The Birth of Be Star Disks II. A High-Resolution Spectroscopic Campaign and TESS Observations of an Outburst of the Classical Be star λ Pavonis

Resumo Técnico: O Nascimento de Discos de Estrelas Be II. Uma Campanha Espectroscópica de Alta Resolução e Observações do TESS de um Surto de uma Estrela Be Clássica λ Pavonis

Problema e Contexto
Estrelas Be clássicas são estrelas do tipo B que rotacionam rapidamente, caracterizadas por discos de decreção Keplerianos circunestelares que produzem emissão de linhas de Balmer. Embora o arcabouço do Disco de Decreção Viscoso (VDD) descreva com sucesso a evolução do disco, os mecanismos específicos que desencadeiam a formação do disco (surtos) e sua dissipação permanecem mal compreendidos. Uma hipótese primária envolve pulsações não radiais (NRPs) que transferem momento angular para a superfície estelar para impulsionar a ejeção de massa. Um trabalho anterior de J. Labadie-Bartz et al. (2025) (Artigo I) identificou 30 surtos de disco em 13 estrelas, incluindo λ Pavonis (HR 7074), uma estrela B2IIIe na associação Scorpio-Centaurus. O Artigo I focou no comportamento da Hα e na circularização, mas carecia de uma análise multi-linha e de uma conexão detalhada entre as pulsações fotométricas e as variações de perfil de linha espectroscópica (LPVs) durante uma transição pristina de estado sem disco para presença de disco. Este artigo aborda a necessidade de caracterizar a evolução temporal completa de um surto de disco — desde um estado sem disco através do crescimento, circularização e decaimento — enquanto analisa simultaneamente o comportamento pulsacional da estrela para distinguir entre sinais fotossféricos e circunestelares.

Metodologia
O estudo utiliza um conjunto de dados contemporâneo composto por 698 espectros de alta resolução e fotometria TESS de 2023.

• Espectroscopia: Os dados foram obtidos usando o espectrógrafo CHIRON (R ~ 80.000) no telescópio CTIO 1.5-m e o espectrógrafo NRES (R ~ 53.000) nos telescópios de 1.0-m do Las Cumbres Observatory. A campanha cobriu o período de junho a setembro de 2023, capturando a estrela em um estado sem disco, o início de um surto e o subsequente decaimento.
• Fotometria: Cinco setores do TESS foram analisados: Setor 13 (2019), Setores 66–67 (2023, capturando o início do surto) e Setores 93–94 (2025).
• Técnicas de Análise:
  • Largura Equivalente (EW) e Razões V/R: Razões de largura equivalente e de violeta-para-vermelho (V/R) foram medidas para sete linhas ópticas: Hα, Hβ, He I λ4713, λ4921, λ5876, λ6678 e Si III $\lambda$5739.
  • Modelagem: O crescimento e o decaimento do disco foram modelados usando uma função exponencial ajustada via amostragem de Cadeia de Markov Monte Carlo (MCMC) (emcee). As variações de V/R foram modeladas usando um seno modulado por um decaimento exponencial.
  • Análise de Frequência: A análise de Fourier (Period04) foi realizada nas curvas de luz do TESS e nos perfis de linha espectroscópicos para identificar periodicidades. Técnicas de pre-whitening foram usadas para isolar os sinais dominantes.
  • Caracterização de LPV: Sequências espectroscópicas de alta cadência intra-noite (nove noites densas) foram analisadas para caracterizar subestruturas de movimento rápido nos perfis de linha.

Principais Resultados

1. Evolução do Surto do Disco: A estrela transitou de um estado pristino sem disco para um disco completo em uma escala de tempo curta.

   • Construção: A emissão em todas as linhas (H I e He I) começou concorrentmente por volta de HJD 2460152 (26 de julho de 2023). O disco construiu-se em aproximadamente 4 dias.
   • Circularização: O disco circularizou (homogeneização azimutal) em cerca de 12 dias, evidenciado pela estabilização das razões V/R com um período de ~1,25 dias.
   • Decaimento: O decaimento ocorreu de forma hierárquica. Linhas de He I de maior excitação (λ4713, λ4921) dissiparam-se primeiro (2,4–3,9 dias), seguidas pelas linhas de He I de menor excitação (3,4–5,7 dias) e, finalmente, as linhas de H I, com a Hα levando o maior tempo (~8,5 dias) para retornar aos níveis de contínuo. Isso apoia um modelo de dissipação "de dentro para fora", onde as regiões internas e mais quentes limpam-se mais rápido que as regiões externas e mais frias.

2. Sinais Fotométricos e Pulsacionais:

   • Sinal Dominante: O sinal fotométrico mais forte é uma periodicidade de 0,163 ciclos d⁻¹ (6,13 dias), presente em todos os setores do TESS e estável ao longo de uma linha de base de seis anos.
   • Relação de Frequência: Este sinal de 0,163 d⁻¹ corresponde à diferença entre dois sinais de frequência mais alta detectados no TESS: $\nu_2 = 1,644 \text{ d}^{-1}$ e $\nu_3 = 1,485 \text{ d}^{-1}$.
   • Correlação Espectroscópica: A frequência de diferença de 0,163 d⁻¹ é claramente visível nas LPVs espectroscópicas como uma migração prógrada (azul-para-vermelho) de características de absorção. No entanto, as duas frequências "parentais" (1,644 e 1,485 d⁻¹) não são detectadas nas linhas espectrais antes, durante ou após o surto, provavelmente devido à interferência de LPVs rápidas e não fotométricas e à dominância do sinal de frequência de diferença.
   • LPVs Rápidas: Observações de alta cadência revelaram subestruturas de movimento rápido e altamente estruturadas nos perfis de linha (escalas de tempo de horas) que aparecem tanto como características prógradas quanto retrógradas. Essas características são visíveis em linhas fotossféricas (Si III) e linhas circunestelares, persistindo através das fases sem disco, de surto e de decaimento. Elas não mostram um sinal fotométrico correspondente, sugerindo que são modos de pulsação de ordem superior (por exemplo, modos setorais com alto $|m|$) sujeitos a cancelamento geométrico.

3. Distinção entre Circunstelar e Fotossférica:

   • A frequência de 0,82 d⁻¹ (oscilação de V/R) está presente apenas quando o material do disco é visível.
   • As frequências de 1,644 d⁻¹ e 1,485 d⁻¹ estão presentes na fotometria do TESS mesmo durante as fases sem disco, confirmando que são de origem fotossférica.
   • O sinal de 0,163 d⁻¹ também está presente durante as fases sem disco, confirmando que é uma pulsação estelar (provavelmente uma frequência de diferença) em vez de um sinal orbital circunestelar.

Significância e Alegações
Os autores afirmam que este estudo fornece uma visão rara, de alta resolução, de um disco de estrela Be formando-se a partir de um estado completamente sem disco, permitindo a medição precisa de escalas de tempo de crescimento e decaimento através de múltiplos estados de ionização. O trabalho confirma que o sinal de 0,163 d⁻¹ em $\lambda$ Pav é uma frequência de diferença estável e de longo prazo resultante da interação de duas NRPs de frequência mais alta, em vez de um sinal orbital direto.

Uma descoberta significativa é o desacoplamento das frequências de pulsação "parentais" dos dados espectroscópicos; embora visíveis na fotometria, elas são mascaradas nos espectros pelas LPVs rápidas e não fotométricas e pelo forte sinal de frequência de diferença. Isso sugere que pulsações de ordem superior e rápidas podem dominar a variabilidade espectroscópica, complicando a detecção dos modos NRP subjacentes. O artigo conclui que $\lambda$ Pav serve como um excelente laboratório para estudar o acoplamento de modos não lineares e os "relógios hierárquicos" que podem regular a ejeção de massa, observando que a estabilidade e a alta amplitude do sinal de 0,163 d⁻¹ são incomuns em comparação com outras estrelas Be. O conjunto de dados fornece um referencial para modelos teóricos das condições iniciais de ejeção de massa e da evolução viscosa de discos de Be.