latex
نقدم تقريراً عن البحث في التغير في القزم البني الشاب SST1624 (نوع طيفي تقريباً M7، \(M\sim 0.05\,M_{\odot}\))، الذي وُجد سابقاً أنه يتميز بغلاف غازي متوسع ويخضع لفقدان كتلة شبه كروي. لم نجد أي تغير على مقاييس زمنية من 1-6 ساعات. على وجه التحديد، على هذه المقاييس الزمنية، نستبعد وجود فترة بسعة \(>1\%\). كانت الفترة الضوئية في هذا النطاق ستكون دليلاً على إما النبض المدعوم بحرق الديوتيريوم أو الدوران بالقرب من الانهيار. ومع ذلك، نرصد انخفاضاً بنسبة 3% في قدر الحزمة K بين ليلتين متتاليتين (بنتيجة 10\(\sigma\)). هناك أيضاً دليل واضح على التغيرات في منحنيات الضوء WISE عند 3.6 و4.5\(\,\mu m\) على مقاييس زمنية تمتد لأيام، مع فترة محتملة تبلغ 6 أيام، وتغيرات محتملة طويلة الأمد على نوافذ زمنية تمتد لسنوات. أفضل تفسير للتغيرات على مدى أيام هو التعديل الدوراني بسبب البقع. تجعل هذه النتائج سيناريو النبضات الحرارية بسبب حرق الديوتيريوم أكثر احتمالاً كبديل للرياح الطاردة المركزية التي يسببها الدوران السريع كآلية لفقدان الكتلة.
لقد أثبتت المراقبة الضوئية أنها أداة مفيدة في استكشاف الأقزام البنية. عندما تكون هذه الأجسام دون النجمية صغيرة في السن، غالباً ما تظهر تقلبات بسبب النشاط المغناطيسي والتراكم والأقراص، بما يشبه النجوم الأكثر كتلة من نوع تاوري (T Tauri) (scholz2009, moore2019). بالنسبة للأقزام البنية المتطورة، يمكن أن تشير التقلبات الضوئية إلى وجود وتطور السحب في الغلاف الجوي (metchev2015). لقد سمحت دراسات التقلبات بقياس فترات دوران دون النجمية كمؤشر للعمر (bouvier2014)، فضلاً عن تقييد خصائص الغلاف الجوي والعمليات التطورية المبكرة في الأقزام البنية.
بفضل العديد من دراسات المراقبة في العشرين عاماً الماضية، نعلم أن الأقزام البنية الصغيرة تظهر فترات دوران تتراوح من بضع ساعات إلى عدة أيام، بينما عادة ما تكون فترات الأقزام البنية المتطورة القديمة أقصر من يوم واحد (moore2019, vos2022). في الأعمار الصغيرة، تكون أقصر الفترات المقاسة حول الحد الفيزيائي - الفترة المقابلة لسرعة الانفصال، حيث تتوازن القوى الطاردة المركزية والجاذبية عند خط الاستواء. تم الإبلاغ عن الدوران بالقرب من أو حول الانفصال في الأقزام البنية الصغيرة من قبل مؤلفين مختلفين، بما في ذلك (zapatero2003, caballero2004, scholz2005, rodriguez2009). سيكون لهذا الدوران السريع تأثيرات كبيرة على البنية الداخلية والتطور المبكر، والتي يجب أخذها في الحسبان في النماذج (yoshida2023).
يتم حساب سرعة الانفصال باستخدام \(v=\sqrt{2GM/3R}\)، وفقاً لـ (porter1996). يأخذ العامل \(2/3\) في الحسبان حقيقة أن الجسم الذي يدور عند الانفصال سيكون مفلطحاً. للتسهيل، يقابل هذا \(P=0.14205 \times R^{1.5} / M^{0.5}\). بالنسبة للكتل دون النجمية والأعمار من 1-5Myr، ينتج عن ذلك فترات انفصال \(>5\)h، كما هو موضح في الشكل [fig:rotpuls] لنصف قطر نموذجي للأقزام البنية الصغيرة. مع تقدم الأجسام في العمر وانكماشها، تنخفض فترة الانفصال مع \(\sim R^{1.5}\)، لكن فترة الدوران (بافتراض حفظ الزخم الزاوي) تتغير مع \(\sim R\)، أي مع تقدم العمر ستنخفض فترة الانفصال أكثر تحت فترة الدوران. نتيجة لذلك، الأقزام البنية الميدانية التي تظهر أحياناً فترات دوران قصيرة جداً تقريباً 1d (tannock2021) لا تزال أعلى بكثير من الانفصال.
عملية فيزيائية أخرى يمكن استكشافها بواسطة المراقبة الضوئية هي النبضات. تظهر الأقزام البنية حرق الديوتيريوم خلال السنوات القليلة الأولى من وجودها، والتي تم التنبؤ بأنها ستؤدي إلى انفجار في السطوع (salpeter1992) وإلى نبضات شعاعية أو غير شعاعية. يظهر (palla2005) في تحليل استقرار للأقزام البنية التي تحرق الديوتيريوم وجود أوضاع أساسية بفترات بين 1 و 5h. بالنسبة للنجوم بكتلة 0.1\(\,M_{\odot}\)، يجد (lopez2012) فترات للأوضاع المثارة بواسطة حرق الديوتيريوم من 4.2-5.2h. ومع ذلك، ظل البحث الرصدي المخصص لفترات النبضات حتى دقة mmag بواسطة (cody2014) دون نجاح. من حيث المبدأ، قد تكون بعض أقصر الفترات الضوئية المقاسة حتى الآن للأقزام البنية (انظر أعلاه) ناتجة عن النبضات. ومع ذلك، يفضل معظم المؤلفين تفسير التقلبات الدورية في الأقزام البنية الصغيرة على أنها نتيجة للدوران المقترن ببقع سطحية مغناطيسية. إذا تم تأكيد النبضات، فسيفتح ذلك طريقاً جديداً لتحديد والتأكد من الخصائص الأساسية في الأقزام البنية خلال مرحلة الانكماش.
SSTc2d J163134.1-240100 (والذي سيشار إليه فيما بعد بـ SST1624) هو قزم بني صغير في مجمع تكوين النجوم أوفيوخوس، تم تحديده في الأصل في مسح سبيتزر ’النوى إلى الأقراص’ (evans2009) كجسم نجمي شاب باهت وأحمر. في الملاحظات الأخيرة باستخدام ALMA كجزء من برنامج ODISEA (cieza2019)، وُجد أن لديه غلافاً كروياً مفلطحاً بقطر يتراوح بين 200-300AU، والذي يظهر حركيات قذيفة متمددة (ruiz2022). تم اكتشاف القذيفة في \(^{12}\)CO، ولكن ليس في الاستمرارية المليمترية. بعد التصحيح للانقراض، يكون للجسم توزيع طاقة طيفي تحت الحمراء متسق مع الغلاف الجوي بدون قرص. هذا غير عادي جداً – حتى الآن تم اكتشاف عدد قليل جداً من الأقزام البنية الشابة في CO باستخدام ALMA، والتي عادة ما تمتلك قرصاً واضحاً (ricci2014). من ناحية أخرى، تم اكتشاف العديد من الأقزام البنية الشابة في الاستمرارية تحت المليمتر/المليمتر (testi2016,sanchis2020). وبالتالي، نحن أمام ظاهرة جديدة تماماً تتطلب أفكاراً جديدة، واستكشافاً مستمراً، وملاحظات متابعة.
(ruiz2022) يحددون طبيعة المصدر بناءً على طيف KMOS، ويحرصون على استبعاد التفسيرات البديلة، مثل نجم AGB في الخلفية أو نواة جزيئية منهارة. تؤكد الحركات الصحيحة أن الجسم هو بالفعل عضو في السكان الشباب في أوفيوخوس، بعمر يقارب 2Myr. من المحتمل أن يكون قزماً بنياً بكتلة 0.05\(\,M_{\odot}\)، مع نوع طيفي M متوسط/متأخر، مضيء بشكل زائد، ويُرى من خلال انقراض كبير بمقدار \(A_V\sim42\)mag. أفضل تفسير للقذيفة الغازية المتمددة هو فقدان كتلة قوي غير موجه. تم تقدير عمر القذيفة حركياً بحوالي 10^4 سنة، وهو جزء صغير من عمر القزم البني، وكتلته الغازية (تحت افتراضات معقولة) هي 1.5\(\,M_{\oplus}\). الحد الأعلى 4\(\,\sigma\) في الملاحظات الاستمرارية يتوافق مع كتلة غبار أقل من 1\(\,M_{\oplus}\).
في هذه المرحلة، مصدر القذيفة المتمددة غير معروف. (ruiz2022) يقترحون أن فقدان الكتلة قد يكون نتيجة لنبض حراري ناتج عن بدء احتراق الديوتيريوم، مشابهاً للنبضات الحرارية التي تدفع فقدان الكتلة في نجوم AGB (kerschbaum2017). خيار آخر لقزم بني لإخراج قذيفة غازية، كما اقترح في الأصل (scholz2005)، هو من خلال الرياح الطاردة المركزية غير المستقرة الناتجة عن الدوران السريع للغاية بالقرب من سرعة الانفصال – مشابهاً لنجوم OB الدوارة السريعة (porter1996). سيؤدي هذا في البداية إلى حلقة (قرص ’decretion’)، تتوسع وتتفرق إلى هيكل شبه كروي، متسق مع الشكل المفلطح لقذيفة SST1624.
كما أُشير في القسم [sec:intro]، يمكن لكل من النبض والدوران السريع أن يسبب تغيراً دورياً في التدفق يمكن اكتشافه بواسطة المراقبة الضوئية، مع فترات محتملة للنبضات أقصر من تلك المتعلقة بالدوران السريع بالقرب من الانفصال (انظر الشكل [fig:rotpuls]). اختبار التغير في SST1624 هو بالتالي طريقة واعدة لاستكشاف أصل قذيفته. هذا هو الغرض من هذه الورقة.
للتسجيل، (ruiz2022) يناقشون أيضاً خياراً آخر لتفسير القذيفة، وهو ابتلاع واستهلاك رفيق كوكبي. يعتبرون هذا السيناريو أكثر غرابة وأقل احتمالاً من النبض الحراري. ونظراً لأن هذه الفكرة لن تنتج توقيعاً للتغير، فلن نناقشها هنا.
لقد قمنا بمراقبة SST1624 خلال ليلتين، 27 مايو و28 مايو 2023، باستخدام تلسكوب ESO/NTT وكاميرا الأشعة تحت الحمراء SOFI، تحت رقم الاقتراح 111.24GN. بشكل عام، شملت هذه الفترة المراقبية ثلاث ليالٍ، ولكن الليلة الثالثة لم تكن صالحة للاستخدام بسبب الغيوم. في كل ليلة من الليلتين، بقينا نراقب الهدف لمدة 5-6 ساعات، باستخدام مرشح \(K_S\)، وزمن التكامل لكل صورة DIT من 20 ثانية، وعدد التكاملات لكل صورة NDIT من 5 أو 10، واستخدمنا تحريكات عشوائية. تضمنت عملية تقليل البيانات تصحيح التداخل المتبادل، التسطيح، طرح السماء، وتصحيح البكسلات التالفة. تم دمج التعرضات الفردية، عند الضرورة، لتحقيق زمن تعرض إجمالي موحد لكل إطار يبلغ 200 ثانية. في كل صورة، أجرينا قياس الفتحة باستخدام photutils (bradley2023) باستخدام فتحة ثابتة قدرها 10 بكسلات، والتي تتوافق عادة مع 2-3 FWHMs لـ PSF المحدود بالرؤية. تضمن ذلك طرح الخلفية، حيث تم قياس الخلفية في حلقة حول المصدر.
أظهرت المنحنى الضوئي الخام لـ SST1624 وجميع النجوم الأخرى في المجال تقلبات كبيرة بسبب التغير في كتلة الهواء على مدار الليل. اخترنا أربعة نجوم في نفس المجال أكثر سطوعاً من هدفنا، وقمنا بمتوسط منحنياتها الضوئية، وطرحنا هذا المتوسط من منحنى الضوء الهدف (بوحدات القدر الظاهري) لتصحيح التأثيرات الجوية. يظهر المنحنى الضوئي النهائي لـ SST1624 لتلك الليلتين في الشكل [fig:kband]. تأكدنا من أن المنحنى الضوئي لا يعتمد بشكل كبير على اختيار النجوم المقارنة، من خلال التحقق من النتيجة باستخدام مجموعة فرعية منهم فقط. كما قمنا بفحص النجوم المقارنة مقابل بعضها البعض، ولم نجد أي علامات على التغير فيها. باستخدام النجوم المقارنة للمعايرة، حددنا أن قدر SST1624 في النطاق K يبلغ \(14.08\pm 0.05\) في نظام 2MASS، متوافقاً مع قيمته في 2MASS والتي تبلغ 14.06.
لقد حصلنا أيضاً على منحنى الضوء WISE عند 3.6 (W1) و4.5\(\,\mu m\) (W2) لـ SST1624 من ’جدول التصوير الفوتوغرافي المتعدد الأوقات ALLWISE’ (cutri2021) و’جدول مصدر التعرض الفردي NEOWISE-R (L1b)’ (mainzer2014). يحتوي جدول ALLWISE على 23 حقبة لهذا المصدر خلال 200d، بدءاً من MJD55254. باستثناء واحدة، تتركز جميع هذه القياسات في فترتين مدتهما 24h، مفصولتين بـ \(\sim 180\)d.
توفر NEOWISE-R 214 كشفاً جيداً (حتى يونيو 2023)، على مدى \(\sim 3000\)d، بدءاً من MJD 56700.0، مع تغطية 18 يوماً بحوالي 10 نقاط بيانات لكل منها. مرة أخرى، تتوفر القياسات للنطاقين W1 وW2. نلاحظ أن هذا المنحنى ينتهي في MJD 59803 والذي يتوافق مع ديسمبر 2022، قبل بضعة أشهر من مراقبتنا المخصصة للنطاق K. ستصبح بيانات NEOWISE-R الإضافية لهذا المصدر متاحة في السنوات القادمة.
المنحنى الضوئي الذي حصلنا عليه من ملاحظات SOFI يبدو غير ملحوظ. بالعين المجردة، يظهر ضجيجاً حول متوسط ثابت، في كلتا الليلتين المتتاليتين، كما يمكن تقديره من الشكل [fig:kband]. لا توجد هيكلية واضحة، وبشكل خاص لا توجد تقلبات دورية واضحة. الانحراف المعياري هو 1.5 و1.6%، لليلة الأولى والثانية على التوالي.
للتحقق من الاتجاهات التدريجية، قمنا بملاءمة البيانات في ليالٍ فردية مع خط. في الليلة الأولى، كان الميل الملائم الأفضل هو -0.006mag/day، وهو ما يتوافق مع الصفر. في الليلة الثانية، أعطت الملاءمة 0.026mag/day أو 0.010mag/day عند تجاهل نقطة البيانات الأولى الشاذة. مرة أخرى، هذا سيكون متوافقاً مع الصفر على نافذة زمنية تبلغ 6h.
ومع ذلك، هناك انحراف كبير بين متوسط القدر في الليلتين؛ الجسم يخفت بنسبة 3% على مدار 1d، وهو اكتشاف بمقدار 10\(\sigma\) بالنظر إلى خطأ المتوسط في المنحنيات الضوئية في الليالي الفردية. هذا الانتقال غير مرئي في النجوم المقارنة الفردية. بما أن ترتيب المراقبة كان متطابقاً في كلتا الليلتين، وكان نطاق الكتل الهوائية هو نفسه أيضاً، فمن المحتمل أن يكون هذا الخفوت ناتجاً عن تقلبات جوهرية في هدفنا. نلاحظ أن هذا الانحراف، بالاقتران مع الميل الخطي المقاس لليالي الفردية، يمكن أن يكون متوافقاً مع تقلب جيبي - في هذه الحالة سيكون الجسم قريباً من الحد الأقصى في الليلة الأولى؛ الفترة ستكون بترتيب الأيام.
لقد وضعنا اختباراً بسيطاً وموثوقاً للتحقق من وجود فترة في البيانات الضوضائية من خلال مقارنة التباين في المنحنى الضوئي قبل وبعد طرح دورية، وهي إجراء يسمى بعد ذلك Max-F. نحدد مجموعة من فترات الاختبار، من 0.1h إلى 6h بخطوات 0.05h. لكل فترة اختبار نحسب أطوار النقاط البيانية (بين 0.0 و1.0). ثم نطرح منحنيات جيبية، متغيرين السعة بين 5% و100% من النطاق الأقصى لنقاط البيانات (بخطوات 5%) ومتغيرين طور النقطة الصفرية (بخطوات 0.01). نسجل الانحراف المعياري للمنحنى الضوئي لكل منحنى جيبي مطروح، \(\sigma_{P,i}\)، ونسبة التباين \(F= \sigma^2 / \sigma_{P,i}^2\). نجد القيمة القصوى لـ \(F_P\) لكل فترة، ونرسم ذلك كدالة للفترة. هذا الإجراء يعطينا مقياساً للحد الأقصى للجزء من الضوضاء الذي يمكن تفسيره بوجود فترة جيبية. الروتين يشكل في جوهره اختبار F لتساوي التباينات. لمجموعات البيانات الموزعة بشكل طبيعي، يجب أن تتبع الكمية \(F\) توزيع F (ومن هنا الاسم). في حالتنا مع \(N\sim 80\)، قيمة F تزيد عن 1.5 تعني أن التباينين مختلفان بشكل كبير مع احتمال خطأ كاذب \(<5\%\).
لليلة الأولى، وجدنا أن القيمة القصوى لـ \(F\) هي 1.16، لفترة 3.0h. لليلة الثانية، القيمة القصوى لـ \(F\) هي 1.22، ولكن فقط للفترات التي تقل عن 1h؛ للفترات الأطول، القيمة القصوى هي 1.03. مجتمعة، هذه النتائج متوافقة مع كون التباينات متساوية قبل وبعد طرح الفترة، أي مع عدم اكتشاف فترة. كما يعني ذلك أنه في أحسن الأحوال، يمكن تفسير بضع نسب مئوية من التباين بفترة محتملة.
طبقنا نفس الاختبار بعد حقن فترة في المنحنى الضوئي، ووجدنا للفترات من 1-5h وسعات 0.01mag (1%)، \(F\) سيكون \(\sim 1.3\)، اعتماداً قليلاً على الفترة، مع وجود قمة واضحة عند قيمة الفترة المحقونة. الفترة المحقونة تكون مرئية أيضاً بالعين في المنحنى الضوئي. هذا يدل على أن الفترات ذات هذه الخصائص يتم استردادها بواسطة Max-F، لكنها غير موجودة في مجموعة البيانات الأصلية.
في منحنيات الضوء ALLWISE وNEOWISE-R، يظهر SST1624 تقلبات كبيرة، تهيمن عليها التعديلات على مقاييس زمنية تصل إلى أيام، مع سعات قمة إلى قمة نموذجية تتراوح بين 0.1-0.3mag. للمقارنة، الخطأ الضوئي المتوسط هو 0.03mag لفترة زمنية واحدة. عند أخذ مجموعتي البيانات معاً، يستمر التقلب لأكثر من 12 عاماً. على مقاييس زمنية طويلة، يبدو أن سطوع هذا الجسم مستقر إلى حد كبير ضمن هوامش التقلبات الليلية الداخلية.
تتيح مجموعة بيانات NEOWISE-R تحليلاً أكثر تفصيلاً. تتكون من 18 مجموعة من النقاط، يتم قياس كل منها خلال يومين، ومفصولة بحوالي 180d. بناءً على هذا الأخذ، لا يكون منحنى الضوء NEOWISE-R حساساً للمقاييس الزمنية القصيرة التي تغطيها مراقبتنا بالنطاق K، ولكن يمكن أن يكون مفيداً لرصد التقلبات على مقاييس زمنية تتراوح من أيام إلى سنوات.
قمنا بإجراء نفس اختبار Max-F الذي وصفناه في القسم السابق، للبحث عن دورية محتملة. للفترات التي تتراوح من 1 إلى 10d، ولمُنحنيات الضوء NEOWISE-R الكاملة، يكون الحد الأقصى لـ \(F\) هو 1.08 في W1 و1.14 في W2. في كلتا الحالتين، يتحقق هذا الحد الأقصى لفترات 6d. لاحظنا أن الحد الأقصى لـ \(F\) يزداد بشكل ملحوظ إذا أجرينا الاختبار فقط على النصف الأول من مجموعة البيانات. للنطاق W1، نحصل على ذروات عند 3.5، 4.0، 5.9، 6.1، جميعها مع \(F>1.25\). للنطاق W2، الذروة الأعلى هي لـ \(P=6.0\)d، مع \(F\sim 1.25\). كتذكير، هذا يعني أن التباين يقل إلى 80% (\(1/1.25\)) عند طرح هذه الدورية المحددة. ومع ذلك، لهذه القيمة من \(F\)، لا يزال هناك احتمال كبير (12%) بأن التباينين قبل وبعد طرح الفترة متساويان (بافتراض عينات موزعة بشكل طبيعي).
لتحديد المقاييس الزمنية النموذجية للتقلبات من منحنى الضوء NEOWISE-R، قمنا بحساب الفرق بين كل زوج من النقاط \(\Delta M\)، ورسم هذا على اختلافهما الزمني \(\Delta t\). تم إجراء هذا التحليل للنطاقين بشكل منفصل، ولكن كلاهما يعطي نتائج متشابهة جداً. كما يمكن ملاحظته في الشكل، فإن النطاق الكلي لـ \(\Delta M\) ليس دالة قوية لاختلاف الوقت \(\Delta t\). متوسط \(\Delta M\) (موضح كمربعات برتقالية) هو 0.04-0.05 لأقصر \(\Delta t\) (ساعات إلى أيام)، وهو أكبر قليلاً من الخطأ الضوئي البالغ 0.03mag. وبالتالي، يؤكد هذا الاختبار أن معظم التقلبات تحدث على مقاييس زمنية تصل إلى أيام، متسقة مع الدورية المحتملة المذكورة أعلاه. يزداد متوسط \(\Delta M\) تدريجياً إلى 0.07-0.10 حتى \(\Delta t \sim 1000\)d، حيث يصل إلى ثبات. قد يظهر هذا أن هناك تقلبات طويلة الأمد إضافية تظهر على مقاييس زمنية تصل إلى عدة سنوات.
SST1624 هو قزم بني يعاني من فقدان كتلة شبه كروي، وهو جسم فريد قد يمنحنا رؤى حول جوانب مهمة من التطور المبكر للأجسام دون النجمية. هناك آليتان محتملتان لتفسير فقدان الكتلة هما نبض حراري ناتج عن بداية احتراق الديوتيريوم أو الرياح الطاردة المركزية بسبب الدوران السريع جداً. في كلتا الحالتين، قد نتوقع تقلبات على فترات زمنية قصيرة، إما بسبب النبض أو الدوران.
نقدم هنا منحنيات ضوئية تحت الحمراء لـ SST1624 من ملاحظات جديدة عالية التواتر في النطاق K من ESO/NTT ومن أرشيفات ALLWISE وNEOWISE-R المتاحة للعامة. بشكل عام، هناك دليل واضح على التقلبات في SST1624، على فترات زمنية تزيد عن 6h إلى أيام، مقاسة عند 2-4.5\(\mu m\) في جميع مجموعات البيانات المتاحة. من ناحية أخرى، نستبعد التقلبات، وخاصة وجود فترة ضوئية على فترات زمنية تقل عن 6h، للسعات تزيد عن 1%. لقد حددنا فترة ضوئية محتملة تبلغ 6d في النصف الأول من مجموعة بيانات NEOWISE-R، والتي شوهدت عند 3.6 و4.5\(\mu m\). قد تكون هناك تقلبات إضافية على فترات زمنية تمتد لسنوات.
نلاحظ أن هدفنا تم تضمينه في بحث التقلبات بواسطة (park2021) باستخدام أول 6.5yr من بيانات NEOWISE - لم يتم العثور على تقلبات. ومع ذلك، كانت هذه الدراسة تركز فقط على التقلبات طويلة الأمد على فترات زمنية تزيد عن أيام. أيضاً، مجموعة بيانات NEOWISE-R أصبحت الآن أطول بكثير.
التقلبات على فترات زمنية تمتد ليوم واحد، والفترة المؤقتة التي تبلغ 6d، يمكن تفسيرها بشكل أفضل بالنشاط المغناطيسي، أي البقع على سطح الجسم المتحرك مع الجسم. هذا يعني أن فترة دوران هذا الجسم تكون في حدود بضعة أيام. الفترة والسعة متقاربتان مع ما تم العثور عليه للأقزام البنية الشابة (scholz2005,moore2019). منحنى الضوء WISE متقطع للغاية، مع فجوات تبلغ 6 أشهر بين كتل البيانات. على مثل هذه الفترات الزمنية الطويلة، يمكن أن يتغير توزيع البقع، مما يؤدي إلى تغييرات في الطور والسعة. بالنسبة للفترات الزمنية حول 1d، فإن عدد نقاط البيانات منخفض جداً. هاتان الخاصيتان معاً تعيقان أي بحث عن الفترة ويمكن أن تفسرا بسهولة سبب عدم وضوح الفترة في مجموعة البيانات بأكملها. لتأكيد الفترة المؤقتة التي تبلغ 6d كفترة دوران بشكل قاطع، ستكون هناك حاجة إلى حملة مراقبة مخصصة لمدة أسبوع على الأقل، إذا أمكن بدون فجوات نهارية.
التفسير الآخر الممكن للتقلبات الملحوظة هو وجود بعض الغبار الفلكي المتبقي بالقرب من الجسم الذي يسبب التقلبات من خلال التعتيم (scholz2009) - ومع ذلك، فإن عدم وجود فائض تحت الأحمر وعدم وجود كشف عن الاستمرارية بالمليمتر يجعل هذا التفسير غير مرجح.
عائدين إلى موضوع فقدان الكتلة شبه الكروي، الميزة الفريدة لهذا الجسم: من خلال مراقبتنا المخصصة في النطاق K، بدأنا في البحث عن فترات على مقاييس زمنية تمتد لساعات، للتمييز بين النبضات (1-4h) والدوران بالقرب من الانهيار (>5h). بما أننا لم نجد فترات على هذه الفترات الزمنية، فإن البيانات المتاحة لا تعطينا إجابة حاسمة عن سبب فقدان الكتلة. ومع ذلك، فإن حقيقة وجود تقلبات واضحة على فترات زمنية تمتد لأيام، والتي يمكن تفسيرها بشكل أفضل بالتعديلات الدورانية، تعني أن الجسم لا يدور بالفعل بالقرب من الانهيار. فترات الدوران التي تمتد لعدة أيام هي في الطرف العلوي من توزيع الفترة للأقزام البنية الشابة، انظر الشكل 13 في (moore2019). هذا يجعل السيناريو الذي يكون فيه فقدان الكتلة بسبب بداية احتراق الديوتيريوم، المفضل والمعتمد من قبل (ruiz2022)، أكثر احتمالاً. عدم وجود فترة نبض في المنحنيات الضوئية قد يعني أن الجسم توقف عن النبض منذ انبعاث القشرة، أو أن النبضات تحدث بسعات أقل من 1%، كما هو الحال على الأرجح للأقزام M النابضة (rodriguez2016,rodriguez2019).
هذا القزم البني يستحق مزيداً من الملاحظات الزمنية لـ a) التحقق من فترة الدوران وb) البحث عن النبضات بدقة أعلى. كأول قزم بني مع فقدان كتلة شبه كروي ملحوظ، قد يمثل هذا المصدر فرصة لمعرفة المزيد عن الجوانب التي لم تُستكشف بعد في التطور المبكر للأقزام البنية. احتراق الديوتيريوم هو سمة شائعة في جميع الأقزام البنية الشابة، وإذا أدى ذلك إلى فقدان الكتلة، سواء كان مستمراً أو على شكل انفجارات، فسيؤثر ذلك على دالة الكتلة دون النجمية وتطور الزخم الزاوي. استكشاف انتشار ومدة فقدان الكتلة دون النجمية هو مهمة مهمة للأعمال المستقبلية.
نشكر فريق ESO في NTT على الدعم قبل وأثناء فترة المراقبة. تستفيد هذه النشرة من منتجات البيانات من مسح الأشعة تحت الحمراء الواسع النطاق، وهو مشروع مشترك بين جامعة كاليفورنيا، لوس أنجلوس، ومختبر الدفع النفاث/معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا، ممول من قبل إدارة الطيران والفضاء الوطنية.