Khảo sát một số đặc tính của đĩa bụi xung quanh các ngôi sao lùn có kiểu phổ m trễ trong những nhóm sao trẻ lân cận mặt trời

Đĩa tiền hành tinh được hình thành từ khí và bụi nguyên thủy xuất hiện xung quanh các ngôi sao trẻ trong các giai đoạn phát triển đầu tiên giai đoạn 1 và 2.. Sau khi các hành tinh

BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP HỒ CHÍ MINH

KHOA VẬT LÝ

TRẦN NGỌC QUANG

KHÓA LUẬN TỐT NGHIỆP

KHẢO SÁT MỘT SỐ ĐẶC TÍNH CỦA ĐĨA BỤI XUNG QUANH CÁC NGÔI SAO LÙN

CÓ KIỂU PHỔ M-TRỄ TRONG NHỮNG NHÓM SAO TRẺ LÂN CẬN MẶT TRỜI

Chuyên ngành: Sư phạm Vật lý

Cán bộ hướng dẫn: ThS Nguyễn Thành Đạt

TP Hồ Chí Minh năm 2021

BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP HỒ CHÍ MINH

KHOA VẬT LÝ

KHẢO SÁT MỘT SỐ ĐẶC TÍNH CỦA ĐĨA BỤI XUNG QUANH CÁC NGÔI SAO LÙN

CÓ KIỂU PHỔ M-TRỄ TRONG NHỮNG NHÓM SAO TRẺ LÂN CẬN MẶT TRỜI

Người thực hiện: Trần Ngọc Quang

Người hướng dẫn khoa học: ThS Nguyễn Thành Đạt

TP Hồ Chí Minh năm 2021

LỜI CẢM ƠN

Từ những ngày đầu thực hiện đến khi hoàn thành khóa luận, đó là cả một quá trình cố gắng học tập và trưởng thành lên từng ngày của bản thân tôi Trong quá trình đó, thầy cô, gia đình, bạn bè đã giúp đỡ, hỗ trợ và động viên tôi rất nhiều Vì vậy, xin cho phép tôi được bày tỏ lòng biết ơn sâu sắc đến:

- Thầy ThS Nguyễn Thành Đạt (Giảng viên khoa Vật lí – Trường Đại học Sư phạm Tp Hồ Chí Minh), giảng viên đã trực tiếp hướng dẫn, hỗ trợ, dìu dắt tôi thực hiện khóa luận Thầy Nguyễn Thành Đạt với kinh nghiệm, sự nhiệt huyết cùng lòng yêu nghề của mình - đã truyền đạt tận tình cho tôi các kiến thức chuyên môn, các kĩ năng mềm và kĩ năng cứng,…

- Quý thầy cô giảng viên khoa Vật Lí Trường Đại học Sư phạm Thành phố Hồ Chí Minh đã dạy dỗ, truyền đạt kiến thức, kinh nghiệm, sự nhiệt huyết với nghề cho em trong suốt quá trình học tập tại trường Hơn bao giờ hết, tôi cảm nhận được sự quan tâm, dạy dỗ ân cần và tận tâm từ thầy cô

Xin chân thành cảm ơn

Thành phố Hồ Chí Minh, ngày 03 tháng 05 năm 2021

Sinh viên

Trần Ngọc Quang

DANH MỤC CÁC BẢNG

Số thứ tự Bảng Nội dung Trang

1 Bảng 2.3 Danh sách một số nhóm sao trẻ trong vùng lân

cận mặt trời bao gồm các tính chất vật lí như

khoảng cách và độ tuổi trung bình

14-15

2 Bảng 3.1 Xác suất thuộc các nhóm sao trẻ của mười sao lùn

có kiểu phổ M- trễ

21

3 Bảng 4.1 Hệ số bức xạ của 8 ứng viên có hiện tượng bức

xạ dư hồng ngoại

25

4 Bảng 4.2 Phát hiện về vạch lithium ở bước sóng 6708 𝐴̇ của

6 vật thể

30

DANH MỤC HÌNH VẼ, ĐỒ THỊ

Số thứ

tự

Hình Nội dung Trang

1 Hình 1.1 Sao lùn nâu so với các sao thông thường và hành

3 Hình 1.3 Các sao trong dãy chính được sắp xếp từ O đến M 5

4 Hình 1.4 Vùng phổ hồng ngoại gần (NIR) của các sao lùn nâu

kiểu M, L, T và Mộc tinh

5

5 Hình 1.5 Các giai đoạn hình thành sao lùn nâu 7

6 Hình 2.1 Sự phát triển của đĩa tiền hành tinh Đĩa tiền hành

tinh có nhiều vòng đời và hầu hết phần khí và bụi

trong đĩa sao như mặt trời năm mất sau 6 triệu năm

11

7 Hình 2.2 Khối lượng bụi trong đĩa tiền hành tinh và đĩa tàn

dư xung quanh ngôi sao có kiểu phổ từ A,F,G,K và

M

13

8 Hình 2.3 Bầu trời phân bố các sao trẻ Hầu hết các thành viên

sao trẻ đều nằm ở Nam bán cầu, với một số trường hợp ngoại lệ (UMA, CBER, PLE, HYA, TAU,

10 Hình 3.1 Giao diện tính toán xác suất nhóm sao của công cụ

trực tuyến BANYAN Σ

20

11 Hình 3.2 Phân tích hình ảnh ở các băng WISE bằng phần

mềm SAO Image DS9

24

12 Hình 4.1 Mô tả mô hình phân bố phổ năng lượng và hình ảnh

từ WISE ở băng W3, W4 của 6 sao lùn kiểu M-trễ

có bức xạ dư hồng ngoại

26-27

13 Hình 4.2 Mô hình phân bố phổ năng lượng gồm phổ của ngôi

sao và phổ của bức xạ từ đĩa cho sáu sao lùn có bức

xạ dư hồng ngoại

29

14 Hình 4.3 Giản đồ cấp sao tuyệt đối tại băng J-DENIS theo hệ

số I – J cho sáu sao lùn kiểu phổ M-trễ Các đường biểu diễn khối lượng và độ tuổi được vẽ dựa trên

các mô hình khí quyển của CIFIST2011 BT-Settl

31

DANH MỤC CÁC HẰNG SỐ VÀ ĐƠN VỊ

 Các hằng số

 Các đơn vị

MJ: là khối lượng Mộc tinh, 27

J

1 M =1,899.10 kg

M : là khối lượng Mặt trời, 30

1 M =1,989.10 kg pc: viết tắt của parsec, 16

1 pc=3,086.10 m AU: là viết tắt của đơn vị thiên văn, 8

1 AU = 1,496.10 m

L : là độ trưng của Mặt trời, 26

1 L  3,846.10 W erg: là đơn vị đo năng lượng và công cơ học trong hệ đơn vị CGS,

1 Jy = 10 mJy = 10 W.m Hz (SI) = 10 erg.s cm Hz (cgs)

MỤC LỤC

LỜI CẢM ƠN i

DANH MỤC CÁC BẢNG ii

DANH MỤC HÌNH VẼ, ĐỒ THỊ iii

DANH MỤC CÁC HẰNG SỐ VÀ ĐƠN VỊ iv

MỤC LỤC v

PHẦN MỞ ĐẦU 1

Chương 1: TỔNG QUAN VỀ SAO LÙN NÂU 3

1.1 Sao lùn nâu 3

1.1.1 Sao lùn nâu 3

1.1.2 Các tính chất vật lý của sao lùn nâu 3

1.1.2.1 Khối lượng 3

1.1.2.2 Nhiệt độ 4

1.1.2.3 Bán kính 4

1.1.2.4 Kiểu phổ 5

1.2 Quá trình hình thành và tiến hóa của sao lùn nâu 6

1.2.1 Sự hình thành như các sao thông thường 6

1.2.2 Các giả thuyết hình thành và tiến hóa của sao lùn nâu 8

1.2.2.1 Mô hình sao lùn nâu hình thành như các sao thông thường khối lượng thấp 8 1.2.2.1.1 Sự phân mảnh hỗn loạn 8

1.2.2.1.2 Sự phân mảnh hấp dẫn 8

1.2.2.2 Cơ chế đẩy ra 9

1.3 Vùng tìm kiếm, phát hiện sao lùn nâu 9

1.3.1 Vùng lân cận mặt trời 9

1.3.2 Vùng hình thành sao 9

Chương 2: ĐĨA BỤI XUNG QUANH SAO LÙN NÂU VÀ SAO CÓ KHỐI LƯỢNG RẤT THẤP 10

2.1 Đĩa bụi xung quanh sao lùn nâu và sao có khối lượng rất thấp 10

2.1.1 Sự tiến hóa của đĩa bụi 10

2.1.2 Đĩa tiền hành tinh và đĩa chuyển tiếp 11

2.2 Các tính chất cơ bản của đĩa tàn bụi 12

2.2.1 Nhiệt độ bụi 12

2.2.2 Khối lượng bụi 12

2.2.3 Bán kính đĩa 13

2.3 Những nhóm sao trẻ trong vùng lân cận Mặt trời 13

2.4 Hiện tượng bức xạ dư hồng ngoại từ đĩa của ngôi sao Một số khảo sát, nghiên cứu về đĩa của các sao trẻ có kiểu phổ M-trễ trong những nhóm sao trẻ 15

Chương 3: KHẢO SÁT CÁC SAO LÙN CÓ KIỂU PHỔ M-TRỄ TRONG NHỮNG NHÓM SAO TRẺ LÂN CẬN MẶT TRỜI 18

3.1 Mẫu nghiên cứu 18

3.2 Công cụ BANYAN Σ và khảo sát thành viên của các nhóm sao trẻ lân cận Mặt trời 18

3.2.1 Công cụ BANYAN 18

3.2.2 Khảo sát thành viên của các nhóm sao trẻ lân cận Mặt trời 19

3.3 Mô hình phân bố phổ theo năng lượng 21

3.4 Phương pháp xác định các ứng cử viên có hiện tượng bức xạ dư hồng ngoại 23

Chương 4: XÁC ĐỊNH MỘT SỐ TÍNH CHẤT VẬT LÝ CỦA ĐĨA BỤI XUNG QUANH CÁC ỨNG CỬ VIÊN TRONG NHỮNG NHÓM SAO TRẺ 25

4.1 Các sao lùn kiểu M-trễ có phát hiện hiện tượng bức xạ dư hồng ngoại 25

4.2 Mô hình phân bố phổ năng lượng và kết quả tính toán một số tính chất của đĩa bụi xung quanh sáu các sao lùn có bức xạ dư hồng ngoại 28

4.3 Thảo luận 30

4.3.1 Thành viên sao có khối lượng thấp hay sao lùn nâu của các nhóm sao trẻ 30

4.3.2 Đặc điểm của đĩa xung quanh các sao có khối lượng cực thấp vào sao lùn nâu 33 KẾT LUẬN VÀ KIẾN NGHỊ 35

TÀI LIỆU THAM KHẢO 36

Phụ lục 1 41

Phụ lục 2: Mô hình phân bố phổ theo năng lượng của 83 vật thể 47

PHẦN MỞ ĐẦU

Sự tồn tại của sao lùn nâu (SLN) đã được tiên đoán về mặt lý thuyết bởi Kumar năm 1963 Nhưng hơn 30 năm sau, các nhà thiên văn học mới phát hiện các SLN đầu tiên bằng quan sát (Rebolo và cộng sự 1995; Nakajima và cộng sự 1995) 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 SLN có khối lượng nằm trong khoảng từ 13 đến 75 khối lượng Mộc tinh, 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, tuy nhiên nguồn gốc của loại sao này vẫn đang là đề tài tranh cãi do khối lượng của SLN quá nhỏ để hình thành theo cách như các sao thông thường từ sự sụp đổ hấp dẫn của các đám mây phân tử Có hai mô hình được đưa ra để giải thích về sự hình thành SLN: mô hình giống sao (star-like-model) và mô hình đẩy ra (ejection-model), trong đó nhiều dấu hiệu, quá trình vật lý như đĩa bụi, luồng phụt lưỡng cực,… được quan sát quanh các SLN trẻ đã ủng hộ mạnh mẽ mô hình đầu tiên

Đĩa tiền hành tinh được hình thành từ khí và bụi nguyên thủy xuất hiện xung quanh các ngôi sao trẻ trong các giai đoạn phát triển đầu tiên (giai đoạn 1 và 2) Sự hình thành hành tinh diễn ra bên trong đĩa qua các quá trình kết tinh, va chạm hấp dẫn Sau khoảng 6 triệu năm, phần lớn khí và bụi trong đĩa của ngôi sao bị biến mất (Wyatt 2008) Sau khi các hành tinh hình thành, đĩa bụi có nguồn gốc từ các tiểu hành tinh được phát hiện xung quanh một số ngôi sao Đĩa bụi này được gọi là đĩa tàn dư, bên trong đĩa bụi vẫn tiếp tục được tạo ra qua sự va chạm của các tiểu hành tinh, hay sự bay hơi của các sao chổi

Đĩa tiền hành tinh đã được phát hiện xung quanh các SLN và sao có khối lượng cực thấp trẻ (kiểu phổ ≥ M5) trong các vùng hình thành sao như Taurus, Ophiuchi,…Các quan sát cho thấy đĩa của các SLN trẻ có những dấu hiệu của sự hình thành hành tinh như sự kết tinh, tăng kích thước của bụi (Apai và cộng sự 2005; Phan-Bao và cộng sự 2008, 2011) Đĩa tàn dư đã được tìm thấy xung quanh một số sao lùn

kiểu phổ M Đặc biệt việc phát hiện hệ bảy hành tinh kiểu Trái Đất xung quanh ngôi sao lùn cực lạnh M8 TRANPPIST-1 (Gillon và cộng sự 2016) đã cho thấy sự hình thành các hành tinh kiểu Trái đất xung quanh SLN và sao có khối lượng cực thấp Điều đó cũng chứng tỏ các giai đoạn tiến hóa của SLN có những đặc điểm tương tự như các sao thông thường Như vậy, những phát hiện và nghiên cứu về tính chất của đĩa bụi xung quanh các SLN trẻ giúp hiểu rõ hơn về nguồn gốc của SLN và sự hình thành hành tinh xung quanh loại sao này

Trên những cơ sở đã nói trên, dưới sự hướng dẫn của ThS Nguyễn Thành Đạt tôi đã chọn đề tài: “Khảo sát một số đặc tính của đĩa bụi xung quanh các ngôi sao lùn có kiểu phổ M-trễ trong nhóm sao trẻ lân cận Mặt trời” nhằm cung cấp các chỉ dẫn quan trọng để phát hiện và nghiên cứu tính chất của đĩa xung quanh các SLN

Mục tiêu của khóa luận là tìm kiếm các ứng viên SLN trẻ có đĩa bụi trong các nhóm sao trẻ lân cận Mặt trời Sau đó phân tích một số tính chất của đĩa như nhiệt độ bụi, tỷ số độ trưng của đĩa, từ đó phân loại dạng đĩa (đĩa tiền hành tinh, đĩa chuyển tiếp hay đĩa tàn dư) Trong quá trình thực hiện khóa luận em đã sử dụng một số thuật toán bằng ngôn ngữ lập trình fortran để ước tính các tính chất của đĩa và sử dụng chương trình con pgplot( thư viện đồ họa) để hiển thị hình ảnh

Đề tài sẽ mang một cái nhìn khái quát hơn về tính chất của các sao lùn nâu trẻ trong độ tuổi dưới 200 triệu năm Cũng là cơ sở cho các nghiên cứu về sự hình thành

và phát triển của sao lùn nâu

Nội dung khóa luận có bố cục như sau:

Chương 1: Tổng quan về sao lùn nâu

Chương 2: Đĩa bụi xung quanh sao lùn nâu và sao có khối lượng rất thấp Chương 3: Khảo sát các sao lùn nâu có kiểu phổ M-trễ trong những nhóm sao trẻ lân cận Mặt trời

Chương 4: Xác định một số tính chất vật lí của đĩa bụi xung quanh các ứng cử viên trong những nhóm sao trẻ

Chương 1: TỔNG QUAN VỀ SAO LÙN NÂU

1.1 Sao lùn nâu

1.1.1 Sao lùn nâu

Sao lùn nâu (SLN) là các vật thể có khối lượng nằm trong khoảng từ 13 đến

75 M J (1M =1,899.10 kg27

J : khối lượng Mộc tinh), 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 Hình 1.1.1 minh họa về kích thước của sao lùn nâu so với Mặt trời, sao khối lượng thấp, Mộc tinh và, Trái đất

1.1.2 Các tính chất vật lý của sao lùn nâu

1.1.2.1 Khối lượng

Khối lượng là tính chất vật lý cơ bản nhất của sao lùn nâu vì nó quyết định tất

cả các tính chất khác, chẳng hạn như nhiệt độ, bán kính, kiểu phổ Dựa vào các mô hình tiến hóa lí thuyết [11], khối lượng của SLN được ước tính trong khoảng 13 đến

75 khối lượng Mộc tinh, tương ứng với 0,013 đến 0,075 khối lượng Mặt trời (1 MMặt trời = 1,989.1030kg) Các phép đo khối lượng trực tiếp của SLN được khảo sát cho thấy khoảng giá trị này là phù hợp [39]

Hình 1.2 Nhiệt độ ước tính của SLN có kiểu phổ từ Y, T, L, M.[6]

1.1.2.3 Bán kính

SLN già có bán kính gần như bằng bán kính sao Mộc (1R =7,78.10 kmJ 8 : bán kính sao Mộc) đối với các SLN già ( khoảng 1 tỉ năm tuổi) [6] Đối với SLN kiểu Mặt trời có bán kính lớn hơn, lớn hơn 3 lần bán kính SLN già, bán kính SLN tùy thuộc vào độ tuổi của chúng do trong giai đoạn hình thành các SLN chưa co rút đến bán kính cuối cùng của nó

Bán kính SLN có thể bị ảnh hưởng của từ trường , yếu tố này làm gia tăng

đáng kể từ 10-15% bán kính [17]

1.1.2.4 Kiểu phổ

* Các sao trên dãy chính: Các sao thông thường ở dãy chính được phân loại theo các lớp phổ từ nóng nhất đến lạnh nhất O, B, A, F, G, K, M Nhiệt độ của sao giảm dần từ O đến M Ví dụ như: sao có lớp phổ O là nóng nhất, giảm dần đến sao có lớp phổ M là lạnh Bên trong các lớp phổ còn chia ra thành 10 lớp nhỏ( từ 0 đến 9) Trong đó A0 là nóng nhất, giảm dần đến A9 là lạnh nhất Mặt trời là loại G2

* Các sao thông thường, sao lùn nâu và hành tinh

Sao Sao lùn nâu Hành tinh

- Sao lùn nâu được phân loại vào kiểu phổ M-muộn (≥ M5) , L, T và Y + Đối với các sao lùn nâu 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 sao lùn nâu lớp phổ L: Các oxide kim loại biến mất nhanh chóng, thay vào đó các dải hấp thụ của kim loại hydride mạnh( như: FeH,CrH, MgH, CaH)

và các dải hấp thụ của alkali nổi bậc (như: NaI, KI, CsI, RbI)

+ Đối với các sao lùn nâu lớp phổ T: Năm 2002 một số nhà khoa học đã khám phá sao lùn methane (CH4) và dẫn đến định nghĩa lớp phổ mới T cho sao lùn nâu lạnh hơn sao lùn lớp phổ L

+ Đối với các sao lùn lớp phổ Y: được cho rằng thậm chí còn lạnh hơn lớp phổ

T, phổ hồng ngoại gần (NIR) của chúng phải có NH3 đủ để xếp vào một lớp phổ mới

Hình 1.3 Các sao trong dãy chính được sắp xếp từ O đến M

Về mặt lí thuyết lớp phổ Y được đề xuất cho các SLN siêu lạnh có nhiệt độ dưới 600K

1.2 Quá trình hình thành và tiến hóa của sao lùn nâu

1.2.1 Sự hình thành như các sao thông thường

Các ngôi sao hình thành từ các đám mây phân tử khổng lồ Đám mây phân tử có thành phần chủ yếu là các phân tử khí, trong đó có nhiều nhất hydrogen và carbon monoxide Và thành phần quan trọng khác là bụi có kích thước rất nhỏ ( từ vài đến vài chục micromet), tại đây các nguyên tử hydrogen ( hay các nguyên tử khác) gặp nhau và kết hợp tạo thành phân tử Trong quá trình đám mây phân tử co lại dưới tác dụng của lực hấp dẫn, khối lượng riêng trung bình của chúng tăng lên Khi sự co lại diễn ra đủ mạnh và càng lúc càng nhanh hơn trong các vùng có mật độ cao, đám mây phân tử dần tan vỡ thành một lượng lớn đám mây riêng lẽ Các đám mây riêng lẽ này các là khối khí và bụi (gọi là lõi tiền sao) Các lõi tiền sao sẽ bắt đầu co rút dưới tác dụng của lực hấp dẫn của chính nó, khởi đầu cho quá trình hình thành sao

Qúa trình co rút của lõi tiền sao chỉ có thể xảy ra khi lõi tiền sao có khối lượng lớn hơn hoặc bằng khối lượng Jeans (khối lượng tối thiểu để trọng lực của vật thể Hình 1.4 Vùng phổ hồng ngoại gần (NIR) của các sao lùn nâu kiểu M, L,

T và Mộc tinh[20]

thắng được các lực chống đỡ và bắt đầu co rút hấp dẫn) Qúa trình tiến hóa của các tiền sao bắt đầu co rút có thể chia làm hai giai đoạn: Giai đoạn ẩn mình và giai đoạn

lộ diện

Giai đoạn 1: Thời kì ẩn mình

Khi trọng lực của lõi tiền sao thắng các lực chống đỡ thì khối lượng của lõi tiền sao lớn hơn khối lượng tối thiểu Jeans và lõi tiền sao bắt đầu co rút hấp dẫn Sau khi lõi tiền sao bắt đầu co rút hấp dẫn hình thành tiền sao, các hạt vật chất vẫn tiếp tục bị lực hấp dẫn hút vào, nhưng do động năng quay khác nhau, những hạt có động lượng quay nhỏ thì rơi vào một mặt phẳng ở ngoài rìa cắt ngang tiền sao, tạo thành một đĩa bồi đắp xung quanh tiền sao (đĩa tiền hành tinh) và những hạt có động lượng quay lớn thì rơi vào đĩa bồi đắp ở vị trí tiền sao xa hơn

- Khi tiền sao trung tâm và đĩa tiền hành tinh đã hình thành, vật chất từ môi trường xung quanh vẫn tiếp tục rơi vào đĩa tiền hành tinh và di chuyển vào trung tâm nhưng

Hình 1.5 Các giai đoạn hình thành sao lùn nâu

chỉ khoảng 50 % vật chất tiếp tục bồi đắp cho lõi tiền sao Phần còn lại được trả ngược trở lại ra môi trường bên ngoài thông qua luồng phụt lưỡng cực phân tử khí, vuông góc với mặt phẳng đĩa

- Bởi vì khởi điểm của giai đoạn tiền sao được tính ngay từ lúc lõi tiền sao co rút, hầu hết vật chất tồn tại cuối cùng trong ngôi sao được bồi đắp ở thời kì ẩn mình này

Giai đoạn 2: Thời kì lộ diện

Bắt đầu giai đoạn này luồng phụt đã phá vỡ được vỏ bọc bên ngoài và dần tan biến, chỉ còn tiền sao trung tâm và đĩa tiền hành tinh Lúc này tiền sao đã gom đủ khối lượng và xảy ra các phản ứng hạt nhân sau đó trở thành một ngôi sao thực thụ

1.2.2 Các giả thuyết hình thành và tiến hóa của sao lùn nâu

1.2.2.1 Mô hình sao lùn nâu hình thành như các sao thông thường khối lượng thấp

1.2.2.1.1 Sự phân mảnh hỗn loạn

Trong đám mây phân tử có sự nhiễu loạn siêu âm ( từ vụ nổ của ngôi sao khổng lồ ) đã tạo ra các vùng có vận tốc rất cao Động năng của dòng chảy hỗn loạn siêu âm thường lớn hơn 100 lần năng lượng chuyển động nhiệt Dòng chảy hỗn loạn siêu âm này tập hợp, ghép và nén thành một khối khí tạo nên khối khí và bụi có khối lượng rất thấp, đủ dày và nặng để co rút hấp dẫn thành tiền sao lùn nâu hoặc tiền sao có khối lượng thấp Còn những khối khí và bụi có khối lượng dưới khối lượng tới hạn sẽ trôi theo dòng chảy hỗn loạn Đây được gọi là quá trình phân mảnh hỗn loạn

Tuy nhiên đây chỉ là giả thuyết nên việc kiểm chứng giả thuyết vẫn chưa được thực hiện

1.2.2.1.2 Sự phân mảnh hấp dẫn

Các sao thông thường có khối lượng trung bình đến lớn, được hình thành từ đám mây phân tử theo mục 1.2.1 Các ngôi sao này sẽ liên kết hấp dẫn với nhau tạo thành hệ sao Hệ sao này tạo ra trọng lực hấp dẫn trong đám mây phân tử hỗn loạn, hút khí vào trong Trọng lực sẽ nén các khí này thành dòng khí dạng sợi Dòng khí dạng sợi bị nén bởi thế năng hấp dẫn của hệ sao và trọng lực hấp dẫn của chính nó Các khối khí này có mật độ đủ cao sẽ co rút lại và hình thành lõi tiền sao Các lõi tiền sao này sẽ hình thành sao lùn nâu và sao có khối lượng thấp

1.2.2.2 Cơ chế đẩy ra

Nhiều nghiên cứu về các sao thuộc dãy chính và sao đã tiến hóa cho thấy có khoảng 15% đến 20% các sao là các hệ gồm nhiều vật thể tiền sao ( ít nhất 3 tiền sao) Trong hệ nhiều vật thể tiền sao này một thành viên có khối lượng rất thấp có thể bị đẩy ra khỏi hệ Vì những phôi tiền sao này có khối lượng rất thấp, chúng bị mất kén khí và do không thể tự bồi đắp khí để tăng khối lượng nên chúng duy trì khối lượng thấp của mình và sẽ trở thành sao lùn nâu hoặc sao có khối lượng thấp hoặc vật thể có khối lượng hành tinh

Những quan sát thực nghiệm không ủng hộ cơ chế này Do đó có thể một số ít sao lùn nâu được tạo ra bởi mô hình này nhưng không phải là tất cả sao lùn nâu

1.3 Vùng tìm kiếm, phát hiện sao lùn nâu

1.3.1 Vùng lân cận mặt trời

Vùng lân cận Mặt trời được xem như một vùng không gian hình cầu có bán kính khoảng dưới 200 parsec (pc) tính từ Mặt trời ( 16

1ps=3,08568.10 m, tính từ Mặt trời) Đây là nơi theo lý thuyết vẫn còn một số lượng lớn sao lùn nâu và vật thể có khối lượng thấp chưa được phát hiện Do ánh sáng phát ra từ các sao lùn nâu rất yếu nên việc tìm kiếm, phát hiện chúng ở khoảng cách gần ( trong vùng lân cận Mặt trời)

sẽ có ích khi nghiên cứu về các đặc tính của sao lùn nâu

1.3.2 Vùng hình thành sao

Dải Ngân hà của chúng ta có rất nhiều vùng hình thành sao khác nhau như: Rho Ophiuchi (125pc), Taurus (140), TW Hydrae (55pc),… Chúng có khoảng cách

từ 50 pc đến vài trăm pc tính từ Mặt trời Đặc biệt các vùng này có độ tuổi khoảng vài triệu năm - tương đối trẻ so với tuổi của Mặt trời (4,5 tỷ năm) Các vùng hình thành sao mang lại cơ hội phát hiện SLN khi độ sáng của chúng cao nhất, chứng kiến các giai đoạn hình thành sớm nhất của chúng, kiểm tra được các đặc tính của chúng thay đổi như thế nào theo các điều kiện hình thành sao Do đó, các vùng hình thành sao là nơi phù hợp để tìm kiếm những sao lùn nâu trẻ hay các tiền sao lùn nâu đang trong giai đoạn hình thành để hiểu rõ hơn về sự hình thành của chúng

Chương 2: ĐĨA BỤI XUNG QUANH SAO LÙN NÂU VÀ SAO CÓ KHỐI LƯỢNG RẤT THẤP

2.1 Đĩa bụi xung quanh sao lùn nâu và sao có khối lượng rất thấp

Đĩa bụi là cấu trúc đặc biệt tồn tại và hình thành trong suốt các giai đoạn tiến hóa của ngôi sao Các nghiên cứu về đặc tính và quá trình bên trong đĩa là chìa khóa

để khám phá sự hình thành ngôi sao và các hành tinh xung quanh Đĩa bụi đã được tìm thấy và nghiên cứu xung quanh nhiều loại sao khác nhau, từ các sao khổng lồ loại

A, các sao kiểu Mặt trời và các sao có khối lượng rất thấp ( sao VLM, Msao < 0,3 MMặt trời), đặc biệt là SLN Đĩa bụi xung quanh SLN và sao VLM có kích thước tương đối nhỏ so với các sao thông thường Nội dung phần này sẽ trình bày tổng quan về sự tiến hóa của đĩa bụi, đĩa tiền hành tinh, đĩa chuyển tiếp và đĩa tàn dư xung quanh SLN và sao VLM

2.1.1 Sự tiến hóa của đĩa bụi

Đĩa bụi và khí đặc được hình thành xung quanh lõi tiền sao trong các giai đoạn đầu tiên (giai đoạn 1 và 2) gọi là đĩa tiền hành tinh Bên trong đĩa, quá trình kết tinh các hạt vật chất, va chạm hấp dẫn tạo thành các tiểu hành tinh và lõi tiền hành tinh Sau khoảng 6 triệu năm (xem biểu đồ 2.1), phần khí và bụi của đĩa xung quanh các sao kiểu Mặt trời dần bị phân tán và mất đi do quá trình bồi đắp của ngôi sao và hành tinh [28] Một số sao VLM và SLN có thể có thời gian sống dài hơn Một số ngôi sao trải qua giai đoạn ngắn với đĩa nghèo khí và bụi nguyên thủy, gọi là đĩa chuyển tiếp [9,14,43] Khi giai đoạn hình thành hành tinh kết thúc, bụi nguyên thủy không còn Bụi xung quanh ngôi sao tiếp tục được tạo thành qua quá trình va chạm liên tục của các tiểu hành tinh, bốc hơi của các sao chổi với nhân cấu tạo từ bằng và khí Thành phần bụi thứ cấp này, cùng với các tiểu hành tinh, sao chổi được tạo thành trong giai đoạn trước tạo thành đĩa tàn dư của ngôi sao Một số nghiên cứu còn phát hiện được một số ngôi sao có đĩa tàn dư được hình thành từ phần còn lại của một đĩa nguyên thủy bị phân tán [45]

2.1.2 Đĩa tiền hành tinh và đĩa chuyển tiếp

Đĩa tiền hành tinh đã được phát hiện xung quanh một số các lõi tiền sao lùn

nâu giai đoạn 1 [23] và nhiều sao lùn nâu giai đoạn 2 [23] Đĩa của SLN tương đối

nhỏ, thay đổi từ vài chục đến dưới 150 đơn vị thiên văn tùy theo lớp phổ của SLN

Một số mô hình tính toán chỉ ra chỉ 5% các SLN có đĩa lớn hơn 10 đvtv, tuy nhiên

nghiên cứu của Scholz et al 2006 ước tính bán kính đĩa của 20 SLN trẻ trong vùng

Taurus cho thấy 25 % trong số được khảo sát có đĩa lớn hơn 10 đvtv , một nghiên cứu

khác cũng tìm thấy SLN có đĩa lớn hơn 20 đvtv Kết quả về việc đo bán kính đĩa SLN

đã ủng hộ cơ chế hình thành giống sao thông thường

Các quá trình kết tinh vật chất, va chạm hấp dẫn đã được phát hiện trong đĩa

của một số SLN trẻ ở các vùng hình thành sao [15,36,37] đã chứng tỏ hành tinh có

Độ tuổi (triệu năm)

Hình 2.1 Sự phát triển của đĩa tiền hành tinh Đĩa tiền hành tinh có nhiều vòng

đời và hầu hết phần khí và bụi trong đĩa sao như mặt trời năm mất sau 6 triệu năm

[19]

thể hình thành xung quang các vật thể khối lượng rất thấp Khối lượng của đĩa quanh SLN rất nhỏ so với các sao kiểu Mặt trời, khoảng vài chục khối lượng Trái Đất [44] nên quá trình kết tinh của bụi, tính chất của hành tinh xung quanh các sao này còn nhiều điều cần giải đáp

Ở một số vật thể khối lượng thấp, sự hiện diện phát xạ H trong quang phổ khả kiến giúp cho chúng tôi biết được có tồn tại khí trong đĩa, điều đó chứng tỏ vật thể đang chuyển đến trạng thái đĩa chuyển tiếp Trong các cuộc khảo sát chúng tôi không tìm thấy đĩa chuyển tiếp có độ tuổi nhỏ hơn 20 triệu năm Tuy nhiên thời gian phân tán đĩa chuyển tiếp được biết là nhỏ hơn đối với ngôi sao có khối lượng lớn, và lớn hơn đối với những ngôi sao có khối lượng như Mặt trời Do đó chúng có thể tồn tại lâu hơn đối với sao lùn nâu và sao có khối lượng thấp

2.2 Các tính chất cơ bản của đĩa bụi

2.2.1 Nhiệt độ bụi

Nhiệt độ của bụi trong đĩa tàn dư không đồng đều và phụ thuộc vào vị trí Để đơn giản khi xây dựng mô hình của đĩa tàn dư, bụi trong đĩa được coi như là vật đen tuyệt đối Khi đó nhiệt độ bụi chính là nhiệt độ của vật đen tuyệt đối

2.2.2 Khối lượng bụi

Khối lượng bụi trong đĩa là một trong những thông số vật lí quan trọng để mô

tả quá trình phát triển của đĩa bụi xung quanh ngôi sao

Khối lượng bụi nhìn thấy trong đĩa tàn dư thấp hơn khối lượng của đĩa tiền hành tinh, như được minh họa trong Hình 3, cho thấy khối lượng bụi thu được từ các quan sát dưới milimét của đĩa tàn dư và đĩa tiền hành tinh

Khối lượng bụi trong đĩa tàn dư là một phần nhỏ của khối lượng bụi trong đĩa tiền hành tinh Người ta cho rằng quá trình tiến hóa của đĩa tiền hành tinh không biến

mất 100% mà còn sót lại đĩa tàn dư

Hình 2.2 Khối lượng bụi trong đĩa tiền hành tinh và đĩa tàn dư xung quanh ngôi sao có kiểu phổ từ A,F,G,K và M.[29]

2.2.3 Bán kính đĩa

Bán kính của đĩa bụi thay đổi theo kiểu phổ và độ tuổi của ngôi sao Năm

2002, Matthew R Bate khảo sát 18 SLN, 14/18 SLN cho bán kính cỡ 20 đơn vị thiên văn Trong số 4 SLN còn lại, 3 SLN không có đĩa, chỉ có 1 SLN có bán kính đĩa lớn

60 đơn vị thiên văn Các SLN có kiểu phổ M thường có bán kính đĩa nhỏ hơn, cỡ 10 đơn vị thiên văn.(AU) Còn các sao có kiểu phổ A có bán kính đĩa có thể lên đến vài trăm AU Tuy nhiên, dựa vào thông lượng quan sát ở vùng hồng ngoại xa và nhiệt độ bụi, bán kính đĩa được ước tính thường nằm trong khoảng từ 5 AU đến 200 AU

2.3 Những nhóm sao trẻ trong vùng lân cận Mặt trời

Vùng bao quanh mặt trời với khoảng cách dưới 200pc là nơi theo lý thuyết vẫn còn một số lượng lớn sao lùn nâu và vật thể có khối lượng thấp chưa được phát hiện Trong hai thập kỉ qua nghiên cứu của nhiều nhà thiên văn học đã phát hiện một

số các sao Nhiều ngôi sao trong số này có tuổi từ ~ 8 triệu năm đến gần 200 triệu năm Vì những nhóm sao này rất gần trái đất, chúng cung cấp một số mẫu tốt nhất cho vật lí thiên văn học để khảo sát sự tiến hóa ban đầu của các SLN và sao có khối

Độ tuổi của ngôi sao có thể phụ thuộc vào vị trí, phép đo lithium, độ sáng của

sao, vận tốc xuyên tâm, phát xạ H …

- Danh sách các thành viên chính bao gồm 27 nhóm sao trẻ: TWA, βPMG, THA, CAR, COL, ARG, và 22 nhóm sao khác được mô tả dưới hình 2.3

Và dưới đây là cập nhật danh sách một số nhóm sao trẻ trong vùng lân cận Mặt trời(<200pc)

Bảng 2.3 Danh sách một số nhóm sao trẻ trong vùng lân cận Mặt trời bao gồm các tính chất vật lí như khoảng cách và độ tuổi trung bình

Tên nhóm sao Ký hiệu Khoảng

cách (pc)

Độ tuổi trung bình (triệu năm)

Hình 2.3 Bầu trời phân bố các sao trẻ Hầu hết các thành viên sao trẻ đều nằm ở Nam bán cầu, với một số trường hợp ngoại lệ (UMA, CBER, PLE, HYA, TAU, 118TAU)

Nhóm Coma Berenices CBER 85 560

Bức xạ dư hồng ngoại là bức xạ nằm ở vùng hồng ngoại xa và dưới mm, bức

xạ này có nguồn gốc từ bức xạ của ngôi sao chủ, bị bụi trong đĩa hấp thụ rồi tán xạ

trở lại Chúng tôi có thể phát hiện dấu hiệu đĩa bụi xung quanh các ngôi sao thông qua bức xạ dư hồng ngoại

Barrado y Navascue´s et al (1999) nghiên cứu các sao trẻ nhất trong các sao lùn trên vị trí ở dãy chính bao gồm: GJ 182, 799 và 803

Dưới đây là 2 hình ảnh SED biểu hiện sự dư thừa bức xạ dư hồng ngoại

Hình 2.4 Hai mô hình phân bố phổ theo năng lượng của vật thể GJ 182 và GJ 803.[29]

H.Avenhaus và cộng sự (2012), đã khảo sát bức xạ dư hồng ngoại của hơn 84 ứng cử viên sao trẻ Hai sao lùn có kiểu phổ M là GJ 570 B và GJ 570 C cho thấy mức dư thừa tại W3 và W4, nhưng sau khi kiểm tra hình ảnh WISE thì họ nhận thấy bức xạ không thật sự từ bụi mà do ảnh hưởng từ môi trường Vì thế họ kết luận rằng không có bức xạ dư hồng ngoại cho hai sao lùn này Cùng mẫu nghiên cứu đó SCR 1845-6357 A có kiểu phổ M8.5 có bức xạ dư hồng ngoại tại W3 và W4 Khảo sát hơn

84 ứng cử viên sao lùn M, họ chỉ thu được gần 1,3% các SLN có đĩa bụi Tỉ lệ phát hiện đĩa bụi của SLN có kiểu phổ M thấp hơn bất kì các kiểu phổ khác Để giải thích vấn đề này, các nhà nghiên cứu cho rằng không thể giải thích một cách đơn giản bởi cuộc khảo sát của họ chưa thật sự sâu và các thiết bị chưa có độ chính xác cao.[21]

Forbrich và cộng sự (2008 ) tìm thấy bức xạ hồng ngoại ở W4 trong cụm NGC

2547 cho thấy khoảng 4,3% sao lùn M có dấu hiệu đĩa bụi, trong khi đó Binks & Jeffries (2017) tìm thấy bức xạ dư hồng ngoại tại W4 của sao lùn M có độ tuổi dưới

30 triệu năm khoảng 13% [40]

Cùng ý tưởng của Rici Vào năm 2016, Testi cùng các cộng sự, bằng xác định bức xạ dư hồng ngoại, cho rằng đĩa tiền hành tinh xung quanh SLN trong nhóm Ophiuchus có tận 65% mục tiêu có dấu hiệu của đĩa bụi Khối lượng đĩa từ 0.5 đến 6.3% khối lượng trái đất ( tương thích với số liệu năm 2012 Rici ) Cùng khảo sát Testi cho biết đĩa của SLN trong nhóm Taurus lớn hơn nhiều so với nhóm Ophiuchus.[26]

Chương 3: KHẢO SÁT CÁC SAO LÙN CÓ KIỂU PHỔ M-TRỄ TRONG NHỮNG NHÓM SAO TRẺ LÂN CẬN MẶT TRỜI

3.1 Mẫu nghiên cứu

Mẫu nghiên cứu gồm 83 sao lùn có kiểu phổ M-trễ (từ M5.0 đến M9.0), nằm trong vùng lân cận mặt trời (khoảng cách dưới 200 parsec tính từ mặt trời) Các sao lùn này đã được phát hiện từ cuộc khảo sát DENIS, 2MASS và đã được ước tính kiểu phổ trong các nghiên cứu trước đó [8,34,35] Trong số các vật thể, J004135.3-562112

là hệ sao đôi trẻ có kiểu phổ M5.0+M9.0 [3], J041048.0-125142 là hệ sao ba có kiểu phổ M5.5+M8.0+M8.5 [45], J044634.1-262756 là hệ sao đôi có kiểu phổ M6.0+M6.0 [40] và J141159.9-413221 là hệ sao đôi có kiểu phổ M6.0+L1 [27]

Dữ liệu quan sát được thu thập từ cơ sở dữ liệu của trang Vizier thuộc trung tâm dữ liệu của đài thiên văn Strasbourg (Pháp) Cấp sao nhìn thấy của các sao lùn được lấy ở vùng bước sóng hồng ngoại từ băng I của DENIS (0,89μm), các băng của 2MASS gồm J (1,2μm), H (1,7μm), K (2,2μm) và các băng của WISE gồm W1 (3,4μm), W2(4,6μm), W3 (11,6μm) Và W4(22μm)

Khoảng cách được tính toán từ dữ liệu thị sai hằng năm của dự án Gaia EDR3 năm 2020 [Gaia Collaboration, 2020] Ngoài ra chúng tôi cũng sử dụng dữ liệu về chuyển động riêng theo xích kinh và xích vĩ của vật thể từ Gaia EDR3 Dữ liệu quan sát của 83 sao lùn kiểu M-trễ được trình bày ở phụ lục 1

3.2 Công cụ BANYAN Σ và khảo sát thành viên của các nhóm sao trẻ lân cận Mặt trời

3.2.1 Công cụ BANYAN

BANYAN Σ là công cụ được Gagné và cộng sự phát triển dựa trên thuật toán phân tích Bayesian để xác định xác suất thuộc các nhóm sao trẻ lân cận mặt trời của các ngôi sao hay một số vật thể khác [17] Công cụ hiện tại bao gồm 27 nhóm sao trẻ có độ tuổi trong khoảng 1 – 800 triệu năm trong phạm vi 200 parsec tính từ Mặt trời, được mô hình hóa với hàm Gauss đa biến trong không gian sáu chiều gồm các tọa độ vị trí không gian (XYZ) và vận tốc không gian (UVW) Đây là công cụ đầu tiên có khả năng phân loại nhiều nhóm sao gần từ các vùng hình thành sao khác nhau như Sco-Cen OB, cụm IC 2602, IC 2391, Pleiades và Platais 8, ρ Ophiuchi, Corona Australis, và Taurus Thuật toán có thể tính toán xác suất thuộc nhóm sao của vật thể

với chỉ hai dữ liệu đầu vào là tọa độ xích đạo và chuyển động riêng, một số dữ liệu khác gồm thị sai hàng năm, vận tốc hướng tâm và khoảng cách được tính từ sơ đồ kiểu phổ và cấp sao có thể được bổ sung để kết quả tính toán chính xác hơn BANYAN Σ được viết bằng các ngôn ngữ khác nhau như IDL hay Python, dạng trực tuyến trên mạng của công cụ cũng được phát triển ở trang web

3.2.2 Khảo sát thành viên của các nhóm sao trẻ lân cận Mặt trời

Chúng tôi truy cập vào công cụ web BANYAN Σ, sau đó nhập các thông tin

dữ liệu về xích kinh, xích vĩ, chuyển động riêng và thị sai hằng năm cùng các sai số tương ứng từ Gaia EDR3 Công cụ sẽ tự động thực hiện tính toán và trả lại kết quả xác suất thuộc các nhóm sao trẻ của mỗi vật thể, như trên hình 3.1

Kết quả khảo sát cho thấy 83 sao lùn kiểu M-trễ trong mẫu có xác suất cao thuộc các nhóm sao trẻ tám vật thể trong số đó có xác suất cao trên 70% thuộc 27 nhóm sao đã biết trong vùng lân cận Mặt trời Riêng J154607.5-625804 có khả năng thuộc một trong hai nhóm sao Argus (41.0%) hoặc Beta Pictoris (33.1%) và J153831.6-103850 có thể thuộc nhóm Upper Scopius (25.4%) hay một nhóm khác Bảng 3.1 trình bày kết quả tính toán xác suất thuộc các nhóm sao trẻ của mười vật thể trong mẫu

Tuy nhiên, các khảo sát nhóm sao bằng công cụ BANYAN Σ mới chỉ là những dự đoán ban đầu dựa trên các so sánh về vị trí, vận tốc của vật thể với nhóm sao Do đó, những phân tích sâu hơn về tính chất của vật thể cần được thực hiện thì mới có thể xác nhận vật thể có thực sự thuộc nhóm sao đó hay không

Hình 3.1 Giao diện tính toán xác suất nhóm sao của công cụ trực tuyến BANYAN

Σ

Bảng 3.1 Xác suất thuộc các nhóm sao trẻ của mười sao lùn có kiểu phổ M- trễ

J154607.5-625804 Argus (ARG) và

Pictoris

41% và 33.1%

3.3 Mô hình phân bố phổ theo năng lượng

Mô hình phân bố theo năng lượng (Spectral energy distribution – SED) được xây dựng để biểu diễn thông lượng bức xạ của ngôi sao ở các bước sóng khác nhau

Mô hình giúp xác định được nguồn gốc bức xạ phát ra từ ngôi sao hay thành phần bụi xung quanh qua hiện tượng bức xạ dư ở vùng hồng ngoại, từ đó phát hiện được dấu hiệu của đĩa bụi xung quanh ngôi sao Trên cơ sở đó, chúng tôi tiến hành xây dựng

mô hình SED cho các vật thể trong mẫu

Đầu tiên, chúng tôi sẽ làm khớp các dữ liệu quan sát của vật thể với các mô hình phổ lý thuyết của ngôi sao dựa trên phương pháp bình phương tối thiểu (least-square) Mô hình phổ lý thuyết được sử dụng ở đây dựa trên mô hình CIFIST2011 BT-Settl của Allard và cộng sự xây dựng cho sao có khối lượng cực thấp và sao lùn nâu trong nghiên cứu [16] Các mô hình này có nhiệt độ hiệu dụng hiệu dụng T eff

trong khoảng từ 1800K đến 3700K tương ứng với các sao lùn có kiểu phổ từ M5 đến L1, hệ số trọng lực log gtrong khoảng từ 3,5 đến 6,0 và tỉ lệ các nguyên tố nặng so với hiđrô và hêli tương tự như Mặt trời [M/H] = 0 Các giá trị cấp sao nhìn thấy của DENIS, 2MASS và WISE được chuyển đổi thành mật độ thông lượng f bằng cách

sử dụng các giá trị chuẩn trong các nghiên cứu của Cohen et al 2003, Fouqué et al

2000, Wright et al 2010, Cutri et al 2003, Gagné et al 2015c, Bell et al 2015, Stephens et al 2009, Pecaut & Mamajek 2013 Các giá trị thông lượng tương ứng với các bước sóng quan sát suy từ các mô hình phổ lý thuyết để so sánh với thông lượng thực tế Thông lượng f, prep(erg.cm-2.s-1) tính toán từ các mô hình lý thuyết được định nghĩa bởi công thức:

,prep ,mod

Trong đó: f,mod(erg.cm-2.s-1) là mật độ thông lượng ở bước sóng λ trong các

mô hình lý thuyết

2 2

R

D

a  là hệ số khớp phổ lý thuyết tương ứng với mỗi vật thể, R là bán kính của ngôi sao được suy ra từ các mô hình lý thuyết và D là khoảng cách của ngôi sao đến Trái đất

Chúng tôi tính toán hệ số bình phương ứng với mỗi mô hình theo công thức:

2 , 2

với N là số băng quan sát của vật thể

Các giá trị 2 được so sánh và mô hình có giá trị 2 nhỏ nhất sẽ được chọn

để làm phổ lý thuyết mô tả các tính chất của vật thể Các băng được chọn để làm khớp với phổ lý thuyết của vật thể là băng I-DENIS, J, H và Ks của 2MASS, W1-WISE

Với các ứng viên có dấu hiệu của đĩa, sau khi xây dựng mô hình SED của vật thể thì chúng tôi cũng xây dựng thêm mô hình SED của đĩa trên các dữ liệu quan sát của WISE Mô hình này được xây dựng từ mối liên hệ giữa thông lượng quan sát và các tính chất của bụi trong đĩa [29]:

,disk M disk2 ( d)

Trong đó M d là khối lượng đĩa (g)

d là khoảng cách từ ngôi sao đến Trái đất (parsec)

v

 là hệ số hấp thụ của bụi ở bước sóng quan sát (cm2/g)

2 5

là công thức Planck ứng với bức xạ tại nhiệt độ bụiTd

Một thuật toán phân tích dựa trên phương pháp kiểm định Chi bình phương 2

 được xây dựng với các tham số M disk,T dlà các tham số tự do Cặp giá trị ,

M T được chọn tương ứng với giá trị 2 cực tiểu, phổ năng lượng của đĩa có dạng tương tự như phổ của vật đen tại nhiệt độ T d Sau đó phổ lý thuyết ứng với vật thể được cộng với phổ của đĩa để tạo thành mô hình SED của ngôi sao với đĩa xung quanh Dựa trên mô hình SED, chúng tôi có thể xác định được một số tính chất vật

lý của ngôi sao như nhiệt độ, hệ số hấp dẫn và nhiệt độ bụi của đĩa

3.4 Phương pháp xác định các ứng cử viên có hiện tượng bức xạ dư hồng ngoại

Bức xạ dư hồng ngoại là dấu hiệu để nhận biết sự tồn tại của đĩa xung quanh vật thể Để xác định các ứng viên có hiện tượng bức xạ dư hồng ngoại, chúng tôi xác định hệ số bức xạ ở các băng WISE theo công thức:

, rp ep f

trong đó flà thông lượng tại bước sóng quan sát với sai số là f

Các vật thể có bức xạ dư đáng kể nếu hệ số bức xạ S của chúng ở các băng W3 và W4 lớn hơn 3 f



Ngoài ra, chúng tôi cũng xét thêm một điều kiện khác liên quan đến W3 và W4 tương tự trong nghiên cứu của Boucher và cộng sự [4] để tăng tính chính xác khi phân tích:

W3 W3

W3, r

1,5

p ep

f p

f

W4 W4

W4, r

3 10

p ep

f p

f

Tuy nhiên, khi sử dụng các điều kiện trên, các ứng viên được phát hiện có thể rơi vào trường hợp là bức xạ không thật sự từ bụi của đĩa mà do chúng ở gần một nguồn sáng khác hay tọa độ của vật thể không chính xác Vì vậy, chúng tôi còn thực hiện bước phân tích sâu hơn dựa trên hình ảnh của vật thể tại các băng W3 và W4 bằng phần mềm SAO Image DS9 (xem hình 3.2) để xác nhận các vật thể thực sự có bức xạ dư hồng ngoại Các hình ảnh của vật thể ở W3 và W4 có thể tải xuống ở trang web http://irsa.ipac.caltech.edu/ Nếu ảnh của vật thể hiện lên rõ ràng tại vị trí tọa độ xích đạo của nó, không bị ảnh hưởng bởi các nguồn khác ở gần xung quanh nó đặc biệt là ở băng W4 với độ phân giải là 16.5” thì có thể khẳng định vật thể có hiện tượng bức xạ dư hồng ngoại thực sự Trong trường hợp ảnh của vật thể bị nhiễu bởi các nguồn khác hay không có dấu hiệu của nguồn tại vị trí đó thì nó không có bức xạ thực sự

Tỉ số độ trưng của đĩa f diskcũng được tính toán theo công thức:

IR disk

star

L f

L

LIR là độ trưng ứng với bức xạ từ đĩa được tính toán từ phổ năng lượng của đĩa, Lstar là độ trưng của ngôi sao được suy ra từ phổ lý thuyết của ngôi sao Hệ số này là cơ sở để phân loại dạng đĩa (đĩa nguyên thủy, đĩa chuyển tiếp hay đĩa tàn dư)

ở kết quả phân tích trong chương 4

Hình 3.2 Phân tích hình ảnh ở các băng WISE bằng phần mềm SAO Image DS9

Chương 4: XÁC ĐỊNH MỘT SỐ TÍNH CHẤT VẬT LÝ CỦA ĐĨA BỤI XUNG QUANH CÁC ỨNG CỬ VIÊN TRONG NHỮNG NHÓM SAO TRẺ

4.1 Các sao lùn kiểu M-trễ có phát hiện hiện tượng bức xạ dư hồng ngoại

Sử dụng các bước phân tích đã mô tả ở phần 3.4, từ mô hình phổ phân bố năng lượng của 83 sao lùn kiểu M-trễ, chúng tôi đã phát hiện 8 ứng viên có hiện tượng bức

xạ dư hồng ngoại (xem bảng 4.1) Các vật thể gồm J044634.1-262756,

J080822.2-644357, J120037.8-784508, J123923.1-570240, J153831.6-103850 và

J154607.5-625804 cho bức xạ mạnh ở cả bước sóng 12 μm với hệ số bức xạ SW3 > 8 cùng tỉ số

PW3 > 2,5 và bước sóng 22 μm với hệ số bức xạ SW4 > 9 cùng tỉ số PW4 ≥ 15.0 Trong khi đó vật thể J050827.2-210144 chỉ phát hiện được bức xạ ở 12 μm và vật thể J120142.1-273746 chỉ phát hiện được bức xạ ở 22 μm

5Bảng 4.1 Hệ số bức xạ của 8 ứng viên có hiện tượng bức xạ dư hồng ngoại

xạ tại 12 μm do vị trí nguồn sáng trong ảnh ở băng W3 sai so với tọa độ của vật Còn bức xạ tại 22 μn ở vật thể J120142.1-273746 có nguyên nhân từ sự nhiễu ánh sáng từ một nguồn sáng lân cận, có thể là một quasar hay một ngôi sao gần nó Hình 4.1 mô

tả mô hình phân bố phổ năng lượng và hình ảnh từ WISE ở băng W3, W4 của 6 sao lùn kiểu M-trễ có bức xạ dư hồng ngoại

W3 W4

J080822.2-644357 J080822.2-644357

J120037.8-784508 J120037.8-784508