Luận văn Thạc sĩ Vật lý: Đặc tính hóa quá trình giải phóng lưỡng cực phân tử khí CO của các sao lùn nâu ở ρ Ophiuchi và Taurus

Chia sẻ: Lavie Lavie | Ngày: | Loại File: PDF | Số trang:101

Thêm vào BST

Báo xấu

75
lượt xem 5
download

Download Vui lòng tải xuống để xem tài liệu đầy đủ

Luận văn Thạc sĩ Vật lý: Đặc tính hóa quá trình giải phóng lưỡng cực phân tử khí CO của các sao lùn nâu ở ρ Ophiuchi và Taurus sau đây nêu lên tổng quan sao lùn nâu, hệ thống kính thiên văn vô tuyến; các giả thuyết hình thành sao lùn nâu và các quan sát thực nghiệm kiểm chứng; quá trình giải phóng lưỡng cực phân tử khí CO; đặc tính hóa quá trình giải phóng lưỡng cực phân tử khí co từ sao lùn nâu GM tau.

Chủ đề:

Bình luận(0) Đăng nhập để gửi bình luận!

Lưu

Nội dung Text: Luận văn Thạc sĩ Vật lý: Đặc tính hóa quá trình giải phóng lưỡng cực phân tử khí CO của các sao lùn nâu ở ρ Ophiuchi và Taurus

BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP. HỒ CHÍ MINH Đặng Đức Cường ĐẶC TÍNH HÓA QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ CO CỦA CÁC SAO LÙN NÂU Ở ρ OPHIUCHI VÀ TAURUS LUẬN VĂN THẠC SĨ VẬT LÝ Thành phố Hồ Chí Minh – 2012
BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP. HỒ CHÍ MINH Đặng Đức Cường ĐẶC TÍNH HÓA QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ CO CỦA CÁC SAO LÙN NÂU Ở ρ OPHIUCHI VÀ TAURUS Chuyên ngành: Vật lý nguyên tử, hạt nhân & năng lượng cao Mã số: 60 44 05 LUẬN VĂN THẠC SĨ VẬT LÝ NGƯỜI HƯỚNG DẪN KHOA HỌC: TS. PHAN BẢO NGỌC Thành phố Hồ Chí Minh – 2012
LỜI CẢM ƠN Luận văn này được hoàn thành không chỉ là thành quả của riêng tôi, đó còn là kết quả của quá trình dạy dỗ, chỉ bảo tận tình và đầy trách nhiệm của người Thầy đáng kính TS. Phan Bảo Ngọc (Bộ môn Vật lý – Trường Đại Học Quốc Tế – Đại Học Quốc Gia Tp. Hồ Chí Minh). Tôi là người may mắn khi được nghiên cứu với Thầy, Thầy sẽ mãi là tấm gương sáng cho nhiều thế hệ học trò Việt Nam và nhiều nước khác học tập. Tôi xin được biết ơn Thầy. Tôi chân thành cảm ơn Quý Thầy, Cô đã giảng dạy lớp Cao học Vật lý nguyên tử, hạt nhân & năng lượng cao, khóa 21 (2010-2012); và các Thầy, Cô, nhân viên Phòng Sau Đại Học - Trường Đại Học Sư Phạm Tp. Hồ Chí Minh đã tạo điều kiện thuận lợi cho tôi và cả lớp chúng tôi hoàn thành khóa học. Tôi cũng gửi lời cảm ơn đến các anh Hoàng Ngọc Duy, Đỗ Duy Thọ và chị Nguyễn Ngọc Linh (Bộ môn Vật lý - Trường Đại Học Quốc Tế - Đại Học Quốc Gia Tp. Hồ Chí Minh) đã giúp đỡ chân thành trong suốt quá trình tôi nghiên cứu tại trường. Cuối cùng, tôi xin được biết ơn những người thân, những người bạn đã tạo điều kiện về tài chính và những bạn bè đã giúp đỡ về tinh thần trong suốt quá trình tôi học tập và nghiên cứu. Thành phố Hồ Chí Minh, ngày …… tháng …… năm 2012 Người viết Đặng Đức Cường
MỤC LỤC LỜI CẢM ƠN ................................................................................................... i MỤC LỤC ........................................................................................................ ii DANH MỤC CÁC HÌNH VẼ......................................................................... v DANH MỤC CÁC BẢNG ...........................................................................viii DANH MỤC CÁC HẰNG SỐ VÀ ĐƠN VỊ ................................................ ix MỞ ĐẦU ..................................................................................................... - 1 - Chương 1: TỔNG QUAN .......................................................................... - 4 - 1.1. SAO LÙN NÂU ............................................................................................ - 4 - 1.1.1. Sao lùn nâu.............................................................................................. - 4 - 1.1.2. Các thuộc tính vật lí của sao lùn nâu ...................................................... - 5 - 1.1.2.1. Khối lượng ....................................................................................... - 5 - 1.1.2.2. Nhiệt độ ........................................................................................... - 5 - 1.1.2.3. Bán kính ........................................................................................... - 6 - 1.1.2.4. Phân loại sao lùn nâu theo kiểu phổ ............................................... - 6 - 1.1.3. Những khu vực tìm kiếm, phát hiện sao lùn nâu .................................... - 7 - 1.2. HỆ THỐNG KÍNH THIÊN VĂN VÔ TUYẾN ......................................... - 8 - 1.2.1. SMA (the SubMillimeter Array) ............................................................ - 8 - 1.2.2. CARMA (the Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy) ........................................................................................................ - 9 - 1.2.3. ALMA (the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array)............. - 10 - Chương 2: CÁC GIẢ THUYẾT HÌNH THÀNH SAO LÙN NÂU VÀ CÁC QUAN SÁT THỰC NGHIỆM KIỂM CHỨNG .......................... - 12 - 2.1. CÁC GIẢ THUYẾT HÌNH THÀNH SAO LÙN NÂU ........................... - 12 - 2.1.1. Quá trình hình thành của các sao thông thường ................................... - 12 - 2.1.2. Các giả thuyết hình thành sao lùn nâu .................................................. - 18 - 2.1.2.1. Mô hình sao lùn nâu hình thành theo cùng cách thức như các sao thông thường khối lượng thấp ..................................................................... - 18 - 2.1.2.2. Các mô hình khác về nguồn gốc hình thành của sao lùn nâu ....... - 20 - 2.2. CÁC QUAN SÁT THỰC NGHIỆM KIỂM CHỨNG NGUỒN GỐC SAO LÙN NÂU HÌNH THÀNH GIỐNG CÁC SAO THÔNG THƯỜNG KHỐI LƯỢNG THẤP ................................................................................................... - 23 -
2.2.1. Các đĩa bồi đắp xung quanh sao lùn nâu .............................................. - 23 - 2.2.2. Các luồng phụt lưỡng cực phân tử khí.................................................. - 25 - 2.2.3. Hàm khối lượng ban đầu (IMF) ............................................................ - 25 - 2.2.4. Sự phân bố vận tốc và phân bố không gian .......................................... - 26 - Chương 3: QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ CO .............................................................................................................. - 29 - 3.1. SỰ HÌNH THÀNH VÀ PHÂN HỦY PHÂN TỬ KHÍ CO TRONG ĐÁM MÂY PHÂN TỬ ................................................................................................. - 29 - 3.1.1. Phổ năng lượng dao động và năng lượng quay của phân tử lưỡng nguyên tử CO ................................................................................................................ - 29 - 3.1.1.1. Phổ năng lượng dao động ............................................................. - 29 - 3.1.1.2. Phổ năng lượng quay .................................................................... - 30 - 3.1.2. Sự hình thành phân tử khí CO .............................................................. - 31 - 3.1.2.1. Sự hình thành phân tử khí CO trong các vùng lạnh (T < 100 K) . - 31 - 3.1.2.2. Sự hình thành phân tử khí CO trong các vùng ấm (T ≥ 100 K) .... - 32 - 3.1.3. Sự phân hủy phân tử khí CO ................................................................ - 33 - 3.2. QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ CO Ở CÁC SAO THÔNG THƯỜNG................................................................................... - 33 - 3.2.1. Các đặc tính quan sát của luồng phụt lưỡng cực phân tử ..................... - 33 - 3.2.1.1. Tính phổ biến ................................................................................. - 33 - 3.2.1.2. Tính lưỡng cực............................................................................... - 34 - 3.2.1.3. Hình thái cấu trúc luồng phụt ....................................................... - 35 - 3.2.1.4. Sự chuẩn trực ................................................................................ - 35 - 3.2.2. Các tham số vật lý cơ bản của luồng phụt lưỡng cực phân tử khí từ các quan sát phổ phát xạ CO .................................................................................. - 36 - 3.2.2.1. Khối lượng ..................................................................................... - 36 - 3.2.2.2. Các tham số động học ................................................................... - 37 - 3.2.2.3. Các tham số động lực học ............................................................. - 38 - 3.2.3. Các luồng phụt trung hòa vận tốc cực kì cao........................................ - 39 - 3.2.4. Nguồn gốc luồng phụt phân tử ............................................................. - 41 - 3.2.4.1. Mô hình sốc uốn hình cung được điều khiển bởi tia vật chất ....... - 41 - 3.2.4.2. Mô hình lớp vỏ được điều khiển bởi gió góc rộng ........................ - 42 - 3.2.5. Nguồn gốc gió/tia vật chất .................................................................... - 43 -
3.2.5.1. Mô hình đĩa–gió ............................................................................ - 44 - 3.2.5.2. Mô hình gió–X ............................................................................... - 45 - 3.3. QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ CO Ở VÙNG KHỐI LƯỢNG DƯỚI SAO .............................................................................. - 46 - 3.3.1. Các luồng phụt lưỡng cực phân tử ở vùng khối lượng dưới sao .......... - 46 - 3.3.1.1. Luồng phụt lưỡng cực phân tử từ IRAM 04191+1522.................. - 46 - 3.3.1.2. Luồng phụt lưỡng cực phân tử từ L1014-IRS ............................... - 48 - 3.3.1.3. Luồng phụt lưỡng cực phân tử từ ISO-Oph 102 ........................... - 48 - 3.3.1.4. Luồng phụt lưỡng cực phân tử từ L673-7-IRS .............................. - 50 - 3.3.1.5. Luồng phụt lưỡng cực phân tử từ MHO 5 ..................................... - 51 - 3.3.1.6. Luồng phụt lưỡng cực phân tử từ L1148-IRS ............................... - 52 - 3.3.2. So sánh các thuộc tính vật lý tiêu biểu của các luồng phụt ở vùng khối lượng dưới sao ................................................................................................. - 53 - Chương 4: ĐẶC TÍNH HÓA QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ CO TỪ SAO LÙN NÂU GM TAU ............................. - 55 - 4.1. SAO LÙN NÂU GM TAU ......................................................................... - 55 - 4.1.1. Các tham số vật lý cơ bản ..................................................................... - 55 - 4.1.1.1. Khối lượng ..................................................................................... - 55 - 4.1.1.2. Nhiệt độ ......................................................................................... - 56 - 4.1.1.3. Bán kính ......................................................................................... - 56 - 4.1.1.4. Kiểu phổ......................................................................................... - 56 - 4.1.2. Tín hiệu luồng phụt từ GM Tau ............................................................ - 56 - 4.1.2.1. Biên dạng vạch P Cygni ................................................................ - 56 - 4.1.2.2. Biên dạng vạch P Cygni của GM Tau ........................................... - 58 - 4.2. QUAN SÁT VÀ XỬ LÝ SỐ LIỆU............................................................ - 59 - 4.3. KẾT QUẢ VÀ THẢO LUẬN ................................................................... - 60 - 4.4. KẾT LUẬN ................................................................................................. - 66 - DANH MỤC CÁC CÔNG BỐ CỦA TÁC GIẢ .................................... - 68 - TÀI LIỆU THAM KHẢO ....................................................................... - 69 - Phụ lục ....................................................................................................... - 76 -
DANH MỤC CÁC HÌNH VẼ Số thứ tự Hình Diễn giải Trang 1 1.1 Sao lùn nâu so với sao thông thường và hành tinh 4 2 1.2 8 ăngten của SMA 8 3 1.3 23 ăngten của CARMA 9 50 ăngten trong hệ kính 12-m của ALMA trong 4 1.4 11 tương lai Phổ phân bố năng lượng của vật thể tiền sao giai 5 2.1 15 đoạn 0 Phổ phân bố năng lượng của vật thể tiền sao giai 6 2.2 15 đoạn I Phổ phân bố năng lượng của vật thể tiền sao giai 7 2.3 16 đoạn II Phổ phân bố năng lượng của vật thể tiền sao giai 8 2.4 17 đoạn III Quá trình hình thành một ngôi sao thông thường 9 2.5 17 khối lượng thấp Phổ hồng ngoại của một số đĩa quanh SLN và sao 10 2.6 24 khối lượng rất thấp Hàm khối lượng bân đầu của các vùng hình thành 11 2.7 sao Taurus, IC 348, Chamaeleon I và chòm sao 26 Trapezium
Sự phân bố không gian của các sao thông thường 12 2.8 (kiểu phổ ≤ M6) và sao lùn nâu (kiểu phổ > M6) 27 trong vùng hình thành sao Taurus 13 3.1 Các mức năng lượng dao động của phân tử CO 29 14 3.2 Các mức năng lượng quay của phân tử CO 30 Sơ đồ cấu trúc luồng phụt lưỡng cực phân tử khí của 15 3.3 33 vật thể sao trẻ L1551 Các ví dụ về hình thái cấu trúc luồng phụt lưỡng cực 16 3.4 34 NGC2071 và luồng phụt đẳng hướng S140 Biểu đồ phân bố khối lượng luồng phụt của mẫu 17 3.5 35 gồm 46 luồng phụt từ Snell (1987) 18 3.6 Sự phát xạ CO J = 2→1 trong luồng phụt của L1448 38 Biểu đồ đơn giản của mô hình sốc uốn hình cung 19 3.7 40 được điều khiển bởi tia vật chất trong hệ tọa độ trụ Biểu đồ đơn giản của mô hình lớp vỏ được điều 20 3.8 41 khiển bởi gió góc rộng trong hệ tọa độ trụ 21 3.9 Một biểu đồ đơn giản hóa của mô hình đĩa–gió 43 22 3.10 Một biểu đồ của mô hình gió–X 44 Bản đồ luồng phụt lưỡng cực phân tử khí CO J = 23 3.11 45 2→1 từ IRAM 04191 24 3.12 Đồ thị vị trí–vận tốc của các khối khí phát xạ CO J = 47
2→1 trong luồng phụt của ISO-Oph 102 Bản đồ cường độ của các khối khí phát xạ CO J = 25 3.13 48 2→1 của luồng phụt lưỡng cực từ L673-7-IRS Biểu đồ vị trí–vận tốc của các khối khí phát xạ CO J 26 3.14 49 = 2→1 trong luồng phụt lưỡng cực từ MHO 5 Sơ đồ biểu diễn nguồn gốc của biên dạng vạch P 27 4.1 55 Cygni 28 4.2 Biên dạng vận tốc Hα từ GM Tau 56 Hình ảnh hồng ngoại gần và cường độ phát xạ vạch 29 4.3 58 CO J = 2→1 xung quanh vị trí SLN GM Tau Hình ảnh hồng ngoại gần và cường độ phát xạ vạch 30 4.4 59 CO J = 2→1 xung quanh vị trí SLN ISO-Oph 102 Biểu đồ vị trí–vận tốc của các khối khí phát xạ CO J 31 4.5 60 = 2→1 từ luồng phụt GM Tau Đề xuất hướng nghiên cứu mới của TS. Phan Bảo 32 4.6 Ngọc trong việc tìm hiểu nguồn gốc hình thành của 64 các sao lùn nâu
DANH MỤC CÁC BẢNG Số thứ tự Bảng Diễn giải Trang Các cấu hình cơ bản của kính thiên văn vô tuyến 1 1.1 9 SMA Các đặc tính và cấu hình của 2 mảng chính của kính 2 1.2 10 thiên văn vô tuyến CARMA Các thuộc tính động học và động lực học của luồng 3 3.1 46 phụt lưỡng cực phân tử từ L1014-IRS Các thuộc tính động học và động lực học của luồng 4 3.2 47 phụt lưỡng cực phân tử từ ISO-Oph 102 Các thuộc tính động học và động lực học của luồng 5 3.3 49 phụt lưỡng cực phân tử từ L673-7-IRS Các thuộc tính động học và động lực học của luồng 6 3.4 50 phụt lưỡng cực phân tử từ MHO 5 Các thuộc tính động học và động lực học của luồng 7 3.5 51 phụt lưỡng cực phân tử từ L1148-IRS So sánh các thuộc tính vật lý tiêu biểu của các luồng 8 3.6 51 phụt vùng khối lượng dưới sao Kết quả ước tính của các tham số vật lý cơ bản của 9 4.1 62 luồng phụt từ GM Tau
DANH MỤC CÁC HẰNG SỐ VÀ ĐƠN VỊ • Các hằng số h: hằng số Plăng, h = 6,625.10–34 J.s c: tốc độ ánh sáng trong chân không, c = 299.792.458 m/s G: hằng số hấp dẫn, G = 6,67428. 10–11 m3.kg–1.s–2 • Các đơn vị M J : là khối lượng Mộc tinh, 1 M J = 1,8986.1027 kg M  : là khối lượng Mặt trời, 1 M  = 1,9891.1030 kg pc: viết tắt của parsec, 1 pc = 3,08568.1016 m AU: là đơn vị thiên văn, 1 AU = 149.597.870,7 km L  : là độ trưng của Mặt trời, 1 L  = 3,846.1026 W erg: là đơn vị đo năng lượng và công cơ học trong hệ đơn vị CGS, 1 erg = 10–7 J R  : là bán kính của Mặt trời, 1 R  = 696.000 km R J : là bán kính của Mộc tinh, 1 R J = 77.800 km Jy: viết tắt của Jansky, là đơn vị ngoài hệ SI của mật độ thông lượng, 1 Jy = 10–26 W.m–2.Hz–1 ; 1 Jy = 103 mJy 0 ': viết tắt của arcminute, là đơn vị đo góc, 1' =   1  60  0  1  ": viết tắt của arcsecond, là đơn vị đo góc, 1" =    3600 
MỞ ĐẦU Ngay từ năm 1963, sự tồn tại của các sao lùn nâu (SLN) đã được tiên đoán lý thuyết bởi Kumar [25]. Mãi đến năm 1995, các nhà thiên văn học mới phát hiện SLN đầu tiên Gliese 229B bằng quan sát (Rebolo và cộng sự [47]; Nakajima và cộng sự [40]). Ngay sau đó một lượng lớn các SLN được khám phá xung quanh các ngôi sao trong dãy chính, hoặc ở các vùng hình thành sao, hoặc chúng trôi nổi tự do trong vùng lân cận Mặt trời. Các khám phá và nghiên cứu SLN nhanh chóng trở thành một hướng nghiên cứu quan trọng của Thiên văn Vật lý, góp phần quan trọng trong sự hiểu biết của con người về loại sao này, cũng như các sao thông thường và các hành tinh có khối lượng lớn. Các SLN có khối lượng nằm trong khoảng từ 13 đến 75 M J , chúng không đủ nặng để đốt cháy hydrogen nhưng có thể thực hiện phản ứng đốt cháy deuterium. Xét về khối lượng chúng nằm giữa các sao thông thường và hành tinh. Mật độ SLN khá phổ biển trong vũ trụ, tương đương với các sao kiểu Mặt trời, tuy nhiên nguồn gốc của chúng vẫn đang là đề tài tranh cãi. Đối với một ngôi sao thông thường (ví dụ: Mặt trời), quá trình hình thành bắt đầu từ sự co rút hấp dẫn, sự bồi đắp và phóng luồng phụt vật chất lưỡng cực. Quá trình hình thành này được chia làm 5 giai đoạn: lõi tiền sao, tiền sao giai đoạn 0, giai đoạn I, giai đoạn II và giai đoạn III. Khối lượng các SLN (13 – 75 M J ) quá nhỏ so với khối lượng tối thiểu Jeans (~ 1 M  ) để đám mây phân tử tự co rút, sụp đổ dưới tác dụng của lực hấp dẫn, khởi đầu cho quá trình hình thành sao. Do đó, các nhà thiên văn học đã đề xuất nhiều kịch bản để giải thích nguồn gốc SLN (Whitworth và cộng sự [58]), trong đó có hai mô hình chính: (1) Theo mô hình chuẩn, chúng hình thành như các sao thông thường khối lượng lớn hơn thông qua sự co rút hấp dẫn và phân mảnh (Bonnell và cộng sự [11]), hoặc phân mảnh hỗn loạn (Padoan & Nordlund [42, 43]); (2) Theo mô hình “đẩy ra” (ejection model), một phôi sao có khối lượng thấp nhất trong hệ gồm nhiều tiền sao, bị đẩy ra khỏi hệ do tương tác động lực học giữa các thành viên trong hệ. Các phôi bị đẩy ra ngoài
này có khối lượng rất thấp, nó bị mất các kén khí và do không thể lấy thêm khí để tăng khối lượng nên chúng trở thành các SLN và sao khối lượng rất thấp (Reipurth & Clarke [48]). Các quan sát gần đây (Luhman và cộng sự [34]) như hàm khối lượng ban đầu IMF (Initial Mass Function), sự phân bố vận tốc, đặc tính hệ sao đôi, … cho thấy các đặc tính vật lý của SLN và sao thông thường tương tự nhau. Do đó người ta nghĩ rằng các SLN được hình thành theo mô hình thứ nhất, tức chúng hình thành theo kiểu như các sao thông thường. Cần lưu ý rằng các cơ chế khác (ví dụ: sự đẩy các phôi sao) cũng có thể xảy ra, tham gia vào quá trình hình thành SLN, nhưng không phải là cơ chế chính trong việc tạo ra một số lượng lớn SLN. Tuy nhiên, hầu hết các quan sát đó đều tập trung vào các SLN giai đoạn II trở đi, vì vậy quá trình hình thành SLN ở các giai đoạn sớm hơn như lõi tiền sao, giai đoạn 0, giai đoạn I vẫn chưa được hiểu rõ. Để thấu hiểu nguồn gốc của SLN, ta cần phải nghiên cứu các giai đoạn đầu của quá trình hình thành thông qua các quá trình vật lý đặc trưng của từng giai đoạn. Một trong những quá trình tiêu biểu đó là quá trình giải phóng lưỡng cực phân tử khí. Sự phát hiện đầu tiên về luồng phụt lưỡng cực phân tử ở SLN trẻ (giai đoạn II) ISO-Oph 102 (Phan-Bao và cộng sự [45]), đã chứng tỏ quá trình luồng phụt xảy ra ở SLN như một phiên bản thu nhỏ so với ở các sao thông thường. Quá trình giải phóng lưỡng cực khí phân tử xảy ra ở các giai đoạn 0, I và II, do đó trước tiên chúng tôi nghiên cứu quá trình này ở SLN giai đoạn II. Từ đó chúng tôi thực hiện đề tài: “Đặc tính hóa quá trình giải phóng lưỡng cực phân tử khí CO của các sao lùn nâu ở ρ Ophiuchi và Taurus” nhằm tìm hiểu cơ chế hình thành SLN. Đề tài đặt ra mục tiêu là đặc tính hóa quá trình giải phóng lưỡng cực phân tử khí CO từ SLN trong một mẫu quan sát gồm các vật thể sao khối lượng rất thấp và SLN trong hai vùng hình thành sao ρ Ophiuchi và Taurus, bao gồm các tham số cơ bản như: khối lượng khí, tốc độ mất khối lượng, vận tốc, kích thước của quá trình
này. Để thực hiện mục tiêu này, nhóm nghiên cứu của TS. Phan Bảo Ngọc đã sử dụng kính thiên văn vô tuyến SMA (SubMillileter Array) để quan sát, và tôi đã sử dụng phần mềm MIR và MIRIAD để xử lý dữ liệu quan sát đó. Đề tài có ý nghĩa cung cấp các đặc tính vật lý của quá trình giải phóng lưỡng cực phân tử khí CO cho các mô phỏng tính toán, nhằm tìm ra kịch bản hình thành SLN. Các đặc tính vật lý này cũng là các chỉ dẫn quan trọng để phát hiện các phôi SLN ở các giai đoạn hình thành sớm hơn (lõi tiền sao, tiền sao giai đoạn 0, giai đoạn I), cung cấp cho chúng ta các bằng chứng thực nghiệm về quá trình hình thành SLN ở giai đoạn sớm nhất, từ đó chúng ta có thể hiểu nguồn gốc của loại sao này. Việc nghiên cứu sự hình thành SLN sẽ cho phép chúng ta mở rộng hiểu biết về sự hình thành sao xuống vùng khối lượng dưới sao và kiểm tra các lý thuyết hình thành sao cho trường hợp các SLN. Ngoài ra, chúng còn cho phép chúng ta nghiên cứu quá trình hình thành các hành tinh xung quanh các SLN, điều này sẽ cung cấp các chỉ dẫn quan trọng trong việc tìm kiếm các hành tinh ngoài Hệ Mặt trời. Bố cục đề tài bao gồm: • Mở đầu trình bày lý do chọn đề tài, mục tiêu, đối tượng và phương pháp nghiên cứu, ý nghĩa khoa học và thực tiễn của đề tài nghiên cứu. • Chương 1 trình bày tổng quan về SLN, và giới thiệu một vài hệ thống kính thiên văn vô tuyến trên thế giới hiện nay được sử dụng để quan sát SLN. • Chương 2 nêu ra các giả thuyết hình thành SLN hiện nay và các phát hiện kiểm chứng nguồn gốc hình thành của chúng. • Chương 3 mô tả các đặc tính của luồng phụt phân tử lưỡng cực ở các sao thông thường và một số luồng phụt vùng khối lượng dưới sao đã được công bố cho đến nay. • Chương 4 là nội dung chính của luận văn, trình bày mẫu nghiên cứu, kết quả nghiên cứu, từ đó đưa ra một số ý kiến thảo luận và cuối cùng rút ra kết luận về luận văn.
Chương 1: TỔNG QUAN Đầu tiên chúng tôi sẽ trình bày tổng quan về SLN, bao gồm các thuộc tính vật lý và các vùng tìm kiếm SLN, và tổng quan về một vài kính thiên văn vô tuyến (SMA, CARMA, ALMA) được sử dụng để quan sát SLN. Những dữ liệu chính của chúng tôi đều được thu thập từ 2 kính SMA và CARMA. 1.1. SAO LÙN NÂU 1.1.1. Sao lùn nâu SLN là các vật thể có khối lượng từ 13 đến 75 M J (hay từ 0,013 đến 0,075 M  ), nằm giữa khối lượng các sao và khối lượng các hành tinh, với khối lượng này chúng không thể duy trì phản ứng hạt nhân tổng hợp đốt cháy hydrogen trong lõi của mình, và chúng có bề mặt và phần bên trong đối lưu hoàn toàn. Hình 1.1 minh họa về sự so sánh giữa SLN với các sao và hành tinh về mặt kích thước một cách trực quan và giản đơn. Theo đó, SLN có lẽ là những vật thể trung gian tạo nên sự kết nối liên tục từ các sao xuống đến các hành tinh. Hình 1.1. Sao lùn nâu so với các sao thông thường và hành tinh (Nguồn: Đài Quan Sát Thiên Văn Gemini, Hoa kỳ, http://www.gemini.edu). (SUN = Mặt Trời; Low-mass star = sao khối lượng thấp; Brown Dwarf = sao lùn nâu; Jupiter = Mộc tinh; Earth = Trái Đất).
1.1.2. Các thuộc tính vật lí của sao lùn nâu 1.1.2.1. Khối lượng Khối lượng là một trong những thuộc tính cơ bản nhất của SLN. Các mô hình tiến hóa lý thuyết (chẳng hạn Chabrier và Baraffe [14]) ước tính SLN có khối lượng trong khoảng 13 – 75 M J , khoảng giá trị này cũng phù hợp với các kết quả đo trực tiếp từ các hệ SLN đôi (chẳng hạn Stassun và cộng sự [55]). Theo các mô hình lý thuyết, các sao khối lượng dưới 0,3 M  thì đối lưu hoàn toàn, nên chúng không có lõi bức xạ. Khối lượng của SLN dưới giới hạn này nên tất cả SLN đều đối lưu hoàn toàn. Chú ý rằng các ngôi sao sẽ đốt cháy lithium bởi phản ứng 7 Li + p →2 4He ở độ tuổi ~ 100 triệu năm, trong khi các SLN không đủ nặng để đạt đến nhiệt độ lõi thõa mãn phản ứng đó. Các mô hình lý thuyết ước tính khối lượng cực tiểu đốt cháy lithium là ~ 65 M J . Điều này là cơ sở của phương pháp gọi là “thử nghiệm lithium” để phát hiện SLN. Tất cả SLN có khối lượng trong khoảng 13 – 65 M J sẽ không có khả năng đốt cháy lithium, nên lithium nguyên thủy sẽ đối lưu từ bên trong ra bề mặt khí quyển của chúng, từ đó ta có thể khám phá các SLN này thông qua việc phát hiện vạch hấp thụ Li ở bước sóng 6708 Å. Trong khi đó các SLN khối lượng lớn hơn (từ 65 đến 75 M J ) sẽ phá hủy lithium ở độ tuổi lớn hơn 100 triệu năm, nên không thể áp dụng phương pháp này để xác nhận các SLN này. Phương pháp thử nghiệm lithium chỉ được sử dụng để xác định các SLN có khối lượng dưới 65 M J . Tuy nhiên, thử nghiệm lithium phụ thuộc mạnh mẽ vào độ tuổi: các sao ở độ tuổi dưới 100 triệu năm (phụ thuộc khối lượng) cũng sẽ trưng bày vạch hấp thụ lithium đó. Do vậy, tuổi của SLN phải được tính đến khi sử dụng phương pháp này để xác định chúng. 1.1.2.2. Nhiệt độ Các SLN có nhiệt độ hiệu dụng ước tính từ khoảng 500 K đến 2500 K (Leggett và cộng sự [28]), giá trị nhiệt độ này phụ thuộc vào khối lượng và độ tuổi
của chúng. Năm 2011, Cushing và cộng sự [16] sử dụng dữ liệu WISE (Wide-Field Infrared Survey Explorer) và xác định được 6 SLN kiểu phổ đầu-Y với nhiệt độ ước tính ~ 300 K, giá trị nhiệt độ này lạnh như nhiệt độ cơ thể con người. 1.1.2.3. Bán kính Theo các mô hình lý thuyết, tất cả các SLN già (~ 1 tỷ năm tuổi) gần như có cùng bán kính với Mộc tinh (R J ) (Chabrier &Baraffe [15]). Bán kính của các SLN này chỉ thay đổi ~ 10% trên toàn bộ khoảng khối lượng (13 – 75M J ) của chúng. Còn các SLN trẻ có lẽ có bán kính lớn hơn, phụ thuộc vào tuổi của chúng. Điều này cũng phù hợp với các kết quả đo trực tiếp bán kính SLN từ các hệ SLN đôi. Chú ý rằng, bán kính SLN có thể bị ảnh hưởng bởi tác động của từ trường, có thể làm tăng bán kính của chúng lên từ 10% đến 15% [14]. 1.1.2.4. Phân loại sao lùn nâu theo kiểu phổ Các sao thuộc dãy chính được phân loại theo các lớp phổ sau: O B A F G K M. Các lớp này sau đó được phân loại nhỏ hơn theo các số Ả Rập (từ 0 đến 9). A0 có nghĩa là sao “nóng” nhất trong lớp A và A9 là sao “lạnh” nhất trong lớp này. Mặt trời của chúng ta được phân loại là G2. Năm 1999, Martín và cộng sự [36], Kirkpatrick và cộng sự [23] đã khám phá các SLN lạnh hơn sao M, dẫn đến định nghĩa lớp phổ mới “L”. Sau đó, vào năm 2002 Burgasser và cộng sự [13] đã khám phá các SLN methane, dẫn đến định nghĩa lớp phổ bổ sung mới “T” cho các sao lùn thậm chí lạnh hơn các sao lùn “L”. SLN thường có các kiểu phổ cuối-M (≥ M9), L và T. • Đối với các SLN lớp phổ M, quang phổ của chúng được chi phối bởi các dải hấp thụ phân tử titanium oxide (TiO) và vanadium oxide (VO). • Đối với các SLN lớp phổ L, các oxide kim loại (TiO và VO) biến mất nhanh chóng, thay vào đó là các dải hấp thụ của kim loại hydride
mạnh (như FeH, CrH, MgH, CaH), và các dải hấp thụ của alkali nổi bật (như NaI, KI, CsI, RbI). Và ở một số SLN còn thấy xuất hiện vạch hấp thụ Li ở bước sóng 6708 Å. Trong khi đó phổ hồng ngoại-gần (ứng với khoảng bước sóng 1 – 2,5 μm) của các SLN này tương tự với các sao lùn M, chủ yếu là các dải hấp thụ của nước (H 2 O) và carbon monoxide (CO). • Đối với các SLN lớp phổ T, phổ hồng ngoại gần của chúng chủ yếu là các dải hấp thụ methane (CH 4 ). Các dải hấp thụ CH 4 này chỉ có thể tìm thấy trong các hành tinh khổng lồ của Hệ Mặt trời và Titan. • Đối với SLN lớp phổ mới “Y”: về mặt lý thuyết, lớp phổ Y được đề xuất cho các SLN siêu lạnh có nhiệt độ dưới khoảng 600 K và phổ hồng ngoại của chúng phải cho thấy các đặc tính ammonia (NH 3 ) nổi bật và đáng kể, để kích hoạt một lớp phổ mới, lớp phổ Y. Sử dụng dữ liệu quang trắc hồng ngoại gần từ WISE, Cushing và cộng sự [16] đã khám phá 6 ứng viên SLN đầu tiên ở đầu-lớp phổ Y. Phổ hồng ngoại- gần của chúng có khả năng cho thấy các đặc tính hấp thụ NH 3 . Nhưng cần có thêm những khám phá mới về các SLN lớp Y lạnh hơn để xác nhận các đặc tính NH 3 này trong phổ hồng ngoại của các SLN thuộc lớp phổ “Y”. 1.1.3. Những khu vực tìm kiếm, phát hiện sao lùn nâu Việc tìm kiếm, phát hiện SLN được tiến hành ở 3 khu vực: • xung quanh các ngôi sao trong dãy chính, • trong các vùng hình thành sao, • hoặc chúng trôi nổi tự do trong vùng lân cận Mặt trời. Vùng lân cận Mặt trời được định nghĩa là khối cầu có bán kính khoảng 25 pc tính từ Mặt trời, là nơi mà hiện còn một số lớn sao lùn có khối lượng cực nhỏ chưa được phát hiện.
1.2. HỆ THỐNG KÍNH THIÊN VĂN VÔ TUYẾN Để quan sát, nghiên cứu các hiện tượng, tính chất vật lý của các vật thể thiên văn, chúng ta cần sử dụng các loại kính thiên văn hoạt động ở các bước sóng khác nhau. Trong khuôn khổ đề tài này, chúng tôi chỉ giới thiệu các hệ thống kính thiên văn vô tuyến, bao gồm: SMA, CARMA và ALMA. 1.2.1. SMA (the SubMillimeter Array) SMA là kính thiên văn vô tuyến được đặt ở chân của Pu’u Poli’ahu trên mực nước biển 4080 m ở đỉnh núi Mauna Kea (Bang Hawaii – Hoa Kỳ). Kính là một dụng cụ đi tiên phong trong việc quan sát thiên văn vũ trụ lạnh trên khắp các cửa sổ khí quyển chính từ khoảng 180 GHz đến 900 GHz (tức là bước sóng hoạt động của kính từ khoảng 0,3 mm đến 1,7 mm), với độ phân giải góc cao. Kính được sử dụng với 4 dãy thu tần số chính: 180 – 250 GHz, 266 – 355 GHz, 320 – 420 GHz và 600 – 700 GHz. Hình 1.2. 8 ăngten của SMA (Nguồn: Trung Tâm Quan Sát SMA, Hoa Kỳ, http://sma1.sma.hawaii.edu). Kính SMA được tạo thành từ 8 ăngten, mỗi ăngten có đường kính 6 m (Hình 1.2) và có thể thay đổi vị trí. Hiện nay, SMA được phối hợp vận hành bởi Đài quan sát Vật lý Thiên văn Smithsonian (Hoa Kỳ), và Viện Thiên văn và Vật lý Thiên văn Sinica (Đài Loan). Và kính được sử dụng với 4 cấu hình ăngten cơ bản, được trình bày trong Bảng 1.1.
Bảng 1.1. Các cấu hình cơ bản của kính thiên văn vô tuyến SMA Độ nhạy nguồn điểm đối Độ phân giải không gian Đường cơ với dải băng tần 8 GHz Cấu hình sở cực đại Ở tần số Ở tần số Ở tần số Ở tần số 230 GHz 345 GHz 230 GHz 345 GHz Subcompact 25 m 7,4''×7,1'' 4,9''×4,7'' 0,7 mJy 1,9 mJy Compact 70 m 3,3''×2,9'' 2,2''×1,9'' 0,5 mJy 1,35 mJy Extended 220 m 1,3''×1,0'' 0,8''×0,7'' 0,5 mJy 1,35 mJy Very extended 508 m 0,5''×0,4'' 0,35''×0,3'' 0,5 mJy 1,35 mJy 1.2.2. CARMA (the Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy) Hình 1.3. 23 ăngten của CARMA (Nguồn: http://www.mmarray.org). CARMA là kính thiên văn vô tuyến được đặt ở Cedar Flat (ở độ cao 2200 m so với mực nước biển) trên núi Inyo, phía đông California, Hoa kỳ. Kính hoạt động ở các bước sóng 1 cm (27 – 35 GHz), 3 mm (85 – 116 GHz) và 1 mm (215 – 270 GHz), và được tạo thành từ 23 ăngten (Hình 1.3), trong đó gồm 9 ăngten đường kính 6 m, 6 ăngten đường kính 10 m và 8 ăngten đường kính 3,5 m. 23 ăngten này được bố trí trong 2 mảng độc lập (2 mảng này có khả năng quan sát khác nhau nhưng phù hợp với mục tiêu khoa học chính của kính): mảng thứ nhất gồm 9 ăngten