Mục đích nghiên cứu
Mục tiêu của khóa luận là phân tích và tính toán khối lượng, nhiệt độ cùng một số tính chất khác của bụi trong đĩa xung quanh sao lùn trẻ kiểu phổ M-trễ Nghiên cứu này dựa trên dữ liệu quan sát ALMA tại các vùng hình thành sao và các nhóm sao trẻ Qua đó, khóa luận sẽ khảo sát tính chất chung của đĩa bụi, quá trình tiến hóa của nó và sự hình thành hành tinh xung quanh loại sao này.
Nhiệm vụ nghiên cứu
Khóa luận nghiên cứu tính chất của đĩa bụi xung quanh các sao lùn trẻ kiểu phổ M trễ (M5 – M9) tại các vùng hình thành sao và nhóm sao trẻ, sử dụng dữ liệu quan sát ALMA Nghiên cứu sẽ xây dựng mô hình phân bố năng lượng (SED) từ dữ liệu ALMA để xác định các tính chất như nhiệt độ và khối lượng bụi trong đĩa Đồng thời, khóa luận áp dụng các mô hình lý thuyết như CIFISIT2011 BT-Settl và mối quan hệ giữa mật độ thông lượng và khối lượng bụi để tính toán khối lượng và nhiệt độ bụi Từ kết quả thu được, nghiên cứu sẽ làm rõ mối quan hệ giữa khối lượng bụi và khối lượng sao, đồng thời thảo luận về sự tiến hóa của đĩa bụi và sự hình thành hành tinh xung quanh ngôi sao.
Phương pháp nghiên cứu
Phân tích dữ liệu quan sát ALMA ở các bước sóng milimét và dưới milimét để phát hiện và đo thông lượng đĩa từ các sao lùn trẻ
Mô hình tính toán lý thuyết được xây dựng dựa trên mối quan hệ giữa thông lượng và khối lượng bụi nhằm xác định các đặc tính của đĩa, bao gồm khối lượng bụi, nhiệt độ, bán kính đĩa, khối lượng và độ trưng của vật thể trung tâm.
Chương trình tính toán từ thông lượng đo được ở các bước sóng khác nhau trong vùng hồng ngoại đến vùng dưới milimét và milimét được xây dựng nhằm xác định một số tính chất của đĩa, bao gồm khối lượng bụi và nhiệt độ bụi trong đĩa.
Đóng góp mới của đề tài
Ward-Duong và cộng sự (2018) đã nghiên cứu tính chất của đĩa bụi xung quanh các sao thuộc nhóm Taurus bằng mô hình phân bố năng lượng SED và MCFOST Đồng thời, Van Der Plas và cộng sự (2016) đã khảo sát bụi và khí CO trong các đĩa bụi xung quanh các sao lùn nâu tại vùng Upper Scorpius, cũng sử dụng mô hình MCFOST Nghiên cứu của Testi và cộng sự cũng góp phần làm sáng tỏ các đặc điểm này.
Năm 2016, nghiên cứu đã khảo sát tính chất đĩa của các sao lùn nâu và sao có khối lượng rất thấp trong nhóm sao Ophiuchus bằng cách xử lý dữ liệu ALMA Phương pháp nghiên cứu dựa trên mối quan hệ giữa thông lượng quan sát và khối lượng bụi, cho ra những số liệu tương đối khớp với mô hình lý thuyết về các vật thể dưới sao Các nhà nghiên cứu cũng thảo luận về các tính chất của đĩa bụi, mối quan hệ giữa đĩa bụi và vật thể trung tâm, cũng như khả năng hình thành hành tinh xung quanh các ngôi sao.
Chúng tôi sẽ phân tích tính chất bụi của đĩa xung quanh 30 sao lùn nâu và sao có khối lượng rất thấp trong các nhóm sao trẻ như Taurus, Upper Scorpius và Rho Ophiuchus Nghiên cứu này sẽ thực hiện các phép tính mà các nghiên cứu trước đây chưa thực hiện, nhằm cung cấp cái nhìn sâu sắc hơn về đặc điểm của những ngôi sao này.
Khóa luận trình bày kết quả về khối lượng, nhiệt độ và chỉ số bức xạ bụi từ các mô hình lý thuyết kết hợp dữ liệu thực nghiệm như SED và CIFIST2011 BT-Settl Nghiên cứu này làm rõ các tính chất và sự tiến hóa của đĩa bụi, cũng như khả năng hình thành hành tinh xung quanh các ngôi sao.
TỔNG QUAN
Phân loại sao
Hầu hết các ngôi sao mà chúng ta quan sát thuộc dải chính, nơi chúng dành khoảng 90% thời gian sống để đốt cháy hydro và tạo ra heli thông qua các phản ứng nhiệt độ và áp suất cao tại lõi Dựa vào đặc trưng quang phổ phát ra từ các ngôi sao, chúng được phân loại thành 7 loại chính, được ký hiệu bằng 8 chữ cái: O, B, A, F.
Các sao được phân loại theo kiểu phổ từ G đến K và M, với nhiệt độ giảm dần từ O đến M Mặt Trời là một ngôi sao lùn thuộc loại G Phân tích quang phổ của các sao cho phép xác định nhiệt độ và màu sắc tương ứng, đồng thời cũng cung cấp thông tin về thành phần hóa học của vật chất cấu tạo nên sao Bảng 1.1 dưới đây trình bày các đặc trưng cơ bản của sao theo quang phổ.
Bảng 1.1 Những đặc trưng cơ bản của ngôi sao theo quang phổ
Loại Nhiệt độ (K) Màu Vạch quang phổ đặc trưng
O 30 000 Lam Vạch hấp thụ He + , He, H và ion C, Si, N, O
F 8000 Trắng vàng Vạch Ca + , Mg + , H yếu
G 6000 Vàng Vạch Ca + , Fe, Ti
K 4000 Da cam Vạch Fe, Ti
M 5000 Đỏ Dải hấp thụ của phân tử TiO
Theo kiểu phổ, các ngôi sao được chia thành ba loại: sao thông thường, sao lùn nâu và hành tinh Các sao thông thường thuộc kiểu phổ O đến M-giữa, trong khi sao lùn nâu nằm trong khoảng kiểu phổ M-trễ đến Y Cuối cùng, hành tinh có kiểu phổ sau kiểu Y.
Hình 1.1 Sao và kiểu phổ
Sao có khối lượng rất thấp được phân loại vào kiểu phổ M-giữa (≥ M5), và sao lùn nâu được phân loại vào kiểu phổ M-muộn (≥ M8), L, T và Y Cụ thể hơn:
Ở lớp phổ M: Quang phổ của chúng được chi phối bởi các dải hấp thụ phân tử Titanium oxide (TiO) và Vanadium oxide (VO)
Trong lớp phổ L, các oxide kim loại nhanh chóng biến mất, nhường chỗ cho các dải hấp thụ mạnh mẽ của kim loại Hydride như FeH, CrH, MgH, CaH Đồng thời, các dải hấp thụ của các kim loại kiềm như NaI, KI, CsI và RbI cũng trở nên nổi bật.
Vào năm 2002, các nhà khoa học đã phát hiện ra sao lùn Methane (CH4), từ đó đã định nghĩa một lớp phổ mới gọi là phổ T, dành cho các sao lùn nâu có nhiệt độ thấp hơn so với lớp phổ L.
Lớp phổ Y được cho là lạnh hơn lớp T, với phổ hồng ngoại cần có NH3 để phân loại thành một lớp phổ mới Lớp phổ này được lý thuyết đề xuất cho các sao lùn nâu siêu lạnh có nhiệt độ dưới 600 K.
Hình 1.2 dưới đây mô tả đặc điểm của các sao lùn với kiểu phổ M, L, T và Mộc tinh thông qua các dải hấp thụ, thể hiện năng lượng của thông lượng quan sát theo độ dài bước sóng.
Hình 1.2 Vùng phổ hồng ngoại gần của các sao lùn nâu kiểu M, L, T và Mộc tinh
Sao có khối lượng rất thấp và sao lùn nâu
Các sao hình thành từ đám mây bụi và khí, chủ yếu là hydro, dưới tác động của lực hấp dẫn Khi các đám mây này tích tụ và co lại, phần trung tâm trở thành phôi sao, nóng lên do va chạm và sức nén Phôi tiền sao tiếp tục co, tăng nhiệt độ cho đến khi đạt khoảng 10^7 K, lúc này phản ứng hạt nhân bắt đầu diễn ra Tùy thuộc vào khối lượng, các phôi sao sẽ phát triển thành các loại sao khác nhau: những phôi có khối lượng nhỏ hơn 0,3M sẽ trở thành sao có khối lượng rất thấp, trong khi những phôi dưới 0,075M sẽ trở thành sao lùn nâu.
Các sao lùn nâu không đủ khối lượng để đốt cháy hydro trong lõi, nhưng có khả năng thực hiện phản ứng đốt cháy deuterium và lithium Lõi của các sao này hoàn toàn đối lưu, khác với các sao kiểu Mặt trời có lõi chỉ đối lưu một phần Sao lùn kiểu phổ M-trễ và sao lùn nâu thường được phát hiện trong các vùng hình thành sao, xung quanh các hệ sao đôi và các nhóm sao trẻ gần Mặt trời Hình 1.3 minh họa sự chuyển đổi từ sao lùn nâu sang các sao lùn M, là phần mở rộng trên dãy chính trong biểu đồ Hertzsprung-Russell.
Hình 1.3 Sự chuyển đổi của vật thể sao lùn nâu sang các vật thể sao lùn M thể hiện ở vị trí cuối của dãy chính trong biểu đồ Herzsprung – Russel [10]
Theo các mô hình lý thuyết, sao lùn nâu có khối lượng từ 13 đến 75M J (khoảng 0,013 đến 0,075M), trong khi các sao có khối lượng rất thấp dưới 0,3M Khối lượng của sao lùn nâu nằm giữa các ngôi sao thông thường và hành tinh, và đây là yếu tố quan trọng ảnh hưởng đến các tính chất vật lý như nhiệt độ và kiểu phổ của chúng.
Sao lùn nâu và sao có khối lượng rất thấp có nhiệt độ tương đối nhỏ so với các sao thông thường, với nhiệt độ của sao có khối lượng rất thấp dao động trong khoảng từ
6000 K đến 2000 K [12], trong khi đó các sao lùn nâu có nhiệt độ trong khoảng từ
500 K đến 2500 K [13] vì vậy chúng rất khó để quan sát và khảo sát Vào năm
Năm 2011, các nhà thám hiểm của NASA đã phát hiện sáu ngôi sao lùn nâu cực kỳ lạnh, được gọi là sao lùn Y, thông qua việc phân tích dữ liệu từ kính không gian WISE Những ngôi sao này có nhiệt độ thấp tới 300 K, tương đương với nhiệt độ cơ thể người, và nằm rất gần ranh giới giữa sao lùn nâu và hành tinh khổng lồ.
Hình 1.4 minh họa nhiệt độ hiệu dụng của các loại sao và hành tinh, bao gồm Mặt trời (Sun) thuộc kiểu phổ G, sao lùn đỏ Gliese 229A kiểu phổ K, sao lùn nâu trẻ Teide 1 kiểu phổ M, sao lùn nâu già Gliese 229B kiểu phổ T, sao lùn nâu rất lạnh WISE 1828+2650 kiểu phổ Y, và Mộc tinh (Jupiter).
Hình 1.4 Nhiệt độ hiệu dụng của các hành tinh, sao lùn nâu và sao thông thường
(Nguồn: Cơ quan Vũ trụ châu Âu, https://www.esa.int)
Các sao lùn nâu già, có tuổi thọ khoảng 1 tỷ năm, có bán kính tương đương với bán kính của sao Mộc, khoảng 0,1 lần bán kính Mặt Trời Trong khi đó, các sao lùn nâu trẻ có thể có bán kính lớn hơn do chưa co rút đến kích thước cuối cùng, với các sao lùn nâu 1 triệu năm tuổi có bán kính gấp 500 lần so với các sao 1 tỷ năm tuổi Bán kính của sao lùn nâu cũng có thể bị ảnh hưởng bởi từ trường, làm tăng thêm 10-15% Hình 1.5 cung cấp cái nhìn tương quan về bán kính của sao lùn nâu, sao có khối lượng thấp, hành tinh khí Mộc và Trái đất.
Hình 1.5 thể hiện kích thước của sao lùn nâu (Brown Dwarf) so với các thiên thể khác, bao gồm ngôi sao thông thường (Mặt Trời), hành tinh khí khổng lồ Mộc tinh (Jupiter) và Trái đất (Earth) Sự so sánh này giúp chúng ta hiểu rõ hơn về quy mô và đặc điểm của các loại thiên thể trong vũ trụ Nguồn thông tin từ Cơ quan Hàng không và Vũ trụ Hoa Kỳ (NASA).
Cơ chế hình thành của sao lùn nâu và sao có khối lượng rất thấp
Do đặc điểm về khối lượng mà sao có khối lượng rất thấp và sao lùn nâu có quá trình tiến hóa khác với một ngôi sao thông thường
1.3.1 Cơ chế hình thành của các ngôi sao thông thường
Các ngôi sao hình thành từ các đám mây phân tử chủ yếu gồm hydrogen, carbon monoxide và bụi nhỏ Dưới tác dụng của lực hấp dẫn, các đám mây này co lại, làm tăng khối lượng riêng Khi sự co lại đủ mạnh, đám mây phân tử phân rã thành các lõi tiền sao có mật độ cao Các lõi này tiếp tục co rút do lực hấp dẫn của chính chúng, đánh dấu sự khởi đầu của quá trình hình thành sao Để các lõi tiền sao bắt đầu co rút và hình thành tiền sao, khối lượng của chúng phải lớn hơn khối lượng tối thiểu Jeans.
1M Quá trình tiến hóa của các tiền sao có thể chia làm 2 giai đoạn: giai đoạn ẩn mình và giai đoạn lộ diện
Khi trọng lực của lõi tiền sao vượt qua các lực chống đỡ, khối lượng của lõi lớn hơn khối lượng tối thiểu Jeans và bắt đầu co rút hấp dẫn Trong quá trình này, các hạt vật chất tiếp tục bị lực hấp dẫn hút vào, nhưng do động năng quay khác nhau, những hạt có động lượng quay nhỏ rơi vào mặt phẳng ngoài rìa cắt ngang tiền sao, hình thành đĩa bồi đắp xung quanh (đĩa tiền hành tinh), trong khi những hạt có động lượng quay lớn rơi vào đĩa bồi đắp ở vị trí xa hơn.
Khi tiền sao và đĩa tiền hành tinh hình thành, vật chất từ môi trường xung quanh tiếp tục rơi vào đĩa và di chuyển vào trong Khoảng 50% vật chất bồi đắp cho lõi tiền sao, trong khi phần còn lại được đẩy ngược ra môi trường bên ngoài qua luồng phụt lưỡng cực, duy trì trạng thái cân bằng cho ngôi sao Giai đoạn ẩn mình này là thời điểm chủ yếu để bồi đắp vật chất cho ngôi sao.
Giai đoạn lộ diện là thời điểm quan trọng khi luồng phụt lưỡng cực phá vỡ lớp vỏ bọc bên ngoài, để lại tiền sao trung tâm và đĩa tiền hành tinh Tại giai đoạn này, tiền sao đã tích tụ đủ khối lượng và bắt đầu xảy ra các phản ứng hạt nhân, trở thành một ngôi sao thực thụ Hình 1.6 minh họa các giai đoạn hình thành của ngôi sao, với các hình a, b, c thể hiện giai đoạn ẩn mình trong lớp vỏ bọc, trong khi hình d, e, f mô tả quá trình lộ diện khi lớp vỏ bọc tan biến và ngôi sao tiếp tục bồi tụ.
Hình 1.6 Các giai đoạn hình thành một ngôi sao thông thường và đĩa bụi xung quanh [16]
1.3.2 Cơ chế hình thành của sao có khối lượng rất thấp và sao lùn nâu
Các sao lùn nâu và sao có khối lượng rất thấp không đủ khối lượng để tự co rút hấp dẫn, khác với các sao thông thường được hình thành từ đám mây phân tử qua các quá trình hấp dẫn và phóng vật chất Nhiều giả thuyết đã được đưa ra về cơ chế hình thành của chúng, trong đó có hai mô hình chính: mô hình hình thành tương tự như sao thông thường có khối lượng thấp và mô hình đẩy ra của các phôi tiền sao.
1.3.2.1 Mô hình hình thành tương tự như ngôi sao thông thường có khối lượng thấp
Theo mô hình chuẩn, các sao lùn trẻ có khối lượng rất thấp được hình thành giống như các ngôi sao thông thường thông qua quá trình phân mãnh hỗn loạn hoặc phân mãnh hấp dẫn.
Sự phân mãnh hỗn loạn
Trong đám mây phân tử, sự nhiễu loạn siêu âm từ vụ nổ của ngôi sao khổng lồ tạo ra các vùng có vận tốc rất cao, với động năng của dòng chảy hỗn loạn siêu âm lớn hơn 100 lần năng lượng chuyển động nhiệt Dòng chảy này tập hợp và nén khí cùng bụi thành khối khí có khối lượng rất thấp, đủ để co rút hấp dẫn thành tiền sao lùn nâu hoặc tiền sao có khối lượng thấp Các khối khí và bụi có khối lượng dưới mức tới hạn sẽ trôi theo dòng chảy hỗn loạn, một quá trình được gọi là phân mảnh hỗn loạn.
Khối lượng tới hạn Bonner - Ebert được áp dụng do dòng chảy hỗn loạn siêu âm có mật độ thay đổi phi tuyến tính cao, khác với giả thuyết khối lượng Jeans với mật độ thay đổi tuyến tính Tuy nhiên, đây chỉ là một giả thuyết và việc kiểm chứng vẫn chưa được thực hiện.
Sự phân mãnh hấp dẫn
Các sao hình thành trong đám mây phân tử sẽ liên kết với nhau để tạo thành hệ sao, tạo ra trọng lực hấp dẫn trong đám mây phân tử hỗn loạn, hút khí vào Trọng lực nén các khí thành dòng khí dạng sợi, và khi khối khí đạt mật độ đủ cao, nó sẽ co rút lại để hình thành lõi tiền sao Các lõi này có thể hình thành sao lùn nâu và sao có khối lượng thấp.
1.3.2.2 Mô hình đẩy ra của các phôi tiền sao
Nhiều nghiên cứu chỉ ra rằng các sao thuộc dãy chính và sao đã tiến hóa thường hình thành từ các hệ nhiều vật thể tiền sao, với ít nhất ba tiền sao Trong quá trình tương tác động lực học, một thành viên có khối lượng rất thấp có thể bị đẩy ra khỏi hệ, dẫn đến việc các phôi tiền sao này mất kén khí và không thể tự bồi đắp khí để tăng khối lượng Kết quả là, chúng duy trì khối lượng thấp và trở thành sao lùn nâu, sao có khối lượng thấp, hoặc các vật thể có khối lượng hành tinh.
Các quan sát thực nghiệm không xác nhận cơ chế này, cho thấy chỉ một số ít sao lùn trẻ với khối lượng rất thấp có thể được hình thành theo mô hình này Tuy nhiên, điều này không áp dụng cho tất cả sao lùn nâu và các sao có khối lượng rất thấp.
Hệ kính thiên văn vô tuyến ALMA
ALMA (Atacama Large Millimeter Array) là một kính thiên văn vô tuyến nằm ở sa mạc Atacama, miền bắc Chile, với độ cao 5000 m so với mực nước biển Khu vực này được coi là một trong những nơi khô hạn nhất trên Trái đất, tạo điều kiện lý tưởng cho việc quan sát các bước sóng milimét và dưới milimét mà không bị cản trở bởi hơi nước.
ALMA hoạt động ở vùng bước sóng milimét và dưới milimét với 66 ăngten parabol lớn, mỗi chiếc cao khoảng 12 m và nặng trên 100 tấn Các ăngten này có thể được bố trí theo nhiều cấu hình khác nhau, với khoảng cách tối đa giữa chúng từ 150 m đến 16 km, mang lại khả năng “thu phóng” linh hoạt cho ALMA Hệ kính của ALMA bao gồm hai mảng, trong đó có mảng 12 m.
Mạng lưới quan sát thiên văn bao gồm 50 ăngten có đường kính 12 m phục vụ cho các nghiên cứu giao thoa Trong đó, Mảng Atacama Compact (ACA) được chia thành hai mảng con: mảng 7 m với 12 ăngten đường kính 7 m dành cho quan sát giao thoa, và mảng Total Power (TP) với 4 ăngten đường kính 12 m phục vụ cho quan sát đĩa đơn.
ALMA hiện đang hoạt động với 50 ăngten có đường kính 12 m trong mảng 12 m, 12 ăngten có đường kính 7 m trong mảng 7 m, và 4 ăngten có đường kính 12 m trong mảng TP Hệ thống này sử dụng 10 dải máy thu, với bước sóng từ 8,5 đến 3,2 mm (tương ứng với tần số 35 – 950 GHz) Các máy thu có thông số kỹ thuật đa dạng, bao gồm băng 3 (2,59 – 3,57 mm), băng 4 (1,84 – 2,40 mm), băng 5 (1,42 – 1,90 mm), băng 6 (1,09 – 1,42 mm), băng 7 (0,8 – 1,09 mm), băng 8 (0,6 – 0,78 mm), băng 9 (0,42 – 0,5 mm) và băng 10 (0,32 – 0,38 mm) Các ăngten trong mảng 12 m được bố trí theo 10 cấu hình khác nhau với độ dài cơ sở từ 14,6 m đến 16,2 km, cho phép đạt được độ phân giải góc cực đại từ 3,38” đến 0,042” Mảng 7 m có cấu hình chung với độ dài cơ sở từ 8,7 m đến 45 m và độ phân giải góc cực đại là 12,5”.
Hình 1.7 Hệ thống kính thiên văn ALMA
Dữ liệu quan sát từ ALMA được xử lý và phân tích chủ yếu bằng phần mềm CASA (Common Astronomy Software Application), một công cụ xử lý dữ liệu thiên văn được phát triển bằng ngôn ngữ Python và hoạt động trên hệ điều hành Linux hoặc Mac OS Phần mềm này có khả năng xử lý dữ liệu từ kính thiên văn ALMA cũng như một số kính thiên văn khác trong dải bước sóng vô tuyến và dưới milimét Hình 1.8 dưới đây minh họa quy trình xử lý dữ liệu của ALMA.
Hình 1.8 Quy trình xử lý dữ liệu ALMA.
ĐĨA BỤI XUNG QUANH CÁC SAO LÙN TRẺ CÓ KHỐI LƯỢNG RẤT THẤP Ở VÙNG HÌNH THÀNH SAO VÀ CÁC NHÓM SAO TRẺ
Đĩa bụi xung quanh các sao có khối lượng rất thấp và sao lùn nâu
Đĩa bụi là cấu trúc quan trọng trong quá trình tiến hóa của ngôi sao, trải qua các giai đoạn từ tiền sao (giai đoạn 0, I) đến đĩa tiền hành tinh (giai đoạn II) và cuối cùng là đĩa tàn dư (giai đoạn III) Những đĩa bụi này đã được phát hiện quanh nhiều loại sao khác nhau, bao gồm cả sao khổng lồ kiểu A và sao kiểu Mặt trời (F - G - K) Đặc biệt, các vật thể khối lượng thấp như sao lùn M và sao lùn nâu cũng có đĩa bụi ở giai đoạn II trong các vùng hình thành sao như Taurus và Ophiuchus Tuy nhiên, các đĩa bụi ở giai đoạn sớm hơn (0 và I) chỉ được phát hiện ở một số nơi như Oph B-11, L328-IRS, IC 348-SMM2E và IRAS 04191+1523B Hiện tại, chưa có phát hiện nào về đĩa tàn dư ở giai đoạn III xung quanh các vật thể này.
Các vật thể có khối lượng rất thấp vẫn còn nhiều điều bí ẩn do nguồn gốc hình thành chưa được hiểu rõ Nghiên cứu về đĩa bụi ở các giai đoạn khác nhau là chìa khóa để giải thích nguồn gốc của chúng và dự đoán sự hình thành hành tinh xung quanh Những nghiên cứu gần đây, như của Birnstiel và cộng sự (2017), Andrew và cộng sự (2013), Ward-Duong và cộng sự (2018), Akeson và cộng sự (2019), đã cung cấp cái nhìn tổng quan về đĩa bụi ở các vật thể này trong các vùng hình thành sao.
2.1.1 Sự tiến hóa của đĩa bụi
Khi các đám mây phân tử sụp đổ, phôi tiền sao có khối lượng thấp hình thành qua cơ chế phân mảnh hỗn loạn, tạo ra một đĩa bụi xung quanh Ở giai đoạn 0, các hạt vật chất với động lượng quay nhỏ rơi vào mặt phẳng ngoài rìa, hình thành đĩa bao quanh tiền sao, trong khi các hạt có động năng quay lớn rơi xa hơn Dưới tác động của trọng lực và lực quay, một nửa vật chất bị hút vào lõi tiền sao, phần còn lại được thải ra ngoài qua luồng phụt lưỡng cực Đến giai đoạn I, vật chất tiếp tục được hút vào tiền sao, nhưng luồng phụt đã phá hủy một phần vỏ bọc xung quanh Giai đoạn II chứng kiến tiền sao lộ diện hoàn toàn, với lớp vỏ bọc tan biến, chỉ còn lại tiền sao trung tâm và đĩa tiền hành tinh Dù quá trình hút vật chất vẫn diễn ra, tốc độ đã giảm, và bên trong đĩa, các quá trình như kết tinh bụi và va chạm hấp dẫn bắt đầu hình thành các tiểu hành tinh và tiền hành tinh.
Thời gian sống của đĩa tiền hành tinh nằm trong khoảng 1 đến 10 triệu năm
Sau khoảng 2 đến 3 triệu năm, khí và bụi trong đĩa tiền hành tinh xung quanh các sao khổng lồ sẽ dần bị phân tán và mất đi do quá trình hình thành sao và hành tinh Đối với các ngôi sao kiểu Mặt trời, đĩa tiền hành tinh sẽ biến mất sau khoảng 6 triệu năm Trong khi đó, đối với sao lùn nâu và sao có khối lượng rất thấp, quá trình này có thể kéo dài đến 10 triệu năm.
Khi giai đoạn hình thành hành tinh kết thúc, bụi nguyên thủy biến mất, nhưng bụi xung quanh ngôi sao vẫn tiếp tục hình thành từ các vụ va chạm liên tục của tiểu hành tinh và sự bốc hơi của sao chổi Thành phần bụi thứ cấp này, cùng với tiểu hành tinh và sao chổi từ giai đoạn trước, tạo nên đĩa tàn dư của ngôi sao.
2.1.2 Tính chất của đĩa bụi xung quanh các sao có khối lượng rất thấp và sao lùn nâu
2.1.2.1 Bán kính Đĩa tiền hành tinh đã được phát hiện xung quanh một số các lõi tiền sao lùn nâu giai đoạn I và nhiều sao lùn nâu giai đoạn II [25] Bán kính đĩa của sao lùn nâu tương đối nhỏ so với các sao kiểu Mặt trời, thay đổi từ vài chục đến dưới 150 AU tùy theo kiểu phổ của chúng [26] Một số mô hình tính toán chỉ ra chỉ có 5% các sao lùn nâu có đĩa lớn hơn 10 AU, nghiên cứu của Scholz và cộng sự năm 2006 ước tính bán kính đĩa của 20 sao lùn nâu trong vùng Taurus cho thấy 25% trong số vật thể được khảo sát có đĩa lớn hơn 10 AU, một nghiên cứu khác cũng tìm thấy sao lùn nâu có đĩa lớn hơn 20 AU [27]
Khối lượng bụi trong đĩa là một thông số vật lý quan trọng để mô tả sự phát triển của đĩa bụi xung quanh ngôi sao Đĩa tiền hành tinh (giai đoạn II) thường có khối lượng bụi cao hơn so với đĩa tàn dư (giai đoạn III), như được thể hiện trong hình 2.1, với các quan sát ở bước sóng milimét cho thấy sự khác biệt giữa hai loại đĩa này ở các sao có kiểu phổ khác nhau Khối lượng bụi của đĩa tiền hành tinh thường nằm trong khoảng 0,3 – 1% khối lượng ngôi sao, lớn hơn 1M⊙ và có thể đạt đến vài chục M⊙ Ngược lại, khối lượng của đĩa tàn dư thường thấp hơn nhiều, dưới 1M⊙ Hình 2.1 minh họa khối lượng bụi trong đĩa tiền hành tinh và đĩa tàn dư xung quanh các sao có kiểu phổ A, F, G, K và M theo độ tuổi quan sát ở vùng bước sóng milimét.
Hình 2.1 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 quan sát ở vùng bước sóng milimét [28]
(Disk mass = khối lượng đĩa bụi, age (Myr)= độ tuổi (triệu năm))
Nhiệt độ bụi trong đĩa tiền sao không đồng đều và thay đổi theo vị trí, với nhiệt độ cao hơn gần ngôi sao trung tâm và giảm dần ra xa Phần bức xạ từ đĩa có thể coi như bức xạ của một vật đen tuyệt đối, cho phép xây dựng phân bố năng lượng bức xạ ở các bước sóng khác nhau dựa trên nhiệt độ trung bình theo định luật Planck Ở giai đoạn 0, tiền sao ẩn mình trong vỏ bọc, khiến khí bụi xung quanh hấp thụ hầu hết bức xạ và phát xạ chủ yếu ở vùng dưới milimét Đến giai đoạn I, một phần vỏ bọc bị phá hủy, cho phép bức xạ năng lượng lớn hơn phát ra, với sự xuất hiện của vùng bước sóng hồng ngoại trong phổ năng lượng Khi chuyển sang giai đoạn II, tiền sao hoàn toàn lộ diện, dẫn đến sự dịch chuyển của vùng bức xạ sang bước sóng khả kiến.
Nhiệt độ của tiền sao trong giai đoạn II dao động từ 700 đến 3000 K Mặc dù bức xạ dư trong vùng hồng ngoại và dưới milimét vẫn tồn tại, nhưng nó ít hơn so với hai giai đoạn trước, và chủ yếu phát sinh từ đĩa tiền sao.
Vùng hình thành sao và các nhóm sao trẻ lân cận Mặt trời
Vùng không gian xung quanh Mặt trời, trong khoảng cách 200 parsec, có thể chứa nhiều sao lùn nâu và vật thể khối lượng thấp chưa được phát hiện Trong hai thập kỷ qua, các nhà thiên văn học đã phát hiện ra một số ngôi sao trong khu vực này, với độ tuổi từ 8 triệu đến gần 200 triệu năm Những nhóm sao này, do gần Trái đất, cung cấp mẫu vật lý lý tưởng cho việc nghiên cứu sự tiến hóa ban đầu của sao lùn nâu và sao có khối lượng rất thấp.
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 2.2 và bảng 2.1
Hầu hết các sao trẻ phân bố chủ yếu ở Nam bán cầu, mặc dù có một số trường hợp ngoại lệ như UMA, CBER, PLE, HYA, TAU và 118TAU.
Bảng 2.1 Danh sách một số nhóm sao trẻ trong vùng lân cận Mặt trời bao gồm các tính chất vật lý như khoảng cách và độ tuổi trung bình
Tên nhóm sao Ký hiệu
Khoảng cách (pc) Độ tuôi trung bình (Triệu năm)
The Tucana-Horologium association THA 46 45
Lower Centaurus Crux LCC 110 15 ε Chamaeleontis EPSC 102 3,7
Các phát hiện, nghiên cứu về đĩa bụi xung quanh các sao lùn nâu và sao có khối lượng rất thấp
có khối lượng rất thấp
Carpenter và cộng sự (2006) đã nghiên cứu 204 mục tiêu trong các nhóm sao trẻ Scorpius OB có khối lượng từ 0,1 đến 20M ở bước sóng 4,5 μm, 8,0 μm và
Trong một nghiên cứu, các nhà khoa học đã phát hiện ra 20% trong số 127 mục tiêu kiểu phổ loại K và M (có khối lượng từ 0,1 đến 1,2M) được bao quanh bởi các đĩa tiền sao Đáng chú ý, không có sự phát hiện nào về đĩa bụi tại bước sóng nhỏ hơn 16 μm ở 30 sao có kiểu phổ loại F.
Nhiều khảo sát về đĩa của nhóm sao Taurus đã được thực hiện, bao gồm nghiên cứu của Rodman và cộng sự (2006) với kích thước 7 mm, và Ricci và cộng sự (2010) với kích thước 3 mm, cho thấy kích thước hạt bụi trong đĩa cỡ centimét dựa trên phân tích hình ảnh phân bố năng lượng SED Najita, Strom và Muzerolle (2007) đã khảo sát hơn 60 ngôi sao trong nhóm Taurus, từ phổ SED của các vật thể, họ phân tích khối lượng bụi và tỷ lệ bụi kết tinh, phát hiện 7 đĩa chuyển tiếp với khối lượng trung bình lớn hơn và tỷ lệ bồi tụ nhỏ hơn so với các đĩa khác xung quanh các ngôi sao đơn lẻ.
Nghiên cứu của Mohanty và cộng sự (2013) đã kiểm tra mối quan hệ giữa khối lượng đĩa và khối lượng sao thông qua phân tích Bayes, cho thấy khối lượng đĩa xung quanh ngôi sao kiểu Mặt trời trong nhóm Taurus có sự khác biệt đáng kể Cụ thể, các đĩa gần (dưới 100 AU) có khối lượng nhỏ hơn khoảng 10 lần so với đĩa xung quanh các ngôi sao đơn lẻ, trong khi các đĩa xa (từ 100 AU trở lên) có khối lượng gần gũi hơn, chỉ nhỏ hơn khoảng 3 lần Kết quả này nhất quán với các nghiên cứu trước đây Để giải thích thông lượng bức xạ ở bước sóng dưới milimét và milimét, bán kính bên ngoài đĩa tối thiểu cần thiết là khoảng 100 AU cho sao khối lượng trung bình và sao khối lượng cực thấp, và khoảng 20 AU cho sao lùn nâu.
PHÂN TÍCH VÀ TÍNH TOÁN CÁC DỮ LIỆU QUAN SÁT ALMA CỦA CÁC SAO LÙN TRẺ Ở VÙNG HÌNH THÀNH SAO VÀ CÁC NHÓM SAO TRẺ
Mẫu nghiên cứu
Mẫu nghiên cứu này bao gồm 30 sao lùn trẻ với khối lượng rất thấp, thuộc kiểu phổ từ M5 đến M8 Các sao này nằm trong khu vực lân cận Mặt trời, thuộc các nhóm sao Taurus, Upper Scorpius và Rho Ophiuchus Khoảng cách của những vật thể này được ước tính dựa trên thị sai hàng năm do vệ tinh Gaia EDR3 công bố vào năm 2020, thông tin có sẵn trên trang Vizier của Đài thiên văn Strasbourg, Pháp.
Trong nghiên cứu, 17 vật thể thuộc nhóm sao Taurus có độ tuổi khoảng 1 triệu năm được quan sát ở khoảng cách trung bình 140 parsec, cho thấy chúng đã tiến hóa đến trạng thái chỉ còn lại đĩa và lớp vỏ bọc bên ngoài đã biến mất Ngoài ra, có 8 vật thể thuộc nhóm sao Upper Scorpius với độ tuổi khoảng 5 triệu năm, quan sát ở khoảng cách trung bình 145 parsec, và 5 vật thể thuộc nhóm sao Rho Ophiuchus có độ tuổi nhỏ hơn 10 triệu năm, cũng được quan sát ở khoảng cách trung bình 140 parsec Thông tin chi tiết về cấp sao tuyệt đối, khoảng cách và kiểu phổ được trình bày trong bảng 3.1.
3.1.1 Các quan sát bằng kính thiên văn vô tuyến ALMA
Quan sát bằng kính thiên văn ALMA đã được thực hiện đối với 17 vật thể thuộc nhóm sao Taurus trong chu kỳ 2 và 3 ở băng tần 7, với tần số 230 GHz và bước sóng 1,3 mm vào năm 2015 và 2016 Ngoài ra, một số vật thể còn được quan sát thêm trong chu kỳ 1 ở băng tần số 6, tương ứng với tần số 338 GHz và bước sóng 0,85 mm từ tháng 11 năm 2013 đến tháng 7 năm 2014.
Hai vật thể 2MASS J04394748+2601407 (CIDA1) và 2MASS J04394748+2601407 (CFHT 4) đã được quan sát trong chu kỳ 2 ở băng 7 với bước sóng 3,2 mm, sử dụng 25 đến 26 ăngten Đường quan sát cơ sở cho cấu hình này kéo dài lên đến 400 m.
Vào ngày 25 và 26 tháng 4 năm 2014, quang phổ của năm vật thể thuộc nhóm sao Rho Ophiuchus đã được quan sát bằng hệ thiên văn vô tuyến ALMA Sử dụng 35 đến 36 ăngten ở băng tần 7, tần số quan sát đạt 338 GHz, tương ứng với bước sóng 0,89 mm Mỗi vật thể được quan sát trong khoảng thời gian khoảng 3 phút.
Các quan sát của 8 vật thể trong nhóm sao Upper Scorpius đã được thực hiện bằng hệ thiên văn vô tuyến ALMA trong chu kỳ 2 vào năm 2012 và 2014 Sử dụng băng tần 7 với từ 34 đến 36 ăngten, tần số trung bình là 341 GHz tương ứng với bước sóng 0,88 mm, đường quan sát cơ sở kéo dài đến 650 m Thời gian quan sát mỗi vật thể khoảng 2,5 phút.
3.1.2 Thông lượng quan sát của các vật thể dưới milimét và milimét
Các vật thể trong nghiên cứu này đã được khảo sát ở nhiều bước sóng khác nhau trong vùng hồng ngoại xa, dưới milimét và milimét bằng các kính thiên văn như WISE và Herschel Chúng tôi kết hợp dữ liệu từ các nghiên cứu trước với dữ liệu quan sát ALMA ở hai bước sóng 0,89 mm và 1,3 mm từ các nghiên cứu của Ward-Duong (2018), Rilinger và Espaillat (2021), cùng Akenson và cộng sự (2019) liên quan đến nhóm sao Taurus.
2016, Barenfeld và cộng sự năm 2016 đối với nhóm sao Upper Scorpius [20],[39]; Testi và cộng sự (2016) đối với nhóm sao Rho Ophiuchus [40]
Ký hiệu F 0,89 đại diện cho mật độ thông lượng tại bước sóng 0,89 mm, trong khi F 1,3 thể hiện mật độ thông lượng tại bước sóng 1,3 mm Các thông số cấp sao tuyệt đối được tính toán gián tiếp thông qua cấp sao biểu kiến ở băng J – 2MASS và số đo thị sai hàng năm từ vệ tinh Gaia EDR3 Giá trị độ trưng log L cũng được đề cập trong nghiên cứu này.
là kết quả chúng tôi thu được bằng mô hình lý CIFIST2011 BT-Settl sẽ được giới thiệu ở phần 3.2.1
Bảng 3.1 Các thông số vật lý của 30 sao lùn trẻ có khối lượng rất thấp trong mẫu nghiên cứu
2MASS Tên khác Kiểu phổ
Cấp sao tuyệt đối (mag) log L L
(*) Từ số 1 đến 17 là các vật thể thuộc nhóm sao Taurus, số 18 đến 25 là các vật thể thuộc nhóm sao Upper Scopius, số 26 đến
30 là các vật thể thuộc nhóm sao Rho Ophiuchus
(*) Mật độ thông lượng tại bước sóng 3,2 mm của 2 vật thể thể 2MASS J04394748 + 2601407 (CIDA 1), 2MASS J04394748+
2601407 (CFHT 4) lần lượt là 2,10 ± 0,03 mJy, 0,31 ± 0,02 mJy [5].
Tính toán một số tính chất của ngôi sao và đĩa bụi xung quanh ngôi sao 388 1 Tính toán khối lượng vật thể trung tâm, nhiệt độ, độ trưng và bán kính của các sao lùn trẻ có khối lượng rất thấp
Trong phần này, chúng tôi sẽ trình bày phương pháp tính toán các tính chất của ngôi sao, bao gồm hai cách xác định khối lượng và nhiệt độ bụi của các vật thể mẫu từ quan sát ALMA Chúng tôi sẽ so sánh kết quả thu được từ hai phương pháp để khảo sát tính tương đồng và đối chiếu với nghiên cứu của Ward-Duong và cộng sự (2018) nhằm đánh giá độ tin cậy của các phương pháp này Cuối cùng, chúng tôi sẽ thảo luận về mối quan hệ giữa khối lượng bụi và khối lượng vật thể trung tâm, sự tiến hóa của đĩa bụi, cũng như khả năng hình thành hành tinh xung quanh các ứng cử viên.
3.2.1 Tính toán khối lượng vật thể trung tâm, nhiệt độ, độ trưng và bán kính của các sao lùn trẻ có khối lượng rất thấp
Chúng tôi áp dụng mô hình lý thuyết CIFIST2011 BT-Settl, được phát triển bởi Allard và cộng sự vào năm 2014, để tính toán các tham số vật lý của sao có khối lượng rất thấp và sao lùn nâu Quá trình này bao gồm hai bước: đầu tiên, xác định cấp sao tuyệt đối từ dữ liệu khoảng cách và cấp sao biểu kiến ở băng J từ khảo sát 2MASS, sau đó sử dụng phương pháp nội suy để suy ra các tham số vật lý dựa trên cấp sao tuyệt đối Các mô hình lý thuyết có độ tuổi từ 1 đến 100 triệu năm và nhiệt độ hiệu dụng từ 1800 đến 3700 K, tương ứng với các sao lùn có kiểu phổ từ M5,0 đến L1, với log(g) từ 3,5 đến 6,0 và tỷ lệ nguyên tố nặng so với hydro và heli tương tự như Mặt trời [M/H] = 0 Độ tuổi điển hình của các vật thể trong vùng hình thành sao Taurus và Ophiuchus dao động từ 0 đến 5 triệu năm, trong khi các vật thể trẻ có đĩa bụi thường nằm trong giai đoạn 1 đến 2 triệu năm; nhóm sao Upper Scorpius có độ tuổi trung bình khoảng 5 đến 11 triệu năm.
Giá trị cấp sao biểu kiến m J tại băng J – 2MASS và khoảng cách từ vật thể đến Trái đất được xác định gián tiếp thông qua số đo thị sai hàng năm từ vệ tinh Gaia EDR3.
2020, giá trị cấp sao tuyệt đối của vật thể MJ được xác định theo công thức:
Chúng tôi sử dụng phương pháp nội suy tuyến tính dựa trên mô hình lý thuyết và giá trị cấp sao tuyệt đối của từng vật thể để xác định khối lượng của vật thể trung tâm, nhiệt độ bề mặt và tỷ số độ trưng log L.
, hệ số hấp dẫn log g và bán kính ngôi sao tương ứng với độ tuổi từ 1 đến 100 triệu năm
Bảng 3.2 dưới đây thể hiện các kết quả tính toán của mô hình CIFIST2011 BT- Settl đối với các vật thể 2MASS J04322210+1827426 (MHO6) thuộc nhóm Taurus
Bảng 3.2 Kết quả tính toán của mô hình CIFIST2011 BT-Settl đối với vật thể
3.2.2 Tính toán nhiệt độ, khối lượng bụi dựa trên mối quan hệ giữa khối lượng bụi và thông lượng bức xạ ở vùng bước sóng mm và dưới mm
Biểu thức được dùng để ước tính khối lượng bụi trong đĩa của các vật thể có dạng:
log M dust log F 2log d log k log B T d (2) trong đó F là thông lượng quan sát ở các bước sóng mm và dưới mm của kính
ALMA, d là khoảng cách của vật thể, k là độ chắn sáng của bụi (đơn vị cm 2 /g) và
B T là hệ thức Planck cho vật đen tuyệt đối với nhiệt độ bụi là T d [44] Công thức Planck được xác định như sau
Thông lượng quan sát cho mỗi vật thể ở bước sóng 0,89 mm (340 GHz) và 1,3 mm (230 GHz) được trình bày trong bảng 3.1 So với nghiên cứu của Ward-Duong và cộng sự năm 2018, chúng tôi đã sử dụng số đo khoảng cách từ thị sai hàng năm của vệ tinh Gaia EDR3 năm 2020, giúp cung cấp kết quả ước tính chính xác hơn Độ chắn sáng của bụi ở bước sóng 1,3 mm được xác định là k 1,3 mm = 2,3 cm²/g, dựa trên giả thiết hệ số k ν = 0,4, trong khi ở bước sóng 0,89 mm, k 0,89 mm = 2,7 cm²/g.
Có nhiều phương pháp khác nhau để ước tính giá trị nhiệt độ bụi T d trong các nghiên cứu trước Giá trị 20 K thường được sử dụng làm nhiệt độ chuẩn cho các vật thể trong vùng Taurus và một số vùng khác như Lupus và Chameleon I Tuy nhiên, việc cố định một giá trị nhiệt độ dẫn đến độ chính xác kém trong việc tính toán khối lượng bụi từ công thức (1) và không phản ánh đúng các đặc tính khác của vật thể Do đó, chúng tôi đã áp dụng mối liên hệ giữa độ trưng của vật thể và nhiệt độ bụi theo nghiên cứu của Van Der Plas và cộng sự năm 2016 cho các ngôi sao trên dãy chính trong vùng Taurus và Ophiuchus, đặc biệt là cho các sao có khối lượng thấp và sao lùn nâu.
Độ trưng của ngôi sao được xác định dựa trên mô hình lý thuyết và cấp sao tuyệt đối, với mô hình 1 triệu năm áp dụng cho hai vùng hình sao Taurus và Rho Ophiuchus, trong khi nhóm sao Upper Scorpius sử dụng mô hình 5 triệu năm Việc xác định độ trưng từ các thông số thực nghiệm như cấp sao tuyệt đối và thị sai hàng năm giúp nâng cao độ chính xác trong việc ước tính nhiệt độ bụi, đồng thời thể hiện mối liên hệ giữa ngôi sao trung tâm và đĩa bụi xung quanh.
Hệ số A (Biên độ) và B (Chỉ số) phụ thuộc vào bán kính ngoài của đĩa cũng như sự phân bố của bụi trong đĩa, với giá trị của hệ số A và B tương ứng cho bán kính ngoài từ 10 đến 100.
Kết quả tính toán nhiệt độ và khối lượng bụi cho mỗi vật thể trong khoảng cách từ 10 đến 100 AU được trình bày trong bảng 3.2 và chi tiết hơn ở phần phụ lục 2 Ngoài ra, một số vật thể tại bán kính 10 AU, 40 AU và 100 AU trong các vùng Taurus, Ophiuchus và Upper Scorpius cũng được trích dẫn trong bảng 3.4.
Bảng 3.3 trình bày các giá trị của A và B tương ứng với bán kính ngoài của đĩa cho vật thể có độ trưng thấp (L < 0,1 L) theo nghiên cứu của Van Der Plas và cộng sự năm 2016 [20].
Bán kính ngoài của đĩa
Kết quả tính toán cho thấy, bán kính ngoài càng lớn thì nhiệt độ bụi giảm và khối lượng bụi trong đĩa tăng Điều này có thể được giải thích là do bụi phân bố xa ngôi sao trung tâm, hấp thụ ít nhiệt hơn, dẫn đến nhiệt độ trung bình của bụi giảm Tại vùng hình thành sao Taurus và Ophiuchus, các vật thể có độ trưng thấp (L < 0,1 L) có khối lượng bụi lớn hơn đáng kể so với các vật thể có độ trưng cao hơn trong cùng nhóm sao Điều này chỉ ra rằng đĩa bụi xung quanh các vật thể có khối lượng rất thấp như sao lùn nâu có quá trình phân tán và hút vào ngôi sao trung tâm chậm hơn so với các vật thể có khối lượng lớn hơn Thời gian sống của đĩa xung quanh các vật thể có khối lượng rất thấp cũng kéo dài hơn so với các ngôi sao kiểu Mặt trời.
Nhóm sao trẻ Upper Scorpius có độ tuổi lớn hơn so với các vùng Taurus và Ophiuchus, dẫn đến quá trình phân tán đĩa bụi của các vật thể diễn ra nhanh hơn Do đó, ở các sao lùn với độ trưng thấp, không có sự khác biệt rõ rệt so với các sao có độ trưng lớn hơn.
Bảng 3.4 Khối lượng bụi và nhiệt độ của một số vật thể trong vùng Taurus,
Ophiuchus và Upper Scorpius ở 10 AU, 40 AU và 100 AU
3.2.3 Tính toán nhiệt độ và khối lượng bụi từ mô hình phân bố năng lượng (SED)
Một cách tiếp cận để xác định các thông số của đĩa bụi từ các phép đo của kính ALMA là xây dựng mô hình phổ phân bố năng lượng cho các vật thể ở các bước sóng từ hồng ngoại đến milimét và dưới milimét Dữ liệu trong mô hình được lấy từ các băng W3 (11,6 μm), W4 (22,1 μm) của WISE; 70 μm, 100 μm, 160 μm, 250 μm, 350 μm và 500 μm của kính Herschel; cùng với 0,89 mm, 1,3 mm và 3,2 mm của ALMA Mô hình này dựa trên việc khớp bức xạ của bụi, coi bụi như một vật đen tuyệt đối, theo công thức Planck với thông lượng quan sát ở các bước sóng khác nhau, như nghiên cứu của Palau và cộng sự năm 2014 đã thực hiện cho các tiền sao khối lượng thấp.
d (4) với d là khoảng cách từ vật thể tới ngôi sao, k là độ chắn sáng của bụi (đơn vịcm g 2
) và B T d là hệ thức Planck cho vật đen tuyệt đối với nhiệt độ bụi T d [23]
Chúng tôi đã phát triển một thuật toán bằng lập trình Fortran dựa trên các tham số tự do M dust, T d và Khối lượng bụi M dust được khảo sát trong khoảng từ 0 đến 100M ⊙ với bước nhảy 0,1M ⊙, nhiệt độ từ 10 đến 1000 K với bước nhảy 1 K, và giá trị từ 0,1 đến 2 với bước nhảy 0,1 Sử dụng bước sóng tham chiếu 0,89 mm, hệ số hấp thụ tại bước sóng này là 1,75 cm²/g Các tham số M dust, T d và được chọn dựa trên giá trị chi bình phương cực tiểu (χ²) Kết quả cho thấy nhóm sao Taurus có khối lượng bụi từ 0,1 đến 8M ⊙ và nhiệt độ bụi từ 22 đến 95 K; trong khi nhóm sao Upper Scorpius có khối lượng bụi từ 0,1 đến 0,7M ⊙.
M và nhiệt độ bụi trong khoảng từ 21 đến 94 K; với nhóm sao Rho Ophiuchus có khối lượng trong khoảng từ 0,1 đến 1,6M và nhiệt độ trong khoảng từ 32 đến 96 K
Giá trị khối lượng bụi M dust, nhiệt độ bụi T d và hệ số bức xạ bụi của 30 vật thể được suy ra từ mô hình SED, được trình bày chi tiết trong bảng 3.5 Mô hình phổ phân bố năng lượng của mỗi vật thể có trong phụ lục 3 Hình 3.1 dưới đây thể hiện dữ liệu quan sát ALMA ở các bước sóng hồng ngoại, milimét và dưới milimét; bên trái là mô hình phân bố năng lượng SED của vật thể CIDA 7, trong khi bên phải là sơ đồ phổ bức xạ tại bước sóng 0,89 mm từ quan sát bằng kính ALMA.
Bảng 3.5 Kết quả tính toán khối lượng M dust , nhiệt độ T và hệ số bức xạ bụi d của 30 vật thể được suy ra từ mô hình SED
Thảo luận
3.3.1 Kết quả khối lượng bụi từ hai phương pháp
Khi so sánh khối lượng bụi ước tính từ quan sát ALMA với mô hình phân bố năng lượng (SED), chúng tôi nhận thấy rằng phần lớn khối lượng của các vật thể trong vùng hình thành sao Taurus và nhóm sao Upper Scorpius có giá trị phù hợp nhất ở bán kính 10 AU và 20 AU, với độ lệch dưới 15% Tuy nhiên, một số vật thể như 2MASS J16053215-1933159 và 2MASS J16024575-2304509 có giá trị khớp ở bán kính lớn hơn 40 AU, trong khi 2MASS J04202555+2700355 phù hợp ở bán kính 80 AU Kích thước đĩa bụi này tương thích với đặc điểm của các vật thể được khảo sát.
Sự chênh lệch về khối lượng giữa hai cách tính theo từng kiểu phổ, đặc biệt là ở kiểu phổ M7 – M8, cho thấy sự khác biệt lớn hơn 30% Chênh lệch này có thể liên quan đến độ tuổi thực tế của ngôi sao so với độ tuổi được sử dụng trong mô hình Cụ thể, các sao trong vùng Ophiuchus cho thấy sự chênh lệch trên 40%, có thể do tuổi thực tế của chúng lớn hơn 1 triệu năm mà mô hình đã áp dụng, trong khi nhiều nghiên cứu chỉ ra rằng nhóm sao trẻ Ophiuchus thực chất có độ tuổi nhỏ hơn 10 triệu năm.
Hình 3.2 Sơ đồ thể hiện độ lệch khối lượng bụi giữa hai cách tính M dust theo kiểu phổ từ M5.0 – M8.0 cho các vùng sao Taurus, Rho Ophiuchus và Upper Scorpius.
Nhiệt độ bụi tính theo công thức (4) thấp hơn đáng kể so với nhiệt độ suy ra từ mô hình SED, có thể do sai lệch trong độ tuổi ngôi sao giữa mô hình lý thuyết CIFIST2011 và thực tế Cách tính này không phản ánh chính xác mối liên hệ giữa nhiệt độ bụi và thông lượng bức xạ ở vùng dưới milimét và milimét, khiến giá trị chỉ mang tính tham khảo Hầu hết nhiệt độ bụi của các vật thể trong mẫu dưới 50 K, tương ứng với bụi ở rìa ngoài đĩa, khoảng cách trung bình 10 AU theo nghiên cứu của Wyatt (2008) Một số vật thể như 2MASS J04141458+2827580 (70 K), 2MASS J04284263+2714039 (95 K) và 2MASS J16272658-2425543 (96 K) có nhiệt độ bụi cao hơn, có thể là tiền sao ở giai đoạn đầu, nơi bụi tập trung gần tiền sao và hấp thụ nhiều nhiệt.
Chúng tôi đã so sánh các tham số ước tính của các vật thể theo hai phương pháp với các nghiên cứu trước đó của Ward-Duong năm 2018 và Van Der Plas cùng cộng sự năm 2016 Kết quả từ cách tính trực tiếp thông lượng tại bước sóng milimét của ALMA cho thấy độ chính xác cao hơn, nhờ vào việc sử dụng các giá trị đo thực nghiệm thay vì chỉ dựa vào kiểu phổ và khoảng cách ước tính trung bình như trong nghiên cứu của Ward-Duong Đặc biệt, các ước tính từ SED của chúng tôi cho các vật thể trong vùng hình thành sao Taurus gần bằng một nửa so với các kết quả từ mô hình MCFOST trong nghiên cứu trước đó.
Mô hình của chúng tôi khác với mô hình năm 2018 ở chỗ không gán thêm các thông số như nhiệt độ, bán kính và độ trưng của ngôi sao trung tâm vào công thức nội suy, mà chỉ dựa vào bức xạ từ bụi trong đĩa như bức xạ của vật đen Điều này cho phép các thông số chỉ phụ thuộc vào bức xạ bụi quan sát được Tuy nhiên, dựa trên sự tương đồng giữa hai phương pháp tính toán và mô hình sử dụng nhiều tham số thực nghiệm, chúng tôi khẳng định rằng các thông số ước tính trong khóa luận này là phù hợp và đáng tin cậy.
3.3.2 Mối liên hệ giữa khối lượng bụi và khối lượng vật thể trung tâm và quá trình hình thành hành tinh xung quanh các ngôi sao có khối lượng rất thấp
Khối lượng bụi trong đĩa chỉ chiếm từ 0,01 đến 0,1% khối lượng của vật thể trung tâm trong các vùng hình thành sao, với nhóm sao Upper Scorpius có tỷ lệ thấp nhất dưới 0,03% Nếu tỷ lệ khối lượng bụi và khí trong đĩa là 1:100, khối lượng đĩa sẽ tương đương từ 0,11 đến 1,0% khối lượng vật thể, giá trị này phù hợp với các nghiên cứu của Ward-Duong và cộng sự.
(2018) cho một số sao khối lượng thấp vùng Taurus với giá trị khối lượng đĩa từ 0,2 – 0,6% khối lượng ngôi sao [37]
Biểu đồ trong Hình 3.3 thể hiện tỷ số khối lượng bụi của đĩa so với khối lượng vật thể trung tâm cho 30 sao lùn có khối lượng rất thấp, được nghiên cứu trong ba vùng hình thành sao khác nhau.
Theo tỷ lệ khối lượng bụi và khối lượng sao, nếu khối lượng sao lùn nâu và sao có khối lượng rất thấp nhỏ hơn 0,3M⊙ hay 300M J, thì khối lượng đĩa bụi sẽ dao động từ 0,33 – 3M J hay 10 – 950M⊙ Kết quả này cho thấy đĩa bụi không đủ khí và vật chất tối thiểu để hình thành các hành tinh khí cỡ như Mộc tinh, điều này phù hợp với mô hình lý thuyết của Alibert và cộng sự Các vật thể dưới sao như sao lùn nâu có khả năng hình thành các hành tinh kiểu Trái đất hơn là các hành tinh khí, được chứng minh qua việc phát hiện hệ 7 hành tinh kiểu Trái Đất quanh sao lùn lạnh TRAPPIST-1 vào năm 2015 Điều này chỉ ra rằng các sao lùn có khối lượng thấp là những ứng cử viên tiềm năng để tìm kiếm hành tinh kiểu Trái Đất, hơn là các sao có khối lượng lớn hơn trên dãy chính Một số sao lùn và sao lùn nâu có các vật thể đồng hành cỡ lớn như 2M127b và 2M J044144, có thể là kết quả từ quá trình trong hệ sao đôi, thay vì hình thành trong một đĩa tiền hành tinh.
KẾT LUẬN VÀ KIẾN NGHỊ
Khóa luận đã khảo sát 30 ngôi sao bằng hai phương pháp tính toán để xác định các tính chất như khối lượng bụi, nhiệt độ bụi, khối lượng ngôi sao trung tâm, nhiệt độ và độ trưng của ngôi sao Kết quả từ tính toán trực tiếp được so sánh với thông lượng quan sát và mô hình phổ phân bố năng lượng, cho thấy sự phù hợp và độ tin cậy trong việc tính toán các thông số của bụi Từ đó, khóa luận đã thảo luận mối quan hệ giữa khối lượng bụi và khối lượng vật thể trung tâm, đồng thời xem xét khả năng hình thành hành tinh xung quanh các vật thể có khối lượng thấp.
Khóa luận đã hoàn thành tất cả các mục tiêu ban đầu, tập trung nghiên cứu các vật thể tiêu biểu cho sự kết tinh của bụi, sự tiến hóa của sao lùn nâu và sao khối lượng thấp, cũng như quá trình hình thành hành tinh xung quanh các ngôi sao này Tài liệu này cũng cung cấp thông tin hữu ích cho sinh viên Đại học Sư phạm TP Hồ Chí Minh trong việc tìm hiểu về sự hình thành và tiến hóa của các sao lùn trẻ có khối lượng thấp tại các vùng hình thành sao.
