لطالما استُخدمت التشوهات لتفسير خصائص الأقراص، لكن الأمثلة الموصوفة جيداً مهمة بسبب دورها في تطور القرص. كشفت صور الضوء المتناثر للأقراص ذات الفجوات المركزية عن تشوهات حادة، حيث تكون الحلقات الخارجية مظللة بواسطة أقراص داخلية مائلة. تم تفسير انخفاضات شدة الأشعة تحت الحمراء القريبة على طول الحلقة حول نجم TTauri DoAr44 من حيث التشوه المركزي. نقدم هنا ملاحظات جديدة لـ ALMA لـ DoAr44 في الاستمرارية عند 230GHz و350GHz (عند \(\sim\)10au)، إلى جانب حقبة جديدة من التصوير المستقطب التفاضلي SPHERE/IRDIS التي تم التقاطها خلال ظروف جوية ممتازة. تؤكد ملاحظات ALMA وجود الحلقة وتؤكد الانخفاضات المقترحة من تحليل بيانات 336GHz الخشنة. تحدد صورة الضوء المتناثر الانخفاضات، التي تتوافق مع قرص داخلي غير متوافق مع ميل نسبي \(\xi\)=21.4\(^{+6.7}_{-8.3}\)deg. يُظهر ملف شدة SPHERE تغيراً مورفولوجياً مقارنة بحقبة سابقة قد يُفسر على أنه تغير في توجه القرص الداخلي، من \(\xi\)\(\sim\)30deg إلى \(\xi\)\(\sim\)20deg. من المحتمل أن تتوافق انخفاضات الشدة مع انخفاضات درجة الحرارة، حيث أن مؤشر الطيف \(\alpha^{230 \textrm{GHz}}_{350 \textrm{GHz}} \sim\)2.0\(\pm\)0.1 يشير إلى انبعاث سميك بصرياً. يتقدم محور الانخفاضات الحرارية مع اتجاه دوران الساعة مقارنة بانخفاضات IR، بمقدار \(\eta\)=14.95deg و\(\eta\)=7.92deg. بالنسبة لقرص متراجع، من المتوقع حدوث مثل هذه التحولات نتيجة التأخر الحراري وتشير إلى كثافات سطحية للغاز تبلغ \(\Sigma_g\)=117\(\pm\)10 g/cm\(^2\) و\(\Sigma_g\)=48\(\pm\)10 g/cm\(^2\). كما يتوافق القرص غير المتماثل، بنسبة تباين \(f_r\)=2.4\(\pm\)0.5، مع الهلال الكبير المستمر.
أقراص الانتقال (Espaillat2010) هي مصادر مفيدة لدراسة انحناءات القرص الدائري حول النجم، وذلك بفضل تجويف الغبار الداخلي المميز لها، والذي قد يكون قد تم تنظيفه بواسطة مدارات الكواكب الشابة (dong15). كشفت الملاحظات المحلولة بالضوء المتناثر عن انخفاضات أزيموثية على طول الحلقات الخارجية. على سبيل المثال، كشفت ملاحظات الضوء المتناثر بالأشعة تحت الحمراء والضوء المرئي في HD142527 (fukagawa+2006, casassus12, avenhaus14) عن انخفاضات في القرص الخارجي يُعتقد أنها ظلال بسبب انحناء مركزي (marino15). تُفسر الظلال في هذا القرص، المرئية في التصوير البولاريزي المتفاضل (PDI)، بواسطة قرص داخلي مائل، 70\(^\circ\) بالنسبة للقرص الخارجي.
تحليل حركيات الغاز المتتبعة بواسطة ملاحظات ALMA لـ HD142527 في CO(6\(-\)5) أظهر أن الغاز داخل التجويف قريب من السقوط الحر عبر الانحناء المركزي (casassus15). من المحتمل أن يكون هذا الهيكل المنحني ناتجاً عن المدار المائل للرفيق ذو الكتلة المنخفضة HD142527B (biller12, price18)، مما يؤدي إلى ظلال عميقة بما يكفي لتبريد الغبار في الحلقة الخارجية وتسبب في انخفاضات محلية في استمرارية ALMA (casassus15b).
أكدت الملاحظات باستخدام أداة البحث البولاريمتري عالي التباين للكواكب الخارجية (beuzit19) في التلسكوب الكبير جداً (VLT) وكشفت عن معلومات أكثر تفصيلاً حول الانخفاضات الأزيموثية في أقراص الانتقال. على سبيل المثال، مثال آخر لانحناء مرتبط بقرص داخلي مائل هو HD100453. لاحظ benisty17 الضوء المتناثر المستقطب باستخدام VLT/SPHERE في الأطوال الموجية البصرية والقريبة من الأشعة تحت الحمراء، ووجد انخفاضات أزيموثية تُفسر على أنها ظلال ضيقة بواسطة min+17. ومع ذلك، غالباً ما لا تحتوي ملاحظات الضوء المتناثر للحلقات الخارجية المظللة على نظائر راديوية. هذه هي الحالة بالنسبة لـ HD100453 (vanderplas+2019)، وكذلك للقرص المنحني HD143006 (perezL+2018)، وكلاهما يظهر ظلالاً في شدة البولاريز SPHERE مع عدم وجود نظائر راديوية في ALMA Band6. قد يكون غياب الانخفاضات الراديوية تحت الظلال بسبب الإشعاع الحراري للقرص، والذي إذا كان شفافاً بصرياً (casassus_2019_cooling)، يمكن أن يؤدي إلى تسوية انخفاض درجة الحرارة. وبالتالي، بالنسبة لعدد الغبار الثابت، فإن مثل هذه الانخفاضات في درجة الحرارة ستكون أكثر وضوحاً في الأقراص الضخمة.
مثال على انخفاضات الراديو الملساء بسبب الانتشار الإشعاعي يمكن ملاحظته في DoAr44. DoAr44 (المعروف أيضاً باسم WSB72، HBC268 أو ROXs44) هو جسم نجمي شاب من نوع T-Tauri يقع في منطقة L1689 من سحابة أوفيكوس المظلمة (padgett08, andrews11) على بعد 145.9\(\pm\)1.0pc (gaia18). يُصنف كقرص انتقالي ما قبل الانتقال (PTD) كما يتضح من توزيع طاقته الطيفية (SED) في cieza21، مع ميل SED الأشعة تحت الحمراء \(\alpha_{\mathrm{IR}}>\)=\(-\)0.61. هنا، يتم تعريف PTDs على أنها مصادر من الفئة الثانية (\(-\)0.3\(>\alpha_{\mathrm{IR}}>-\)1.6) مع قرص داخلي ساطع بالأشعة تحت الحمراء وانخفاض SED في منتصف الأشعة تحت الحمراء يشير إلى وجود فجوة. بالإضافة إلى ذلك، تم تضمين DoAr44 في مسح التعددية بواسطة zurlo20، ولكن لم يتم اكتشاف أي رفيق.
أظهرت الأعمال السابقة على DoAr44، باستخدام ملاحظات استمرارية SMA (Submillimeter Array) بتردد 340GHz بدقة زاوية (andrews09, andrews11) واستمرارية ALMA بتردد 335GHz مع ملاحظات طيفية (vandermarel16)، اكتشاف تجويف معتدل بحجم \(\sim\)30au في القرص. اقترح casassus18 (ومن هنا فصاعداً، الورقة I) هندسة منحنية داخل التجويف من خلال دراسة الانخفاضات الأزيموثية باستخدام ملاحظات استمرارية ALMA بتردد 336GHz، مكملة بالتصوير البولاريزي التفاضلي (DPI) ونماذج نقل الإشعاع (RT) باستخدام SPHERE/IRDIS (Infrared Dual-band Imager and Spectrograph). تشير المقارنة مع توقعات RT إلى أن القرص الداخلي مائل بزاوية \(\xi\)\(\sim\)30deg بالنسبة لمستوى القرص الخارجي. ومع ذلك، تأثرت بيانات IRDIS بالكورونوغراف، الذي يحد من حافة التجويف. استخدمت الورقة I تحليلاً عدوانياً لتحسين دقة بيانات ALMA المتاحة في ذلك الوقت لتحليلها، مما يشير إلى وجود انخفاض راديوي مرتبط بالظل الشمالي.
هنا، نقدم ملاحظات جديدة لـ ALMA قصيرة وطويلة المدى (SB+LB) ومتابعة ملاحظات VLT لـ SPHERE/IRDIS بفارق زمني 3 سنوات. نهدف إلى تحليل تغيرات الظلال التي يولدها القرص الداخلي المنحني على القرص الخارجي، باستخدام بيانات ALMA Band6 وBand7 متعددة الأوقات ومقارنة ملاحظات شدة البولاريز SPHERE المتابعة بالحقبة المنشورة سابقاً.
القسم [sec:obs] من هذه الورقة يصف ملاحظات ALMA وSPHERE، جنباً إلى جنب مع تقليل البيانات. في القسم [sec:analysis] نصف خصائص انخفاضات الكثافة الأزيموثية، وتوجه القرص الداخلي، وخريطة الفهرس الطيفي بين النطاقات الراديوية، والقسم [sec:conc] يُختتم.
تم توزيع محتويات الكثافة بمضاعفات 0.13، 0.48، 0.74 و0.87 من الكثافة القصوى. تم استخراج ملفات تعريف الكثافة للحلقة على طول نصف قطر ثابت (شرق الشمال): الخط الأخضر يتوافق مع ملاحظاتنا \(Q_{\phi}(H)\) بعد طرح الاستقطاب غير المحلول والخط الأسود يتوافق مع ملاحظات \(Q_{\phi}(H)\) السابقة، من عام 2016، التي تم تحليلها في avenhaus_2018_sphere وفي الورقة I. الارتفاع الكلي للمناطق المظللة يتوافق مع \(\pm\)1\(\sigma\).
تم إجراء مسح قرص أوفيكوس باستخدام أَلْما (ODISEA, cieza19) في الدورة السادسة لآلما في الحزمة 6 (230 GHz)، وقد وصلت الدقة إلى حوالي 3-5 au (PID = 2018.1.00028.S). الهدف من هذا المسح هو دراسة مكونات الغبار والغاز لمجموعة محدودة الفيض من الأقراص، في مجموعة واسعة من مراحل التطور، الموجودة في منطقة تكوين النجوم أوفيكوس على مسافة حوالي 200 pc (evans09, williams19). تم الحصول على ملاحظات الاستمرارية للحزمة 6 لـ DoAr 44 (عرض النطاق 7.5 GHz) في حقبتين خلال يوليو 2019، وتمت معايرة البيانات باستخدام خط أنابيب معايرة أَلْما في CASA (cieza21). تم إجراء ملاحظات الاستمرارية للحزمة 7 لـ DoAr 44 (PID = 2019.1.00532.S) خلال مايو 2021، في الدورة السابعة، بوقت تكامل على المصدر يبلغ 43 دقيقة وعرض نطاق 4.688 GHz.
تم إجراء التحسين الذاتي لمجموعات بيانات الاستمرارية باستخدام حزمة SNOW (casassus_22_selfcal)، التي تستخدم حزمة uvmem (casassus_22_selfcal, casassus21, casassus18) لاستبدال نموذج tclean في تكرارات التحسين الذاتي لـ CASA (casa). النتيجة هي نسبة إشارة إلى ضوضاء قصوى (PSNR) في الصور المستعادة تقريباً 60 للحزمة 6 وPSNR تقريباً 100 للحزمة 7، لأوزان Briggs مع معامل قوة 1.0. للمقارنة، أسفر التحسين الذاتي القياسي tclean عن PSNR تقريباً 49 في الحزمة 6 وPSNR تقريباً 90 في الحزمة 7. أخيراً، تم محاذاة مجموعة بيانات الحزمة 6 مع مجموعة بيانات الحزمة 7 باستخدام حزمة VisAlign (casassus_22_selfcal)، ولكن دون تغيير في الفيض.
لموقع النجم، استخدمنا إحداثيات غايا (gaia18) لـ RA 16:31:33.4638 (\(\pm\) 0.0534 mas)، DEC -24:27:37.1582 (\(\pm\) 0.0404 mas)، والتي تم استقراؤها إلى RA 16:31:33.454، DEC -24:27:37.682 باستخدام حركة مناسبة بمقدار (-6.101 \(\pm\) 0.128, -24.212 \(\pm\) 0.098) mas yr\(^{-1}\). يتم تحويل مركز الفجوة (كما تم حسابه باستخدام MPolarMaps في القسم [sec:profiles])، بالنسبة لإحداثيات غايا بـ \(\Delta\)RA = 1 mas، \(\Delta\)DEC = 6 mas في الحزمة 6، و\(\Delta\)RA = 6 mas، \(\Delta\)DEC = 7 mas في الحزمة 7، كما هو مقدم في الجدول [tab:pa_inc]. نظراً لذلك، يمكننا استبعاد أن هذا الانحراف يرجع إلى خطأ في توجيه غايا (\(\sim\)0.15 mas عند 3\(\sigma\)). من ناحية أخرى، يتم أخذ دقة استقامة بيانات أَلْما عادة كـ 1/10 من الشعاع الاصطناعي، والذي يترجم إلى \(\sim\)7 mas لكل من الحزمة 6 والحزمة 7. هذا يعني خطأ في توجيه أَلْما يبلغ 21 mas عند 3\(\sigma\)، لذا فإن إحداثيات الفجوة المتحولة لكلتا الحزمتين تقع ضمن الأخطاء.
لقد استخدمنا أيضاً بيانات من الملاحظات اللاحقة باستخدام الكُرَة السماوية، جهاز البحث عن الكواكب في التلسكوب الكبير جداً. في هذا العمل، نستخدم بيانات عام (2019) (التي تلت بيانات عام (2016) (096.C-0523(A))، المحقق الرئيسي أفينهاوس) من كاميرا التصوير النيزكي التفاضلي (IRDIS) (dohlen08)، والتي تعمل في نطاق من (900nm) إلى (2.3\(\upmu\)m)، في وضع (DPI)، (deboer2020). تم الحصول على بيانات دوار44 باستخدام جهاز (IRDIS) في (22) سبتمبر من عام (2019)، وتكونت من (60) إطاراً في المجموع. تمت الملاحظة في وضع الاستقطاب الفلكي الكورونوغرافي. تمت محاذاة الإطارات العلمية (56) (أربع عشرة دورة استقطابية) مع إطارات ’التدفق’ و’المركزة’. تؤخذ إطارات التدفق مع النجم المزاح عن الكورونوغراف وتسمح بتقدير تدفق النجم. ثم، مع وجود كورونوغراف ’(N_ALC_YJH_S)’ (بنصف قطر (92.5 mas) وزاوية عمل داخلية، (IWA)، تقريباً (0.15arcsec))، تسمح الإطارات المركزة المكتسبة بتحديد دقيق لموقع النجم خلف الكورونوغراف. لم تكن هناك أي مفاجآت في الإطارات العلمية وتم إكمال جميع دورات الاستقطاب بنجاح مع حلقة بصريات تكيفية مغلقة، وبالتالي، لم يتم التخلص من أي بيانات لإنتاج الصور النهائية. نتيجة لذلك، تم إجراء هذه الملاحظات الضوئية المتناثرة برؤية أفضل مقارنة بالملاحظات المقدمة في (avenhaus_2018_sphere) وفي الورقة I. تباينت الرؤية من (0.41\("\)) في بداية الملاحظات، ووصلت إلى ذروتها عند حوالي (0.8\("\)) وانخفضت إلى تقريباً (0.6\("\)) في نهاية الجلسة. كما حصلنا على بيانات دوار44 باستخدام مقياس الاستقطاب الصوري في زيورخ (ZIMPOL)، ومع ذلك، تم تصميم هذه الملاحظات دون النظر في كورونوغراف، مما أدى إلى صور ذات جودة أقل لم يتم النظر فيها لهذا العمل.
تم إجراء تخفيض بيانات الكُرَة السماوية باستخدام الأنبوب المتاح للجمهور (irdap) (VanHolstein2020A&A...633A..64V) الإصدار (1.3.3). يقوم (irdap) باستخراج صور القنوات البصرية اليسرى واليمنى ويؤدي التركيز باستخدام إطارات مركز النجم. لكل قياس مأخوذ عند زوايا لوحة موجه نصفية (0, 45, 22.5,) و(67.5) يتم طرح الحزمة اليسرى من الحزمة اليمنى مما ينتج صور (Q+), (Q-), (U+) و(U-) (الفرق المزدوج). يتم استخدام مجموع الصور اليسرى واليمنى (المجموع المزدوج) لإنتاج صور الكثافة الكلية. تُستخدم صور الفرق المزدوج للحصول على صور ستوكس (Q), (U) و(I). بعد ذلك، يقوم (irdap) بتصحيح صور ستوكس للتحيز الآلي باستخدام نموذج مفصل لمسار الأداة البصرية. هنا قمنا بإجراء التحليل باستخدام صورة الكثافة المستقطبة بالنطاق (H)، (\(Q_{\phi}(H)\)).
خطوة حاسمة في التخفيض هي طرح هالة الإشارة المستقطبة المرتبطة بالإشارة غير المحلولة داخل (PSF) المركزي، والمعروفة باسم “الاستقطاب غير المحلول”. لإزالة هذا المكون، اخترنا منطقة حلقية خالية من إشارة القرص مركزة على النجم بنصف قطر من (40) إلى (90) بكسل. درجة الاستقطاب الخطي المقاسة من المصدر المركزي في دوار44 هي (1.6\(\pm\)0.4%)، زاوية الاستقطاب (AoLP) للمصدر المركزي هي (AoLP\(_{\mathrm{central}}\)=19.97\(\pm\)7.25deg)، والشك في القياس هو الانحراف المعياري لإشارة الاستقطاب غير المحلول خلال دورات الاستقطاب. ينتج هذا الشك عن تقلبات في الظروف الجوية وهو أعلى من الشك الإحصائي ودقة نموذج مصفوفة مولر المستخدم لتصحيح الاستقطاب الآلي.
ميزة مثيرة للاهتمام يجدر الإشارة إليها هي أن مواقع انخفاضات الكثافة تتغير بعد طرح الاستقطاب غير المحلول. تم ملاحظة هذا التأثير في مواقع مختلفة من المنطقة الحلقية الخالية من الإشارة. من المحتمل أن تكون هالة الضوء المستقطب المرتبطة بالإشارة غير المحلولة لها نمط غير متماثل بسبب القرص الداخلي المائل غير المحلول حول النجم. يساهم هذا النمط في تباين توزيع الكثافة، لذا، عند طرحه، تتأثر مواقع الانخفاضات قليلاً. وهذا متوقع نتيجة التصحيح للتظليل الناتج عن الاستقطاب البيننجمي (IS).
هناك أيضاً اختلافات في شدة الذروات بين العصور. سيتم معالجة هذه الاختلافات بشكل أكبر في القسم [sec:warpgeo].
نتتبع موقع الانخفاضات في الحلقة حول دوار44 باستخدام حزمة MPolarMaps، كما وصف في (casassus21). هذا يتيح لنا استخراج ملف تعريف شدة الحلقة \(I^{\circ}\)(\(\theta\)) كدالة للزاوية الزوالية \(\theta\) على طول دائرة تقرب أفضل تقريب لحلقة القرص، من خلال تقليل التشتت في الملف الشعاعي للمستمر وتحت افتراض التماثل المحوري. نتيجة لذلك، نحصل على أفضل قيم ملائمة لزاوية الموضع (PA)، والميل (\(i\)) والإزاحات النجمية.
كما هو موضح في الجدول [tab:pa_inc]، تعطي بيانات ALMA عند 230GHz ميلاً \(i\)=21.7\(\pm\)0.3deg وزاوية موضع PA=59.9\(\pm\)0.8deg، والإزاحات عن الموضع النجمي الاسمي هي \(\Delta\)RA=1mas و\(\Delta\)DEC=6mas. بالمثل، يعطي التحسين لبيانات ALMA عند 350GHz ميلاً \(i\)=21.9\(\pm\)0.2deg وزاوية موضع PA=61.6\(\pm\)0.5deg، مع إزاحات عن الموضع النجمي الاسمي كـ \(\Delta\)RA=6mas و\(\Delta\)DEC=7mas. نظراً لأن استمرارية \(Q_{\phi}(H)\) لا تظهر هندسة قرص مستمرة بسبب انخفاضاتها البارزة، قمنا بملاءمة قطع ناقص مستمر للانبعاث واستخدمنا النتيجة لتشغيل تحسين MPolarMaps. هذا يعطي ميلاً \(i\)=24.4deg وزاوية موضع PA=49.7deg لبيانات \(Q_{\phi}(H)\)، مع إزاحات عن الموضع النجمي الاسمي كـ \(\Delta\)RA=2mas و\(\Delta\)DEC=2mas. لاحظ أن قياس \(I^{\circ}\)(\(\theta\)) يعتمد على اختيار المنشأ، ولكن، كما هو موضح في القسم [sec:almadata]، فإن الإزاحة بين الموضع النجمي ومركز التجويف تقع ضمن أخطاء توجيه ALMA وGaia. بناءً على ذلك، يمكننا أن نركز التجويف بأمان على إحداثيات Gaia، كما هو مقدم في الشكل [fig:3a-fig].
تظهر صورة \(Q_{\phi}(H)\) (الشكل [fig:a-fig]) حلقة مقسمة إلى قوسين ثنائيي القطب مفصولين بانخفاضات شدة عميقة، بينما تظهر صور الاستمرارية عند 230GHz و350GHz (الأشكال [fig:b-fig] و[fig:c-fig]) دائرة متوقعة أكثر سلاسة وتقريباً. ومع ذلك، من المثير للاهتمام ملاحظة التباين بين استمرارية ميليمتر والأشعة تحت الحمراء في الشكل [fig:3b-fig]، والذي يظهر أن الانخفاضات أكثر بروزاً في بيانات الأشعة تحت الحمراء. أيضاً، يبدو أن انخفاضات الراديو للقرص متقدمة على انخفاضات الأشعة تحت الحمراء في الاتجاه الغربي الشمالي (عكس اتجاه عقارب الساعة).
الفواصل الزاوية بين الانخفاضات الراديوية والأشعة تحت الحمراء على مستوى القرص (\(\eta_{\mathrm{shift}}\)) هي \(\eta_{\mathrm{shift}}\)=14.95deg للانخفاضات الشمالية، و\(\eta_{\mathrm{shift}}\)=7.92deg للانخفاضات الجنوبية. عند دخول الغبار والغاز إلى الظلال، نتوقع أن نرى انخفاضات في درجة حرارة الغبار متحولة بالنسبة لظلال الضوء المشتت تحت الحمراء (casassus_2019_cooling). بالنظر إلى اتجاه دوران عكس عقارب الساعة، يمكن أن يُعزى الانحراف الملحوظ بين الظلال الراديوية وتحت الحمراء إلى تأخر حراري، ومن المثير للاهتمام أن نشير إلى أن هذا الانحراف باتجاه عكس عقارب الساعة، حيث تقود الانخفاضات الراديوية، يُلاحظ في فترات مختلفة (في الورقة الأولى وفي هذا العمل). ومع ذلك، قد يوفر تحليل أكثر تفصيلاً مع التصوير متعدد الترددات المتزامن فهماً أفضل لمثل هذا التأخر الحراري. نلاحظ أيضاً أن الانخفاضات الراديوية في جنوب القرص لا يمكن تحديدها بدقة عالية مقارنة بالانخفاضات الشمالية: يبدو القرص أقل كتلة وأضيق في موقع الانخفاضات الجنوبية (كما اقترح أيضاً (casassus_2019_cooling))، وبالتالي مع عمق بصري أقل لانتشار الإشعاع، مما ينعّم انخفاضات درجة الحرارة. سيتم تحليل هذا بمزيد من التفصيل في الأقسام [sec:warpgeo] و[sec:discmass].
يمكن تفسير الظلال في قرص الانتقال على أنها ناتجة عن اختلال توجيه القرص الداخلي بالنسبة للقرص الخارجي (marino15, benisty17). تكشف صورة الضوء المتناثر \(Q_{\phi}(H)\) لـ DoAr44 بوضوح عن موقع ظلين على الحلقة الخارجية. كما تظهر الفروق بين ملاحظات \(Q_{\phi}(H)\) التي أجراها avenhaus_2018_sphere وملاحظاتنا \(Q_{\phi}(H)\). لاحظ أن الإشعاع المستقطب غير المحلول تم طرحه من كلا مجموعتي البيانات باستخدام نفس المعايير في irdap، ولكن قد تؤثر ظروف المراقبة في كل حقبة على التصحيح المطبق. ومع ذلك، فإن عدم تطابق مواقع الانخفاضات بين الملفين الشعاعيين يشير إلى تغير مورفولوجي في موقع الانخفاضات بين الحقبتين، والذي يبدو أكثر أهمية بالنسبة للانخفاض الجنوبي. تم التعرف سابقاً على تغيرات في موقع ومورفولوجيا الانخفاضات في أقراص أخرى، على سبيل المثال، في J1604، باستخدام ملاحظات الضوء المتناثر متعددة الحقب (pinilla+18). في حالة DoAr44، من المحتمل أن تكون التغيرات في المورفولوجيا وموقع الانخفاضات مرتبطة بتأثير الإضاءة بسبب تحول في توجيه القرص الداخلي المائل. نحلل هذا التفسير باستخدام نهجين: نموذج هندسي مثالي لموقع الظلال وتحليل نوعي باستخدام توقعات نقل الإشعاع.
(min+17) يقترح خوارزمية تأخذ في الاعتبار موقع الظلال الملحوظة كتقاطع لمستوى منتصف القرص الداخلي مع قرص خارجي دائري تماماً. يربط هذا النظام توجيه القرص الداخلي (أي الانحدار (\(i_{1}\)) وزاوية الوضع (\(\phi_{1}\)) في السماء)، بارتفاع القرص الخارجي (\(h\))، وزاوية الوضع للظلال الملحوظة (PA) وزاويتها الممتدة بالنسبة للنجم (\(\omega\))، والإزاحة النجمية (\(b\)، تقاطع زاوية الوضع للقرص الداخلي مع الشمال). ومع ذلك، في الواقع، تظهر بعض الشكوك: حقيقة أن تجويف \(Q_{\phi}(H)\) الملحوظ ليس دائرياً تماماً يجعل من الصعب تحديد مركزه بدقة. أيضاً، قد لا تكون المواقع الدقيقة لمركز الظلال، أي الحد الأدنى للانخفاض، بالضرورة في مستوى منتصف القرص الداخلي. مع أخذ هذه التحفظات في الاعتبار، قمنا بحساب توجيه القرص الداخلي بالنظر إلى القيم الملحوظة المقدمة في الجدول [tab:warpgeo]. هذه تعطينا توجيه القرص الداخلي بانحدار \(i_{1}\)=26.4\(^{+5.6}_{-3.5}\)deg، وزاوية الوضع \(\phi_{1}\) =110.7\(^{+12.7}_{-13.9}\)deg و\(h\)=0.014\(^{+0.006}_{-0.004}\)، مع عدم اليقين المقابل لفترات الثقة 1\(\sigma\). وجدنا أن قيمة PA لـ \(Q_{\phi}(H)\) (الجدول [tab:summary]) تختلف بشكل كبير عن تلك الخاصة بالقرص الداخلي. توفر هذه النتائج دعماً لتفسير الظلال الناتجة عن عدم التوافق بين الأقراص الداخلية والخارجية. (bouvier+20) استنتج نتائج مماثلة لتوجيه القرص الداخلي لـ DoAr44: قاموا بملاءمة قابليات الاستمرارية لملاحظات VLT/GRAVITY لعام 2019 وحسبوا انحداراً بقيمة \(i_{1}\)=34\(\pm\)2deg وزاوية وضع \(\phi_{1}\) =140\(\pm\)3deg. نظراً لأن متجهات الاستقطاب موجهة بشكل دائري في الأقراص، يمكن أن تكون زاوية الاستقطاب إما موازية أو عمودية على اتجاه زاوية الوضع للقرص (stolker+17). من المثير للاهتمام أن زاوية الاستقطاب للمصدر المركزي، AoLP\(_{\mathrm{central}}\)=19.97\(\pm\)7.25deg، عمودية على زاوية الوضع للقرص الداخلي، \(\phi_{1}\) =110.7\(^{+12.7}_{-13.9}\)deg. أيضاً، في الشكل [fig:decrements] نرى أن انخفاضات شدة الراديو تقود في الاتجاه الغربي من الشمال، في كل من المناطق الشمالية والجنوبية. مع الأخذ بالنهج الهندسي المعروض في (min+17)، إذا كان التحول الدائري مرتبطاً فقط بتأثيرات الإسقاط بسبب ارتفاعات الانبعاث، فسنرى انخفاضات الشمال والجنوب متحولة عكسياً بالنسبة للدوران.
القيم التوجيهية التي حسبناها من الطريقة الهندسية المثالية للقرص الداخلي المشوه لـ DoAr44 تتوافق مع توجيه نسبي بزاوية \(\xi\)=21.4\(^{+6.7}_{-8.3}\) deg بالنسبة للقرص الخارجي. يمكننا مقارنة هذا التوجيه للقرص الداخلي مع نتائج (bohn+22)، الذين قاموا بملاءمة نماذج بارامترية لقابليات VLT/GRAVITY لعام 2019 من أجل استنتاج هندسة القرص الداخلي، بينما تم استنتاج هندسة القرص الخارجي من ملاءمة خرائط سرعة ALMA. قدروا زاويتين لعدم التوافق بين الأقراص الداخلية والخارجية، مع الأخذ في الاعتبار أنه، في بيانات GRAVITY، لا يمكن تمييز أي جانب من القرص الداخلي أقرب إلى المراقب: \(\xi_{1}\)=27\(\pm\)9deg، والتي تتوافق مع نتيجتنا، و\(\xi_{2}\)=39\(\pm\)9deg. من المثير للاهتمام أن قيم PA و\(i\) الخاصة بهم، سواء للقرص الخارجي أو الداخلي، تتوافق أيضاً مع نتائج PA و\(i\) الخاصة بنا.
التوجيه النسبي لـ \(\xi\)=21.4\(^{+6.7}_{-8.3}\) درجة يمكن مقارنته مع توقعات نقل الإشعاع لميلان القرص الداخلي المقدمة في الورقة الأولى. إذا نظرنا إلى الشكل 4 في الورقة الأولى، نجد أن ملاحظاتنا لعام 2019 \(Q_{\phi}(H)\) تتم محاكاتها بشكل أفضل بواسطة انحراف \(\xi\)\(\sim\)20 درجة، وهو ما يتوافق تماماً مع \(\xi\)=21.4\(^{+6.7}_{-8.3}\). من ناحية أخرى، يفسر ميل نسبي \(\xi\)\(\sim\)30 درجة صور \(Q_{\phi}(H)\) من بيانات عام 2016 بشكل أفضل. كما أن الملامح الزاوية لكلتا الفترتين (الشكل [fig:2b-sphere]) متسقة مع الملامح المتوقعة بنقل الإشعاع في الورقة الأولى (الشكل7)، للقيم \(\xi\) المذكورة أعلاه. من المثير للاهتمام ملاحظة أن الاختلاف في الميلات النسبية بين الفترتين يترجم أيضاً إلى تغيرات في مواقع الظلال وفي السطوع النسبي للأقواس بين الظلال. توقعات نقل الإشعاع لـ \(\xi\)=20 درجة تؤدي إلى انخفاضات أوسع مقارنة بالتوقعات لـ \(\xi\)=30 درجة. تلاحظ هذه التأثيرات أيضاً عند مقارنة الملامح الزاوية لكلتا فترتي \(Q_{\phi}(H)\) في الشكل [fig:2b-sphere]، مما يعني تغيراً شكلياً، وبشكل خاص، في مواقع الانخفاض الجنوبي والقوس الغربي.
إذا كان بسبب التظليل، فإننا نتوقع انخفاضاً في درجة حرارة الغبار والعمق البصري في موقع انخفاضات الكثافة. لتحليل ذلك، نحسب خريطة مؤشر الطيف بين 230GHz و350GHz، كما يلي
\[\begin{aligned} \alpha\,=\,\frac{\log(I_{230\,\mathrm{GHz}}/I_{350\,\mathrm{GHz}})}{\log(230\,\mathrm{GHz}/350\,\mathrm{GHz})}, \label{eq:specind}\end{aligned}\]
وخريطة الخطأ كما يلي
\[\begin{aligned} \sigma_{\alpha}\,=\,\frac{\sqrt{(\sigma_{230\,\mathrm{GHz}}/I_{230\,\mathrm{GHz}})^2 + (\sigma_{350\,\mathrm{GHz}}/I_{350\,\mathrm{GHz}})^2}}{\log(230\,\mathrm{GHz}/350\,\mathrm{GHz})}. \label{eq:specinderror}\end{aligned}\]
لقد قمنا بتنعيم صورة 230GHz للحصول على نفس الشعاع المركب (المطول) كما هو الحال في نظام وزن بريغز 2.0 لـ 350GHz (84.9mas \(\times\) 69.9mas)، باستخدام الصور المحاذاة مسبقاً (القسم [sec:almadata]). من المثير للاهتمام أن الانبعاث المنعم لـ 230GHz لا يظهر انخفاضات واضحة مثل انبعاث 350GHz. قد يكون ذلك بسبب أن انبعاث 350GHz أكثر كثافة بصرياً من انبعاث 230GHz، وبالتالي، يكون حساساً لدرجة الحرارة فقط.
تم حساب خريطة \(\alpha\) للشدات مع أخطاء \(\sigma_{\alpha}\)<0.7، والتي تترجم إلى شدات أكبر من 0.27mJy في النطاق 6 (14\(\sigma\)) و0.67mJy في النطاق 7 (26\(\sigma\)). لاحظ أن عدم اليقين في المعايرة بنسبة 2.5\(\%\) للنطاق 6 و5\(\%\) للنطاق 7 (alma_book) يترجم إلى عدم يقين \(\pm\)0.13 في القيمة المطلقة لـ \(\alpha\) (باستخدام تكاثر الخطأ، حيث \(\sigma_{\alpha}\)=0.056/ln(350GHz/230GHz)، ولكن القيم في خريطة الخطأ في الشكل [fig:4b-fig] لا تأخذ في الاعتبار هذه الأخطاء المنهجية لأنها موحدة عبر الخريطة ونحن مهتمون بشكل أساسي بالتغيرات النسبية).
في الشكل [fig:specind]، نجد قيم مؤشر الطيف \(\alpha\)\(\sim\)2. الفجوة الداخلية (0.13arcsec \(\<\) \(r\) \(<\) 0.25arcsec، ضمن ملفات الكثافة السوداء في الشكل [fig:specind]) تظهر قيم \(\alpha\) أعلى بكثير من \(\sim\)2، كما هو موضح أيضاً في الشكل [fig:radial_specind]. هذا يشير إلى انبعاث رقيق بصرياً بسبب وجود حبيبات صغيرة جداً، على الأرجح نتيجة لتدمير الحبيبات بواسطة الإشعاع النجمي. قد تتوافق قيم \(\alpha\)\(\sim\)2 على طول باقي القرص إما مع انبعاث كثيف بصرياً، أو تشير إلى مؤشر عتامة غبار ضحل بسبب الحبيبات الأكبر (testi14). علاوة على ذلك، هذا مشابه لبنية HD142527 في (casassus15b) الذي أبلغ عن انخفاض في شدة القرص الخارجي باستخدام ملاحظات ATCA وALMA من 34GHz إلى 700GHz. لم نجد تباينات طيفية أزيموثية مميزة في موقع الانخفاضات، حيث يشير \(\alpha\)\(\sim\)2 إلى انبعاث كثيف بصرياً (الشكل [fig:specind])، ومع ذلك، فإن الانخفاضات في الملف الشعاعي للأشعة تحت الحمراء (الشكل [fig:decrements]) تشير إلى انخفاضات في درجة الحرارة بسبب التظليل. كما حسبنا \(\alpha\)\(>\)\(-\)2 لتكون الحد الأدنى لمؤشر الطيف النجمي عند شدات 1\(\sigma\) للنطاقين 6 و7.
من المثير للاهتمام بشكل خاص أن قيم مؤشر الطيف عند 0.13arcsec \(\leq\) \(r\) \(\leq\) 0.25arcsec هي \(\alpha\)\(\sim\)3.3، كما هو موضح في الشكل [fig:radial_specind]. هذا النطاق الشعاعي يتوافق مع الفجوة الداخلية في النطاقين 6 و7، حيث يمكن ملاحظة قاعدة غبار خافتة عند حافة الفجوة الداخلية (الأشكال [fig:b-fig] و[fig:c-fig]). قيم مؤشر الطيف في الفجوة الداخلية نموذجية للوسط بين النجوم (ISM)، وبالتالي، مع الأخذ في الاعتبار مؤشر عتامة الغبار \(\beta\)=1.7 (draine2006)، يمكن تفسير ذلك على أنه انبعاث رقيق بصرياً ووجود حبيبات غبار صغيرة (sierra20) تملأ الفجوة. هذا متسق مع عدم وجود انخفاضات في الكثافة في الفجوة الداخلية، والتي يتم تنعيمها بواسطة الإشعاع الحراري الرقيق بصرياً من قاعدة الغبار. كما أنه من المثير للاهتمام أن هذه القيم العالية لمؤشر الطيف لا تظهر نحو \(r\)=0.5arcsec (الشكل [fig:radial_specind])، حيث نلاحظ هالة غبار ممتدة خارج فخ الغبار الشعاعي في كلا النطاقين 6 و7 (الأشكال [fig:b-fig] و[fig:c-fig]). تشير قيم \(\alpha\)\(\sim\)2-2.5 على طول هالة الغبار إلى وجود حبيبات غبار أكبر مقارنة بالفجوة الداخلية. ومع ذلك، فإن البيانات متعددة الأطوال الموجية والنمذجة مطلوبة لحل هذه الغموض في DoAr44.
كتلة الغاز في الأقراص هي شرط هام لتكوين الكواكب، وفي حالة الأقراص الانتقالية المظللة، يمكن أن يؤدي تبريد الغاز عندما يمر عبر الظلال إلى تقييدات على كتلته. في هذا السياق، قدم (casassus_2019_cooling) نموذجاً أحادي البعد يربط بين كثافة سطح القرص الخارجي (\(\Sigma_g\)) وعمق ملفات درجة الحرارة (\(T(\phi)\)) بسبب الإشعاع الناتج عن النجم المركزي والقرص الداخلي. يأخذ النموذج في الاعتبار ظلاً يتحرك بالنسبة للغاز بسرعة كبلرية رجعية، وهيكل قرص ثابت يوصف بنصف قطره (\(R\)) وسمكه (\(H\))، وتعداد غبار قياسي، مع حجم حبيبي أقصى (\(a_{\mathrm{max}}\))، نسبة كتلة الغاز إلى الغبار (\(f_{\mathrm{gd}}\)) وعامل ملء الحبيبات (\(f\)). وبالتالي، فإن المعلمات الحرة التي تحكم درجة حرارة الغاز هي الانزياحات الزاوية الملحوظة بين النقصانات الراديوية والأشعة تحت الحمراء، \(\eta_{\mathrm{shift}}\)، وكثافة سطح الغاز، \(\Sigma_g\). لاحظ أننا هنا نعرف \(\eta_{\mathrm{shift}}\) على مستوى القرص، على عكس الورقة الأولى التي عرفت \(\eta_{\mathrm{shift}}\) على مستوى السماء.
في حالة DoAr44، يمكن تفسير الانزياحات الزاوية الملحوظة بين النقصانات الراديوية والأشعة تحت الحمراء، الموصوفة في القسم [sec:decrements]، بواسطة تأخر حراري بين الغبار المظلل والغاز، بشرط أن يكون للقرص الخارجي اتجاه دوران رجعي. لقد حسبنا ملفات \(T(\phi)\) مع الأخذ في الاعتبار حجم حبيبي أقصى قدره \(a_{\mathrm{max}}\)=1cm، وهو متوافق مع القيم \(\alpha \sim\)2 السميكة بصرياً التي وجدناها للقرص الخارجي (الأشكال [fig:specind] و[fig:radial_specind]). كما استخدمنا نسبة كتلة الغاز إلى الغبار المعتمدة للوسط بين النجمي المنتشر، \(f_{\mathrm{gd}}\)=100، وعامل ملء للحبيبات المدمجة \(f\)=1. تم تقديم هذه المعلمات في الجدول [tab:mass_parameters].
يظهر الانزياح الزاوي بين النقصانات الشمالية \(\eta_{\mathrm{shift}}\)=14.95deg، والذي يتوافق مع كثافة سطح مستقرة من \(\Sigma_g\)=117\(\pm\)10 g/cm\(^2\)، والنقصانات الجنوبية لها انزياح زاوي قدره \(\eta_{\mathrm{shift}}\)=7.92deg، والذي يتوافق مع كثافة سطح مستقرة من \(\Sigma_g\)=48\(\pm\)10 g/cm\(^2\). قيمة أقل من \(\Sigma_g\) تعني أن موقع الانخفاض الجنوبي أقل كثافة بصرياً للإشعاع الحراري، وهو ما يتوافق مع الانخفاض الجنوبي الأكثر سلاسة واتساعاً (كما هو موضح في الشكل [fig:3b-fig])، نتيجة للانتشار الحراري لدوران القرص المعتبر. نسبة التباين بين التقديرات المكثفة للنقصانات على طول كثافة سطح الغاز الخارجي هي \(f_r\)=2.4\(\pm\)0.5، وهي قيمة متوافقة مع وجود هلال كبير من الانبعاث الفرعي المستمر في القرص (zhu_bauteau_16)، كما في، على سبيل المثال، LkH\(\alpha\)330 (isella13)، HD135344B (vandermarel15) وMWC758 (casassus19_mwc758). من المثير للاهتمام أيضاً أنه في سياق دوامة غير متماثلة، قد يتوافق الانخفاض الجنوبي مع أعماق بصرية أقل بكثير في استمرارية ALMA. ومع ذلك، فإن مؤشر الطيف في موقع كلا النقصانين يظل \(\alpha \sim\)2 (الشكل [fig:specind]). إذا كان الانخفاض الجنوبي رقيقاً بصرياً، فربما يكون احتجاز الغبار في DoAr44 فعالاً فقط للحبيبات الكبيرة الكثيفة، بينما قد تفسر مجموعة من الحبيبات الكبيرة الرقيقة مؤشر الطيف لهالة الاستمرارية والانخفاض الجنوبي.
نقدم ملاحظات ALMA بتردد 350GHz لـ DoAr44 بدقة خطية تقريباً \(\sim\)10au، بالإضافة إلى ملاحظات جديدة للتباين المستقطب باستخدام SPHERE/IRDIS. تتوافق الملاحظات الجديدة \(Q_{\phi}(H)\) مع متابعة بفارق زمني ثلاث سنوات. تسمح لنا هذه البيانات الجديدة، جنباً إلى جنب مع إعادة تحليل استمرارية ALMA بتردد 230GHz، بالوصول إلى الاستنتاجات التالية:
وجدنا انخفاضات في الشدة في التصوير بواسطة ALMA للاستمرارية الراديوية، مما يؤكد التنبؤات من الورقة I. تتطابق مواقع الانخفاضات الراديوية الشمالية في كل من 230GHz و350GHz بشكل جيد، مع زوايا موضعية 316.3deg و316.9deg شرقاً عن الشمال، على التوالي. الانخفاضات الراديوية الجنوبية، التي تبدو أوسع، متماشية أيضاً عند زاوية موضعية 152.9deg شرقاً عن الشمال.
بالنظر إلى قرص متراجع (يدور باتجاه عكس عقارب الساعة)، فإن انخفاضات درجة الحرارة تسبق انخفاضات \(Q_{\phi}(H)\) في اتجاه الدوران بـ \(\eta\)=14.95deg في موقع الانخفاضات الشمالية و\(\eta\)=7.92deg في موقع الانخفاضات الجنوبية.
توفر النماذج الهندسية لـ \(Q_{\phi}(H)\) دعماً لوجود قرص داخلي غير متماثل، مع ميل نسبي \(\xi\)=21.4\(^{+6.7}_{-8.3}\)deg. تؤدي زاوية الموضع التي تجمع بين انخفاضات \(Q_{\phi}(H)\) إلى تحول على طول الاتجاه غرباً عن الشمال، مقارنة بالملاحظات السابقة المقدمة في الورقة I. يعكس هذا التغيير في المورفولوجيا في موقع الانخفاض الجنوبي، مما يعني أيضاً تغيراً في توجه القرص الداخلي بين الفترتين الزمنيتين لـ \(Q_{\phi}(H)\).
قد تتوافق انخفاضات الشدة مع انخفاضات درجة الحرارة، حيث تظهر خريطة مؤشر الطيف بين 230GHz و350GHz قيماً \(\alpha \sim\)2 في موقع الظلال، وهو ما يتوافق مع الانبعاث السميك بصرياً.
تقديرات كتلة غاز القرص باستخدام الانزياحات الزاوية بين الانخفاضات الراديوية والأشعة تحت الحمراء، ولسكان غبار قياسي، تعطي قيم كثافة السطح \(\Sigma_g\)=117\(\pm\)10 g/cm\(^2\) للانخفاض الشمالي، و\(\Sigma_g\)=48\(\pm\)10 g/cm\(^2\) للانخفاض الجنوبي. قيمة أقل من \(\Sigma_g\) تتوافق مع انخفاض درجة الحرارة أوسع وأكثر سلاسة في الجنوب.
قيم مؤشر الطيف \(\alpha \sim\)3.3 في التجويف الداخلي، حيث نلاحظ دعامة غبار ضعيفة بطول موجة ميليمترية عند الحافة، هي نموذجية للوسط بين النجوم وتشير إلى الانبعاث الرقيق بصرياً بسبب وجود حبيبات أصغر مقارنة بالمناطق الخارجية للقرص حيث \(\alpha \sim\)2.
تظهر الهالة الخارجية المستمرة قيماً لمؤشر الطيف \(\alpha \sim\)2، مما يشير إلى وجود حبيبات كبيرة رقيقة.
يظهر الهالو الخارجي للغبار بطول موجة ميليمترية قيماً لمؤشر الطيف حول \(\alpha \sim\)2، والتي يمكن تفسيرها كانبعاث سميك بصرياً أو كمؤشر عمق غبار ضحل. تتطلب البيانات متعددة الأطوال الموجية لـ DoAr44 مزيداً من التقييد لتقلبات مؤشر الطيف في القرص.
نشكر البروفيسور الدكتور هانز مارتن شميد على تعليقاته البنّاءة حول ملاحظات SPHERE. نشكر المراجع المجهول على التعليقات المفيدة. يعترف المؤلفون بالدعم المالي من ANID – برنامج مبادرة العلوم الألفية – رمز المركز NCN2021_080. تعترف C.A-T بالدعم من نواة الألفية حول الكواكب الخارجية الشابة وأقمارها (YEMS). يعترف S.C. بالدعم من Agencia Nacional de Investigación y Desarrollo de Chile (ANID) من خلال منحة FONDECYT العادية 1211496، ومشروع ANID Data Observatory Foundation DO210001. يعترف S.P. بالدعم من منحة FONDECYT العادية 1191934. يعترف P.W. بالدعم من منحة FONDECYT 3220399. تعترف L.C. بالدعم المالي من منحة FONDECYT رقم \(\#\)1211656. يعترف A.Z. بالدعم من مشروع FONDECYT Iniciación en investigación رقم 11190837. يُدعم SM من قبل زمالة الجمعية الملكية للبحوث الجامعية (URF-R1-221669). استخدم هذا العمل مجموعة Strelka (مشروع FONDEQUIP EQM140101) المستضافة في DAS/U. de Chile. يستخدم هذا الورق بيانات ALMA التالية: ADS/JAO.ALMA \(\#\)2018.1.00028.S. ALMA هي شراكة من ESO (تمثل الدول الأعضاء)، NSF (الولايات المتحدة) وNINS (اليابان)، بالتعاون مع NRC (كندا)، MOST وASIAA (تايوان)، وKASI (جمهورية كوريا)، بالتعاون مع جمهورية تشيلي. يتم تشغيل المرصد المشترك ALMA بواسطة ESO، AUI/NRAO وNAOJ. المرصد الوطني لعلم الفلك الراديوي هو منشأة للمؤسسة الوطنية للعلوم تُدار بموجب اتفاقية تعاون من قبل الجامعات المشتركة، Inc.
البيانات المخفضة لـ ALMA وSPHERE المقدمة في هذه المقالة متاحة بناءً على طلب معقول للمؤلف المراسل. الحزم البرمجية الأصلية أو غير القياسية الكامنة وراء التحليل متاحة على العناوين التالية: MPolarMaps (https://github.com/simoncasassus/MPolarMaps, casassus21)، uvmem (https://github.com/miguelcarcamov/gpuvmem, carcamo18)، VisAlign (https://github.com/simoncasassus/VisAlign) وSNOW (https://github.com/miguelcarcamov/snow).
[lastpage]