مُلَخَّص

لطالما استُخدمت التشوّهات لتفسير خصائص أقراص النجوم الشابة، لكن الأمثلة الموصوفة جيداً ضرورية لفهم تطور القرص. كشفت صور الضوء المتناثر للأقراص ذات الفجوات المركزية عن ظلال حادة، حيث تحجب الأقراص الداخلية المائلة الحلقات الخارجية. تم تفسير الانخفاضات في شدة الأشعة تحت الحمراء القريبة على طول الحلقة حول النجم T Tauri DoAr44 على أنها تَأَثُّر بالتشوه المركزي. نقدم هنا ملاحظات جديدة من ALMA لـ DoAr44 في الاستمرارية عند 230 GHz و350 GHz (دقة خطية ≃10 au)، إلى جانب حقبة حديثة من التصوير المستقطب التفاضلي باستخدام SPHERE/IRDIS في ظروف جوية ممتازة. تؤكد ملاحظات ALMA وجود الحلقة وتنقل بوضوح الانخفاضات التي أُشير إليها سابقاً من تحليل بيانات 336 GHz. تحدد صور الضوء المتناثر مواضع الانخفاضات، التي تتوافق مع قرص داخلي مائل بالنسبة للقرص الخارجي بميل نسبي \(\xi = 21.4^{+6.7}_{-8.3}\)deg. يُظهر منحنى الشدة المستقطبة من SPHERE تغيراً مورفولوجياً مقارنةً بمعاينة سابقة، يمكن تفسيره كتغير في اتجاه الانحدار الداخلي من \(\xi \approx 30^\circ\) إلى \(\xi \approx 20^\circ\). تتوافق الانخفاضات مع هبوط في درجة الحرارة، إذ يشير مؤشر الطيف \(\alpha^{230\rm GHz}_{350\rm GHz} \approx 2.0 \pm 0.1\) إلى انبعاث سميك بصرياً. تتقدم انخفاضات الحرارة بالنسبة لانخفاضات الأشعة تحت الحمراء بمقدار \(\eta = 14.95^\circ\) للشمال و\(\eta = 7.92^\circ\) للجنوب. في قرص يدور بعكس عقارب الساعة، من المتوقع مثل هذه التحولات نتيجة للتأخر الحراري، وتشير إلى كثافات سطحية للغاز ≃117±10 g/cm² و48±10 g/cm² على التوالي. كما يتوافق القرص غير المتماثل، بنسبة تباين \(f_r = 2.4 \pm 0.5\)، مع الهلال الكبير المستمر.

مُقَدِّمَة

أقراص الانتقال (Espaillat2010) مفيدة لدراسة تشكّل الأقراص حول النجوم بفضل فجوات الغبار الداخلية الواضحة، التي قد تكون نتاج تنظيفها بمدارات كوكبية شابة (dong15). كشفت ملاحظات الضوء المتناثر عن انخفاضات أزيموثية في الحلقات الخارجية. على سبيل المثال، أظهرت مراقبات الضوء المتناثر بالأشعة تحت الحمراء والمرئي في HD 142527 (fukagawa+2006, casassus12, avenhaus14) انخفاضات تعزى لظلال ناتجة عن قرص داخلي مائل (marino15). تُفسَّر هذه الظلال، الملتقطة بتصوير الاستقطاب التفاضلي (PDI)، بوجود قرص مائل بنحو 70° بالنسبة للقرص الخارجي.

أظهرت دراسة حركيات الغاز من ملاحظات ALMA لـ HD 142527 في خط CO (6–5) تدفق غازي داخل الفجوة عبر الانحناء المركزي تقريباً كالسقوط الحر (casassus15). قد يكون هذا الانحناء ناتجاً عن رفيق HD 142527B ذي الميل المداري، مما يولد ظلالاً عميقة تكفي لتبريد الغبار في الحلقة الخارجية وتُظهر انخفاضات في الاستمرارية (casassus15b).

أدّت ملاحظات VLT/SPHERE عالية التباين للاستقطاب (beuzit19) إلى تفاصيل أعمق للانخفاضات الأزيموثية في أقراص الانتقال. مثال آخر لانحناء مركزي مرتبط بقرص داخلي مائل هو HD 100453؛ فقد لاحظ benisty17 الضوء المتناثر المستقطب باستخدام SPHERE/IRDIS، وفسّر الانخفاضات كظلال ضيقة (min+17). ومع ذلك، غالباً ما تخلو بيانات الضوء المتناثر للحلقات المظللة من نظائر راديوية—كما في HD 100453 (vanderplas+2019) وHD 143006 (perezL+2018) اللذين أظهرا ظلالاً في الاستقطاب دون انخفاضات في ALMA Band 6. قد يرجع غياب الانخفاضات الراديوية إلى انبعاث حراري رقيق بصرياً (casassus_2019_cooling)، الذي يمحو تأثير انخفاض درجة الحرارة، فتكون الانخفاضات أكثر وضوحاً في الأقراص الضخمة.

تمثل DoAr44 مثالاً لانخفاضات راديوية ناعمة بفعل الانتشار الحراري. DoAr44 (WSB 72، HBC 268، ROXs 44) نجم من فئة T Tauri في سحابة أوفيكوس L1689 (padgett08, andrews11) على بعد 145.9±1.0 pc (gaia18). يُصنَّف قرصاً قبل انتقالياً (PTD) كما يظهر توزيع الطاقة الطيفية (cieza21) بميل أشعة تحت حمراء α_IR = –0.61، ويعرف PTD كمصدر من الفئة الثانية (–0.3 < α_IR < –1.6) بقرص داخلي مشع وفجوة تشير إليها انخفاضات منتصف الأشعة تحت الحمراء. شمل DoAr44 أيضاً مسح تعددية مع zurlo20 دون اكتشاف رفيق.

أشارت دراسات سابقة على DoAr44 باستخدام استمرارية SMA عند 340 GHz بدقة زاوية ≃0.35″ (andrews09, andrews11) واستمرارية ALMA عند 335 GHz مع طيفية (vandermarel16) إلى فجوة معتدلة بحجم ≃30 au. اقترح casassus18 (الورقة I) وجود بنية منحنية داخل التجويف بناءً على الانخفاضات الأزيموثية في استمرارية ALMA عند 336 GHz، مدعومة بتصوير DPI ونماذج نقل إشعاع مع SPHERE/IRDIS. قارنوا النتائج مع توقعات RT فاستنتجوا أن القرص الداخلي مائل بحوالي 30°، لكن بيانات IRDIS كانت محدودة بجدار الكورونوغراف. هنا نعيد تحليل ALMA باستمراريتي SB+LB ونضيف متابعة SPHERE/IRDIS بعد 3 سنوات لدراسة تغيرات الظلال الناتجة عن القرص الداخلي المنحني، باستخدام بيانات متعددة الأزمنة من ALMA Band 6 وBand 7 ومقارنة صور الاستقطاب SPHERE مع المعاينة المنشورة.

القسم [sec:obs] يصف ملاحظات ALMA وSPHERE وتقليل البيانات. في القسم [sec:analysis] نحلل انخفاضات الكثافة الأزيموثية، هندسة القرص الداخلي، وخريطة المؤشر الطيفي الراديوي، ويُختتم القسم [sec:conc].

مُقارنة الكثافة

عُرضت خرائط الكثافة بمستويات 0.13، 0.48، 0.74 و0.87 من أقصى قيمة. استُخلصت ملفات تعريف الحلقة عند نصف قطر ثابت (شرق الشمال): يبيّن الخط الأخضر ملاحظات \(Q_{\phi}(H)\) بعد طرح الاستقطاب غير المحلول، والخط الأسود يعبّر عن ملاحظات سابقة لعام 2016 من avenhaus_2018_sphere والورقة I. مجال الانخفاض ±1σ مبيّن بالظلال.

الملاحظات وتقليل البيانات

ملاحظات ALMA

شارك قرص أوفيكوس في مسح ODISEA (cieza19) في الدورة 6 باستخدام الفرقة 6 (230 GHz)، بدقة نحو 3–5 au (PID = 2018.1.00028.S). هدف المسح دراسة غبار وغاز مجموعة من الأقراص في أوفيكوس على بعد ≃200 pc (evans09, williams19). أجريت ملاحظات استمرارية الفرقة 6 لـ DoAr44 (عرض نطاق 7.5 GHz) خلال يوليو 2019، ومعايرة البيانات قُمت عبر خط أنابيب ALMA في CASA (cieza21). كما نُفذت ملاحظات الفرقة 7 لـ DoAr44 (PID = 2019.1.00532.S) في مايو 2021، بوقت دمج 43 دقيقة وعرض نطاق 4.688 GHz.

أُجري التحسين الذاتي لبيانات الاستمرارية باستخدام حزمة SNOW (casassus_22_selfcal) مع نموذج uvmem (casassus21) بديلاً عن tclean في CASA. حققت الصور المستعادة PSNR≈60 في الفرقة 6 و≈100 في الفرقة 7 لأوزان Briggs (robust=1.0). بالمقارنة، كانت PSNR القياسية لـ tclean≈49 و≈90 على التوالي. أخيراً، محاذاة بيانات الفرقة 6 مع الفرقة 7 تمت باستخدام VisAlign (casassus_22_selfcal) دون تغيير الفيض.

حددنا موقع النجم بإحداثيات Gaia (gaia18): RA 16:31:33.4638 (±0.0534 mas)، DEC –24:27:37.1582 (±0.0404 mas)، مُصحَّحةً بحركة مناسبة (–6.101±0.128، –24.212±0.098 mas yr⁻¹) إلى RA 16:31:33.454، DEC –24:27:37.682. انحراف مركز الفجوة المقدر عبر MPolarMaps في القسم [sec:profiles] بلغ ΔRA=1 mas، ΔDEC=6 mas في الفرقة 6، وΔRA=6 mas، ΔDEC=7 mas في الفرقة 7 (جدول [tab:pa_inc]). الأخطاء المتوقعة في توجيه Gaia (≃0.15 mas عند 3σ) وALMA (≃7 mas) تؤكد أن هذه الإزاحات ضمن حدود الدقة.

ملاحظات SPHERE

استخدمنا بيانات متابعة من أداة التصوير الاستقطابي عالية التباين SPHERE على VLT. نعتمد هنا على ملاحظات عام 2019، التي تلَت مراقبات عام 2016 (برنامج 096.C-0523(A)، المحقق الرئيسي Avenhaus)، باستخدام وحدة التصوير التفاضلي المقطب IRDIS (dohlen08) في نطاق 900 nm–2.3 μm بوضع DPI (deboer2020). جُمعت بيانات DoAr44 في 22 سبتمبر 2019 على 60 إطاراً، بينها 56 إطاراً علمياً موزعة على أربعة دورات استقطاب، تمت محاذاتها بإطارات التدفق (star flux) والإطارات المركزة خلف الكورونوغراف (N_ALC_YJH_S، نصف قطر IWA=92.5 mas). لم تُقصى أي دورة، واكتملت جميع الإطارات تحت حلقة تصحيح تكيفي مغلقة، فكانت ظروف الرصد أفضل من الحقبة السابقة (avenhaus_2018_sphere والورقة I)، مع رؤية تراوحت بين 0.41″ و0.8″ ثم استقرت عند ≃0.6″. جُمعت أيضاً بيانات ZIMPOL، لكنها لم تُستخدم هنا لجودتها المحدودة.

عُولجت بيانات SPHERE بأنبوب irdap (الإصدار 1.3.3؛ VanHolstein2020A&A...633A..64V) الذي يستخرج القنوات اليسرى واليمنى، ويحسب صور Q⁺, Q⁻, U⁺, U⁻ (الفرق المزدوج) وI (المجموع المزدوج)، ثم يصحح ستوكس باستعمال نموذج مصفوفة مولر للأداة. هنا نركّز على خريطة الاستقطاب الدائري \(Q_{\phi}(H)\).

تبرز في التخفيض خطوة طرح الاستقطاب غير المحلول ضمن PSF المركزي. اخترنا منطقة حلقية خالية من إشارة القرص بنصف قطر 40–90 بكسل لقياس هذا المكون. بلغت درجة الاستقطاب الخطي في المصدر المركزي 1.6±0.4%، وزاويته AoLP_central=19.97±7.25°، مع انحراف معياري يعكس تقلبات الجو وأخطاء نموذج مولر.

لوحظ أن مواقع الانخفاضات في \(Q_{\phi}(H)\) تتغير بعد طرح الاستقطاب غير المحلول، بسبب نمط هالة الاستقطاب غير المتماثل المرتبط بالقرص الداخلي المائل. عند طرح هذه الهالة (التصحيح للبينية)، تنزاح مواقع الانخفاضات قليلاً، كما هو متوقع من تأثير الاستقطاب البيننجمي (IS).

الاختلافات في شدة الذروة

لوحظ أيضاً اختلافات في شدة الذروة بين الحقبتين، وسيُبحث ذلك في القسم [sec:warpgeo].

التحليل

الملامح الزاوية

نتتبع مواقع الانخفاضات حول DoAr44 باستخدام حزمة MPolarMaps (casassus21) لاستخراج ملف تعريف الشدة المستمر \(I^{\circ}(\theta)\) كدالة لزاوية الموضع θ على أفضل قطع ناقص يحاكي الحلقة، مما يقلل الضوضاء الشعاعية ويفترض تماثل المحور. نحصل بذلك على أفضل تقدير لزاوية الموضع (PA)، زاوية الانحدار \(i\)، والإزاحات النجمية.

يُظهر جدول [tab:pa_inc] أن بيانات ALMA عند 230 GHz تعطينا \(i=21.7\pm0.3^\circ\)، PA=59.9±0.8°، مع ΔRA=1 mas وΔDEC=6 mas. عند 350 GHz نجد \(i=21.9\pm0.2^\circ\)، PA=61.6±0.5°، وΔRA=6 mas، ΔDEC=7 mas. لأجل \(Q_{\phi}(H)\)، ملأنا انبعاث الحلقة بقطع ناقص ثم سبقنا MPolarMaps، فحصلنا على \(i=24.4^\circ\) وPA=49.7° مع ΔRA=2 mas وΔDEC=2 mas. تظل مواقع التجويف ضمن أخطاء التوجيه، فتثبّت مركز التجويف على إحداثيات Gaia كما في الشكل [fig:3a-fig].

انخفاضات شدة الراديو/الأشعة تحت الحمراء

تُظهر صور \(Q_{\phi}(H)\) (الشكل [fig:a-fig]) حلقة مُقسَّمة بقوسين مفصولين بانخفاضات عميقة، بينما تبدو صور الاستمرارية عند 230 GHz و350 GHz (الأشكال [fig:b-fig] و[fig:c-fig]) سلسة تقريباً. يجدر الملاحظة في الشكل [fig:3b-fig] أن الانخفاضات أعمق في IR، وأن انخفاضات الراديو تتقدم نسبياً باتجاه غرب-شمال (عكس عقارب الساعة) على طول الحلقة.

الفصل الثاني

الفواصل الزاوية بين انخفاضات الراديو وIR على مستوى القرص (\(\eta_{\mathrm{shift}}\)) تبلغ 14.95° للشمال و7.92° للجنوب. عند مرور الغبار والغاز عبر الظلال، يتأخر الغاز حرارياً مقارنةً بالغبار الظليل (casassus_2019_cooling). وبالنظر إلى الدوران الرجعي، يمكن تفسير هذا الانحراف باتجاه عكس عقارب الساعة (تقدم الراديو) بأنه تأخر حراري. نلاحظ أن الانحراف الظاهر متكرر في الحقبتين، لكن تحليل متعدد التردد قد يوضحه. أيضاً، الانخفاض الجنوبي يبدو أوسع وأقل عمقاً مقارنة بالشمالي، مما يتوافق مع كثافة سطح غاز أقل كما سيتضح في الأقسام التالية.

القرص الداخلي المشوَّه

تفسَّر ظلال أقراص الانتقال بخلل توجيه القرص الداخلي عن الخارجي (marino15, benisty17). تُظهر صور \(Q_{\phi}(H)\) لـ DoAr44 موضع ظلين واضحين، مع فروق بين معاينات 2016 و2019. رغم استخدام نفس طرح الاستقطاب غير المحلول في irdap، يؤثر اختلاف ظروف الرصد على التصحيح. عدم تطابق مواقع الانخفاضات بين الحقبتين، خاصة الجنوبي، يدل على تطور مورفولوجي يُرجح كونه ناجماً عن تحول في توجيه القرص الداخلي المائل. نعالج هذا بتفسيرين: نموذج هندسي مثالي ومقارنة مع توقعات نقل الإشعاع.

النموذج الهندسي المثالي

يتبع (min+17) خوارزمية تربط بين توجيه القرص الداخلي (\(i_1\)، \(\phi_1\)) وارتفاع القرص الخارجي \(h\)، وزاوية الظلال PA ومدى امتداده \(\omega\)، والإزاحة النجمية \(b\). مع تحديات تحديد مركز التجويف الدقيق ومواقع أدنى الانخفاضات، حسبنا التوجيه الداخلي بناءً على القياسات المدرجة في الجدول [tab:warpgeo]. حصلنا على \(i_1=26.4^{+5.6}_{-3.5}^\circ\)، \(\phi_1=110.7^{+12.7}_{-13.9}^\circ\) و\(h=0.014^{+0.006}_{-0.004}\)، بموثوقية 1σ. هذه القيم تدعم ظلال ناتجة عن انكسار داخلي بالنسبة للقرص الخارجي. (bouvier+20) توصل لقيم مماثلة من مراقبات VLT/GRAVITY (2019): \(i_1=34\pm2^\circ\)، \(\phi_1=140\pm3^\circ\). من المثير للاهتمام أن زاوية الاستقطاب AoLP_central=19.97±7.25° عمودية على \(\phi_1=110.7^\circ\)، كما يتوقع من هندسة قرص دائري الاستقطاب (stolker+17). في الشكل [fig:decrements]، يقود الغربُ انخفاضات الراديو في الشمال والجنوب، وهو نمط يتفق مع توقعات الإسقاط بارتفاعات الانبعاث.

توجيه القرص الداخلي لدينا يقارب ميل نسبي \(\xi=21.4^{+6.7}_{-8.3}^\circ\) بالنسبة للقرص الخارجي. تتفق هذه النتيجة مع (bohn+22) الذين ملأوا نماذج GRAVITY (2019) للداخلي وخريطة سرعة ALMA للخارجي، فوجدوا \(\xi_1=27\pm9^\circ\) (مطابقة معنا) و\(\xi_2=39\pm9^\circ\)، إضافةً لتوافق قيم PA و\(i\) مع نتائجنا لكل من الأقراص.

توقعات نقل الإشعاع

يمكن مقارنة الميل النسبي \(\xi=21.4^{+6.7}_{-8.3}^\circ\) مع توقعات RT من الورقة I. الشكل 4 هناك يوضح أن ملاحظات 2019 في \(Q_{\phi}(H)\) تحاكى بأفضلية ميل ≃20°، بينما صور 2016 تناسب ميل ≃30°. كذلك تتوافق الملامح الزاوية في الشكل [fig:2b-sphere] مع توقعات RT في الورقة I للقيم المذكورة. يترجم الاختلاف بغلبة الظلال الأوسع والأعمق عند ميل أعلى، ملموس في تغيير مواقع الظلال الجنوبية والغربية.

خريطة مؤشر الطيف

في حال التظليل، نتوقع هبوطاً في درجة حرارة الغبار وعمقاً بصرياً عند الانخفاضات. لذلك بنينا خريطة مؤشر الطيف بين 230 GHz و350 GHz:

\[ \alpha = \frac{\log(I_{230}/I_{350})}{\log(230/350)}, \]

وبخطأها:

\[ \sigma_{\alpha} = \frac{\sqrt{(\sigma_{230}/I_{230})^2+(\sigma_{350}/I_{350})^2}}{\log(230/350)}. \]

دقنا صورة 230 GHz لتتوافق مع الشعاع الطويل (84.9×69.9 mas) لبيانات 350 GHz (Briggs robust=2.0)، انطلاقاً من الصور المحاذاة مسبقاً. يُظهر الانبعاث المنعم عند 230 GHz انخفاضات أقل وضوحاً مما يظهر عند 350 GHz، ربما لأن الأخير أكثر كثافة بصرياً وحسّاساً لدرجة الحرارة.

حسبنا \(\alpha\) فقط للنقاط التي \(\sigma_{\alpha}<0.7\) (أي شدة >0.27 mJy في الفرقة 6 و>0.67 mJy في الفرقة 7). الأخطاء المنهجية للمعايرة (2.5% للفرقة 6 و5% للفرقة 7) تضيف ∼0.13 إلى \(\alpha\) لكن خريطة الخطأ في الشكل [fig:4b-fig] لا تشملها لأنها ثابتة نسبياً.

في الشكل [fig:specind] نرى \(\alpha \approx 2\) على الحلقة الخارجية. الفجوة الداخلية (0.13″ 2\) بكثير (الشكل [fig:radial_specind])، دلالة على انبعاث رقيق بصرياً من حبيبات صغيرة مُدمرة بالضوء النجمي. القيم \(\alpha \approx 2\) على الحلقة قد تعكس انبعاثاً سميكاً أو غباراً كبيراً رقيقاً بصرياً (testi14). هذا يوازي بنية HD 142527 في (casassus15b).

تُظهِر الفجوة الداخلية (0.13″≤r≤0.25″) \(\alpha \approx 3.3\) عند حافة الفجوة (الشكل [fig:radial_specind])، وهو نموذج لمؤشر ISM (\(\beta \approx 1.7\)، draine2006) ما يدل على حبيبات صغيرة وفجوة رقيقة بصرياً (sierra20). هذه الحبيبات تعيد تعبئة الفجوة بالانبعاث الحراري الرقيق، فتختفي انخفاضاتها. بالمقابل، عند r≈0.5″ يبدو الضوء البعيد أكثر سماكة أو أكبر حبيبات (§ [fig:radial_specind]). نحتاج بيانات متعددة الأطوال الموجية ونمذجة تفصيلية لـ DoAr44.

تقديرات كتلة الغاز في القرص

كتلة الغاز شرط أساسي لتكوين الكواكب، وفي الأقراص المظللة يحد تأثير تبريد الغاز في الظلال من كتلته. يقدم (casassus_2019_cooling) نموذجاً يربط كثافة سطح الغاز \(\Sigma_g\) بعمق انخفاضات درجة الحرارة \(T(\phi)\) الناجمة عن الإشعاع النجمي والقرص الداخلي. يأخذ النموذج سرعة انتقال الظل (Keplerian رجعي)، بنية قرص ثابته نصف قطره R وسمكه H، وحجم حبيبات أقصى a_max، ونسبة غاز/غبار f_gd، وعامل ملء f. المعاملات الحرّة هما زاوية الانزياح \(\eta_{\rm shift}\) وكثافة سطح الغاز \(\Sigma_g\).

في DoAr44، يمكن تفسير \(\eta_{\rm shift}\) المرصودة (14.95° شمالاً، 7.92° جنوباً) كتأخر حراري للغاز عند مرور الظل. حسبنا \(T(\phi)\) مع a_max=1 cm—متوافق مع \(\alpha \approx 2\) سميكة بصرياً للقرص الخارجي—ونسبة غاز/غبار f_gd=100، وعامل ملء f=1 (جدول [tab:mass_parameters]).

الانزياح الشمالي يتوافق مع \(\Sigma_g=117\pm10\,\mathrm{g/cm}^2\)، والجنوبي مع \(48\pm10\,\mathrm{g/cm}^2\). القيمة الأقل للجنوب تعني هبوط حرارة أوسع وأقل عمقاً (الشكل [fig:3b-fig]) نتيجة الانتشار الحراري. نسبة التباين \(f_r=2.4\pm0.5\) تتناسب مع الهلال المستمر في الأقراص غير المتماثلة (zhu_bauteau_16)، مثل LkHα 330 (isella13)، HD 135344B (vandermarel15) وMWC 758 (casassus19_mwc758). إذا كان الانخفاض الجنوبي شحيحاً بصرياً، فإن احتجاز الغبار قد يفضي إلى ارتفاع مؤشر طيفي للهالة والجنوبي.

الاستنتاجات

نعرض ملاحظات ALMA عند 350 GHz لـ DoAr44 بدقة ≃10 au، ومتابعة استقطاب SPHERE/IRDIS بعد ثلاث سنوات. باستخدام هذه البيانات مع إعادة تحليل ALMA عند 230 GHz، نصل إلى:

رصدنا انخفاضات في شدة استمرارية ALMA يؤكدها الورقة I. الانخفاضات الشمالية متوافقة عند PA=316.3° و316.9° في 230 GHz و350 GHz على الترتيب، والانخفاضات الجنوبية الأوسع عند PA=152.9°.
في قرص يدور بعكس عقارب الساعة، تتقدم انخفاضات الحرارة على انخفاضات \(Q_{\phi}(H)\) بدوران بمقدار \(\eta=14.95^\circ\) شمالاً و7.92° جنوباً.
النماذج الهندسية لخريطة \(Q_{\phi}(H)\) تدعم قرصاً داخلياً مائلاً نسبيّاً بمقدار \(\xi=21.4^{+6.7}_{-8.3}^\circ\). يميل موقع الانخفاض الجنوبي غرباً أكثر من معاينة الورقة I، دلالة على تغير في توجه القرص الداخلي بين الفترتين.
خرائط مؤشر الطيف بين 230 و350 GHz تظهر \(\alpha \approx 2\) عند الظلال، مما يؤكد انبعاثاً سميكاً بصرياً وبذلك انخفاضات ناجمة عن هبوط حراري.
تقديرات كتلة الغاز من \(\eta_{\rm shift}\) تؤدي إلى \(\Sigma_g=117\pm10\,\mathrm{g/cm}^2\) شمالاً و\(48\pm10\,\mathrm{g/cm}^2\) جنوباً، والقيمة الأقل جغرافياً تعكس انخفاضاً أوسع في الجنوب.
في التجويف الداخلي، \(\alpha \approx 3.3\) عند \(0.13'' \leq r \leq 0.25''\)، مما يدل على حبيبات صغيرة وانبعاث رقيق بصرياً، بينما في الخارج \(\alpha \approx 2\) يدل على حبيبات أكبر أو انبعاث سميك.
الهالة الخارجية تشي أيضاً بـ\(\alpha \approx 2\)، وهو مؤشر على حبيبات كبيرة رقيقة أو انبعاث كثيف بصرياً. يلزم المزيد من البيانات متعددة الأطوال الموجية لضبط تباينات \(\alpha\) في DoAr44.

الشكر والتقدير

نعبّر عن شكرنا البالغ للبروفيسور هانز مارتن شميد لتعليقاته البنّاءة حول ملاحظات SPHERE، وللمراجع المجهول على اقتراحاته المفيدة. دعم هذا العمل برنامج ANID – علوم الألفية (NCN2021_080). C.A-T مدعومة من نواة الألفية عن الكواكب الخارجية الشابة وأقمارها (YEMS). S.C. مدعوم بمنحة FONDECYT 1211496. S.P. مدعوم بFONDECYT 1191934. P.W. مدعوم بFONDECYT 3220399. L.C. بدعم من FONDECYT #1211656. A.Z. من FONDECYT 11190837. S.M. برعاية زمالة URF-R1-221669. استخدم هذا العمل مجموعة Strelka (FONDEQUIP EQM140101) في DAS/U. de Chile. بيانات ALMA المستخدمة: ADS/JAO.ALMA #2018.1.00028.S. ALMA مشروع مشترك ESO، NSF، NINS، NRC، MOST، ASIAA، KASI، بالتعاون مع تشيلي، تُدار بواسطة ESO، AUI/NRAO، NAOJ. NRAO مؤسسة NSF تُدار لشبكة الجامعات المشتركة.

توافر البيانات

البيانات المعالجة لـ ALMA وSPHERE الواردة هنا متاحة عند طلب معقول للمؤلف المراسل. الحزم البرمجية الأصلية غير القياسية خلف التحليل متاحة على: MPolarMaps (https://github.com/simoncasassus/MPolarMaps), uvmem (https://github.com/miguelcarcamov/gpuvmem), VisAlign (https://github.com/simoncasassus/VisAlign) وSNOW (https://github.com/miguelcarcamov/snow).

[lastpage]