Tóm tắt luận án Tiến sĩ Vật lý: Nghiên cứu quá trình truyền bức xạ phổ quay vô tuyến trong môi trường khí quyển sao

Chia sẻ: _ _ | Ngày: | Loại File: PDF | Số trang:27

Thêm vào BST

Báo xấu

13
lượt xem 4
download

Download Vui lòng tải xuống để xem tài liệu đầy đủ

Nghiên cứu trong luận án nằm trong xu thế phát triển của ngành thiên văn học nói riêng và kỹ thuật nói chung. Hiện nay, những trung tâm tính toán hiệu năng cao đã được xây dựng rộng khắp cả nước từ các trường đại học đến các viện nghiên cứu. Mời các bạn cùng tìm hiểu nội dung luận văn.

Chủ đề:

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

Lưu

Nội dung Text: Tóm tắt luận án Tiến sĩ Vật lý: Nghiên cứu quá trình truyền bức xạ phổ quay vô tuyến trong môi trường khí quyển sao

BỘ GIÁO DỤC VIỆN HÀN LÂM KHOA HỌC VÀ ĐÀO TẠO VÀ CÔNG NGHỆ VIỆT NAM HỌC VIỆN KHOA HỌC VÀ CÔNG NGHỆ -------------------- NGHIÊN CỨU QUÁ TRÌNH TRUYỀN BỨC XẠ PHỔ QUAY VÔ TUYẾN TRONG MÔI TRƯỜNG KHÍ QUYỂN SAO TRẦN NGỌC HƯNG Chuyên ngành: Quang học Mã số: 9 44 01 10 TÓM TẮT LUẬN ÁN TIẾN SĨ VẬT LÝ Hà Nội - 2021
Công trình được hoàn thành tại: Học viện Khoa học và Công nghệ, Viện Hàn lâm Khoa học và Công nghệ Việt Nam. Người hướng dẫn khoa học: PGS. TS. Đinh Văn Trung, Viện Vật lý PGS. TS. Phạm Hồng Minh, Viện Vật lý Phản biện 1: Phản biện 2: Phản biện 3: Luận án sẽ được bảo vệ trước Hội đồng chấm luận án tiến sĩ họp tại Học viện Khoa học và Công nghệ, Viện Hàn lâm Khoa học và Công nghệ Việt Nam. Vào hồi …….. giờ, ngày…….tháng……..năm 2021 Có thể tìm hiểu luận án tại: - Thư viện Quốc gia Việt Nam - Thư viện Học viện Khoa học và Công nghệ - Thư viện Viện Vật lý
MỞ ĐẦU Sự tồn tại bức xạ phân tử miền vô tuyến trong vũ trụ là cơ hội cho chúng ta khám phá sâu hơn các tính chất động học và vật lý của nhiều vùng khí phân tử. Các bức xạ maser có cường độ mạnh và tính định hướng cao có khả năng phân giải các vùng không gian đến kích thước mili giây góc. Ngày nay, những đài quan sát lớn như VLA, VLBA ALMA...là những đài quan sát hiện đại nhất giúp thu nhận các tín hiệu ở cường độ yếu với độ phân giải cao. Cùng với việc gia tăng dữ liệu quan sát, công việc xử lý và phân tích cũng ngày càng phát triển. Những thập niên gần đây, sự phát triển trong kỹ thuật tính toán đã hỗ trợ rất lớn đến việc phân tích dữ liệu thiên văn. Các mô hình số có thể mô phỏng chính xác những hình ảnh quang học hay những phổ vô tuyến thu nhận được giúp chúng ta hiểu rõ các quá trình đang diễn ra trong vũ trụ. Những tiên đoán từ các mô hình số hỗ trợ rất tốt cho việc phân tích số liệu quan sát. Nghiên cứu trong luận án nằm trong xu thế phát triển của ngành thiên văn học nói riêng và kỹ thuật nói chung. Hiện nay, những trung tâm tính toán hiệu năng cao đã được xây dựng rộng khắp cả nước từ các trường đại học đến các viện nghiên cứu. Các hệ tính toán này đủ khả năng để thực hiện những mô phỏng phức tạp trong môi trường thiên văn. Nhận thấy cơ hội đó, luận án tiến hành thực hiện nghiên cứu bức xạ phổ quay phân tử thiên văn bằng phương pháp số được song song hóa để chạy trên các siêu máy tính. Mô hình truyền bức xạ phân tử được áp dụng để giải thích những đặc trưng của phổ maser tái tổ hợp Hnα trong vỏ sao MWC 349A. Luận án đồng thời thực hiện kết hợp mô hình truyền bức xạ với mô hình khí động lực học. Sự kết hợp này giúp giải thích đầy đủ cấu trúc phổ và hình ảnh quan sát trong dữ liệu thiên văn. Với mô phỏng khí động lực học, luận án sử dụng chương trình mã nguồn mở PLUTO để mô hình hóa môi trường khí quanh sao tiệm cận khổng lồ (AGB), hình thái học của cấu trúc sao xoắn ốc đã được nghiên cứu chi tiết. Đặc biệt, truyền bức xạ qua không gian mô phỏng khí động lực học giúp xây dựng lại hình ảnh phổ phân tử được sử dụng để so sánh với các dữ liệu quan sát. 1
Luận án có bố cục theo bốn chương như sau: + Chương 1: Giới thiệu tổng quan về môi trường thiên văn và cơ sở lý thuyết trong nghiên cứu thiên văn vô tuyến. Hai nền tảng lý thuyết quan trọng được trình bày là lý thuyết truyền bức xạ và lý thuyết khí động lực học. + Chương 2: Trình bày quá trình mô hình hóa truyền bức xạ trong vỏ sao và những khối công việc chính trong xây dựng chương trình mô phỏng. Đồng thời với truyền bức xạ, khí động lực học trong vỏ sao đôi cũng được mô hình hóa thông qua chương trình mã nguồn mở PLUTO. + Chương 3: Mô hình hóa truyền bức xạ phân tử trong môi trường vỏ sao và áp dụng vào nghiên cứu bức xạ maser Hnα trong vỏ sao MWC 349A. + Chương 4: Mô hình hóa khí động lực học của vỏ sao đôi từ đó xét ảnh hưởng của yếu tố quỹ đạo tới hình thái của vỏ sao. Kết hợp với mô hình truyền bức xạ phổ quay phân tử để thu nhận được các hình ảnh có thể so sánh với dữ liệu quan sát. 2
Chương 1. Tổng quan môi trường sao, truyền bức xạ trong thiên văn và cấu trúc vỏ sao già 1.1 Sự hình thành và phát triển của sao Những ngôi sao được hình thành từ các tinh vân là các đám mây khí khổng lồ. Một đám mây khí và bụi được giữ ở trạng thái cân bằng khí tĩnh khi động năng của khí cân bằng với thế năng hấp dẫn nội tại. Nếu một đám mây khí là đủ nặng sao cho áp suất khí không đủ để giữ cân bằng với hấp dẫn thì nó sẽ trải qua quá trình co sụp hấp dẫn. Kết quả quá trình co sụp này, các ngôi sao mới được hình thành tạo ra các cụm sao bên trong lõi đám mây khí. 1.2 Quan sát vỏ sao Sự phát triển kỹ thuật quan sát thiên văn giúp chúng ta quan sát được cấu trúc của nhiều vỏ sao. Kính thiên văn không gian Hubble trở thành biểu tượng tiên phong trong khám phá vũ trụ bằng chụp ảnh quang học. Cùng với kính thiên văn quang học, rất nhiều đài thiên văn vô tuyến trên thế giới đã đóng góp lớn trong kho dữ liệu quan sát. Một trong số các đài thiên văn nổi tiếng nhất và cho nhiều khám phá nhất là đài ALMA với sự kết hợp của 66 anten vô tuyến. 1.3 Phổ nguyên tử và phân tử trong môi trường vỏ sao 1.3.1 Phổ tái kết hợp hydrogen Khí hydro quanh các ngôi sao giàu bức xạ UV sẽ bị ion hóa tạo ra một môi trường khí ion được gọi là vùng H II. Quá trình ion hóa này xảy ra đồng thời với quá trình kết hợp giữa proton và điện tử tự do, gọi là quá trình tái kết hợp. Quá trình tái kết hợp sẽ phát xạ kèm bức xạ liên tục bound-free và tạo ra các nguyên tử H ở mức năng lượng cao. Sự dịch chuyển từ các mức năng lượng cao xuống các mức năng lượng thấp của nguyên tử H trong vùng H II kèm theo phát xạ bức xạ tái kết hợp. Các vạch tái kết hợp phát xạ từ dịch chuyển giữa các mức liền kề có thể được quan sát trong miền vô tuyến. Dịch chuyển n ← n + 1 tạo ra các vạch Hnα và dịch chuyển n ← n + 2 tạo ra các vạch Hnβ. 1.3.2 Phổ quay phân tử Năng lượng chênh lệch giữa hai mức quay liên tiếp được xác định như sau: (1.1) trong đó, J là kí 3
hiệu của mức quay với J = 0, 1, 2, ... ; B0 là hằng số quay của phân tử, m là khối lượng rút gọn của phân tử đó và r0 là bán kính liên kết hiệu dụng. Chuyển mức giữa các mức quay sẽ kèm theo phát xạ photon tạo ra phổ quay phân tử. 1.4 Quá trình phát xạ và truyền bức xạ 1.4.1 Các khái niệm cơ bản Một số khái niệm cơ bản liên quan tới truyền bức xạ trong môi trường: cường độ bức xạ, hệ số phát xạ, hệ số suy giảm, các hệ số Einstein, hàm nguồn. 1.4.2 Kích thích của các vạch phổ và phương trình cân bằng thống kê Sự tương tác giữa bức xạ và phân tử là các quá trình hấp thụ và phát xạ làm ảnh hưởng tới cường độ bức xạ và phân bố mật độ mức năng lượng của phân tử. Trong trạng thái cân bằng, tỉ lệ bơm (pumping rate) vào một mức năng lượng bằng tỉ lệ mất mát (lossing rate) của chính mức năng lượng đó. Sự cân bằng trạng thái phân tử hai mức được mô tả bởi hệ phương trình thống kê: trong đó, P1 và P2 là tỉ lệ bơm vào từ các mức khác tới mức 1 và 2 liên quan tới các quá trình kích thích xảy ra trong môi trường; Γ1 và Γ2 là tỉ lệ mất mát của mức 1 và mức 2 ra các mức khác; A21 và B21 lần lượt là hệ số Einstein cho phát xạ tự phát và phát xạ cưỡng bức; cường độ bức xạ trung bình Jν. Các quá trình kích thích phân tử xảy ra trong vỏ sao: quang ion hóa, tái kết hợp, kích thích quang lọc lựa và kích thích do va chạm. 1.5 Phương trình truyền bức xạ Phương trình truyền cho ta thấy sự thay đổi cường độ của chùm sáng phụ thuộc vào các tính chất quang học của môi trường truyền. Xét một chùm sáng truyền trong một môi trường, cường độ sáng thay đổi như sau: (1.3) Nghiệm tổng quát của phương trình truyền là: 4
(1.4) 1.5.1 Truyền bức xạ trong các môi trường 1.5.1.1 Môi trường phát xạ nhiệt Khi ánh sáng đi vào một môi trường rất dày quang học, τν(D) >> 1, nó sẽ bị hấp thụ hoàn toàn. Bức xạ từ môi trường này đến từ phát xạ tự phát. Đóng góp của phát xạ tự phát thể hiện trong hàm nguồn của môi trường: (1.5) trong đó, hν = Eul là năng lượng của photon phát xạ tự phát. Hàm này có dạng hàm Planck cho bức xạ của vật đen tuyệt đối. 1.5.1.2 Môi trường maser Nếu bức xạ được truyền qua một môi trường có τν(D) < 0 thì cường độ của nó sẽ được khuếch đại. Tương ứng, hệ số hấp thụ của môi trường này cũng có giá trị âm, αν < 0. Những môi trường có tính chất độ sâu quang học âm khi nó thỏa mãn điều kiện nghịch đảo mật độ. Các quá trình nghịch đảo mật độ được gọi là các quá trình kích thích nguyên tử và phân tử trong môi trường. Phương trình truyền bức xạ trong môi trường phân tử hai mức có dạng: trong đó, Js được gọi là cường độ bão hòa. (1.6) Trong trường hợp Jν Js, cường độ tăng tuyến tính theo quãng đường truyền: (1.8) 5
1.5.2 Cơ chế mở rộng vạch phổ 1.5.2.1 Mở rộng tự nhiên Mở rộng vạch tự nhiên có nguyên nhân từ bản chất nội tại của phân tử. Mở rộng này có dạng phổ Lorentz: (1.9) 1.5.2.2 Mở rộng va chạm Các phân tử trong các môi trường mật độ cao thường xuyên xảy ra va chạm. Phổ bức xạ do mở rộng va chạm có dạng hàm Lorentz: 1.5.2.3 Mở rộng Doppler Chúng ta biết rằng các nguyên tử, phân tử luôn chuyển động nhiệt không ngừng. Do đó, tần số photon mà nó phát xạ hoặc hấp thụ trong hệ quy chiếu gắn với nó sẽ khác với tần số mà người quan sát thấy. Mỗi phân tử sẽ tạo ra một độ dịch chuyển Doppler gây ra hiệu ứng mở rộng vạch. Nếu νo là tần số của photon trong hệ quy chiếu đứng yên (người quan sát) thì một phân tử chuyển động với vận tốc v theo hướng quan sát sẽ "nhận thấy" photon có tần số là: Sau khi chuẩn hóa, hàm mở rộng Doppler mô tả phân bố xác suất theo tần số có dạng: 1.5.2.4 Mở rộng hỗn hợp giữa Doppler và Lorentz Trong những vùng khí mật độ lớn và nhiệt độ cao, chuyển động nhiệt và va chạm là những nguyên nhân chính gây ra mở rộng phổ phát xạ. Sự chồng chập cả hai loại mở rộng được mô tả bởi hàm phân bố Voigt: (1.13) 6
Mở rộng Doppler chiếm ưu thế đối với các tần số xung quanh tần số trung tâm. Trong khi đó, mở rộng tự nhiên ảnh hưởng lớn tới phổ ở vùng tần số hai biên. Mở rộng Voigt là tổng hợp của hai loại mở rộng trên. 1.5.3 Một số mô hình truyền bức xạ trong thiên văn Để nghiên cứu bức xạ phân tử thiên văn, một số chương trình tập trung giải số phương trình truyền bức xạ trong môi trường khí phân tử, các chương trình loại này như MORELI, LIME. Một số chương trình khác mô phỏng sự truyền bức xạ trong môi trường tán xạ như HYPERION, TORUS, RADMC3D. 1.6 Ảnh hưởng của sao đồng hành lên cấu trúc vỏ sao 1.6.1 Mô hình sao đôi Dưới tương tác của lực hấp dẫn, hệ sao đôi sẽ chuyển động trên các quỹ đạo Kepler. Đĩa vật chất được hình thành quanh hai ngôi sao cùng với gió sao. Phương trình Kepler của hệ sao đôi có thể được viết dạng: M = E − e.sinE trong đó, e là tâm sai quỹ đạo; M = Ωt là dị thường trung(1.14) bình (mean anomaly) và Ω là vận tốc góc trung bình của sao; E là dị thường tâm sai (eccentric anomaly). 1.6.2 Hệ phương trình Euler Động lực học của khí trong vỏ sao được mô tả bằng hệ phương trình Euler sau: (1.15) Ảnh hưởng hấp dẫn của sao đồng hành được thể hiện qua số hạng nguồn S(U). 7
Chương 2. Mô phỏng truyền bức xạ và khí động lực học 2.1 Phương pháp số giải bài toán truyền bức xạ 2.1.1 Xây dựng lưới Lưới mức 1 có số ô lưới là 643 bao trùm toàn bộ vùng tính toán, nó cũng là lưới thô nhất với kích thước một ô lưới lớn nhất. Lưới mức 2 cũng có số ô lưới tương tự mức 1, tuy nhiên kích thước mỗi chiều tính toán giảm bằng một nửa kích thước mỗi chiều trong mức 1, tương ứng độ phân giải tăng gấp đôi. Toàn bộ vùng không gian của lưới mức 2 nằm bên trong không gian của lưới mức 1. Tương tự, chúng ta có thể xây dựng tới lưới mức N với không gian tính toán nằm hoàn toàn trong không gian lưới mức N-1. 2.1.2 Thuật toán "theo vết tia" (ray tracing) Thuật toán "theo vết tia" cho chúng ta xác định chuỗi các ô lưới liên tiếp mà tia sáng đi qua đồng thời tính được quãng đường đi trong từng ô lưới. 2.1.3 Tạo phương truyền đẳng hướng Để tạo ra các chùm sáng tới một điểm phân bố đều theo các hướng trong không gian, chúng tôi sử dụng thuật toán tạo tam giác Delaunay trên mặt cầu đơn vị. Đây là những tam giác có diện tích bằng nhau và đường tròn ngoại tiếp một tam giác không chứa đỉnh còn lại của các tam giác liền kề. 2.1.4 Giải hệ phương trình cân bằng thống kê Nghiệm số của hệ phương trình cân bằng thống kê được tìm bằng phương pháp Newton-Raphson. Quá trình lặp được thực hiện cho đến khi nghiệm hội tụ với tham số sai số tùy chọn. Sự hội tụ của nghiệm cũng chứng tỏ hệ đạt được trạng thái cân bằng thống kê. 2.2 Mô hình khí động lực học Môi trường khí trong vỏ sao AGB có mật độ nhỏ hơn nhiều bậc so với khí quyển Trái Đất, do đó có thể xem môi trường này là khí lý tưởng. 2.2.1 Bài toán Riemann Vấn đề mô phỏng chuyển động khí trong toàn không gian sẽ trở thành bài toán giải hệ phương trình Euler với các điều kiện biên gián đoạn, được gọi là bài toán Riemann. 8
2.2.2 Phương pháp Godunov Phương pháp Godunov được sử dụng để giải số hệ phương trình Euler, cũng chính là giải bài toán Riemann. 2.2.3 Điều kiện Courant-Friedrichs-Lewy (CFL) Khi giải số, để thu được nghiệm ổn định, khoảng chia lưới Δx và bước thời gian Δt phải thỏa mãn điều kiện CFL: 2.2.4 Xây dựng lưới trong chương trình PLUTO Để giúp giảm thiểu thời gian tính toán đồng thời tối ưu hóa bộ nhớ, chúng tôi thực hiện chia lưới theo mô hình phân mức như đã được xây dựng trong bài toán truyền bức xạ. 2.2.5 Điều kiện ban đầu Vị trí ban đầu của hai ngôi sao được chọn tại các điểm gần khối tâm của hệ nhất. Mật độ khí ban đầu của môi trường quanh sao AGB bằng 10−6 lần mật độ khí tại bề mặt sao. 2.2.6 Điều kiện biên Trong xây dựng mô hình sao đôi, biên trong được xác định tại bề mặt cầu với tâm là sao AGB và bán kính bằng 2 (trong đơn vị dài được chọn). Miền trong mặt cầu có mật độ không đổi và bằng 1 (trong đơn vị mật độ khối lượng). 2.2.7 Lực hấp dẫn sao đồng hành Chúng ta có thể mô tả lực hấp dẫn bằng cả hai dạng thế vô hướng và vector. Nó chính là số hạng nguồn trong hệ phương trình Euler. 2.2.8 Điều kiện vật lý Điều kiện vật lý được đưa ra để giải các phương trình thủy động lực học trong một cơ chế xác định nào đó. PLUTO gồm có các module sau: khí động lực học (HD), từ khí động lực học (MHD) và các mở rộng tương đối tính (RHD và RMHD). 2.3 Kết luận Chương 2 trình bày các cách giải quyết về vấn đề kỹ thuật khi xây dựng mô hình truyền bức xạ và khí động lực học: 9
- Mô hình tính toán số ba chiều cho truyền bức xạ phân tử được phát triển để áp dụng trong mô phỏng quá trình tạo maser quanh sao trẻ và AGB. - Mô hình khí động học của hệ sao đôi gồm một sao AGB và một sao đồng hành được xây dựng trên nền tảng mã nguồn mở PLUTO. Chương 3. Nghiên cứu maser hydro trong vỏ sao MWC 349A 3.1 Giới thiệu chung về MWC 349A MWC 349A là một trong những nguồn bức xạ vô tuyến mạnh nhất được quan sát trên bầu trời. Dải phổ maser trong bức xạ này trải từ vùng hồng ngoại tới milimet. Những quan sát với các vạch Hnα cho thấy một số tính chất đặc biệt của phổ. Các vạch với n > 40 chỉ có một đỉnh với cường độ yếu được cho là đóng góp chủ yếu từ phát xạ tự phát. Tuy nhiên, khi n < 40 các vạch phổ bắt đầu có dạng hai đỉnh với cường độ tăng dần theo giá trị giảm của n cho đến vạch H21α. Cho đến nay, những quan sát phổ tái kết hợp Hnα đã dần tiết lộ cấu trúc và động học vùng bên trong vỏ sao MWC 349A từ đó chúng ta có thể hiểu sâu sắc hơn về quá trình phát triển của nó. 3.2 Các nghiên cứu lý thuyết về maser hydro cho tới nay và vấn đề cần giải quyết Sự thất bại trong tiên đoán của các mô hình trước đây đối với các vạch với n < 30 cho thấy cần thiết một sửa đổi về tính toán truyền bức xạ đối với maser. Dựa vào những phân tích của Strelnitski và các đồng nghiệp, chúng tôi nhận thấy cần phải xét đến tính chất bão hòa của các vạch maser trong mô hình tính toán. 3.3 Xây dựng mô hình maser trong vỏ sao MWC 349A Dựa vào những phân tích thực nghiệm, nghiên cứu xây dựng cấu hình không gian của vỏ sao MWC 349A gồm 3 vùng: đĩa trung hòa, đĩa ion hóa và vùng gió sao. 10
Hình 3.1. Mô hình vỏ sao MWC 349A. 3.3.1 Gió ion hóa Các số liệu quan sát cho thấy gió như xuất phát từ đĩa mỏng trên mặt phẳng xích đạo, do đó, trong trường hợp này tôi sử dụng cấu hình gió sao của Kurosawa và các đồng nghiệp. 3.3.2 Đĩa ion hóa Vùng đĩa ion hóa nằm giữa hai mặt nón có chuyển động thuần túy Kepler. Vùng này được giả thiết là hình thành do lớp tiếp xúc của gió ion hóa và vùng đĩa trung hòa. Theo các quan sát đến nay, các vạch tái tổ hợp Hα được đóng góp chính bởi vùng đĩa ion hóa này. 3.3.3 Mô hình phát xạ tái kết hợp trong vùng H II Vỏ sao MWC 349A chính là miền plasma nóng trong vùng H II phát ra bức xạ liên tục còn gọi là bức xạ free-free, cùng với bức xạ bound-free (một dạng của bức xạ nhiệt). Bên cạnh đó, do các quá trình kích thích diễn ra liên tục, vỏ sao này tồn tại các vùng nghịch đảo mật độ có bức xạ maser. 3.3.4 Hàm mở rộng Voigt Mở rộng vạch trong vùng HII là tổng hợp của hai cơ chế mở rộng vạch khác nhau là mở rộng Doppler (dạng Gauss) và mở rộng Lorentz. 3.3.5 Thừa số Gaunt Có hai cơ chế tạo phổ liên tục: thứ nhất, proton và điện tử tự do tương tác với nhau rồi tách ra xa (tương tác free-free); thứ hai, sau khi tương tác, proton và điện tử tái kết hợp thành nguyên tử H (tương tác bound- free). Đóng góp của hai loại bức xạ này được đặc trưng bởi các thừa số Gaunt gff,ν, gbf,ν. 11
3.3.6 Số liệu tính toán hệ số tách LTE Cho đến nay, có hai bộ số liệu được sử dụng cho tính toán bức xạ tái kết hợp: một là của Walmsley và mới hơn là của Storey và Hummer. Số liệu sau cho các kết quả phù hợp với thực nghiệm hơn, do đó, luận án sử dụng số liệu này cho việc áp dụng tính toán bức xạ maser trong vỏ sao MWC 349A. 3.3.7 Tính chất bão hòa của maser Tính chất bão hòa là một yếu tố quan trọng để chúng ta có thể giải thích được các đặc trưng phổ quan sát. Một maser trong trạng thái bão hòa có nghĩa là bức xạ của nó bắt đầu ảnh hưởng tới độ nghịch đảo mật độ. Mô hình trong luận án kết hợp giải phương trình truyền và hệ phương trình thống kê, do đó, có xét tới hiệu ứng bão hòa của maser. 3.4 Bức xạ maser tái kết hợp Hnα 3.4.1 Cường độ đỉnh phổ Mô hình cho kết quả phổ maser H26α và H30α rất gần với dữ liệu quan sát (Hình 3.2). Trong trường hợp không xét tới hiệu ứng bão hòa, cường độ đỉnh của maser H26α lớn hơn một bậc so với quan sát. Hình 3.2. So sánh phổ maser H26α và H30α giữa quan sát (hình phải) và mô hình (hình trái): đường đứt nét cho trường hợp không xét hiệu ứng bão hòa; đường liền nét cho trường hợp xét đến hiệu ứng bão hòa. 12
3.4.2 Phân bố cường độ phổ Các tính toán từ mô hình cho phép thu nhận hình ảnh phân bố cường độ maser trong không gian (Hình 3.3). Dựa vào cường độ phổ và hình ảnh phân bố cường độ, chúng ta có thể thấy maser được phát xạ từ một kích thước bé (cỡ 1 AU) trên đĩa ion hóa. Hình 3.3. Phân bố cường độ maser H26α trong không gian. 3.4.3 Ảnh hưởng của gió ion hóa Để xét ảnh hưởng của gió đến dạng phổ của maser, luận án thực hiện hai mô hình gió ion hóa khác nhau: Mô hình 1 có mật độ điện tử trong gió gấp đôi Mô hình 2. Kết quả phổ thu được như Hình 3.4. Hình 3.4. Phổ maser H26α và H30α trong hai mô hình gió ion hóa: Mô hình 1 (đường liền nét) có mật độ điện tử trong gió gấp đôi Mô hình 2 (đường đứt nét). 13
Kết quả cho thấy, gió có tính chất hấp thụ đối với miền phổ trung tâm, nhưng thể hiện tính khuếch đại đối với miền phổ vận tốc âm. Tính chất này được hiểu rõ qua cấu hình của vỏ sao MWC 349A. 3.5 Bậc bão hòa của maser Hnα trong MWC 349A Hình 3.5 mô tả bậc bão hòa của ba maser H26α, H27α và H30α trong một mặt cắt đi qua trục đối xứng của hệ. Kết quả cho thấy bậc bão hòa giảm dần theo n tăng phù hợp với các tính toán gần đúng trước đây. Hình 3.5. Bậc bão hòa trong một mặt cắt qua trục đối xứng của ba maser H26α, H27α và H30α theo thứ tự từ trái qua phải. 3.6 Kết luận Xây dựng thành công mô hình truyền bức xạ trong không gian ba chiều và áp dụng để nghiên cứu maser Hnα trong vỏ sao MWC 349A. Mô hình dự đoán phù hợp với thực nghiệm khoảng cách hai đỉnh phổ của các vạch maser từ đó đưa ra dự đoán khối lượng ngôi sao trung tâm là 30 Ms (khối lượng Mặt Trời). Ngoài ra, mô hình đã xem xét sự tác động của gió ion hóa tới cấu trúc phổ và phân bố cường độ của bức xạ maser. Các bất đối xứng với sự ảnh hưởng của gió có giá trị tiên đoán không chỉ với MWC 349A mà có thể áp dụng cho những vỏ sao có cấu hình tương tự. Xác định được đặc trưng bão hòa của maser trong toàn bộ không gian quanh MWC 349A. Các giá trị thu được phù hợp với các tiên đoán định tính trước đây của Strelnitski và các đồng nghiệp. 14
Chương 4. Nghiên cứu cấu trúc vỏ sao AGB dưới ảnh hưởng của sao đồng hành 4.1 Mô hình khí động học cho hệ sao đôi Vùng không gian tính toán trong một khối hộp với kích thước mỗi chiều là 4800AU . Chúng tôi sử dụng lưới phân mức 800 x 800 x 800 ô để đạt được độ phân giải không gian 1.3 AU. Hệ sao đôi bao gồm ngôi sao chính khối lượng bằng 2.2 lần khối lượng Mặt Trời (Ms) và ngôi sao đồng hành có khối lượng 0.8 Ms. Tỉ lệ mất mát khối lượng của ngôi sao chính là 10−5 Ms.yr −1, tỉ lệ này thường được quan sát cho các sao AGB như CIT 6, AFGL 3068 hay CW Leo. Chu kỳ quỹ đạo của hệ sao đôi này có giá trị khoảng 325 năm, tương ứng với khoảng cách trung bình giữa hai ngôi sao là 68 AU. Vận tốc gió Vw được đặt là 15.7 km.s−1, gần với các giá trị gió sao được quan sát như CIT 6 (cỡ 18 km.s−1) hay CW Leo (cỡ 14 km.s−1). Vận tốc âm tại biên trong của ngôi sao chính là 2 km.s−1 ứng với nhiệt độ cỡ 700 K. 4.2 Khí đẳng nhiệt và đoạn nhiệt Hình 4.1 là kết quả mô phỏng của chúng tôi trong hai trường hợp khí đẳng nhiệt và đoạn nhiệt với hệ sao đôi có quỹ đạo tròn. Cấu trúc xoắn ốc trong hai trường hợp này có những điểm khác sau: thứ nhất, cánh tay xoắn ốc trong trường hợp đẳng nhiệt lớn hơn nhiều so với trường hợp đoạn nhiệt; thứ hai, độ tương phản mật độ giữa xoắn ốc và môi trường cao hơn trong trường hợp đoạn nhiệt. Sự khác nhau này liên quan tới tốc độ mở rộng giữa mặt trong và ngoài của cấu trúc xoắn ốc. Để xác định tốc độ này, chúng tôi đã khớp các biên này với các xoắn ốc Archimedean. Trong mô hình của chúng tôi, ngôi sao chính chuyển động trên quỹ đạo tròn xung quanh khối tâm với bán kính quỹ đạo rp = 18 AU và vận tốc Vp = 1.7 km.s−1. Với mô hình này, mô hình thu được tốc độ mở rộng của mặt trong và mặt ngoài cấu trúc xoắn ốc là: 14.6 km.s−1 và 19.4 km.s−1 trong trường hợp đẳng nhiệt; 15.0 km.s−1 và 16.5 km.s−1 trong trường hợp đoạn nhiệt. Chúng ta thấy rằng tốc độ biên trong đối với hai trường hợp là xắp xỉ bằng nhau, tuy nhiên tốc độ biên ngoài trong trường hợp đẳng nhiệt lớn hơn trường hợp đoạn nhiệt. 15
Hình 4.1. Cấu trúc xoắn ốc trong hai trạng thái khí khác nhau: đẳng nhiệt (hình trái) và đoạn nhiệt (hình phải). 4.3 Quỹ đạo tròn và quỹ đạo elip Phần này so sánh cấu trúc vỏ trong hai trường hợp: quỹ đạo tròn và quỹ đạo elip có tâm sai e = 0.5 . Khí đoạn nhiệt được áp dụng cho cả hai trường hợp. Hình mô tả sự phân bố mật độ trên mặt phẳng quỹ đạo và mặt phẳng chứa trục quay của hệ. Đối với quỹ đạo tròn, cấu trúc xoắn ốc khớp với cấu trúc xoắn Archimedean. Phân bố mật độ trong mặt phẳng chứa trục quay cho chúng ta thấy vân xoắn ốc mở rộng tới hai cực và tạo ra các cung xen kẽ. Do ảnh hưởng của sao đồng hành, mật độ khí tập trung chủ yếu xung quanh mặt phẳng quỹ đạo. Những kết quả này phù hợp với các kết quả đã được công bố trước đây. Hình 4.2. Phân bố mật độ trong mặt phẳng quỹ đạo (hình trái) và mặt phẳng vuông góc (hình phải) đối với quỹ đạo tròn. 16
Hình 4.3. Phân bố mật độ trong mặt phẳng quỹ đạo (hình trái) và mặt phẳng vuông góc (hình phải) đối với quỹ đạo elip e = 0.5. Chúng ta có thể nhận thấy sự khác nhau trong cấu trúc xoắn đối với hai trường hợp quỹ đạo tròn và elip. Trong quỹ đạo elip, xoắn ốc trở nên bất đối xứng và bị kéo dài theo bán trục chính của quỹ đạo. Ngoài ra, vùng bên trong của xoắn ốc không còn là một cung trơn như trong quỹ đạo tròn mà bị phân nhánh và có những đoạn mở rộng hơn. Các tính chất trên là hệ quả do quỹ đạo elip của sao AGB gây ra sẽ được giải thích rõ trong phần truyền bức xạ qua vỏ sao. Một điểm khác biệt nữa xuất hiện trong phân bố mật độ trên mặt phẳng chứa trục quay là các cung không còn xen kẽ mà như nối lại với nhau thành các vòng nhẫn trong trường hợp quỹ đạo elip. 4.4 Nhiệt độ trong cấu trúc xoắn Chúng tôi khảo sát sự biến đổi nhiệt độ dọc theo hai hướng vuông góc X và Y trong mặt phẳng quỹ đạo của hệ sao đôi chuyển động tròn. Nhiệt độ của khí ở vùng bên ngoài cấu trúc xoắn giảm đơn điệu theo bán kính đối với cả hai hướng. Tuy nhiên, ngang qua xoắn ốc, do khí bị nén lại ở biên trong và biên ngoài, nhiệt độ của khí đã tăng vọt. Hình 4.4 đã mô tả nhiệt độ trong vùng sốc đã tăng lên khoảng 2 đến 3 lần so với nhiệt độ ngoài vùng sốc. Chúng tôi so sánh kết quả này với những phân tích từ nhiệt độ trong cấu trúc xoắn của AFGL 3068. Từ ảnh thu được của bức xạ phân tử CO, các tác giả đã chỉ ra nhiệt độ giảm khi bán kính tăng theo hàm r−0.83. Trong hình, các đường nét đứt có hệ số góc -0.83 nằm rất gần với đường nhiệt độ. Kết quả này một lần nữa khẳng định giả thiết đoạn nhiệt chúng tôi đưa ra là phù hợp với quan sát. 17
Hình 4.4. Đường nhiệt độ khí theo bán kính của vỏ sao trong thang logarit. 4.5 Truyền bức xạ qua vỏ sao Trong nghiên cứu này, chúng tôi sử dụng mô hình truyền bức xạ qua lớp vỏ phân tử HC3N (một trong những phân tử dễ bị kích thích) với phân bố mật độ, nhiệt độ và vận tốc khí là kết quả của mô phỏng khí động học trong hệ sao đôi quỹ đạo elip để thu được hình ảnh cấu trúc vỏ. Các hình 4.5 và 4.6 lần lượt là những hình ảnh ở các kênh vận tốc khác nhau dưới góc nhìn 0o so với trục vuông góc với mặt phẳng quỹ đạo trong các trường hợp tâm sai bằng 0 và 0.5. 18