I cambiamenti di luminosità di HBC 722

HBC 722 è un tipo di stella che ha mostrato cambiamenti significativi di luminosità, chiamati esplosioni. Questi cambiamenti si verificano quando materiali dal disco di gas e polvere circostante fluiscono rapidamente verso la stella. Il nostro studio si concentra sulla comprensione del comportamento di HBC 722 durante queste esplosioni e su come cambia nel tempo.

#Il Fenomeno delle Esplosioni

HBC 722 appartiene a un gruppo di stelle conosciute come oggetti FU Ori. Queste stelle sperimentano esplosioni estreme di luminosità, a volte aumentando di diversi magnitudini. Questo aumento di luminosità è legato a quanto velocemente gas e polvere vengono attirati verso la stella dal suo disco circostante.

Dopo la prima stella di questo tipo, FU Ori, che ha esploso nel 1936, sono stati trovati molti casi simili. Tuttavia, le ragioni esatte dietro queste esplosioni rimangono poco chiare. Recentemente, le esplosioni di HBC 722 e di un'altra stella, V960 Mon, hanno fornito un'occasione unica per studiare questi eventi in dettaglio.

#Monitoraggio di HBC 722

Dopo l'esplosione di HBC 722 alla fine del 2010, vari osservatori hanno monitorato da vicino la stella. Hanno raccolto dati utilizzando diversi metodi, tra cui la fotometria, che misura l'intensità della luce, e la spettroscopia, che esamina la luce per identificare i componenti.

Questo monitoraggio è continuato per diversi anni dopo l'esplosione. L'Associazione Americana degli Osservatori di Stelle Variabili (AAVSO) ha contribuito in modo significativo a questo sforzo rendendo i propri dati disponibili al pubblico.

#Analisi della Luce

Per analizzare i dati luminosi di HBC 722, abbiamo utilizzato diversi telescopi e strumenti. Confrontare le osservazioni fatte durante varie fasi della curva di luce-come il picco di luminosità, il calo dopo l'esplosione e la fase di plateau-ci aiuta a capire come la stella e il suo disco si comportano nel tempo.

Man mano che l'esplosione progrediva, abbiamo notato cambiamenti nella luminosità e nella temperatura del disco, indicando che il bordo esterno del disco attivo di accrezione si sta espandendo.

#Componenti del Disco

Il disco che circonda HBC 722 è composto da diverse parti. Abbiamo identificato uno strato sottile di gas che ruota attorno alla stella e un Vento caldo che originate dal disco. Questo vento è più concentrato vicino alla stella e si diffonde man mano che si allontana. Il vento può essere tracciato attraverso alcune linee spettrali, mostrando schemi nel loro assorbimento ed emissione.

#Raccolta Dati

Per raccogliere informazioni cruciali su HBC 722, abbiamo combinato anni di osservazioni, inclusi dati fotometrici e spettroscopici. Questi dati danno un'idea del comportamento della stella e del suo disco circostante durante l'esplosione e dopo.

L'analisi si è concentrata su tre fasi principali: il picco dell'esplosione, il calo di luminosità che segue e la fase di plateau.

#Cambiamenti Fotometrici

La curva di luce di HBC 722 mostra una lenta salita iniziata nel 2009, culminata in una forte esplosione alla fine del 2010. Il massimo di luminosità è durato solo pochi giorni. Dopo di che, la stella è svanita rapidamente, raggiungendo la sua minima luminosità diversi mesi dopo, prima di riacquistare luminosità gradualmente.

#Spettroscopia a Media Risoluzione

Abbiamo condotto spettroscopia a media risoluzione per capire come le caratteristiche di assorbimento nello spettro della stella si sono evolute nel tempo. Le osservazioni fatte subito dopo l'esplosione ci hanno permesso di vincolare i parametri del modello e monitorare i cambiamenti spettrali.

Gli spettri a media risoluzione presi durante le fasi di calo e plateau hanno rivelato come lo spettro della stella sia evoluto dopo l'esplosione.

#Spettroscopia ad Alta Risoluzione

Spettri ad alta risoluzione sono stati raccolti anche durante diverse epoche. Questi set di dati ad alta risoluzione ci permettono di studiare i dettagli della luce della stella. Il confronto tra i modelli e gli spettri osservati fornisce un'immagine più chiara del funzionamento interno della stella.

#Adattamento dei Modelli

Per capire il comportamento di HBC 722, abbiamo usato modelli di dischi di accrezione viscosi per adattare i dati. Regolando diversi parametri, abbiamo potuto vincolare le proprietà fisiche del disco e come sono cambiate nel tempo.

#Risultati dell'Adattamento

Abbiamo scoperto che le proprietà di base del disco, come la sua dimensione e temperatura, possono cambiare significativamente nel tempo. Ad esempio, la temperatura diminuisce man mano che la regione attiva del disco si espande verso l'esterno.

#Vento e Eiezione

Il vento che origina dal disco presenta due componenti principali: un vento collimato ad alta velocità e un vento a bassa velocità che si diffonde all'esterno. Questi venti possono essere visti in specifiche linee spettrali e mostrano comportamenti diversi durante varie fasi dell'osservazione.

#Riepilogo delle Componenti del Vento

Durante l'esplosione, il vento ad alta velocità è più prominente, mentre la componente a bassa velocità diventa più forte nelle osservazioni successive. Questo cambiamento nel comportamento del vento potrebbe indicare un cambiamento nel flusso di accrezione all'interno del disco.

#Profili di Linea e Assorbimento Variabile

Le linee spettrali misurate durante diverse epoche mostrano come le caratteristiche di assorbimento si spostano nel tempo. Durante il calo, i profili delle linee deviano dal comportamento atteso del disco, suggerendo un aumento della turbolenza e cambiamenti nella struttura del vento.

#Linee di Emissione

Alcune linee, in particolare H e Ca II, mostrano componenti di emissione che variano nel tempo, specialmente durante le fasi di calo e plateau. Il comportamento di queste linee di emissione indica le dinamiche sottostanti del disco di accrezione e del flusso del vento.

#Confronto con Altri Sistemi

Confrontando HBC 722 con V960 Mon, vediamo alcune somiglianze, come la presenza di un vento a bassa velocità. Tuttavia, le differenze nella loro evoluzione di luminosità suggeriscono meccanismi variabili per le loro esplosioni.

#Comprendere il Progenitore

Il progenitore di HBC 722 mostra caratteristiche di una stella a bassa massa con un alto tasso di accrezione. Questo potrebbe collegarsi di più al comportamento tipico degli Oggetti Stellari Giovani di Classe I (YSOs) piuttosto che ad altre stelle FU Ori.

#Conclusione

In conclusione, il nostro studio di HBC 722 fornisce intuizioni sui comportamenti complessi dei dischi di accrezione stellari e dei loro venti. La combinazione di dati osservativi, analisi spettrale e modellizzazione ci aiuta a capire come questi sistemi evolvono durante e dopo esplosioni significative. Un monitoraggio continuo e ulteriori osservazioni di stelle simili migliorerà la nostra comprensione di queste fasi dinamiche nell'evoluzione stellare.

#Futuri Ricerca

Le future ricerche dovrebbero concentrarsi sulla raccolta di più dati da altre fonti FU Ori, specialmente subito dopo le loro esplosioni. Le osservazioni potrebbero aiutare a chiarire i processi fisici che guidano queste esplosioni e migliorare i nostri modelli di dischi di accrezione.

Un aumento della comprensione delle dinamiche di flusso e di come si relazionano alla struttura del disco è anche cruciale. Le interazioni in evoluzione tra questi componenti possono dirci qualcosa sulla crescita della stella e sui processi che governano il suo ambiente.