Khóa luận tốt nghiệp Vật lý: Khảo sát một số đặc tính của đĩa bụi xung quanh các ngôi sao lùn có kiểu phổ M - trễ trong những nhóm sao trẻ lân cận mặt trời

Đĩa tiền hành tinh được hình thành từ khí và bụi nguyên thủy xuất hiện xung quanh các ngôi sao trẻ trong các giai đoạn phát triên đầu tiên giai đoạn 1 va 2.. Sau khi các hành tinh hình t

BỘ GIÁO DUC VA DAO TAO TRUONG ĐẠI HOC SU PHAM TP HO CHÍ MINH

KHOA VAT LY

TRAN NGOC QUANG

KHOA LUAN TOT NGHIEP

CO KIEU PHO M-TRE TRONG NHUNG

NHOM SAO TRE LAN CAN MAT TROI

Chuyén nganh: Su pham Vat ly

Cán bộ hướng dẫn: ThS Nguyễn Thanh Dat

TP Hồ Chí Minh năm 2021

BO GIÁO DUC VÀ DAO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP HÒ CHÍ MINH

KHOA VẬT LÝ

KHẢO SAT MOT SO DAC TINH CUA ĐĨA

BUI XUNG QUANH CAC NGOI SAO LUN

CO KIEU PHO M-TRE TRONG NHUNG

Người thực hiện: Tran Ngọc Quang

Người hướng dân khoa học: ThS Nguyễn Thanh Đạt

Người hướng dẫn Chủ tịch hội đông

ThS Nguyễn Thanh Đạt TS Cao Thị Sông Hương

TP Hồ Chí Minh năm 2021

LỜI CẢM ƠN

Từ những ngày đầu thực hiện đến khi hoàn thành khóa luận, đó là cả một quátrình cố gắng học tập và trưởng thành lên từng ngày của ban thân tôi Trong quá trình

đó thay cô, gia đình, bạn bè đã giúp đỡ, hỗ trợ và động viên tôi rất nhiều Vì vậy xin

cho phép tôi được bày tỏ lòng biết ơn sâu sắc đến:

- Thay ThS Nguyễn Thanh Đạt (Giảng viên khoa Vật lí - Trường Dai học Sư

phạm Tp Hồ Chí Minh), giảng viên đã trực tiếp hướng dan, hỗ trợ, diu dắt tôi thực hiện

khóa luận Thay Nguyễn Thanh Dat với kinh nghiệm, sự nhiệt huyết cùng lòng yêu nghề của mình - đã truyền đạt tận tình cho tôi các kiến thức chuyên môn, các kĩ năng mềm và

kĩ năng cứng,

- Quý thầy cô giảng viên khoa Vật Li Trường Đại học Sư phạm Thành phố Hồ

Chí Minh đã dạy dỗ, truyền đạt kiến thức, kinh nghiệm, sự nhiệt huyết với nghề cho em

trong suốt quá trình học tập tại trường Hơn bao giờ hết, tôi cảm nhận được sự quan tâm,dạy đỗ ân cần và tận tâm từ thay cô

Xin chân thành cảm ơn

Thanh phố Hồ Chí Minh, ngày 03 tháng 05 năm 2021

Sinh viên

Trần Ngọc Quang

DANH MỤC CÁC BANG

Danh sách một số nhóm sao trẻ trong vùng lân | 14-15

cận mặt trời bao gồm các tính chất vật lí như

khoảng cách và độ tuôi trung bình

Xác suat thuộc các nhóm sao trẻ của mười sao lùn | 21

có kiêu phô M- trễ,

Hệ sô bức xạ của 8 ứng viên có hiện tượng bức | 25

xạ dư hồng ngoại.

— _

Hinh 2.1 | Sự phat triển của đĩa tiên hành tinh Dia tién hanh

tinh có nhiều vòng đời và hau hết phần khí và bụi

trong đĩa sao như mặt trời nam mất sau 6 triệu năm.

Hình 2.2 | Khôi lượng bụi trong đĩa tiên hành tính và đĩa tản

du xung quanh ngôi sao có kiêu phô từ A,F,G,K và

M.

Hình 2.3 | Bầu trời phân bố các sao trẻ Hau hết các thành viên

sao trẻ đêu năm ở Nam bán cau, với một so trường

hợp ngoại lệ (UMA, CBER, PLE, HYA, TAU,

I1STAU).

Hai mô hình phân bô phô theo năng lượng của vật

thẻ GJ 182 và GJ 803

Giao diện tính toán xác suât nhóm sao của công cụ

ctu yến BANYAN

_ w

+

_ ~~ ' _— œ

te+

Mô tả mô hình nhân bô phô năng lượng và hình ảnh

từ WISE ở băng W3, W4 của 6 sao làn kiêu M-tré

có bức xạ dư hong ng ai.

Mô hình phân bô phô năng lượng gôm phô của ngôi sao và phô của bức xạ từ đĩa cho sau sao lùn có bức

xạ dư hông ngoại.

14 Hình43 | Gian do cap sao tuyệt đôi tại băng J- DENIS theo hệ

số I— J cho sấu sao lùn kiều phô M-tré Các đường

biéu diễn khối lượng và độ tuôi được vẽ dựa trên

các mô hình khí quyền của CIFIST2011 BT-Scttl.

toe

tre t2 k2 8 hÀ 8

M,: là khối lượng Mộc tinh, 1 M,=I,899.10”kg

M, : là khôi lượng Mặt trời, 1 M,=1.989.10”kg

pe: viết tắt của parsec, 1 pc=3,086.10'°m

AU: là viết tất của đơn vị thiên văn, 1 AU =1,496.10 1m

L„ : là độ trưng của Mặt trời, | L., = 3,846.10" W

erg: là đơn vị do năng lượng và công cơ học trong hệ đơn vị CGS,

Lerg=10”J

R,,: là bán kính của Mặt trời, 1 R = 6,96.10” m

R,: là bán kính của Mộc tinh, 1 R, = 6,99.10” m km

Jy: viết tắt của Jansky, là đơn vị ngoài hệ SI cúa mật độ thông lượng

lJy= 10° mly = 107° W.m2.HzÌ (SÙ = 10/2 erg.s em HzÌ (cgs)

MỤC LUC

LOT CAM ON ooo ảầẳỪỶẳộỪEĐ ĂHĂHĂHĂHH Ả iDANH MUC 9.179 c1 iiDANH MỤC HINH VE, ĐỎ TÌHỊ 2 5222232 E2 E23222221172311173722122112-122- iiiDANH MỤC CÁC HANG SO VA DON VJ vvcsssessesssesssesssessesseesnesneenveenessnnsesrsenenenven iv

1.2.1 Sự hình thành như các sao thông thường SH 6

1.2.2 Các giả thuyết hình thành và tiến hóa của sao làn nâu 5-5+- §

1.2.2.1 Mô hình sao làn nâu hình thành như các sao thông thường khỗi lượng thấp

§

1.2.2.1.1 Sự phân mảnh "1080 1ã aaa §

1:32:1.2.5u:phẩnmanhiHDBi(ỗThiosssnaisnoiiitiiniiiinttii6iiii410020102011361533003200923002831 §1.2.2.2 Co ChE MAY nh ÖÖÒo-‡4444 Ô 91:3 Vũng tim kiếm, phát hiện sao lủn BU scssscssisessssssssassessscassossssssasssosisessnessissasessisesas 9

1:3.1 Vũng lân cận mặt(NồỒÏ::-:::-:::-::::::::ccccccc:2c22002200212012211221252112211263152315653552535555 55351 9

1.3.2 Vùng hình thành Sao 2H HH HH g0 HH n0 8080102/00 9

Chương 2: ĐĨA BỤI XUNG QUANH SAO LÙN NÂU VÀ SAO CÓ KHÓI

LƯỢNG RAT THÁP À 22-22 E22 ECSEEES4E21117111221172111211122112712117217711-12 21 e2 10

2.1 Đĩa bụi xung quanh sao lùn nâu và sao có khối lượng rất thấp - 10

PA, Septien heareia Gia Oil sess sosasnscsncsncmicnesnenumsnnnnsnemenannens 10

2.1.2 Đĩa tiền hành tinh và đĩa chuyền ti€p .0ccccccecece esse essseessesssesssesssesseesseen 1]

2.3 Những nhóm sao tre trong vùng lân cận Mặt trời Series 13

2.4 Hiện tượng bức xạ dư hông ngoại từ đĩa của ngôi sao Một số khảo sát, nghiên cứu

vẻ đĩa của các sao trẻ có kiều phô M-tré trong những nhóm sao trẻ 15

Chuong 3: KHAO SAT CAC SAO LUN CO KIEU PHO M-TRE TRONG

NHỮNG NHÓM SAO TRE LAN CAN MAT TRỜI - 2-22 222222222 183i Mi neta NON cae acc ne aneatesnnscasneaiecanstnatiatneartestesanneonsecineneneieemain 18

3.2 Công cụ BANYAN & vả khảo sắt thành viên cua các nhóm sao trẻ lần cận Mat trời

dải :843138395443:83155gã335335133513g54Eã41583313952481843146314843344312331303838381443392194043:835:5355535g5313ã435ã816.g55053333 18

S21 \COns CUIBANW AID: cessicacerossssesecasssscsessseanssorsesscssavassaveseveecssoatesaunvsiaesaeonieas 18

3.2.2 Khao sát thành viên của các nhóm sao trẻ lân cận Mat trời 19

3.3 Mô hình phân bố phô theo năng lượng -. 2-22-22222222EEzcEEzcEEzcrxzcrxecrvec 213.4 Phuong pháp xác định các ứng cử viên có hiện tượng bức xa dư hỏng ngoai 23

Chương 4: XÁC ĐỊNH MOT SO TÍNH CHAT VAT LY CUA ĐĨA BUI XUNG

QUANH CAC UNG CỬ VIÊN TRONG NHỮNG NHÓM SAO TRE 25

4.1 Các sao làn kiểu M-trễ có phát hiện hiện tượng bức xạ dư hồng ngoại 254.2 Mô hình phân bố phô nang lượng và kết quả tính toán một số tính chất của đĩa bụi

xung quanh sáu các sao lùn có bức xạ dư hồng ngoại -2-522-52c2scccsvczcczzcrsee, 2§

4.3 Thảo luận - - 11 110 1111 1111111 1H TH K1 0 1 5 v22 30

4.3.1 Thành viên sao có khôi lượng thấp hay sao lùn nâu của các nhóm sao trẻ 30

4.3.2 Đặc điểm của đĩa xung quanh các sao có khối lượng cực thấp vào sao lùn nâu.

33

KET LUẬN VÀ KIÊN NGHỊ, S2 St SỰ 111211122112211211111000210021102111 se 35

TÀI LIEU THAM KHAO - 5 56 2 22211121111 00110112 1111211 1001011011222 36

PHUINIE zs::z:;z2:::2:::2ii:2i02170220120012110211111111211131133301381333138518853835888381535383535935988885831393533ããgaai 41

PHAN MỞ ĐẦU

Sự tồn tại của sao lùn nâu (SLN) đã được tiên đoán về mặt lý thuyết bởi Kumar

năm 1963 Nhưng hơn 30 năm sau, các nhà thiên văn học mới phát hiện các SLN đầutiên bang quan sát (Rebolo và cộng sự 1995: Nakajima và cộng sự 1995) Ngay sau

đó một lượng lớn các SLN được khám phá xung quanh các ngôi sao trong dãy chính,

hoặc ở các vùng hình thanh sao, hoặc chúng trôi nỗi tự do trong vùng lan cận Mat

trời.

Các SLN có khôi lượng nằm trong khoảng từ 13 đến 75 khối lượng Mộc tinh,

chúng không đủ nặng dé đốt cháy hydrogen nhưng có thé thực hiện phản ứng đốt

cháy deuterium Xét về khối lượng chúng nằm giữa các sao thông thường và hành

tỉnh.

Mật độ SLN khá phổ biển trong vũ trụ, tuy nhiên nguồn góc của loại sao này

vẫn đang là dé tài tranh cai do khối lượng của SLN quá nhỏ dé hình thành theo cách

như các sao thông thường từ sự sụp đô hấp dẫn của các đám mây phân tử Có hai mô

hình được đưa ra dé giải thích vẻ sự hình thành SLN: mô hình giống sao

(star-like-model) và mô hình đây ra (ejection-(star-like-model), trong đó nhiều dấu hiệu, quá trình vật lýnhư đĩa bụi, luồng phụt lưỡng cực, được quan sát quanh các SLN trẻ đã ủng hộ

mạnh mẽ mô hình đầu tiên.

Đĩa tiền hành tinh được hình thành từ khí và bụi nguyên thủy xuất hiện xung

quanh các ngôi sao trẻ trong các giai đoạn phát triên đầu tiên (giai đoạn 1 va 2) Sự hình thành hành tinh dién ra bên trong đĩa qua các quá trình kết tinh, va chạm hap dẫn Sau khoảng 6 triệu năm, phần lớn khí và bụi trong đĩa của ngôi sao bị biến mất

(Wyatt 2008) Sau khi các hành tinh hình thành, đĩa bụi có nguồn gốc từ các tiêu hànhtinh được phát hiện xung quanh một số ngôi sao Đĩa bụi này được gọi là đĩa tàn dư,

bên trong đĩa bụi van tiếp tục được tạo ra qua sự va chạm của các tiêu hành tinh, hay

sự bay hơi của các sao chôi

Đĩa tiên hành tinh đã được phát hiện xung quanh các SLN và sao có khối lượng cực thấp trẻ (kiểu phd > MS) trong các vùng hình thành sao như Taurus, Ophiuchi, Cac quan sát cho thay đĩa của các SLN trẻ có những dấu hiệu của sự hình

thành hành tinh như sự kết tinh, tang kích thước của bụi (Apai và cộng sự 2005;

Phan-Bao và cộng sự 2008, 2011) Dia tan du đã được tìm thấy xung quanh một số sao lùn

kiêu phỏ M Đặc biệt việc phát hiện hệ bay hành tinh kiêu Trái Dat xung quanh ngôi sao lùn cực lạnh M8 TRANPPIST-1 (Gillon và cộng sự 2016) đã cho thầy sự hình thành các hành tinh kiểu Trái đất xung quanh SLN và sao có khối lượng cực thấp Điều đó cũng chứng tỏ các giai đoạn tiễn hóa của SLN có những đặc điềm tương tự

như các sao thông thường Như vậy, những phát hiện và nghiên cứu vẻ tính chất của

đĩa bụi xung quanh các SLN trẻ giúp hiệu rõ hơn về nguồn gốc của SLN vả sự hình

thành hành tinh xung quanh loại sao này.

Trên những cơ sở đã nói trên, dưới sự hướng dẫn của ThS Nguyễn Thanh Đạt

tôi đã chọn dé tài: “Khao sát một số đặc tính của đĩa bụi xung quanh các ngôi sao lùn

có kiểu phố M-trễ trong nhóm sao trẻ lân cận Mặt trời” nhằm cung cấp các chỉ dẫn quan trọng dé phát hiện va nghiên cứu tinh chat của đĩa xung quanh các SLN.

Mục tiêu của khóa luận là tìm kiếm các ứng viên SLN trẻ có đĩa bụi trong các

nhóm sao trẻ lân cận Mặt trời Sau đó phân tích một số tỉnh chất của đĩa như nhiệt độbụi, tỷ số độ trưng của đĩa, từ đó phân loại dạng đĩa (đĩa tiền hành tỉnh, đĩa chuyển

tiếp hay đĩa tàn dư) Trong quá trình thực hiện khóa luận em đã sử dụng một sỐ thuật toán bằng ngôn ngữ lập trình fortran để ước tính các tính chất của đĩa và sử dụng chương trình con pgplot( thư viện đồ họa) để hiển thị hình ảnh.

Đề tai sẽ mang một cái nhìn khái quát hơn về tinh chat của các sao lùn nâu trẻtrong độ tuôi dưới 200 triệu năm Cũng là cơ sở cho các nghiên cứu vẻ sự hình thành

va phát triển của sao lùn nâu

Nội dung khóa luận có bố cục như sau:

Chương 1: Tông quan về sao lùn nâuChương 2: Đĩa bụi xung quanh sao lin nâu và sao có khối lượng rất thấpChương 3: Khao sát các sao lùn nâu có kiều phố M-trễ trong những nhóm sao

trẻ lân cận Mặt trời

Chương 4: Xác định một số tính chất vật lí của đĩa bụi xung quanh các ứng cử

viên trong những nhóm sao trẻ

Chuong 1: TONG QUAN VE SAO LUN NAU

1.1 Sao lùn nâu

1.1.1 Sao lùn nau

Sao lùn nâu (SLN) là các vật thê có khối lượng nằm trong khoảng từ 13 đến

75 M, (1M,=1,899.10°’kg: khối lượng Mộc tinh), chúng không đủ nặng để đốt

cháy hydrogen nhưng có the thực hiện phản ứng dot cháy deuterium Xét về khôi lượng chúng năm giữa các sao thông thường và hành tỉnh Hình 1.1.1 mình họa về kích thước của sao lùn nâu so với Mặt trời, sao khôi lượng thap, Mộc tinh vả, Trái

đất

Hình 1.1 Sao lần nâu so với các sao thông thường và hành tỉnh,

1.1.2 Các tính chât vật lý của sao lùn nâu

1.1.2.1 Khối lượng

Khối lượng lả tinh chất vật lý cơ bản nhất của sao lùn nâu vì nó quyết định tất

cả các tính chất khác, chăng hạn như nhiệt độ, bán kính, kiều pho Dựa vào các mô

hình tiền hóa lí thuyết [L1] khối lượng của SLN được ước tinh trong khoảng 13 đến

75 khối lượng Mộc tinh, tương ứng với 0,013 đến 0,075 khối lượng Mặt trời (1 Masse

ườ = 1,989.10" kg) Các phép đo khối lượng trực tiếp của SLN được khảo sát cho

thấy khoảng giá trị nay là phù hợp [39]

1.1.2.2 Nhiệt độ

Nhiệt độ của SLN phụ thuộc vào cả khối lượng vả độ tuôi Sao lùn nâu cỏ

nhiệt độ hiệu dụng khoảng 500K đến 2500K [25] Vào năm 201 1, qua việc phân tích

đữ liệu từ kính không gian WISE các nhà thám hiểm của NASA đã phát hiện ra sáu

ngôi sao lùn nâu cực kì lạnh được gọi là sao lùn Y, có nhiệt độ thấp tới 300K, tức là

nhiệt độ cơ thé người Những sao lùn nâu này rất gần ranh giới của sao lùn nâu vàhành tinh không 16

SLN già có bán kính gần như bang bán kính sao Mộc ( IRI=778 10km: bán

kính sao Mộc) đối với các SLN gia ( khoảng 1 tỉ năm tuổi) [6] Đối với SLN kiêu Mặt

trời có bán kính lớn hon, lớn hơn 3 lần bán kính SLN già bán kính SLN tùy thuộc vào độ tuôi của chúng do trong giai đoạn hình thành các SLN chưa co rút đến bán

kính cuối cùng của nó

Bán kính SLN có thé bị anh hưởng của từ trường , yếu tô này làm gia tăng

đáng kê từ 10-15% bán kính [17].

1.1.2.4 Kiéu phô

* Các sao trên day chính: Các sao thông thường ở dãy chính được phân loại

theo các lớp phỏ từ nóng nhất đến lạnh nhất O, B, A, F, G, K, M Nhiệt độ của sao

giảm dân từ O đến M Ví dụ như: sao có lớp phô O là nóng nhất, giảm dần đến sao

có lớp phô M là lạnh Bên trong các lớp phô còn chia ra thành 10 lớp nhỏ( từ 0 đến

* Cac sao thông thường, sao lùn nâu và hành tinh

O B A F G K M M9 L T Y

Sao Sao lùn nau Hanh tinh

- Sao lùn nâu được phân loại vào kiểu phố M-muộn (> M5), L, T va Y

+ Dối với các sao lùn nâu lớp phô M: Quang phô của chúng được chi phối bởi

các dai hap thụ phân tử titanium oxide(TiO) và vanadium oxide(VO).

+ Đối với các sao lùn nâu lớp phô L: Các oxide kim loại bién mat nhanh chóng,

thay vào đó các dai hap thụ của kim loại hydride mạnh( như: FeH,CrH, MgH, CaH)

vả các đải hấp thụ của alkali nỗi bậc (như: Nal, KI, CsI, Rb]).

+ Đối với các sao lùn nâu lớp phô T: Năm 2002 một số nhà khoa học đã khám

phá sao lin methane (CH4) va dẫn đến định nghĩa lớp phổ mới T cho sao lùn nâu

lạnh hơn sao lùn lớp phô L.

+ Đối với các sao lùn lớp phd Y: được cho rằng thậm chí còn lạnh hơn lớp phô

T phô hong ngoại gan (NIR) của chúng phải có NH3 đủ đê xếp vào một lớp phô mới.

Vẻ mặt lí thuyết lớp phỏ Y được dé xuất cho các SLN siêu lạnh có nhiệt độ dưới

1.2 Quá trình hình thành và tiến hóa của sao lùn nâu

1.2.1 Sự hình thành như các sao thông thường

Các ngôi sao hình thành từ các đám mây phân tử không lồ Đám mây phân tử

có thành phần chủ yếu là các phân tử khí, trong đó có nhiều nhất hydrogen va carbon monoxide Và thành phần quan trọng khác là bụi có kích thước rất nhỏ ( từ vải đến

vai chục micromet), tại đây các nguyên tử hydrogen ( hay các nguyên tử khác) gặp

nhau và kết hợp tạo thanh phân tử Trong quá trình đám mây phân tử co lại dưới tác

dụng của lực hấp dẫn, khôi lượng riêng trung bình của chúng tăng lên Khi sự co lại

dién ra đủ mạnh và càng lúc càng nhanh hơn trong các vùng có mật độ cao, đắm mây

phân tử dan tan vỡ thành một lượng lớn đám mây riêng lẽ Các đám mây riêng lẽ này

các là khối khí và bụi (gọi 14 lõi tiền sao) Các lõi tiền sao sẽ bắt đầu co rút dưới tác

dụng của lực hấp dẫn của chính nó, khởi đầu cho quá trình hình thành sao.

Qúa trình co rút của lõi tiền sao chỉ có thé xảy ra khi lõi tiền sao có khôi lượng

lớn hơn hoặc bằng khối lượng leans (khối lượng tối thiêu dé trọng lực của vật thê

thắng được các lực chéng đỡ va bắt đầu co rút hap dan) Qua trình tiền hóa của các

tiền sao bắt đầu co rút có thể chia làm hai giai đoạn: Giai đoạn an minh và giai doan

lộ diện.

Giai đoạn 1: Thời kì ân mình

Khi trọng lực của lõi tiền sao thắng các lực chống đỡ thì khối lượng của lõitiền sao lớn hơn khối lượng tôi thiêu Jeans và lõi tiền sao bắt đầu co rút hap dan Saukhi lõi tiền sao bắt đầu co rút hấp dẫn hình thành tiền sao, các hạt vật chất vẫn tiếp

tục bị lực hấp dẫn hút vào, nhưng do động năng quay khác nhau, những hạt có động

lượng quay nhỏ thì rơi vào một mặt phang ở ngoài ria cắt ngang tiền sao, tạo thành

một đĩa bồi đắp xung quanh tiền sao (đĩa tiền hành tinh) và những hạt có động lượng

quay lớn thì rơi vào đĩa bồi đắp ở vị trí tiền sao xa hơn

Giai đoạn ân mình

10.004 te

"“-12400AJ-=# Giw=0 ?—DIAU > 100,060 yours

Giai đoạn lộ điện

1,329 (0 to }e— 100 AL—> 53,090,000 years

Hinh 1.5 Các giai đoạn hình thành sao lùn nâu

- Khi tiền sao trung tâm va đĩa tiên hành tỉnh đã hình thành, vật chất từ môi trường

xung quanh vẫn tiếp tục rơi vào đĩa tiền hành tinh và đi chuyên vao trung tâm nhưng

chỉ khoảng 50 % vật chất tiếp tục bôi đắp cho lõi tiền sao Phần còn lại được trả ngược

trở lại ra môi trường bên ngoài thông qua luồng phụt lưỡng cực phân tử khí, vuông

góc với mặt phăng đĩa

- Bởi vì khởi điểm của giai đoạn tiền sao được tính ngay từ lúc lõi tiền sao co rút, hauhết vật chat tồn tại cuối cùng trong ngôi sao được bồi đắp ở thời kì an mình nay

Giai đoạn 2: Thời kì lộ diện

Bắt đầu giai đoạn này luồng phụt đã phá vỡ được vỏ bọc bên ngoài và dan tan biến,

chi còn tiền sao trung tâm và đĩa tiền hành tinh Lúc này tiền sao đã gom đủ khối

lượng và xảy ra các phản ứng hạt nhân sau đó trở thành một ngôi sao thực thụ.

1.2.2 Các giả thuyết hình thành và tiến hóa của sao lùn nâu

1.2.2.1 Mô hình sao lùn nâu hình thành như các sao thông thường khối lượng

thấp

1.2.2.1.1 Sự phân mảnh hỗn loạn

Trong đám mây phân tử có sự nhiễu loạn siêu âm ( từ vụ nỗ của ngôi sao không

lô ) đã tạo ra các vùng có vận tốc rất cao Dong năng của dòng chảy hỗn loạn siêu âm

thường lớn hơn 100 lần năng lượng chuyên động nhiệt Dòng chảy hỗn loạn siêu âm

này tập hợp, ghép và nén thành một khối khí tạo nên khối khí và bụi có khối lượng rất thấp, đủ day và nặng dé 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 Đây được gọi là quá trình phân mảnh hỗn loạn.

Tuy nhiên đây chi là giả thuyết nên việc kiểm chứng giả thuyết vẫn chưa được

thực hiện.

1.2.2.1.2 Sự phân mảnh hap dẫn

Các sao thông thường có khối lượng trung bình đến lớn, được hình thành từ đám mây phân tử theo mục 1.2.1 Các ngôi sao này sẽ liên kết hap dẫn với nhau tạo

thành hệ sao Hệ sao này tạo ra trọng lực hấp dẫn trong đám mây phân tử hỗn loạn

hút khí vảo trong Trọng lực sẽ nén các khí nay thanh dòng khí dạng sợi Dòng khí

dang sợi bị nén bởi thế năng hap dẫn của hệ sao và trong lực hap dẫn của chính nó Các khói khí nay có mật độ đủ cao sẽ co rút lại và hình thanh lõi tiền sao Các lõi tiền

sao này sẽ hình thành sao lùn nâu và sao có khôi lượng thập.

1.2.2.2 Cơ chế đầy ra

Nhiều nghiên cứu về các sao thuộc dãy chính và sao đã tiến hóa cho thấy có khoảng 15% đến 20% các sao là các hệ gồm nhiều vật thé tiền sao ( ít nhất 3 tiền sao).

Trong hệ nhiều vật thé tiền sao này một thành viên có khối lượng rất thấp có thé bị

đây ra khỏi hệ Vì những phôi tiền sao này có khối lượng rất thấp, chúng bị mat kén

khí va do không thê tự bôi đắp khí dé tăng khối lượng nên chung duy trì khối lượngthấp của mình và sẽ trở thành sao lùn nâu hoặc sao có khối lượng thắp hoặc vật thé

có khôi lượng hành tinh.

Những quan sát thực nghiệm không ủng hộ cơ chế nay Do đó có thé một số ít

sao lùn nâu được tạo ra bởi mô hình nay nhưng không phải là tat cả sao lùn nâu.

1.3 Vùng tìm kiếm, phát hiện sao lùn nâu

1.3.1 Vùng lần cận mặt trời

Vùng lân cận Mặt trời được xem như một vùng không gian hình cầu có bán

kính khoảng đưới 200 parsec (pc) tinh từ Mặt trời ( Ips=3,08568 I0'°m, tính từ Mặt trời) Day là nơi theo lý thuyết vẫn còn một số lượng lớn sao lùn nâu và vật thé có

khối lượng thấp chưa được phát hiện Do ánh sáng phát ra từ các sao lùn nâu rất yếunên việc tìm kiếm, phát hiện chúng ớ khoảng cách gần ( trong vùng lân cận Mặt trời)

sẽ có ích khi nghiên cứu về các đặc tính của sao lùn nâu

1.3.2 Vùng hình thành sao

Dai Ngân ha của chúng ta có rất nhiều vùng hình thành sao khác nhau như:

Rho Ophiuchi (125pc), Taurus (140), TW Hydrae (ŠSŠpc), Chúng có khoảng cách

từ 50 pc đến vai trăm pc tính từ Mặt trời Đặc biệt các vùng này có độ tuôi khoảng

vài triệu năm - tương đối trẻ so với tuôi của Mặt trời (4,5 tỷ năm) Các vùng hìnhthành sao mang lại cơ hội phát hiện SLN khi độ sáng của chúng cao nhất, chứng kiến

các giai đoạn hình thành sớm nhất của chúng, kiểm tra được các đặc tính của chúng

thay đôi như thé nào theo các điều kiện hình thành sao Do đó, các vùng hình thành sao là nơi phù hợp đề tìm kiếm những sao lùn nâu trẻ hay các tiên sao lùn nâu đang

se ` ` ay:4 À ` ` * ,

trong giai đoạn hình thành de hiệu rõ hơn về sự hình thành của chúng.

Chương 2: DIA BỤI XUNG QUANH SAO LUN NÂU VA SAO CO KHOI

LƯỢNG RAT THÁP

2.1 Đĩa bụi xung quanh sao lùn nâu và sao có khối lượng rất thấp

Dĩa bụi là cấu trúc đặc biệt tổn tại và hình thành trong suốt các giai đoạn tiền

hóa của ngôi sao Các nghiên cứu vẻ đặc tính và quá trình bên trong đĩa là chìa khóa

dé khám phá sự hình thành ngôi sao và các hành tinh xung quanh Đĩa bụi đã được

tim thay và nghiên cứu xung quanh nhiều loại sao khác nhau, từ các sao không 16 loại

A, các sao kiêu Mặt trời và các sao có khối lượng rất thấp ( sao VLM, M„„„< 0,3 Mu

ui), đặc biệt là SLN Đĩa bụi xung quanh SLN và sao VLM có kích thước tương đối

nhỏ so với các sao thông thường Nội dung phan này sẽ trình bày tong quan về sự tiễn

hóa của đĩa bụi, đĩa tiền hành tinh, đĩa chuyền tiếp và đĩa tàn dư xung quanh SLN và

sao VLM.

2.1.1 Sự tiến hóa của đĩa bụi

Đĩa bụi và khí đặc được hình thành xung quanh lõi tiền sao trong các giai đoạn

đầu tiên (giai đoạn 1 và 2) gọi là đĩa tiên hành tinh Bên trong dia, quá trình kết tinh

các hạt vật chất, va chạm hap dẫn tạo thành các tiêu hành tinh và lõi tiền hành tinh.Sau khoảng 6 triệu năm (xem biêu đồ 2.1), phần khí và bụi của đĩa xung quanh các

sao kiểu Mặt trời dần bị phân tán và mất đi do quá trình bồi đắp của ngôi sao và hành tỉnh [28] Một số sao VLM và SLN có thé có thời gian sống dai hơn Một số ngôi sao trải qua giai đoạn ngắn với đĩa nghèo khí và bụi nguyên thủy, gọi là dia chuyên tiếp (9.14.43] Khi giai đoạn hình thành hành tinh kết thúc, bụi nguyên thủy không còn.

Bụi xung quanh ngôi sao tiếp tục được tạo thành qua quá trình va chạm liên tục củacác tiêu hành tinh, bốc hơi của các sao chôi với nhân cau tạo từ bằng và khí Thành

phan bụi thứ cấp này, cùng với các tiêu hành tinh, sao chôi được tạo thành trong giai

đoạn trước tạo thành đĩa tàn dư của ngôi sao Một SỐ nghiên cứu còn phát hiện được

một số ngôi sao có đĩa tàn đư được hình thành từ phần còn lại của một đĩa nguyên

thủy bị phân tán [45].

Hình 2.1 Sự phát trién của đĩa tiền hành tinh Đĩa tiền hành tinh có nhiều vòng

đời và hau hết phan khí và bụi trong đĩa sao như mặt trời năm mắt sau 6 triệu năm

[19].

2.1.2 Dia tiền hành tinh và đĩa chuyền tiếp.

Đĩa tiền hảnh tỉnh đã được phát hiện xung quanh một số các lõi tiền sao lùn nâu giai đoạn 1 [23] và nhiêu sao lùn nâu giai đoạn 2 [23] Đĩa của SLN tương đối nhỏ, thay đối từ vài chục đến đưới 150 đơn vị thiên văn tùy theo lớp phổ của SLN Một số mô hình tính toán chỉ ra chỉ 5% các SLN có đĩa lớn hơn 10 đvtv, tuy nhiên

nghiên cứu của Scholz et al 2006 ước tính bán kính đĩa của 20 SLN trẻ trong vùng

Taurus cho thay 25 % trong số được khảo sát có dia lớn hơn 10 đvtv , một nghiên cứu

khác cũng tìm thấy SLN có đĩa lớn hơn 20 đvtv Kết quả về việc đo bán kính đĩa SLN

đã ủng hộ cơ chế hình thành giống sao thông thường.

Các quá trình kết tỉnh vật chất, va chạm hấp dẫn đã được phát hiện trong đĩa

của một số SLN trẻ ở các vùng hình thành sao [15,36,37] đã chứng tỏ hành tỉnh có

thê hình thành xung quang các vật thẻ khối lượng rat thấp Khôi lượng của đĩa quanhSLN rất nhỏ so với các sao kiêu Mặt trời, khoảng vài chục khối lượng Trái Đất [44]

nên quá trình kết tỉnh của bụi, tính chất của hành tỉnh xung quanh các sao này còn

nhiều điều cần giải đáp

O một số vật thé khối lượng thấp sự hiện diện phát xạ H,, trong quang pho

khả kiến giúp cho chúng tôi biết được có tôn tại khí trong đĩa, điều đó chứng tỏ vật

thê đang chuyên đến trạng thái đĩa chuyên tiếp Trong các cuộc khảo sát chúng tôi

không tìm thấy đĩa chuyền tiếp có độ tuôi nhỏ hơn 20 triệu năm Tuy nhiên thời gian

phân tán dia chuyên tiếp được biết là nhỏ hơn đối với ngôi sao có khối lượng lớn, và

lớn hơn đối với những ngôi sao có khôi lượng như Mặt trời Do đó chúng có thé tồn

tai lâu hơn đối với sao lùn nâu vả sao có khối lượng thấp.

2.2 Các tính chất cơ bản của đĩa bụi

2.2.1 Nhiệt độ bụi

Nhiệt độ của bụi trong đĩa tàn dư không đồng đều và phụ thuộc vào vi trí Đề

đơn gián khi xây dựng m6 hình của đĩa tản du, bụi trong đĩa được coi như là vật den

tuyệt đối Khi đó nhiệt độ bụi chính 1a nhiệt độ của vật đen tuyệt đối.

2.2.2 Khối lượng bụi

Khối lượng bụi trong dia là một trong những thông số vật lí quan trọng đẻ mô

tả quá trình phát triển của đĩa bụi xung quanh ngôi sao

Khối lượng bụi nhìn thấy trong đĩa tàn dư thấp hơn khối lượng của đĩa tiền

hành tỉnh, như được minh họa trong Hình 3, cho thấy khối lượng bụi thu được từ các quan sát đưới milimét của đĩa tan du và đĩa tiên hành tinh.

Khối lượng bụi trong đĩa tàn dư là một phan nhỏ của khối lượng bụi trong đĩa

tiền hành tinh Người ta cho rằng quá trình tiễn hóa của đĩa tiên hành tinh không biến

mat 100% ma còn sót lại đĩa tàn dư.

Độ tuôi ( Triệu năm)

Hình 2.2 Khối lượng bụi trong đĩa tiền hành tinh và đĩa tan dư xung quanh ngôi sao

có kiêu phô từ A,F,G,K và M.[29]

2.2.3 Bán kính đĩa

Bán kính của đĩa bụi thay đôi theo kiêu phô và độ tuổi của ngôi sao Năm

2002, Matthew R Bate khảo sát 18 SLN, 14/18 SLN cho ban kính cỡ 20 đơn vị thiên

văn Trong số 4 SLN còn lại 3 SLN không có dia, chỉ có 1 SLN có bán kinh đĩa lớn

60 đơn vị thiên văn Các SLN có kiểu phố M thường có bán kính đĩa nhỏ hơn, cỡ 10đơn vị thiên van.(AU) Còn các sao có kiều phê A có bán kính dia có thê lên đến vàitrăm AU Tuy nhiên, dựa vào thông lượng quan sát ở vùng hồng ngoại xa và nhiệt độ

bụi, bán kính dia được ước tính thường nằm trong khoảng từ 5 AU đến 200 AU.

2.3 Những nhóm sao trẻ trong vùng lân cận Mặt trời

Vùng bao quanh mặt trời với khoảng cách đưới 200pc là nơi theo lý thuyếtvan con một số lượng lớn sao lùn nâu và vật thê có khôi lượng thấp chưa được pháthiện Trong hai thập kỉ qua nghiên cứu của nhiều nhà thiên văn học đã phát hiện một

số các sao Nhiều ngôi sao trong số nay có tuôi từ ~ 8 triệu năm đến gần 200 triệu

năm Vì những nhóm sao này rất gần trái đất, chúng cung cấp một số mẫu tốt nhất

cho vật li thiên văn học dé khảo sát sự tiến hóa ban đầu của các SLN và sao có khối

lượng thấp

Độ tuôi của ngôi sao có thé phụ thuộc vảo vị trí, phép do lithium, độ sáng củasao, vận tóc xuyên tâm, phát xạ H,

- Danh sách các thành viên chính bao gồm 27 nhóm sao trẻ: TWA, BPMG,

THA, CAR, COL, ARG, và 22 nhóm sao khác được mô ta dưới hình 2.3.

Hình 2.3 Bau trời phân bố các sao trẻ Hau hết các thành viên sao trẻ

đều nằm ở Nam ban cau, với một số trường hợp ngoại lệ (UMA, CBER,

PLE, HYA, TAU, 118TAU).

Va đưới đây là cập nhật danh sách một sô nhóm sao trẻ trong vùng lân cận Mat

trời(<200pc).

Bảng 2.3 Danh sách một số nhóm sao trẻ trong vùng lân cận Mặt trời bao gồm các

tính chat vật li như khoảng cách vả độ tuôi trung bình

- Nhóm Coma Berenices CBER | 560

The Chamaeleontis ETAC HH

Corona Australis

CAR 60 45 Carina

Upper Centaurus Lupus

2.4 Hiện tượng bức xa dư hồng ngoại từ dia của ngôi sao Một số khảo sát, nghiên cứu gần đây về đĩa của các sao trẻ có kiểu pho M-tré trong những nhóm

sao trẻ.

Bức xạ dư hong ngoại là bức xạ nằm ở vùng hong ngoại xa và dưới mm, bức

xạ này có nguôn gốc từ bức xạ của ngôi sao chủ, bị bụi trong đĩa hap thụ rồi tán xạ

trở lại Chúng tôi có thé phát hiện dau hiệu đĩa bụi xung quanh các ngôi sao thông

qua bức xạ dư hồng ngoại

Barrado y Navascue’s et al (1999) nghiên cứu các sao trẻ nhất trong các sao lùn trên vị trí ở dãy chính bao gồm: GJ 182, 799 và 803.

Dưới đây là 2 hình anh SED biểu hiện sự dư thừa bức xạ dư hồng ngoại

H.Avenhaus vả cộng sự (2012) da khảo sat bức xa dư hồng ngoại của hơn §4ứng cử viên sao trẻ Hai sao lùn có kiêu phô M là GJ 570 B va GJ 570 C cho thấy

mức dư thừa tại W3 và W4, nhưng sau khi kiểm tra hình ảnh WISE thì họ nhận thấy

bức xạ không thật sự từ bụi ma do ảnh hưởng từ môi trường Vì thé họ kết luận rằngkhông có bức xạ dư hồng ngoại cho hai sao lùn này Cùng mẫu nghiên cứu đó SCR1845-6357 A có kiêu phô M§.5 có bức xạ dư hồng ngoại tại W3 và W4 Khảo sát hơn

84 ứng cử viên sao lùn M, họ chi thu được gần 1,3% các SLN có đĩa bụi Ti lệ pháthiện đĩa bụi của SLN có kiều phô M thấp hon bat kì các kiểu phỏ khác Dé giải thích

van dé này, các nhà nghiên cứu cho rằng không thé giải thích một cách đơn giản bởi

cuộc kháo sát của họ chưa thật sự sâu và các thiết bị chưa có độ chính xác cao.[21].

Forbrich và cộng sự (2008 ) tim thay bức xa hông ngoại ở W4 trong cum NGC

2547 cho thấy khoảng 4,3% sao lùn M có dau hiệu đĩa bụi, trong khi đó Binks &Jeffries (2017) tìm thấy bức xạ dư hồng ngoại tại W4 của sao lùn M có độ tuôi dưới

30 triệu năm khoảng 13% [40]

Cùng ý tưởng của Rici Vào năm 2016, Testi cùng các cộng sự, bằng xác định

bức xạ dư hồng ngoại, cho rằng đĩa tiên hành tinh xung quanh SLN trong nhóm

Ophiuchus có tận 65% mục tiêu có đấu hiệu của đĩa bụi Khối lượng đĩa từ 0.5 đến

6.3% khối lượng trái đất ( tương thích với số liệu năm 2012 Rici ) Cùng khảo sátTesti cho biết đĩa của SLN trong nhóm Taurus lớn hơn nhiều so với nhóm

Ophiuchus.[26]

Chương 3: KHẢO SÁT CAC SAO LUN CÓ KIỂU PHO M-TRE TRONG

NHỮNG NHÓM SAO TRE LAN CAN MAT TROL

3.1 Mẫu nghiên cứu

Mẫu nghiên cứu gồm 83 sao lùn có kiểu phô M-tré (từ M5.0 đến M9.0), nam

trong vùng lan cận mặt trời (khoảng cách dưới 200 parsec tính từ mặt trời) Các sao

lùn này đã được phát hiện từ cuộc khảo sát DENIS, 2MASS va đã được ước tính kiêuphô trong các nghiên cứu trước đó [8,34,35] Trong số các vật thé, J004135.3-562112

là hệ sao đôi trẻ có kiêu phô M5.0+M9.0 [3], J04104§.0-125142 là hệ sao ba có kiểu

phô MS.5+M§.0+M8.5 [45], J044634 1-262756 là hệ sao đôi có kiều pho M6.0+M6.0

[40] và J141159.9-413221 là hệ sao đôi có kiểu phố M6.0+L1 [27]

Dữ liệu quan sát được thu thập từ cơ sở dữ liệu của trang Vizier thuộc trung

tâm dit liệu của đài thiên van Strasbourg (Pháp) Cấp sao nhìn thấy của các sao lùn

được lay ở vùng bước sóng hồng ngoại từ băng I của DENIS (0,89m), các băng

của 2MASS gồm J (1,2um), H (1,7um) K (2.2um) và các băng của WISE gồm

WI (3.4um ), W2(4.6H1m), W3 (11,6tm) Và W4( 22m).

Khoảng cách được tính toán từ đữ liệu thị sai hằng năm của dự án Gaia EDR3

năm 2020 [Gaia Collaboration, 2020] Ngoài ra chúng tôi cũng sử dụng dit liệu về

chuyên động riêng theo xích kinh và xích vĩ của vật thé từ Gaia EDR3 Dữ liệu quan

sát của 83 sao lùn kiêu M-tré được trình bày ở phụ lục 1

3.2 Công cụ BANYAN & và khảo sát thành viên của các nhóm sao trẻ lân cận Mặt trời

3.2.1 Công cụ BANYAN

BANYAN š là công cụ được Gagné và cộng sự phát triển đựa trên thuật toán

phân tích Bayesian dé xác định xác suất thuộc các nhóm sao trẻ lân cận mặt trời của

các ngôi sao hay một số vật thể khác [17] Công cụ hiện tai bao gồm 27 nhóm sao trẻ

có độ tuôi trong khoảng 1 — 800 triệu năm trong phạm vi 200 parsec tính từ Mặt trời.được mô hình hóa với hàm Gauss đa biến trong không gian sáu chiều gồm các tọa độ

vị trí không gian (XYZ) và vận tốc không gian (UVW) Đây là công cụ dau tiên có

khả năng phân loại nhiều nhóm sao gần từ các vùng hình thành sao khác nhau như

Sco-Cen OB, cụm IC 2602, IC 2391, Pleiades và Platais 8, p Ophiuchi, Corona Australis, va Taurus Thuật toán có thê tính toán xác suât thuộc nhóm sao của vật thê

với chi hai dữ liệu đầu vào là tọa độ xích dao và chuyền động riêng, một s6 dữ liệu

khác gồm thị sai hàng năm, vận tốc hướng tâm và khoảng cách được tính từ sơ đồ kiểu phố và cấp sao có thể được bỏ sung dé kết quả tính toán chính xác hơn.

BANYAN © được viết bằng các ngôn ngữ khác nhau như IDL hay Python, dang trựctuyến trên mạng của công cụ cũng được phát triển ở trang web

http:/www.exoplanetes.umontreal.ca/banvan/banyansiema.ph

Kha năng tính toán của BANYAN È nhanh và chính xác hơn đáng ké so với

phiên bản trước đó là BANYAN II do sự cải tiền về thuật toán phân tích khoảng cách

và vận tốc hướng tâm Các kết quả phân tích cũng cho thay BANYAN có khả nang

phan loại kha năng vật thể thuộc các nhóm sao tốt hơn các công cụ hiện có, đặc biệt

là ở vùng các nhóm sao đan xen va có tinh chất gidng nhau Công cu này có thé sửdụng kết hợp với các dữ liệu chính xác về thị sai hàng năm, vận tốc hướng tâm củaGaia-DR1, Gai DR2 và mới nhất là Gaia EDR3 dé xác nhận các ngôi sao mới ở độ

tuôi còn trẻ

3.2.2 Khảo sát thành viên của các nhóm sao trẻ lân cận Mặt trời

Chúng tôi truy cập vào công cụ web BANYAN &, sau đó nhập các thông tin

dit liệu về xích kinh, xích vĩ, chuyên động riêng và thị sai hằng năm cùng các sai số tương ứng từ Gaia EDR3 Công cụ sẽ tự động thực hiện tính toán và tra lại kết quả

xác suất thuộc các nhóm sao trẻ của mỗi vật thẻ, như trên hình 3.1

Kết quả khảo sát cho thay 83 sao lùn kiêu M-trễ trong mẫu có xác suất cao thuộc các nhóm sao trẻ tám vật thé trong số đó có xác suất cao trên 70% thuộc 27 nhóm sao đã biết trong vùng lân cận Mặt trời Riêng J154607.5-625804 có khả năng

thuộc một trong hai nhóm sao Argus (41.0%) hoặc Beta Pictoris (33.1%) và

J153831.6-103§50 có thé thuộc nhóm Upper Scopius (25.4%) hay một nhóm khác

Bang 3.1 trình bày kết quả tính toán xác suất thuộc các nhóm sao trẻ của mười vật

thê trong mẫu

Tuy nhiên, các khảo sát nhóm sao bằng công cụ BANYAN š mới chỉ là những

dự đoán ban đầu dựa trên các so sánh về vị trí, vận tốc của vật thể với nhóm sao Do

đó, những phân tích sâu hơn về tính chất của vật thê cần được thực hiện thì mới có

thé xác nhận vật thê có thực sự thuộc nhóm sao đó hay không.

BANYAN ©: Bayesian Analysis for Nearby Young AssociatioNs =

Merbers ip probattity v2v2v+ g3 ctccseteec informstion

(Version 104

NAVE Of pour 4% PRESS | Renhe

Fig escesnen itegrens) 2014134804654 Dung truyen 964/7 ý7921+

ee -34 (độ rene an Praper maodon in right 304026624 jaan € 1Á1

Proper nection i Sectination (60/0 -32 123 ne 0 Proper rection im Gecinatice jraaniy) € 3X?

Radal vúccty (2a ( Lxw ce sđai velocity (ra:

sex (ma) 21173 Esxonpessiexgxss) € 1218

xi; | Sewn Xa cứ y4 phar

The rưte2xx©o 3064362364 (hy) %ý “ s32

te lQ© 68 (00 ỌC [00 (89/00 Of (68 [90 88 32 (CC 39 0© t 0 QC QC Bo bs Chloe (39 Me 09 Balt

The cotrral rachael velocities for" are

KA 1Á 112 66) 42 72 ae 71 18K 9? 1$ 714 WS 413|!1( 68 46 79 %2 SE GH 1ì) (3$ 294 246 $€ 4}

The ers oF Te cotreil sachs veo Bes by ~ are

Hình 3.1 Giao điện tính toán xác suất nhóm sao của công cụ trực tuyến BANYAN

zr.

Bang 3.1 Xác suat thuộc các nhóm sao trẻ của mười sao lùn có kiêu phô M- tre.

Tên vật thê Nhóm sao Xác suat

- I154607.5-625§804 Argus (ARG) va | 41% va 33.1%

BPictoris( BPMG)

3.3 Mô hình phân bố phổ theo năng lượng

Mô hình phân bố theo năng lượng (Spectral energy distribution — SED) đượcxây dựng đề biêu diễn thông lượng bức xạ của ngôi sao ở các bước sóng khác nhau

Mô hình giúp xác định được nguôn gốc bức xạ phát ra từ ngôi sao hay thành phan bụi xung quanh qua hiện tượng bức xạ dư ở vùng hong ngoại từ đó phát hiện được dấu

hiệu của đĩa bụi xung quanh ngôi sao Trên cơ sở đó, chúng tôi tiến hành xây dựng

mô hình SED cho các vật thé trong mẫu

Đầu tiên, chúng tôi sẽ làm khớp các dữ liệu quan sát của vật thê với các mô

hình phô lý thuyết của ngôi sao dựa trên phương pháp bình phương tối thiểu

(least-square) Mô hình phô lý thuyết được sử dụng ở đây dựa trên mô hình CIFIST2011

BT-Settl của Allard và cộng sự xây đựng cho sao có khối lượng cực thấp và sao lùn

nâu trong nghiên cứu [16] Các mô hình này có nhiệt độ hiệu dụng hiệu dụng Ty

trong khoảng từ 1800K đến 3700K tương ứng với các sao lùn có kiểu phô từ MS đến

L1, hệ số trọng lực log g trong khoảng từ 3,5 đến 6,0 và tỉ lệ các nguyên tô nặng so

với hiđrô và héli tương tự như Mặt trời [M/H] = 0 Các giá trị cấp sao nhìn thấy của DENIS, 2MASS va WISE được chuyên đôi thành mật độ thông lượng /, bằng cách

sử dụng các giá trị chuẩn trong các nghiên cứu của Cohen et al 2003, Fouqué et al

2000, Wright et al 2010, Cutri et al 2003, Gagné et al 2015c, Bell et al 2015,

Stephens et al 2009, Pecaut & Mamajek 2013 Các giá tri thong lượng tương ứng với

các bước sóng quan sát suy từ các mô hình phô lý thuyết dé so sánh với thông lượngthực tế Thông lượng (erg.cm?.s") tính toán từ các mô hình lý thuyết đượcSi, prep

định nghĩa bởi công thức:

So prep = ÑÍ2 moa (1)

Trong đó: ƒ; rod (erg.cm Ê.s'}) là mật độ thông lượng ở bước sóng A trong các

mô hình lý thuyết.

>

a= = là hệ số khớp phổ lý thuyết tương ứng với mỗi vật thể, R là bán kính

của ngôi sao được suy ra từ các mô hình lý thuyết và D là khoảng cách của ngôi sao

với N là số băng quan sát của vật thể

Các giá trị + được so sánh và mô hình có giá trị La nhỏ nhất sẽ được chọn

dé làm phô lý thuyết mô tả các tính chất của vật thé Các băng được chọn dé làm khớp

với phô lý thuyết của vat thẻ là băng I-DENIS, J, H và K, của 2MASS, W1-WISE

Với các ứng viên có dấu hiệu của đĩa, sau khi xây dựng mô hình SED của vật

thê thì chúng tôi cũng xây đựng thêm mô hình SED của đĩa trên các đữ liệu quan sát

của WISE Mô hình này được xây dựng từ mỗi liên hệ giữa thông lượng quan sát và

các tính chất của bụi trong đĩa [29]:

F disk =—8 KB Ty) (3)

Trong đó M,, là khối lượng dia (g)

d là khoảng cách từ ngôi sao đến Trái đất (parsec)

K, là hệ số hap thụ của bụi ở bước sóng quan sát (cm2/g)

Một thuật toán phân tích dựa trên phương pháp kiêm định Chi bình phương

xr được xây dựng với các tham số M dice „là các tham số tự do Cặp giá trị

M aie Ty được chọn tương ứng với giá trị 7° cực tiểu, phổ năng lượng của đĩa có

dang tương tự như phô của vật den tại nhiệt độ 7, Sau đó phô lý thuyết ứng với vật

thẻ được cộng với phô của đĩa đẻ tạo thành mô hình SED của ngôi sao với đĩa xungquanh Dựa trên mô hình SED, chúng tôi có thé xác định được một số tính chat vật

lý của ngôi sao như nhiệt độ hệ sỐ hap dan va nhiệt độ bụi của đĩa

3.4 Phương pháp xác định các ứng cử viên có hiện tượng bức xạ dư hồng ngoại.

Bức xạ dư hồng ngoại là dấu hiệu dé nhận biết sự tồn tại của đĩa xung quanh

vật thé, Dé xác định các ứng viên có hiện tượng bức xạ dư hồng ngoại, chúng tôi xác

định hệ số bức xạ ở các băng WISE theo công thức:

Ngoài ra, chúng tôi cũng xét thêm một điều kiện khác liên quan đến W3 va

W4 tương tự trong nghiên cứu của Boucher và cộng sự [4] dé tăng tính chính xác khi

nguồn sáng khác hay tọa độ của vật thẻ không chính xác Vì vậy, chúng tôi còn thực

hiện bước phân tích sâu hơn dựa trên hình ảnh của vật thê tại các băng W3 và W4

bằng phần mềm SAO Image DS9 (xem hình 3.2) đẻ xác nhận các vật thé thực sự có

bức xạ dư hông ngoại Các hình anh của vật thé ở W3 và W4 có thé tải xuống ở trang

web http://irsa.ipac.caltech.edu/ Nếu ảnh của vật thé hiện lên rõ ràng tại vị trí tọa độ

xích đạo của nó, không bị ảnh hưởng bởi các nguôn khác ở gần xung quanh nó đặc

biệt là ở băng W4 với độ phân giải là 16.5” thì có thé khang định vật thê có hiện

tượng bức xạ dư hồng ngoại thực sự Trong trường hợp ảnh của vật thé bị nhiều bởi các nguồn khác hay không có dau hiệu của nguồn tại vị trí đỏ thì nó không có bức xạ

thực sự.

Ti số độ trưng của đĩa /,„ cũng được tính toán theo công thức:

Lig là độ trưng ứng với bức xa từ đĩa được tính toán từ phô năng lượng của

đĩa, Lu„ là độ trưng của ngôi sao được suy ra từ phô lý thuyết của ngôi sao Hệ số

nay là cơ sở đề phân loại dang đĩa (đĩa nguyên thủy, đĩa chuyên tiếp hay đĩa tàn dư)

ở kết quả phân tích trong chương 4.

© sadimage dst 0 x

File Edt View Frame Zoom Scale Color Region WCS Anslyss Help

File 1223m652_ac51-w4ant-3_ ra122 09244 dec-64.73261_asec6

file edt Mew frame bin zoom scale regon wes analysis help

db he lồ aIps0 cool ranibow

2 2 w 4 i=

Chương 4: XÁC ĐỊNH MỘT SÓ TÍNH CHÁT VẬT LÝ CỦA ĐĨA BỤI XUNG QUANH CAC UNG CỬ VIÊN TRONG NHỮNG NHÓM SAO TRE.

4.1 Các sao lùn kiểu M-trễ có phát hiện hiện tượng bức xạ dư hồng ngoại

Sử dụng các bước phân tích đã mô tả ở phan 3.4, từ mô hình phô phân bố nang

lượng của 83 sao lùn kiêu M-tré, chúng tôi đã phát hiện 8 ứng viên có hiện tượng bức

xạ dư hồng ngoại (xem bảng 4.1) Các vật thê gồm J044634.1-262756,

JO80822.2-644357, J120037.8-784508, J123923.1-570240, J153831.6-103850 và

1154607.5-625804 cho bức xạ mạnh ở ca bước sóng 12 4m với hệ số bức xa Sw3 > 8 cùng ti số

Pws > 2,5 và bước sóng 22 pm với hệ số bức xạ Sws > 9 cùng tỉ số Pws > 15.0 Trongkhi đó vật thé J050§27.2-210144 chi phát hiện được bức xạ ở 12 pm và vật thé

J120142.1-273746 chi phát hiện được bức xạ ở 22 um.

Bảng 4.1 Hệ số bức xạ của 8 ứng viên có hiện tượng bức xạ du hồng ngoại

Tên vật thê Sway wa Pws'wa Bức xa tại W3/W4

Sau khi kiểm tra thêm hình ảnh từ WISE tại băng W3 và W4 của mỗi vật thé,

chúng tôi phát hiện rõ bức xạ tại 6 trong 8 ứng viên gồm J044634.1-262756.

JO80822.2-644357, J120037.8-784508, J123923.1-570240, J153831.6-103850 và

J154607.5-625804 (xem hình 4.1) Vật thẻ J050827.2-210144 không thực sự có bức

xạ tại 12 um do vị trí nguồn sáng trong ảnh ở băng W3 sai so với tọa độ của vật Cònbức xa tai 22 yn ở vật thé J120142.1-273746 có nguyên nhân từ sự nhiễu ánh sáng từ

một nguồn sáng lân cận có thé là một quasar hay một ngôi sao gần nó Hình 4.1 mô

tả mô hình phân bô pho năng lượng và hình ảnh từ WISE ở băng W3, W4 của 6 sao

lùn kiều M-trễ có bức xạ dư hồng ngoại.

W3 W4

J080822 2.644