التصوير بالدقة الزاوية العالية لنظام النجم الثنائي V892 Tau: اكتشاف قرص حول النجم الأساسي وتحديث القيود المدارية

Christina L. Vides

Steph Sallum

Josh Eisner

Andy Skemer

Ruth Murray‑Clay

latex

مُلخّص

نقدّم دراسة تصوير مباشر لـ V892 Tau، وهو نجم Herbig Ae/Be شاب مع رفيق نجمي قريب وقرص حول الثنائي. تتكوّن ملاحظاتنا من صور تم الحصول عليها باستخدام Keck 2/NIRC2 مع تقنيع غير متكرر ومستشعر الموجة الهرمي في النطاق K\(^\prime\) (2.12\(\mu\)m) والنطاق L\(^\prime\) (3.78\(\mu\)m). الحساسية للرفقاء ذوي الكتلة المنخفضة المتراكمة والمواد الباردة في القرص عالية في النطاق L\(^\prime\)، بينما تستكشف الملاحظات المكملة في النطاق K\(^\prime\) المواد الأكثر سخونة بدقة زاوية أعلى. تتيح لنا هذه البيانات متعددة الأطوال الموجية ومتعددة العصور التمييز بين الانبعاثات النجمية الثانوية وانبعاثات القرص واستكشاف بنية القرص حول الثنائي بعمق عند فواصل زاوية صغيرة. نقيد الخصائص المعمارية للنظام من خلال تركيب نماذج هندسية للقرص والرفيق على بيانات النطاقين K\(^\prime\) و L\(^\prime\). من هذه النماذج، نقيد الخصائص الفلكية والضوئية للثنائي النجمي ونحدث المدار، مما يضع أدق التقديرات حتى الآن على معلمات مدار V892 Tau. كما نقيد البنية الهندسية للقرص حول الثنائي، ونحل لأول مرة قرصاً حول النجم الأساسي.

مقدمة

تمت ملاحظة الكواكب الثنائية المحيطية فقط مؤخراً (2003Sci...301..193S, 2011Sci...333.1602D)، على الرغم من التنبؤات القديمة بوجود كواكب في مدارات مستقرة حول النجوم الثنائية (1980CeMec..22....7S, 1988A&A...191..385R, 1993CeMDA..56...45B). من بين حوالي 5000 كوكب خارجي مؤكد، تم تأكيد 75 فقط بأنها في مدار ثنائي محيطي (CB)، وهو مسار مداري يدور فيه الكوكب حول كل من النجم الأساسي والثانوي (2013PASP..125..989A). تعتبر هذه الكواكب الثنائية المحيطية الناضجة لغزاً لنظرية تكوين الكواكب، حيث أن محاورها الرئيسية قريبة، بالقرب من حدود عدم الاستقرار (2011Sci...333.1602D, 2020AJ....159...94S). تشير هذه الفواصل القريبة إلى أن الهجرة هي إحدى الآليات الرئيسية في تكوين كوكب ثنائي محيطي، لكن العديد من جوانب هذه العملية لا تزال غير مختبرة (2006ApJ...642..478M, 2008A&A...483..633P, 2014A&A...564A..72K, 2021A&A...645A..68P, 2022MNRAS.513.2563C). يتطلب فهم تفاصيل الأماكن والأطر الزمنية التي تتشكل فيها الكواكب الثنائية المحيطية قيوداً أفضل على أصغر هذه الأنظمة حيث تتشكل الكواكب بنشاط.

تمكننا الدراسات عالية الدقة الزاوية للأقراص الثنائية المحيطية من توصيف الظروف الأولية لتكوين كوكب ثنائي محيطي. يمكن أن يعزز تقييد توزيعات الغبار فيها فهمنا للأماكن التي قد يكون فيها تكوين الكواكب جارياً (2012A&A...539A..18M, 2015A&A...582A...5L). يمكن أن تساعد هذه الدراسات أيضاً في فهمنا لآليات الهجرة وكيفية تأثرها بالخصائص المكانية للقرص الثنائي المحيطي (2008A&A...478L..31G, 2009ApJ...700..491M, 2017ApJ...840...60B, 2018ApJ...869L..44K). إضافة إلى ذلك، تشير التنبؤات النظرية لتوزيعات الطاقة الطيفية للكواكب الأولية إلى أنها تمتلك تباينات منخفضة في أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء (2015ApJ...799...16Z, 2015ApJ...803L...4E, 2003A&A...402..701B). وبالتالي، بالإضافة إلى توصيف القرص، فإن البحث عن الكواكب التي تتشكل بنشاط أو التي تشكلت مؤخراً في الأشعة تحت الحمراء سيقيد بشكل مباشر الظروف الأولية لتكوين كوكب ثنائي محيطي.

V892 Tau

يعد V892 Tau مختبراً طبيعياً لدراسة تكوين الكواكب الثنائية، وهو نجم شاب من نوع Herbig Ae/Be يقع على مسافة 135 pc تقريباً ضمن منطقة تكوين النجوم Taurus-Auriga (2020yCat.1350....0G). تتراوح تقديرات النوع الطيفي للنجم الأساسي من A0 إلى B9 (1992ApJ...397..613H, 1994ApJ...424..237S, 2004AJ....127.1682H, 2014ApJ...786...97H). عند التصوير بأطوال موجية قريبة من الأشعة تحت الحمراء، يظهر V892 Tau أنه يستضيف رفيقاً ثانوياً شديد السطوع تقريباً بفواصل زاوية تتراوح بين 40-65 mas، مع أحدث القيود على المعلمات المدارية كونها: نصف المحور الرئيسي a = 7.1 \(\pm\) 0.1 au، الفترة P = 7.7 \(\pm\) 0.2 سنة، الشذوذ \(e\) = 0.27 \(\pm\) 0.1 والميل \(i\) = 59.3 \(\pm\) \(2.7^{\circ}\) (2005A&A...431..307S, 2008ApJ...681L..97M, 2021ApJ...915..131L). من دوران الغاز الكبلري لـ CO، تم تحديد الكتلة الإجمالية للنظام بأنها 6.0 \(\pm\) 0.2 \(M_\odot\) (2021ApJ...915..131L).

تمت دراسة البيئة المحيطة بالنجم V892 Tau ورفيقه أيضاً بشكل جيد في كل من الأشعة تحت الحمراء المتوسطة والاستمرارية المليمترية. تم اكتشاف القرص الثنائي لأول مرة عند التصوير عند 10.7 \(\micron\). تم اكتشاف هيكل ممتد مع فصين مشرقين وتم تقدير ميل القرص باستخدام نموذج غاوسي ثنائي الأبعاد (2008ApJ...681L..97M). في الاستمرارية المليمترية، يمتلك V892 Tau حلقة غبار غير متماثلة شعاعياً مع ذروة الانبعاثات المليمترية عند 0.2\(^{\prime\prime}\) وكتلة كافية لتشكيل كواكب عملاقة (2021ApJ...915..131L). تم التعرف بشكل تجريبي على التشوه في القرص الثنائي في التصوير المليمترى و 10.7 \(\micron\) (2008ApJ...681L..97M, 2021ApJ...915..131L). هذا السيناريو متسق مع شذوذ الثنائي V892 Tau ونسبة الكتلة، حيث إن المدارات شديدة الشذوذ معروفة بأنها تسبب التشوه والقطع في مدى داخل أقراص الثنائيات ذات الكتل المتقاربة (1994ApJ...421..651A, 2020MNRAS.498.2936H, 2015MNRAS.452.2396M). بالإضافة إلى توصيف القرص الثنائي، فقد اقترحت التداخلية القاعدية الطويلة في الأشعة تحت الحمراء المتوسطة بشكل تجريبي وجود قرص محيطي أولي محلول، لكنها لم تتمكن من التمييز بين قرص محيطي أولي ورفيق غباري إضافي (2019PhDT.......134C).

مخطط الورقة

نقدّم ملاحظات بدقة زاوية عالية تتراوح بين 2-4 ميكرون لنظام V892 Tau. يتم تنسيق الورقة على النحو التالي: القسم [sec:methods] يصف الملاحظات وتخفيض البيانات. القسم [sec:analysis] يصف طريقة إعادة بناء الصورة وتركيب النموذج التحليلي للبيانات. في القسم [sec:results]، نقارن إحصائياً نتائج كل نموذج والارتباطات بين النماذج والبيانات؛ ثم نضع قيوداً على هندسة النظام. ثم نلحق نتائجنا بالبيانات الفلكية السابقة ونناسب مداراً للرفيق النجمي V892 Tau. في القسم [sec:discussion]، نناقش تداعيات النتائج ونقدّر حساسيتنا لرفقاء إضافيين بكتلة كوكبية في النظام. نختتم في القسم [sec:conclusion].

الطرق

التقنيع غير المتكرر

تقع مناطق تكوين النجوم القريبة على مسافات \(\gtrsim\) 100 pc، حيث لا تكفي الدقة الزاوية التي توفرها طرق التصوير المباشر التقليدية للبحث عن الكواكب الخارجية في المقاييس المدارية التي تقل عن \(\lesssim~10-15\) AU (2013ApJ...767...11G). يتطلب حل المقاييس الأصغر على مثل هذه المسافات تقنيات التداخل الضوئي. إحدى الطرق هي التقنيع غير المتكرر، وهي تقنية تقنيع الفتحة حيث يتم تحويل تلسكوب تقليدي إلى مصفوفة تداخلية عن طريق وضع قناع به ثقوب متقطعة في مستوى التلميذ (2000PASP..112..555T). كل زوج من الثقوب، المعروف أيضاً باسم خط الأساس، له توجيه وفصل مميز، بحيث يكون لكل خط أساس تردد مكاني فريد (ومن هنا جاء مصطلح غير متكرر).

تظهر الصورة على الكاشف، أو الصورة التداخلية، الأهداب التداخلية التي يشكلها القناع. نأخذ تحويل فورييه للصورة التداخلية للحصول على الرؤيات المعقدة (التي لها الشكل \(Ae^{i\phi}\)). تقع الرؤية المعقدة لكل خط أساس في منطقة ممتدة في فضاء فورييه بسبب الحجم المحدود للثقوب وتغطية الطول الموجي التي يحددها النطاق الطيفي للمراقبة. من المناطق المناسبة في فضاء فورييه، نحسب كميتين: الرؤيات المربعة ومراحل الإغلاق. الرؤيات المربعة هي مربعات سعات الرؤية المعقدة، وتعطي القوة المقابلة لكل خط أساس (1958MNRAS.118..276J). مراحل الإغلاق هي مجاميع الطور حول خطوط الأساس التي تشكل مثلثاً (1986Natur.320..595B). تكون مراحل الإغلاق حساسة للغاية لعدم التماثل وتلغي أخطاء موجة الطلب الأولى، تاركة فقط الطور الجوهري وأخطاء البقايا من الدرجة العليا. يمكن استخدام مراحل الإغلاق والرؤيات المربعة لفهم توزيع سطوع المصدر من خلال كل من تركيب النموذج وإعادة بناء الصورة.

يسمح التقنيع غير المتكرر بتباين معتدل (\(\sim\)1:100-1:1000) عند فواصل زاوية أصغر (\(\gtrsim\) 0.5\(\lambda\)/D) من تلك التي تستكشفها تقنيات التصوير التقليدية مثل التاجي (2012SPIE.8442E..04M, 2006ApJS..167...81G, 2019SPIE11117E..1FR, 2019JATIS...5a8001S). كانت الملاحظات باستخدام التقنيع غير المتكرر ناجحة في استكشاف هياكل الأقراص البروتوكوكبية القريبة (2019ApJ...883..100S) وتحديد الرفقاء (2008ApJ...678L..59I). هنا نطبق التقنيع غير المتكرر على Keck 2/NIRC2 لاستكشاف عميق لبنية قرص V892 Tau الثنائي.

الملاحظات

استخدمنا قناع الفتحات ذي التسع فتحات في كيك 2/NIRC2 بالتزامن مع مستشعر الأمواج الهرمي (PyWFS) لتصوير V892 Tau مباشرة باستخدام مرشح L\('\) (الطول الموجي المركزي \(\lambda\) = 3.776 \(\micron\)) ومرشح K\('\) (الطول الموجي المركزي \(\lambda\) = 2.124 \(\micron\)). أُجريت الملاحظات من الساعة 10:06 UT حتى الساعة 15:37 UT في 6 نوفمبر 2020 (L\('\)) ومن الساعة 4:57 UT حتى الساعة 10:33 UT في 21 يناير 2022 (K\('\)). كان متوسط الرؤية للنصف الأول من الليل في 5 نوفمبر 2020 0.76\(^{\prime\prime}\)، مع أدنى قيمة 0.49\(^{\prime\prime}\)، وأقصى قيمة 1.26\(^{\prime\prime}\)، وانحراف معياري 0.16\(^{\prime\prime}\) كما تم قياسه بواسطة جهاز مراقبة الحركة التفاضلية للصور. كان متوسط الرؤية للنصف الأول من الليل في 20 يناير 2022 1.11\(^{\prime\prime}\)، مع أدنى قيمة 0.75\(^{\prime\prime}\)، وأقصى قيمة 1.95\(^{\prime\prime}\)، وانحراف معياري 0.3\(^{\prime\prime}\).

في كلا الطولين الموجيين، راقبنا V892 Tau لنصف ليلة مركزة على العبور. قمنا بالمراقبة في وضع الزاوية العمودية، مما يسمح بدوران القواعد على السماء. هذا يملأ طائرة فورييه ويسمح للإشارات الفلكية بالدوران بينما تظل الأنظمة الآلية ثابتة، مما يتيح المعايرة التفاضلية الزاوية. خلال كل ليلة، تناوبنا بين مراقبة الهدف العلمي ومعايرات وظيفة الانتشار النقطي (PSF)، والتي تُستخدم لتقدير أخطاء الموجه الأمامية ذات الترتيب الأعلى. لاختيار معايرات مناسبة، قمنا بتحسين مطابقة سطوع WFS لتصحيح بصريات التكيف (AO) ذات الجودة المماثلة، وسطوع الطول الموجي العلمي لأوقات التكامل الفعالة، والفواصل على السماء لتعظيم المسارات الجوية المشتركة وتقليل أوقات الانتقال. اخترنا HD 283520، HD 281928 وHD 283577، والتي تم سرد إحداثياتها وتدفقاتها بالنسبة لـ V892 Tau في الجدول [table:1]. تتمتع المعايرات بسطوع مماثل لـ V892 Tau في نطاقات العلم، مما يسمح بأوقات تكامل فعالة. على الرغم من سطوع المعايرات الأعلى في نطاق H (نطاق PyWFS)، كان معدل إطار WFS لجميع الأجسام 1054 هرتز، مما أدى إلى تصحيح AO ذو جودة مماثلة. تقلل الفواصل الزاوية القريبة بين V892 Tau والمعايرات من تكاليف الانتقال وكذلك من أخطاء المعايرة الناجمة عن الانكسار التفاضلي (2013MNRAS.433.1718I).

قمنا بتقسيم مستشعر البكسل 1024 \(\times\) 1024 إلى 512 بكسل على كل جانب وقمنا بالتنقل على المستشعر، حيث التقطنا 10 إطارات في الزوايا العلوية اليسرى والسفلية اليمنى لكل توجيه لتمكين طرح الخلفية. قضينا أوقاتاً متساوية على الهدف العلمي ومعايرات PSF وتناوبنا بين تسلسلات الزوج المتنقل. تم اختيار الإضافات وأوقات التكامل لبناء الإشارة إلى الضوضاء مع الكاشف في نظام استجابة خطية مع الحد الأدنى من التأخير في القراءة. حصلنا على حوالي 40 دقيقة وحوالي 30 دقيقة من إجمالي وقت التكامل عند نطاق L\('\) ونطاق K\('\)، على التوالي.

تخفيض البيانات

نستخدم خط أنابيب مجرّب جيداً، SAMpy (2017ApJS..233....9S,2022SPIE12183E..2MS)، لتخفيض البيانات. نبدأ بمعايرة الصور عن طريق التسطيح وتصحيح البكسلات السيئة بتعويضها بمتوسط البكسلات المجاورة. ثم يتم طرح الوسيط لإحدى الصور المتذبذبة من كل صورة في الموضع المتذبذب الآخر لكل تسلسل زوج متذبذب لطرح السماء. بعد ذلك، يتم قص الصور وتحويلها فورييرياً للحصول على الرؤيات المعقدة.

نقوم بقص صور النطاق L\(^\prime\) إلى 161 x 161 بكسل وصور النطاق K\(^\prime\) إلى 91 x 91 بكسل، ثم نضيف الأصفار للصور بحيث تصبح أحجامها 1024 x 1024 بكسل قبل أخذ تحويلات فورييه لها. ثم نقوم بأخذ عينات من تحويل فورييه باستخدام جميع البكسلات التي تتوافق مع كل خط أساس، ونربع قيمة السعة للحصول على الرؤيات المربعة. ثم يتم حساب مراحل الإغلاق بحيث تتطابق إحداثيات (u,v) لكل مثلث إغلاق مع: \[(u_{1}, v_{1}) + (u_{2}, v_{2}) + (u_{3}, v_{3}) = 0.\] عند أخذ عينات من تحويل فورييه عند إحداثيات (u,v) التي تلبي المعادلة أعلاه، نحسب الطيف الثلاثي، وهو ناتج ضرب الرؤيات المعقدة. نقوم بمتوسط الطيف الثلاثي على عدة بكسلات لكل مثلث خط أساس لكل إطار، ثم عبر الإطارات لكل توجيه. ثم يتم أخذ مراحل الطيف الثلاثي للحصول على مراحل الإغلاق (القسم [NRM]). يتم حساب 36 رؤية مربعة و 84 مرحلة إغلاق لكل توجيه لقناع NIRC2 ذو 9 فتحات.

تُعاير الرؤيات المربعة ومراحل الإغلاق التالية بواسطة تركيب دوال كثيرات الحدود زمنياً لمعايير PSF. تمثل درجات كثيرات الحدود تقلبات الضوضاء الآلية، حيث تشير كثيرة الحدود من الدرجة الصفرية إلى ضوضاء ثابتة طوال الليل وكثيرة الحدود ذات الدرجة العالية تشير إلى تقلبات عالية. نأخذ عينات من دالة كثيرة الحدود في وقت الملاحظات العلمية لتقدير الأنظمة الآلية الموجودة في كل من مراحل الإغلاق العلمية والرؤيات المربعة العلمية. للمعايرة، نطرح مراحل الإغلاق الآلية من مراحل الإغلاق العلمية، ونقسم الرؤيات المربعة العلمية بالرؤيات المربعة الآلية.

نقوم بعدة معايرات باستخدام مجموعة متنوعة من درجات كثيرات الحدود (تتراوح بين الصفر وN-1، حيث N هو عدد التوجيهات). لمراحل الإغلاق المعايرة النهائية، نعتمد الدرجة التي تقلل تشتتها، والتي تتوافق مع كثيرة الحدود من الدرجة الأولى في النطاق L\(^\prime\) وكثيرة الحدود من الدرجة الثانية في النطاق K\(^\prime\). للرؤيات المربعة، نقيم جودة المعايرة بإيجاد الدرجات التي تقلل ليس فقط التشتت، ولكن أيضاً عدد القيم الشاذة التي تزيد عن 1. تلبي كثيرة الحدود من الدرجة الأولى هذه المعايير في النطاق L\(^\prime\)، وكثيرة الحدود من الدرجة الرابعة في النطاق K\(^\prime\). تشير كثيرات الحدود ذات الدرجة العالية في النطاق K\(^\prime\) إلى تقلبات أعلى في الرؤية، وهو ما يتوافق مع قيم الرؤية المبلغ عنها في القسم [obs].

نقدّر أشرطة الخطأ للبيانات المعايرة بقياس تشتت رؤيات المعايير المربعة ومراحل الإغلاق المرتبطة بكل خط أساس ومثلث إغلاق، على التوالي. بدلاً من تقدير الخطأ الإحصائي بقياس الانحراف المعياري حول المتوسط لكل توجيه، نقدّر خطأ المعايرة بقياس الانحراف المعياري عبر جميع التوجيهات. يلتقط هذا التقلبات الناجمة عن الأنظمة المتغيرة مثل البقع الضوئية شبه الثابتة. نعيّن خطأ المعايرة المقدّر كشريط خطأ لكل رؤية مربعة ومرحلة إغلاق لكل هدف علمي.

هذه الطريقة أكثر ملاءمة من تعيين أشرطة الخطأ الإحصائية، حيث إن أخطاء المعايرة هي المصدر الرئيسي للخطأ في ملاحظات NRM (2013MNRAS.433.1718I). ومع ذلك، نظراً لأن بعض التقلبات في الأنظمة يتم إزالتها بالتعريف أثناء المعايرة، فإن هذه الطريقة محافظة وتميل إلى تقدير أشرطة الخطأ بشكل مفرط. أخيراً، نلاحظ أن هذا النهج يعني أن أشرطة الخطأ بين الخطوط الأساسية ومثلثات الإغلاق تختلف في توجيه واحد، ولكن أشرطة الخطأ لجميع الملاحظات المرتبطة بخط أساس معين أو مثلث إغلاق ثابتة عبر جميع التوجيهات N.

التحليل

إعادة بناء الصورة

بعد معايرة الملاحظات، نقوم بإعادة بناء صور الهدف العلمي باستخدام خوارزمية SQUEEZE (2010SPIE.7734E..2IB)، وهي خوارزمية تستخدم طرق مونت كارلو ماركوف تشين (MCMC) لتناسب صورة نموذجية مع مراحل الإغلاق والرؤية المربعة. تسمح SQUEEZE بإعادة بناء الصورة وتناسب النموذج في نفس الوقت، مع عدة مكونات نموذجية تحليلية يمكن تضمينها في الصور المعاد بناؤها. نقوم بإعادة بناء صورتين لكل مجموعة بيانات باستخدام نموذجين مختلفين من SQUEEZE - نموذج مصدر نقطي واحد، ونموذج ثنائي نظراً لأن V892 Tau لديه رفيق نجمي معروف. يتضمن نموذج المصدر النقطي الواحد دالة دلتا مركزية غير محلولة لتمثيل النجم المركزي، ونسمح بتغير الفيض الكسري الخاص به. يتضمن النموذج الثنائي دالتي دلتا غير محلولتين لتمثيل النجم المركزي والرفيق، ونسمح بتغير الفيوض الكسرية وموضع الرفيق. نقوم بتشغيل SQUEEZE في وضع التلطيف المتوازي لاستكشاف فضاء معلمات الصورة بكفاءة. تحتوي الصور على مقياس لوحي قدره 5 ميلي ثانية قوسية (mas) لكل بكسل وحجم 100 بكسل على كل جانب.

نماذج هندسية

نظراً لندرة تغطية فورييه لـ NRM وعدم استعادة كاملة لمعلومات الطور، فإن إعادة بناء الصورة تعتبر مشكلة غير مقيدة بشكل كافٍ. لذلك، نقوم بملاءمة النماذج على الملاحظات لفهم مورفولوجيا النظام ولتقييم متانة الصور المعاد بناؤها (2017ApJS..233....9S، انظر أيضاً القسم [subsec:squeezemod]). نستكشف النماذج الهندسية التي تشمل مكونات القرص والرفيق غير المحلول، ونقوم بملاءمتها على ملاحظات فورييه. الفئات الثلاث من النماذج التي نشملها هي: (١) الرفيق فقط، (٢) القرص فقط، و(٣) القرص مع الرفيق. نقوم بملاءمتها لكل طول موجي بشكل مستقل، حيث أن النماذج الهندسية لا تطبق قيوداً مستندة إلى الفيزياء على الفلوكسات النسبية لكل مكون في الأطوال الموجية K\(^\prime\) و L\(^\prime\).

في نموذج الرفيق فقط، نأخذ تحويل فورييه التحليلي لدالتي دلتا تمثلان النجم الأساسي والثانوي، واللذان لهما فصل (S)، وزاوية الموضع (PA)، وارتفاع الثانوي الذي يمثل التباين (CC). نحول التباين من القدرات إلى نسبة الفلوكس ونعطي دالة الدلتا التي تمثل النجم الأساسي ارتفاعاً قدره ١ ودالة الدلتا التي تمثل الثانوي ارتفاعاً يساوي نسبة الفلوكس. نسمح للفصل، وزاوية الموضع، وتباين الثانوي بالتغير بين ٠ و٥٠٠ ميلي ثانية قوسية، و٠ و٣٦٠ درجة، و٠ و٨ قدرات، على التوالي. نأخذ عينات من تحويلات فورييه للنموذج في المواقع المقابلة لخطوط الأساس للقناع لحساب مراحل الإغلاق للنموذج ومربعات الرؤية. لاستكشاف المساحة المعلماتية بشكل كامل، نستخدم emcee (Foreman_Mackey_2013)، حزمة ملاءمة MCMC، في وضع التلدين المتوازي مع ٢٠ درجة حرارة، ١٠٠ متجول، و١٠٠٠٠ خطوة.

لنمذجة الانبعاث الممتد من القرص، نتبع إجراء مشابهاً لما ورد في الملحق B من (2021AJ....161...28S). يعرف توزيع السطوع للقرص بما يلي: \[I(x',y')=(1+A_{s}\cos(\phi_{s}+\phi))(I_{d}(x',y')-I_h(x',y'))\] حيث \[\begin{split} I_{d}(x',y') = \exp\left(-\frac{x'^{2}}{2(\sigma_{x'})^{2}}-\frac{y'^{2}}{2(\sigma_{y'})^{2}}\right) \\ I_h(x',y') = \exp\left(-\frac{x'^{2}}{2(\sigma_{x'}f_{h})^{2}}-\frac{y'^{2}}{2(\sigma_{y'}f_{h})^{2}}\right) \\ \end{split}\] و \[\begin{split} x'=x\cos\theta-y\sin\theta \\ y'=x\sin\theta+y\sin\theta \\ \phi=\arctan(x,y) \\ \end{split}\]

و\(x\) و\(y\) هما المواقع في فضاء الصورة (تزداد إلى الأعلى وإلى اليمين). هنا، \(\theta\) هي زاوية الموضع لمحور القرص الرئيسي، والتي تقاس شرقاً من الشمال ويسمح لها بالتغير من ٠\(^{\circ}\) إلى ١٨٠\(^{\circ}\). السعة المائلة للقرص تعطي بـ \(A_{s}\) وتتراوح من ٠ إلى ١، ويعطى موضع الذروة المائلة بـ \(\phi_{s}\)، والذي يسمح له بالتغير بين ٠\(^{\circ}\) و٣٦٠\(^{\circ}\) شرقاً من الشمال. نسبة المحور الصغير إلى المحور الرئيسي (\(a_{ratio}\)) وعرض نصف الحد الأقصى (FWHM) للقرص الغاوسي على طول المحور الرئيسي تعطي بواسطة: \[a_{ratio} = \sigma_{y'}/\sigma_{x'}\] و \[\mathrm{FWHM}=2\ln\sqrt{2}\sigma_{x'}.\] نسمح لـ FWHM بالتغير من ٠ إلى ٥٠٠ ميلي ثانية قوسية ونسمح بوجود فجوة تشغل جزءاً f\(_h\) من FWHM. دالة دلتا بفيض جزئي \(b\) تمثل النجم المركزي. كل من f\(_h\) و\(b\) هما معلمتان حرتان بين ٠ و١. نستخدم emcee لاستكشاف المساحة المعلماتية باستخدام نفس إعدادات التلدين المتوازي كما في نموذج الرفيق فقط.

النموذج القرص-مع-الرفيق هو مزيج من القرص الغاوسي ودالتي الدلتا. نغير الفلوكسات الجزئية التي يشغلها القرص والرفيق. في النموذج العام للقرص-مع-الرفيق، يسمح للقرص بأن يكون داخلياً أو خارجياً للرفيق. ومع ذلك، نستكشف أيضاً نموذجاً يُجبر القرص على أن يكون خارجياً للرفيق والذي يتم مناقشته بمزيد من التفصيل في القسم [sec:bestfit]. نستخدم نفس إعدادات التلدين المتوازي emcee كما في النموذجين السابقين.

توليد منحنى التباين

نقوم بتوليد منحنيات التباين من نماذج الرفيق فقط لوضع قيود على الكتلة بالنسبة للرفقاء غير المكتشفين. نولد شبكة من نماذج الرفيق المتباعدة بالتساوي تتراوح من 0 إلى 500 ميلي ثانية قوسية في الفصل، من 0\(^{\circ}\) إلى 360\(^{\circ}\) في زاوية الموضع، ومن 0 إلى 8 درجات في التباين. ثم نقوم بملاءمة نماذج الرفيق للفروق بين البيانات وأفضل نموذج ملائم للقرص مع الرفيق، محسوباً \(\chi^{2}\) لكل نموذج. للحصول على منحنى التباين، نقوم بالمتوسط عبر الشبكة في زاوية الموضع ثم نحسب فترات \(\chi^{2}\) بين النموذج الفارغ (بدون رفيق) ونماذج الرفيق فقط عند كل فصل وتباين. عند فصل معين، نعتمد التباين مع فترة \(\chi^{2}\) تبلغ 25 كتباين 5\(\sigma\) (2019ApJ...883..100S). هذه الطريقة تعطي نتائج مماثلة كما في ملاءمة شبكة نماذج الرفيق لمعايير PSF التي خضعت لعملية المعايرة (انظر القسم [sec:datared]).

النتائج

الملاحظات الفورييه والصور المعاد بناؤها

تظهر الصور المعاد بناؤها التي تتضمن نموذج مصدر نقطي واحد ونموذج ثنائي من SQUEEZE على التوالي، أن مورفولوجيا النطاق K\(^\prime\) أقل تماثلاً مركزياً مقارنة بالنطاق L\(^\prime\). تقريباً 36% من الفيض غير النجمي محصور في الإشارة المدمجة الموجودة جنوب غرب النجم في النطاق K\(^\prime\)، مقارنة بـ 6.4% في إشارة النطاق L\(^\prime\) الموجودة جنوب شرق النجم. في الصورة، تمت إزالة الإشارات المدمجة من الصور لأنها تم التقاطها بواسطة نموذج SQUEEZE الثنائي. تحتوي صورة النطاق K\(^\prime\) على نسبة أعلى من الفيض الكلي المحسوب بواسطة المكونات الثنائية، بنسبة 0.87 مقارنة بـ 0.79 في النطاق L\(^\prime\).

تظهر صور SQUEEZE اختلافات في المورفولوجيا بين مجموعات البيانات والنماذج المستخدمة أثناء الإعادة البناء (نموذج مصدر نقطي واحد مقابل نموذج ثنائي). يضع النموذج الثنائي الرفيق عند 26.9 \(\pm\) 0.7 ميلي ثانية قوسية مع زاوية موضع 144.9 \(\pm\) 2\(^{\circ}\) في النطاق L\(^\prime\) و 39.6 \(\pm\) 0.03 ميلي ثانية قوسية مع زاوية موضع 239.8 \(\pm\) 1\(^{\circ}\) في النطاق K\(^\prime\). التغيرات في الفصل وزاوية الموضع للرفيق تعود إلى الحركة المدارية بين الحقبتين. نجد توافقاً بين مواقع دالات دلتا الرفيق في صور النموذج الثنائي ومواقع الإشارات المدمجة في صور نموذج المصدر النقطي الواحد، لكن الفيضات الجزئية للنجوم المركزية تختلف بين النموذجين. مع نموذج المصدر النقطي الواحد، تكون الفيضات الجزئية للنجوم المركزية 0.71 و 0.50 في النطاقين L\(^\prime\) و K\(^\prime\) على التوالي. باستخدام النموذج الثنائي، تكون الفيضات الجزئية للنجوم المركزية 0.51 و 0.62، مع فيضات جزئية ثانوية 0.28 و 0.25، في النطاقين L\(^\prime\) و K\(^\prime\) على التوالي.

كما نوضح في القسم [subsec:squeezemod]، تعود هذه الاختلافات إلى التحيزات المدخلة في عملية الملاءمة. يواجه SQUEEZE صعوبة في مطابقة الفيزيبيليتي المربعة ومراحل الإغلاق في نفس الوقت عند استخدام نموذج المصدر النقطي الواحد (\(\chi^{2}\)\(=\)559.99). يوفر النموذج الثنائي مطابقة أفضل للبيانات (\(\chi^{2}\)\(=\)327.85) وهو أيضاً نموذج أكثر ملاءمة نظراً لوجود الرفيق النجمي المعروف. في نموذج المصدر النقطي الواحد، ستتطلب تحقيق مطابقة أفضل لكلا الملاحظتين تغييرات تعسفية في مقاييس أخطاء الفيزيبيليتي المربعة ومراحل الإغلاق (2017ApJS..233....9S). نظراً لأن عملية تحجيم شريط الخطأ ستكون مدفوعة ليس بالبيانات ولكن بخوارزمية SQUEEZE، فإننا نمتنع عن ذلك وبدلاً من ذلك نعرض جميع الإعادات باستخدام شرائط الخطأ الأصلية.

على الرغم من أن استخدام النموذج الثنائي أكثر دافعاً فيزيائياً، فإننا نتضمن كلا النموذجين من SQUEEZE لإظهار تأثيرات إضافة مكونات مختلفة أثناء عملية الإعادة البناء. بينما يسمح لنا نموذج المصدر النقطي الواحد بوضع الانبعاث الدائري النجمي في أي موقع في الصور، تكشف صور النموذج الثنائي عن هياكل معقدة في القرص لا تظهر بوضوح في صور نموذج المصدر النقطي الواحد. تظهر صورة النطاق K\(^\prime\) ميزة نقطية جنوب شرق النجم المركزي، وتظهر صورة النطاق L\(^\prime\) تعقيدات غير متماثلة على شكل قوس متعدد. لاستكشاف هذه الميزات في سياق سيناريوهات مختلفة للقرص بالإضافة إلى الرفيق، نقوم بإعادة بناء صور محاكاة كما هو موضح في القسم [subsec:squeezemod].

نماذج القياس الهندسي الأمثل

يظهر الجدول [table:3] المعلمات المثلى ومقاييس ملاءمة النموذج لكل من سيناريوهات النموذج الثلاثة (الرفيق فقط، القرص فقط، والقرص مع الرفيق). عند فحص قيم \(\chi^{2}\) في الجدول [table:3]، توصف الرؤيات المربعة ومراحل الإغلاق عند كلا الطولين الموجيين بشكل أفضل بواسطة نموذج القرص مع الرفيق. لتقييم أهمية التفضيل لنموذج القرص مع الرفيق على النماذج الأخرى، نقارن التحسينات في قيم \(\chi^2\) بين النماذج بالتوزيعات ذات درجات الحرية N، حيث N هو الفرق في عدد المعاملات بين نموذجين. نجد أن نموذج القرص مع الرفيق يفضل بأكثر من 5\(\sigma\) لكلا الطولين الموجيين.

في النطاق K\(^\prime\)، نجد أن قيم \(\chi^{2}\) المخفضة أقرب إلى 1 لنموذج القرص مع الرفيق، تتراوح بين 1 و2 للملاحظات الفوريية. في النطاق L\(^\prime\)، تكون قيم \(\chi^{2}\) المخفضة لمراحل الإغلاق والرؤيات المربعة لنموذج القرص مع الرفيق \(<1\)، مما قد يعني التركيب الزائد لشريط الخطأ المثالي. ومع ذلك، فإن حسابات شريط الخطأ المحافظة المطبقة هنا (انظر القسم [sec:datared]) قد تميل قيم \(\chi^{2}\) المخفضة نحو قيم منخفضة. وبالتالي، نستند في اختيار نموذج \(\chi^2\) بشكل أساسي على القيم الخام بدلاً من القيم المخفضة.

في النطاق L\(^\prime\)، توصف هندسة النظام بشكل أفضل بواسطة قرص ثنائي النجوم ورفيق. نجد أن FWHM للقرص CB هو 189.9 +16.5/-19.7 mas (حوالي 25.5 AU) وفصل الرفيق النجمي في وقت الملاحظة هو 26.0 +0.7/-0.6 mas يقع عند 147.4\(^{\circ}\) \(\pm\) 1.4\(^{\circ}\) شرق الشمال. تباين الرفيق النجمي هو 0.60 \(\pm\)0.03 مقاييس الضوء مقارنة بالنجم المضيف. من إجمالي تدفق النظام والتباين، يتم حساب تدفق الرفيق الثانوي وتحويله إلى قدر مطلق، M\(_{L}\) = 6.63 \(\pm\)0.03 mag.

في النطاق K\(^\prime\)، نجد أن هندسة النظام ممثلة بشكل أفضل بقرص ثنائي النجوم ورفيق. نكتشف قرصاً ثنائي النجوم بـ FWHM قدره 15.7 +2.3/-2.0 mas (حوالي 2 AU)، ورفيق بفصل قدره 42.1 +0.70/-0.63 mas (حوالي 5.6 AU) يقع عند 238.51\(^{\circ}\) +0.98/-0.83\(^{\circ}\) شرق الشمال. تباين النجم الثانوي مقارنة بالنجم الأساسي هو 0.67 +0.02/-0.06 mag، مما يعطي M\(_{K}\) = 6.49 +0.02/-0.06 mag. يتماشى انحراف القرص الثنائي النجوم تقريباً مع PA للرفيق.

للتحقق من أن اكتشاف القرص الثنائي النجوم هو ميزة فيزيائية لـ V892 Tau واستبعاد الحد الأدنى المحلي في التركيب، نستكشف مجموعة من النماذج حيث نضع الحد الأعلى لفصل الرفيق (S) قبل: \[S < \mathrm{FWHM} \frac{a_{ratio}*f_{h}}{2\sqrt{a_{ratio}^{2}\cos^{2}\alpha+\sin^{2}\alpha}}.\] حيث \[\alpha=\mathrm{PA}-\theta.\] في المعادلات أعلاه، \(f_{h}\) هو جزء من نصف المحور الرئيسي الذي يشغله فتحة و\(\theta\) هو زاوية الموضع للمحور الرئيسي للقرص. تضمن هذه المعادلات أن الرفيق دائماً داخل القرص، مما يفرض قرص CB.

يظهر الجدول [table:3] نتائج تركيب نموذج القرص ثنائي النجوم مع الرفيق المفروض على بيانات النطاق K\(^\prime\). تشير قيم \(\chi^{2}\) إلى أن هذا النموذج لا يصف البيانات بشكل كافٍ. الاختلاف بين البيانات والنموذج واضح بشكل خاص في مراحل الإغلاق، حيث قيمة \(\chi^{2}_{r}\) المخفضة هي 5.11 لنموذج CB المفروض، مقارنة بـ 2.18 لنموذج القرص مع الرفيق غير المقيد. الفرق \(\chi^{2}\) بين نموذج القرص مع الرفيق غير المقيد ونموذج القرص CB المفروض هو 2240.16. نقارن هذه القيمة بتقديرات الأهمية لتوزيع \(\chi^{2}\) مع 10 درجات حرية، عدد المعاملات في نموذج القرص CB مع الرفيق. يفضل سيناريو القرص ثنائي النجوم بأكثر من 5\(\sigma\). علاوة على ذلك، فإن معاملات القرص CB المفروض غير محددة بشكل جيد بسبب وجود العديد من الحدود القصوى المحلية للاحتمال، والتي تشمل أيضاً سيناريوهات غير فيزيائية. وبالتالي، نجد أن اكتشاف القرص ثنائي النجوم قوي.

ccccc
S (mas) & 52.1 \(\pm\) 3 & - & 26.0 +0.7/-0.6 & -
PA (\(^{\circ}\)) &157.3 +2.5/-1.6 &-&147.4 \(\pm\) 1.4 & -
CC (mag) & 4.1 \(\pm\) 0.1 &-& 0.60 \(\pm\)0.03 & -
FWHM (mas) & - & 75.3 +4.2/-2.9 & 189.9 +16.5/-19.7 & -
a\(_{ratio}\) & -& 0.55 \(\pm\) 0.02 & 0.67 \(\pm\) 0.09 & -
\(\theta\) (\(^{\circ}\))&-& 137.6 +1.6/-1.9& 74.8 +8.1/-5.8 & -
b&-&0.64 \(\pm\) 0.01& 0.50 \(\pm\) 0.007 & -
A\(_{s}\)&-& 0.27 \(\pm\) 0.02 & 0.24 \(\pm\) 0.05 & -
\(\phi_{s}\) (\(^{\circ}\))&-&170.2 +3.2/-4.5& 169.5 +4.1/-4.0&-
f\(_{h}\)&-&0.89 \(\pm\) 0.08& 0.48+ 0.1/-0.07&-
\(\chi^{2}\)& 4882.30&797.94&423.66 &-
DOF&717&713&710&-
CP \(\chi^{2}\)&812.85 &467.63 & 336.47&-
CP \(\chi_{r}^{2}\) &1.62 & 0.94& 0.68& -
V\(^{2}\) \(\chi^{2}\)& 4069.44& 330.30 & 87.19& -
V\(^{2}\) \(\chi_{r}^{2}\) &19.10 &1.58 & 0.42&-

S (mas) & 42.0 \(\pm\)0.6 &- & 42.1 +0.70/-0.63 & 40.5 +0.9/-38.0
PA (\(^{\circ}\)) &237.83 +0.87/-0.81 &-& 238.51 +0.98/-0.83 &237.91 +3.91/-196.43
CC (mag) & 1.064 \(\pm\) 0.04&-&0.67 + 0.02/-0.06 & 0.41 +0.56/-0.0039
FWHM (mas) &-&64.2 +0.5/-0.3& 15.7 +2.3/-2.0 & 95.98 +55.67/-29.29
a\(_{ratio}\) & -&0.123 \(\pm\) 0.004& 0.70 +0.05/-0.03 & 0.83 +0.15/-0.80
\(\theta\) (\(^{\circ}\))&-&59.58 \(\pm\) 0.04& 53.35 +3.2/-2.5& 59.46 +6.53/-11.06
b&-&0.000198 \(\pm\) 0.0013&0.41 \(\pm\) 0.04 & 0.64 +0.007/-0.48
A\(_{s}\)&-&0.29 +0.01/-0.04&0.38 \(\pm\) 0.04& 0.92 +0.06/-0.16
\(\phi_{s}\) (\(^{\circ}\))&-&198.8 +2.9/-0.7&196.3 +5.8/-5.4 &155.9 +43.10/-109.48
f\(_{h}\)& -&0.34 +0.007/-0.02&0.68 +0.2/-0.3 &0.97 +0.01/-0.26
\(\chi^{2}\)&23830.28&44112.85& 2026.75&4266.91
DOF &1077&1073&1070&1070
CP \(\chi^{2}\)& 16189.34&40475.99&1626.61 &3815.82
CP \(\chi_{r}^{2}\) &21.49 &54.04 & 2.18&5.11
V\(^{2}\) \(\chi^{2}\)&7640.94 &3636.85 &400.14& 451.09
V\(^{2}\) \(\chi_{r}^{2}\) &23.80 &11.32 &1.27 & 1.43
[table:3]

٢٠٠٥ & 60.4 \(\pm\) 1 & 59 \(\pm\) 1
مونييه وآخرون ٢٠٠٨ & 44.2 \(\pm\) 1 & 79.9 \(\pm\) 1
لونج وآخرون ٢٠٢٠ & 61.3 \(\pm\) 3 & 61 \(\pm\) 3
هذا العمل (النطاق L\(^\prime\)) & 26.8 \(\pm\) 0.7 & 146.6 \(\pm\) 1.3
هذا العمل (النطاق K\(^\prime\)) & 41.3 \(\pm\) 0.7 & 239.03 \(\pm\) 0.83 [table:astrometry]

إعادة بناء نموذج الضغط

تلتقط إعادات بناء الصور توزيع سطوع المصدر الحقيقي بدرجات متفاوتة تعتمد على تغطية القناع (u,v)، ومقدار دوران السماء في الملاحظات، والخيارات التنظيمية المحددة في الخوارزميات الفردية (2017ApJS..233....9S). لذلك، نتحقق مما إذا كان النموذج الهندسي الأمثل يعيد إنتاج البنية في الصور المعاد بناؤها من الملاحظات. نقوم بتوليد مراحل الإغلاق للنموذج والرؤيات المربعة من خلال أخذ عينات من النماذج الهندسية المثلى بنفس دوران السماء وتغطية (u,v) كما في الملاحظات. ثم نضيف الضوضاء إلى مراحل الإغلاق للنموذج والرؤيات المربعة بحيث تتطابق التشتت مع تلك الموجودة في الملاحظات.

تشبه الفيضات الجزئية للنجوم المركزية في الإعادات المحاكاة باستخدام نموذج مصدر نقطي واحد من الضغط (0.79 في نطاق L\(^\prime\) و0.51 في نطاق K\(^\prime\)) تلك الموجودة في البيانات (0.71 في نطاق L\(^\prime\) و0.50 في نطاق K\(^\prime\)). في الإعادة باستخدام نموذج ثنائي الضغط، تكون الفيضات الجزئية أيضاً مماثلة للملاحظات، مع فيضات نجمية مركزية تبلغ 0.57 في نطاق L\(^\prime\) و0.65 في نطاق K\(^\prime\). فيضات الرفقاء هي 0.31 في نطاق L\(^\prime\) و0.27 في نطاق K\(^\prime\). هذا يظهر بطريقة مضبوطة أن التباين في الفيضات الجزئية لتكوينات الضغط المختلفة هو تحيز خوارزمي. علاوة على ذلك، تظهر الاتساق بين الفيضات الجزئية للمحاكاة والملاحظات أن التحيزات الخوارزمية نفسها تقريباً يتم تقديمها في الإعادات المولدة من البيانات ومن النماذج الهندسية.

نجد أنه عندما نعيد بناء الصورة من الملاحظات المثلى للقرص بالإضافة إلى نموذج مصدر نقطي واحد من الضغط، فإن إعادة البناء النموذجية تتطابق بصرياً مع البيانات في كلا النطاقين. ومع ذلك، ليس هذا هو الحال في كلا النطاقين عندما نعيد بناء الصور لملاحظات نموذج القرص بالإضافة إلى الرفيق باستخدام نموذج ثنائي الضغط. في نطاق K\(^{\prime}\)، نجد أن نموذج القرص الأساسي الأمثل يعيد إنتاج البيانات، بما في ذلك الكتلة النقطية جنوب شرق النجم. نختبر هذا بدقة من خلال إعادة بناء الصورة من النموذج الهندسي الثنائي الأمثل، ونجد أن الكتلة النقطية في الصورة تزول. في نطاق L\('\)، تفتقر الإعادة المحاكاة إلى البنية المعقدة المناقشة في القسم [sec:imrecons]، مما يشير إلى أنه لا يمكن التقاطها بواسطة النموذج الهندسي. نقدم تفسيرنا لهذا في القسم [subsec:systemgeometry].

تحديد المدار

نقوم بتحديث مدار الرفيق النجمي لـ V892 Tau باستخدام Orbitize! (2020AJ....159...89B). نقوم بملاءمة البيانات الفلكية لدينا والبيانات الأرشيفية المعروضة في الجدول [table:astrometry]، والذي يدرج الفواصل وزوايا الموقع، المقاسة شرقاً من الشمال، لكل نقطة بيانات مدرجة في تحديد المدار. نستبعد النقطة الأولى في (2005A&A...431..307S)، متبعين طريقة مماثلة كما في (2021ApJ...915..131L). تم قياس هذه النقطة بشكل غامض؛ لم يكن واضحاً أي من المكونات كان النجم الأساسي أو الثانوي، مما جعل الشكوك في زاوية الموقع 180\(^{\circ}\).

نستخدم طرق مونت كارلو ماركوف سلسلة الحرارة المتوازية لملاءمة مدار للبيانات، مع 10 درجات حرارة، 100 متجول، و 10,000 خطوة. نستخدم الأولويات الموحدة الافتراضية في Orbitize!؛ مع تغيير نصف المحور الرئيسي من 0.001 إلى 10\(^{7}\) وحدة فلكية، الشذوذ من 0 إلى 1، الميل من 0 إلى 2\(\pi\)، وجهة بيرياسترون من 0 إلى 2\(\pi\)، زاوية الموقع للعقدة الصاعدة من 0 إلى 2\(\pi\) (مقاسة شرقاً من الشمال)، ومرور بيرياسترون من 0 إلى 1. تركز الأولويات الغاوسية للمسافة والكتلة الكلية للنظام على القياس البارالاكسي (2020yCat.1350....0G) والكتلة الكلية للنظام (2021ApJ...915..131L)، على التوالي. تم التقليل من تقدير الأخطاء في البارالاكسي للثنائيات ذات الفواصل التي تقل عن بضع ثوان قوسية و G \(\lesssim\) 18 بنسبة تقل عن 30\(\%\) (2021MNRAS.506.2269E). وبالتالي، من المحتمل أن يكون خطأ البارالاكسي قد تم التقليل من تقديره بسبب وجود الثنائي والقرص. ومع ذلك، نظراً لأن أخطاء القياس الفلكي تهيمن على ميزانيه الخطأ المداري، فإن زيادة خطأ البارالاكسي بنسبة 30\(\%\) لن تغير بشكل كبير نتائج ملاءمة المدار.

نصف المحور الرئيسي للرفيق النجمي هو 6.8 +0.04/-0.03 وحدة فلكية (49.0 \(\pm\) 2 ميلي ثانية قوسية) مع فترة 7.2 +0.07/-0.05 سنوات. الشذوذ في المدار هو 0.26 \(\pm\)0.04 وميله هو 58.4\(^{\circ}\) \(\pm\) 3\(^{\circ}\). من هذه التقديرات، نقيس بشكل مستقل الكتلة الديناميكية للنظام لتكون 6.1 +0.2/-0.1 \(M_\odot\)، وهو ما يتفق مع القياسات التي أجراها (2021ApJ...915..131L). نقارن قيمنا بالتقديرات السابقة في الجدول [table:orbitresults].

رفقاء إضافيون

نقدّر أننا حساسون لرفقاء القزم البني الذين تزيد كتلتهم عن (20) M\(_{J}\) في النطاق L\(^\prime\) ولرفقاء يزيدون عن (50) M\(_J\) في النطاق K\(^\prime\)، مما يضع حداً أعلى تقريبياً على كتل الكواكب في النظام. كما نقوم بتحويل منحنى التباين في النطاق L\(^\prime\) إلى كتلة كوكب مضروبة في معدل الاستحواذ (2015ApJ...803L...4E). بيانات النطاق L\(^\prime\) حساسة لكتلة كوكب مضروبة في معدل الاستحواذ يقارب (4) x \(10^{-5}\) \(\mathrm{M_J^{2}}\)/yr، مما يتوافق مع نموذج كوكب المشتري الذي يستحوذ بسرعة أو كوكب ذو كتلة أعلى يستحوذ بسرعة أقل.

المناقشة

هندسة النظام

تتوافق هندسة قرص V892 Tau الثنائي المقاسة هنا مع الأدبيات ونكتشف مكوناً جديداً لبنية القرص مع اكتشاف القرص الأولي. يتوافق قطر قرص CB مع القيود الهندسية السابقة عند \(\sim\) 26 AU (2007ApJ...658.1164L,2008ApJ...681L..97M). من نموذج النطاق L\(^\prime\) الأمثل، نجد أن زاوية الموضع وتوجيه القرص مشابهتان للتقديرات السابقة التي قام بها (2008ApJ...681L..97M) و (2021ApJ...915..131L). تشير تقديرات الميل السابقة (\(i_{disk}=\) 54.6\(^{\circ}\)) إلى أن الجانب الشمالي الغربي من القرص هو الأقرب إلى المراقب (2021ApJ...915..131L). مع هذا التوجيه، سيكون داخل حافة القرص على الجانب الجنوبي الشرقي من النجم هو الأكثر وضوحاً للمراقب. قد يساهم تأثير زاوية الرؤية هذه، ربما مع حافة قرص منتفخة بسبب التسخين بواسطة الثنائي ذو الكتلة المتساوية تقريباً، في اللاتماثل إلى الجنوب الشرقي من النجم في الصور المعاد بناؤها والنماذج الهندسية.

من الصور المعاد بناؤها للنطاق L’، نجد دلائل أولية على التشوه في قرص الثنائي. في القسم [subsec:squeezemod]، نظهر أن الملاحظات الفوريية من النموذج الهندسي لا يمكن أن تعيد إنتاج التعقيد في اللاتماثل في الصورة L\(^\prime\) المعاد بناؤها من البيانات. الثنائيات ذات الكتلة المتساوية تقريباً مع المدارات شديدة الاستطالة قد أظهرت أنها تسبب تشوهات في أقراص الثنائي. هذا السيناريو متوافق مع قياسات الاستطالة لـ V892 Tau في الدراسات السابقة وهذا العمل (الجدول [table:orbitresults]).

نقدم مزيداً من المعلومات حول بنية نظام V892 Tau مع الكشف الأول عن قرص أولي بقطر \(\sim\) 2 AU. اقترحت الملاحظات من (2019PhDT.......134C) بشكل أولي قرصاً أولياً، حيث فضلت الأطوار التفاضلية في بيانات الأشعة تحت الحمراء المتوسطة لجهاز القياس البيني (MIDI) إما قرصاً أولياً أو رفيقاً غبارياً إضافياً. يوفر التصوير في النطاق K\(^\prime\) دقة زاوية عالية بما يكفي للتمييز بوضوح بين هذين التفسيرين الفيزيائيين. قد يشير الانحياز التقريبي بين زاوية موضع الرفيق وزاوية انحراف القرص الأولي إلى تسخين القرص بواسطة الرفيق. قد تحدد الملاحظات اللاحقة ذات الدقة الزاوية العالية ما إذا كان الرفيق النجمي يسبب اللاتماثل الملحوظ من خلال تقييد تطور الزمن لزاوية انحراف القرص وزاوية موضع الرفيق. لا يمكن لهذا العمل وضع قيود على كتلة القرص الأولي، ولكنه يمثل رغم ذلك خزاناً محتملاً آخر للمواد لتكوين الكواكب حول V892 Tau.

المدار

من النماذج الهندسية الأفضل ملاءمة (المناقشة في القسم [sec:bestfit])، قمنا بقياس فصل الرفيق النجمي ليكون 3.5 \(\pm\) 0.1 وحدة فلكية في النطاق L\(^\prime\). في النطاق K\(^\prime\)، وجدنا أن فصل الرفيق النجمي هو 5.6 وحدة فلكية \(\pm\) 0.1 وحدة فلكية. القياسات الفلكية أكثر دقة في النطاق K\(^\prime\) مقارنة بالنطاق L\(^\prime\)، نظراً لأن الدقة الزاوية أعلى بسبب الطول الموجي الأقصر. كما أن V892 Tau مشرق نسبياً في النطاق K\(^\prime\) (3.23 جانسكي في النطاق K\(^\prime\) و 1.75 جانسكي في النطاق L\(^\prime\)) وخلفية السماء في النطاق K\(^\prime\) منخفضة. الدقة الزاوية العالية، نسبة الإشارة إلى الضوضاء العالية، وتصحيح البصريات التكيفية مع PyWFS تقلل بشكل كبير من حجم شريط الخطأ على الملاحظات في كلا الطولين الموجيين، والتي يتم بعد ذلك نقلها إحصائياً من خلال الفلكية والضوئية الأفضل ملاءمة. تقديرات الشذوذ والميل ضمن \(1\sigma\) من القيود المنشورة سابقاً، بينما المحور شبه الرئيسي والفترة لهما اختلاف بمقدار \(2\sigma\) مقارنة بتلك الدراسات (2021ApJ...915..131L). كما وجدنا أن قياس الكتلة المستقل للنظام (6.1 +0.2/-0.1 \(M_{\odot}\)) يتوافق مع (2021ApJ...915..131L).

تقييم الأداء النسبي للمقياس البصري مع PyWFS

نظراً لأن نجم V892 Tau مشرق في النطاق H (نطاق استشعار موجة الجبهة)، فإننا نلاحظ تحسناً في التباين مقارنة بالملاحظات مع مستشعر موجة الجبهة Shack-Hartmann في كلا طولي الموجه العلميَّين، مما يتيح لنا إجراء قياسات فلكية دقيقة للغاية. نقارن حدود التباين PyWFS في الشكل [fig:cc] مع حدود التباين من (2019JATIS...5a8001S) لنجم بمقدار مماثل في النطاق R (نطاق مستشعر موجة الجبهة Shack-Hartmann) لـ V892 Tau الذي تمت ملاحظته مع Keck2/NIRC2 NRM خلف مستشعر موجة الجبهة Shack-Hartmann. مثل V892 Tau، هذا النجم خافت في النطاق R، لكنه مشرق في النطاق H. نجد أن التباين أفضل بمقدار  0.5-1 درجة مع PyWFS مقارنة بمستشعر موجة الجبهة Shack-Hartmann. الزيادة في التباين تظهر أن PyWFS مفيد لمراقبة النجوم الحمراء الشابة. هذه الملاحظات هي أول تقييم للأداء النسبي للمقياس البصري مع PyWFS في Keck. ستساعد الملاحظات المستقبلية للنجوم ذات القدر الضوئي الأقل في النطاق H على تحديد أدائه بشكل أكبر في نظام Strehl المنخفض.

الخلاصة

قدّمنا بيانات متعددة الأطوال الموجية ومتعددة الحقب من مرصد كيك لقرص ثنائي النجوم V892 Tau باستخدام NRM وPyWFS. تتيح لنا البيانات التمييز بين إشعاع النجم الثانوي وإشعاع القرص واستكشاف بنية القرص بعمق عند فواصل زاوية صغيرة. قمنا بتركيب نماذج هندسية على بيانات النطاق L\(^\prime\) وK\(^\prime\)، ووجدنا أن أشكال كلتا الصورتين توصف بشكل أفضل بنماذج القرص مع الرفيق. في نطاق L\(^\prime\)، تتوافق خصائص القرص ثنائي النجوم مع نتائج الدراسات السابقة. في نطاق K\(^\prime\)، نقوم بأول كشف قوي لقرص حول النجم الأساسي. من خصائص النجم الثنائي، قمنا بتحديث المدار باستخدام بياناتنا والبيانات الأرشيفية. تضع هذه الأعمال أشد القيود على المعلمات المدارية للرفيق النجمي V892 Tau والبنية الهندسية للقرص ثنائي النجوم. قد تشمل الملاحظات المستقبلية لنظام V892 Tau مراقبة إضافية للقرص حول النجم الأساسي لتحديد ما إذا كان انحرافه ناتجاً عن التسخين من الرفيق النجمي.

هذه هي أولى الملاحظات المنشورة باستخدام NRM وPyWFS معاً، مما يوفر معياراً قيماً للمقارنة. نضع قيوداً على كتلة الرفقاء غير المكتشفين ونقارن التباين المحقق مع PyWFS بحدود التباين المحققة مع Shack-Hartmann WFS، حيث نجد تحسناً بمقدار \(\sim\)0.5-1 درجة في الأداء مع PyWFS. التصحيح الاستثنائي للتلألؤ الجوي (وبالتالي التباين القابل للتحقيق) الذي يوفره PyWFS مكّن من القياسات الفلكية الدقيقة لـ V892 Tau، والتي تحسنت عن التقديرات السابقة بمقدار 10 مرات، والكشف عن القرص حول النجم الأساسي بدقة زاوية عالية. تظهر معايير التباين هذه والكشوفات عالية الدقة في نظام V892 Tau أن استطلاعات NRM المستقبلية يمكن أن تستفيد من PyWFS لملاحظات النجوم الحمراء الشابة المماثلة.

هذه المادة مبنية على عمل مدعوم من قبل المؤسسة الوطنية للعلوم تحت رقم المنحة 2009698. يعترف J.A.E. بالدعم من رقم جائزة NSF 1745406. تم الحصول على البيانات المقدمة هنا في مرصد W. M. Keck، الذي يُدار كشراكة علمية بين معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا، جامعة كاليفورنيا وإدارة الطيران والفضاء الوطنية. أصبح المرصد ممكناً بفضل الدعم المالي السخي من مؤسسة W. M. Keck. يود المؤلفون الاعتراف بالدور الثقافي الكبير والاحترام الذي كانت لقمة Maunakea دائماً ضمن المجتمع الهاواي الأصلي. نحن محظوظون جداً لأن لدينا الفرصة لإجراء الملاحظات من هذا الجبل.