QUAN SÁT Ở BƯỚC SÓNG MILLIMET MỘT THIÊN HÀ CÓ DỊCH CHUYỂN ĐỎ CAO DỰA TRÊN HIỆU ỨNG THẤU KÍNH HẤP DẪN. TT LUẬN ÁN TIẾN SĨ VẬT LÍ

Cùng với những thông tin về sao ở vùng nhìn thấy, chúng ta có thể tìm hiểu về thành phần bụi và tốc độ hình thành sao từ các bức xạ liên tục hồng ngoại, về khí phân tử từ các vạch phổ ph

BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO VIỆN HÀN LÂM KHOA HỌC

VÀ CÔNG NGHỆ VIỆT NAM

VIỆN VẬT LÍ

PHẠM TUẤN ANH

QUAN SÁT Ở BƯỚC SÓNG MILLIMET MỘT THIÊN

HÀ CÓ DỊCH CHUYỂN ĐỎ CAO DỰA TRÊN HIỆU

ỨNG THẤU KÍNH HẤP DẪN

Chuyên ngành: Vật lí nguyên tử

Mã số: 62 44 01 06

TÓM TẮT LUẬN ÁN TIẾN SĨ VẬT LÍ

Hà Nội  2015

Công trình được thực hiện trong khuôn khổ luận văn đồng hướng dẫn giữa Viện Vật Lí, Viện Hàn lâm Khoa học và Công nghệ Việt Nam

và Trường Đại học Paul Sabatier, Toulouse, Pháp

Người hướng dẫn: GS Pierre DARIULAT (Việt Nam)

TS Frédéric BOONE (Pháp)

Phản biện 1: TS Võ Văn Thuận, Ban Chỉ đạo Nhà nước Dự án điện hạt nhân Ninh Thuận

Phản biện 2: PGS.TS Đinh Văn Trung, Viện Vật Lí

Phản biện 3: PGS.TS Nguyễn Quỳnh Lan, Đại học Sư phạm Hà Nội

Luận án sẽ được bảo vệ trước Hội đồng chấm luận án cấp Viện tại ……… … vào hồi……giờ… ngày….tháng… năm 2015

Có thể tìm hiểu luận án tại: Thư viện Viện Vật lí

Tổng quan

Nghiên cứu sự hình thành và tiến hóa của các thiên hà thời kì đầu vũ trụ là một trong những hướng nghiên cứu năng động nhất của vật lý thiên văn đương đại

Có hai nhóm các thiên hà: một nhóm gồm các thiên hà đang hình thành sao và nhóm kia gồm các thiên hà không hình thành sao Nhóm các thiên hà hình thành sao thường xanh, đậm đặc và có cấu trúc bụi xoắn ốc bao gồm một đĩa các ngôi sao mới đang quay và một quầng các ngôi sao có ít bạn đồng hành Nhóm các thiên hà không hình sao thường là các thiên hà dạng elip đỏ, gồm các ngôi sao già và bao gồm rất ít hoặc không bụi Cả hai nhóm loại thiên hà này thường gồm một hố đen ở tâm của chúng với khối lượng từ vài triệu tới và tỉ lần khối lượng mặt trời Các thiên hà nằm trong quầng vật chất tối lớn, khối lượng của chúng tỉ lệ với kích cỡ của quầng vật chất đó Sự sáp nhập các thiên hà đóng vai trò quan trọng trong sự tiến hóa cấu trúc của vũ trụ, các vụ sáp nhập lớn giữa hai thiên hà xoắn ốc tạo nên thiên hà elip

Với dịch chuyển đỏ lớn chúng ta đang quan sát thời kì đầu của vũ trụ Cùng với những thông tin về sao ở vùng nhìn thấy, chúng

ta có thể tìm hiểu về thành phần bụi và tốc độ hình thành sao từ các bức xạ liên tục hồng ngoại, về khí phân tử từ các vạch phổ phân tử (phần lớn là từ CO), về các thiên hà tâm hoạt động từ bức xạ vô tuyến và tia X của chúng Sự khám phá vũ trụ ở tất cả các bước sóng gần đây đã đạt được những kết quả ngoạn mục Mật độ tốc độ hình thành sao và quá trình tạo nên khối lượng của sao đã được xác định tới thời điểm 1 tỷ năm sau Vụ nổ lớn Mật độ này tăng ổn định trong

khoảng z~10 tới 6 khi bức xạ từ các thiên hà đầu tiên tới ion hóa môi trường trung hòa (về điện) giữa các thiên hà Nó đạt đỉnh ở z~3 tới 1,

thời kì các thiên hà tập hợp, thời mà một nửa các ngôi sao hiện nay trong vũ trụ được hình thành Tốc độ hình thành sao trong giai đoạn

cuối giảm khoảng 10 lần với z~1 tới 0

Luận văn tập trung vào nghiên cứu thiên hà chứa quasar, RX

J0911, với z=2.8, chứa một lỗ đen hoạt động ở tâm của nó ở thời kì

các thiên hà tập hợp Nghiên cứu này sử dụng dữ liệu từ hệ thống kính thiên văn giao thoa Plateau de Bure ở tần số tương ứng với dịch chuyển đỏ của bức xạ vạch CO(7-6) Quan sát với vạch phổ cung cấp các thông tin về phân tử khí trong thiên hà, trong khi đó phổ liên tục cho các thông tin về bụi Cường độ của vạch phổ cho biết kích thước

và các tính chất vật lý của đám khí phân tử, độ rộng và đặc trưng của vạch phổ cho biết động học và thành phần động năng của đám khí Cường độ phổ liên tục cho biết tốc độ hình thành sao, liên quan trực tiếp tới sự phát bức xạ của bụi

RX J0911 được quan sát qua bốn ảnh nhờ hiệu ứng thấu kính hấp dẫn bởi một thiên hà phía trước Tín hiệu được khuếch đại khoảng 20 lần thuận lợi cho việc tìm những tính chất của thiên hà nhưng hiệu ứng này cũng gây biến dạng nó, làm tăng độ khó trong việc diễn giải dữ liệu Thông thường với hệ số khuếch đại lớn thì vị trí của nguồn gần với đường tới hạn trên mặt phẳng nguồn (đường caustic)của thấu kính nơi biến dạng là lớn nhất Đây chính là trường hợp của RX J0911, thiên hà chứa nó bao phủ lên đường tới hạn đó

Nội dung luận án gồm 5 chương

Chương đầu tiên giới thiệu chung các đối tượng chính được

đề cập trong luận án: các thiên hà trong vũ trụ sơ khai, các quasar với

độ dịch chuyển đỏ cao, thấu kính hấp dẫn và giao thoa vô tuyến Phần này nội dung được lấy từ các sách giáo khoa, bài giảng, các bài tổng hợp trong ngành liên quan Các kết quả quan sát của RX J0911 cũng được trình bày bao gồm: các quan sát bởi kính viễn vọng không gian Hubble ở vùng nhìn thấy và hồng ngoại, dữ liệu tia X và dữ liệu

về vạch phân tử (chủ yếu là CO) Các thành phần của thấu kính cũng được mô tả, các cụm thiên hà và cơ chế thấu kính hấp dẫn Phần cuối chương trình bày về dữ liệu đo đạc bởi Plateau de Bure và cách xử lý

từ dữ liệu thô tới dữ liệu chuẩn hoá trong mặt phẳng Fourier và mặt phẳng ảnh

Hình 1 Bốn ảnh của quasar RX J0911 (A1, A2, A3, B) quan sát nhờ thiên

hà G đóng vai trò như một thấu kính hấp dẫn, chụp bởi kính viễn vọng không gian Hubble ở bước sóng khả kiến và gần hồng ngoại Thấu kính cũng bao gồm một cụm các thiên hà và một thiên hà vệ tinh khác Quasar có

độ dịch chuyển đỏ z=2.8 (cách đây 11.3 tỉ năm ánh sáng) trong khi thấu kính

có độ dịch chuyển đỏ z=0.8

Chương thứ hai tập trung nghiên cứu chi tiết các kịch bản

thấu kính hấp dẫn Chương này trình bày việc sử dụng hai thế thấu kính khác nhau (1 và 2) cho phép so sánh các kết quả giữa chúng và ước tính sai số hệ thống quan trọng nhất gắn liền với kết quả Một thế kết hợp một thấu kính dạng elip với một số hạng bổ chínhđại diện cho đóng góp của cụm các thiên hà và thiên hà vệ tinh nhỏ Nghiên cứu với thế này là hoàn toàn do chúng tôi phát triển bằng cách giải tường minh phương trình thấu kính Thế còn lại sử dụng một công cụ phức tạp hơn, LENSTOOL, do nhóm của Kneib phát triển Thay vì

sử dụng số hạng bổ chính, nó mô tả các hiệu ứng thấu kính của cụm

Hình 2 Đường tới hạn trên mặt phẳng nguồn của thế 1 (xanh lá cây) và thế

2 (đỏ) Nguồn điểm quasar (tâm của thiên hà) được đánh dấu bằng dấu cộng màu xanh

các thiên hà bởi một thấu kính hư cấu nằm ở tâm của chúng Vị trí của nguồn ở mặt phẳng ảnh rất gần với thiên hà đóng vai trò thấu kính chính nên hiệu ứng gây bởi cụm các thiên hà chỉ đóng vai trò

Hình 3 Trái: các vị trí của ảnh cho bởi thế 1 được đánh dấu bằng các dấu cộng màu đỏ, vị trí nguồn điểm dấu cộng màu đen Thấu kính chính G ở tâm của hệ trục tọa độ Các dấu cộng màu đỏ chỉ các vị trí ảnh quan sát bởi kính

Hubble Phải: Phân bố trên mặt phẳng nguồn của χ 2 mô tả sự phù hợp giữa các ảnh bởi Hubble và các ảnh cho bởi mô hình 1 Thang màu sắc hiển thị

theo log(χ 2) nhân với một hằng số

(arcsec)

nhiễu loạn Chúng tôi so sánh sự khác biệt kết quả từ hai phương pháp tiếp cận này Phương pháp giải tường minh phương trình thấu kính được nêu ra một cách chi tiết và chú ý đặc biệt tới vùng gần

Hình 4 Đặt các nguồn điểm trên mặt phẳng nguồn theo đường thẳng với

φ s=15 với bước nhảy 5 10-4 r 0 bắt đầu từ 0.25 r 0 Trái: vị trí các điểm ảnh được hiển thị bằng các dấu chấm đen trước khi biến mất, các chấm màu đỏ chỉ đường tới hạn Giữa: mật độ hình ảnh điểm (bỏ qua hiệu ứng khuếch đại) Phải: cường độ sáng của ảnh

Hình 5 Các ảnh A khi tách nguồn có bán kính R s=0.15” làm đôi Nguồn được tách đôi dọc theo đường kính với các góc định hướng 0 0

, 300, 450, 600 and 900 (từ trái qua phải) Phía trên là phần phía đông, phía dưới là phần phía tây của nguồn

đường tới hạn trên mặt phẳng nguồn Thiên hà RX J0911 bao phủ lên đường đó, một phần của nó cho hai hình ảnh và một phần cho bốn ảnh, với sự biến dạng tối đa ở ranh giới Các đường tới hạn ở hai thế khác nhau đôi chút gây ra các biến dạng khác nhau đối với các ảnh, tạo ra sai số hệ thống Chúng tôi nghiên cứu chi tiết ảnh hưởng của sai số này trên các kết quả cuối cùng Chúng tôi cũng mô tả các đặc điểm chung của nguồn gần đường tới hạn đặc biệt là cho trường hợp quasar bốn ảnh điểm và những vấn đề liên quan tới sự thay đổi vận tốc (velocity gradient) và độ sáng tỉ đối giữa các ảnh

Chương thứ ba áp dụng kiến thức về thấu kính hấp dẫn từ

chương trước để xây dựng mô hình cho thiên hà RX J0911 Hầu hết các công việc được thực hiện trong mặt phẳng Fourier, nơi các phép

đo là độc lập, cho phép xử lí sai số chính xác Chúng tôi sử dụng χ 2

để đánh giá sự phù hợp giữa kết quả quan sát và mô phỏng thông qua điều chỉnh các tham số mô hình sao cho phù hợp nhất với các dữ liệu

đo đạc Chúng tôi sau đó thảo luận độ tin cậy của phương pháp cùng với đánh giá các nguồn sai số đóng góp vào kết quả

Figure 6 Phân bố χ 2 cho vạch phổ (trái) và phổ liên tục (giữa) sử dụng thế 1

(xanh) và thế 2 (đỏ) theo hàm của kích thước nguồn ρ (mas) Vạch liền cho

nguồn phân bố độ sáng đồng nhất, vạch đứt cho nguồn phân bố độ sáng theo dạng Gauss, vạch đứt với chấm cho nguồn phân bố độ sáng kết hợp của hai phân bố trước đó (đồng nhất ở tâm và theo phân bố Gauss ở phía ngoài)

Hình 7 Dạng của nguồn phát từ phép khớp hàm tốt nhất cho thế 1 (trái) và thế 2 (phải) Tâm của hai nguồn đều là tâm của hệ tọa độ

Hình 8 Sự phụ thuộc của cường độ tỉ đối B/A theo kích thước ρ (mas) cho nguồn ellip có λ và α (giá trị xác định từ khớp hàm tốt nhất của chúng) với

nguồn phân bố độ sáng kết hợp Tỉ số này được hiển thị bằng đường màu xanh nước biển cho thế 1 và màu đỏ cho thế 2 Tỉ số B/A đo được (±1 độ lệch chuẩn) hiển thị bằng dải màu xanh đậm nằm ngang với phép đo của Weiss và cộng sự (2012) và xanh nhạt với phép đo của chúng tôi Giá trị

khớp hàm tốt nhất của ρ ở đây, 92±15 mas, được hiển thị bằng dải đứng màu

xanh lá cây

Kích thước nguồn được đánh giá bằng cách sử dụng mô hình phân bố độ sáng với khu vực trung tâm đồng nhất và phân bố Gauss

ngoài cạnh, cả hai đều là hình elip với λ 2 là tỷ lệ giữa các bán trục lớn

và bán trục nhỏ Kích thước tổng thể được xác định bằng tham số ρ,

căn bậc hai của trung bình bán kính bình phương, và góc định hướng

α Chúng tôi cũng nghiên cứu cho trường hợp đặc biệt khi sự phân bố

độ sáng là hoàn toàn đồng nhất hoặc Gauss với nguồn hình tròn Cả hai thế 1 và 2 được sử dụng làm thấu kính và sự khác biệt giữa kết quả giữa chúng được dùng để ước tính sai số hệ thống Kết quả khớp

hàm tốt nhất cho các thông số như sau: ρ=104±16 mas, λ=1.60+0.35−0.18 và α=111o

±9o Giả thuyết về nguồn điểm bị loại trừ tới 6 độ lệch chuẩn, với nguồn tròn là 3,3 độ lệch chuẩn Kết quả này phù hợp với phép đo về tỉ số cường độ sáng B/A Nếu kết hợp

thêm phép đo chính xác hơn, B/A = 21±1% thì ρ = 120±15 mas Kết hợp tất cả các kết quả lại với nhau cho ρ = 106±15 mas và B/A =

0.19 ± 0.01

Hình 9 Kết quả của khớp hàm tốt nhất của sự thay đổi vận tốc cho thế 1

(xanh) và thế 2 (đỏ) Trục tung chỉ tham số α + và trục hoành α – Các đường ellip ở đây chỉ sai số ứng với 1 và 2 độ lệch chuẩn Tâm của hệ trục tọa độ tương ứng với không có sự thay đổi vận tốc

Chúng tôi tìm thấy bằng chứng về sự thay đổi vận tốc đối với vạch phổ ở mức độ 4.5 độ lệch chuẩn Thế 2 cho vị trí khớp hàm tốt nhất của nguồn gần đường tới hạn (mặt phẳng nguồn) hơn thế 1 (hệ

số khuếch đại của thế 2 lớn hơn thế 1) do đó kích thước nguồn cho bởi thế 2 nhỏ hơn thế 1 Tuy nhiên, cả thế 1 và 2 đưa ra dự đoán tương tự đáng kể về độ elip của nguồn và sự thay đổi vận tốc Các phép khớp hàm thực hiện trên cả ảnh bẩn (dirty map) và ảnh sạch (clean map) minh họa những khó khăn khi xử lý với nhiễu trong trường hợp này và củng cố thêm độ tin cậy của các kết quả thu được trên mặt phẳng Fourier Kết quả khớp hàm tốt nhất cho dữ liệu liên

tục, sử dụng cùng giá trị λ và α từ phổ vạch cho ρ=32±16 mas; nguồn

được phân giải chỉ ở mức 2 độ lệch chuẩn

Hình 10 Phổ thông lượng tổng của tất cả các ảnh A và B

Chương thứ tư dành cho diễn giải kết quả trên Chương này

bắt đầu bằng giới thiệu chung về hình thành các thiên hà và sự tiến hóa, với sự nhấn mạnh đặc biệt vào các dữ liệu hồng ngoại xa (FIR)

và CO gần đây

Độ trưng vạch phổ thu được từ thông lượng tổng đo trên ảnh

sạch S line Δν Kết quả khớp hàm Gauss cho vạch phổ cho kết quả giá

trị đỉnh phổ là 47.6 mJy, vận tốc trung bình −22±6 kms−1 và độ rộng tại nửa chiều cao đỉnh (FWHM) 120±14 kms−1; cho phổ liên tục

~4.0±0.5 mJy Thông lượng tổng hợp đo được với vạch phổ 5.0±0.5 Jykms−1 và với phổ liên tục là 4.4±0.5 mJy Việc đánh giá độ trưng phụ thuộc rất nhiều vào giá trị của hệ số khuếch đại nhận được từ các

mô hình thấu kính Đây là nguồn sai số quan trọng nhất Hệ số khuếch đại được sử dụng cho vạch phổ là 12±4 cho phổ liên tục là 24±10 và cho nguồn điểm là 26±10 Bảng dưới đây tóm tắt các tính chất chính:

Bảng 1 Dữ liệu RX J0911

Khuếch đại (nguồn điểm) 17.4 35.9 26±10 Khuếch đại (vạch) 9.4±0.7 16.0±1.1 12±4 Khuếch đại (liên tục) 15.4±2.2 33.9±4.8 24±10 L’ CO(7-6) [109K km s –1 pc 2 ] 3.9±0.8 2.3±0.5 3.1±1.0 L’ CO(1-0) [109K km s –1 pc 2 ] 4.9±1.0 2.9±0.6 3.9±1.3 Thông lượng liên tục [mJy] 0.31±0.08 0.14±0.04 0.20±0.09

M H2 [10 9 M Sun ] 3.9±0.8 2.3±0.5 3.1±1.0

Tốc độ tiêu thụ [10 7 yr] 1.1 1.4 1.3 Khối lượng bụi [10 8 M Sun ] ~1.3 ~0.6 ~0.8

M dyn [10 9 M Sun ] 4.7±1.4 4.7±1.4 4.7±1.4

Sai số chính trong việc xác định khối lượng khí vẫn là do giá trị của hệ số khuếch đại, bằng một nửa khi sử dụng thế 1 so với thế 2, nghĩa là khối lượng khí 2 lần lớn hơn khi dùng thế 1 so với thế 2

Hình 11 Sự phụ thuộc bước sóng của thông lượng bụi RX J0911 (trục tung

là logarit cơ số 10 của thông lượng theo μJy và trục hoành là logarit cơ số 10 của bước sóng theo μm) Thông lượng chúng tôi đo (chấm đỏ) hiển thị cùng với các phép đo trước đó (chấm đen) Đường màu xanh da trời là kết quả của phép khớp hàm mũ ứng với hệ số phát xạ bằng 2.04 Các đường cong là kết quả của phép khớp hàm dạng bức xạ vật đen với nhiệt độ tương ứng

T d=30 (đen), 40 (xanh nước biển) and 60 K (đỏ)

Hình 12 Khối lượng đám mây phân tử khí và độ rộng vạch phổ FWHM của

CO cho 36 thiên hà phát bức xạ phân tử Dấu cộng đỏ chỉ RX J0911 Vẫn

có sai số lớn trong việc xác định khối lượng của đám mây phân tử khí (chủ yếu do hệ số khuếch đại) nhưng thiên hà RX J0911 vẫn nằm ở phía dưới của các quasar khác đã được quan sát

Mặc dù vậy, khối lượng phân tử khí là khá nhỏ và nằm ở vùng phía dưới của các quasar đã được quan sát Những sai sót có thể mắc phải khi đánh giá thấp khối lượng này đều được cân nhắc và càng được củng cố khi so sánh với các đối tượng có độ dịch chuyển đỏ cao khác như các thiên hà chứa quasar hay các thiên hà phát bước sóng dưới

mm (SMGs) Sự phân bố phổ năng lượng, dùng để tính tốc độ hình thành sao, không được ràng buộc chặt chẽ từ những dữ liệu đã có nên

sự đánh giá có phần tùy ý ; dựa trên hiểu biết từ các thiên hà khác

chúng tôi đo được L FIR =320 μ –1 10 11 L Sun , trong đó μ là hệ số khuếch

đại bởi thấu kính Tương tự, đánh giá về khối lượng bụi từ bức xạ liên tục cũng có sai số lớn Hiệu suất hình thành sao của thiên hà RX J0911 nằm ở phía trên của tất cả các thiên hà khác, kể cả các thiên hà

có độ dịch chuyển đỏ thấp hoặc cao Độ trưng CO và FIR của nó nằm

ở ngưỡng dưới của các thiên hà có độ dịch chuyển đỏ cao, nằm ở

Figure 13 Tương quan giữa thông lượng FIR và thông lượng phổ vạch CO cho các nhiều loại thiên hà khác nhau từ Carilli & Walter 2013 Phép đo của thiên hà RX J0911 được hiển thị bằng thanh màu xanh