đặc tính hóa quá trình giải phóng lưỡng cực phân tử khí co của các sao lùn nâu ở ρ ophiuchi và taurus

Do đó, các nhà thiên văn học đã đề xuất nhiều kịch bản để giải thích nguồn gốc SLN Whitworth và cộng sự [58], trong đó có hai mô hình chính: 1 Theo mô hình chuẩn, chúng hình thành như cá

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

Thành phố Hồ Chí Minh – 2012

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

Đặng Đức Cường

ĐẶC TÍNH HÓA QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ CO CỦA CÁC

SAO LÙN NÂU Ở ρ OPHIUCHI VÀ TAURUS

L ỜI CẢM ƠN

Luận văn này được hoàn thành không chỉ là thành quả của riêng tôi, đó còn

là kết quả của quá trình dạy dỗ, chỉ bảo tận tình và đầy trách nhiệm của người Thầy đáng kính TS Phan Bảo Ngọc (Bộ môn Vật lý – Trường Đại Học Quốc Tế – Đại Học Quốc Gia Tp Hồ Chí Minh) Tôi là người may mắn khi được nghiên cứu với Thầy, Thầy sẽ mãi là tấm gương sáng cho nhiều thế hệ học trò Việt Nam và nhiều nước khác học tập Tôi xin được biết ơn Thầy

Tôi chân thành cảm ơn Quý Thầy, Cô đã giảng dạy lớp Cao học Vật lý nguyên tử, hạt nhân & năng lượng cao, khóa 21 (2010-2012); và các Thầy, Cô, nhân viên Phòng Sau Đại Học - Trường Đại Học Sư Phạm Tp Hồ Chí Minh đã tạo điều kiện thuận lợi cho tôi và cả lớp chúng tôi hoàn thành khóa học

Tôi cũng gửi lời cảm ơn đến các anh Hoàng Ngọc Duy, Đỗ Duy Thọ và chị Nguyễn Ngọc Linh (Bộ môn Vật lý - Trường Đại Học Quốc Tế - Đại Học Quốc Gia

Tp Hồ Chí Minh) đã giúp đỡ chân thành trong suốt quá trình tôi nghiên cứu tại trường

Cuối cùng, tôi xin được biết ơn những người thân, những người bạn đã tạo điều kiện về tài chính và những bạn bè đã giúp đỡ về tinh thần trong suốt quá trình tôi học tập và nghiên cứu

Thành phố Hồ Chí Minh, ngày …… tháng …… năm 2012

Người viết

Đặng Đức Cường

M ỤC LỤC

LỜI CẢM ƠN i

MỤC LỤC ii

DANH MỤC CÁC HÌNH VẼ v

DANH MỤC CÁC BẢNG viii

DANH MỤC CÁC HẰNG SỐ VÀ ĐƠN VỊ ix

MỞ ĐẦU 1

Chương 1: TỔNG QUAN 4

1.1 SAO LÙN NÂU 4

1.1.1 Sao lùn nâu 4

1.1.2 Các thuộc tính vật lí của sao lùn nâu 5

1.1.2.1 Khối lượng 5

1.1.2.2 Nhiệt độ 5

1.1.2.3 Bán kính 6

1.1.2.4 Phân loại sao lùn nâu theo kiểu phổ 6

1.1.3 Những khu vực tìm kiếm, phát hiện sao lùn nâu 7

1.2 HỆ THỐNG KÍNH THIÊN VĂN VÔ TUYẾN 8

1.2.1 SMA (the SubMillimeter Array) 8

-1.2.2 CARMA (the Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy) 9

1.2.3 ALMA (the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) 10

-Chương 2: CÁC GIẢ THUYẾT HÌNH THÀNH SAO LÙN NÂU VÀ CÁC QUAN SÁT THỰC NGHIỆM KIỂM CHỨNG 12

2.1 CÁC GIẢ THUYẾT HÌNH THÀNH SAO LÙN NÂU 12

2.1.1 Quá trình hình thành của các sao thông thường 12

2.1.2 Các giả thuyết hình thành sao lùn nâu 18

-2.1.2.1 Mô hình sao lùn nâu hình thành theo cùng cách thức như các sao thông thường khối lượng thấp 18

2.1.2.2 Các mô hình khác về nguồn gốc hình thành của sao lùn nâu 20

-2.2 CÁC QUAN SÁT THỰC NGHIỆM KIỂM CHỨNG NGUỒN GỐC SAO LÙN NÂU HÌNH THÀNH GIỐNG CÁC SAO THÔNG THƯỜNG KHỐI LƯỢNG THẤP 23

-2.2.1 Các đĩa bồi đắp xung quanh sao lùn nâu 23

2.2.2 Các luồng phụt lưỡng cực phân tử khí 25

2.2.3 Hàm khối lượng ban đầu (IMF) 25

2.2.4 Sự phân bố vận tốc và phân bố không gian 26

-Chương 3: QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ CO 29

-3.1 SỰ HÌNH THÀNH VÀ PHÂN HỦY PHÂN TỬ KHÍ CO TRONG ĐÁM MÂY PHÂN TỬ 29

-3.1.1 Phổ năng lượng dao động và năng lượng quay của phân tử lưỡng nguyên tử CO 29

3.1.1.1 Phổ năng lượng dao động 29

3.1.1.2 Phổ năng lượng quay 30

3.1.2 Sự hình thành phân tử khí CO 31

3.1.2.1 Sự hình thành phân tử khí CO trong các vùng lạnh (T < 100 K) 31 3.1.2.2 Sự hình thành phân tử khí CO trong các vùng ấm (T ≥ 100 K) 32

3.1.3 Sự phân hủy phân tử khí CO 33

-3.2 QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ CO Ở CÁC SAO THÔNG THƯỜNG 33

3.2.1 Các đặc tính quan sát của luồng phụt lưỡng cực phân tử 33

3.2.1.1 Tính phổ biến 33

3.2.1.2 Tính lưỡng cực 34

-3 2.1.3 Hình thái cấu trúc luồng phụt 35

3.2.1.4 Sự chuẩn trực 35

-3.2.2 Các tham số vật lý cơ bản của luồng phụt lưỡng cực phân tử khí từ các quan sát phổ phát xạ CO 36

3.2.2.1 Khối lượng 36

3.2.2.2 Các tham số động học 37

3.2.2.3 Các tham số động lực học 38

3.2.3 Các luồng phụt trung hòa vận tốc cực kì cao 39

3.2.4 Nguồn gốc luồng phụt phân tử 41

3.2.4.1 Mô hình sốc uốn hình cung được điều khiển bởi tia vật chất 41

3.2.4.2 Mô hình lớp vỏ được điều khiển bởi gió góc rộng 42

3.2.5 Nguồn gốc gió/tia vật chất 43

3.2.5.1 Mô hình đĩa–gió 44

3.2.5.2 Mô hình gió–X 45

-3.3 QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ CO Ở VÙNG KH ỐI LƯỢNG DƯỚI SAO 46

3.3.1 Các luồng phụt lưỡng cực phân tử ở vùng khối lượng dưới sao 46

3.3.1.1 Luồng phụt lưỡng cực phân tử từ IRAM 04191+1522 46

3.3.1.2 Luồng phụt lưỡng cực phân tử từ L1014IRS 48

3.3.1.3 Luồng phụt lưỡng cực phân tử từ ISOOph 102 48

3.3.1.4 Luồng phụt lưỡng cực phân tử từ L6737IRS 50

3.3.1.5 Luồng phụt lưỡng cực phân tử từ MHO 5 51

3.3.1.6 Luồng phụt lưỡng cực phân tử từ L1148IRS 52

-3.3.2 So sánh các thuộc tính vật lý tiêu biểu của các luồng phụt ở vùng khối lượng dưới sao 53

-Chương 4: ĐẶC TÍNH HÓA QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ CO TỪ SAO LÙN NÂU GM TAU 55

4.1 SAO LÙN NÂU GM TAU 55

4.1.1 Các tham số vật lý cơ bản 55

4.1.1.1 Khối lượng 55

4.1.1.2 Nhiệt độ 56

4.1.1.3 Bán kính 56

4.1.1.4 Kiểu phổ 56

4.1.2 Tín hiệu luồng phụt từ GM Tau 56

4.1.2.1 Biên dạng vạch P Cygni 56

4.1.2.2 Biên dạng vạch P Cygni của GM Tau 58

4.2 QUAN SÁT VÀ XỬ LÝ SỐ LIỆU 59

4.3 KẾT QUẢ VÀ THẢO LUẬN 60

4.4 KẾT LUẬN 66

DANH MỤC CÁC CÔNG BỐ CỦA TÁC GIẢ 68

TÀI LIỆU THAM KHẢO 69

Phụ lục 76

-DANH M ỤC CÁC HÌNH VẼ

1 1.1 Sao lùn nâu so với sao thông thường và hành tinh 4

2 1.2 8 ăngten của SMA 8

3 1.3 23 ăngten của CARMA 9

4 1.4 50 ăngten trong hệ kính 12-m của ALMA trong

26

12 2.8

Sự phân bố không gian của các sao thông thường (kiểu phổ ≤ M6) và sao lùn nâu (kiểu phổ > M6) trong vùng hình thành sao Taurus

27

13 3.1 Các mức năng lượng dao động của phân tử CO 29

14 3.2 Các mức năng lượng quay của phân tử CO 30

15 3.3 Sơ đồ cấu trúc luồng phụt lưỡng cực phân tử khí của

18 3.6 Sự phát xạ CO J = 2→1 trong luồng phụt của L1448 38

19 3.7 Biểu đồ đơn giản của mô hình sốc uốn hình cung

được điều khiển bởi tia vật chất trong hệ tọa độ trụ 40

20 3.8 Biểu đồ đơn giản của mô hình lớp vỏ được điều

khiển bởi gió góc rộng trong hệ tọa độ trụ 41

21 3.9 Một biểu đồ đơn giản hóa của mô hình đĩa–gió 43

22 3.10 Một biểu đồ của mô hình gió–X 44

23 3.11 Bản đồ luồng phụt lưỡng cực phân tử khí CO J =

2→1 từ IRAM 04191 45

24 3.12 Đồ thị vị trí–vận tốc của các khối khí phát xạ CO J = 47

2→1 trong luồng phụt của ISO-Oph 102

25 3.13 Bản đồ cường độ của các khối khí phát xạ CO J =

2→1 của luồng phụt lưỡng cực từ L673-7-IRS 48

26 3.14 Biểu đồ vị trí–vận tốc của các khối khí phát xạ CO J

= 2→1 trong luồng phụt lưỡng cực từ MHO 5 49

27 4.1 Sơ đồ biểu diễn nguồn gốc của biên dạng vạch P

CO J = 2→1 xung quanh vị trí SLN ISO-Oph 102 59

31 4.5 Biểu đồ vị trí–vận tốc của các khối khí phát xạ CO J

= 2→1 từ luồng phụt GM Tau 60

32 4.6

Đề xuất hướng nghiên cứu mới của TS Phan Bảo Ngọc trong việc tìm hiểu nguồn gốc hình thành của các sao lùn nâu

64

DANH M ỤC CÁC BẢNG

1 1.1 Các cấu hình cơ bản của kính thiên văn vô tuyến

2 1.2 Các đặc tính và cấu hình của 2 mảng chính của kính

thiên văn vô tuyến CARMA 10

3 3.1 Các thuộc tính động học và động lực học của luồng

phụt lưỡng cực phân tử từ L1014-IRS 46

4 3.2 Các thuộc tính động học và động lực học của luồng

phụt lưỡng cực phân tử từ ISO-Oph 102 47

5 3.3 Các thuộc tính động học và động lực học của luồng

phụt lưỡng cực phân tử từ L673-7-IRS 49

6 3.4 Các thuộc tính động học và động lực học của luồng

phụt lưỡng cực phân tử từ MHO 5 50

7 3.5 Các thuộc tính động học và động lực học của luồng

phụt lưỡng cực phân tử từ L1148-IRS 51

8 3.6 So sánh các thuộc tính vật lý tiêu biểu của các luồng

phụt vùng khối lượng dưới sao 51

9 4.1 Kết quả ước tính của các tham số vật lý cơ bản của

luồng phụt từ GM Tau 62

MJ: là khối lượng Mộc tinh, 1 MJ = 1,8986.1027 kg

M: là khối lượng Mặt trời, 1 M = 1,9891.1030 kg

pc: viết tắt của parsec, 1 pc = 3,08568.1016

m AU: là đơn vị thiên văn, 1 AU = 149.597.870,7 km

L: là độ trưng của Mặt trời, 1 L = 3,846.1026 W

erg: là đơn vị đo năng lượng và công cơ học trong hệ đơn vị CGS,

M Ở ĐẦU

Ngay từ năm 1963, sự tồn tại của các sao lùn nâu (SLN) đã được tiên đoán lý

thuyết bởi Kumar [25] Mãi đến năm 1995, các nhà thiên văn học mới phát hiện SLN đầu tiên Gliese 229B bằng quan sát (Rebolo và cộng sự [47]; Nakajima và

cộng sự [40]) Ngay sau đó một lượng lớn các SLN được khám phá xung quanh các ngôi sao trong dãy chính, hoặc ở các vùng hình thành sao, hoặc chúng trôi nổi tự do trong vùng lân cận Mặt trời Các khám phá và nghiên cứu SLN nhanh chóng trở thành một hướng nghiên cứu quan trọng của Thiên văn Vật lý, góp phần quan trọng trong sự hiểu biết của con người về loại sao này, cũng như các sao thông thường và các hành tinh có khối lượng lớn

Các SLN có khối lượng nằm trong khoảng từ 13 đến 75 MJ, chúng không đủ nặng để đốt cháy hydrogen nhưng có thể thực hiện phản ứng đốt cháy deuterium Xét về khối lượng chúng nằm giữa các sao thông thường và hành tinh Mật độ SLN khá phổ biển trong vũ trụ, tương đương với các sao kiểu Mặt trời, tuy nhiên nguồn gốc của chúng vẫn đang là đề tài tranh cãi

Đối với một ngôi sao thông thường (ví dụ: Mặt trời), quá trình hình thành bắt đầu từ sự co rút hấp dẫn, sự bồi đắp và phóng luồng phụt vật chất lưỡng cực Quá trình hình thành này được chia làm 5 giai đoạn: lõi tiền sao, tiền sao giai đoạn 0, giai đoạn I, giai đoạn II và giai đoạn III Khối lượng các SLN (13 – 75 MJ) quá nhỏ

so với khối lượng tối thiểu Jeans (~ 1 M) để đám mây phân tử tự co rút, sụp đổ

dưới tác dụng của lực hấp dẫn, khởi đầu cho quá trình hình thành sao Do đó, các nhà thiên văn học đã đề xuất nhiều kịch bản để giải thích nguồn gốc SLN (Whitworth và cộng sự [58]), trong đó có hai mô hình chính: (1) Theo mô hình chuẩn, chúng hình thành như các sao thông thường khối lượng lớn hơn thông qua

sự co rút hấp dẫn và phân mảnh (Bonnell và cộng sự [11]), hoặc phân mảnh hỗn loạn (Padoan & Nordlund [42, 43]); (2) Theo mô hình “đẩy ra” (ejection model), một phôi sao có khối lượng thấp nhất trong hệ gồm nhiều tiền sao, bị đẩy ra khỏi hệ

do tương tác động lực học giữa các thành viên trong hệ Các phôi bị đẩy ra ngoài

này có khối lượng rất thấp, nó bị mất các kén khí và do không thể lấy thêm khí để tăng khối lượng nên chúng trở thành các SLN và sao khối lượng rất thấp (Reipurth

& Clarke [48])

Các quan sát gần đây (Luhman và cộng sự [34]) như hàm khối lượng ban đầu IMF (Initial Mass Function), sự phân bố vận tốc, đặc tính hệ sao đôi, … cho thấy các đặc tính vật lý của SLN và sao thông thường tương tự nhau Do đó người

ta nghĩ rằng các SLN được hình thành theo mô hình thứ nhất, tức chúng hình thành theo kiểu như các sao thông thường Cần lưu ý rằng các cơ chế khác (ví dụ: sự đẩy các phôi sao) cũng có thể xảy ra, tham gia vào quá trình hình thành SLN, nhưng không phải là cơ chế chính trong việc tạo ra một số lượng lớn SLN Tuy nhiên, hầu hết các quan sát đó đều tập trung vào các SLN giai đoạn II trở đi, vì vậy quá trình hình thành SLN ở các giai đoạn sớm hơn như lõi tiền sao, giai đoạn 0, giai đoạn I

vẫn chưa được hiểu rõ Để thấu hiểu nguồn gốc của SLN, ta cần phải nghiên cứu

các giai đoạn đầu của quá trình hình thành thông qua các quá trình vật lý đặc trưng của từng giai đoạn Một trong những quá trình tiêu biểu đó là quá trình giải

phóng lưỡng cực phân tử khí Sự phát hiện đầu tiên về luồng phụt lưỡng cực phân

tử ở SLN trẻ (giai đoạn II) ISO-Oph 102 (Phan-Bao và cộng sự [45]), đã chứng tỏ quá trình luồng phụt xảy ra ở SLN như một phiên bản thu nhỏ so với ở các sao thông thường

Quá trình giải phóng lưỡng cực khí phân tử xảy ra ở các giai đoạn 0, I và II,

do đó trước tiên chúng tôi nghiên cứu quá trình này ở SLN giai đoạn II Từ đó

chúng tôi thực hiện đề tài: “Đặc tính hóa quá trình giải phóng lưỡng cực phân tử

khí CO của các sao lùn nâu ở ρ Ophiuchi và Taurus” nhằm tìm hiểu cơ chế hình

thành SLN

Đề tài đặt ra mục tiêu là đặc tính hóa quá trình giải phóng lưỡng cực phân tử

khí CO từ SLN trong một mẫu quan sát gồm các vật thể sao khối lượng rất thấp và SLN trong hai vùng hình thành sao ρ Ophiuchi và Taurus, bao gồm các tham số cơ

bản như: khối lượng khí, tốc độ mất khối lượng, vận tốc, kích thước của quá trình

này Để thực hiện mục tiêu này, nhóm nghiên cứu của TS Phan Bảo Ngọc đã sử dụng kính thiên văn vô tuyến SMA (SubMillileter Array) để quan sát, và tôi đã sử dụng phần mềm MIR và MIRIAD để xử lý dữ liệu quan sát đó

Đề tài có ý nghĩa cung cấp các đặc tính vật lý của quá trình giải phóng lưỡng cực phân tử khí CO cho các mô phỏng tính toán, nhằm tìm ra kịch bản hình thành SLN Các đặc tính vật lý này cũng là các chỉ dẫn quan trọng để phát hiện các phôi SLN ở các giai đoạn hình thành sớm hơn (lõi tiền sao, tiền sao giai đoạn 0, giai đoạn I), cung cấp cho chúng ta các bằng chứng thực nghiệm về quá trình hình thành SLN ở giai đoạn sớm nhất, từ đó chúng ta có thể hiểu nguồn gốc của loại sao này Việc nghiên cứu sự hình thành SLN sẽ cho phép chúng ta mở rộng hiểu biết về sự hình thành sao xuống vùng khối lượng dưới sao và kiểm tra các lý thuyết hình thành sao cho trường hợp các SLN Ngoài ra, chúng còn cho phép chúng ta nghiên cứu quá trình hình thành các hành tinh xung quanh các SLN, điều này sẽ cung cấp các chỉ dẫn quan trọng trong việc tìm kiếm các hành tinh ngoài Hệ Mặt trời

Bố cục đề tài bao gồm:

• Mở đầu trình bày lý do chọn đề tài, mục tiêu, đối tượng và phương

pháp nghiên cứu, ý nghĩa khoa học và thực tiễn của đề tài nghiên cứu

• Chương 1 trình bày tổng quan về SLN, và giới thiệu một vài hệ thống

kính thiên văn vô tuyến trên thế giới hiện nay được sử dụng để quan sát SLN

• Chương 2 nêu ra các giả thuyết hình thành SLN hiện nay và các phát

hiện kiểm chứng nguồn gốc hình thành của chúng

• Chương 3 mô tả các đặc tính của luồng phụt phân tử lưỡng cực ở các

sao thông thường và một số luồng phụt vùng khối lượng dưới sao đã được công bố cho đến nay

• Chương 4 là nội dung chính của luận văn, trình bày mẫu nghiên cứu,

kết quả nghiên cứu, từ đó đưa ra một số ý kiến thảo luận và cuối cùng rút ra kết luận về luận văn

Chương 1: TỔNG QUAN

Đầu tiên chúng tôi sẽ trình bày tổng quan về SLN, bao gồm các thuộc tính vật lý và các vùng tìm kiếm SLN, và tổng quan về một vài kính thiên văn vô tuyến (SMA, CARMA, ALMA) được sử dụng để quan sát SLN Những dữ liệu chính của chúng tôi đều được thu thập từ 2 kính SMA và CARMA

1.1 SAO LÙN NÂU

1.1.1 Sao lùn nâu

SLN là các vật thể có khối lượng từ 13 đến 75 MJ (hay từ 0,013 đến 0,075

M), nằm giữa khối lượng các sao và khối lượng các hành tinh, với khối lượng này chúng không thể duy trì phản ứng hạt nhân tổng hợp đốt cháy hydrogen trong lõi

của mình, và chúng có bề mặt và phần bên trong đối lưu hoàn toàn Hình 1.1 minh

họa về sự so sánh giữa SLN với các sao và hành tinh về mặt kích thước một cách trực quan và giản đơn Theo đó, SLN có lẽ là những vật thể trung gian tạo nên sự kết nối liên tục từ các sao xuống đến các hành tinh

Hình 1.1 Sao lùn nâu so với các sao thông thường và hành tinh (Nguồn: Đài Quan Sát Thiên Văn Gemini, Hoa kỳ, http://www.gemini.edu)

(SUN = Mặt Trời; Low-mass star = sao khối lượng thấp; Brown Dwarf = sao lùn nâu; Jupiter = Mộc tinh; Earth = Trái Đất)

1.1.2 Các thu ộc tính vật lí của sao lùn nâu

1.1.2.1 Kh ối lượng

Khối lượng là một trong những thuộc tính cơ bản nhất của SLN Các mô hình tiến hóa lý thuyết (chẳng hạn Chabrier và Baraffe [14]) ước tính SLN có khối lượng trong khoảng 13 – 75 MJ, khoảng giá trị này cũng phù hợp với các kết quả đo trực tiếp từ các hệ SLN đôi (chẳng hạn Stassun và cộng sự [55]) Theo các mô hình

lý thuyết, các sao khối lượng dưới 0,3 M thì đối lưu hoàn toàn, nên chúng không

có lõi bức xạ Khối lượng của SLN dưới giới hạn này nên tất cả SLN đều đối lưu

hoàn toàn

Chú ý rằng các ngôi sao sẽ đốt cháy lithium bởi phản ứng 7Li+p→24He ở

độ tuổi ~ 100 triệu năm, trong khi các SLN không đủ nặng để đạt đến nhiệt độ lõi thõa mãn phản ứng đó Các mô hình lý thuyết ước tính khối lượng cực tiểu đốt cháy lithium là ~ 65 MJ Điều này là cơ sở của phương pháp gọi là “thử nghiệm lithium”

để phát hiện SLN Tất cả SLN có khối lượng trong khoảng 13 – 65 MJ sẽ không có khả năng đốt cháy lithium, nên lithium nguyên thủy sẽ đối lưu từ bên trong ra bề mặt khí quyển của chúng, từ đó ta có thể khám phá các SLN này thông qua việc phát hiện vạch hấp thụ Li ở bước sóng 6708 Å Trong khi đó các SLN khối lượng lớn hơn (từ 65 đến 75 MJ) sẽ phá hủy lithium ở độ tuổi lớn hơn 100 triệu năm, nên không thể áp dụng phương pháp này để xác nhận các SLN này Phương pháp thử nghiệm lithium chỉ được sử dụng để xác định các SLN có khối lượng dưới 65 MJ Tuy nhiên, thử nghiệm lithium phụ thuộc mạnh mẽ vào độ tuổi: các sao ở độ tuổi dưới 100 triệu năm (phụ thuộc khối lượng) cũng sẽ trưng bày vạch hấp thụ lithium

đó Do vậy, tuổi của SLN phải được tính đến khi sử dụng phương pháp này để xác định chúng

1.1.2.2 Nhi ệt độ

Các SLN có nhiệt độ hiệu dụng ước tính từ khoảng 500 K đến 2500 K (Leggett và cộng sự [28]), giá trị nhiệt độ này phụ thuộc vào khối lượng và độ tuổi

của chúng Năm 2011, Cushing và cộng sự [16] sử dụng dữ liệu WISE (Wide-Field Infrared Survey Explorer) và xác định được 6 SLN kiểu phổ đầu-Y với nhiệt độ ước tính ~ 300 K, giá trị nhiệt độ này lạnh như nhiệt độ cơ thể con người

1.1.2.3 Bán kính

Theo các mô hình lý thuyết, tất cả các SLN già (~ 1 tỷ năm tuổi) gần như có cùng bán kính với Mộc tinh (RJ) (Chabrier &Baraffe [15]) Bán kính của các SLN này chỉ thay đổi ~ 10% trên toàn bộ khoảng khối lượng (13 – 75MJ) của chúng Còn các SLN trẻ có lẽ có bán kính lớn hơn, phụ thuộc vào tuổi của chúng Điều này cũng phù hợp với các kết quả đo trực tiếp bán kính SLN từ các hệ SLN đôi Chú ý rằng, bán kính SLN có thể bị ảnh hưởng bởi tác động của từ trường, có thể làm tăng bán kính của chúng lên từ 10% đến 15% [14]

1.1.2.4 Phân lo ại sao lùn nâu theo kiểu phổ

Các sao thuộc dãy chính được phân loại theo các lớp phổ sau: O B A F G K

M Các lớp này sau đó được phân loại nhỏ hơn theo các số Ả Rập (từ 0 đến 9) A0

có nghĩa là sao “nóng” nhất trong lớp A và A9 là sao “lạnh” nhất trong lớp này Mặt trời của chúng ta được phân loại là G2 Năm 1999, Martín và cộng sự [36], Kirkpatrick và cộng sự [23] đã khám phá các SLN lạnh hơn sao M, dẫn đến định nghĩa lớp phổ mới “L” Sau đó, vào năm 2002 Burgasser và cộng sự [13] đã khám phá các SLN methane, dẫn đến định nghĩa lớp phổ bổ sung mới “T” cho các sao lùn thậm chí lạnh hơn các sao lùn “L”

SLN thường có các kiểu phổ cuối-M (≥ M9), L và T

• Đối với các SLN lớp phổ M, quang phổ của chúng được chi phối bởi

các dải hấp thụ phân tử titanium oxide (TiO) và vanadium oxide (VO)

• Đối với các SLN lớp phổ L, các oxide kim loại (TiO và VO) biến mất

nhanh chóng, thay vào đó là các dải hấp thụ của kim loại hydride

mạnh (như FeH, CrH, MgH, CaH), và các dải hấp thụ của alkali nổi bật (như NaI, KI, CsI, RbI) Và ở một số SLN còn thấy xuất hiện vạch hấp thụ Li ở bước sóng 6708 Å Trong khi đó phổ hồng ngoại-gần (ứng với khoảng bước sóng 1 – 2,5 μm) của các SLN này tương tự với các sao lùn M, chủ yếu là các dải hấp thụ của nước (H2O) và carbon monoxide (CO)

• Đối với các SLN lớp phổ T, phổ hồng ngoại gần của chúng chủ yếu là

các dải hấp thụ methane (CH4) Các dải hấp thụ CH4 này chỉ có thể tìm thấy trong các hành tinh khổng lồ của Hệ Mặt trời và Titan

• Đối với SLN lớp phổ mới “Y”: về mặt lý thuyết, lớp phổ Y được đề

xuất cho các SLN siêu lạnh có nhiệt độ dưới khoảng 600 K và phổ hồng ngoại của chúng phải cho thấy các đặc tính ammonia (NH3) nổi bật và đáng kể, để kích hoạt một lớp phổ mới, lớp phổ Y Sử dụng dữ liệu quang trắc hồng ngoại gần từ WISE, Cushing và cộng sự [16] đã khám phá 6 ứng viên SLN đầu tiên ở đầu-lớp phổ Y Phổ hồng ngoại-gần của chúng có khả năng cho thấy các đặc tính hấp thụ NH3 Nhưng cần có thêm những khám phá mới về các SLN lớp Y lạnh hơn để xác nhận các đặc tính NH3 này trong phổ hồng ngoại của các SLN thuộc lớp phổ “Y”

1.1.3 Nh ững khu vực tìm kiếm, phát hiện sao lùn nâu

Việc tìm kiếm, phát hiện SLN được tiến hành ở 3 khu vực:

• xung quanh các ngôi sao trong dãy chính,

• trong các vùng hình thành sao,

• hoặc chúng trôi nổi tự do trong vùng lân cận Mặt trời

Vùng lân cận Mặt trời được định nghĩa là khối cầu có bán kính khoảng 25 pc tính từ Mặt trời, là nơi mà hiện còn một số lớn sao lùn có khối lượng cực nhỏ chưa được phát hiện

1.2 H Ệ THỐNG KÍNH THIÊN VĂN VÔ TUYẾN

Để quan sát, nghiên cứu các hiện tượng, tính chất vật lý của các vật thể thiên văn, chúng ta cần sử dụng các loại kính thiên văn hoạt động ở các bước sóng khác nhau Trong khuôn khổ đề tài này, chúng tôi chỉ giới thiệu các hệ thống kính thiên văn vô tuyến, bao gồm: SMA, CARMA và ALMA

1.2.1 SMA (the SubMillimeter Array)

SMA là kính thiên văn vô tuyến được đặt ở chân của Pu’u Poli’ahu trên mực

nước biển 4080 m ở đỉnh núi Mauna Kea (Bang Hawaii – Hoa Kỳ) Kính là một

dụng cụ đi tiên phong trong việc quan sát thiên văn vũ trụ lạnh trên khắp các cửa sổ khí quyển chính từ khoảng 180 GHz đến 900 GHz (tức là bước sóng hoạt động của kính từ khoảng 0,3 mm đến 1,7 mm), với độ phân giải góc cao Kính được sử dụng với 4 dãy thu tần số chính: 180 – 250 GHz, 266 – 355 GHz, 320 – 420 GHz và 600 – 700 GHz

Hình 1.2 8 ăngten của SMA (Nguồn: Trung Tâm Quan Sát SMA, Hoa Kỳ, http://sma1.sma.hawaii.edu)

Kính SMA được tạo thành từ 8 ăngten, mỗi ăngten có đường kính 6 m (Hình

1.2) và có thể thay đổi vị trí Hiện nay, SMA được phối hợp vận hành bởi Đài quan sát Vật lý Thiên văn Smithsonian (Hoa Kỳ), và Viện Thiên văn và Vật lý Thiên văn Sinica (Đài Loan) Và kính được sử dụng với 4 cấu hình ăngten cơ bản, được trình bày trong Bảng 1.1

Bảng 1.1 Các cấu hình cơ bản của kính thiên văn vô tuyến SMA

Cấu hình Đường cơ

sở cực đại

Độ phân giải không gian Độ nhạy nguồn điểm đối

với dải băng tần 8 GHz

1.2.2 CARMA (the Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy)

Hình 1.3 23 ăngten của CARMA (Nguồn: http://www.mmarray.org)

CARMA là kính thiên văn vô tuyến được đặt ở Cedar Flat (ở độ cao 2200 m

so với mực nước biển) trên núi Inyo, phía đông California, Hoa kỳ Kính hoạt động

ở các bước sóng 1 cm (27 – 35 GHz), 3 mm (85 – 116 GHz) và 1 mm (215 – 270

GHz), và được tạo thành từ 23 ăngten (Hình 1.3), trong đó gồm 9 ăngten đường

kính 6 m, 6 ăngten đường kính 10 m và 8 ăngten đường kính 3,5 m 23 ăngten này được bố trí trong 2 mảng độc lập (2 mảng này có khả năng quan sát khác nhau nhưng phù hợp với mục tiêu khoa học chính của kính): mảng thứ nhất gồm 9 ăngten

đường kính 6 m và 6 ăngten đường kính 10 m, mảng thứ hai gồm 8 ăngten đường

kính 3,5 m Các đặc tính cơ bản của 2 mảng này được trình bày trong Bảng 1.2

Hiện nay, CARMA được vận hành chung bởi sự hợp tác của các trường Đại học California (Berkeley), Chicago, Illinois, Maryland, Đài thiên văn Vô tuyến và Viện Công Nghệ California, và được hỗ trợ bởi Quỹ Khoa học Quốc gia Hoa Kỳ

Bảng 1.2 Các đặc tính và cấu hình của 2 mảng chính của kính thiên văn vô tuyến CARMA

Mảng

Bước sóng hoạt động

Độ chính xác đánh dấu

(rms [1])

Cấu hình

1.2.3 ALMA (the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array)

ALMA sẽ là một kính thiên văn vô tuyến quan sát vũ trụ ở vùng bước sóng

mm và dưới mm Kính được đặt trên đồng bằng Llano de Chajnantor của dãy núi Andes, miền bắc Chile, ở độ cao ~ 5000 m so với mực nước biển Địa điểm này thoáng rộng nên các ăngten có thể thay đổi vị trí dễ dàng trong phạm vi ít nhất 16

km

[1] root-mean square (vi ết tắt là rms): căn bậc hai của trung bình các bình phương

ALMA sẽ là một thiết bị gồm 66 ăngten độ chính xác cao có thể cấu hình lại

được, trong đó kính sẽ gồm 50 ăngten đường kính 12 m trong hệ kính-12 m (Hình

1.4), 12 ăngten đường kính 7 m trong mảng compact ALMA, và 4 ăngten đường kính 12 m hình thành mảng tổng công suất (total power array)

ALMA là một thiết bị thiên văn học quốc tế, với sự cộng tác của Châu Âu, Bắc Mỹ và Đông Á, cùng với sự hợp tác của Cộng Hoà Chile Đài Quan sát Chung ALMA (the Joint ALMA Observatory) đóng vai trò lãnh đạo và quản lý thống nhất

về xây dựng, chạy thử và vận hành kính

Trong thời gian sắp tới, 16 ăngten đầu tiên trong hệ kính 12 m sẽ được sử dụng, mỗi ăngten có 4 dải máy thu, được bố trí trong 2 cấu hình: cấu hình compact (có đường cơ sở từ 18 m đến 125 m) và cấu hình extended (mở rộng) (có đường cơ

sở từ 36 m đến 400 m)

Hình 1.4 50 ăngten trong hệ kính 12m của ALMA trong tương lai (Nguồn: http://www.almaobservatory.org)

Chương 2: CÁC GIẢ THUYẾT HÌNH THÀNH SAO LÙN NÂU VÀ

Tiếp đến chương 2 này, chúng tôi trình bày ngắn gọn lý thuyết về quá trình hình thành của một ngôi sao thông thường (như Mặt trời của chúng ta), và cho thấy khó khăn khi áp dụng lý thuyết này để giải thích nguồn gốc hình thành của các SLN Tiếp đó, chúng tôi giới thiệu và thảo luận các giả thuyết về cơ chế hình thành SLN và các quan sát thực nghiệm đã được thực hiện để kiểm chứng các giả thuyết này

2.1 CÁC GI Ả THUYẾT HÌNH THÀNH SAO LÙN NÂU

2.1.1 Quá trình hình thành c ủa các sao thông thường

Các ngôi sao được sinh ra trong cơ thể mẹ đó là đám mây phân tử, các đám mây phân tử này cung cấp vật liệu, tạo môi trường và các điều kiện ban đầu thích hợp để hình thành ngôi sao Các đám mây phân tử thường có khối lượng và kích thước rất lớn (lớn hơn 10.000 M) với đường kính xấp xỉ 60 pc (~ 200 năm ánh sáng) (Blitz & Williams [10]) Do các đám mây này có thành phần chủ yếu là các phân tử khí nên chúng được gọi là đám mây phân tử, trong đó nhiều nhất là hydrogen (H2), rồi đến carbon monoxide (CO) Nhưng H2 rất khó quan sát trực tiếp được nên CO được dùng như phân tử đánh dấu các đám mây phân tử Ngoài ra, các đám mây phân tử còn chứa rất nhiều các phân tử khác ở trạng thái khí như CS,

H2CO, H2O … và thành phần quan trọng khác là các hạt bụi có kích thước rất nhỏ (từ vài đến vài chục μm), tại các hạt bụi này các nguyên tử hydrogen hay các nguyên tử khác đến để gặp nhau và kết hợp với nhau tạo thành phân tử (Van Dishoeck [56]) Mật độ bụi khí trong các đám mây phân tử có giá trị khoảng 10-21

đến 10-20 g.cm-3, ứng với khoảng 5.103 nguyên tử trong một cm3 Trong quá trình đám mây phân tử co lại dưới tác dụng của lực hấp dẫn của chính những vật chất bên trong nó, khối lượng riêngtrung bình của nó 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 các đám mây riêng lẻ Các đám mây riêng lẽ này là các

khối khí và bụi có mật độ cao (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

Lực chống đỡ lại sự co rút hấp dẫn này mạnh mẽ nhất là áp suất tạo bởi nhiệt

độ (quang áp) Bên cạnh quang áp, từ trường và sự hỗn độn của vật chất trong đám mây phân tử cũng góp phần chống đỡ sự sụp đổ trọng trường này Năm 1902, nhà vật lý người Anh Jame H Jeans đã tìm ra một khối lượng tối thiểu để cho trọng lực của một lõi tiền sao có thể thắng các lực chống đỡ và bắt đầu sự co rút Khối lượng

này sau đó được mang tên ông (khối lượng Jeans) và là điều kiện đầu tiên tối quan

trọng cho bất kì một lõi tiền sao nào bắt đầu co rút hấp dẫn, khối lượng Jeans này chỉ phụ thuộc vào nhiệt độ và mật độ của lõi tiền sao

Quá trình tiến hóa của các tiền sao bắt đầu từ sự co rút của các lõi tiền sao,

có thể được chia ra làm hai thời kì dựa vào các quan sát ở các bước sóng khác nhau:

thời kì tiền sao nằm ẩn mình sâu trong vỏ bọc dày đặc bụi và khí chỉ được quan sát

ở bước sóng dưới mm và hồng ngoại, và thời kì tiền sao đã bắt đầu lộ diện và quan

sát được ở bước sóng khả kiến

Thời kì ẩn mình

Khi trọng lực của lõi tiền sao thắng các lực chống đỡ, thì lúc này điều kiện

ban đầu được hình thành, tức là khối lượng của lõi tiền sao lớn hơn khối lượng tối thiểu Jeans, và lõi tiền sao bắt đầu tự co rút hấp dẫn Các quan sát về tiền sao đều rút ra cùng một kết quả, đó là các tiền sao được hình thành từ các quả cầu khí đẳng nhiệt, mật độ tại tâm quả cầu khí rất cao và giảm rất nhanh từ trong ra ngoài Do nhiệt độ của quả cầu này đồng nhất, khối lượng Jeans chỉ còn phụ thuộc vào mật độ

và tăng dần từ trong ra ngoài Vì vậy, sự co rút này nếu có xảy ra thì sẽ xảy ra từ trong ra ngoài (inside – out collapse) Tiền sao ở thời kì ẩn mình tiến hóa qua hai

GĐ chính: tiền sao giai đoạn 0 và tiền sao giai đoạn I

• Tiền sao giai đoạn 0 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 của tiền sao hút vào, nhưng do mang động lượng 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 và những hạt

có động lượng quay lớn hơn thì rơi vào đĩa bồi đắp ở vị trí xa tiền sao hơn Vật chất trên đĩa bồi đắp, do tác động của lực hút gây ra bởi trọng lực và lực quay của tiền sao ở trung tâm cộng với độ nhớt của vật chất trên bề mặt đĩa, đã kéo nhau di chuyển vào lõi tiền sao trung tâm, do đó bồi đắp thêm vật chất cho lõi tiền sao Tuy nhiên, chỉ trên dưới 50% vật chất ở lại 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 Luồng phụt này được tạo ra do nhu cầu phải đem bớt vật chất và động lượng quay ra ngoài nếu không tiền sao sẽ quay càng ngày càng nhanh và không tiến được tới trạng thái thăng bằng Vì vậy, luồng phụt mang vật chất với mật độ thấp hơn mật độ ở trung tâm tiền sao rất nhiều nhưng lại có vận tốc lớn hơn theo nguyên lý bảo toàn động lượng quay Trên đường đi của mình, luồng phụt tương tác với vật chất của vỏ bọc ngoài Tiền sao giai đoạn

0 có năng lượng cực điểm ở bước sóng từ 0,01 mm đến 1 mm, biểu đồ của sự phân bố năng lượng trên quang phổ có hình dạng tương tự như

biểu đồ bức xạ của một vật thể đen có một nhiệt độ duy nhất (Hình

2.1)

Tiền sao giai đoạn 0 đặc trưng bởi nhiệt độ bức xạ thấp 10 – 30 K kết hợp với luồng phụt lưỡng cực phân tử Năng lượng bức xạ của tiền sao trong giai đoạn này cao nhất ở bước sóng dưới mm là vì vỏ bọc dày đặc khí bụi đã hấp thụ và xử lý lại hầu hết bức xạ ở các bước sóng khác từ tiền sao trung tâm, chuyển hóa thành bức xạ ở bước sóng dưới

mm

Hình 2.1 Phổ phân bố năng lượng của vật thể tiền sao giai đoạn 0 Đỉnh phổ năng lượng ở bước sóng dưới mm (André [1])

(Class 0 = giai đoạn 0; Cold Black Body = Vật Đen Lạnh; Submm = dưới mm)

• Tiền sao giai đoạn I Tiền sao giai đoạn I vẫn còn mang luồng phụt

lưỡng cực, đĩa bồi đắp như tiền sao giai đoạn 0 nhưng lúc này luồng phụt đã phần nào đâm thủng vỏ bọc, phá hủy vật chất ở đó Do đó, phần nào năng lượng ở gần bước sóng khả kiến đã dần dần thoát ra từ

lỗ hổng đó và chúng ta có thể nhìn thấy chúng ở bước sóng gần khả kiến, đồng thời trong phổ phân bố năng lượng của vật thể tiền sao còn

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

Thời kì lộ diện

Tiền sao ở thời kì này đã bắt đầu được quan sát thấy ở bước sóng khả kiến,

và chúng tiến hóa qua hai giai đoạn chính: tiền sao giai đoạn II và tiền sao giai

đoạn III

• Tiền sao giai đoạn II Bắt đầu vào giai đoạn này, luồng phụt đã phá

vỡ được vỏ bọc bên ngoài và cũng dần tan biến, chỉ còn lại tiền sao trung tâm và đĩa tiền hành tinh Lúc này tiền sao giai đoạn II đã thu gom đủ khối lượng và sắp trở thành một ngôi sao thực thụ Biểu đồ năng lượng bức xạ đã dời hẳn qua bước sóng nhìn thấy và phần bức

xạ vượt mức ở bước sóng hồng ngoại xa và dưới mm vẫn còn tồn tại

mặc dù ít hơn (Hình 2.3), do phần năng lượng này không phải có

nguồn gốc từ vỏ bọc bên ngoài mà chủ yếu đến từ đĩa tiền hành tinh Quá trình bồi đắp ở giai đoạn này vẫn còn nhưng với tốc độ thấp hơn nhiều so với ở thời kì ẩn mình

Hình 2.3 Ph ổ phân bố năng lượng của vật thể tiền sao giai đoạn II Đỉnh phổ năng lượng đã dịch chuyển hẳn sang vùng bước sóng khả kiến và có sự vượt mức bức xạ bắt nguồn từ đĩa tiền hành tinh [1]

(Class II = giai đoạn II; Disk = Đĩa)

• Tiền sao giai đoạn III Đối với tiền sao giai đoạn III, vật chất trên đĩa

tiền hành tinh dần dần mất đi do sự đốt nóng của tiền sao trung tâm và đồng thời cũng do bị bồi đắp vào trong, chỉ còn lại những vật thể đá rắn sẽ hình thành hành tinh, do đó phổ phân bố năng lượng của vật thể

tiền sao giai đoạn III gần tương tự như ở tiền sao giai đoạn II nhưng

không còn sự vượt mức của những bức xạ bắt nguồn từ đĩa (Hình

2.4) Lúc này tiền sao có thể đã được gọi là một ngôi sao thực thụ với các hành tinh quay xung quanh

Hình 2.4 Phổ phân bố năng lượng của vật thể tiền sao giai đoạn III [1] (Class III = giai đoạn III; Stellar Black Body = Vật Đen Sao)

Hình 2.5 Quá trình hình thành một ngôi sao thông thường khối lượng thấp (Greene [19])

(Dark cloud = đám mây phân tử ; dense core = lõi dày đặc ; gravitational collapse

= co rút trọng trường ; protostar = tiền sao ; bipolar outflow = luồng phụt lưỡng cực ; envelope = vỏ bọc ; protoplanetary disk = đĩa tiền hành tinh ; central star = ngôi sao trung tâm ; planetary system = hệ hành tinh)

Hình 2.5 mô tả toàn bộ quá trình tiến hóa của một ngôi sao thông thường (giống như Mặt trời) từ giai đoạn các đám mây phân tử đến khi hình thành luồng phụt, đĩa tiền hành tinh và kết thúc bằng một hệ sao và hành tinh (giống như Hệ

Mặt trời của chúng ta)

2.1.2 Các gi ả thuyết hình thành sao lùn nâu

2.1.2.1 Mô hình sao lùn nâu hình thành theo cùng cách th ức như các sao thông thường khối lượng thấp

a Sự phân mảnh hỗn loạn

Sự nhiễu loạn siêu âm trong các đám mây phân tử – chẳng hạn được tạo ra bởi vụ nổ của ngôi sao khổng lồ – đã tạo ra các vùng có vận tốc và mật độ thay đổi phi-tuyến tính rất cao Động năng của dòng chảy hỗn loạn siêu âm thường lớn hơn khoảng 100 lần năng lượng chuyển động nhiệt trên phạm vi vài pc Dòng chảy hỗn loạn siêu âm này tạo nên các mảnh khí và bụi có khối lượng rất thấp (chúng được lắp ghép từ các khối khí và bụi nhỏ hơn) đủ dày đặc và nặng (lớn hơn khối lượng tới hạn riêng của nó) để co rút hấp dẫn thành tiền SLN, còn những mảnh khí và bụi khác bị cuốn theo dòng chảy hỗn loạn siêu âm Quá trình này gọi là phân mảnh hỗn

loạn để nhấn mạnh việc các tiền sao khối lượng thấp và tiền SLN được hình thành

trong đám mây phân tử hỗn loạn siêu âm [42, 43]

Điều kiện cần thiết để hình thành lõi tiền SLN trong dòng chảy hỗn loạn siêu

âm là sự hiện diện của các mảnh khí và bụi trong dòng chảy hỗn loạn và khối lượng của chúng ít nhất bằng khối lượng tới hạn để tự co rút hấp dẫn Khối lượng tới hạn được sử dụng là khối lượng Bonner-Ebert thay cho khối lượng Jeans cổ điển, do dòng chảy hỗn loạn siêu âm có mật độ thay đổi phi tuyến tính rất cao (thay vì mật

độ thay đổi tuyến tính như trong giả thiết của Jeans), được tính bởi:

BE

m = 3,3Mʘ

2 / 1

3 3

2 / 3

10 10

T , trong đó T và n là nhiệt độ trung bình và mật

độ trung bình của mảnh khí và bụi

Các mô phỏng của Padoan & Nordlund [42, 43] về cơ chế hình thành SLN

và sao khối lượng thấp từ sự phân mảnh hỗn loạn trong đám mây phân tử có thể giải

thích độ dồi dào SLN và hàm khối lượng ban đầu của SLN như đã quan sát, nhưng

việc phát hiện các lõi tiền SLN dựa vào dự đoán của giả thuyết này là rất khó, do

vậy giả thuyết này vẫn chưa được kiểm chứng

b Sự phân mảnh hấp dẫn

Trong đám mây phân tử, các sao thông thường khối lượng lớn và khối lượng

trung bình được hình thành theo cách thức chuẩn như đã trình bày ở tiểu mục 2.1.1

Chúng có thể chuyển động lại gần nhau và kết hợp thành hệ sao Các hệ sao này tạo

ra lực hấp dẫn, hút khí từ môi trường đám mây phân tử vào bên trong hệ, tạo ra các

dòng khí dạng sợi đang rơi vào và bị nén lại dưới thế năng hấp dẫn của hệ sao và

trọng lực hấp dẫn của chính dòng khí này Dọc theo dòng khí này có nhiều khối khí

được hình thành Các khối khí này một khi nó có mật độ đủ cao thì có thể tự co rút

hấp dẫn trở thành tiền sao, và chúng đang được tăng tốc đến các vận tốc cao (~ vài

km/s) khi gia nhập vào hệ sao, vì vậy chúng khó bồi đắp thêm vật chất từ kén chứa

khí trong hệ sao, các tiền sao này là các tiền SLN và tiền sao khối lượng thấp ([11],

Whitworth và cộng sự [59])

Sự tăng tốc dưới thế năng hấp dẫn của các hệ sao đã đảm bảo các tiền SLN

và tiền sao khối lượng thấp có vận tốc-tương đối cao, nên có tốc độ bồi đắp thấp và

duy trì là vật thể khối lượng thấp, do đó trong kịch bản này, sự hình thành các SLN

và sao khối lượng thấp không cần bất kì sự đẩy ra động lực học nào

Theo kết quả của những mô phỏng trong mô hình phân mảnh hấp dẫn này,

sự hỗn loạn siêu âm trong đám mây phân tử không đóng vai trò trong việc tạo ra

SLN Các nhà thiên văn học không ủng hộ điều này, mà lại cho rằng sự hỗn loạn

siêu âm trong đám mây phân tử đóng vai trò quan trọng để hình thành các lõi tiền SLN, nhưng vẫn chưa có quan sát thực nghiệm kiểm chứng điều này

Ngoài ra, một kết luận tiêu biểu của mô hình này là các SLN được hình thành trong các hệ sao, nên chúng phải thường được tìm thấy hơn trong các vùng mật độ sao cao Tuy nhiên, thực tế quan sát cho thấy các SLN xuất hiện ở các vị trí ngẫu nhiên trong khắp đám mây phân tử Và đáng chú ý rằng những quan sát lại cho thấy độ dồi dào của SLN giảm trong các vùng mật độ sao cao Mô hình phân mảnh hấp dẫn vẫn chưa thể giải thích thấu đáo các vấn đề này

2.1.2.2 Các mô hình khác v ề nguồn gốc hình thành của sao lùn nâu

a Sự phân mảnh đĩa

Ở một số sao thông thường có các đĩa bồi đắp lớn (khối lượng ~0,1 M và kích thước ≥ 100 AU) và vẫn còn bồi đắp khối lượng, các đĩa này nếu có khối lượng đủ lớn để lực hấp dẫn lớn hơn lực li tâm, chuyển động nhiệt, và từ trường bên trong đĩa thì các đĩa sẽ bị phân mãnh

Mô hình phân mảnh đĩa chỉ mới được nghiên cứu dựa trên các mô phỏng số học Gần đây, Stamatellos & Whitworth [54] đã báo cáo các mô phỏng thủy động lực học về quá trình phân mảnh của một đĩa có khối lượng 0,7 M, bán kính trong

40 AU và bán kính ngoài 400 AU Sau khi một mảnh vỡ hình thành, nó bồi đắp vật chất trong đĩa, đồng thời nó tương tác với đĩa qua lực kéo và tương tác động lực học với các mảnh vỡ khác Kết quả là vài mảnh vỡ di chuyển đến gần vật thể trung tâm Vùng này giàu khí, nên những mảnh này bồi đắp được nhiều vật chất và cuối cùng chúng sẽ trở thành các sao đốt cháy hydrogen khối lượng thấp Còn các mảnh vỡ ở

xa vật thể trung tâm cũng bồi đắp vật chất trong đĩa nhưng không nhiều, chúng sẽ trở thành các SLN (trong đó có một số SLN có khối lượng cỡ khối lượng hành tinh) Nếu bất kì SLN nào di chuyển vào trong vùng gần ngôi sao trung tâm, chúng

có xu hướng bị đẩy ra trở lại vùng ngoài qua các tương tác 3 vật thể, tạo ra sự thiếu

hụt SLN đồng hành gần với các sao như Mặt trời, tức là vùng thiếu SLN

Thường có khoảng từ 5 đến 10 vật thể được hình thành trong mỗi đĩa như thế này, trong đó ~ 70% là các SLN, còn lại là các sao thông thường khối lượng thấp Các vật thể này trong đĩa có thể chuyển động đến gần nhau và kết cặp với nhau, tạo

ra các hệ đôi của các vật thể khối lượng thấp Đôi khi cũng có một mảnh vỡ trong đĩa bị đẩy ra ngoài do tương tác động lực học với các mảnh vỡ khác Do nó bị mất kén khí nên nó dừng sự bồi đắp, duy trì khối lượng rất thấp của nó và trở thành vật

thể khối lượng hành tinh trôi nổi tự do

Kết quả mô phỏng của mô hình phân mảnh đĩa này giải thích được một cách

hợp lý (1) hình dạng hàm khối lượng ban đầu của các vật thể khối lượng thấp, (2) vùng thiếu SLN, (3) các thuộc tính hệ đôi của các vật thể khối lượng thấp và (4) sự hình thành các vật thể khối lượng hành tinh trôi nổi tự do Một chú ý quan trọng là, với thời gian tồn tại của tiền sao giai đoạn 0 là ~ 105 năm nhưng đĩa lại phân mảnh

và tiêu tan trong vòng ~ 104 năm, do đó xác suất quan sát một đĩa phân mảnh quanh vật thể tiền sao giai đoạn 0 là ~ 10% Và chỉ có ~ 20% các sao giống Mặt trời có đĩa bất ổn và phân mảnh hấp dẫn để tạo ra số lượng lớn các SLN như đã quan sát Như vậy, xác suất quan sát những đĩa đang phân mảnh này chỉ ~ 2% (tức là các đĩa đang phân mảnh rất khó được quan sát)

b Sự đẩy ra sớm của các phôi tiền sao

Nhiều nghiên cứu một cách chi tiết về các sao thuộc dãy chính và các sao đã tiến hóa cho thấy rằng có khoảng từ 15% đến 20% các sao là các hệ gồm 3 vật thể hoặc nhiều hơn Trong hệ gồm nhiều vật thể tiền sao này, một thành viên có khối lượng thấp nhất có thể bị đẩy ra khỏi hệ, vì xác suất đẩy ra gần đúng tỉ lệ nghịch với lũy thừa bậc ba của khối lượng Sự đẩy ra này nhiều khả năng xảy ra trong khoảng thời gian tiền sao giai đoạn 0 Điều này có nghĩa là trong quá trình lõi tiền sao bố

mẹ co rút thì hình thành 3 vật thể phôi tiền sao hoặc nhiều hơn bên trong lõi bố mẹ này Các phôi tiền sao phát triển riêng lẻ bằng cách bồi đắp vật chất từ lớp vỏ bọc

dày đặc khí chung và tương tác động lực học với nhau Quá trình bồi đắp vật chất của các phôi tiền sao khác nhau thì không giống nhau, dẫn đến phổ khối lượng tiền sao trong các hệ sao kéo dài từ khối lượng cao đến xuống dưới giới hạn đốt cháy hydrogen (75 MJ)

Khi có một tiền sao bị đẩy ra từ hệ gồm nhiều phôi tiền sao (tức là lõi tiền sao bố mẹ), tiền sao bị đẩy ra này bị mất kén khí và do không thể bồi đắp thêm vật chất để tăng khối lượng nên nó duy trì khối lượng thấp của mình và trở thành sao khối lượng thấp hoặc SLN hoặc vật thể khối lượng hành tinh [48]

Những nghiên cứu về quá trình hình thành SLN theo mô hình đẩy ra này chỉ được phát triển thông qua các mô phỏng số học Một tiên đoán tiêu biểu của mô hình này là các hệ SLN đôi được hình thành theo mô hình này thì khoảng cách giữa chúng tối đa khoảng 15 AU Tuy nhiên các quan sát cho thấy sự tồn tại của nhiều hệ SLN đôi có khoảng cách từ vài chục đến vài trăm AU Ngoài ra, các quan sát khác cũng không ủng hộ mô hình này Do đó, có thể một số ít các SLN được tạo ra bởi

mô hình này nhưng không phải tất cả các SLN

c Sự bào mòn quang học các tiền sao

Cơ chế này đề cấp đến các tiền sao có khối lượng ≤ 1 Mnằm lân cận quanh các sao O, B to lớn mới được hình thành Các tiền sao này sẽ bị các bức xạ ion hóa

từ các sao O, B làm bào mòn các lớp khí bên ngoài, tạo ra các lõi khối lượng thấp,

và sẽ trở thành sao khối lượng thấp hoặc SLN hoặc vật thể khối lượng hành tinh (Whitworth & Zinnecker [60])

Tuy nhiên, người ta vẫn phát hiện một số lượng lớn các SLN ở các vùng hình thành sao không có các sao O, B Vì vậy, phần lớn SLN không thể được hình thành

từ cơ chế này

2.2 CÁC QUAN SÁT TH ỰC NGHIỆM KIỂM CHỨNG NGUỒN GỐC SAO LÙN NÂU HÌNH THÀNH GI ỐNG CÁC SAO THÔNG THƯỜNG KHỐI LƯỢNG THẤP

Mặc dù nguồn gốc hình thành của SLN vẫn còn đang là vấn đề tranh cãi, nhưng từ những bằng chứng quan sát thực nghiệm dưới đây giúp cho các nhà thiên văn học tin tưởng rằng chúng có chung nguồn gốc hình thành với các sao thông thường khối lượng thấp

2.2.1 Các đĩa bồi đắp xung quanh sao lùn nâu

Nhiều SLN đã được quan sát và đã có những bằng chứng cho thấy sự hiện

diện của các đĩa quanh các SLN này thông qua việc phát hiện các phát xạ vượt mức trong phân bố phổ năng lượng của chúng Những phát xạ vượt mức này được cho là

bắt nguồn từ các phát xạ bụi trong đĩa quanh các SLN

Sự phát triển của các thế hệ kính thiên văn vô tuyến đã giúp phát hiện các phát xạ vượt mức này xuống đến các bước sóng hồng ngoại và bước sóng mm SLN

nhỏ nhất được phát hiện có đĩa xung quanh là Cha 1109-7734, thuộc vùng hình thành sao Chamaeleon I SLN này có khối lượng ước tính 7

Dạng hình học của các đĩa này thay đổi theo quá trình tiến hóa của đĩa Đĩa

có dạng loe (flare) với các góc mở tăng theo bán kính đĩa thường đặc trưng cho giai đoạn đầu của quá trình đĩa tiến hóa, trước khi quá trình bụi (quá trình hạt nhỏ phát triển và lắng thành bụi) xảy ra Hình dạng đĩa bằng phẳng (flat) hơn được cho là

biểu diễn giai đoạn tiến hóa sau giai đoạn đĩa loe Xu hướng tiến hóa dạng hình học này của đĩa quanh các SLN cũng tương tự như ở đĩa quanh các sao khối lượng thấp

Quá trình bụi xảy ra trong đĩa quanh các SLN có thể được phát hiện và nghiên cứu dựa vào việc mô hình hóa phân bố phổ năng lượng của các SLN Quá trình bụi là dấu hiệu đầu tiên về sự hình thành hành tinh quanh các vật thể nhỏ này

Hình 2.6 trình bày phổ hồng ngoại của một số đĩa quanh SLN và sao khối lượng rất

thấp Hầu hết các phổ cho thấy các đặc tính silicate và đặc tính kết tinh (thể hiện ở các đỉnh phổ) mở rộng hơn so với vật chất môi trường đám mây phân tử Điều này

tiết lộ về sự lắng đọng bụi trong các đĩa của các SLN Kết quả này chứng tỏ quá trình bụi độc lập được xác định độc lập trong các đĩa quanh SLN, và nhiều khả năng hình thành hành tinh Có nghĩa là các vật liệu thô cho sự hình thành hành tinh thường có sẵn trong đĩa quanh các SLN, cũng giống như thường có sẵn trong các đĩa quanh các sao thông thường (như các hành tinh hình thành xung quanh ngôi sao

trung tâm trên Hình 2.1 đã mô tả ở trên), và ủng hộ quan điểm cho rằng các SLN và sao thông thường có chung nguồn gốc hình thành

Hình 2.6 Ph ổ hồng ngoại của một số đĩa quanh SLN và sao khối lượng rất thấp từ Furlan và c ộng sự [18], Apai và cộng sự [5] Để so sánh, trên hình có trình bày phổ

c ủa môi trường vật chất giữa các vì sao (ISM) giàu silicate và phổ của sao chổi Hale-Bopp giàu tinh th ể

(crystalline pyroxene = tinh th ể pyroxene; amorphous silicate = silicate vô định hình; crystalline olivine = tinh th ể olivine)

2.2.2 Các lu ồng phụt lưỡng cực phân tử khí

Hiện tượng phóng luồng phụt lưỡng cực phân tử khí là hiện tượng phổ biến

và rất đặc trưng trong quá trình hình thành các sao thông thường như đã trình bày ở

ti ểu mục 2.1.1 Nhưng đối với các vật thể khối lượng dưới sao (như sao khối lượng

rất thấp và SLN) thì nó vẫn đang là lĩnh vực mới, và chỉ mới được phát hiện ở một

số vật thể rải rác

Cho đến nay, các nhà thiên văn học đã phát hiện và báo cáo 4 luồng phụt lưỡng cực phân tử khí ở các vật thể ứng viên tiền SLN giai đoạn 0 hoặc giai đoạn I,

1 luồng phụt ở tiền SLN giai đoạn II, 1 luồng phụt ở tiền sao khối lượng rất thấp

giai đoạn II (xem chi tiết ở mục 3.3) Tất cả 6 luồng phụt này đều thuộc vùng khối

lượng dưới sao Những phát hiện này là bằng chứng mạnh mẽ chứng tỏ rằng các SLN có chung nguồn gốc hình thành với các sao thông thường Nhưng cũng cần có thêm những phát hiện mới về các lõi tiền SLN và các luồng phụt ở các giai đoạn đầu (giai đoạn 0, I) để xác nhận rằng phần lớn các SLN được hình thành giống như các sao thông thường, và hiện tượng luồng phụt cũng phổ biến ở các SLN

2.2.3 Hàm kh ối lượng ban đầu (IMF)

Hơn một thập kỷ qua đã có nhiều cuộc nghiên cứu quy mô nhằm khảo sát về mặt thống kê số lượng SLN ở các vùng hình thành sao và chòm sao trẻ, có tuổi động lực học < 10 triệu năm (vì các sao sáng nhất khi còn trẻ nên giúp dễ quan sát) Tiêu biểu là các phép đo hàm khối lượng ban đầu ở các vùng hình thành sao trẻ IC

348, Chamaeleon I, Taurus và Trapezium, chúng được vẽ chung trên Hình 2.7

Chúng là sự kết hợp tốt nhất các số liệu thống kê, và bao quát được khoảng rộng khối lượng động lực học trong các vùng hình thành sao đã nghiên cứu

Kết quả quan sát cho thấy hàm IMF phân bố liên tục khi chuyển từ các sao khối lượng thấp sang các SLN tạo thành một phổ liên tục Do đó, người ta cho rằng các SLN và sao khối lượng thấp có cùng cơ chế hình thành, hay nói cách khác,

chúng có cùng nguồn gốc

Hình 2.7 Hàm kh ối lượng ban đầu của các vùng hình thành sao Taurus (Luhman

[31]), IC 348 (Luhman và c ộng sự [35]), Chamaeleon I [34], và chòm sao Trapezium (Muench và c ộng sự [38])

2.2.4 S ự phân bố vận tốc và phân bố không gian

Các mô hình hình thành SLN thông qua sự đẩy phôi tiền sao đã dự báo các SLN sinh ra sẽ có sự phân tán vận tốc cao hơn các sao thông thường, vì vậy chúng được dự báo sẽ phân bố rộng rãi trong các vùng hình thành sao

Trong khi đó, các mô hình khác của kịch bản này và các mô hình hình thành SLN theo cùng cách thức chung với sao thông thường, đã dự báo rằng các sao thông thường và SLN sẽ có sự phân bố vận tốc và phân bố không gian giống nhau Sự tiến hóa động lực học của một hệ sao thông thường có thể tạo ra các phân bố phụ thuộc khối lượng, nên các hệ sao già hoặc dày đặc không thích hợp để kiểm tra các dự báo này Do đó, vùng hình thành sao Taurus và Chamaeleon, với độ tuổi còn trẻ và mật

độ sao thấp, là nơi lý tưởng để so sánh vị trí và động học của các SLN với sao thông thường

Các vận tốc hướng tâm của các sao khối lượng thấp và SLN trong Chamaeleon I được đo từ phổ có độ phân giải cao cho kết quả bị phân tán ít hơn một chút (0,9 ± 0,3 km/s), nhưng vẫn phù hợp với các sao thông thường (1,3 ± 0,3 km/s) Các SLN cũng không cho thấy vận tốc cuối cao như được dự báo bởi một số

mô hình của kịch bản đẩy phôi tiền sao Các kết quả tương tự cũng được tìm thấy trong Taurus

Những dữ liệu khảo sát SLN trong Taurus cho thấy không có sự khác biệt đáng kể nào về sự phân bố không gian của các thành viên khối lượng cao và khối lượng thấp của Taurus Điều này càng được làm sáng tỏ thông qua việc hoàn tất cuộc khảo sát SLN 225 độ2bao quát tất cả Taurus và được trình bày trong Hình 2.8

Theo đó, không có bằng chứng về sự hiện diện của một vùng riêng lẻ tập trung số lượng lớn SLN nào, mà các SLN xuất hiện xen kẽ với các sao khối lượng cao và khối lượng thấp, giống như sự phân bố không gian của các sao thông thường Những kết quả này ủng hộ cho kịch bản SLN có chung nguồn gốc hình thành với các sao thông thường

Hình 2.8 Sự phân bố không gian của các sao thông thường (kiểu phổ ≤ M6, được minh họa bởi các đường tròn) và các SLN (kiểu phổ > M6, được minh họa bởi các

dấu chéo) trong vùng hình thành sao Taurus (Luhman [32])

Chương 3: QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ

CO

Quá trình giải phóng lưỡng cực phân tử khí CO là một hiện tượng vật lý đặc trưng xảy ra ở các giai đoạn hình thành sao rất sớm, ở giai đoạn 0, I và II như đã

trình bày ở tiểu mục 2.1.1 Do đó, chúng tôi nghiên cứu quá trình này để từ đó có

thể có các đầu mối quan trọng nhằm hiểu rõ hơn quá trình hình thành SLN Trong chương 3 này, trước tiên chúng tôi trình bày quá trình hình thành và phân hủy của phân tử khí CO trong đám mây phân tử Sau đó chúng tôi trình bày về các đặc tính vật lý của quá trình giải phóng lưỡng cực phân tử khí từ các sao thông thường thông qua những quan sát phổ phát xạ CO, và đề cập đến 2 mô hình giải thích nguồn gốc luồng phụt và 2 mô hình giải thích nguồn gốc của gió (wind)/tia vật chất (jet), mà sau đó tạo ra luồng phụt, nổi bật nhất hiện nay Tiếp theo, chúng tôi trình bày một

số luồng phụt phân tử từ SLN và các vật thể khối lượng rất thấp (các luồng phụt phân tử vùng khối lượng dưới sao) mà đã được phát hiện và công bố cho đến nay

3.1 S Ự HÌNH THÀNH VÀ PHÂN HỦY PHÂN TỬ KHÍ CO TRONG ĐÁM MÂY PHÂN T Ử

3.1.1 Ph ổ năng lượng dao động và năng lượng quay của phân tử lưỡng nguyên t ử CO

3.1.1.1 Ph ổ năng lượng dao động

Các mức năng lượng dao động của phân tử lưỡng nguyên tử:

ων

2 1

M M

M M