Patrick F Cronin-Coltsmann, Grant M Kennedy, Christian Adam, Quentin Kral, Jean-François Lestrade, Sebastian Marino, Luca Matrà, Simon J Murphy, Johan Olofsson, Mark C Wyatt, vista de ALMA del borde de la enana M GSC 07396-00759 -en disco de escombros: gemelo contemporáneo de AU Mic, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, volumen 512, número 4, junio de 2022, páginas 4752–4764, https://doi.org/10.1093/mnras/stac536Presentamos nuevas observaciones de Banda 7 de ALMA del disco de escombros de canto alrededor de la estrella M1V GSC 07396-00759.Con ~20 millones de años y en el grupo móvil β Pictoris junto con AU Mic, GSC 07396-00759 se une al puñado de discos enanos M de baja masa que se resolverán en sub-mm.Con observaciones previas de luz dispersa del VLT/SPHERE, presentamos una vista de múltiples longitudes de onda de la distribución del polvo dentro del sistema bajo los efectos de las fuerzas del viento estelar.Encontramos que los granos de polvo de mm están bien descritos por un toro gaussiano a 70 au con un ancho completo a la mitad del máximo de 48 au y no detectamos la presencia de CO en el sistema.El radio de nuestro modelo ALMA es significativamente más pequeño que el radio derivado de las observaciones polarimétricas de luz dispersa, lo que implica un comportamiento complejo en la función de fase de dispersión.La asimetría de brillo en el disco observada en la luz dispersada no se recupera en las observaciones de ALMA, lo que implica que el mecanismo físico solo afecta a los tamaños de grano más pequeños.Las observaciones de seguimiento de alta resolución del sistema permitirían la investigación de sus características únicas de polvo y proporcionarían una verdadera comparación coetánea para su hermano más pequeño, AU Mic, singularmente bien observado entre los sistemas de enanas M.Muchas estrellas albergan discos de materia circunestelar.Si bien la estrella anfitriona aún es muy joven (≲10 Myr), estos discos están compuestos de polvo y gas primordiales de la nube molecular inicial y emiten luz en el rango del infrarrojo cercano al milímetro.A medida que los discos envejecen, pierden su material gaseoso para dejar algo de polvo y los planetesimales que se hayan formado.La trituración por colisión de estos planetesimales produce polvo secundario frío que se observa en el infrarrojo lejano al milímetro y se clasifica como un disco de escombros (p. ej., Wyatt 2008; Hughes, Duchene y Matthews 2018).El polvo producido por las colisiones planetesimales en un disco de escombros se elimina constantemente por la presión de la radiación, así como por el arrastre de Poynting-Robertson y las fuerzas del viento estelar, siendo las fuerzas del viento estelares dominantes sobre la presión de la radiación para la eliminación de granos alrededor de las enanas M de baja luminosidad (por ejemplo, Wyatt et al. 1999; Plavchan, Jura & Lipscy 2005; Augereau & Beust 2006; Thébault & Wu 2008; Reidemeister et al. 2011).Las características observables definitorias de un disco de escombros son típicamente una luminosidad fraccional Ldisc/L⋆ de ≤10−2, la falta de grandes cantidades de emisión de polvo caliente en el infrarrojo cercano y la falta de grandes cantidades de gas H2.Si hay algún gas presente, por ejemplo, CO, generalmente se considera secundario, ya que también ha sido liberado por colisiones planetesimales (por ejemplo, Marino et al. 2016; Matrà et al. 2017, 2019a; Kral et al. 2019).El sondeo Herschel DEBRIS detectó discos de escombros en torno al 17 % de las estrellas cercanas de tipo FGK de la secuencia principal (Sibthorpe et al. 2018), pero solo encontró 2 discos de 89 enanas M (Lestrade et al. 2012; Kennedy et al. 2013). .Sin embargo, un estudio posterior de Herschel de 21 estrellas de tipo tardío que alojan planetas, de las cuales 18 eran enanas M, con aproximadamente el doble de sensibilidad a la luminosidad fraccional que el estudio DEBRIS detectó 3 discos (Kennedy et al. 2018).Por lo tanto, existe una pregunta abierta (por ejemplo, Plavchan et al. 2005, 2009; Gautier et al. 2007; Heng & Malik 2013; Binks & Jeffries 2017; Luppe et al. 2020) sobre si se han detectado tan pocos discos enanos M. porque representan una población fundamentalmente más rara y/o de menor masa que las de los anfitriones de tipos anteriores, o si la baja luminosidad de las enanas M anfitrionas, que da como resultado flujos de disco y temperaturas bajos, impide que una población similar sea detectable.Las estrellas de tipos posteriores tienen un aumento medido en la tasa de aparición de planetas (p. ej., Bonfils et al. 2013; Dressing & Charbonneau 2015; Mulders, Pascucci & Apai 2015), lo que sugiere que tal vez la formación eficiente de planetas puede afectar el disco de escombros incipiente al usar material rocoso .Los escenarios alternativos para la disminución de la aparición de discos alrededor de estrellas de tipo tardío incluyen la extracción de material de los encuentros estelares (Lestrade et al. 2011), la fotoevaporación del disco primordial mientras la estrella todavía está presente en su entorno de cúmulo temprano (Adams et al. 2004) y la eliminación de polvo por el arrastre del viento estelar (Plavchan et al. 2009).Con tan pocos discos enanos M conocidos, es importante comprender lo más completamente posible los discos que conocemos y que tenemos bien representados.Durante un largo período de tiempo, el representante bien fotografiado de los discos enanos M ha sido la estrella M1V AU Microscopii.El exceso de radiación infrarroja, el sello distintivo del material circunestelar, de AU Mic se detectó por primera vez con IRAS (Moshir et al. 1990).A solo 9,72 ± 0,04 pc (Gaia Collaboration et al. 2018) de distancia y con una luminosidad fraccionaria de 4 × 10−4 (Matthews et al. 2015), AU Mic ha sido objeto de un estudio detallado desde entonces en un rango de longitudes de onda observando tanto emisión térmica y luz dispersada óptica/Near-IR (por ejemplo, Kalas, Liu & Matthews 2004; Augereau & Beust 2006; Graham, Kalas & Matthews 2007; MacGregor et al. 2013; Schneider et al. 2014; Matthews et al. 2015; Wang et al. 2015; Wisniewski et al. 2019).Estas vistas de longitud de onda múltiple de alta resolución han resultado en innumerables descubrimientos sobre la física del disco.Por ejemplo, Strubbe & Chiang (2006) diseñan un modelo de "anillo de nacimiento" para AU Mic donde una población de planetesimales a 43 au produce granos de polvo de tamaño micrométrico que luego son transportados hacia el interior por la resistencia del viento estelar y la resistencia de Poynting-Robertson, y hacia el exterior. por la presión de radiación y la presión del ariete del viento estelar.Bocaletti et al.(2015, 2018), Grady et al.(2020) observan características de polvo que se mueven rápidamente en la luz dispersa que viaja hacia el exterior a lo largo del disco, posiblemente "avalanchas" de polvo que se originan en el punto de intersección del anillo de nacimiento y un segundo anillo inclinado sobrante de la interrupción catastrófica de un gran planetesimal (Chiang & Fung 2017) o material liberado de un cuerpo principal en una órbita kepleriana más cercana a la estrella (Sezestre et al. 2017).Daley et al.(2019) pudieron estimar los tamaños y masas de los cuerpos dentro del disco al resolver su estructura vertical.Estos trabajos destacan el valor de obtener imágenes resueltas tanto en emisión térmica como en luz dispersa.Fomalhaut C es hasta el momento la única otra enana M que tiene un disco de escombros completamente resuelto en emisión térmica (Cronin-Coltsmann et al. 2021).Sin embargo, el disco no se detectó ni con HST/STIS ni con VLT/SPHERE, la estrella tiene veinte veces la edad de AU Mic y el sistema puede tener un historial dinámico complicado que afecta al disco con sus estrellas asociadas Fomalhaut A y B (Shannon, Clarke y Wyatt 2014).La complejidad del sistema Fomalhaut impide que Fomalhaut C sea un buen representante.Con tanto aprendizaje del sistema único de AU Mic, se vuelve cada vez más valioso tener verdaderos sistemas contemporáneos para comparar AU Mic y para que lo que sabemos del disco de AU Mic se pueda poner en contexto.A medida que los discos de escombros envejecen, agotan sus reservas de planetesimales y pueden reponer cada vez menos polvo, lo que significa que con el tiempo se vuelven menos brillantes (Decin et al. 2003; Rieke et al. 2005).En parte, AU Mic debe su gran luminosidad fraccional a su juventud.AU Mic es miembro del β Pictoris Moving Group (BPMG), joven (∼20 Myr, Bell, Mamajek & Naylor 2015; Miret-Roig et al. 2020) y cercano (≲100 pc, Shkolnik et al. 2017) Asociación de estrellas.Pawelek et al.(2021) encuentran una tasa de ocurrencia de discos alrededor de estrellas de tipo F en el BPMG del 75 por ciento, una tasa significativamente más alta que la de las estrellas de campo.Un excelente lugar para buscar análogos de AU Mic es, por lo tanto, BPMG, del que recientemente se extrajeron la estrella K7/M0 de tipo tardío CPD-72 2713 (Moór et al. 2020; Tanner et al. 2020) y la estrella K1 BD+45○. 598 (Hinkley et al. 2021) también han identificado recientemente discos de escombros.En total, recientemente se observaron 35 enanas M en el BPMG en la Banda 7 con ALMA (Cronin-Coltsmann et al. en preparación), lo que arrojó varias detecciones nuevas y un disco resuelto.Este disco resuelto es GSC 07396-00759, una estrella M1V a una distancia de 71,4 pc.No se detecta exceso de IR medio WISE para GSC 07396-00759, ni para AU Mic, lo que convierte a ALMA en la mejor opción tanto para la detección como para la caracterización de dichos discos de desechos enanos M.El disco de esta estrella se ha fotografiado previamente en luz dispersada en el infrarrojo cercano con VLT/SPHERE IRDIS tanto en intensidad total (Sissa et al. 2018, en adelante S18; IRDIFS H2/H3) como polarimétrica (Adam et al. 2021, en adelante A21 ; IRDIS DPI), y ahora se detecta por primera vez en emisión térmica.Con una estrella anfitriona de tipo espectral similar y del mismo grupo joven en movimiento, y por lo tanto de edad muy similar, además de que el disco está de canto, resuelto en sub-mm y bien fotografiado en luz dispersa, el disco de GSC 07396-00759 es un gemelo casi perfecto de AU Mic, lo que finalmente proporciona una comparación coetánea.Las observaciones de luz dispersada de intensidad total de S18 están sujetas a una función de fase de dispersión frontal fuerte que acentúa el brillo del disco en ángulos de dispersión pequeños y atenúa los alcances exteriores fuera del eje mayor.Encuentran que la espina del disco observada se puede describir geométricamente hasta 1,2 segundos de arco mediante un disco no ensanchado de radio 96 ua y una inclinación de |$84{_{.}^{\circ}}5$|± |$3{_{.}^{\circ}}6$|como lo demuestran en el panel inferior de su Figura 2. Encuentran una gran asimetría de brillo, con el disco apareciendo más brillante en el sureste por un factor de ∼1.5–2.También encuentran ondas a lo largo de la columna vertebral del disco, y en los rangos exteriores del disco observan evidencia de material de barrido hacia atrás similar a una deformación, que recuerda a las "alas" de HD 61005 (p. ej., Schneider et al. 2014). Olofsson et al. 2016).S18 luego modele hacia adelante la distribución volumétrica de densidad de polvo n(r, z), como una ley de doble potencia, vea la ecuación (2), y encuentre que la densidad del disco alcanza su punto máximo en r0 =70 ± 1 au y tiene un perfil que es como esperado del polvo producido en un anillo de nacimiento y expulsado por fuertes fuerzas radiales (Strubbe & Chiang 2006).A21 también observa la emisión del disco que se extiende a 1,3 segundos de arco (93 au), así como una asimetría de brillo moderada por un factor de ∼ 1,4–1,6, y evidencia de una deformación en el disco en el lado noroeste.En contraste con S18, A21 modela el disco como granos de polvo que se originan en un cinturón planetesimal principal en un radio r0 con un ancho de escala gaussiana δr, equivalente a nuestra ecuación (1).Luego, los granos de polvo pueblan órbitas definidas por su interacción con el viento estelar y las fuerzas de presión de la radiación antes de que se aplique la función de fase de dispersión para derivar los modelos y compararlos con los datos.A través de su modelado A21, encuentran propiedades de disco consistentes con S18 excepto por un radio de disco de 107 ± 2 au, pero encuentran una degeneración entre su radio modelo y el factor de dispersión anisotrópica g, que para valores más altos pondera la eficiencia de dispersión a ángulos de dispersión más pequeños.Una mayor dispersión hacia adelante g disminuye el flujo en el ansae y lo enfoca en el centro del disco, lo que permite un radio de modelo más grande y al mismo tiempo describe con precisión los datos.A21 vuelve a ejecutar su modelo con el radio del disco fijo en el resultado S18 de 70 au y, de hecho, luego se ajusta una g más baja, sin embargo, los residuos del modelo son notablemente más pobres en los tramos exteriores del disco: el modelo de radio más bajo describe sus datos menos bien.A21 concluye que su nueva estimación de 107 au del radio de referencia, es decir, el anillo de nacimiento de los planetesimales, es probablemente una mejor estimación que el radio de 70 au de S18.Los parámetros del modelo de mejor ajuste de S18 y A21 se pueden encontrar en la Tabla 1.Parámetros del disco mediano, valores de Δχ2 y ΔBIC para modelos gaussianos y de doble ley de potencia.Los parámetros de mejor ajuste para el modelado de luz dispersa de intensidad total de S18 y el modelado de luz dispersa polarimétrica de A21 también se incluyen para comparar.Las incertidumbres son los percentiles 16 y 84.Las compensaciones se miden desde el centro del modelo del disco hasta la ubicación de la estrella en Gaia DR2 en el momento de la observación.Los límites superiores están 3σ por encima de la media, es decir, el percentil 99,87.La incertidumbre del flujo del disco incluye la incertidumbre de calibración del flujo ALMA del 10 por ciento.El límite superior de ecos (ω) incluye la precisión astrométrica de ALMA.El límite superior de ecos (ω) se calcula a partir de la proyección del vector de compensación a lo largo del eje mayor del disco.Valores de Δχ2 y ΔBIC relativos al modelo gaussiano con valores 721281,0 y 721384,6, respectivamente, calculados a partir de un modelo producido utilizando los parámetros de la mediana.Parámetros del disco mediano, valores de Δχ2 y ΔBIC para modelos gaussianos y de doble ley de potencia.Los parámetros de mejor ajuste para el modelado de luz dispersa de intensidad total de S18 y el modelado de luz dispersa polarimétrica de A21 también se incluyen para comparar.Las incertidumbres son los percentiles 16 y 84.Las compensaciones se miden desde el centro del modelo del disco hasta la ubicación de la estrella en Gaia DR2 en el momento de la observación.Los límites superiores están 3σ por encima de la media, es decir, el percentil 99,87.La incertidumbre del flujo del disco incluye la incertidumbre de calibración del flujo ALMA del 10 por ciento.El límite superior de ecos (ω) incluye la precisión astrométrica de ALMA.El límite superior de ecos (ω) se calcula a partir de la proyección del vector de compensación a lo largo del eje mayor del disco.Valores de Δχ2 y ΔBIC relativos al modelo gaussiano con valores 721281,0 y 721384,6, respectivamente, calculados a partir de un modelo producido utilizando los parámetros de la mediana.Las observaciones de menos de un milímetro rastrean granos de polvo más grandes que se ven menos afectados por las fuerzas de presión y retienen sus órbitas más cerca de donde se produjeron, rastreando así más directamente la ubicación del anillo de nacimiento planetesimal.Las observaciones submilimétricas resueltas, como las que se presentan en este documento, desempeñan un papel clave para romper la degeneración entre g y r0 y resolver la discrepancia entre la intensidad total y los radios del modelo de luz dispersa polarimétrica.GSC 07396-00759 es en sí mismo un compañero de separación amplia del bien estudiado V4046 Sgr binario cerrado a una distancia de 12300 au (Torres et al. 2006; Kastner et al. 2011).V4046 Sgr posee tanto un disco circumbinario rico en gas como evidencia de acumulación en curso (p. ej., Stempels & Gahm 2004; Öberg et al. 2011; Rosenfeld et al. 2013; Rapson et al. 2015; Kastner et al. 2018; D'Orazi et al. 2019; Martínez-Brunner et al. 2022).La supervivencia del disco más primordial de V4046 Sgr puede atribuirse a su naturaleza binaria, ya que Alexander (2012) encontró binarias cercanas que poseen discos de vida más larga que las estrellas individuales.Sin embargo, la asociación de los dos sistemas pone en duda la naturaleza del disco alrededor de GSC 07396-00759 sobre el cual las nuevas observaciones de ALMA presentadas aquí pueden arrojar más luz.Este documento presenta las nuevas observaciones de ALMA en la Banda 7 de GSC 07396-00759 en la Sección 2, seguido de una descripción del proceso de modelado y los resultados del modelado en la Sección 3 y la Sección 4. En la Sección 5, presentamos nuestro análisis con respecto a las observaciones dispersas anteriores. observaciones de luz y colocamos el disco en el contexto de la creciente población de discos enanos M y la población más amplia de discos de escombros en todos los tipos espectrales.GSC 07396-00759 se observó con ALMA en la banda 7 (0,87 mm, 345 GHz) el 6 de abril de 2018 en el marco del proyecto 2017.1.01583.S como parte de un estudio más amplio de enanas M en el grupo móvil β Pictoris (Cronin-Coltsmann et al. al. en preparación).La observación utilizó líneas de base que van desde 15 a 484 m y 43 antenas.El vapor de agua precipitable promedio fue ~0,75 mm.La duración total de la observación en la fuente fue de 16 min.Los QSO J1826-2924 y J1924-2914 se utilizaron para la calibración de radiómetros atmosféricos y de vapor de agua;J1826-2924 se utilizó para la calibración de fase;J1924-2914 se utilizó para la calibración de puntería, flujo y paso de banda.La configuración espectral constaba de cuatro ventanas centradas en 347,937, 335,937, 334,042 y 346,042 GHz con un ancho de banda de 2 GHZ y 128 canales para todos menos el último con un ancho de 1,875 GHz y 3840 canales.La última ventana se utilizó para buscar gas CO a través de la línea de emisión J = 3-2, que también se ha detectado en otro disco de escombros jóvenes alrededor de la enana M TWA 7 (Matrà et al. 2019a).Los datos sin procesar se calibraron con el script de canalización de ALMA provisto en casa versión 5.1.2-4 (McMullin et al. 2007).Para reducir el volumen de datos, las visibilidades se promediaron en intervalos de 30 segundos y se redujeron a dos canales por ventana espectral para la imagen continua.Todas las imágenes fueron generadas con el algoritmo limpio en casa.La figura 1 muestra una imagen limpia del disco de GSC 07396-00759.Usamos ponderaciones naturales para la máxima relación señal/ruido (S/N).Esta ponderación proporciona un haz sintetizado con un ancho total mayor y menor a la mitad del máximo (FWHM) de 0,68 segundos de arco (48,6 au) y 0,55 segundos de arco (39,3 au), respectivamente, y un ángulo de posición (PA) de |$66{_{. }^{\circ}}4$|⁠ .Identificamos la desviación estándar en un espacio anular exterior al disco como σ = 40 μJy beam−1.Este ruido es uniforme en toda el área central donde se detecta el disco y la corrección del haz primario allí es |$\lt 10{{\rm\,per\,cent}}$|⁠ .Imagen limpia ponderada naturalmente del disco alrededor de GSC 07396-00759.La elipse en la esquina inferior izquierda muestra el tamaño del haz de 0,68 × 0,55 segundos de arco.No se detecta la estrella.A una distancia de 71,4 pc, el radio aparente del disco es de ~70 au.Los contornos se dibujan en ±2σ, 4σ, 6σ, 8σ, 10σ con 1σ = 40μJy beam−1.La ubicación de Gaia de la estrella está marcada con un + en |$273{^\circ }35^{\prime}31{_{.}^{\prime\prime}}2$|± 0,26 mas −|$32{^\circ }46^{\prime}11{_{.}^{\prime\prime}}09$|± 0,20 mas.El desplazamiento cero es el centro de fase de la imagen de ALMA en |$273{^\circ }35^{\prime}31{_{.}^{\prime\prime}}3$|−|$32{^\circ }46^{\prime}10{_{.}^{\prime\prime}}9$|(J2000).El disco se detecta continuamente con al menos 4σ y picos de detección de 10σ en el disco ansae.Es evidente que el flujo constituye un anillo muy inclinado con un radio de ∼1 arcsec y un PA de ∼−30○;el disco no está resuelto a lo largo del eje menor y la emisión perpendicular al eje mayor parece tener una escala similar al tamaño del haz, lo que limita la extensión vertical máxima del disco dentro de 50 au.El disco se resuelve radialmente, como se muestra en la Fig. 2. El buzamiento en el perfil del disco en ~1 arcsec en el lado noroeste está en la escala del haz y, por lo tanto, es probable que sea el resultado del ruido.Como el lado sureste solo tiene un pico 1σ más alto que el noroeste, lo que resulta en una diferencia en el flujo integrado de |$\sim 10{{\rm\,per\,cent}}$|con flujos integrados de ∼0.88 y ∼0.80 mJy, respectivamente, concluimos que no hay una fuerte evidencia de asimetría, pero tenga en cuenta que fue el lado sureste el que fue significativamente más brillante en las observaciones de luz dispersa de S18 y A21.Perfil del disco a lo largo de su eje mayor;el flujo del píxel central a lo largo del eje principal del disco se traza en verde, las franjas azules muestran el RMS y una gaussiana con el mismo FWHM que el haz se traza en naranja en el flujo radial máximo.La separación cero es el centro modelo que mejor se ajusta de la Sección 3.Para extraer distribuciones de probabilidad de los parámetros del disco, ajustamos los modelos directamente a los datos de uv ALMA.Esto se hace creando primero un modelo de disco tridimensional.Se calcula y utiliza una rotación de las coordenadas del cielo a las coordenadas del modelo para encontrar la coordenada del modelo correspondiente para cada píxel en un volumen centrado en la estrella, y se consultan los parámetros dados para identificar el flujo del modelo en cada ubicación de píxel.Luego, este disco modelo se colapsa en el plano del cielo para crear una imagen bidimensional.1 Usamos el paquete galario (Tazzari, Beaujean & Testi 2018) para transformar esta imagen de Fourier y muestrear las ubicaciones uv de los datos para calcular un χ2.Las distribuciones de probabilidad posteriores de los parámetros del modelo se exploran con el paquete de maestro de ceremonias (Foreman-Mackey et al. 2013), una implementación del método Monte Carlo de la cadena de Markov en Python.Iniciamos nuestros modelos cerca de las soluciones de pruebas anteriores.Usamos 3000 pasos y descartamos los primeros 2700 ya que la longitud máxima de autocorrelación de las cadenas de parámetros es de 270 pasos.Usamos 100 caminantes y verificamos que todas las cadenas hayan convergido al finalizar.Ambos modelos poseen un parámetro para el flujo total del disco, así como una compensación de inclinación, PA y RA y Declinación (Dec) del centro del modelo del disco desde el centro de fase de ALMA.Se encuentra que el centro de fase de ALMA está ligeramente desplazado de la ubicación de la estrella Gaia DR2 (Gaia Collaboration et al. 2016, 2018) en el momento de la observación.A todos los desplazamientos informados posteriormente se les ha restado el desplazamiento de Gaia al centro de fase, de modo que las medidas de desplazamiento son relativas a la ubicación de Gaia en el momento de la observación.También incluimos un parámetro para escalar las ponderaciones de los puntos de datos uv, ya que su incertidumbre absoluta puede compensarse como se describe en Matrà et al.(2019b) y Kennedy (2020).Calculamos una excentricidad ingenua del 'plano del cielo' del disco simplemente tomando el vector de desplazamiento en el plano del cielo y dividiéndolo por el radio del disco, y usamos los posteriores de desplazamiento y radio dados para formar una distribución posterior de excentricidades con incertidumbre reportada que incluye la incertidumbre de la precisión astrométrica de ALMA (calculada según la sección 10.5.2 del Manual Técnico del Ciclo 6 de ALMA, 2 para dar 0,036 segundos de arco), la precisión astrométrica de Gaia es insignificante en comparación con 0,33 mas.Como el disco está muy inclinado, no podemos discernir con precisión ningún desplazamiento perpendicular al plano del cielo.Debido a que la verdadera excentricidad, e, podría ser mayor si el pericentro no estuviera a 90○ de la línea de visión (es decir, si ω, el argumento del pericentro, no es igual a 0○), no citamos una medida de excentricidad en la Tabla 1 , y en su lugar proporcionamos un límite superior de 3σ en ecos (ω), es decir, la proyección del vector de excentricidad a lo largo del eje mayor del disco.Este límite superior se deriva de la distribución posterior compensada después de tomar el producto escalar entre el vector compensado y el vector unitario del eje mayor del disco.Este modelo simple sirve como hipótesis por defecto, trazando un cinturón planetesimal principal azimutalmente simétrico o 'anillo de nacimiento' localizado en un radio y con una distribución de polvo radialmente simétrica alrededor de ese radio.Dada la resolución espacial, el uso de una Gaussiana no es específico, igualmente podría haberse utilizado una distribución de sombrero de copa o una ley de potencia única (p. ej., Kennedy et al. 2018), siendo los factores importantes la simetría radial y una medida del ancho del disco.Los parámetros de mejor ajuste se presentan en la Tabla 1 junto con los del modelo de doble ley de potencia y los modelos de luz dispersa de S18 y A21.El diagrama de esquina derivado del modelado se presenta en la Fig. A1.Mostramos una imagen sucia de los residuos después de la resta de un modelo formado a partir de las medianas de la distribución de parámetros posteriores, con los contornos del modelo sobretrazados, en la Fig. 3 (panel izquierdo).La Fig. 3 (panel izquierdo) también contiene un recuadro que muestra la distribución de los centros de los discos modelo en comparación con la ubicación estelar y la precisión astrométrica de ALMA.Imágenes sucias ponderadas naturalmente de los residuos después de restar los modelos individuales.Panel izquierdo: modelo gaussiano;Panel derecho: modelo de doble ley de potencia.Los contornos cian muestran los modelos en 2σ, 4σ, 6σ, 8σ, 10σ y los contornos blancos muestran los residuos en −1σ, −2σ, 1σ, 2σ.La ubicación de la estrella está marcada con un +.El desplazamiento cero es el centro de fase de la imagen de ALMA en |$273{^\circ }35^{\prime}31{_{.}^{\prime\prime}}3$|−|$32{^\circ }46^{\prime}10{_{.}^{\prime\prime}}9$|(J2000).El recuadro muestra un zoom cerca de la estrella para ilustrar que la incertidumbre del centro del modelo del disco (contornos amarillos en 1σ, 2σ, 3σ) y la precisión astrométrica de ALMA (círculo gris centrado en la ubicación estelar, 1σ) son lo suficientemente grandes como para que no sea necesario un desplazamiento. detectado significativamente.Ejemplo de distribución de densidad espectral de flujo (SED) para el disco de GSC 07396-00759.Los puntos son flujos medidos y los triángulos son límites superiores de 3σ.El modelo de fotosfera estelar está en azul y las distribuciones de cuerpo negro de ejemplo a 20 y 50 K se ajustan a través del flujo de ALMA en naranja y verde, respectivamente.Con solo un punto de flujo que mide la emisión térmica del disco, una amplia gama de temperaturas y luminosidades fraccionarias podrían describir el disco.Gráfico de luminosidad fraccional frente a temperatura representativa/radio de cuerpo negro, es decir, la temperatura y el radio estelocéntrico de granos mm.El radio del cuerpo negro depende de la temperatura estelar del anfitrión y, por lo tanto, solo es preciso para GSC 07396-00759.Una selección de modelos permitidos para el disco de GSC 07396-00759 se traza como círculos azules.Las distribuciones de hasta 3σ siguiendo el mismo procedimiento de ajuste SED se muestran para una selección de discos de desechos de host de baja masa como elipses de colores.Los límites de detección para la banda WISE de 12 micras, la banda WISE de 22 micras y la banda 7 de ALMA se trazan como curvas azul, naranja y verde, respectivamente.La línea discontinua roja vertical se coloca en 70,2 au, nuestro radio de mejor ajuste para el disco de GSC 07396-00759.Comparación del disco de GSC 07396-00759 como se muestra en la banda 7 de ALMA con contornos de +2σ, 4σ, 6σ, 8σ, 10σ (superior, alineado con el centro del modelo en desplazamiento cero), modelo de toro gaussiano de mejor ajuste de ALMA (segundo desde el panel superior ), SPHERE/IRDIFS H2/H3 (segundo desde el panel inferior) y SPHERE/IRDIS DPI (panel inferior).Las líneas punteadas horizontales cruzan la ubicación del centro del modelo para los datos/modelo de ALMA y la estrella para los datos de SPHERE, paralelas al eje mayor del disco.Las regiones centrales de los datos de SPHERE se han eliminado para tener en cuenta las máscaras coronagráficas y los altos niveles de ruido que rodean las máscaras.Las líneas discontinuas verticales pasan por el radio del disco y el desplazamiento cero del modelo de mejor ajuste de ALMA.Perfiles de brillo comparativos de ALMA Band 7 y SPHERE/IRDIS de intensidad total y datos polarimétricos.Para los datos de ALMA, el flujo del píxel central a lo largo del eje mayor del disco se toma en cada paso de separación.Para los datos de SPHERE, el brillo máximo se toma de una porción de píxeles en cada paso de separación a lo largo de una franja paralela al eje principal del disco.Cada perfil se normaliza a su componente más brillante.La franja gris muestra el ALMA RMS.La imagen IRDIS DPI se ha suavizado mediante un filtro uniforme de diez píxeles de ancho.La separación cero es el centro modelo que mejor se ajusta de la Sección 3.Radios de disco de escombros resueltos en ondas milimétricas trazados contra la luminosidad estelar anfitriona.Las barras de error representan FWHM del disco o límites superiores.Los cinco hosts estelares de último tipo están resaltados en color, CPD-72 2713 se representa sin ancho, ya que se asumió un ancho fijo de 0.2R para facilitar el ajuste de un radio (Moór et al. 2020).Las líneas grises transparentes muestran una muestra de 1000 leyes de potencia de las distribuciones de parámetros de Matrà et al.(2018).CO J filtrado espacial y espectroespacialmente = 3-2 espectros para el disco de escombros alrededor de GSC 07396-00759.La incertidumbre 1σ del espectro se mide en un rango más amplio de velocidades y se indica mediante las regiones sombreadas horizontales.El centro esperado de la señal a la velocidad radial estelar de –5,7 ± 0,8 km s−1 se indica mediante la región sombreada vertical.Los residuales no muestran ninguna estructura remanente, lo que demuestra que un modelo con simetría azimutal y radial se ajusta bien a los datos.Solo un único residuo de 2σ se superpone con los límites del disco, un residuo negativo en el noroeste.En 1–2σ, esta característica probablemente sea ruido y explica la forma del perfil del disco, Fig. 2.Usamos el modelo de parámetros medianos para calcular un valor de χ2 de 721281.0 así como para calcular el criterio de información bayesiano (BIC; Schwarz 1978) de 721384.5.El BIC penaliza a los modelos por incluir parámetros adicionales para identificar si una mejora en χ2 es una justificación para concluir que un modelo se ajusta significativamente mejor a los datos.Se define como BIC = χ2 + NParameters × ln Ndof, y como nos ajustamos a un gran número de visibilidades (Ndof = 2 × Nvis = 2 × 209 496) la inclusión de un solo parámetro adicional impone una gran penalización.Un ΔBIC de más de 6 se considera evidencia 'sólida' y un ΔBIC de más de 10 se considera evidencia 'decisiva' de que se prefiere significativamente el modelo de menor valor para ajustar los datos (Kass & Raftery 1995).Los parámetros medianos de este modelo de disco se alinean en gran medida bien con los parámetros encontrados en el modelo de luz dispersa de S18 y A21.La inclinación del modelo y PA están dentro de 1σ de ambos.Nuestra medida de radio está significativamente de acuerdo con el modelo S18 y significativamente en desacuerdo con el modelo A21.Se encuentra que nuestro límite en el ancho de la escala gaussiana del disco es consistente con la medida de A21.Medimos un desplazamiento medio desde la posición estelar hasta el centro del modelo del disco de |$5,0^{+2,1}_{-1,7}$|au (antes de la combinación con la incertidumbre astrométrica de ALMA de ∼2,6 au), visualizada en el recuadro de la Fig. 3 (panel izquierdo), esto da como resultado una excentricidad media de |$0,08^{+0,05}_{-0,04}$|(después de la combinación con la incertidumbre astrométrica de ALMA).La distribución de las compensaciones está más restringida en dirección perpendicular al eje principal del disco inclinado, ya que cambios más pequeños en la compensación en esta dirección moverán comparativamente más flujo fuera de los límites del disco.Dada la incertidumbre de nuestro modelo y la considerable incertidumbre astrométrica de ALMA, concluimos que esta medición no es una evidencia significativa de la excentricidad subyacente.Si hay un desplazamiento de esta magnitud, una observación de mayor resolución con una incertidumbre de parámetro más pequeña y una incertidumbre de puntería más pequeña podría realizar una medición significativa.En su lugar, podemos colocar un límite superior de 3σ en la excentricidad a lo largo del eje mayor del disco, ecos (ω), de 0,17.A esta longitud de onda (0,87 mm) medimos el flujo del disco como |$1,84^{+0,22}_{-0,21}$|mJy (cuyas incertidumbres se han combinado en cuadratura con la incertidumbre de calibración de flujo de ALMA del 10 por ciento), que informa nuestro modelo de distribución de energía espectral (SED) en la Sección 4.3.Este modelo sirve como una comparación directa con el modelo de luz dispersa de S18, para investigar si la distribución de granos de polvo de tamaño milimétrico, visibles en emisión térmica sub-mm, se superpone o tiene una forma similar a la distribución de granos de polvo de tamaño micrométrico. granos de polvo, visibles en la luz dispersa.La Fig. 3 derecha muestra la imagen residual sucia para este modelo.Es evidente de inmediato que los dos modelos producen residuos casi indistinguibles, y esto se atestigua en las amplias similitudes de las distribuciones de parámetros.La única desviación significativa entre los dos modelos es el radio más grande del modelo de doble ley de potencia, aunque esto viene con casi el doble de incertidumbre en los valores y sigue siendo consistente con la medición anterior.La excentricidad mediana de |$0.07^{+0.03}_{-0.03}$|(2019).Astron.Soc.et al.Ser.vol.Astron.Soc.pag.1271325Astron.Soc.Oxford University Press es un departamento de la Universidad de Oxford.Promueve el objetivo de la Universidad de excelencia en investigación, becas y educación al publicar en todo el mundo.Inicia sesión o crea una cuentaEste PDF está disponible solo para suscriptoresPara obtener acceso completo a este pdf, inicie sesión en una cuenta existente o compre una suscripción anual.