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 VÀ ĐÀO TẠO VIỆN HÀN LÂM KHOA HỌC 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 Chu[.]

BỘ GIÁO DỤC

VÀ ĐÀO TẠO

VIỆN HÀN LÂM KHOA HỌC

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

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

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

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:

hiệu của mức quay với J = 0, 1, 2, ; B 0 là hằng số quay của phân tử, m

là khối lượng rút gọn của phân tử đó và r 0 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, P 1 và P 2 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; A 21 và B 21 lần lượt là hệ

số Einstein cho phát xạ tự phát và phát xạ cưỡng bức; cường độ bức xạ

trung bình J ν 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:

Nghiệm tổng quát của phương trình truyền là:

(1.3)

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, τ ν(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:

trong đó, hν = E ul 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 τ ν(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, α ν < 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, J s được gọi là cường độ bão hòa

Trong trường hợp J ν << Js, cường độ được khuếch đại tăng theo hàm lũy thừa với quãng đường truyền:

Trong trường hợp bão hòa J ν > Js, cường độ tăng tuyến tính theo quãng đường truyền:

(1.4)

(1.5)

(1.6)

(1.8)

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:

1.5.2.2 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:

(1.9)

(1.13)

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 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:

Ảnh hưởng hấp dẫn của sao đồng hành được thể hiện qua số hạng nguồn

S(U)

(1.14)

(1.15)

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