Contexte. Les études de la distribution, de la composition et de l'évolution des poussières des disques protoplanétaires fournissent des indices pour comprendre la formation des planètes. Cependant, on sait peu de choses sur les régions les plus intérieures des disques où les planètes telluriques devraient se former. Objectifs. Nous visons à contraindre la géométrie du disque interne de l'étoile T Tauri RY Lup en combinant des données spectro-photométriques et des observations interférométriques dans le proche infrarouge (NIR) recueillies au Very Large Telescope Interferometer. Nous utilisons les données PIONIER des archives de l'ESO et les données GRAVITATIONNELLES obtenues en juin 2017 avec les quatre télescopes de 8 m. Méthodes. Nous utilisons un modèle de disque paramétrique et le code de transfert radiatif 3D MCFOST pour reproduire la distribution d'énergie spectrale (SED) et faire correspondre les observations interférométriques. MCFOST produit des SED synthétiques et des cartes d'intensité à différentes longueurs d'onde à partir desquelles nous calculons les visibilités interférométriques modélisées et les phases de fermeture par transformée de Fourier. Résultats. Pour faire correspondre le SED de la gamme bleue à la gamme millimétrique, notre modèle nécessite une luminosité stellaire de 2,5 L ˝, supérieure à toutes les valeurs précédemment déterminées. Une telle valeur est nécessaire pour tenir compte de l'extinction circumstellaire causée par le disque fortement incliné, qui a été négligée dans les études précédentes. En utilisant une température effective de 4800 K déterminée par spectroscopie à haute résolution, nous dérivons un rayon stellaire de 2,29 R ≃. Ces paramètres fondamentaux révisés, lorsqu'ils sont combinés avec les estimations de masse disponibles (dans la plage de 1,3 à 1,5 M ), conduisent à un âge de 0,5 à 2,0 Ma pour RY Lup, en meilleur accord avec l'âge de l'association Lupus que les déterminations précédentes. Notre modèle de disque (qui a une géométrie de disque de transition) reproduit bien les données de GRAVITÉ interférométrique et est en bon accord avec celles de PIONIER. Nous dérivons un emplacement du bord intérieur à 0,12 ua de l'étoile centrale. Ce modèle correspond à une inclinaison du disque interne de 50°, qui est en légère tension avec les déterminations précédentes d'un disque externe plus incliné à partir des images SPHERE (70° dans le NIR) et ALMA (67 ± 5°), mais compatible avec la détermination de l'inclinaison à partir des spectres CO ALMA (55 ± 5°). L'augmentation de l'inclinaison du disque interne à 70° conduit à une extinction de la ligne de visée plus élevée et nécessite donc une luminosité stellaire plus élevée de 4,65 L pour correspondre aux niveaux de flux observés. Cette luminosité se traduirait par un rayon stellaire de 3,13 R, conduisant à un âge de 2–3 Ma, et une masse stellaire d'environ 2 M , en désaccord avec l'estimation de masse dynamique observée de 1,3-1,5 M . De manière critique, ce modèle de disque interne à forte inclinaison ne parvient pas non plus à reproduire les visibilités observées avec LA GRAVITÉ. Conclusions. Le disque de poussière interne, tel que tracé par les données de GRAVITÉ, est situé à un rayon en accord avec le rayon de sublimation de la poussière. Une ambiguïté subsiste quant aux orientations respectives des disques interne et externe, coplanaires et légèrement désalignés, respectivement. Comme nos ensembles de données ne sont pas contemporains et que l'étoile est fortement variable, une enquête plus approfondie nécessitera une campagne d'observation multi-technique dédiée.

Contexto. Los estudios de la distribución del polvo, la composición y la evolución de los discos protoplanetarios proporcionan pistas para comprender la formación de planetas. Sin embargo, se sabe poco sobre las regiones más internas de los discos donde se espera que se formen los planetas telúricos. Objetivos. Nuestro objetivo es restringir la geometría del disco interno de la estrella T Tauri RY Lup combinando datos espectrofotométricos y observaciones interferométricas en el infrarrojo cercano (NIR) recopilados en el interferómetro del Very Large Telescope. Utilizamos los datos de PIONIER del archivo de eso y los datos de GRAVITY que se obtuvieron en junio de 2017 con los cuatro telescopios de 8 m. Métodos. Utilizamos un modelo de disco paramétrico y el código de transferencia radiativa 3D MCFOST para reproducir la distribución espectral de energía (sed) y hacer coincidir las observaciones interferométricas. MCFOST produce sed sintéticos y mapas de intensidad a diferentes longitudes de onda a partir de los cuales calculamos las visibilidades interferométricas modeladas y las fases de cierre a través de la transformada de Fourier. Resultados. Para hacer coincidir el sed del rango azul con el milimétrico, nuestro modelo requiere una luminosidad estelar de 2,5 L, superior a cualquier valor determinado previamente. Se necesita un valor tan alto para dar cabida a la extinción circunestelar causada por el disco altamente inclinado, que ha sido descuidado en estudios anteriores. Al utilizar una temperatura efectiva de 4800 K determinada a través de espectroscopía de alta resolución, obtenemos un radio estelar de 2,29 R. Estos parámetros fundamentales revisados, cuando se combinan con las estimaciones de masa disponibles (en el rango de 1.3–1.5 M ), conducen a una edad de 0.5–2.0 Ma para RY Lup, en mejor acuerdo con la edad de la asociación de lupus que las determinaciones anteriores. Nuestro modelo de disco (que tiene una geometría de disco de transición) reproduce muy bien los datos de GRAVEDAD interferométrica y está en buen acuerdo con los de PIONIER. Derivamos una ubicación del borde interior a 0,12 au de la estrella central. Este modelo corresponde a una inclinación del disco interno de 50°, que está en tensión leve con las determinaciones previas de un disco externo más inclinado de las imágenes SPHERE (70° en NIR) y ALMA (67 ± 5°), pero consistente con la determinación de inclinación de los espectros ALMA CO (55 ± 5°). El aumento de la inclinación del disco interno a 70° conduce a una mayor extinción de la línea de visión y, por lo tanto, requiere una mayor luminosidad estelar de 4,65 L para que coincida con los niveles de flujo observados. Esta luminosidad se traduciría en un radio estelar de 3,13R, lo que llevaría a una edad de 2–3 Ma, y una masa estelar de aproximadamente 2M, en desacuerdo con la estimación de masa dinámica observada de 1,3-1,5M . Críticamente, este modelo de disco interno de alta inclinación tampoco reproduce las visibilidades observadas con LA GRAVEDAD. Conclusiones. El disco de polvo interno, según lo trazado por los datos de GRAVEDAD, se encuentra en un radio de acuerdo con el radio de sublimación del polvo. Sigue habiendo una ambigüedad con respecto a las orientaciones respectivas del disco interno y externo, coplanario y ligeramente desalineado, respectivamente. Como nuestros conjuntos de datos no son contemporáneos y la estrella es muy variable, una investigación más profunda requerirá una campaña de observación multitécnica dedicada.

Context. Studies of the dust distribution, composition, and evolution of protoplanetary disks provide clues for understanding planet formation. However, little is known about the innermost regions of disks where telluric planets are expected to form. Aims. We aim constrain the geometry of the inner disk of the T Tauri star RY Lup by combining spectro-photometric data and interferometric observations in the near-infrared (NIR) collected at the Very Large Telescope Interferometer. We use PIONIER data from the ESO archive and GRAVITY data that were obtained in June 2017 with the four 8m telescopes. Methods. We use a parametric disk model and the 3D radiative transfer code MCFOST to reproduce the spectral energy distribution (SED) and match the interferometric observations. MCFOST produces synthetic SEDs and intensity maps at different wavelengths from which we compute the modeled interferometric visibilities and closure phases through Fourier transform. Results. To match the SED from the blue to the millimetric range, our model requires a stellar luminosity of 2.5 L ⊙ , higher than any previously determined values. Such a high value is needed to accommodate the circumstellar extinction caused by the highly inclined disk, which has been neglected in previous studies. While using an effective temperature of 4800 K determined through high-resolution spectroscopy, we derive a stellar radius of 2.29 R ⊙ . These revised fundamental parameters, when combined with the mass estimates available (in the range 1.3–1.5 M ⊙ ), lead to an age of 0.5–2.0 Ma for RY Lup, in better agreement with the age of the Lupus association than previous determinations. Our disk model (that has a transition disk geometry) nicely reproduces the interferometric GRAVITY data and is in good agreement with the PIONIER ones. We derive an inner rim location at 0.12 au from the central star. This model corresponds to an inclination of the inner disk of 50°, which is in mild tension with previous determinations of a more inclined outer disk from SPHERE (70° in NIR) and ALMA (67 ± 5°) images, but consistent with the inclination determination from the ALMA CO spectra (55 ± 5°). Increasing the inclination of the inner disk to 70° leads to a higher line-of-sight extinction and therefore requires a higher stellar luminosity of 4.65 L ⊙ to match the observed flux levels. This luminosity would translate to a stellar radius of 3.13 R ⊙ , leading to an age of 2–3 Ma, and a stellarmass of about 2 M ⊙ , in disagreement with the observed dynamical mass estimate of 1.3–1.5 M ⊙ . Critically, this high-inclination inner disk model also fails to reproduce the visibilities observed with GRAVITY. Conclusions. The inner dust disk, as traced by the GRAVITY data, is located at a radius in agreement with the dust sublimation radius. An ambiguity remains regarding the respective orientations of the inner and outer disk, coplanar and mildly misaligned, respectively.As our datasets are not contemporary and the star is strongly variable, a deeper investigation will require a dedicated multi-technique observing campaign.

السياق. توفر دراسات توزيع الغبار وتكوينه وتطور الأقراص الكوكبية الأولية أدلة لفهم تكوين الكوكب. ومع ذلك، لا يُعرف سوى القليل عن المناطق الداخلية للأقراص حيث من المتوقع أن تتشكل الكواكب التلورية. الأهداف. نهدف إلى تقييد هندسة القرص الداخلي لنجم تي تاوري RY LUP من خلال الجمع بين البيانات الطيفية الضوئية والملاحظات التداخلية في الأشعة تحت الحمراء القريبة (NIR) التي تم جمعها في مقياس التداخل التلسكوبي الكبير جدًا. نستخدم بيانات PIONIER من أرشيف المرصد الأوروبي الجنوبي وبيانات الجاذبية التي تم الحصول عليها في يونيو 2017 باستخدام التلسكوبات الأربعة التي يبلغ طولها 8 أمتار. الطرق. نستخدم نموذج القرص البارامترية ورمز النقل الإشعاعي ثلاثي الأبعاد MCFOST لإعادة إنتاج توزيع الطاقة الطيفية (SED) ومطابقة ملاحظات قياس التداخل. ينتج MCFOST خرائط SEDs الاصطناعية وخرائط الشدة بأطوال موجية مختلفة نحسب منها الرؤى التداخلية المنمذجة ومراحل الإغلاق من خلال تحويل فورييه. النتائج. لمطابقة SED من النطاق الأزرق إلى النطاق المليمتري، يتطلب نموذجنا لمعانًا نجميًا يبلغ 2.5 لتر، وهو أعلى من أي قيم محددة مسبقًا. هناك حاجة إلى مثل هذه القيمة العالية لاستيعاب الانقراض الظرفي الناجم عن القرص المائل للغاية، والذي تم إهماله في الدراسات السابقة. أثناء استخدام درجة حرارة فعالة تبلغ 4800 كلفن يتم تحديدها من خلال التحليل الطيفي عالي الدقة، فإننا نشتق نصف قطر نجمي يبلغ 2.29 درجة مئوية. تؤدي هذه المعلمات الأساسية المنقحة، عند دمجها مع تقديرات الكتلة المتاحة (في النطاق 1.3–1.5 متر مربع)، إلى عمر يتراوح بين 0.5 و 2.0 مليون سنة لـ RY LUP، في اتفاق أفضل مع عمر ارتباط الذئبة من التحديدات السابقة. نموذج القرص الخاص بنا (الذي يحتوي على هندسة قرص انتقالي) يعيد إنتاج بيانات الجاذبية التداخلية بشكل جيد ويتفق بشكل جيد مع بيانات PIONIER. نستمد موقع الحافة الداخلية عند 0.12 وحدة فلكية من النجم المركزي. يتوافق هذا النموذج مع ميل القرص الداخلي بمقدار 50درجة، والذي يكون في توتر خفيف مع التحديدات السابقة لقرص خارجي أكثر ميلًا من صور الكرة (70درجة في NIR) و ALMA (67 ± 5درجة)، ولكنه يتوافق مع تحديد الميل من أطياف ALMA CO (55 ± 5درجة). تؤدي زيادة ميل القرص الداخلي إلى 70درجة إلى انقراض أعلى لخط البصر، وبالتالي تتطلب سطوعًا نجميًا أعلى يبلغ 4.65 لترًا لتتناسب مع مستويات التدفق المرصودة. تُترجم هذه اللمعان إلى نصف قطر نجمي يبلغ 3.13 راند، مما يؤدي إلى عمر 2–3 مليون سنة، وكتلة نجمية تبلغ حوالي 2 مليون سنة، على خلاف مع تقدير الكتلة الديناميكية المرصودة من 1.3–1.5 مليون سنة. والأهم من ذلك، أن نموذج القرص الداخلي عالي الميل هذا يفشل أيضًا في إعادة إنتاج المرئيات التي لوحظت مع الجاذبية. الاستنتاجات. يقع قرص الغبار الداخلي، كما تتبعه بيانات الجاذبية، في نصف قطر بالاتفاق مع نصف قطر تسامي الغبار. لا يزال هناك غموض فيما يتعلق بالتوجهات الخاصة بالقرص الداخلي والخارجي والمستوى المشترك والمحاذاة غير الصحيحة إلى حد ما، على التوالي. نظرًا لأن مجموعات البيانات لدينا ليست معاصرة والنجم متغير بشدة، فإن إجراء تحقيق أعمق سيتطلب حملة مراقبة مخصصة متعددة التقنيات.