Nghiên cứu tính chất đĩa bụi của các sao lùn có khối lượng rất thấp ở những vùng hình thành sao và các nhóm sao trẻ

BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM THÀNH PHỐ HỒ CHÍ MINH - NGUYỄN THỊ SƠNG THƯƠNG KHĨA LUẬN TỐT NGHIỆP NGHIÊN CỨU TÍNH CHẤT ĐĨA BỤI CỦA CÁC SAO LÙN CĨ KHỐI LƯỢNG RẤT THẤP Ở NHỮNG VÙNG HÌNH THÀNH SAO VÀ CÁC NHĨM SAO TRẺ Chun ngành: Sư phạm Vật lí Mã ngành: 7.140.211 THÀNH PHỐ HỒ CHÍ MINH - 2022 BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM THÀNH PHỐ HỒ CHÍ MINH - KHOÁ LUẬN TỐT NGHIỆP NGHIÊN CỨU TÍNH CHẤT ĐĨA BỤI CỦA CÁC SAO LÙN CĨ KHỐI LƯỢNG RẤT THẤP Ở NHỮNG VÙNG HÌNH THÀNH SAO VÀ CÁC NHÓM SAO TRẺ Chuyên ngành: Sư phạm Vật lí Mã ngành: 7.140.211 Sinh viên thực hiện: Nguyễn Thị Sông Thương Mã số sinh viên: 44.01.102.113 Chủ tịch Hội đồng Người hướng dẫn khoa học (Kí ghi rõ họ tên) Người hướng dẫn khoa học (Kí ghi rõ họ tên) PGS TS Phan Thị Ngọc Loan TS Nguyễn Nhật Kim Ngân THÀNH PHỐ HỒ CHÍ MINH - 2022 (Kí ghi rõ họ tên) ThS Nguyễn Thành Đạt MỤC LỤC LỜI CẢM ƠN iii LỜI CAM ĐOAN iv DANH MỤC CÁC HẰNG SỐ VÀ ĐƠN VỊ v DANH MỤC TỪ VIẾT TẮT .vi DANH MỤC CÁC SƠ ĐỒ, HÌNH ẢNH vii DANH MỤC CÁC BẢNG BIỂU ix PHẦN MỞ ĐẦU 100 Lý chọn đề tài 100 Mục đích nghiên cứu 111 Nhiệm vụ nghiên cứu 111 Đối tượng phạm vi nghiên cứu 122 Phương pháp nghiên cứu 122 Đóng góp đề tài .122 CHƯƠNG TỔNG QUAN .144 1.1 Phân loại 144 1.2 Sao có khối lượng thấp lùn nâu 166 1.2.1 Khối lượng 177 1.2.2 Nhiệt độ 177 1.2.3 Bán kính 1919 1.3 Cơ chế hình thành lùn nâu có khối lượng thấp 19 1.3.1 Cơ chế hình thành ngơi thơng thường 200 1.3.2 Cơ chế hình thành có khối lượng thấp lùn nâu .211 1.3.2.1 Mơ hình hình thành tương tự ngơi thơng thường có khối lượng thấp 222 1.3.2.2.Mơ hình đẩy phôi tiền 233 1.4 Hệ kính thiên văn vơ tuyến ALMA .233 CHƯƠNG ĐĨA BỤI XUNG QUANH CÁC SAO LÙN TRẺ CÓ KHỐI LƯỢNG RẤT THẤP Ở VÙNG HÌNH THÀNH SAO VÀ CÁC NHĨM SAO TRẺ 266 2.1 Đĩa bụi xung quanh có khối lượng thấp lùn nâu 266 2.1.1 Sự tiến hóa đĩa bụi 277 2.1.2 Tính chất đĩa bụi xung quanh có khối lượng thấp lùn nâu 288 2.1.2.1 Bán kính .288 2.1.2.2 Khối lượng 288 2.1.2.3 Nhiệt độ .2929 2.2 Vùng hình thành nhóm trẻ lân cận Mặt trời .300 2.3 Các phát hiện, nghiên cứu đĩa bụi xung quanh lùn nâu có khối lượng thấp .322 CHƯƠNG PHÂN TÍCH VÀ TÍNH TỐN CÁC DỮ LIỆU QUAN SÁT ALMA CỦA CÁC SAO LÙN TRẺ Ở VÙNG HÌNH THÀNH SAO VÀ CÁC NHĨM SAO TRẺ 344 3.1 Mẫu nghiên cứu 344 3.1.1 Các quan sát kính thiên văn vơ tuyến ALMA 344 3.1.2 Thông lượng quan sát vật thể milimét milimét .355 3.2 Tính tốn số tính chất ngơi đĩa bụi xung quanh 388 3.2.1 Tính tốn khối lượng vật thể trung tâm, nhiệt độ, độ trưng bán kính lùn trẻ có khối lượng thấp 388 3.2.2 Tính tốn nhiệt độ, khối lượng bụi dựa mối quan hệ khối lượng bụi thơng lượng xạ vùng bước sóng mm mm 400 3.2.3 Tính tốn nhiệt độ khối lượng bụi từ mơ hình phân bố lượng 434 3.3 Thảo luận 466 3.3.1 Kết khối lượng bụi từ hai phương pháp 466 3.3.2 Mối liên hệ khối lượng bụi khối lượng vật thể trung tâm trình hình thành hành tinh xung quanh ngơi có khối lượng thấp 488 KẾT LUẬN VÀ KIẾN NGHỊ 500 TÀI LIỆU THAM KHẢO 51 Phụ lục Mơ hình phân bố lượng (SED) 30 vật thể .555 Phụ lục Kết tính tốn từ mơ hình lý thuyết dựa vào mối quan hệ khối lượng bụi thông lượng xạ 30 vật thể .600 XÁC NHẬN CỦA NGƯỜI HƯỚNG DẪN KHOA HỌC 622 ii LỜI CẢM ƠN Việc thực luận văn tốt nghiệp tiền đề để tơi có tự tin vững bước chặng đường học tập tương lai Đồng thời khóa luận q trình dài bước ngoặt chặng đường học tập thân giảng đường Đại học Để hồn thành khóa luận này, trước hết tơi xin bày tỏ lòng biết ơn chân thành đến TS Nguyễn Nhật Kim Ngân (Trường Đại học Khoa học Tự Nhiên, ĐHQG – HCM) ThS Nguyễn Thành Đạt (Bộ môn Vật lý, Trường Đại học Sư phạm Tp Hồ Chí Minh) – thầy tận tình hướng dẫn, giảng dạy hỗ trợ suốt thời gian thực khố luận tốt nghiệp Tơi xin trân trọng cảm ơn đến thầy cô giảng viên Khoa Vật lý Trường Đại Học Sư Phạm Tp Hồ Chí Minh – người truyền đạt kiến thức quý báu, động lực nhiệt huyết cho để giúp tơi hồn thành khóa luận Cuối tơi xin gửi lịng biết ơn đến gia đình, bạn bè ủng hộ, động viên, chia sẻ giúp đỡ mặt vật chất tinh thần suốt q trình học thực khóa luận Xin chân thành cảm ơn Thành phố Hồ Chí Minh, ngày 17 tháng 06 năm 2022 Sinh viên Nguyễn Thị Sông Thương iii LỜI CAM ĐOAN Tôi xin cam đoan cơng trình nghiên cứu khoa học tơi giáo viên hướng dẫn Các kết nghiên cứu số liệu sử dụng phân tích luận văn có nguồn gốc, trích dẫn rõ ràng cơng bố theo quy định Các kết nghiên cứu luận văn tơi tự tìm hiểu, phân tích cách trung thực, khách quan iv DANH MỤC CÁC HẰNG SỐ VÀ ĐƠN VỊ  Các số h : số Planck, h  6,626.10 34 J.s c : tốc độ ánh sáng chân không, c  3.108 m/s k B : số Boltzmann, kB  1,38.1023 J/K  Các đơn vị M J : khối lượng Mộc tinh, M J  1,889.1027 kg M : khối lượng Mặt trời, M  1,989.1030 kg M  : khối lượng Trái đất, M   5,972.1024 kg pc : viết tắt parsec, pc  3,086.1016 m AU: viết tắt đơn vị thiên văn, AU  1, 496.1018 m L : độ trưng Mặt trời, L  3,846.1026 W arcsec: viết tắt arcsecond đơn vị góc giây, arcsec  4,85.10 6 rad erg: đơn vị đo lượng công học hệ đơn vị CGS, erg  107 J R : bán kính Mặt trời, R  6,96.108 m RJ : bán kính Mộc tinh, RJ  6,99.107 m Jy: viết tắt Jansky, đơn vị hệ SI mật độ thông lượng Jy  103 mJy  1026 W.m-2Hz-1 (SI)  1023 erg.s-1.cm-2.Hz-1 (CGS) v DANH MỤC TỪ VIẾT TẮT STT Chữ viết tắt Chữ viết đầy đủ Phiên dịch SED Spectral Energy Distribution Phân bố lượng ALMA Atacama Large Millimeter Array Kính thiên văn vô tuyến mảng milimét vi DANH MỤC CÁC SƠ ĐỒ, HÌNH ẢNH Diễn giải STT Hình 1.1 1.2 Sao kiểu phổ Vùng phổ hồng ngoại gần lùn nâu kiểu M, L,T Mộc tinh Trang 15 16 Sự chuyển đổi vật thể lùn nâu sang vật thể lùn 1.3 M thể vị trí cuối dãy biểu đồ Herzsprung 17 – Russel 1.4 Nhiệt độ hiệu dụng hành tinh, lùn nâu thơng thường 18 Kích thước lùn nâu (Brown Dwarf) so với 1.5 thơng thường (Sun), hành tinh khí khổng lồ Mộc tinh (Jupiter) 19 Trái đất (Earth) Các giai đoạn hình thành thông thường đĩa bụi 1.6 1.7 Hệ thống kính thiên văn ALMA 24 1.8 Quy trình xử lý liệu ALMA 25 xung quanh 21 Khối lượng bụi đĩa tiền hành tinh đĩa tàn dư xung quanh 2.1 có kiểu phổ từ A, F, G, K M quan sát vùng bước 29 sóng milimét Bầu trời phân bố trẻ Hầu hết thành viên trẻ 10 2.2 nằm Nam bán cầu, với số trường hợp ngoại lệ (UMA, 30 CBER,PLE, HYA, TAU, 118TAU) vii Mơ hình phân bố lượng (SED) sơ đồ phổ xạ liên 11 3.1 tục vật thể CIDA quan sát bước sóng 0,89 mm 45 kính thiên văn vô tuyến ALMA Sơ đồ thể độ lệch khối lượng bụi hai cách tính 12 3.2  M dust  theo kiểu phổ từ M5.0 – M8.0 cho vùng 47 Taurus, Rho Ophiuchus Upper Scorpius Biểu đồ thể tỷ số khối lượng bụi đĩa khối lượng vật 13 3.3 thể trung tâm cho 30 lùn có khối lượng thấp ba 49 vùng hình thành viii tiền giai đoạn đầu (I II) nên bụi phân bố gần tiền sao, hấp thụ nhiều nhiệt nên có nhiệt độ trung bình nóng vật thể khác Chúng so sánh tham số ước tính vật thể theo hai phương pháp trình bày nghiên cứu với nghiên cứu trước WardDuong năm 2018; Van Der Plas cộng năm 2016 [37],[20] Với cách tính trực tiếp từ thơng lượng bước sóng milimét ALMA, kết chúng tơi xác sử dụng trực tiếp giá trị đo từ thực nghiệm vật thể thay dựa kiểu phổ khoảng cách ước tính trung bình nhóm nghiên cứu Ward- Duong cộng năm 2018 [37] Kết ước tính từ SED chúng tơi cho vật thể vùng hình thành Taurus có giá trị gần nửa kết ước tính từ mơ hình MCFOST nghiên cứu Ward-Duong cộng năm 2018 [37] Ngun nhân mơ hình có gán thêm thông số liên quan đến trung tâm nhiệt độ, bán kính độ trưng vào cơng thức nội suy; cịn mơ hình xem xạ từ phần bụi đĩa xạ vật đen nên thông số phụ thuộc vào xạ bụi quan sát Tuy nhiên, dựa phù hợp hai cách tính mơ hình sử dụng nhiều tham số thực nghiệm để tính tốn chúng tơi khẳng định phù hợp đáng tin cậy thơng số ước tính khóa luận 3.3.2 Mối liên hệ khối lượng bụi khối lượng vật thể trung tâm trình hình thành hành tinh xung quanh ngơi có khối lượng thấp Khối lượng bụi đĩa chiếm 0,01 đến 0,1% khối lượng vật thể trung tâm vùng hình thành sao, nhóm Upper Scorpius có tỷ lệ thấp (dưới 0,03 %) thể qua hình 3.3 Nếu giả sử xem tỷ lệ khối lượng bụi khí đĩa 1:100 [46], khối lượng đĩa khoảng từ 0,11 – 1,0% khối lượng vật thể, giá trị khớp với nghiên cứu Ward-Duong cộng (2018) cho số khối lượng thấp vùng Taurus với giá trị khối lượng đĩa từ 0,2 – 0,6% khối lượng ngơi [37] 48 Hình 3.3 Biểu đờ thể tỷ số khối lượng bụi đĩa khối lượng vật thể trung tâm cho 30 lùn có khối lượng thấp ba vùng hình thành Từ tỷ lệ khối lượng bụi khối lượng trên, khối lượng lùn nâu có khối lượng thấp nhỏ 0,3 M  hay 300 M J khối lượng đĩa bụi khoảng 0,33 – M J hay 10 – 950 M  Kết cho thấy đĩa bụi khơng đủ khí vật chất tối thiểu để hình thành nên hành tinh khí cỡ Mộc tinh Điều phù hợp với mơ hình lý thuyết trình bày nghiên cứu Alibert cộng [47] Các vật thể sao lùn nâu có khả hình thành hành tinh kiểu Trái đất hành tinh kiểu khí bên đĩa, điều chứng tỏ việc phát hệ hành tinh kiểu Trái Đất quanh xung quanh lùn lạnh có kiểu phổ M8 TRAPPIST-1 vào năm 2015 Điều chứng tỏ lùn có khối lượng thấp vật thể tiềm để tìm kiếm hành tinh kiểu Trái Đất có khối lượng lớn dãy Một số lùn lùn nâu có vật thể đồng hành có kích thước lớn cỡ hành tinh khí 2M127b 2M J044144 hệ từ trình xảy hệ đơi hình thành đĩa tiền hành tinh 49 KẾT LUẬN VÀ KIẾN NGHỊ Khóa luận thực khảo sát 30 hai phương pháp tính tốn để xác định tính chất vật thể khối lượng bụi, nhiệt độ bụi, khối lượng trung tâm, nhiệt độ độ trưng Bằng cách so sánh kết từ cách tính trực tiếp với thơng lượng quan sát kết suy từ mơ hình phổ phân bố lượng so sánh kết với số nghiên cứu khác, khóa luận cho thấy phù hợp độ tin cậy cách tính tốn thơng số bụi Từ kết thu được, khóa luận thảo luận mối quan hệ khối lượng bụi khối lượng vật thể trung tâm, từ thảo luận khả hình thành hành tinh xung quanh vật thể có khối lượng thấp Khóa luận đạt tất mục tiêu đặt lúc đầu, ứng cử viên nghiên cứu khóa luận vật thể tiêu biểu cho nghiên cứu sâu kết tinh bụi, tiến hóa lùn nâu có khối lượng thấp sâu trình hình thành hành tinh xung quanh ngơi Khóa luận tài liệu bổ ích cho sinh viên trường Đại học Sư phạm TP Hồ Chí Minh tìm hiểu hướng nghiên cứu hình thành tiến hóa hình thành lùn trẻ có khối lượng thấp vùng hình thành 50 TÀI LIỆU THAM KHẢO Herczeg, G J., & Hillenbrand, L A (2014) An optical spectroscopic study of T Tauri stars I Photospheric properties The Astrophysical Journal, 786(2), 97 Hernández, J., Calvet, N., Briceno, C., Hartmann, L., & Berlind, P (2004) Spectral analysis and classification of Herbig Ae/Be stars The Astronomical Journal, 127(3), 1682 Bayo, A., Joergens, V., Liu, Y., Brauer, R., Olofsson, J., Arancibia, J., & Chauvin, G (2017) First millimeter detection of the disk around a young, isolated, planetary-mass object The Astrophysical Journal Letters, 841(1), L11 Ricci, L., Testi, L., Natta, A., Scholz, A., & de Gregorio-Monsalvo, I (2012) ALMA observations of ρ-Oph 102: Grain growth and molecular gas in the disk around a young brown dwarf The Astrophysical Journal Letters, 761(2), L20 Ricci, L., Testi, L., Natta, A., Scholz, A., de Gregorio-Monsalvo, I., & Isella, A (2014) Brown dwarf disks with ALMA The Astrophysical Journal, 791(1), 20 Jyawardhana, R., Mohanty, S., & Basri, G (2003) Evidence for a T Tauri phase in young brown dwarfs The Astrophysical Journal, 592(1), 282 41 Natta, A., Testi, L., Muzerolle, J., Randich, S., Comerón, F., & Persi, P (2004) Accretion in brown dwarfs: An infrared view Astronomy & Astrophysics, 424(2), 603-612 Phan-Bao, N., Riaz, B., Lee, C F., Tang, Y W., Ho, P T., Martin, E L., & Shang, H (2008) First confirmed detection of a bipolar molecular outflow from a young brown dwarf The Astrophysical Journal Letters, 689(2), L1 Jesús Hernández, Nuria Calvet, C Briceño (2007), “The american astronomical society, find out more the institute of physics, find out more spitzer observations of the orion ob1 association: disk census in the low-mass stars”, The Astrophysical Journal, 671(2), pp.1-16 10 Dieterich, S B., Henry, T J., Jao, W C., Winters, J G., Hosey, A D., Riedel, A R., & Subasavage, J P (2014) The solar neighborhood XXXII The hydrogen burning limit The Astronomical Journal, 147(5), 94 11 Chabrier, G & Baraffe, I (2000), “Theory of Low-Mass Stars and Substellar Objects”, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 38, pp 337-377 12 Chabrier, G., Baraffe, I., Allard, F., & Hauschildt, P (2000), “Evolutionary models for very low-mass stars and brown dwarfs with dusty atmospheres”, The Astrophysical Journal, 542(1), pp 464 13 Legett S K., Morley M S., Freedman R., Saumon D., Liu M C., (2007), “Physical and Spectral Characteristies of The T8 and Later Type Dwarfs”, The Astrophysical Journal, 667(1), pp 537-548 14 Burgasser A J (2008), “Brown dwarfs: Failed stars, Super Jupiter”, Physics today, 61, pp 70-71 51 15 Subhanjoy Mohanty, Jane Greaves, Daniel Mortlock et al (2013), “Protoplanetary disk masses from stars to Brown Dwarfs”, The Astrophysical Journal, 773(2), pp.1-33 16 Chabrier G., Gallardo J., Baraffe I (2007), “Evolution of low-mass star and brown dwarf eclipsing binaries”, Astronomy and Astrophysics, 472(2), pp L17-L20 17 Bonnell, I A.; Clark, P.; Bate, M R (2008), “Gravitational fragmentation and the formation of brown dwarfs in stellar clusters”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 389(4), pp 1556-1562 18 Padoan, Paolo; Nordlund, Åke (2004), “The "Mysterious'' Origin of Brown Dwarfs”, The Astrophysical Journal, 617(1), pp 559-564 19 Phan-Bao, N., Riaz, B., Lee, C F., Tang, Y W., Ho, P T., Martin, E L., & Shang, H (2008) First confirmed detection of a bipolar molecular outflow from a young brown dwarf The Astrophysical Journal Letters, 689(2), L1 20 Van Der Plas, G., Ménard, F., Ward-Duong, K., Bulger, J., Harvey, P M., Pinte, C., & Casassus, S (2016) Dust masses of disks around Brown dwarfs and very low-mass stars in upper Sco OB1 and Ophiuchus The Astrophysical Journal, 819(2), 102 21 André, P., Ward-Thompson, D., & Greaves, J (2012) Interferometric Identification of a Pre–Brown Dwarf Science, 337(6090), 69-72 22 Lee, C W., Kim, M R., Kim, G., Saito, M., Myers, P C., & Kurono, Y (2013) Early star-forming processes in dense molecular cloud L328; identification of L328-IRS as a proto-brown dwarf The Astrophysical Journal, 777(1) 23 Palau, A., Zapata, L A., Rodríguez, L F., Bouy, H., Barrado, D., Morales Calderón, M., & Li, D (2014) IC 348-SMM2E: a Class proto-brown dwarf candidate forming as a scaled-down version of low-mass stars Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 444(1), 833-845 24 Dang-Duc, C., Phan-Bao, N., & Dao-Van, D T (2016), “Two confirmed class I very low-mass objects in Taurus”, Astronomy & Astrophysics, 588, L2 25 Williams, J P., & Cieza, L A (2011) “Protoplanetary disks and their evolution” arXiv preprint arXiv:1103.0556 26 Pascucci, I., Laughlin, G., Gaudi, B S., Kennedy, G., Luhman, K., Mohanty, S., & Skemer, A (2011) Planet Formation Around M-dwarfs: From Young Disks to Planets arXiv preprint arXiv:1101.1913 27 Stassun K G., Mathieu R D., Valenti, J A (2006), “Discovery of Two Young Brown dwarfs in An Eclipsing Binary System”, Nature, 440(7082), pp 311-314 28 Whitworth, A.; Stamatellos, D.; Walch, S.; Kaplan, M.; Goodwin, S.; Hubber, D.; Parker, R (2009), “The formation of brown dwarfs”, Proceedings of the International Astronomical Union, 266, pp 264-271 29 Andrews, S M., & Williams, J P (2005) Circumstellar dust disks in Tauru Auriga: the submillimeter perspective The Astrophysical Journal, 631(2), 1134 52 30 Gagné, J., Mamajek, E E., Malo, L., Riedel, A., Rodriguez, D., Lafrenière, D., & Doyon, R (2018) BANYAN XI The BANYAN Σ multivariate Bayesian algorithm to identify members of young associations with 150 pc The Astrophysical Journal, 856(1), 23 31 Carpenter, J M., Mamajek, E E., Hillenbrand, L A., & Meyer, M R (2006) Evidence for mass-dependent circumstellar disk evolution in the Myr old upper scorpius OB association The Astrophysical Journal, 651(1), L49 32 Gillon, M., Jehin, E., Lederer, S M., Delrez, L., de Wit, J., Burdanov, A., & Queloz, D (2016) Temperate Earth-sized planets transiting a nearby ultracool dwarf star Nature, 533(7602), 221-224 33 Ricci, L., Testi, L., Natta, A., Neri, R., Cabrit, S., & Herczeg, G J (2010) Dust properties of protoplanetary disks in the Taurus-Auriga star forming region from millimeter wavelengths Astronomy & Astrophysics, 512, A15 34 Najita, J R., Strom, S E., & Muzerolle, J (2007) Demographics of transition objects Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 378(1), 369-378 35 Subhanjoy Mohanty., Jane Greaves., Daniel Mortlock (2013), “Protoplanetary disk masses from stars to brown dwarfs”, The Astrophysical Journal, 773(2) pp.1330 36 Akeson, R L., Jensen, E L., Carpenter, J., Ricci, L., Laos, S., Nogueira, N F., & Suen-Lewis, E M (2019) Resolved young binary systems and their disks The Astrophysical Journal, 872(2), 158 37 Ward-Duong, K., Patience, J., Bulger, J., Van der Plas, G., Ménard, F., Pinte, C., & De Rosa, R J (2018) The Taurus Boundary of stellar/substellar (TBOSS) survey II Disk masses from ALMA continuum observations The Astronomical Journal, 155(2), 54 38 Rilinger, A M., & Espaillat, C C (2021) Disk Masses and Dust Evolution of Protoplanetary Disks around Brown Dwarfs The Astrophysical Journal, 921(2), 182 39 Barenfeld, S A., Carpenter, J M., Ricci, L., & Isella, A (2016) ALMA observations of circumstellar disks in the upper scorpius OB association The Astrophysical Journal, 827(2), 142 40 Testi, L., Natta, A., Scholz, A., Tazzari, M., Ricci, L., & de Gregorio Monsalvo, I (2016) Brown dwarf disks with ALMA: Evidence for truncated dust disks in Ophiuchus Astronomy & Astrophysics, 593, A111 41 Allard, F (2014) The PHOENIX Model Atmosphere Grid for Stars In SF2A2016: Proceedings of the Annual meeting of the French Society of Astronomy and Astrophysics, pp 223-227 42 Pascucci, I., Testi, L., Herczeg, G J., Long, F., Manara, C F., Hendler, N., & Olofsson, J (2016) A steeper than linear disk mass–stellar mass scaling relation The Astrophysical Journal, 831(2), 125 53 43 Kraus, A L., & Hillenbrand, L A (2009) The coevality of young binary systems The Astrophysical Journal, 704(1), 531 44 Hildebrand, R H (1983) The determination of cloud masses and dust characteristics from submillimetre thermal emission (No PREPRINT-9) 45 Wyatt Mark C (2008), “Evolution of Debris Disks”, Annual Review of Astronomy & Astrophysics, 46(1), pp 339-383 46 Lestrade J F., Matthews B C., Sibthorpe B (2012), “A Debris Disk around The Planet Hosting M-Star GJ 581 Spatially Resolved With Herschel”, Astronomy and Astrophysics, 548, id A86 47 Alibert, Y., Venturini, J., Helled, R., Ataiee, S., Burn, R., Senecal, L., & Schönbächler, M (2018) The formation of Jupiter by hybrid pebble-planetesimal accretion Nature astronomy, 2(11), 873-877 54 Phụ lục Mơ hình phân bố lượng (SED) 30 vật thể 55 56 57 58 59 Phụ lục Kết tính tốn từ mơ hình lý thuyết dựa vào mối quan hệ khối lượng bụi thông lượng xạ 30 vật thể Tên vật thể 2MASS J04394488+2601527 J04322210+1827426 J04174955+2813318 J04155799+2746175 J04422101+2520343 J04141458+2827580 J04334465+2615005 J04202555+2700355 J04284263+2714039 J04141760+2806096 J04181710+2828419 J04230607+2801194 J04262939+2624137 J04390163+2336029 J04400067+2358211 J04141188+2811535 J04394748+2601407 10 AU M dust Td (K)  M   37 30 28 29 31 47 32 25 26 27 21 25 22 30 24 21 27 1,3 7,1 2,7 4,1 4,7 2,9 5,9 2,9 0,2 5,4 0,2 0,8 1,4 0,1 1,1 0,1 0,8 20 AU M dust Td (K)  M   27 22 20 21 23 33 23 18 19 20 16 19 16 22 18 15 19 40 AU M dust Td (K)  M   Taurus (1 triệu năm) 1,9 21 2,6 10,5 18 13,7 4,0 17 5,1 6,1 17 7,8 6,9 19 9,0 4,3 15 6,0 8,7 19 11,4 4,4 15 5,5 0,3 16 0,4 8,1 16 10,3 0,3 14 0,4 1,2 16 1,5 2,2 14 2,7 0,2 18 0,2 1,7 15 2,1 0,2 13 0,2 1,2 16 1,5 60 AU M dust Td (K)  M   80 AU M dust Td (K)  M   (K)  M  19 16 16 16 17 22 17 14 15 15 13 15 13 17 14 13 15 18 15 15 15 16 21 16 13 14 14 12 14 12 16 13 12 14 16 14 14 14 15 19 15 13 13 13 11 13 12 14 12 11 13 3,8 18,6 6,9 10,5 12,4 8,6 15,7 7,3 0,6 13,9 0,5 2,0 3,5 0,3 2,8 0,3 2,0 3,1 15,3 5,7 8,7 10,2 7,0 12,9 6,1 0,5 11,4 0,4 1,7 2,9 0,3 2,3 0,3 1,6 3,3 16,5 6,1 9,3 11,0 7,6 13,9 6,4 0,5 12,2 0,5 1,8 3,1 0,3 2,5 0,3 1,82 100 AU M dust T d 60 J16052556-2035397 J16053215-1933159 J16062277-2011243 J16024575-2304509 J15555600-2045187 J15560104-2338081 J15591135-2338002 J16100541-1919362 28 26 29 22 19 17 16 17 0,3 0,05 0,1 0,05 0,2 0,6 0,7 0,1 20 19 21 16 14 13 12 13 J16270659-2441488 J16281271-2411355 J16262189-2444397 J16273742-2417548 J16272658-2425543 25 19 26 17 22 0,7 2,1 0,3 1,9 0,8 19 14 19 13 16 Upper Scorpius (5 triệu năm) 0,4 17 0,5 16 0,08 16 0,1 15 0,2 17 0,2 16 0,09 14 0,1 13 0,3 12 0,4 12 1,0 12 1,1 11 1,1 11 1,3 11 0,3 12 0,3 11 Rho Ophiuchus (1 triệu năm) 1,1 16 1,4 15 3,3 13 4,1 12 0,5 16 0,6 15 3,1 12 3,7 11 1,3 14 1,7 13 0,6 0,1 0,3 0,1 0,4 1,2 1,4 0,4 15 14 15 12 11 10 10 10 0,7 0,1 0,3 0,1 0,5 1,3 1,5 0,4 14 13 14 12 10 10 10 10 0,8 0,2 0,3 0,2 0,6 1,2 1,7 0,5 1,6 4,4 0,7 4,0 1,9 14 11 14 11 13 1,7 4,7 0,8 4,2 2,0 13 11 13 10 12 2,0 5,6 0,9 5,0 2,4 61 XÁC NHẬN CỦA NGƯỜI HƯỚNG DẪN KHOA HỌC 62