Tài liệu Nghiên cứu bụi trong môi trường xung quanh sao

BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP. HỒ CHÍ MINH Võ Thị Mộng Linh NGHIÊN CỨU BỤI TRONG MÔI TRƯỜNG XUNG QUANH SAO LUẬN VĂN THẠC SĨ VẬT LÍ Thành Phố Hồ Chí Minh – 2015 ii BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP. HỒ CHÍ MINH Võ Thị Mộng Linh NGHIÊN CỨU BỤI TRONG MÔI TRƯỜNG XUNG QUANH SAO Chuyên ngành: Vật lí nguyên tử Mã số: 60 44 01 06 LUẬN VĂN THẠC SĨ VẬT LÍ NGƯỜI HƯỚNG DẪN KHOA HỌC: TS. CAO ANH TUẤN Thành Phố Hồ Chí Minh – 2015 iii Lời cảm ơn Trong suốt quá trình học tập, nghiên cứu và thực hiện hiện đề tài, dù gặp nhiều khó khăn nhưng tôi vẫn luôn nhận được sự quan tâm, giúp đỡ nhiệt tình từ thầy cô, bạn bè và người thân trong gia đình. Xin nhận nơi tôi lòng biết ơn sâu sắc nhất. Xin chân thành cảm ơn thầy hướng dẫn là TS. Cao Anh Tuấn,thầy đã định hướng nội dung của đề tài, giới thiệu các nguồn tài liệu tham khảo, đồng thời hướng dẫn tận tình và thường xuyên đôn đốc, chỉnh sửa luận văn cho tôi. Xin cảm ơn quý thầy cô đã nhiệt tình giảng dạy và giúp đỡ tôi trong suốt thời gian học tập tại trường, đặc biệt thầy cô ở khoa Vật lí và Phòng Sau đại học trường ĐH Sư Phạm TP HCM. Xin cảm ơn các bạn trong nhóm Thiên văn đã nhiệt tình chia sẻ kinh nghiệm, kiến thức giúp tôi hoàn thành đề tài này. Hồ Chí Minh, tháng 03/2015 Học viên thực hiện đề tài Võ Thị Mộng Linh iv Mục lục Lời cảm ơn ..................................................................................................................... iii Mục lục .......................................................................................................................... iv DANH MỤC CÁC CHỮ VIẾT TẮT............................................................................ vi Mở đầu .............................................................................................................................1 Chương 1: TỔNG QUAN VẬT CHẤT LIÊN SAO .......................................................4 1.1 Khái quát về Ngân hà .........................................................................................4 1.1.1Các cấp sáng của các sao trong Ngân hà ........................................................4 1.1.2 Các quần thể sao ............................................................................................5 1.2Các trường bức xạ và trường điện từ .................................................................7 1.2.1 Các trường bức xạ ..........................................................................................8 1.2.2Từ trường giữa các sao ...................................................................................9 1.3 Sự truyền bức xạ và sự kích thích ..................................................................16 1.3.1Phương trình truyền qua ...............................................................................16 1.3.2 Hệ hai mức ra khỏi LTE .............................................................................23 1.3.3Trường hợp chung,các dòng Maser ..............................................................29 Chương 2: THÀNH PHẦN VÀ MÔ HÌNH VẬT CHẤT LIÊN SAO..........................35 2.1Khí nguyên tử trung hòa ...................................................................................35 2.1.1Vạch 21 cm của nguyên tử hiđro ..................................................................36 2.1.2 Các vạch của cấu trúc tinh tế trong vùng xa hồng ngoại .............................41 2.1.3 Các vạch hấp thụ liên sao ............................................................................42 2.2 Thành phần phân tử ........................................................................................46 2.2.1Giới thiệu .....................................................................................................46 2.2.2 Các dịch chuyển điện từ ...........................................................................48 v 2.2.3 Các dịch chuyển dao động........................................................................49 2.2.4 Các dịch chuyển xoay .................................................................................51 2.2.5 Phổ quay của các phân tử gồm nhiều nguyên tử .........................................53 2.2.6 Các dải liên sao khuếch tán.........................................................................54 2.3. Bụi liên sao ........................................................................................................55 2.3.1Sự chuyển đỏ và sự suy giảm liên sao. ........................................................57 2.3.2 Sự phát xạ của bụi liênsao .........................................................................63 2.3.3 Các mô hình bụi chung ...............................................................................68 Chương 3: MÔ PHỎNG BỤI BẰNG CHƯƠNG TRÌNH DDSCAT ...........................70 3.1 Chương trình DDSCAT ...................................................................................70 3.1.1 Giới thiệu .....................................................................................................70 3.1.2 Khả năng áp dụng của DDA .......................................................................71 3.1.3 Tính toán bằng DDSCAT 7.3 ......................................................................72 3.1.4 Áp dụng cho bia đặt trong điện môi ............................................................73 3.2 Một số điểm khác biệt của DDSCAT 7.3 so với các phiên bản trước ..........74 3.3Tải về mã nguồn và các gói ví dụ và cài đặt trong Window...........................75 3.3.1 Thực thi tự động..........................................................................................75 3.3.2Sự biên soạn với MINGW ............................................................................75 3. 4 Thực thi trên các ví dụ ELLIPSOID_NEARFIELD và RCTGLPRSM_NEARFIELD ................................................................................76 3.5 Kết quả ...............................................................................................................77 3.5.1 ELLIPSOID_NEARFIELD .........................................................................77 3.5.2 RCTGLPRSM_NEARFIELD .....................................................................79 KẾT LUẬN& HƯỚNG PHÁT TRIỂN CỦA ĐỀ TÀI .................................................81 DANH MỤC TÀI LIỆU THAM KHẢO ...................................................................82 vi DANH MỤC CÁC CHỮ VIẾT TẮT  AAS(American Astronomical Society): Hội Thiên văn Hoa Kỳ.  DDA (discrete dipole approximation): xấp xỉ lưỡng cực rời rạc  DDSCAT(discrete dipole scattering): tán xạ lưỡng cực rời rạc  IR(infrared): bức xạ hồng ngoại  ISM (Intersellar Medium): môi trường liên sao.  H I: vùng hiđro I, đó là một đám mây trong môi trường liên sao, chủ yếu gồm các nguyên tử hiđro trung hòa (H I), ngoài ra còn hêli và các nguyên tố khác. Các khu vực này không phát ra các bức xạ nhìn thấy (trừ các vạch phổ của các nguyên tố khác không phải hiđro) nhưng được quan sát được quang phổ vạch 21 cm.  H II: vùng hiđro II, đó là một đám mây trong đó hiđro đã bị ion hóa một phần.  LTE (Local Thermal Equilibrium): cân bằng nhiệt định xứ (non – LTE: không cân bằng nhiệt định xứ).  LVG (Large Velocity Gradient): gradien của vận tốc lớn.  UV (ultrviolet): bức xạ tử ngoại 1 Mở đầu Môi trường giữa các ngôi sao (hay môi trường liên sao – ISM ) đã được con người bắt đầu nghiên cứu từ những năm đầu của thế kỷ XX cho đến tận ngày nay. Đó là môi trường vật chất tồn tại ở khoảng không gian giữa các ngôi sao trong một thiên hà. Vật chất này bao gồm khí ở dạng ion, nguyên tử hay phân tử, bụi và các tia vũ trụ. Mặc dù chỉ chiếm khoảng 1% về vật chất trong môi trường liên sao, nhưng bụi lại đóng vai trò quan trọng quyết định đến tính chất vật lí và hóa học của môi trường liên sao, đến trạng thái cân bằng năng lượng của Ngân hà. Nghiên cứu bụi liên sao giúp con người biết được thành phần và cấu trúc của bụi, sự tương tác của bụi với môi trường, từ đó có thể biết được nguồn gốc hình thành bụi, góp phần nghiên cứu sự tiến hoá của các thiên hà. Năm 1930, lần đầu tiên nhà thiên văn học gốc Thụy Sĩ Robert Julius Trumpler phát hiện sự hấp thụ ánh sáng của các sao bởi bụi liên sao trên đường chúng tới người quan sát ở Trái đất. Cùng thời điểm đó, độc lập với Trumpler, nhà vật lí thiên văn người Nga Boris Vorontsov Aleksandrovich – Velyaminovcũng phát hiện ra hiện tượng tương tự. Ngày nay, bụi liên sao đã được các nhà thiên văn học trên thế giới như Boulanger F., Draine B.T., Flatau, Mathis, James Lequeux… nghiên cứu rất kĩ, họ đã xác định được thành phần vật chất, đặc tính tương tác của bụi với photon. Tính đến tháng 11 năm 2014, các nhà thiên văn và cộng sự của mình đã xác định được ít nhất 180 phân tử trong bụi liên sao, trong vỏ các ngôi sao lạnh hay trong tàn dư của các vụ nổ siêu tân tinh. Và con số này không ngừng tăng lên theo thời gian, trung bình khoảng 4 phân tử/ năm. Nói chung, việc nghiên cứu bụi đã trở thành một trong những nhiệm vụ quan trọng trong ngành thiên văn học hiện đại. Năm 1999, cơ quan Hàng không vũ trụ Mỹ (NASA) đã phóng tàu rôbôt Stardust với sứ mệnh truy đuổi sao chổi Wild 2 nhằm tìm kiếm bụi ngoài hệ Mặt trời. Sau 8 năm hoàn thành sứ mệnh của mình, năm 2006, tàu Stardust đã đáp xuống Trái đất và mang về 7 hạt bụi có nguồn gốc từ không gian liên sao. “Chúng là những hạt vô cùng quý giá”, theo Space.com dẫn lời nhà vật lý học Andrew Westphal của Đại học California, Berkeley (Mỹ), người dẫn đầu cuộc nghiên 2 cứu. Khoảng 30 000 người đã và vào cuộc để nghiên cứu về 7 hạt bụi ấy và giám định thêm nhiều bức ảnh với hy vọng tìm thêm nhiều hạt bụi dạng này. Công cuộc nghiên cứu vẫn còn đang tiếp diễn. Nghiên cứu bụi liên sao có thể bằng hai cách ngược nhau. Cách thứ nhất là nghiên cứu phổ quan sát được rồi kết luận thành phần bụi. Nói chung, cách này rất khó thực hiện. Cách thứ hai là đưa ra những mô hình bụi rồi nghiên cứu phổ của chúng, sau đó đối chiếu với những phổ quan sát được rồi từ đó kết luận về mô hình bụi. Theo cách này thì Purcell & Pennypacker (1973) lần đầu tiên xây dựng chương trình DDSCAT, sau đó được Draine, Goodman và Flatautiếp tục phát triển thêm. Chương trình này có khả năng mô phỏng quá trình tán xạ và hấp thụ ánh sáng của mẫu bụi được định trước bởi người dùng thông qua việc thay đổi các thông số trong dữ liệu đầu vào. Nhờ đó, quá trình xây dựng mô hình bụi cũng thuận tiện và dễ dàng hơn. Mặc dù các nhà thiên văn học trên thế giới đã miệt mài tìm kiếm thêm những mẫu bụi nhằm bổ sung vào danh sách các phân tử trong môi trường liên sao đã được phát hiện cũng như cố gắng giải thích đỉnh hấp thụ 2175Å, nhưng vẫn chưa thống nhất được một mẫu bụi chung,hay vẫn còn bế tắt trong việc giải thích khoảng 400 đỉnh yếu trong miền hồng ngoại của đường tắt dần chuẩn của thiên hà. Ở Việt Nam, việc nghiên cứu bụi còn trong giai đoạn rất sơ khai, chưa có một công trình nào nghiên cứu về bụi. Có chăng chỉ là một vài bài viết trong đó đề cập rất ít về bụi liên sao được đăng tải trên các trang web khoa học. Với mong muốn là một trong những người tiên phong trong nước nghiên cứu về bụi liên sao, lĩnh vực mà thế giới đã bắt tay nghiên cứu từ rất lâu và đạt được những thành tựu vô cùng to lớn, tạo tiền đề cho các thế hệ sau tiếp tục nghiên cứu về bụi. Đó là lí do mà tác giả đã chọn đề tài này. Trong luận văn, tác giả đã trình bày lại những kiến thức cơ bản nhất về vật lí thiên vănvà giới thiệu các phương pháp đã giúp các nhà thiên văn học tiếp cận môi trường liên sao, trong đó có bụi nhằm giúp người đọc có cái nhìn tổng quan về môi trường liên sao, về bụi liên sao. Các nội dung này được trình bày trong chương 1. 3 Trong chương tiếp theo, tác giả đã tổng hợp những vấn đề liên quan đến thành phần và đặc tính của vật chất liên sao. Phần còn lại của chương, tác giả đã mô tả lại đặc tính của bụi liên sao đối với các ánh sáng chiếu tới chúng, đồng thời tóm tắt các mẫu bụi của các nhà thiên văn học trong việc giải thích đỉnh hấp thụ 2175 Å trong đường tắt dần chuẩn của thiên hà. Phần còn lại của luận văn, tác giả giới thiệu về chương trình DDSCAT, cách tải các phần mềm và cài đặt chương trình trong Window, đồng thời thực thi tính toán trên hai gói ví dụ có sẵn với mục đích làm quen với chương trình DDSCAT và các phần mềm hỗ trợ trong việc vẽ đồ thị minh họa cho hiện tượngtán xạ và hấp thụ của ánh sáng chiếu tới một bia đã biết. Do sự hiểu biết còn hạn chế nên luận văn này không tránh khỏi sai sót. Mọi sự đóng góp ý kiến của người đọc sẽ giúp tác giả hoàn thiện hơn sự hiểu biết của mình và sửa chữa để luận văn được hoàn chỉnh. 4 Chương 1: TỔNG QUAN VẬT CHẤT LIÊN SAO 1.1 Khái quát về Ngân hà Cũnggiống như bất kỳ một thiên hà nào trong vũ trụ, Thiên hà của chúng ta (còn gọi là Ngân hà) là một hệ thống phức tạp gồm các sao, khí và các hạt bụi nằm trong một từtrường. Chúng bức xạ toàn bộ phổ năng lượng điện từ, đồng thời chúng còn phát ra các hạt “tia vũ trụ” (“cosmic-ray” particles) trung hòa và tích điện trong toàn miền năng lượng. Các thiên hà được giới hạn bởi lực hấp dẫn và các thành phần tương tác mạnh khác nhau, chúng trao đổi khối lượng, động lượng và năng lượng. Vì mỗi thiên hà là một hệ phức tạp nên chúng ta không thể mô tả tỉ mỉ mà chỉ có thể mô tả một cách gần đúng. Những thiên hà giống Ngân hà haycác đám sao (star clusters), các đám mây giữa các sao (intersellar clouds), được coi là hệ cô lập. Dưới đây chúng ta sẽ khảo sát một số yếu tố của Ngân hà. 1.1.1Các cấp sáng của các sao trong Ngân hà Ngân hà có cấu trúc là một đĩa sao quay có bán kính khoảng 20 kpc (kiloparsec; 1 parsec = 3,08×1018 cm). Độ dày của nó cỡ vài trăm parsec. Mặt trời cách trung tâm của Ngân hà khoảng 7 – 8kpc và quay xung quanh tâm này với tốc độ dài cỡ 180 – 200 km/s và có chu kỳ quay quanh tâm là 240 triệu năm(gọi là năm thiên hà). Trung tâm đĩa Ngân hà hơi phình lên, rất sáng với bán kính khoảng 2 kpc, càng ra xa trung tâm, đĩa càng dát mỏng và độ sáng cũng giảm dần. Tất cả các sao trong Ngân hà coi như không va chạm với nhau vì thời gian giữa các lần va chạm kế tiếp là rất lớn (ví dụ khu vực lân cận Mặt trời là3 × 1017 s) Tổng khối lượng của Thiên hà được dự đoán là 𝑀𝐺 ≃ 1,7 × 1011 𝑀⊙ (𝑀⊙ = 1,9891 × 1030 𝑘𝑔: khối lượng Mặt trời) trong bán kính cỡ 20 kpc. Bên ngoài bán kính này thì coi như là không có sao. Tỷ lệ khối lượng / độ trưng bên trong bán kính 20 kpc là 5 (1.1) 𝑀𝐺 /𝐿𝐺 ≃ 5𝑀⊙ /𝐿⊙ khối lượng / độ trưng của các ngôi sao có khối lượng thấp hơn khoảng 15𝑀⊙ được dự đoán cỡ −2,5 (1.2) 𝑀/𝐿 ≃ (𝑀/𝑀⊙ ) Môi trường giữa các ngôi sao, hay môi trường liên sao (ISM), nói chung là một hỗn hợp của khí và bụi. Tổng quát, có thể xem khí gồm các thành phần riêng biệt. Trong đó hiđro chiếm khoảng 70% khối lượng. Tổng khối lượng của môi trường liên sao mà bị chi phối bởi vật chất tối chiếm khoảng 5% tổng khối lượng sao và khoảng 0,5% tổng khối lượng của Thiên hà. Thành phần theo khối lượng của môi trường là 70% hiđro, 28% hêli và khoảng 2% các nguyên tố nặng. C, N, O, Mg, Si, S và Fe là các nguyên tố nặng phổ biến nhất. Từ trường trung bình cỡ 5 microgauss (μG). Mật độ năng lượng từ trường trung bình cỡ 1 eV cm-3. Các tia vũ trụ có năng lượng cao, chủ yếu là các hạt tương đối, truyền qua khí tương tác ít với khí, ngoại trừ các hạt ở năng lượng thấp (nhiều nhất vài chục MeV). Tổng mật độ năng lượng của tia vũ trụ là khoảng 1 eV cm-3. 1.1.2 Các quần thể sao 1.1.2.1 Khái quát Một quần thể sao là một tập hợp của các ngôi sao cùng độ tuổi, thành phần hóa học tương tự và các thuộc tính động học trung bình như nhau. Nó có thể chứa các sao với khối lượng rất khác nhau. Quần thể sao rất quan trọng cho các nghiên cứu về cấu trúc, sự tiến hóa theo thời gian của Ngân hà. Khái niệm về quần thể sao đã được giới thiệu bởi Baade vào năm 1944. Quần thể Baade I là một quần thể chính trong đĩa. Nó chứa những ngôi sao trẻ có kích thước lớn. Hầu hết những ngôi sao lớn đều có ảnh hưởng tới môi trường liên sao thông qua bức xạ tử ngoại, các vụ nổ siêu tân tinh. Cuộc đời của một ngôi sao có −2,5 liên quan đến khối lượng của nó bằng một hệ thức xấp xỉ t ≃ 1010 (M/M⊙ ) năm. 6 Đối với các ngôi sao có khối lượng lớn hơn10M⊙ thì thời gian sống của chúng ít phụ thuộc vào khối lượng, một ngôi sao lớn nhất được biết đến có khối lượng hơi lớn hơn so với 100 M⊙ thì tuổi thọ khoảng 3 × 106 năm.Trong quần thể này có sự phong phú về các nguyên tố nặng(có tính kim loại) thể hiện một sự phân tán rộng rãi trong tuổi đời của chúng. Quần thể Baade II được đặc trưng bởi một sự phân tán vận tốc lớnhơn 100 km s-1 và là một quần thể già. Tính kim loại của nó thay đổi, nhưng nói chung là nhỏ. Nó được phân phối theo một xấp xỉ đối xứng cầu và tạo thành một vầng hào quang của Thiên hà và thường được coi là quầng sao. 1.1.2.2Các quần thể đĩa Các nghiên cứu về đĩa sao cho thấy sự hình thành của chúng đã diễn ra trong suốt thời gian sống của Ngân hà. Có một mối quan hệ thống kê giữa tuổi và tính kim loại của các đĩa sao. Nó rõ ràng phản ánh sự tiến hóa hóa học của Thiên hà, mà kết quả là từ các chu kỳ: môi trường liên sao → các sao → môi trường liên sao, với một quá trình làm giàu trong việc tổng hợp các nguyên tố nặng và được phun ra từ các ngôi sao. Sự làm giàu này diễn ra nhanh hơn nhiều trong giai đoạn đầu của quá trình tiến hóa thiên hà so với bây giờ.Người ta thống kê được rằng tốc độ phân tán của các ngôi sao già thì cao hơn các ngôi sao trẻ, nghĩa là các ngôi sao trẻ thì tập trung trung tâm của Thiên hà. Nguồn gốc của sự khác biệt này vẫn còn gây tranh cãi, nhưng phần lớn các nhà thiên văn học có xu hướng tin rằng độ dày của đĩa đã giảm kể từ khi nó được hình thành. Các ngôi sao được hình thành từ lâu đang ở trong một đĩa dày hơn và phải có được một sự phân tán vận tốc lớn hơn để cân bằng lực hút hấp dẫn của đĩa. 1.1.2.3 Chỗ Phình (the Bulge) và Quầng sáng (the Halo) Khu vực trung tâm, hay còn gọi là chỗ Phình, có cấu trúc bầu dục được tạo thành chủ yếu gồm các ngôi sao già, khí và bụi.Đối với Ngân hà, chỗ phình có kích thước khoảng 10.000 năm ánh sáng(khoảng hơn 3 kpc). 7 Quầng sáng chủ yếu chứa ngôi sao già và những cụm sao già. Quầng sáng cũng có chứa "vật chất tối" dù chúng ta không thể nhìn thấy nhưng mà lực hấp dẫn của nó có thể đo được. Quầng sáng là quần thể sao Baade II. Quầng của Ngân hà có kích thước hơn 130.000 năm ánh sáng (tương đương khoảng 42 kpc) [2]. Hình 1.1.Sơ đồ Ngân hà của chúng ta nhìn từ hướng song song với mặt phẳng đĩa, trong đó có Hệ Mặt trời cách tâm Ngân hà khoảng 7 – 8 kpc [2] và [9]. 1.2Các trường bức xạ và trường điện từ Môi trường giữa các sao là một môi trường bán mở, nghĩa là tương tác yếu với thế giới bên ngoài. Các nguồn năng lượng của nó gồm bức xạ của sao, các hạt có năng lượng cao, năng lượng hóa học từ siêu tân tinh, gió sao và sự quay vi phân của Ngân hà. Trong phần nàychúng ta chỉ nghiên cứu các trường bức xạ mà ảnh hưởng đến vật chất giữa các sao. Còn các hạt vũ trụ có năng lượng cao cũng có vài ảnh hưởng đến vật chất liên sao nhưng không được đề cập đến vì thời gian không cho phép. 8 1.2.1 Các trường bức xạ Môi trường liên sao được bao phủ bởi trường bức xạ điện từ gồm: trường bức xạ của thiên hà đến trực tiếp từ các sao, các photon được sinh ra từ chính các quá trình thứ cấp của nó trong môi trường liên sao, các bức xạ ngoài thiên hà phát ra từ các thiên hà khác và từ toàn bộ vũ trụ. Trước hết, chúng ta sẽ thảo luận ngắn về bức xạ ngoài vũ trụ mà nói chung không ảnh hưởng lớn đến môi trường liên sao. 1.2.1.1 Sự bức xạ ngoài thiên hà Mật độ năng lượng của sự bức xạ của vật đen của vụ trụ là 0,26 eVcm-3(ở nhiệt độ 2,726K). Tuy nhiên, ở nhiệt đó thì sự phát xạ các bước sóng dưới milimet và milimettrong môi trường liên sao thì rất rõnhưng sự ảnh hưởng của nó thì không đáng kể. Tuy vậy, chúng lại ảnh hưởng đến sự phân bố các mức quay của các phân tử liên sao bởi vì nhiều trong số chúng có các sự dịch chuyển trong phạm vi bước sóng này. Nguồn gốc của bức xạ trong các thiên hà khácvà trong môi trường giữa các thiên hà thì mờ nhạt và có thể được bỏ qua trong mặt phẳng của thiên hà. Mật độ năng lượng của nó là khoảng 0,017 eV cm-3, trong đó 2/3 là ở vùng giữa và vùng xa hồng ngoại có bước sóng λ > 6 μm [9]. Tuy nhiên, bức xạ tử ngoại và tia X của trường bức xạ thì có thể có ảnh hưởng lớn đến quầng khí của thiên hà và các phần bên ngoài của đĩa. 1.2.1.2 Sự phát xạ của thiên hà Khi quan sát sự phát xạ của thiên hà, người ta thường phải dùng các vệ tinh nhân tạo ở độ cao từ 300 km so với mặt đất để loại bỏ sự hấp thụ cũng như làm nhiễu loạn các tia X, tia hồng ngoại (IR), tia tử ngoại(UV) của khí quyển, đồng thời cũng để khử độ sáng của bầu trời đối với ánh sáng nhìn thấy. - Sự phát xạ của vùng tử ngoại, ánh sáng nhìn thấy và vùng gần hồng ngoại Các quan sát trực tiếp gần đây cho phép tính toán trường bức xạ này trong các vùng lân cận mặt trời từ sự hiểu biết về sự phân bố của các sao và của bụi mà ảnh hưởng đến sự phát xạ của chúng. 9 Chú ý rằng, các bức xạ trong Ngân hà có bước sóng dưới điểm gián đoạn Lyman của hiđro 911,7 Å được bỏ quado có quá nhiều nguyên tử hiđro đã hấp thụ hoàn toàn, ngoại trừ các tia X mềm. Các bức xạ xa vùng tử ngoại có bước sóng ngắn hơn 911,7 Å có thểchỉ truyền được nếu hiđro bị ion hóa hoàn toàn, điều này chỉ xảy ra trong các miền H ɪ ɪ . Vì thế, khi xét sự bức xạ của Ngân hà, người ta bỏ qua các bức xạ tử ngoại có bước sóng ngắn hơn 911,7 Å, ngoại trừ các miền H ɪ ɪ [9]. - Sự bức xạ ở giữa và xa hồng ngoại Sự bức xạ gần Mặt trời giờ đây được biết đến khá nhiều nhờ các vệ tinh RAS (vệ tinh thiên văn học hồng ngoại), COBE (thám hiểm vũ trụ) và ISO (quan sát không gian bằng hồng ngoại). Môi trường liên sao truyền một cách tương đối các bức xạ giữa và xa hồng ngoại và trường bức xạ này có thể được tính toán trong các miền khác nhau của Ngân hà một cách dễ dàng hơn so với các trường bức xạ tử ngoại hoặc ánh sáng nhìn thấy. Mặt khác, các photon hồng ngoại thì tương đối ít ảnh hưởng đến môi trường liên sao, ngoại trừ các đám mây phân tử thậm chí có thể làm mờ đáng kể các bức xạ trong vùng xa hồng ngoại [9]. - Các tia X Khí nóng giữa các sao phát xạ nhiệt các tia X ở năng lượng thấp (< 1 keV), điều này chúng ta phải tính đến khi xét thành phần của các tàn dư của siêu tân tinh và một phông tia X ngoài thiên hà với vùng năng lượng > 1 keV. Tuy nhiên, chúng ta đã bỏ qua phông ngoài thiên hà vì sự ảnh hưởng của nó đến môi trường giữa các sao là không đáng kể. Còn các tia X có năng lượng dưới keV thì dễ dàng bị hấp thụ bởi môi trường giữa các sao. Các tia X mềm cũng đóng một vai trò trong việc làm nóng môi trường khuếch tán giữa các sao. 1.2.2Từ trường giữa các sao 10 Các từ trường giữa các sao thì rất quan trọng trong vật lí về vật chất giữa các sao. Ở quy mô lớn, áp lực từ và áp lực của các hạt mang điện có năng lượng cao, giới hạn bởi các từ trường, cộng với áp lực động học không phải vì nhiệt (kinetic non thermal pressure) của khí làm cân bằng với lực hấp dẫn của đĩa. Điều này quyết định sự phân bố theo pháp tuyến của khí. Có 3 áp suất ở độ cao z = 0 - Áp suất động học vĩ mô tương ứng với sự chuyển động vĩ mô của các đám mây giữa các sao: 𝑝𝐺 (0) = 𝜌〈𝑣𝑧2 〉, ở đây 〈𝑣𝑧2 〉là bình phương trung bình vận tốc một chiều, vì thế 〈𝑣𝑧2 〉 = 1 3 2 〈𝑣𝑡ổ𝑛𝑔 〉. 1 - Áp suất của các hạt vũ trụ: 𝑝𝐶 (0) = 𝑈𝐶 , ở đây UC là mật độ năng lượng của 3 các hạt này. - Áp suất từ: 𝑝𝐵 (0) = 𝐵2 /8𝜋 Tất cả các áp suất trên khoảng 10-12 dyncm-2. Chúng ta có thể thu được dễ dàng phương trình cho trạng thái cân bằng thủy tĩnh vuông góc với mặt phẳng của thiên hà nếu chúng ta giả sử rằng ba áp suất trên cân đối với nhau ở tất cả các giá trị của z. Sau đó chúng ta có thể đặt 𝛼 ≡ 𝑝𝐵 /𝑝𝐺 . Nếu chúng ta cũng giả sử rằng 𝑑∅⁄𝑑𝑧 = −𝑧 ( 𝑑𝐾𝑧⁄ 𝑑𝐾𝑧⁄ 𝑑𝑧), với 𝑑𝑧 = 𝑐𝑜𝑛𝑠𝑡, một điều giả sử mà được chứng minh một cách xấp xỉ là đúng cho trường trọng lực của các sao ứng với z < 250 pc, phương trình cho sự cân bằng thủy tĩnh là 𝑑𝑝 𝑑∅(𝑧) = −𝜌 = 𝜌𝐾𝑧 (𝑧), 𝑑𝑧 𝑑𝑧 (1.4) Với 𝑝 = 𝜌(1 + 𝛼 + 𝛽 )〈𝑣 2 〉. Trong phương trình này, 𝜌 là mật độ của khí trong khi Kz(z) được định nghĩa cho tất cả vật chất trong đĩa. Giải phương trình trên ta được 𝜌 = 𝜌(0)𝑒𝑥𝑝 [− ∅(𝑧) ]. (1 + 𝛼 + 𝛽 )〈𝑣 2 〉 (1.5) Khi tăng chiều cao lên cỡ vài trăm parsec, chúng ta có xấp xỉ Kz(z) ⋍⎯ az, vì thế  ( )  ( ) 11 𝑧 ∅(𝑧) = − ∫ 𝐾𝑧 (𝑧)𝑑𝑧 ≃ 𝑎𝑧 2 /2, (1.6) 0 và 𝜌 ≃ 𝜌(0)𝑒𝑥𝑝 (− 𝑧2 ), 2ℎ2 (1.7) với 1⁄ 2 (1 + 𝛼 + 𝛽 )〈𝑣 2 〉 ℎ=[ ] 𝑎 (1.8) . Giả sử 〈𝑣𝑧2 〉1⁄2 = 9 𝑘𝑚𝑠 −1 , không phụ thuộc vào z, và a = 1,8.10-11 m s-2 pc-1, tương ứng với tổng mật độ của vật chất là 0,1 M⊙ pc-3 trong mặt phẳng của thiên hà, chúng ta tìm được h = 210 pc, kết quả này thì hợp lý với các quan trắc ở miền H ɪ . Ở quy mô nhỏ hơn, các từ trường đóng một vai trò cơ bản trong vật lý về sự bất ổn hấp dẫn và sự suy sụp của các đám mây phân tử có thể chỉ ra thông tin về các sao. 1.2.2.1 Các phép đo từ trường sử dụng hiệu ứng Zeeman Hiệu ứng Zeeman là một sự chia tách một vạch quang phổ thành một số thành phần bởi một từ trường khi mômen động lượng toàn phần J = L + S của một nguyên tử hay phân tử khác không. L là tổng mômen động lượng quỹ đạo của các electron, và S là spin toàn phần của chúng. Đối với hiệu ứng này để tồn tại thì nguyên tử hoặc phân tử phải có mômen từ toàn phần Nkhác không. Trong trường hợp này là có một sự tương tác với từ trường B mà kết quả trong một tuế sai của mômen động lượng toàn phần J xung quanh B. Vì sự định hướng của J đối với B được xác định, tương ứng với các giá trị của số lượng tử 𝑀𝐽 = 𝐽, 𝐽 − 1, … , −𝐽, mỗi một cấp phụ 𝑀𝐽 được thay thế bởi một số lượng khác nhau dưới tương tác này và do đó 𝑀𝐽 phụ thuộc vào góc giữa N (hoặc J)và B. Momen từ có thể do cả tổng momen quỹ đạo của electron nếu khác không (L ≠ 0 đối với các nguyên tử, hoặc 𝚲≠ 0 đối với các phân tử hai nguyên tử), hoặc đối với spin của electron độc thân. Trong trường hợp này momen từ là giá trị của magneton Bohr 𝜇𝐵 = ℏ𝑒 = 9,2741 × 10−21 𝑒𝑟𝑔 𝑔𝑎𝑢𝑠𝑠 −1 , 2𝑚𝑒 𝑐 (1.9) 12 ở đây e và 𝑚𝑒 tương ứng là điện tích và khối lượng của electron. Đối với các phân tử, momen từ cũng có thể đến từ các điện tích định xứ hoặc từ các spin hạt nhân.Trong trường hợp này giá trị của nó nói chung gần bằng 𝜇𝑝 = ℏ𝑒 𝜇𝐵 = , 2𝑚𝑝 𝑐 1850 (1.10) 𝑚𝑝 là khối lượng của proton. Trong trường hợp các nguyên tử, một từ trường tách mức J thành 2J + 1, năng lượng của các mức phụ này cách đều một lượng (1.11) 𝐸𝐽,𝑀𝐽 = 𝐸𝐽,0 + 𝜇𝐵 𝐵𝑔𝐽 𝑀𝐽 , ở đây 𝐸𝐽,0 là năng lượng của mức J khi chưa có từ trường, 𝑔𝐽 là thừa số Lande 𝑔𝐽 = 1 + 𝐽(𝐽 + 1) + 𝑆(𝑆 + 1) − 𝐿(𝐿 − 1) , 2𝐽(𝐽 + 1) (1.12) mô tả sự liên kết spin quỹ đạo của các electron và những electron khác duy nhất đối với các nguyên tử mà có spin tổng S ≠ 0. Các quy tắc chọn lọc∆𝑀 = 0, 𝑀 ≠ 0 và ∆𝑀 = ±1. Dịch chuyển J +1→J được tách thành - Cả 3 thành phần: một thành phần 𝜋 (∆𝑀 = 0) và hai thành phần 𝜎 (∆𝑀 ≠ 0) nếu S = 0; - Hoặc vài thành phần 𝜋 (∆𝑀 = 0) và 𝜎 (∆𝑀 ≠ 0) nếuS ≠ 0. Các thành phần 𝜋 được phân cực tuyến tính thì song song với từ trường và đạt giá trị lớn nhất khi đường ngắm vuông góc với B.Các thành phần𝜎 thì phân cực tròn trong mặt phẳng thiên hà và vuông góc với B. Khi quan sát dọc theo từ trường, các thành phần 𝜋 biến mất chỉ còn các thành phần 𝜎, bị phân cực ngược, là quan sát được. Đây là những thành phần được sử dụng trong thực tế để xác định các từ trường. Độ chênh lệch của một thành phần Zeeman đối với tần số trung tâm của các phần còn lại của một mức J, J − 1 là ∆𝑣± = 𝜇𝐵 𝐵[𝑔𝐽 𝑀 − 𝑔𝐽−1 (𝑀 ∓ 1)]. (1.13) Đối với nguyên tử hydro, ∆𝑣 = 2,8𝜇𝐵 𝐵∥ /(1 𝜇𝐺 ), và có giá trị là 1,4 Hz 𝜇𝐺 −1 . Giá trị này thì nhỏ so với độ chênh lệch tần số trong hiệu ứng Doppler, do đó cũng rất khó để đo chúng.Cách duy nhất là so sánh tần số của một cặp các thành phần σ lợi 13 dụng phân cực tròn ngược chiều của chúng. Bằng cách này thì người ta đo được 𝐵∥ . Kết quả khả quan đã đạt được trên những đám mây H I tương đối dày đặc có từtrường từ 10-3000 𝜇𝐺 đã được đo. Trong khi đó, từ trường của Ngân hà nói chung cỡ vài 𝜇𝐺 thì quá nhỏ để được đo theo cách này. 1.2.2.2Phép đo của các từ trường sử dụng sự quay Faraday Trong vật lý, hiệu ứng Faraday hay sự quay Faraday là một hiện tượngtừ ─ quang, đó là hiện tượng mặt phân cực của ánh sáng phân cực tuyến tính có thể bị đảo bởi một từ trường ngoài tác động lên đường đi của ánh sáng. Khi có mặt của một từ trường, một môi trường ion hóa cách điện với các chiết suất khác nhau đối với hai phân cực tròn ngược nhau. Một sóng phẳng phân cực tuyến tính như bức xạ phát ra từ các nguồn bức xạ syncrotron của thiên hà hoặc ngoài thiên hà hoặc bởi các sao xung(pulsar) thì tương đươngvới tổng của hai sóng phân cực tròn ngược nhau. Sự truyền của một sóng như vậy trong một môi trường plasma từ hóa sẽ bị lệch pha giữa các thành phần tròn và do đó dẫn đến sự quay của mặt phẳng phân cực của sóng. Góc quay Faraday được có giá trị Ω= 𝐿 𝑒3 ∫ 𝑛 𝐵 𝑑𝑙 2𝜋𝑣 2 𝑚𝑒2 𝑐 2 0 𝑒 ∥ 𝜆 2 𝐿 𝑛𝑒 𝐵∥ 𝑙 = 8,1 × 10 ( ) ∫ ( −3 ) ( ) 𝑑 ( ) 𝑟𝑎𝑑, 𝑚 𝐺 𝑝𝑐 0 𝑐𝑚 5 (1.14) ở đây e và me là điện tích và khối lượng của từng electron, 𝜈 là tần số của sóng, ne là mật độ electron, 𝐵∥ là thành phần theo phương dọc của từ trường và L là độ dài đường đi của ánh sáng.Hay người ta còn định nghĩa Ω = 𝜆2 𝑅𝑀, với RM là giới hạn xoay (Rotation Measure) được tính 𝐿 𝑛𝑒 𝐵∥ 𝑙 𝑅𝑀 = 8,1 × 10 ∫ ( −3 ) ( ) 𝑑 ( ) 𝑟𝑎𝑑𝑚−2 , 𝐺 𝑝𝑐 0 𝑐𝑚 5 (1.15) (bước sóng 𝜆 có đơn vị mét) Bằng cách này, chúng ta chỉ có thể đo được giá trị trung bình của thành phần theo phương dọc của từ trường, do đó chúng ta phải đo vị trí góc của sóng phân cực 14 tuyến tính ở ba tần số khác nhau thì mới có thể giải quyết sự đa mức của 𝜋 trong sự quay. Và như vậy thì mật độ của electron cũng phải được biết. 1.2.2.3 Ước lượng các từ trường từ sự bức xạ syncrotron của Thiên hà Sự di chuyển tương đối của các electron trong các từ trường của môi trường giữa các sao trong thiên hà sẽ phát ra bức xạ syncrotrontrong tần số vô tuyến. Sự bức xạ này bị phân cực tuyến tính một cách mạnh mẽ. Hướng phân cựcvuông góc với từ trường, do đó chúng ta có thể biết được hướng của từ trường nhờ phép đo hiệu ứng Faraday. Bằng nhiều cách, nếu chúng ta biếtcác dòng electron tương đối, chúng ta cũng có thể có biết được giá trị tuyệt đối của từ trường.Phương pháp này thì hữu hiệu vì nó không chỉ cho biết chính xác với 𝐵∥ mà còn với các hướng khác của từ trường. Đối với sự phân bố đẳng hướng của các electron theo năng lượng E, tần số đặc trưng của bức xạ syncrotron trong từ trường B là 𝐸 2 3𝑒𝐵 𝑣𝑐 = ( ) , 𝑚𝑒 𝑐 2 4𝜋𝑚𝑒 𝑐 (1.16 3) 𝑣𝑐 𝐸 2 𝐵 ≃ 16,1 ( ) ( ). 𝑀𝐻𝑧 𝐺𝑒𝑉 𝜇𝐺 (1.17) hoặc về giá trị Như vậy một electron có năng lượng 5 GeV (có thể quan sát từ các vệ tinh) phát ra một tần số gần 2 000 MHz (có thể quan sát từ mặt đất) trong một từ trường của thiên hà đặc trưng 5 𝜇𝐺. Phổ năng lượng của electron tuân theo qui luật dạng lũy thừa 𝑛(𝐸 ) = 𝐾𝐸 −𝛾 𝑑𝐸 Hiệu suất của phổ bức xạ 𝐼 (𝑣) = 0,933 × 10−23 𝑎(𝛾)𝐿𝐾𝐵 (1.18) 𝛾+1 2 (𝛾−1) 2 − 𝑣 ×( ) 6,26 × 1018 𝐻𝑧 𝑒𝑟𝑔 𝑐𝑚−2 𝑠𝑡𝑒𝑟𝑎𝑑 −1 𝐻𝑧 −1 , (1.19) 16) ở đây 𝑎(𝛾) là một thừa gần bằng 2 [9], Llà độ dài của đường được tính bằng đơn vị cm. Ở gần Mặt trời 𝐾 ≃ 5 × 10−16 𝑒𝑟𝑔𝛾−1 𝑠 −1 𝑐𝑚−3 . (1.20)