Curve di crescita per comete esterne in transito: applicazione alle righe Fe II nel sistema Beta Pictoris

Questo studio presenta la curva di crescita della cometa esterna, un nuovo metodo per analizzare gli assorbimenti variabili osservati nello spettro di Beta Pictoris e metterli in relazione con le proprietà fisiche delle code delle comete di passaggio.

Abbiamo dimostrato che la profondità di assorbimento di una cometa in un gruppo di linee derivanti da livelli di eccitazione simili per una data specie chimica segue una curva semplice in funzione dei valori gf delle linee. Questa curva è analoga alla curva di crescita delle linee di assorbimento interstellari, dove le larghezze equivalenti sono sostituite dalle profondità di assorbimento.

Per adattare la curva di crescita della cometa esterna, introduciamo un modello in cui l'assorbimento della cometa è prodotto da una nube omogenea, che copre una porzione limitata del disco stellare. Questo modello è definito da due parametri: α, il fattore di copertura nuvolosa, e β, relativo alla profondità ottica tipica.

Questo modello è stato testato su due comete osservate dal telescopio spaziale Hubble nel dicembre 1997 e nell'ottobre 2018, in un gruppo di righe di Fe II a 275 nm. Si è scoperto che le profondità di assorbimento misurate corrispondono in modo soddisfacente alla curva a due parametri del modello di crescita, indicando che entrambe le comete coprono circa il 40% del disco stellare (α = 0,4) e hanno spessori ottici prossimi all'unità.

Successivamente, mostriamo che se consideriamo un insieme di linee derivanti da un intervallo più ampio di livelli energetici, le specie assorbenti sembrano essere occupate in equilibrio termodinamico, facendo sì che l'assorbimento della cometa segua una curva di crescita in funzione di gf⋅e−El /kBT (dove T è la temperatura del mezzo assorbente).

Per la cometa osservata il 6 dicembre 1997, ricaviamo una temperatura di 10.500±500 K e una densità totale della colonna di Fe II di (1,11±0,09)×1015 cm−2. Esaminando la popolazione dei livelli energetici eccitati più alti (El ∼ 25.000 cm−1), stimiamo anche una densità elettronica di (3±1) × 107 cm−3.

Illustrazione del metodo di ricalibrazione. Pannello superiore: gli spettri grezzi mostrano grandi variazioni di forma, probabilmente causate da cambiamenti nella calibrazione dello strumento nel corso degli anni. Queste varianze di calibrazione difficilmente sono adattate dai polinomi. Pannello centrale: vista ingrandita della regione 2680–2820 Å, che mostra le linee adattate per ciascuno spettro. Le aree grigie indicano i diversi domini spettrali in cui sono stati misurati i flussi di riferimento (croci nere), che vengono poi utilizzati per calcolare una spline cubica per ciascuno spettro. Pannello inferiore: vista ingrandita della regione 2735–2753 Å dopo la normalizzazione mediante spline cubiche. Gli spettri presi in epoche diverse appaiono in colori diversi; Essi sono ben sovrapposti nella regione della catena stellare, mentre gli assorbimenti variabili sono chiaramente visibili attorno alle diverse linee del Fe ii tra 2737 e 2750 Å. — Ph.EP astronomico

T. Vrignaud, A. Lecavelier des Etangs, F. Kiefer, A.-M. Lagrange, J. Hebrard, Pa. Strom, A. Vidal-Madjar

Commenti: 19 pagine, 16 numeri
Argomenti: Astrofisica terrestre e planetaria (astro-ph.EP)
Citare come: arXiv:2402.10169 [astro-ph.EP] (Oppure arXiv:2402.10169v1 [astro-ph.EP] per questa versione)
Data di presentazione
Da: Theo Fregnaud
[v1] Giovedì 15 febbraio 2024, 18:14:33 UTC (13.538 KB)
https://arxiv.org/abs/2402.10169
astrobiologia,