Tài liệu Nghiên cứu các sao lùn nâu trẻ trong vùng lân cận mặt trời những tinh chất cơ bản của chúng và của đĩa tiền hành tinh

BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP. HỒ CHÍ MINH Nguyễn Thành Đạt NGHIÊN CỨU CÁC SAO LÙN NÂU TRẺ TRONG VÙNG LÂN CẬN MẶT TRỜI: NHỮNG TÍNH CHẤT CƠ BẢN CỦA CHÚNG VÀ CỦA ĐĨA TIỀN HÀNH TINH LUẬN VĂN THẠC SĨ KHOA HỌC VẬT CHẤT Thành phố Hồ Chí Minh – 2015 BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP. HỒ CHÍ MINH Nguyễn Thành Đạt NGHIÊN CỨU CÁC SAO LÙN NÂU TRẺ TRONG VÙNG LÂN CẬN MẶT TRỜI: NHỮNG TÍNH CHẤT CƠ BẢN CỦA CHÚNG VÀ CỦA ĐĨA TIỀN HÀNH TINH Chuyên ngành: Vật lí nguyên tử Mã số: 60 44 01 06 LUẬN VĂN THẠC SĨ KHOA HỌC VẬT CHẤT NGƯỜI HƯỚNG DẪN KHOA HỌC PGS. TS. PHAN BẢO NGỌC Thành phố Hồ Chí Minh – 2015 i LỜI CẢM ƠN Để hoàn thành luận văn Thạc sĩ này, trước hết, tôi xin bày tỏ lòng biết ơn chân thành và sâu sắc nhất đến PGS.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, dìu dắt, chỉ bảo tôi trong suốt quá trình triển khai, nghiên cứu và hoàn thành luận văn. Nhân đây, tôi xin chân thành cảm ơn GS. Trần Thanh Vân, người đã giúp đỡ về tài chính và tạo điều kiện cho tôi thêm tự tin, nỗ lực hơn nữa trên con đường nghiên cứu khoa học. Tôi xin chân thành cảm ơn các Thầy, Cô đã giảng dạy lớp Cao học Vật lý nguyên tử, khóa 24 (2013 - 2015), phòng Sau Đại học và khoa Vật lý của trường Đại học Sư phạm Tp. Hồ Chí Minh đã hỗ trợ, giúp đỡ và tạo mọi điều kiện cho tôi và cả lớp chúng tôi hoàn thành tốt khóa học. Tôi cũng gửi lời cảm ơn đến các anh Đặng Đức Cường, Đào Văn Tiến Dũng; các chị Phạm Thị Kiều Nhân và Nguyễn Thị Diệu Hiền (Bộ môn Vật lý - Trường Đại học Quốc tế - Đại học Quốc gia Tp. Hồ Chí Minh) đã giúp đỡ tôi trong suốt quá trình nghiên cứu tại trường. Cuối cùng tôi xin gửi lòng biết ơn đến gia đình, bạn bè đã luôn ủng hộ, động viên, chia sẻ và giúp đỡ tôi về mặt vật chất và tinh thần trong suốt quá trình học và thực hiện luận văn. Thành phố Hồ Chí Minh, ngày........ tháng........ năm 2015 Người viết Nguyễn Thành Đạt ii MỤC LỤC Lời cảm ơn ........................................................................................................................ i Mục lục ............................................................................................................................ii Danh mục các bảng......................................................................................................... iv Danh mục các hình vẽ, đồ thị .......................................................................................... v Danh mục các hằng số và đơn vị ...................................................................................vii MỞ ĐẦU ......................................................................................................................... 1 Chương 1. TỔNG QUAN.............................................................................................. 4 1.1. Sao lùn nâu............................................................................................................4 1.2. Các tính chất vật lý của sao lùn nâu .....................................................................5 1.2.1. Khối lượng .....................................................................................................5 1.2.2. Nhiệt độ ..........................................................................................................5 1.2.3. Bán kính .........................................................................................................6 1.2.4. Kiểu phổ .........................................................................................................6 1.3. Nguồn gốc của sao lùn nâu ...................................................................................8 1.3.1. Sự hình thành của các sao thông thường .......................................................8 1.3.2. Các mô hình về sự hình thành của sao lùn nâu ..............................................9 1.3.2.1. Sao lùn nâu hình thành giống như sao thông thường có khối lượng thấp ..............................................................................................................................9 1.3.2.2. Sự đẩy ra sớm của các phôi tiền sao......................................................10 1.4. Vùng tìm kiếm và phát hiện sao lùn nâu ............................................................10 1.4.1. Vùng lân cận Mặt trời ..................................................................................10 1.4.2. Vùng hình thành sao ....................................................................................11 1.4.3. Các hệ sao ....................................................................................................11 1.5. Kính thiên văn .....................................................................................................12 Chương 2. CÁC PHẢN ỨNG HẠT NHÂN Ở SAO LÙN NÂU .............................. 14 2.1. Phản ứng tổng hợp hạt nhân trên các sao thông thường .....................................14 2.2. Các phản ứng hạt nhân ở sao lùn nâu .................................................................16 2.3. Mối quan hệ giữa lithium và các tính chất vật lý của sao lùn nâu ......................18 2.3.1. Sự hình thành các vạch hấp thụ lithium trong khí quyển của sao lùn nâu ...18 2.3.2. Mối quan hệ giữa lithium và các tính chất vật lý của sao lùn nâu ...............19 iii 2.3.3. Mô hình tiến hóa cho sao có khối lượng thấp và sao lùn nâu với khí quyển bụi ...........................................................................................................................21 Chương 3. CÁC TÍNH CHẤT CƠ BẢN CỦA ĐĨA TÀN DƯ................................. 22 3.1. Đĩa tàn dư xung quanh các sao thông thường và sao lùn nâu ............................22 3.1.1. Sự hình thành của đĩa tàn dư xung quanh các sao thông thường .................22 3.1.2. Các phương pháp phát hiện đĩa tàn dư .........................................................23 3.1.3. Đĩa tàn dư xung quanh các sao lùn kiểu M và sao lùn nâu ..........................25 3.2. Các tính chất cơ bản của đĩa tàn dư ....................................................................25 3.2.1. Nhiệt độ bụi ..................................................................................................25 3.2.2. Khối lượng bụi .............................................................................................26 3.2.3. Bán kính đĩa .................................................................................................27 3.3. Mô hình phổ phân bố năng lượng của đĩa tàn dư ...............................................28 Chương 4. NGHIÊN CỨU CÁC SAO LÙN NÂU TRẺ TRONG VÙNG LÂN CẬN MẶT TRỜI: NHỮNG TÍNH CHẤT CƠ BẢN CỦA CHÚNG VÀ CỦA ĐĨA TIỀN HÀNH TINH ..................................................................................................... 30 4.1. Mục tiêu ..............................................................................................................30 4.2. Mẫu nghiên cứu ..................................................................................................30 4.3. Các dữ liệu từ 2MASS và WISE ........................................................................31 4.4. Phân tích vạch lithium ở bước sóng 6708 Å để xác định một số tính chất cơ bản của các ứng viên.........................................................................................................32 4.5. Xây dựng mô hình phổ phân bố năng lượng của đĩa tàn dư ...............................34 4.5.1. Các bước xây dựng chương trình .................................................................34 4.5.2. Chức năng của mô hình................................................................................35 4.5.3. Kiểm tra độ tin cậy của mô hình ..................................................................35 4.6. Thảo luận ............................................................................................................36 4.7. Kết luận ...............................................................................................................40 TÀI LIỆU THAM KHẢO........................................................................................... 41 iv DANH MỤC CÁC BẢNG Số thứ tự Bảng Diễn giải Trang Các thông số vật lý cơ bản của 8 sao lùn kiểu M-muộn 1 4.1 2 4.2 trong mẫu nghiên cứu 30 Dữ liệu quan sát của các ứng viên từ 2MASS và WISE trên các băng J, H, K,W1, W2, W3 31 Kiểm tra kết quả ước tính về khối lượng bụi của đĩa 3 4.3 tàn dư xung quanh các sao lùn kiểu M-sớm từ mô hình 34 SED của chúng tôi Khoảng thông lượng được ước tính của các ứng viên 4 4.4 tại 450 μm và 850 μm 37 v DANH MỤC CÁC HÌNH VẼ, ĐỒ THỊ Số thứ tự Hình 1 1.1 Sao lùn nâu so với các sao thông thường và hành tinh 4 2 1.2 Nhiệt độ bề mặt của sao lùn nâu 5 3 1.3 Sơ đồ các kiểu phổ của sao thông thường, sao lùn nâu và hành tinh 6 4 1.4 Vùng phổ hồng ngoại gần (NIR) của các sao lùn nâu kiểu M, L, T và Mộc tinh 7 5 1.5 Hệ sao đôi Gliese 752 A và Gliese 752 B 11 6 1.6 Kính thiên văn JCMT và hệ thống SCUBA-2 trên kính JCMT 12 7 2.1 Cấu trúc bên trong của một ngôi sao 14 8 2.2 Sơ đồ các phản ứng của chuỗi PP trong quá trình đốt cháy hydrogen 15 9 2.3 Cấu trúc bên trong của sao lùn nâu so với sao lùn đỏ và Mộc tinh 17 10 2.4 Đường biểu diễn mối liên hệ giữa độ rộng tương đương của vạch Li I ở các bước sóng λ 6103 Å, 6708 Å và 8128 Å với độ giàu Li ở mô hình khí quyển 3000/5,0 và 2500/5,0 18 11 2.5 Biểu đồ nhiệt độ - độ tuổi 19 12 3.1 Biểu đồ biểu diễn diễn xác suất phát hiện đĩa tiền hành tinh xung quanh các sao kiểu Mặt trời theo độ tuổi của sao 22 13 3.2 Hình ảnh một số đĩa tàn dư được phát hiện bởi kính thiên văn không gian Hubble 23 3.3 Nhiệt độ được ước tính của các hạt bụi có kích thước khác nhau ở những khoảng cách khác nhau trong đĩa của một ngôi sao có kiểu phổ G2 24 3.4 Khối lượng bụi trong đĩa tiền hành tinh và đĩa tàn dư xung quanh các sao có kiểu phổ từ A đến M được phát hiện từ những quan sát dưới mm. 26 3.5 Bán kính đĩa tàn dư xung quanh các sao có kiểu phổ từ A đến M ở những độ tuổi khác nhau 27 14 15 16 Diễn giải Trang vi 17 3.6 Hai mô hình phổ phân bố năng lượng (SED) của ngôi sao 28 18 4.1 Phổ quang học được phóng to của một ứng viên ở vùng bước sóng có chứa vạch Li I λ 6708 Å 32 19 4.2 Mô hình SED của các ứng viên J0144 - 4604, J0351 0052, J0440 - 0530, J0517 - 3349, J0518 - 3101, J1553 - 2311 36 20 4.3 Mô hình SED của các ứng viên J2022 - 5645, J1546 2514 37 vii DANH MỤC CÁC HẰNG SỐ VÀ ĐƠN VỊ  Các hằng số h: hằng số Planck, h = 6,626.10-34 J.s c: tốc độ ánh sáng trong chân không, c = 3.108 m/s k B : hằng số Boltzmann, k B = 1,38.10-23 J/K  Các đơn vị M J : là khối lượng Mộc tinh, 1 M J = 1,899.1027 kg M  : là khối lượng Mặt trời, 1 M  = 1,989.1030 kg M ⊕ : là khối lượng Trái đất, 1 M ⊕ = 5,972.1024 kg pc: viết tắt của parsec, 1 pc = 3,086.1016 m AU: viết tắt của đơn vị thiên văn, 1AU = 1,496.108 m L  : là độ trưng của Mặt trời, 1 L  = 3,846.1026 W R  : là bán kính của Mặt trời, 1 R  = 6,96.108 m R J : là bán kính của Mộc tinh, 1 R J = 6,99.107 m Jy: viết tắt của Jansky, là đơn vị ngoài hệ SI của mật độ thông lượng, 1 Jy = 103 mJy = 10-26 W.m-2.Hz-1 (SI) = 10-23 erg.s-1.cm-2.Hz-1 (cgs) 1 MỞ ĐẦU Sao lùn nâu là loại sao có khối lượng rất nhỏ, nằm trong khoảng từ 13 đến 75 M J . Chúng không đủ nặng để thực hiện phản ứng đốt cháy hydrogen nhưng có thể thực hiện phản ứng đốt cháy deuterium. Sự tồn tại của sao lùn nâu đã được tiên đoán về mặt lý thuyết bởi Kumar vào năm 1963 [15]. Tuy nhiên sau hơn 30 năm, sao lùn nâu đầu tiên Gliese 229B mới được phát hiện bằng quan sát vào năm 1995 bởi Nakajima và cộng sự [23]. Cũng vào năm này, Rebolo và cộng sự [29] cũng đã khám phá ra sao lùn nâu trẻ đầu tiên trong vùng hình thành sao. Từ đó đến nay, hơn 1000 sao lùn nâu trong vùng lân cận Mặt trời và các vùng hình thành sao đã được phát hiện qua nhiều cuộc khảo sát rộng như: DENIS (Deep Near Infrared Survey), 2MASS (Two Micro All Sky Survey), SDSS (Sloan Digital Sky Survey). Các phát hiện đó là động lực thúc đẩy hơn nữa việc nghiên cứu về sao lùn nâu đồng thời mở rộng sự hiểu biết của con người về loại sao này. Trong các tính chất vật lý của sao lùn nâu, khối lượng đóng vai trò quan trọng trong việc xác định các tính chất khác của sao. Những sao lùn nâu có khối lượng dưới 60 M J sẽ không có khả năng thực hiện phản ứng phá hủy lithium, do đó lithium nguyên thủy vẫn còn hiện diện trong các sao lùn nâu này [8]. Trên cơ sở lý thuyết đó, chúng ta có thể xác nhận bản chất sao lùn nâu của các vật thể có khối lượng rất thấp thông qua việc phát hiện vạch hấp thụ lithium ở bước sóng 6708 Å trong khí quyển của chúng [4]. Đồng thời dựa trên mối quan hệ giữa lithium với các tính chất của sao lùn nâu, việc phát hiện lithium cũng là cơ sở để ước tính khối lượng và các tính chất khác của chúng. Tuy các sao lùn nâu có mật độ khá phổ biến trong vũ trụ, tương đương các sao kiểu Mặt trời nhưng chúng ta vẫn chưa hiểu rõ về toàn bộ quá trình tiến hóa của loại sao này. Các quan sát và nghiên cứu gần đây đã ủng hộ mô hình sao lùn nâu sẽ hình thành như một phiên bản thu nhỏ của sao thông thường [21, 28]. Vào cuối quá trình tiến hóa của một ngôi sao thông thường (vd: Mặt trời), các hành tinh sẽ hình thành xung quanh nó. Vì vậy, một vấn đề rất được các nhà thiên văn vật lý quan tâm là: “Các hành tinh có khả năng hình thành xung quanh sao lùn nâu vào cuối quá trình tiến hóa 2 của nó tương tự như các sao thông thường hay không?” Các phát hiện về sự kết tinh, sự lớn lên và lắng đọng của bụi ở trong đĩa của các sao lùn nâu trẻ ở những vùng hình thành sao (Apai và cộng sự [3]) đã chứng tỏ hành tinh có thể hình thành xung quanh chúng. Những mô hình lý thuyết (ví dụ như Boss [6]) cũng cho thấy hành tinh có thể hình thành trong đĩa của các sao lùn kiểu giữa-M và sao lùn nâu như ở các sao kiểu Mặt trời. Tuy nhiên, cho đến nay, chúng ta vẫn chưa phát hiện được hành tinh nào xung quanh chúng. Để nghiên cứu về quá trình hình thành cũng như tìm kiếm các hành tinh xung quanh sao lùn nâu, chúng ta cần tìm hiểu về các giai đoạn tiến hóa của đĩa tiền hành tinh - nơi các hành tinh được hình thành xung quanh ngôi sao. Đĩa tiền hành tinh là đĩa bụi và khí đặc xung quanh các ngôi sao mới hình thành. Bên trong đĩa tiền hành tinh, sự kết tinh của bụi, khí và các hạt băng nhỏ tạo ra các khối bụi hay khối đá có kích thước lớn hơn, sau đó các khối này liên kết hấp dẫn với nhau qua các những vụ va chạm và sát nhập để tạo thành các vật thể tiền hành tinh (planetesimals). Các vật thể này tiếp tục lớn lên do các quá trình va chạm và kết hợp với nhau, cuối cùng chúng phát triển thành các hành tinh. Sau giai đoạn các hành tinh đã hình thành, phần bụi dư của đĩa tiền hành tinh và các vật thể tiền hành tinh như các tiểu hành tinh, sao chổi... sẽ tạo thành một đĩa mới xung quanh ngôi sao. Đĩa này được gọi là đĩa tàn dư, có thể xem đây là giai đoạn tiến hóa sau cùng của đĩa tiền hành tinh. Tuy nhiên, bên trong đĩa tàn dư, bụi vẫn được tiếp tục được sinh ra nhờ các quá trình va chạm và bay hơi của các vật thể tiền hành tinh. Việc nghiên cứu các tính chất của đĩa tiền hành tinh trong giai đoạn này (đĩa tàn dư) như khối lượng bụi, nhiệt độ, bán kính đĩa,… sẽ cung cấp các chỉ dẫn quan trọng nhằm hiểu rõ quá trình hình thành hành tinh xung quanh sao lùn nâu, đồng thời chỉ dẫn cho việc tìm kiếm các hành tinh ngoài hệ Mặt trời. Từ những cơ sở đã nói ở trên, dưới sự hướng dẫn của PGS. TS. Phan Bảo Ngọc, tôi đã chọn đề tài:“Nghiên cứu các sao lùn nâu trẻ trong vùng lân cận Mặt trời: những tính chất cơ bản của chúng và của đĩa tiền hành tinh.” Mục tiêu nghiên cứu trong đề tài là xác định một số tính chất cơ bản như khối lượng và độ tuổi của các ứng viên sao lùn nâu trẻ có phát hiện lithium trong vùng lân 3 cận Mặt trời. Từ đó tìm hiểu về đĩa tàn dư xung quanh các vật thể này bằng cách xây dựng một chương trình để xác định một số tính chất của đĩa như khối lượng bụi, nhiệt độ, chỉ số phát xạ của bụi. Trong quá trình thực hiện đề tài, chúng tôi đã phân tích vạch lithium ở bước sóng 6708 Å từ dữ liệu phổ của một mẫu gồm các sao lùn có kiểu phổ M-muộn, sau đó xây dựng chương trình để ước tính các tham số của đĩa tàn dư xung quanh các ứng viên này bằng ngôn ngữ lập trình Fortran. Đề tài sẽ mang đến một cái nhìn khái quát hơn về tính chất của các sao lùn nâu trẻ trong độ tuổi từ 10 - 100 triệu năm, tính chất của đĩa tàn dư xung quanh các vật thể này. Chúng là cơ sở để các nhà thiên văn vật lý nghiên cứu về sự hình thành và phát triển của các hành tinh xung quanh sao lùn nâu. Ngoài ra, luận văn này còn là một tài liệu tham khảo bổ ích cho sinh viên chuyên ngành vật lý nguyên tử, thiên văn học tìm hiểu về sao lùn nâu và phản ứng hạt nhân ở các vật thể khác nhau trong vũ trụ. Nội dung luận văn có bố cục như sau: − 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. − Chương 1 trình bày tổng quan về sao lùn nâu, và giới thiệu về kính thiên văn được sử dụng để nghiên cứu phổ của sao lùn nâu trong đề tài này . − Chương 2 trình bày về các phản ứng hạt nhân xảy ra ở sao lùn nâu, sự hình thành các vạch hấp thụ lithium trong khí quyển của sao lùn nâu và mối quan hệ giữa lithium với các tính chất vật lý của sao lùn nâu − Chương 3 nói về quá trình hình thành, các phương pháp quan sát và các tính chất cơ bản của đĩa tàn dư xung quanh các sao thông thường và sao lùn nâu. − Chương 4 là chương quan trọng nhất của đề tài bao gồm mục tiêu, mẫu nghiên cứu, các kết quả đạt được, sau đó là thảo luận về các kết quả này. Sau cùng chúng tôi đưa ra một số kết luận sau khi thực hiện đề tài. 4 Chương 1. TỔNG QUAN Trong chương đầu tiên, chúng tôi sẽ trình bày tổng quan về sao lùn nâu, bao gồm các tính chất vật lý cơ bản, nguồn gốc và các vùng tìm kiếm, phát hiện sao lùn nâu, sau đó là giới thiệu sơ lược về kính thiên văn JCMT. Kính được sử dụng để nghiên cứu phổ của sao lùn nâu ở bước sóng dưới mm. 1.1. Sao lùn nâu Sao lùn nâu là những vật thể có khối lượng nằm trong khoảng từ 13 đến 75 M J (tương đương với từ 0,013 đến 0,075 M  ). Chúng không đủ nặng để thực hiện phản ứng đốt cháy hydrogen trong lõi của mình như các sao thông thường nhưng vẫn nằm trên khối lượng tới hạn để thực hiện phản ứng đốt cháy deuterium. Đặc biệt các sao lùn nâu có khối lượng trên 60 M J còn có khả năng thực hiện phản ứng phá hủy lithium. Ngoài ra, sao lùn nâu còn có bề mặt và phần bên trong đối lưu hoàn toàn (khác với Mặt trời chỉ đối lưu một phần). Hình 1.1 minh họa sự so sánh về kích thước giữa sao lùn nâu với các sao thông thường và hành tinh một cách trực quan, theo thứ tự trong hình là Mặt trời (Sun), sao có khối lượng thấp (Low Mass Star), sao lùn nâu (Brown Dwarf), Mộc tinh (Jupiter) và Trái đất (Earth). 5 Hình 1.1: Sao lùn nâu so với các sao thông thường và hành tinh (Nguồn: Cơ quan Hàng không và Vũ trụ Hoa Kỳ, http://www.nasa.gov) 1.2. Các tính chất vật lý của sao lùn nâu 1.2.1. Khối lượng Khối lượng là tính chất vật lý đặc trưng nhất của sao lùn nâu, nó giúp chúng ta xác định được những tính chất vật lý cơ bản khác như nhiệt độ, bán kính và kiểu phổ. Các mô hình tiến hóa lý thuyết (chẳng hạn Chabrier và Baraffe [8]) ước tính sao lùn nâu có khối lượng trong khoảng từ 13 đến 75 M J . Khoảng giá trị này phù hợp với kết quả được đo trực tiếp từ các hệ sao lùn nâu đôi (chẳng hạn Stassun và cộng sự [31]). Khối lượng cũng là tiêu chí quan trọng nhất để xác định xem một vật thể có khối lượng thấp có phải là sao lùn nâu hay không? 1.2.2. Nhiệt độ Nhiệt độ bề mặt của các ngôi sao phụ thuộc vào khối lượng và độ tuổi của chúng. Sao lùn nâu được ước tính có nhiệt độ hiệu dụng T eff (nhiệt độ của một vật đen tuyệt đối bức xạ cùng lượng năng lượng như từ một đơn vị bề mặt của ngôi sao) nằm trong khoảng từ 400 K đến 2700 K (Leggett và cộng sự [17]. Hình 1.2 trình bày sự khác nhau về nhiệt độ của sao lùn nâu với Mặt trời, sao lùn đỏ và Mộc tinh. 6 Hình 1.2: Nhiệt độ bề mặt của sao lùn nâu (Joergens [13]) Năm 2011, qua việc phân tích dữ liệu từ WISE, Cushing và cộng sự [12] đã phát hiện ra sáu sao lùn nâu kiểu “Y” sớm với nhiệt độ hiệu dụng dưới 300 K. Những vật thể này là các sao lùn nâu lạnh nhất từng được phát hiện, chúng rất gần ranh giới giữa sao lùn nâu và các hành tinh khổng lồ. 1.2.3. Bán kính Các sao lùn nâu già (khoảng 1 tỷ năm tuổi) có bán kính xấp xỉ bằng với bán kính của Mộc tinh R J , cỡ khoảng 0,1 lần bán kính Mặt trời R  [8]. Những sao lùn nâu trẻ có thể có bán kính lớn hơn và phụ thuộc vào độ tuổi của chúng vì trong quá trình hình thành các sao lùn nâu chưa co rút đến bán kính cuối cùng. Ví dụ như các sao lùn nâu ở khoảng 1 triệu năm tuổi có bán kính gấp 500 lần các sao lùn nâu ở 1 tỷ năm tuổi [31]. Một điều quan trọng cần chú ý là bán kính của sao lùn nâu có thể bị tác động bởi ảnh hưởng của từ trường, yếu tố này có thể làm cho bán kính tăng thêm 10 – 15% [10]. 1.2.4. Kiểu phổ Các sao thông thường ở dãy chính (main squence) thường được phân loại theo trật tự từ nóng nhất đến lạnh nhất thành các kiểu phổ: O – B – A – F – G – K – M. Với các sao cùng thuộc một kiểu phổ chúng lại được sắp xếp thành 10 phân lớp nhỏ hơn được đánh số từ 0 đến 9. Ví dụ như sao M0 là sao “nóng nhất” của kiểu phổ M và “M9” là sao “lạnh nhất” của kiểu phổ này, Mặt trời của chúng ta là một ngôi sao có kiểu phổ G2. Sao lùn nâu có thể được phân loại vào kiểu phổ M-muộn (M9 hay muộn hơn) và các kiểu phổ “lạnh” hơn là L,T và Y. Sơ đồ ở hình 1.3 cho thấy vị trí các kiểu phổ của sao lùn nâu trong dãy phổ. Hình 1.3: Sơ đồ các kiểu phổ của sao thông thường, sao lùn nâu và hành tinh 7 Ở kiểu phổ M, phổ quang học của sao lùn nâu được đặc trưng bởi dải phổ hấp thụ của hai phân tử titanium oxide (TiO) và vanadium oxide (VO). Nhưng ở kiểu phổ L, phổ quang học không còn sự có mặt của các oxide kim loại mà được thay thế bởi dải hydride của các kim loại mạnh (FeH,CaH, MgH, CaH), các vạch nguyên tử trung hòa của nhóm kim loại kiềm (Na I, K I, Cs I , Rb I ) đặc biệt là vạch Li I tại bước sóng 6708 Å. Trong khi đó phổ hồng ngoại – gần (Near – infrared (NIR), 1,0 – 2,5 μm) của các sao lùn nâu kiểu L lại tương tự như các sao lùn kiểu M (xem hình 1.4), nổi bật bởi dải phổ hấp thụ của nước (H 2 O) và cacbon monoxide (CO). Còn ở kiểu phổ T thì phổ NIR của chúng lại cho thấy sự hấp thụ mạnh của dải methane (CH 4 ). Các dải methane này được tìm thấy ở các hành tinh khí khổng lồ của hệ Mặt trời và vệ tinh Titan của Thổ tinh. Hình 1.4: Vùng phổ hồng ngoại gần (NIR) của các sao lùn nâu kiểu M, L, T và Mộc tinh (Burgasser [7]) 8 Kiểu phổ Y được cho rằng còn lạnh hơn so với kiểu phổ T và phổ hồng ngoại gần của nó phải có đặc điểm hấp thụ của amoniac (NH 3 ) đủ để xếp vào một kiểu phổ mới. Năm 2011, Cushing và cộng sự [12] đã phát hiện ra sáu đại diện sao lùn nâu kiểu Y0. Phổ hồng ngoại gần của chúng cho thấy có đặc điểm hấp thụ của NH 3 . Vì vậy, nhiều sao lùn nâu kiểu Y lạnh hơn (có kiểu phổ muộn hơn Y0) cần được phát hiện để xác nhận rõ ràng hơn đặc điểm NH 3 trong phổ hồng ngoại gần của các sao lùn kiểu Y. 1.3. Nguồn gốc của sao lùn nâu 1.3.1. Sự hình thành của các sao thông thường Các ngôi sao trong vũ trụ thường có khối lượng từ 1 đến 100 M  . Chúng được sinh ra từ các đám mây phân tử khổng lồ hoặc đám mây tối. Các đám mây phân tử cung cấp nguyên liệu, tạo môi trường và các điều kiện đầu tiên thích hợp để ngôi sao có thể hình thành. Thành phần chính của các đám mây này là các phân tử khí như H 2 , CO, CS, H 2 O và các hạt bụi rất nhỏ (kích thước cỡ vài đến vài chục μm)…trong đó CO được xem như phân tử đánh dấu cho đám mây phân tử. Trong quá trình đám mây phân tử co lại dưới tác dụng của lực hấp dẫn bên trong nó, khối lượng riêng trung bình của đám mây sẽ tăng lên. Nếu sự co lại xảy ra đủ mạnh và ngày càng nhanh hơn trong các vùng có mật độ cao, đám mây phân tử dần tan vỡ thành các đám mây riêng lẻ. Những đám mây riêng lẻ này là các khối khí và bụi có mật độ cao (các lõi tiền sao). Khi các lõi tiền sao đạt được những điều kiện cần thiết, một ngôi sao mới sẽ hình thành. Điều kiện đầu tiên là làm sao một lõi tiền sao có thể co rút bằng chính trọng lực của nó. Quá trình này chỉ có thể xảy ra khi lõi tiền sao có khối lượng lớn hơn khối lượng Jeans (khối lượng tối thiểu để cho trọng lực của một vật thể có thể thắng áp suất và bắt đầu co rút). Khối lượng Jeans của một lõi tiền sao chỉ phụ thuộc vào nhiệt độ và mật độ của nó. Khi điều kiện ban đầu đã hình thành, tức khối lượng của lõi tiền sao đã vượt quá khối lượng Jeans, lõi tiền sao bắt đầu tự co rút. Sau khi lõi tiền sao bắt đầu co rút hấp dẫn để hình thành tiền sao, các hạt vật chất vẫn 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 năng 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). 9 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 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 (luồng phụt lưỡng 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. Đồng thời quá trình kết tinh các vật chất còn sót lại sẽ diễn ra, khởi đầu cho quá trình hình thành các hành tinh xung quanh ngôi sao. 1.3.2. Các mô hình về sự hình thành của sao lùn nâu Trong khi các sao thông thường được sinh ra từ những đám mây phân tử khổng lồ qua các quá trình co rút hấp dẫn, bồi đắp và phóng luồng phụt vật chất lưỡng cực. Các sao lùn nâu lại có khối lượng quá nhỏ so với khối lượng tối thiểu Jeans (∼ 1 M  ) để các đám mây phân tử có thể tự co rút, sụp đổ dưới tác dụng của lực hấp dẫn để khởi đầu quá trình hình thành sao. Vì vậy, nhiều mô hình khác nhau đã được đưa ra để giải thích quá trình hình thành của sao lùn nâu, trong đó có hai mô hình chính là sao lùn nâu hình thành tương tự như sao thông thường có khối lượng thấp và sự đẩy ra sớm của các phôi tiền sao. 1.3.2.1. Sao lùn nâu hình thành giống như sao thông thường có khối lượng thấp Theo mô hình chuẩn, các sao lùn nâu được hình thành giống như một sao thông thường có khối lượng thấp thông qua sự phân mảnh hỗn loạn hay sự phân mảnh hấp dẫn.  Sự phân mảnh hỗn loạn Sự hỗn loạn siêu âm của các đám mây phân tử (do vụ nổ của các sao khổng lồ 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 có thể nén vật chất tạo thành các khối khí và bụi có mật độ đủ cao (lớn hơn khối lượng tới hạn riêng của nó) để co rút hấp dẫn thành tiền sao lùn nâu hoặc tiền sao có khối lượng thấp. Còn những khối khí và bụi có khối lượng dưới khối lượng tới hạn sẽ trôi theo dòng chảy hỗn loạn. Quá trình này là sự phân mảnh hỗn loạn [24]. 10  Sự phân mảnh hấp dẫn Các ngôi sao có thể liên kết hấp dẫn với nhau thành hệ sao. Các hệ sao này tạo ra trọng lực hấp dẫn trong các đám mây phân tử hỗn loạn, hút khí vào trong. Trọng lực có xu hướng hội tụ và nén khí để tạo thành những dòng khí dạng sợi. Các dòng khí dạng sợi lại 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, nếu khối khí có mật độ đủ cao thì nó sẽ co rút lại thành lõi tiền sao. Các lõi tiền sao này sẽ hình thành nên các sao lùn nâu và sao có khối lượng thấp [5]. Đây là quá trình phân mảnh hấp dẫn. Các quan sát về hàm phân bố khối lượng ban đầu, sự phân bố vận tốc, đặc tính hệ sao đôi,…chứng tỏ sao lùn nâu có những đặc tính vật lý tương tự sao thông thường [21]. Vì vậy, giả thuyết sao lùn nâu được hình thành như sao thông thường được chấp nhận rộng rãi. Gần đây, hiện tượng luồng phụt phân từ lưỡng cực đã được phát hiện ở một số vùng khối lượng dưới sao và tiền sao lùn nâu như ISO-Oph 102 trong vùng ρ Ophiuchi và GM Tau trong vùng Taurus [28]. Điều này cung cấp thêm bằng chứng cho thấy sao lùn nâu hình thành như sao thông thường nhưng với kịch bản thu nhỏ từ vài trăm đến với nghìn lần. 1.3.2.2. Sự đẩy ra sớm của các phôi tiền sao Một mô hình khác để giải thích về sự hình thành của sao lùn nâu là mô hình “đẩy ra”. Theo mô hình này, trong một hệ gồm nhiều phôi tiền sao (ít nhất là ba tiền sao), nhiều khả năng phôi tiền sao có khối lượng thấp sẽ bị đẩy ra do quá trình tương tác động lực học. Vì những phôi bị đẩy ra này có khối lượng rất thấp, chúng bị mất kén khí và do không thể bồi đắp khí để tăng thêm khối lượng nên chúng sẽ trở thành sao lùn nâu hoặc sao có khối lượng thấp, thậm chí là những vật thể có khối lượng cỡ hành tinh [30]. Các quan sát thực nghiệm không ủng hộ các tiên đoán của mô hình này, do đó đây không là cơ chế chính để tạo ra sao lùn nâu, mặc dù một số ít sao lùn nâu có thể hình thành theo cơ chế này. 1.4. Vùng tìm kiếm và phát hiện sao lùn nâu 1.4.1. Vùng lân cận Mặt trời Vùng lân cận Mặt trời được xem như một vùng không gian hình cầu có bán kính 11 khoảng 30 pc tính từ Mặt trời. Đây là nơi theo lý thuyết vẫn còn một số lượng lớn sao lùn nâu và vật thể có khối lượng thấp chưa được phát hiện. Do ánh sáng phát ra từ các sao lùn nâu rất yếu nên việc tìm kiếm, phát hiện chúng ở khoảng cách gần (trong vùng lân cận Mặt trời) sẽ có ích khi nghiên cứu về các đặc tính của sao lùn nâu. 1.4.2. Vùng hình thành sao Dải Ngân hà của chúng ta có rất nhiều vùng hình thành sao khác nhau như: Rho Ophiuchi, Taurus, Chamaelon,… Chúng có khoảng cách từ 50 pc đến vài trăm pc tính từ Mặt trời. Đặc biệt các vùng này có độ tuổi khoảng vài triệu năm - tương đối trẻ so với tuổi của Mặt trời (4,5 tỷ năm). Do đó, các vùng hình thành sao là nơi phù hợp để tìm kiếm những sao lùn nâu trẻ hay các tiền sao lùn nâu đang trong giai đoạn hình thành để hiểu rõ hơn về sự hình thành của chúng. 1.4.3. Các hệ sao Hệ sao là tập hợp một số ngôi sao quay quanh nhau, liên kết với nhau bởi lực hấp dẫn. Mỗi hệ sao có thể gồm hai hay nhiều sao thành viên tạo thành các hệ sao đôi, sao ba,… Ở đây, chúng tôi chỉ lưu ý đến hệ sao đôi vì các nghiên cứu ngày nay đã chỉ ra sự tồn tại của một lượng lớn ngôi sao trong các hệ sao đôi (30% - 50%). Hệ sao đôi rất quan trọng trong vật lý thiên văn, vì từ việc quan sát quỹ đạo của hệ sẽ giúp xác định chính xác khối lượng của chúng. Đặc biệt, chu kỳ quỹ đạo và các khối lượng của hệ sao đôi cho chúng ta sẽ biết về moment động lượng của hệ. Vì đây là một đại lượng bảo toàn, các hệ sao đôi cung cấp các chỉ dẫn về những điều kiện đề hình thành các ngôi sao. Trong hệ sao đôi, ngôi sao chính có khối lượng lớn hơn thường được kí hiệu là sao “A” và sao đồng hành với nó là sao “B”. Ví dụ như hệ sao đôi Gliese 229 (GJ 229) thuộc chòm sao Lepus cách hệ Mặt trời chỉ 19 năm ánh sáng (hình 1.5). Trong đó, GJ 229 A là một sao lùn đỏ có kiểu phổ M1 và khối lượng M = 0,58 M  , còn GJ 229 B là sao lùn nâu có kiểu phổ T7 và khối lượng trong khoảng 0,02 – 0,05 M  .