HST observations of chromospheric UV lines in the AGB star R Leo

Resumo Técnico: Observações HST de Linhas UV Cromosféricas na Estrela AGB R Leo

Definição do Problema
Os mecanismos físicos responsáveis pelo aquecimento das cromosferas de estrelas frias e evoluídas (especificamente estrelas do Ramo das Gigantes Assintóticas ou AGB) e sua evolução permanecem mal compreendidos. Embora evidências históricas sugiram a presença de cromosferas via linhas de emissão (ex: Fe II, Mg II, C II), a origem dessas características é debatida. Existem duas interpretações primárias: (1) aquecimento em camadas atmosféricas quase estáticas e semiempíricas, e (2) aquecimento impulsionado por choques que se propagam para fora como resultado da pulsação estelar. Embora modelos baseados em choques tenham sido aplicados a linhas ópticas em variáveis Mira, cálculos detalhados de transferência radiativa não-LTE (Equilíbrio Termodinâmico Local) para a formação de linhas ultravioleta (UV) baseados em atmosferas AGB dinâmicas e dependentes do tempo têm sido limitados. Este estudo aborda a lacuna entre os diagnósticos UV observados e os modelos atmosféricos dinâmicos para determinar se apenas choques impulsionados pela pulsação podem explicar a emissão cromosférica UV em variáveis Mira.

Metodologia
Os autores analisaram espectros UV de alta resolução da estrela AGB do tipo Mira próxima, R Leo, obtidos com o Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) a bordo do Telescópio Espacial Hubble (HST). As observações cobrem a faixa de comprimento de onda de 2121,2–2941,5 Å com um poder de resolução de $R \approx 30.000$.

O estudo foca em dois diagnósticos cromosféricos primários:

1. O multiplete C II] 2325 Å (linhas de intercombinação semi-proibidas), usado como um diagnóstico de densidade eletrônica.
2. As linhas de ressonância Mg II h & k (2796 e 2803 Å), que sondam regiões atmosféricas estendidas e fenômenos dinâmicos.

Para modelar a formação dessas linhas, os autores empregaram o código de transferência radiativa não-LTE RH. As estruturas atmosféricas de entrada foram derivadas dos modelos hidrodinâmicos esféricos, unidimensionais e dependentes de fase de Bowen (1988). Esses modelos simulam choques impulsionados por pulsação sem impor um termo de aquecimento cromosférico semiempírico adicional, permitindo que os autores testem se a própria atmosfera dinâmica produz a observada emissão UV.

Principais etapas de modelagem incluíram:

• Configuração Atômica: Tratamento não-LTE completo para H, Mg e C, com outras espécies (He, Fe, Na, O, Si, Al, Ca, S) tratadas como átomos de fundo passivos para opacidade e balanço de carga.
• Tratamento de Espalhamento: A Redistribuição de Frequência Parcial (PRD) foi usada para as linhas de Mg II para modelar com precisão o espalhamento de ressonância essencial para linhas de ressonância fortes.
• Correspondência de Fase: A análise focou em um snapshot de modelo correspondente à fase de pulsação $\phi \approx 0,377$, coincidindo estreitamente com a época da observação ($\phi \approx 0,37$).
• Correções: Perdas de fluxo no componente C II] 2326,133 Å devido à absorção de Fe I circunestelar foram corrigidas usando medições de linhas de fluorescência de Fe I.

Principais Contribuições e Resultados

• Densidade Eletrônica de C II]: As razões observadas dos componentes do multiplete C II] implicam uma densidade eletrônica da ordem de $n_e \sim 10^9 \text{ cm}^{-3}$. Após corrigir a contaminação de fluxo, as razões diagnósticas ($R_1, R_2, R_3$) são consistentes com essa faixa de densidade.
• Região de Formação do C II]: A análise da função de contribuição revela que a emissão de C II] está fortemente localizada em uma camada (shell) compacta e aquecida por choque em $R \approx 1,8 R_{\text{fot}}$. Nesta região, a temperatura atinge um pico em $T \sim 10^4 \text{ K}$ e a densidade eletrônica local é de alguns $\times 10^8 \text{ cm}^{-3}$. A emissão é opticamente tênue ($\tau_\nu \approx 0,08\text{--}0,13$) e surge em uma camada geometricamente estreita, em vez de em toda a atmosfera estendida.
• Formação de Mg II h & k: Ao contrário da região compacta de C II], as linhas de Mg II sondam uma região muito mais estendida ($R < 16 R_{\text{fot}}$). As funções de contribuição mostram que os núcleos das linhas se formam em distâncias radiais maiores do que as asas, consistente com o comportamento de linhas de ressonância fortes no Sol. A linha Mg II h é reproduzida de forma mais confiável que a linha k; a linha k é significativamente afetada pela absorção circunestelar e interestelar (especificamente de Fe I e Mn I), levando a uma superestimativa do fluxo no modelo em relação às observações.
• Cinemática: A linha semi-proibida Al II] $\lambda$2669, sendo menos afetada pela opacidade, mostra um desvio para o azul (blueshift) projetado no referencial estelar de $\sim 6 \text{ km s}^{-1}$. Isso é consistente com os movimentos relacionados a choques esperados em atmosferas de variáveis Mira e comparável à velocidade de expansão externa da superfície medida em comprimento de onda de milímetro pelo ALMA.
• Dependência de Fase: Os perfis sintéticos de Mg II exibem forte dependência de fase, correspondendo à variabilidade observada onde a emissão atinge o pico em torno de $\phi \approx 0,3\text{--}0,45$. O modelo reproduz com sucesso a forma geral e o comportamento de fase das linhas de Mg II, apoiando a origem dinâmica da emissão.

Significância e Alegações
O artigo alega que a combinação de uma região de formação compacta de C II], funções de contribuição estendidas de Mg II e a forte dependência de fase dos perfis sintéticos apoia um quadro no qual choques impulsionados pela pulsação moldam as linhas de emissão cromosférica ultravioleta em estrelas variáveis Mira.

O estudo demonstra que a modelagem não-LTE detalhada baseada em estruturas atmosféricas hidrodinâmicas (sem termos de aquecimento cromosférico ad hoc) pode reproduzir os diagnósticos UV observados. Especificamente, os resultados sugerem que as altas temperaturas necessárias para a emissão UV são produzidas de forma autossuficiente nas regiões pós-choque da atmosfera dinâmica. O trabalho fornece um elo físico entre a estrutura dinâmica da atmosfera estendida (choques) e a observada emissão UV, reforçando a interpretação de que a "cromosfera" nessas estrelas evoluídas é uma região dinâmica e aquecida por choques, em vez de uma camada estática.

Os autores concluem que, embora o modelo atual forneça um ajuste razoável, o progresso futuro requer observações de monitoramento temporal combinando diagnósticos UV, ópticos e mm/sub-mm ao longo do ciclo de pulsação completo, juntamente com modelagem não-LTE detalhada para uma amostra maior de estrelas AGB para conectar totalmente a emissão cromosférica, a propagação de choques e a perda de massa.