminados por esses efeitos foram descartados.
3. Extração de Visibilidade: A visibilidade quadrada foi derivada da integral de um ajuste gaussiano ao pico de correlação próximo ao atraso temporal zero. Um método robusto de estimativa de incerteza foi empregado, utilizando picos falsos no ruído de fundo para contabilizar o ruído correlacionado residual, garantindo que a incerteza estatística não fosse subestimada.
4. Ajuste de Modelos: As visibilidades quadradas extraídas foram ajustadas contra três modelos:
   • Um modelo de disco circular uniforme.
   • Um modelo de elipse uniforme para contabilizar a anisotropia.
   • Um modelo completo de atmosfera estelar de Roche–von Zeipel incorporando escurecimento de limbo, escurecimento gravitacional e efeitos de rotação rápida, computado usando o código PHOENIX.

Principais Resultados
O estudo extraiu com sucesso os parâmetros geométricos da fotosfera de $\gamma$ Cas:

• Ajuste de Elipse Uniforme: Os dados produziram um diâmetro angular de eixo menor de $0,43 \pm 0,02 \pm 0,02$ mas (incertezas estatísticas e sistemáticas). A razão entre o raio maior e o menor foi determinada como $1,28 \pm 0,04 \pm 0,02$. O ângulo de posição do eixo de rotação foi medido em $116^\circ \pm 5^\circ \pm 7^\circ$.
• Modelo de Roche–von Zeipel: Um modelo mais físico, incluindo escurecimento gravitacional e de limbo, forneceu um ajuste melhor ($\chi^2/ndf$ consistente com a unidade). Este modelo produziu um diâmetro angular equatorial de $0,604^{+0,041}_{-0,034}$ mas, correspondendo a um raio equatorial de $10,9^{+0,8}_{-0,6} R_\odot$.
• Taxa de Rotação: O modelo restringiu a velocidade de rotação a ser pelo menos 97,7% da velocidade crítica de ruptura ($\Omega/\Omega_c \geq 0,977$).
• Orientação: O ângulo de posição ajustado de $114,7^{+6,4}_{-5,7}$ graus é consistente com medições anteriores do disco de ejeção da estrela, confirmando que o disco está alinhado com o abaulamento equatorial da fotosfera.
• Parâmetros Físicos: Assumindo uma gravidade polar de $\log(g) = 3,82$ e uma inclinação de $60^\circ$, a massa estelar derivada é $15 \pm 2 M_\odot$, e a velocidade de rotação projetada é $v \sin i = 389 \pm 20$ km s$^{-1}$.

Significância e Alegações
O artigo afirma que este trabalho representa a primeira medição de uma fotosfera achatada usando interferometria de intensidade. Ao aproveitar a cobertura específica de linhas de base do arranjo VERITAS e refinar a análise de dados para remover artefatos sistemáticos, os autores demonstram que a SII pode resolver a forma e a orientação de uma estrela, e não apenas seu diâmetro.

Os autores enfatizam que medições anteriores de SII foram limitadas à extração do tamanho geral ou à resolução de discos estendidos. Este estudo valida a capacidade da SII de sondar as consequências geométricas da rotação estelar extrema. Os resultados são consistentes com a espectroscopia H$\alpha$ e a interferometria no infravermelho, preenchendo a lacuna entre medições de fotosfera em comprimentos de onda visíveis e medições de disco no infravermelho. O artigo conclui que, embora as incertezas sistemáticas atuais (dominadas pela sincronização de relógios e algoritmos de detecção de picos) sejam comparáveis aos erros estatísticos, a técnica está agora estabelecida para medir o achatamento estelar, abrindo caminho para a análise de outros rotadores rápidos a fim de restringir modelos de evolução estelar.