Tài liệu Thử nghiệm lithium ở các ứng cử viên sao lùn nâu trẻ

BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP. HỒ CHÍ MINH Nguyễn Anh Thư THỬ NGHIỆM LITHIUM Ở CÁC ỨNG CỬ VIÊN SAO LÙN NÂU TRẺ LUẬN VĂN THẠC SĨ VẬT LÝ Thành phố Hồ Chí Minh – 2012 BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP. HỒ CHÍ MINH Nguyễn Anh Thư THỬ NGHIỆM LITHIUM Ở CÁC ỨNG CỬ VIÊN SAO LÙN NÂU TRẺ Chuyên ngành: Vật lý nguyên tử, hạt nhân & năng lượng cao Mã số: 60 44 05 LUẬN VĂN THẠC SĨ VẬT LÝ NGƯỜI HƯỚNG DẪN KHOA HỌC: TS. PHAN BẢO NGỌC Thành phố Hồ Chí Minh – 2012 LỜI CẢM ƠN Để hoàn thành luận văn Thạc sĩ này, trước hết, tôi xin gởi lời cảm ơn chân thành nhất đến TS. Phan Bảo Ngọc (Bộ môn Vật lý - Trường Đại Học Quốc Tế Đại Học Quốc Gia Tp. Hồ Chí Minh), người đã tận tình hướng dẫn, chỉ bảo tôi trong suốt quá trình nghiên cứu, thực hiện luận văn và tạo điều kiện cho tôi có thể hoàn thành luận văn này. Tôi xin trân trọng cảm ơn Ban Giám Hiệu, Phòng Sau Đại Học, Khoa Vật lý và các đơn vị liên quan của Trường Đại Học Sư Phạm Tp. Hồ Chí Minh. Tôi xin trân trọng cảm ơn các thầy cô của Trường Đại Học Sư Phạm Tp. Hồ Chí Minh – những người đã trang bị cho tôi những kiến thức quý báu để giúp tôi hoàn thành luận văn này. Tôi cũng gởi lời cảm ơn đến 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 tôi trong suốt quá trình học tập và nghiên cứu tại trường. Nhân dịp này, tôi xin chân thành cảm ơn Sở giáo dục – Đào tạo tỉnh Bến Tre, Ban giám hiệu Trường Trung học phổ thông Lê Hoàng Chiếu và các thầy cô trong tổ, trong trường đã tạo điều kiện giúp đỡ tôi trong quá trình học tập và nghiên cứu. Tôi xin chân thành cảm ơn gia đình, bạn bè, đồng nghiệp đã động viên, chia sẻ, giúp đỡ nhiệt tình và đóng góp nhiều ý kiến quý báu để tôi hoàn thành luận văn. Thành phố Hồ Chí Minh, ngày…… tháng…… năm 2012 Người viết Nguyễn Anh Thư MỤC LỤC LỜI CẢM ƠN ................................................................................................... i MỤC LỤC ........................................................................................................ ii DANH MỤC CÁC HÌNH VẼ........................................................................ iv DANH MỤC CÁC BẢNG ............................................................................. vi DANH MỤC CÁC ĐƠN VỊ ......................................................................... vii MỞ ĐẦU ..................................................................................................... - 1 Chương 1: TỔNG QUAN VỀ SAO LÙN NÂU ....................................... - 4 1.1. SAO LÙN NÂU LÀ GÌ? ............................................................................... - 4 1.2. LỊCH SỬ NGHIÊN CỨU SAO LÙN NÂU ................................................ - 4 1.3. CÁC TÍNH CHẤT VẬT LÝ CƠ BẢN CỦA SAO LÙN NÂU .................. - 5 1.3.1. Khối lượng............................................................................................... - 5 1.3.2. Nhiệt độ ................................................................................................... - 5 1.3.3. Bán kính ............................................................................................... - 6 1.3.4. Kiểu phổ .................................................................................................. - 6 1.4. NGUỒN GỐC CỦA SAO LÙN NÂU .......................................................... - 7 1.4.1. Quá trình hình thành của một ngôi sao thông thường......................... - 7 1.4.2. Các mô hình về sự hình thành sao lùn nâu .......................................... - 9 1.5. TÌM KIẾM VÀ PHÁT HIỆN SAO LÙN NÂU Ở ĐÂU? ........................ - 11 1.5.1. Vùng lân cận Mặt trời .......................................................................... - 11 1.5.2. Vùng hình thành sao ............................................................................ - 11 1.5.3. Các hệ sao ............................................................................................. - 12 1.6. KÍNH VIỄN VỌNG .................................................................................... - 13 - Chương 2: CÁC PHẢN ỨNG HẠT NHÂN Ở CÁC SAO.................... - 16 2.1. CÁC PHẢN ỨNG HẠT NHÂN Ở LÕI CỦA CÁC SAO THÔNG THƯỜNG ............................................................................................................ - 16 2.2. CÁC PHẢN ỨNG HẠT NHÂN Ở CÁC SAO LÙN NÂU ....................... - 18 2.3. SỰ HÌNH THÀNH VẠCH LITHIUM Ở CÁC SAO LÙN NÂU ............ - 19 2.3.1. Nguồn gốc của lithium nguyên thủy – vụ nổ Bigbang ....................... - 19 2.3.2. Sự hình thành vạch lithium ở các sao lùn nâu ................................... - 20 - Chương 3: ỨNG DỤNG PHƯƠNG PHÁP THỬ NGHIỆM LITHIUM .... 25 3.1. MỘT SỐ QUAN SÁT ĐÃ ĐƯỢC THỰC HIỆN ..................................... - 25 3.1.1. Giới thiệu ............................................................................................... - 25 3.1.2. Mô hình lý thuyết tiến hóa cho sao khối lượng thấp và sao lùn nâu với khí quyển bụi ................................................................................................... - 27 3.1.3. Những sao lùn nâu đầu tiên áp dụng phương pháp thử nghiệm lithium. 28 3.1.4. Những sao lùn nâu khác ứng dụng phương pháp thử nghiệm lithium ... 30 3.2. THỬ NGHIỆM LITHIUM Ở CÁC SAO LÙN NÂU TRONG VÙNG LÂN CẬN MẶT TRỜI................................................................................................ - 32 3.3. THỬ NGHIỆM LITHIUM Ở CÁC SAO LÙN NÂU TRẺ ..................... - 34 - Chương 4: ÁP DỤNG THỬ NGHIỆM LITHIUM ĐỐI VỚI CÁC ỨNG CỬ VIÊN SAO LÙN NÂU TRẺ ............................................................. - 36 4.1. MỤC TIÊU .................................................................................................. - 36 4.2. MẪU QUAN SÁT ........................................................................................ - 36 4.3. QUAN SÁT, XỬ LÝ SỐ LIỆU .................................................................. - 37 4.4. KẾT QUẢ VÀ THẢO LUẬN .................................................................... - 38 4.5. KẾT LUẬN .................................................................................................. - 42 - DANH MỤC CÁC CÔNG BỐ CỦA TÁC GIẢ .................................... - 43 TÀI LIỆU THAM KHẢO ....................................................................... - 44 - DANH MỤC CÁC HÌNH VẼ Số thứ tự Hình Diễn giải Trang 1 1.1 Sao lùn nâu so với sao thông thường và hành tinh 4 2 1.2 Hệ sao đôi Gliese 229A và Gliese 229B 12 3 1.3 Kính viễn vọng đường kính 2.3m 14 4 1.4 Đường đi của tia sáng qua kính viễn vọng 2,3 m 15 5 2.1 Biểu đồ mặt cắt cấu trúc bên trong của một ngôi 16 sao 6 2.2 Chuỗi phản ứng proton-proton (PP) 17 7 2.3 Cấu trúc bên trong của sao lùn nâu so với sao lùn 19 đỏ và Mộc tinh Phổ tổng hợp lý thuyết theo tính toán của Pavlenko và cộng sự [25] trong vùng Li I λ 6708 8 2.4 Å, với T eff /log g = 2500/5,0 và log n(Li) = 3,0; 21 2,0; 1,0; 0,0; -1,0 và -2,0. Đường biểu diễn mối quan hệ giữa độ rộng tương 9 2.5 đương của vạch Li I λ 6708 Å và độ dồi dào của 22 Li ở mô hình khí quyển 3000/5,0 và 2500/5,0 (LTE: nét liền, NLTE: nét đứt) Đường biểu diễn mối quan hệ giữa độ rộng tương 10 2.6 đương của vạch Li I λ 6103 Å và độ dồi dào của 23 Li ở mô hình khí quyển 3000/5,0 và 2500/5,0 (LTE: nét liền, NLTE: nét đứt) Đường biểu diễn mối quan hệ giữa độ rộng tương 11 2.7 đương của vạch Li I λ 8126 Å và độ dồi dào của 23 Li ở mô hình khí quyển 3000/5,0 và 2500/5,0 (LTE: nét liền, NLTE: nét đứt) 12 3.1 Biểu đồ nhiệt độ – độ tuổi 26 13 3.2 Hình ảnh phổ của PPl 15, Teide 1 và Calar 3 29 14 3.3 Vùng phổ có vạch lithium λ 6708 Ǻ ở Teide 2 30 Hình ảnh phổ của Teide 1, CHFT-Pl-16, CFHT15 3.4 31 Pl-18. Vạch lithium, từ trái sang phải: Hàng trên: 2MASS J0019262+161407 (M8), 2MASS J0041353-562112 (M7.5), 2MASS J012311216 3.5 692138 (M8). Hàng dưới: 2MASS J0339352- 32 352544 (M9 – LP 944-20), 2MASS J0443376053008 (M9), 2MASS J1411213-211950 (M9). 17 3.6 Biểu đồ độ trưng – độ tuổi 33 18 4.1 Phổ quang học của 10 ứng cử viên sao lùn nâu 37 trẻ, vạch phát xạ H α được chỉ thị rất rõ. Phổ quang học được phóng to của 10 ứng cử viên 19 4.2 sao lùn nâu trẻ ở vùng bước sóng có chứa vạch Li I 38 λ 6708 Å Đường biểu diễn mối quan hệ giữa khối lượng và 20 4.3a cấp sao tuyệt đối M I theo tính toán lý thuyết [9] 40 ứng với t = 100 triệu năm. Hình ngôi sao thể hiện vị trí của sao lùn nâu J0144-4604 Đường biểu diễn mối quan hệ giữa khối lượng và 21 4.3b cấp sao tuyệt đối M J theo tính toán lý thuyết [9] 41 ứng với t = 100 triệu năm. Hình ngôi sao thể hiện vị trí của sao lùn nâu J0144-4604 Đường biểu diễn mối quan hệ giữa khối lượng và 22 4.3c cấp sao tuyệt đối M K theo tính toán lý thuyết [9] ứng với t = 100 triệu năm. Hình ngôi sao thể hiện vị trí của sao lùn nâu J0144-4604 41 DANH MỤC CÁC BẢNG Số thứ tự Bảng Diễn giải Trang 1 1.1 Các giai đoạn phát hiện, khám phá sao lùn nâu 5 Các thông số kỹ thuật của kính viễn vọng đường 2 1.2 14 kính 2,3 m Các thông số vật lý của 10 ứng cử viên trong mẫu 3 4.1 36 quan sát 4 4.2 Mô hình bụi cho tuổi t = 100 triệu năm 39 DANH MỤC CÁC ĐƠN VỊ M J : là khối lượng Mộc tinh, 1 M J = 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 R  : là bán kính của Mặt trời, 1 R  = 696.000 km R J : là bán kính của Mộc tinh, 1 R J = 77.800 km 1 ': viết tắt của arcminute, là đơn vị đo góc, 1' =    60  0  1  ": viết tắt của arcsecond, là đơn vị đo góc, 1" =    3600  0 MỞ ĐẦU Sự tồn tại của sao lùn nâu đã được tiên đoán về mặt lý thuyết bởi Kumar [15] và Hayashi & Nakano [13]. Nhưng mãi đến năm 1995 thì sao lùn nâu đầu tiên mới được quan sát rõ ràng (Rebolo và cộng sự [32]; Nakajima và cộng sự [22]). Từ đó đến nay, rất nhiều sao lùn nâu đã được khám phá ở các vùng khác nhau. Chẳng hạn như chúng được khám phá xung quanh các ngôi sao trong dãy chính (Nakajima và cộng sự [22]; hoặc ở các vùng hình thành sao (Rebolo và cộng sự [32]; Lucas & Roche [17]); hoặc chúng trôi nổi tự do trong vùng lân cận Mặt Trời (Ruiz và cộng sự [35]; Delfosse và cộng sự [12]). Những khám phá này đã thúc đẩy mạnh mẽ quá trình nghiên cứu sao lùn nâu và cải thiện đáng kể kiến thức của chúng ta về loại sao này. Nếu xét về khối lượng, sao lùn nâu là các vật thể có khối lượng nằm trong khoảng từ 13 M J đến 75 M J . Chúng nằm trên khối lượng tới hạn để thực hiện phản ứng nhiệt hạch deuterium (13 M J ) và nằm dưới khối lượng tới hạn để thực hiện phản ứng đốt cháy hydrogen (75 M J ). Đối với những sao lùn nâu dưới 65 M J thì chúng không thể thực hiện phản ứng phá hủy lithium và lithium nguyên thủy sẽ hiện diện ở các vật thể này. Trên cơ sở lý thuyết này, người ta đề xuất phương pháp đơn giản và rất hiệu quả là thử nghiệm lithium (“lithium test”) để xác định một vật thể khối lượng rất thấp có phải thực sự là sao lùn nâu hay không. Ví dụ: nếu phát hiện vạch phổ lithium (ở bước sóng 6708 Å) trong khí quyển của một ngôi sao lùn khối lượng rất thấp thì ta có thể khẳng định đó là sao lùn nâu. Nhằm vận dụng những kiến thức đã được học ở chương trình cao học ngành Vật lý nguyên tử, hạt nhân và năng lượng cao trong việc giải thích các hiện tượng vật lý trong tự nhiên, vũ trụ; được sự hướng dẫn của thầy Phan Bảo Ngọc, tôi đã chọn đề tài cho luận văn thạc sĩ này là: “Thử nghiệm lithium ở các ứng cử viên sao lùn nâu trẻ”. Mục đích đề tài nghiên cứu của tôi là phát hiện các sao lùn nâu trẻ trong vùng lân cận Mặt trời bằng phương pháp thử nghiệm lithium. Với mục đích như vậy nên đối tượng và phạm vi nghiên cứu của đề tài là các ứng cử viên sao lùn nâu trẻ nằm trong vùng lân cận Mặt trời và phổ quang học có chứa vạch phổ lithium tại bước sóng 6708 Å của các ứng cử viên này. Để thực hiện được đề tài, nhóm nghiên cứu của TS. Phan Bảo Ngọc đã quan sát phổ của một mẫu gồm các sao lùn đỏ kiểu phổ M bằng kính viễn vọng 2,3 m, sau đó tôi phân tích phổ bằng phần mềm IRAF/Linux để tìm kiếm, phát hiện vạch lithium tại bước sóng 6708 Å ở các sao lùn đỏ này. Kết quả của đề tài này nhằm cung cấp các mẫu sao lùn nâu tiêu biểu để cộng đồng thiên văn tiếp tục quan sát và nghiên cứu sâu các hiện tượng vật lý của mẫu sao lùn nâu này, ví dụ: các hiện tượng liên quan đến từ trường, khí quyển và quá trình hình thành các hành tinh xung quanh chúng. Ngoài ra, đề tài này có thể dùng làm tài liệu tham khảo cho sinh viên chuyên ngành Vật lý hạt nhân, Thiên văn học, cung cấp các kiến thức về sao lùn nâu, các phản ứng hạt nhân xảy ra trong lòng các sao thông thường và sao lùn nâu – các lò phản ứng tự nhiên trong Vũ trụ. Luận văn được thực hiện với bố cục như sau: • Mở đầu trình bày lý do chọn đề tài, mục tiêu, đối tượng và phương pháp nghiên cứu, mục tiêu khoa học và thực tiễn của đề tài. • Chương 1 trình bày tổng quan về sao lùn nâu (bao gồm các thuộc tính vật lý cơ bản, lịch sử nghiên cứu sao lùn nâu), nguồn gốc của sao lùn nâu, những nơi tìm kiếm và phát hiện chúng. Ngoài ra, trong chương này còn giới thiệu kính viễn vọng đường kính 2,3 m được sử dụng để nghiên cứu phổ của sao lùn nâu. • Chương 2 trình bày các phản ứng hạt nhân ở các sao thông thường và sao lùn nâu; và sự hình thành vạch lithium ở các sao lùn nâu. • Chương 3 nêu ra một số quan sát đã được thực hiện để phát hiện sao lùn nâu nhờ vào phương pháp thử nghiệm lithium và ứng dụng phương pháp thử nghiệm này ở sao lùn nâu trôi nổi tự do trong vùng lân cận Mặt trời và ở sao lùn nâu trẻ trong vùng hình thành sao. • Chương 4 là nội dung chính trong đề tài nghiên cứu của tôi bao gồm mẫu quan sát, kết quả quan sát, từ đó đưa ra một số thảo luận về kết quả này. Sau cùng tôi rút ra một số kết luận sau khi thực hiện đề tài này. Chương 1: TỔNG QUAN VỀ SAO LÙN NÂU 1.1. SAO LÙN NÂU LÀ GÌ? Như đã nói ở phần mở đầu, sao lùn nâu là các vật thể có khối lượng nằm trong khoảng từ 13 M J đến 75 M J . Chúng không đủ nặng để đốt cháy hydrogen nhưng có thể thực hiện phản ứng đốt cháy deuterium. Ngoài ra, chúng có bề mặt và phần bên trong hoàn toàn đối lưu (khác với Mặt trời chỉ đối lưu một phần và có nhân bức xạ). Đối với những sao lùn nâu có khối lượng trên 65 M J đều có khả năng đốt cháy lithium. Hình 1.1 minh họa sự so sánh về kích thước giữa sao lùn nâu với Mặt trời và Mộc tinh. Hình 1.1: Kích thước của sao lùn nâu so với sao thông thường và hành tinh (theo thứ tự từ bên trái qua là Mặt trời, sao lùn nâu, Mộc tinh) (Nguồn [42]). 1.2. LỊCH SỬ NGHIÊN CỨU SAO LÙN NÂU Các mốc thời gian đáng chú ý trong lịch sử nghiên cứu và phát hiện sao lùn nâu được trình bày tóm tắt trong Bảng 1.1. Bảng 1.1: Các giai đoạn phát hiện, khám phá sao lùn nâu Năm Tác giả Những thành tựu nghiên cứu, phát hiện sao lùn nâu 1963 Kumar Tiên đoán sự tồn tại của sao lùn nâu về mặt lý thuyết Hayashi & Nakano 1995 Nakajima và cộng sự Khám phá sao lùn nâu già đầu tiên 1995 Rebolo và cộng sự Khám phá sao lùn nâu trẻ đầu tiên ở vùng hình thành sao 1997 2000 Ruiz và cộng sự Khám phá sao lùn nâu trôi nổi tự do trong vùng lân Delfosse và cộng sự cận Mặt trời Lucas và Roche Khám phá một số sao lùn mới ở vùng hình thành sao Đến nay có hơn 1000 sao lùn nâu được khám phá nhờ vào nhiều cuộc khảo sát rộng như DENIS (Deep Near Infrared Survey), 2MASS (Two Micron All Sky Survey), SDSS (Sloan Digital Sky Survey), UKIDSS (UKIRT Infrared Deep Sky Survey), WISE (Wide-Field Infrared Survey Explorer). 1.3. CÁC TÍNH CHẤT VẬT LÝ CƠ BẢN CỦA SAO LÙN NÂU 1.3.1. Khối lượng Khối lượng là một đặc tính cơ bản nhất của sao lùn nâu. Nó xác định các tính chất vật lý cơ bản khác như nhiệt độ, bán kính và kiểu phổ. Sao lùn nâu có khối lượng nằm trong khoảng 13 – 75 M J . 1.3.2. Nhiệt độ Nhiệt độ phụ thuộc cả khối lượng và tuổi. Sao lùn nâu có nhiệt độ hiệu dụng dự đoán từ 500 K – 2500 K (Leggett và cộng sự [16]). Gần đây, khi sử dụng dữ liệu WISE, Cushing và cộng sự [11] đã khám phá 6 sao lùn nâu loại “Y” sớm với nhiệt độ hiệu dụng dự đoán khoảng 300 K, tương đương như nhiệt độ của cơ thể người, những sao lùn nâu này rất gần ranh giới của sao lùn nâu và hành tinh khổng lồ. 1.3.3. Bán kính Sao lùn nâu có bán kính gần bằng 0,1 lần bán kính Mặt trời (R  ), tức tương đương bán kính Mộc tinh (R J ) đối với những sao lùn nâu già (khoảng 1 tỉ năm tuổi). Những sao lùn nâu trẻ có thể có bán kính lớn hơn phụ thuộc vào tuổi của chúng do trong giai đoạn hình thành các sao lùn nâu chưa co rút đến bán kính cuối cùng của nó. Một chú ý rằng bán kính sao lùn nâu có thể bị ảnh hưởng bởi tác động của từ trường, yếu tố này tạo ra sự gia tăng từ 10-15% bán kính (Chabrier và cộng sự [6]). 1.3.4. Kiểu phổ * Các sao dãy chính: Các sao thông thường ở dãy chính được phân loại theo trật tự các lớp phổ từ nóng nhất đến lạnh nhất: O-B-A-F-G-K-M. Sao có lớp phổ O là nóng nhất, nhiệt độ sẽ giảm dần đến lớp phổ M. Các lớp sao này sau đó được phân loại nhỏ hơn theo các số Ả Rập (0-9). Ví dụ: K0 có nghĩa là sao "nóng" nhất trong lớp K và K9 là sao "lạnh" nhất trong lớp này. Mặt trời của chúng ta được phân loại là G2. * Các sao, sao lùn nâu và hành tinh: O B A F G K M Mặt Trời (G2) L T Y Kiểu phổ của các Các hành Kiểu phổ của các sao thông thường (M sao lùn nâu (13 tinh (M < > 75 MJ) MJ ≤ M ≤ 75 MJ) 13 MJ) Các sao lùn nâu có thể có kiểu phổ của lớp phổ M muộn (M9 hoặc muộn hơn), L, T, Y. Ở lớp phổ M, phổ quang học của sao lùn nâu được nổi bật bởi dải hấp thụ phân tử titanium oxide (TiO) và vanadium oxide (VO). Vào năm 1997, Martín và các cộng sự [20] đã phát hiện ra một kiểu phổ của sao lùn lạnh hơn những sao M trước đó có các đặc tính phổ quang học khác hẳn so với kiểu phổ M9. Do đó, nhóm nghiên cứu này tạm đặt cho nó là lớp phổ L. Đến năm 1999, Kirkpatrick và cộng sự [14], cũng như Martín và cộng sự [20] chính thức định nghĩa một lớp phổ mới có tên là “L”. Ở lớp phổ L này, phổ quang học của sao lùn nâu được đặc trưng bởi dải hydride kim loại mạnh (FeH, CrH, MgH, CaH), những vạch nguyên tử trung hòa của alkali metal (Na I, K I, Cs I, Rb I) và vạch Li I tại bước sóng 6708 Å. Ngược lại, phổ hồng ngoại-gần (Near Infrared Spectroscopy (NIR), 1 – 2,5 μm) của những sao lùn nâu lớp L, tương tự như những sao lùn nâu lớp M nổi trội bởi những dải hấp thụ nước (H 2 O) và cacbon monoxide (CO). Năm 2002, Burgasser và cộng sự [5] khám phá những sao lùn methane, cũng dẫn đến định nghĩa một lớp phổ mới “T” cho những sao lùn nâu lạnh hơn những sao lùn nâu lớp L. Phổ hồng ngoại-gần của sao lùn lớp T có sự hấp thụ mạnh của dải methane (CH 4 ). Lớp phổ Y được cho rằng thậm chí còn lạnh hơn lớp T và phổ NIR của chúng phải có ammoniac (NH 3 ) đủ để xếp vào một lớp phổ mới. Gần đây, Cushing và cộng sự [11] đã khám phá ra 6 đại diện sao lùn nâu lớp Y0. Nhóm của ông đã phát hiện phổ hồng ngoại-gần của chúng có đặc điểm hấp thụ được cho là NH 3 . Nhiều sao lùn nâu lớp Y lạnh hơn (kiểu phổ Y muộn) được chờ đợi để phát hiện nhằm xác nhận đặc điểm NH 3 này ở phổ NIR của sao lùn nâu lớp Y. 1.4. NGUỒN GỐC CỦA SAO LÙN NÂU 1.4.1. Quá trình hình thành của một ngôi sao thông thường “Ngôi sao" được hiểu theo định nghĩa của Hội Thiên văn Quốc tế, là một quả cầu khí ở trạng thái thăng bằng trọng lực và có khả năng tự đốt nóng bằng các phản ứng nhiệt hạch. Các ngôi sao trong vũ trụ thường có khối lượng từ 1 đến 100 M  Các ngôi sao được sinh ra từ các đám mây phân tử hay còn gọi là đám mây phân tử khổng lồ (giant molecular cloud) hoặc đám mây tối (dark cloud). Các đám mây phân tử đã cung cấp nguyên liệu, tạo dựng môi trường và các điều kiện đầu tiên thích hợp để một ngôi sao có thể hình thành. 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 parsec. Thành phần chủ yếu của các đám mây này là các phân tử khí như: H 2 , CO, CS, H 2 CO, H 2 O, các hạt bụi thiên thể có kích thước rất nhỏ (vài đến vài chục micron tức là vài đến vài chục phần triệu mét)... trong đó CO được xem như là phân tử đánh dấu cho các đám mây phân tử. Bên trong các đám mây phân tử, tồn tại các vùng có mật độ cao hơn những vùng khác, và tại đây một khi chúng đạt được những điều kiện cần thiết, một ngôi sao mới sẽ hình thành. Điều kiện đầu tiên là làm sao một lõi phân tử có thể co rút bằng chính trọng lực của nó. Một vật thể có thể tự co rút bằng chính trọng lực của mình chỉ khi nào nó có khối lượng lớn hơn khối lượng Jeans. Khối lượng Jeans do nhà Vật lý người Anh Jame H. Jeans tìm ra năm 1902 là khối lượng tối thiểu để cho trọng lực của một đám mây phân tử có thể thắng áp suất và bắt đầu sự co rút. Khối lượng Jeans chỉ phụ thuộc vào hai đại lượng là nhiệt độ và mật độ của đám mây đó. Như trên đã nói, khi đám mây phân tử đạt được những điều kiện cần thiết thì một ngôi sao sẽ hình thành. Tại một thời điểm nào đó, khi các lực chống đỡ (lực chống đỡ chủ yếu từ nhiệt độ, từ trường và độ hỗn độn của vật chất trong đám mây phân tử) không thắng được trọng lực của lõi tiền sao, điều kiện ban đầu đã hình thành, chúng bắt đầu co rút. Sau khi lõi tiền sao bắt đầu co rút hấp dẫn hình thành tiền sao, các hạt vật chất tiếp tục bị lực hấp dẫn của tiền sao hút vào. Những hạt có động lượng quay lớn bị hút sâu vào trong trung tâm của lõi tiền sao. Những hạt có động lượng quay nhỏ hơn thì rơi vào một mặt phẳng ở ngoài rìa cắt ngang tiền sao tạo thành một đĩa bồi đắp xung quanh tiền sao (đĩa tiền hành tinh). Trong giai đoạn tiếp theo, khi tiền sao trung tâm và đĩa tiền hành tinh đã thành hình, vật chất từ môi trường xung quanh vẫn tiếp tục rơi vào đĩa tiền hành tinh và di chuyển vào trung tâm. Nhưng chỉ khoảng 50% vật chất tiếp tục bồi đắp cho lõi tiền sao. Phần vật chất còn lại bị phóng ngược trở lại ra môi trường bên ngoài dưới dạng hai luồng khí vuông góc với mặt phẳng đĩa ở hai cực. Khi quá trình bồi đắp vật chất chấm dứt, tiền sao tự đốt nóng mình bằng các phản ứng hạt nhân và trở thành một ngôi sao thực thụ. Khi đó quá trình kết tinh vật chất còn sót lại sẽ diễn ra, khởi đầu cho quá trình hình thành các hành tinh như các hành tinh trong hệ Mặt trời của chúng ta. [43]. 1.4.2. Các mô hình về sự hình thành sao lùn nâu 1.4.2.1. Sao lùn nâu hình thành giống như các sao thông thường khối lượng thấp a. Sự phân mảnh hỗn loạn Trong đám mây phân tử có sự nhiễu loạn siêu âm (do sự nổ của các sao khổng lồ loại O hoặc B chẳng hạn) tạo ra vùng có vận tốc và mật độ thay đổi phi tuyến tính rất cao. Dòng chảy hỗn loạn siêu âm này tập hợp, lắp ghép, nén vật chất thành một khối khí trong thể tích nhỏ tạo nên các khối khí và bụi có khối lượng rất thấp, đủ dày đặc và nặng (lớn hơn khối lượng tới hạn riêng của nó) để co rút hấp dẫn thành tiền sao lùn nâu hoặc tiền sao khối lượng thấp. Còn những khối khí và bụi có khối lượng dưới khối lượng tới hạn sẽ trôi theo dòng chảy hỗn loạn. Đây được gọi là quá trình phân mảnh hỗn loạn (Padoan & Nordlund [23], [24]). Tuy nhiên, theo dự đoán của giả thuyết này các lõi tiền sao lùn nâu rất khó phát hiện nên việc kiểm chứng giả thuyết này chưa được thực hiện. b. Sự phân mảnh hấp dẫn Các sao thông thường (khối lượng lớn và trung bình) được hình thành từ các đám mây phân tử theo cách thức chuẩn đã trình bày ở tiểu mục 1.4.1. Các ngôi sao này sẽ liên kết hấp dẫn với nhau thành hệ sao. Các hệ sao này tạo ra trọng lực hấp dẫn trong đám mây phân tử hỗn loạn, hút khí vào trong. Trọng lực có xu hướng hội tụ và nén khí tốt, tạo thành những dòng khí dạng sợi. 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 nó. Nhiều nút thắt (khối khí) được hình thành dọc theo dòng khí này, các khối khí này nếu có mật độ đủ cao có thể co rút lại thành lõi tiền sao. Các lõi tiền sao này sẽ hình thành nên các sao lùn nâu và sao khối lượng thấp (Bonnell và cộng sự [4]). Cơ chế hình thành sao lùn nâu này vẫn chưa giải thích được thực tế quan sát thấy các sao lùn nâu xuất hiện ở vị trí ngẫu nhiên trong khắp đám mây phân tử chứ không phải là xuất hiện ở nơi có vùng mật độ sao cao như cơ chế này. Ngoài ra, cơ chế này cũng không giải thích được độ dồi dào của sao lùn nâu giảm trong vùng mật độ sao cao. 1.4.2.2. Một số mô hình khác a. Sự phân mảnh đĩa Các đĩa bồi đắp hình thành xung quanh các ngôi sao thông thường có khối lượng khoảng vài 0,1 M  , kích thước ≥ 100 AU và có khối lượng phát triển nhanh chóng bằng cách bồi đắp vật chất từ lớp vỏ bọc xung quanh. Các đĩa có thể phân mảnh nếu chúng có khối lượng đủ lớn để lực hấp dẫn thắng được chuyển động nhiệt, lực li tâm và từ trường bên trong đĩa. Sau khi một mảnh vỡ được hình thành, nó tiếp tục bồi đắp vật chất trong đĩa, tương tác với đĩa và tương tác với các mảnh vỡ khác. Sau quá trình tương tác, vài mảnh vỡ di chuyển đến gần vật thể trung tâm và trở thành các sao đốt cháy hydrogen khối lượng thấp. Còn các mảnh vỡ ở xa vật thể trung tâm trở thành các sao lùn nâu (Stamatellos & Whitworth [36]). Tuy nhiên các đĩa đang phân mảnh rất khó được quan sát do sự phân mảnh này xảy ra nhanh hơn thời gian tồn tại tiền sao giai đoạn đầu tiên (giai đoạn 0). Do đó khả năng quan sát để ghi nhận cơ chế này rất thấp (~2%). b. Sự đẩy ra sớm của các phôi tiền sao Có khoảng 15% đến 20% các sao trong dãy chính là hệ gồm 3 vật thể hoặc nhiều hơn. Trong những hệ này, nhiều khả năng một thành viên có khối lượng thấp sẽ bị đẩy ra khỏi hệ do quá trình tương tác động lực học. Quá trình này xảy ra khi lõi tiền sao bố mẹ co rút thành nhiều phôi tiền sao (ít nhất là 3 tiền sao). Những phôi tiền sao đó phát triển riêng lẻ bằng cách bồi đắp khí và tương tác động lực học với phôi khác trong cùng một kén khí chung (lõi bố mẹ của chúng). Khi một phôi tiền sao bị đẩy ra khỏi hệ mà có khối lượng rất thấp thì nó trở thành sao lùn nâu hoặc sao khối lượng thấp hoặc thậm chí có thể trở thành vật thể khối lượng hành tinh [34]. Các quan sát thực nghiệm không ủng hộ các tiên đoán của mô hình này, do đó đây không phải là mô hình chính để tạo ra sao lùn nâu, mặc dù có thể số ít các sao lùn nâu được hình thành theo mô hình này. c. Sự bào mòn quang học các tiền sao Xung quanh những sao khổng lồ O, B mới được hình thành tồn tại các tiền sao có khối lượng ≤ 1 M  . Các tiền sao này bị các bức xạ ion hóa từ sao O, B làm bào mòn các lớp vỏ bọc khí và bụi bên ngoài của nó, tạo ra vật thể khối lượng rất thấp, hoặc sao lùn nâu hoặc vật thể khối lượng hành tinh [38]. Tuy nhiên, người ta vẫn phát hiện một số lượng lớn các sao lùn nâu ở các vùng hình thành sao mà không có các sao khổng lồ O, B. Do đó, cơ chế này không phải là cơ chế chính để giải thích sự hình thành sao lùn nâu. 1.5. TÌM KIẾM VÀ PHÁT HIỆN SAO LÙN NÂU Ở ĐÂU? 1.5.1. Vùng lân cận Mặt trời Vùng lân cận Mặt trời được định nghĩa là khối cầu có bán kính khoảng 30 parsec (tức khoảng 32 nghìn tỉ kilômét, tính từ Mặt trời) là nơi mà theo lý thuyết còn một số lượng lớn sao lùn nâu và sao lùn có khối lượng cực nhẹ chưa được phát hiện. Một ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn 0,3 lần khối lượng Mặt trời được xem là sao lùn cực nhẹ do chúng đối lưu hoàn toàn. Theo tính toán, tính chất vật lý của loại sao này (bao gồm sao lùn nâu) bị thay đổi rất nhiều so với các sao lùn có khối lượng lớn hơn. Do ánh sáng từ các sao lùn nâu rất yếu nên việc tìm kiếm, phát hiện các sao lùn nâu ở gần tức trong vùng lân cận Mặt trời sẽ rất có ích trong việc nghiên cứu các đặc tính vật lý của chúng. 1.5.2. Vùng hình thành sao Các vùng hình thành sao có khoảng cách từ 50 parsec đến vài trăm parsec tính từ Mặt trời. Có rất nhiều vùng hình thành sao như: rho Ophiuchi (125 pc), Taurus (140 pc), TW Hydrae (55 pc). Các vùng này có độ tuổi cỡ vài triệu năm – tương đối trẻ so với Mặt trời 4,5 tỉ năm tuổi của chúng ta. Chính đặc điểm này đã