ExoplaNeT accRetion mOnitoring sPectroscopic surveY (ENTROPY) III. Optical He I line profiles of the accreting super Jupiter Delorme 1 (AB)b

1. Problema e Motivação

Enquanto o paradigma de acreção magnetosférica é bem estabelecido para Estrelas T Tauri Clássicas (CTTS), sua aplicação a objetos de massa planetária (PMOs, <15 $M_{Jup}$) permanece pouco compreendida devido ao baixo brilho das assinaturas de acreção nessas massas. Estudos anteriores de PMOs basearam-se amplamente em emissão de linhas de hidrogênio de baixa resolução ($R_\lambda < 10,000$) (e.g., H$\alpha$, Pa$\beta$).

As linhas de Hélio (He i) são diagnósticos críticos porque possuem potenciais de excitação mais altos que o hidrogênio, exigindo altas temperaturas ou proximidade de fontes ionizantes, restringindo assim mais estritamente a região formadora da linha. No entanto, perfis de linhas de hélio de alta resolução ($R_\lambda > 10,000$) de PMOs acretores não haviam sido sistematicamente estudados. Este artigo aborda essa lacuna analisando linhas ópticas de He i de alta resolução de Delorme 1 (AB)b), um companheiro de $\sim13 M_{Jup}$ de um sistema binário, para inferir a geometria e as condições físicas de seu fluxo de acreção.

2. Metodologia

• Alvo: Delorme 1 (AB)b, um companheiro de $\sim13 M_{Jup}$ a $\sim84$ au de uma binária M5.5, localizada a 47 pc de distância na associação Tucana–Horologium ($\sim40$ Myr de idade).
• Observações:
  • Instrumento: VLT/UVES (Espectrógrafo Echelle Ultravioleta e Visual).
  • Épocas: 33 exposições coletadas ao longo de 11 noites entre outubro de 2022 e janeiro de 2023, combinadas com dados de arquivo de outubro de 2021.
  • Resolução: $R_\lambda \sim 50,000$.
  • Comprimento de Onda: UV próximo ao óptico (3300–6800 Å).
• Redução de Dados:
  • Utilizou-se o pipeline ESO/UVES e um procedimento personalizado tipo CLEAN para extração do espectro do companheiro.
  • Calibração de fluxo usando a magnitude Gaia DR3 da estrela primária.
  • Correção para velocidade radial ($7.3 \pm 2.6$ km s$^{-1}$) e movimento bariocêntrico.
  • Geração de um espectro "mediana geral" (alta S/N) e medianas individuais por noite para avaliar a variabilidade.
• Ferramentas de Análise:
  • STAR-MELT: Pacote Python usado para identificação de linhas e ajuste gaussiano.
  • Decomposição: Os perfis de linha foram ajustados com componentes gaussianos simples ou duplos (Componente Estreita - NC, Componente Larga - BC).
  • Relações de Escala: A luminosidade de acreção ($L_{acc}$) e as taxas de acreção de massa ($\dot{M}_{acc}$) foram derivadas usando relações empíricas $L_{line}$–$L_{acc}$ de Fiorellino et al. (2025) baseadas em objetos estelares jovens (YSOs).

3. Contribuições Principais

Este trabalho fornece o primeiro relatório de alta resolução de perfis de linhas ópticas de He i resolvidos de um companheiro de massa planetária acreting. Estende o estudo da geometria de acreção do regime estelar (CTTS) para o regime planetário, investigando especificamente a cinemática e as origens físicas dos componentes de emissão de He i.

4. Resultados Principais

A. Detecção e Características das Linhas

• Sete linhas de He i detectadas com alta confiança ($>5\sigma$): $\lambda\lambda$3890, 4027, 4473, 4923, 5017, 5877 e 6680.
• Nenhuma emissão de He ii foi detectada, indicando a ausência de regiões altamente ionizadas típicas de choques muito fortes ou acreção de alta massa.
• Assimetria: As linhas $\lambda\lambda$5877, 4923, 4473 e 4027 exibem assimetria clara, decompondo-se em:
  • Componente Estreita (NC): Centrada perto de $0$ km s$^{-1}$ (ligeiramente desviada para o vermelho, média $\sim 0.1$ km s$^{-1}$) com FWHM $\sim 14-16$ km s$^{-1}$.
  • Componente Larga (BC): Desviada para o vermelho em $\sim 10-16$ km s$^{-1}$ com FWHM $\sim 16-33$ km s$^{-1}$.
• Variabilidade: Variações significativas de fluxo ($\sim 3-4\times$) foram observadas entre épocas, correlacionando-se com explosões de acreção. A razão de fluxo BC/NC varia, sugerindo que a assimetria é intrínseca ao processo de acreção e não um artefato de resolução espectral de linhas tripletas.

B. Cinemática e Comparação com CTTS

• Componente Estreita (NC):
  • As larguras são muito mais estreitas que as típicas de CTTS ($\sim 16$ km s$^{-1}$ vs. $\sim 47$ km s$^{-1}$).
  • As velocidades são próximas de zero/ligeiramente desviadas para o vermelho, consistentes com emissão da região pós-choque imediatamente acima da superfície do planeta.
  • A razão linha-tripletos/singletos ($\lambda$5877/$\lambda$6680 $\approx 1.7$) sugere altas densidades ($>10^{11}$ cm$^{-3}$) e equilíbrio térmico próximo, típico de gás aquecido por choque.
• Componente Larga (BC):
  • Consistentemente desviada para o vermelho (diferente das BCs frequentemente desviadas para o azul em CTTS que traçam ventos).
  • As larguras são significativamente mais estreitas que as BCs de CTTS ($\sim 20-30$ km s$^{-1}$ vs. $>100$ km s$^{-1}$).
  • Forte correlação temporal com a velocidade da NC ($r=0.8$), implicando um mecanismo de origem comum.
  • O desvio para o vermelho e a largura estreita sugerem que a BC origina-se na estrutura de choque mais próxima da frente de choque (temperatura mais alta, gás em queda) e não em um vento de coluna de acreção ou disco kepleriano.

C. Parâmetros de Acreção

• Luminosidade de Acreção: Luminosidade mediana derivada $L_{acc} \approx 1.3^{+1.6}_{-0.7} \times 10^{-5} L_\odot$.
• Taxa de Acreção de Massa: Derivada $\dot{M}_{acc} \approx 0.7^{+0.9}_{-0.4} \times 10^{-8} M_{Jup}$ yr$^{-1}$ ($\sim 7 \times 10^{-12} M_\odot$ yr$^{-1}$).
• Estes valores são comparáveis, mas ligeiramente superiores, às estimativas derivadas de emissão de excesso UV e relações de escala H$\alpha$, embora existam discrepâncias dependendo do raio de truncamento do disco interno assumido ($R_{in}$).

D. Acreção vs. Atividade

• A luminosidade fracional de He i ($\log(L_{He}/L_{bol}) \approx -3.74$) é significativamente maior que o limiar de "ruído cromosférico" para M-anãs não acretores e YSOs de Classe III.
• Embora a atividade cromosférica possa contribuir, a emissão é dominada pela acreção.
• A estrela primária (Delorme 1 AB) mostra linhas de He i simétricas e não variáveis consistentes com atividade, fornecendo um contraste marcante com as linhas assimétricas e variáveis do companheiro.

5. Significado e Conclusões

• Validação da Acreção Magnetosférica: O estudo confirma que os modelos de acreção magnetosférica, anteriormente aplicados a estrelas, são aplicáveis a objetos de massa planetária, embora com velocidades e larguras reduzidas devido à menor massa e gravidade do acretor.
• Geometria da Acreção: Os resultados apoiam um modelo onde a emissão de He i surge de uma estrutura de choque estratificada por temperatura:
  • NC: Forma-se na região pós-choque mais fria, próxima à superfície do planeta.
  • BC: Forma-se na região pré-choque ou imediata de choque mais quente, onde o gás em queda ainda está acelerando.
• Acreção Episódica: A forte variabilidade e o fato de o objeto ter sido dominado por atividade em uma época MUSE de 2018 (mas dominado por acreção em 2022/2023) sugerem que a acreção em PMOs de órbita larga pode ser altamente episódica.
• Perspectivas Futuras: A detecção dessas linhas em massas planetárias destaca a necessidade de mais amostras de Classe III de baixa massa para distinguir atividade de acreção. Instrumentos futuros como ANDES (ELT) e CRIRES (VLT) serão cruciais para observar o He i $\lambda$10833 no infravermelho próximo para restringir ainda mais as geometrias de acreção e fluxos de saída em protoplanetas.

Em resumo, este artigo estabelece que a espectroscopia de hélio de alta resolução é uma ferramenta poderosa para investigar a física de acreção de planetas em formação, revelando que os mecanismos físicos que impulsionam a acreção em objetos de massa planetária são fundamentalmente semelhantes aos das estrelas, mas escalados para os ambientes gravitacionais e térmicos específicos do planeta.