1. Trang chủ
  2. » Luận Văn - Báo Cáo

Khóa luận tốt nghiệp Sư phạm Vật lý: Nghiên cứu tính chất bụi của đĩa tiền hành tinh quanh hệ sao đôi AS 205

48 0 0
Tài liệu đã được kiểm tra trùng lặp

Đang tải... (xem toàn văn)

Tài liệu hạn chế xem trước, để xem đầy đủ mời bạn chọn Tải xuống

THÔNG TIN TÀI LIỆU

Thông tin cơ bản

Tiêu đề Nghiên Cứu Tính Chất Bụi Của Đĩa Tiền Hành Tinh Quanh Hệ Sao Đôi AS 205
Tác giả Đoàn Mỹ Uyên
Người hướng dẫn TS. Nguyễn Thị Phương
Trường học Trường Đại Học Sư Phạm Thành Phố Hồ Chí Minh
Chuyên ngành Sư phạm Vật lý
Thể loại khóa luận tốt nghiệp
Năm xuất bản 2022
Thành phố Thành Phố Hồ Chí Minh
Định dạng
Số trang 48
Dung lượng 36,63 MB

Nội dung

Chú ý, trong mô phỏng đĩa tiên hành tỉnh, mật độ của bụi được coi như là băng 1/100 giá trị mật độ của khí nên trong hình này, các tác giả không biết cấu trúc mật độ bụi.. Theo các mô hì

Trang 1

BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO

TRUONG ĐẠI HỌC SƯ PHAM THÀNH PHO HO CHÍ MINH

SSP T7

TP HO CHÍ MINK

ĐOÀN MỸ UYÊN

KHÓA LUẬN TÓT NGHIỆP

NGHIÊN CỨU TÍNH CHÁT BỤI CỦA ĐĨA TIỀN HÀNH TINH

Chuyên ngành: Sư phạm Vật lí

Mã ngành: 7.140.211

THÀNH PHÓ HÒ CHÍ MINH - 2022

Trang 2

BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO

TRUONG ĐẠI HỌC SƯ PHAM THANH PHO HO CHÍ MINH

KHOA LUAN TOT NGHIEP

QUANH HE SAO ĐÔI AS 205

Chuyén nganh: Su pham Vat li

Ma nganh: 7.140.211

Sinh viên thực hiện: Doan Mỹ Uyên

Mã số sinh viên: 44.01.102.117

Chủ tịch Hội đồng Người hướng dẫn khoa học

(Kí và ghi rõ họ tên) (Kí và ghi rõ họ tên)

he

TS Nguyễn Thị Phương

THÀNH PHÓ HÒ CHÍ MINH - 2022

Trang 3

MỤC LỤC

TINH CÀ MIƠNG CO Ra Ÿ ỶẽỶŸÝŸŸŸŸäŸŸŸŸỶäZŸŸỶÝÝn n ẳẽanằẽăäa nã nã nẽ=-= iiiPoe! 0 =——=——-=-=-.=-ẽẽằẽẽẽẽẽẽ==== ivDANH MỤC CÁC HANG SO VA DON VỊ, s so sss5cessSssscssssosasoonssee vDANH MỤC CAC SO DO, HINH ANH -ccccscccsecreerrsrrrsrrrsrrrsrrrsrrosee viDANH MỤC CAC BANG BIBU cscscossscssssossecsscconsconcssonessasessssssessssenssensscnnseonscsoneesoes ix

CHUONG 1 TONG QUAN VE SỰ HÌNH THÀNH SAO VA HANH TINH 4

l.Í, ‘Sep Binh Thanh Sao sisssisisssssissssisssssassoasssaassaswsaavssaassaveoasoaavsaassaassoassoarasavoasioaaasaaes 4

1.4 H@ sao đôi và hệ da sa cece cece cece cece 1S 1H21 110111 11H SH ng cà 13

1.5 Hệ sao đôi AS 205 ooccccccccccecsscsssesssesssesssessscssseessvsssesssesasessseeseesaseeasersesseeeeaeeees 15

CHUONG 2 HE GIAO THOA VÔ TUYẾN ALMA: QUAN SÁT VA XỬ Li DỮ

UIT Gostsssassssisatsssiiig6ii5101101140011010313103643161101G31116386455335363354333531318635546146364603433683353843848550 17 2.1 Hệ giao thoa vô tuyến ALMA s10 2 221022102110210122121221122 111111 xe 17

2.2 Các bước xử lí dữ liệu quan sat của kính ALMA -c-sccc<<cce 24

2.3 Các quan sát bức xạ từ bụi của AS 205 sử dụng hệ giao thoa ALMA 25

CHƯƠNG 3 CÁU TRÚC BUI CUA ĐĨA TIEN HANH TINH AS 205 QUAN

SAT BỞI ALMA:‘G BƯỚC SONG 1,3 MIM sscsssosssvcssnsssnissosssvsssonssvsesvsesesivonssossinssevese 27

3.1 Cau trúc bụi của dia tiền hành tinh AS 205 quan sát ở bước sóng 1.3 mm 27

3.2 Tính chất bụi trên đĩa tiên hành tinh của hệ sao đôi AS 205 29

Trang 4

32:1 Đĩatiên bànhtnh.ÁAS 205i Ni sssaisscsssccoscaiscsiosaosscoossissasinsassncssnaitsaassnosasoone’ 29

3.2.2 Đĩa tiên hành tinh AS205 § 2-5525 Scssercsrrrsrreresr 0

KETLUIANVAEKIRNNGHE.-=-==—==-=—=—=-—==-————=—- 33TAITEIEUTHAMEKHAD lu ngagggggggaggaaaaaaaooaoaopoiooaoaoaarooae 34

XÁC NHAN CUA NGƯỜI HƯỚNG DAN KHOA HỌC - -cssc- 37

Trang 5

LỜI CẢM ƠN

Việc thực hiện luận văn tốt nghiệp là một tiên dé dé tôi có được tự tin và vững

bước hơn trong chặng đường học tập trong tương lai Đồng thời nó cũng là cả một quá

trình dài và cũng là một bước ngoặt trong chặng đường học tập của bản thân tôi ở giảng

trợ tôi trong suốt thời gian thực hiện khoá luận tốt nghiệp.

Tôi xin trân trọng cảm ơn đến các thầy cô giảng viên Khoa Vật Lí Trường Dại Học

Su Phạm Tp Hồ Chí Minh — những người đã trang bị cho tôi những kiến thức quý báu

dé giúp tôi hoàn thành khóa luận này.

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 va tinh than trong suốt quá trình học và thực hiện

khóa luận.

Xin chân thành cảm ơn.

Thanh phố Hỗ Chi Minh, ngày 23 tháng 4 năm 2022

Sinh viên

Đoàn Mỹ Uyên

Trang 6

LỜI CAM ĐOAN

Tôi xin cam đoan đây là công trình nghiên cứu khoa học của tôi và giáo viên hướng

dẫn Các kết quá nghiên cứu và số liệu sử dụng phân tích trong luận văn có nguồn gốc ,

trích dẫn rõ rang, đã công bỏ theo đúng quy định Các kết quả nghiên cứu trong luận văn

đo tôi tự tìm hiểu, phân tích một cách trung thực, khách quan.

iv

Trang 7

M): khối lượng Mộc tinh, 1 My = 1,899 10?” kg

Mo, Mgun : khối lượng Mat Trời, 1 Mẹ = 1,989 10°° kg

pe: viết tắt của parsec, 1 pc = 3,086 107° m

dvtv: viết tắt của don vị thiên văn, | đvtv = 1,496 108 m

Lạ: độ trưng của Mặt Trời, lLạ = 3,846 102° W

arcsec: viết tat của arcsecond đơn vị góc giây larcsec = 4.85 10” rad

erg: đơn vị do năng lượng và công cơ học trong hệ đơn vị CGS, | erg = 1077 J

Ro: ban kính của Mặt Trời, [Ro = 6,96 108 m

Ry: bán kính của Mộc Tinh, 1R; = 6,99 10” m

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

1 Jy = 10 mJy = 10”? W.m~? Hz~! (SI) = 10~?3 erg s~1 cm” Hz~1(cgs).

Trang 8

Hình 1.3

Hình 1.4

Diễn giải

Hình ảnh trực quan về quá trình phát triển của

một hệ sao có khói lượng thấp (hàng trén) và phô

phân bố năng lượng tương ứng với mỗi giai đoạn

xạ phân tử tương ứng được liệt kê tương ứng.

Bước sóng của phát xạ phân tử, tương ứng với

các thiết bị thăm đỏ hoạt động ở các bước sóngkhác nhau, được đánh dau bằng các đường thang

ở phía trên cùng của hình vẽ.

Cấu trúc của đĩa tiền hành tỉnh đặc trưng bởi bụi

Bên trái: Các quá trình động học bụi xảy ra trong

đĩa dẫn đến sự tăng kích thước của các hạt bụicũng như xu hướng đi chuyên của các hạt bụikích thước lớn Bén phải: Phân bố hạt bụi theo

kích thước và đặc trưng tương ứng về mặt kích

thước, đặc trưng phát xạ của từng vùng và các

phương pháp, thiết bi dùng đẻ thăm dò tinh chất

bụi ở các vùng tương ứng nay.

Cấu trúc xuyên tâm và thăng đứng của mật độ và

nhiệt độ của khí và bụi của ngôi sao DM Tau

được mô phỏng bởi mô bình đĩa tiền hành tinh

vi

Trang 9

Hình 1.5

Hình 1.7

ANDES Thang màu hiện thị độ lớn của từng đại

lượng được biêu diễn ở bên phải của mỗi hình

Chú ý, trong mô phỏng đĩa tiên hành tỉnh, mật độ

của bụi được coi như là băng 1/100 giá trị mật độ

của khí nên trong hình này, các tác giả không biết

cấu trúc mật độ bụi

Mô tả kết quả tương tác của bụi trong đĩa tiền

hành tinh Hình trái: Các đường đồng mức thé

hiện tốc độ va chạm (cm/s), và các khói màu thé hiện các quá trình được nghiên cứu và chứng

thực trong phòng thí nghiệm Phôi thai hành tỉnh

có thé hình thành theo hướng mũi tên của cơ chế

“tăng kích thước do trao đổi khối lượng”

(Growth by mass transfer).

Hành tinh hình thành thông qua quá trình tăng

kích thước của bụi.

Hình trái: sơ đồ câu trúc của hệ đĩa tiền hành tỉnh

quay quanh một hệ sao đôi có khối lượng 0.5 Moun và 0.65 Mu» Các dau hình kim cương den

thê hiện vị trí của sao và trung tâm khối lượng

của chúng, các vòng tron mau den đậm là quỹ

đạo của từng ngôi sao đơn và các đường đứt nét

phía ngoài thê hiện các quỹ đạo có thé của đĩatiền hành tinh sao đôi Hình anh lay từ Dutrey et

al (2014) Hình phải: Kết quả mô phỏng quá

trình hình của hệ sao đôi, GG Tau A.

vii

Trang 10

Hệ thống các angten của kính thiên văn ALMA.

Một ví dụ về hệ giao thoa vô tuyến 2 thành phần.

Vùng phủ (tương đương như điện tích hiệu dụng

của hệ ăng-ten) của một hệ giao thoa vô tuyến 12

ăng-ten (trai) và hình ảnh (phai) mà nó cung cấp

(hàng trên) Diện tích hiệu dung của hệ tăng lên

đáng kề nhờ vào chuyền động quay của Trái Dat(tăng thời gian đo), do đó tăng chất lượng hình

ảnh thu được (hai hàng dưới).

Bản đồ cường độ bức xạ bụi ở 3 bước sóng

0.9mm, 1.3mm và 3.0mm (tt trai qua phải).

Thang màu và độ lớn được biểu điển trên đỉnh và

độ phân giải được biéu diễn bởi hình ellipse mautrắng ở góc dưới bên trái của mỗi hình

Hình ảnh của cường độ phát xạ liên tục từ bụi ở

bước sóng 1,3 mm cho thay khoảng cách của haiđĩa tiền hành tinh là 1.313

Cấu trúc đĩa tiên hành tinh của AS 205N có dạng

xoắn óc.

Câu trúc đĩa tiền hành tỉnh của AS 205S có đạng

Vòng.

viii

Trang 11

DANH MỤC CAC BANG BIEU

Tham số từ quan sát thực nghiệm của

từng giai đoạn phát triển của tiền sao.

Tóm tắt các thông số cơ bản của sao AS

205.

hoạt động của kính ALMA ứng với mỗi

cầu hình cụ thê

Kết quả của mô hình Gaussian 2D phù

hợp với mỗi đĩa.

ix

Trang 12

PHAN MỞ DAU

1 Lý do chọn đền tài

Kẻ từ khi hành tinh đầu tiên ngoài Hệ Mặt trời quay quanh ngôi sao 51 Pegasi

được phát hiện vào năm 1995 [1], hơn 5000 hành tinh khác nhau đã được phát hiện

xung quanh các ngôi sao và các hệ sao đôi Theo các mô hình tiền hoá của sao, quátrình hình thành các hệ hành tinh khởi đầu từ việc hình thành các vật thé tiền hành

tỉnh (planetesimal) trong một đĩa bụi và khí đặc quanh các tiền sao Do đó, đĩa này

còn được gọi là đĩa tiền hành tinh Quá trình này có thé dién ra trong khoảng thời gian

từ hơn nửa triệu năm đến vải triệu năm sau khi ngôi sao hình thành Các tính chất vật

lí của khí và bụi, cầu trúc và các quá trình vật lí diễn ra bên trong đĩa tiền hành tinh

ảnh hưởng trực tiếp đến quá trình của các hành tỉnh hình thành xung quanh ngôi sao

Có tới 10% hành tinh ngoài Hệ Mặt trời được phát hiện quay quanh các hệ sao

đôi hay hệ da sao [2] Do do, việc nghiên cứu tính chất khí và bụi trên đĩa tiền hanh

tinh quay quanh các hệ sao đôi hay hệ đa sao là rat quan trọng dé hiểu được sự phong

phú của các hệ hành tinh Quá trình hình thành hành tinh trong đĩa xung quanh các

hệ sao này diễn ra tương đối phức tạp hơn so với ở các sao đơn kiểu như Mặt trời Trong hệ sao đôi, sự nhiễu loạn do tương tác hap dan từ ngôi sao đồng hành có thẻ tác động đến cau trúc đĩa của các sao thành phan Mặt khác, các mô hình tiến hoá của các hệ sao đôi T-Tauri trẻ cũng cho thấy bên cạnh hai thành phần đĩa quanh hai ngôi

sao của hệ, một thành phan đĩa phía ngoài cũng hình thành và xoay xung quanh hệsao [3] Nghiên cứu vẻ tính chat của bụi và khí trong đĩa tiền hành tinh là cơ sở đềhiệu rõ về quá trình hình thành hanh tinh trong các hệ sao đôi hay hệ da sao va tinh

chất của hệ hành tỉnh xung quanh các hệ sao này.

Các dữ liệu có độ phân giải cao từ hệ kính thiên văn võ tuyến ALMA (Actacam

Millimeter/sub-millimeter Array) ở vùng bước sóng dưới mm và mm cũng cho phép

các nhà thiên văn có thể quan sát trực quan cau trúc đĩa, tìm hiểu rd hơn các quá trình

điền ra bên trong dia của các hệ sao đôi.

Trang 13

Trên những cơ sở nói trên, đưới sự hướng dẫn của của TS Nguyễn Thị Phương

tôi chọn dé tài: “Nghiên cứu tinh chất bụi của đĩa tiền hành tinh quanh hệ sao đôi AS

205.” nhằm tìm hiểu tính chat của đĩa tiền hành tinh của hệ sao đôi, tiền đề dé hiểu

Tìm hiểu vẻ sự hình thành sao, hành tinh và cau trúc của đĩa tiên hành tỉnh, nơi

hành tỉnh được hình thành Tìm hiểu phương pháp nghiên cứu tính chất đĩa tiền hành tỉnh sử dụng hệ giao thoa vô tuyến.

3 Nhiệm vụ nghiên cứu

Tìm hiểu tính chất của bụi trên đĩa tiền hành tinh của hệ sao đôi AS 205 từ các

kết quả nghiên cứu đã được công bồ trước đó bởi các nhà khoa học uy tín Rút ra kết

luận về cơ chế hình thanh hành tinh diễn ra trong hệ sao đôi AS 205 từ tính chất bụi

và so sánh với các hệ sao đôi khác.

4, Đối tượng và phạm vi nghiên cứu

Trong các nghiên cứu vẻ điều kiện hình thành hành tinh, các đặc trưng của đĩa bụi có cầu trúc như đạng xoắn ốc, hay cầu trúc vòng bụi được coi là tín hiệu gián tiếp

được tạo ra do sự tương tác giữa hành tinh hay phôi thai hành tinh đang hình thành

với vật chat trong đĩa tiền hành tỉnh Trong bối cảnh này, AS 205 với cấu trúc dang

xoắn ốc được tìm thấy ở sao chính (AS 205N), và cau trúc dang vòng được tìm thấy

ở sao đồng hành (AS 205S) [4] là một đối tượng tiềm năng dé nghiên cứu sự hình

thành phôi thai hành tính trong hệ sao đôi.

AS 205 (VR66 Sco) là một hệ sao đôi nằm ở vùng hình thành sao p-Ophiuchi, cách Trái đất khoảng 127+2 pe Khoảng cách giữa ngôi sao chính AS 205N và sao

đồng hành AS 205S là 1.3 aresec [5] Ngôi sao chính AS 205N là một ngôi sao tiền

dai chính, loại K5, có tuổi khoảng 0.5 Myr và khối lượng khoảng 0.87 Mus Sao đồng

Trang 14

hành AS 205S là ngôi sao đôi (dựa theo nghiên cứu quanh phd) có dạng K7 và MO với khôi lượng khoảng 0.74 Maun và 0.54 Maun [6].

Š Phương pháp nghiên cứu

Quan sát bức xạ phát ra từ bụi ở bước sóng mm, sử dụng hệ giao thoa vô tuyến

ALMA.

6 Đóng góp mới của đề tài

Hệ thong các cơ sở lý thuyết vé sự hình thành sao, hành tinh, cũng như phương

pháp nghiên cứu thực nghiệm sử dụng hệ giao thoa vô tuyến Hệ giao thoa vô tuyến

là một kỹ thuật nghiên cứu hiện đại, có hiệu quả cao và đang phát triển mạnh mẽ và

sử dụng phô biến trong nghiên cứu thiên văn về sự hình thành sao và hành tỉnh

Trang 15

và heli, 1% bụi) Vật chất từ các đám mây phân tử bao gồm khí và bụi bắt đầu suy

sụp tạo thành các lõi tiền sao khi lực hấp dẫn thắng áp lực (điều kiện Jeans)

4n Tt cỷ c s n

-M, = —pR? ee c ° (Creme) Gorm)= = = 2Mg.(—_*—.) Í(——) ’

Với p là mật độ khí trong đám mây phân tử, G là hăng số hap dan, c là tốc độ

âm thanh của khí trong môi trường của đám may phân tử, và Ry là bán kính Jean của

khối khí |R, = 1/2 x cs/(Gr)1/2 = 1/2 x 0.4 pc x ( = y( : "|.0.2 km s~* 103cm 73

Công thức trên có nghĩa là: Một đám mây phân tử có kích thước 0,2 pc, có mật độ khoảng 10? phân tử Hz/cmỶ, vận tốc 0.2 km/s sẽ bắt đầu bị suy sụp hap dan, dẫn đến

sự hình thành của lõi sao.

Quá trình hình thành của các ngôi sao có khối lượng thấp (tương tự như Mat

trời) được chia làm 4 giai đoạn, dựa theo các đặc trưng quan sát từ các ngôi sao trẻ

và môi trường xung quanh chúng Dựa vào độ dốc của hàm phân bố năng lượng quang

phô (SED) ở dai sóng hông ngoại (arr)

_ dlog(AFy)

aig = “dlog(a)

với A là bước sóng của photon phat ra từ tiền sao và vật chat xung quanh, F, là cường

độ bức xạ đo được ở bước sóng A tương ứng, ma người ta chia quá trình hình thành

sao thành 4 giai đoạn 0, I, II, và II Phương pháp này được dé xuất đầu tiên bởi Lada

& Wilking [7] Các tác giả, Myers & Ladd và Chen [8], [9] đã đề xuất sử đụng thêmnhiệt độ bức xa (Tor) liên kết với hàm phân bố năng lượng quang phô là một chỉ sỐ

để xác định giai đoạn tiến hoá của các tiền sao dựa trên các quan sát thiên văn Nhiệt

Trang 16

độ bức xạ này được xem là nhiệt độ của vật đen tuyệt đối có phô năng lượng bức xạ

ở tân số trung bình đo được

Tro = SQ) RW) _ 125 x 10-?(v) KHz

45) kTrong đó ((s) là ham zeta Riemann, A là hing số Planck, k là hằng số Boltzman,

và (v) là tần số trung bình của dai phân bố năng lượng.

Bang 1.1 dưới đây liệt kê các giá trị đặc trưng của độ dốc phổ phân bé năng lượng và nhiệt độ bức xạ ứng với mỗi giai đoạn phát triển của tiền sao.

Bang 1.1 Các tham số từ quan sát thực nghiệm của từng giai đoạn phát triển của

I >03 70 - 650 K

Il Từ -0.3 dén-1.6 | 650-2800 K

Ở giai đoạn 0, sau khi tiền sao được hình thanh, các hạt vat chất có động lượngquay nhỏ rơi vào một mặt phẳng ở ngoài ria cắt ngang tiền sao tạo thành một đĩa bồiđắp xung quanh tiền sao còn các hạt có động lượng quay lớn hơn rơi vào ở vị trí xabên ngoài dia Vật chất trên đĩa tiếp tục bồi dap cho lõi tiền sao nhưng một phan vật

chat sẽ thoát ra ngoài qua dòng chảy lưỡng cực phân tử khí, vuông góc với mặt phẳng

Trang 17

với một đường bao hình cầu mở rộng Trong lớp nảy, độ sang từ ngôi sao trung tâm

làm nóng các vùng bên trong Chúng sẽ bắt đầu phát ra trong vùng hong ngoại gần,

ở bước sóng khoảng một micrômet Lớp bao bên ngoài mỏng hon vẫn hap thụ một

phan đáng kê ánh sáng này, phát lại nó ở bước sóng đài hơn Giai đoạn này kéo dài

khoảng 10° nam.

Ở giai đoạn II, vật chất trong lớp bao được tích tụ, phan vo boc bén ngoai biphá vỡ va dan tan biến chi còn lại tiền sao trung tâm đã lộ điện và đĩa tiền hành tinh.Trong lớp nay, ngôi sao bồi tụ từ đĩa va nhiệt từ ngôi sao sẽ là nguồn năng lượng

chính trong đĩa, vật chất tiếp tục bồi đắp vào tiền sao nhưng với tốc độ thấp hơn giai đoạn trước.

Ở giai đoạn III, phần vật chat trong dia bị phân tán do bồi đắp vào trong, chicòn lại các hành tinh và phần bụi tan du còn lại, hình thành một hệ hành tinh hoàn

chỉnh [10] [1 1].

Hình 1.1 biểu diễn hình ảnh mô tả các giai đoạn phát triển của quá trình hình

thành sao, va ví dụ về phô phân bó năng lượng tương ứng với mỗi giai đoạn

Class | Class II Class Ill Class 0

thấp (hàng trén) và phổ phân bố năng lượng tương ứng với mỗi giai đoạn phát triển

(hang dưới) Hình anh lấy từ luận án của TS Lukasz Tychoniec [12]

Trang 18

1.2 Dia tiền hành tinh

Như đã trình bày ở phần trước, sự hình thành sao bắt nguồn từ việc các đám mây phân tử khí suy sụp hap dẫn, hình thành lên một hay nhiều ngôi sao ở trung tâm.

Vì các đám mây phân tử khí luôn luôn quay, việc bồi đắp vật chất từ đám mây phân

tử mẹ vào (các) ngôi sao ở trung tâm không thé diễn ra theo phương đối xứng cầu do

sự bảo toàn momen động lượng Đề bảo toàn momen động lượng sự hình thành một đĩa boi đắp vật chất xung quanh tâm sao là tối quan trọng Đĩa vật chất này vừa làm

cơ quan trung gian trung chuyền vật chất từ đám mây phân tử mẹ vào nuôi (các) sao

ở trung tâm, đông thời cung cap đủ vật chat dé đến điều kiện thích hợp, các hành tinh

có thê hình thành trên đĩa này Do đó, đĩa này có tên gọi là đĩa tiền hành tinh.

1.2.1 Cấu trúc khí trong đĩa tiền hành tỉnh

Đĩa tiên hành tinh được nghiên cứu có cấu trúc dang loe det và phân lớp rõ

ràng Lớp trên cùng của đĩa tiền hành tỉnh nơi được tiếp nhận bức xạ trực tiếp từ sao

ở tâm và từ bức xạ đến từ môi trường liên sao nên khá nóng Tại lớp này, các phản

ứng phân li quang học dé xảy ra và được gọi là vùng “phân li quang hoc” (PDR

-photodissociation region), Dưới lớp này, khi và bụi được bảo vệ khói các bức xạ sao

và bức xạ liên sao nên có nhiệt độ thấp hơn một chút, tạo điều kiện cho các phản ứng

phan tử dé dàng xảy ra Lớp này được gọi tên là /ép phân tứ Bên dưới lớp phân tir,

là vùng mat phẳng đĩa, vùng lạnh nhất trong đĩa tiền hành tinh Ở lớp này, các phân

tử khí có thể bị ngưng tụ trên bé mặt của hạt bụi (vi du, nhiệt độ ngưng tụ của khí CO

là vào khoảng 17 K).

Dé nghiên cứu tinh chất của dia tiền hành tinh, các nha khoa học dùng các thiết

bị đo khác nhau dé thăm dò từng lớp vật chất của đĩa, dựa vào các đặc trưng lí hoá

của từng vùng, từng lớp Dé khảo sát tính chất của khí trong đĩa tiền hành tinh, cácnhà khoa học đo phát xạ từ các phân tử đánh dau độ giàu có trong đĩa như CO, !CO,C'*O, CN, CS, HCN, DCO*, HCO*, Hình 1.2 tóm tắt cơ bản về cau trúc của đĩa

tiền hành tinh, các đặc trưng của từng lớp, vùng trong đĩa cũng như các phương pháp tiếp cận dé thăm do các tính chat đặc trưng này [13].

Trang 19

near-IR hot small dust

mid-IR warm dust at the surface

far-IR colder dust closer to the mkiplane

subrnm: cold large dust grains in the midplane

1.2.2 Cấu trúc bụi trong đĩa tiền hành tinh

Tuy chỉ chiếm 1% trong tổng số vật chất có trong đĩa tiền hành tinh, bụi lại layếu tô quan trong và được chú ý nhiều nhất bởi nó là yếu tô then chốt của sự hình

thành hành tinh, va là nơi xay ra các phan ứng hoá học, giúp hình thành các phân tử

hữu cơ phức tap Bui trong đĩa tiên hành tinh là sự thừa hưởng từ các đám mây phân

tử mẹ, đồng thời tự phát triển trong môi trường đĩa tiền hanh tính

Bui sao với kích thước thông thường cỡ 0.01 mm đến 1,0 mm khi rơi vào trong

môi trường của đĩa tiền hành tỉnh, với mật độ vật chất lớn gấp hàng triệu lần (~10°

em Ÿ so với giá trị 10 em Ÿ trong môi trường liên sao), có cơ hội tương tác nhiều, va

kết dính với nhau, tạo thành các hạt bụi có kích thước lớn hơn (~100 mm hay mm).

Trang 20

Do tương tác hấp dẫn theo phương thăng đứng, các hạt bụi có kích thước lớn bị rơi

về phía mặt phăng đĩa Mat phẳng đĩa trong một hệ tiền hành tinh là nơi các phôi thai hanh tinh có thé hình thành Tôi sẽ trình bay kĩ hơn về sự hình thành phôi thai hành

tinh và hành tinh trong phan tiếp theo của khoá luận này Bên cạnh đó, các quá trình

động học khác như sự xáo trộn động học, tác động của áp lực khí, cũng dan đến sự

phân bố lại của các hạt bụi theo kích thước và ở mỗi lớp/vùng chúng lại được đặc

trưng bởi các hạt bụi có kích thước nhất định, phát ra các bức xạ đặc trưng Các nhà thiên văn sử dụng các thiết bị thiên văn khác nhau dé thăm dé các lớp này dé nghiên cứu tính chất bụi và cầu trúc đĩa bụi ở từng lớp tương ứng Hình 1.3 trình bày hình ảnh minh hoạ của cấu trúc bụi trong đĩa tiền hành tinh, các quá trình động học của

bụi trong đĩa và các thiết bị thiên văn phủ hợp dé khảo sát từng vùng tương ứng [15]

VA Distance in AU

(3) Yertutere Mining (fot or werticad 1 10 100

—uươnn 035mm, ALMA

[]heazv orn [ao sticking

bỏ Boorkxing

<) fraomertster with mass tarafer

© Fregrevtation

Hình 1.3 Cau trúc của đĩa tiền hành tinh đặc trưng bởi bụi Bên trái: Các quá trình

động học bụi xảy ra trong đĩa dan đến sự tăng kích thước của các hạt bụi cũng như

xu hướng di chuyên của các hạt bụi kích thước lớn Bẻn phải: Phân bố hạt bụi theo kích thước và đặc trưng tương ứng về mặt kích thước, đặc trưng phát xạ của từng vùng và các phương pháp, thiết bị ding dé thăm dò tính chất bụi ở các vùng tương

ứng này Hình ảnh lấy từ Testi L [15]

Trang 21

1.2.3 Các tính chất cơ bản của đĩa tiền hành tinh

Khi nghiên cứu vẻ đĩa tiền hành tỉnh, các nhà khoa học phải tính đến rất nhiều

yêu tô tương tác qua lại lan nhau: tương tác hap dẫn, động học, từ trường, nhiễu loạn,

và các phản ứng hoá học xảy ra trong dia tiền hành tinh Trong phạm vi tìm hiểu của khoá luận này, tôi chỉ giới hạn ở cau trúc vật lí cơ bản của đĩa tiền hành tính Ví đụ,

Hình 1.4 dưới đây là kết quả mô phỏng cấu trúc của mật độ và nhiệt độ của khí vàbụi trong một đĩa tiền hành tinh điển hình, giả sử các điều kiện cân bằng lý tưởng:

Hinh 1.4 Cau tric xuyén tam va thăng đứng của mật độ và nhiệt độ của khí và bụi

của ngôi sao DM Tau được mô phỏng bởi mô hình đĩa tiền hành tỉnh ANDES Thang

màu hiển thị độ lớn của từng đại lượng được biểu diễn ở bên phải của mỗi hình Chú

ý, trong mô phỏng đĩa tiền hành tinh, mật độ của bụi được coi như là bằng 1/100 giátrị mật độ của khí nên trong hình này, các tác giả không biết cấu trúc mật độ bụi Hình

ảnh lấy từ Henning [I6].

1.3 Su hình thành hành tinh

Giai đoạn của quá trình hình thành hành tinh là sự phát triên của các hạt bụi nhỏ

(bụi sao, cỡ 0,1 yam) trong đĩa tiền hành tinh, hình thành các hạt bụi có kích thước lớn hơn (cỡ 100 sam đến 1.0 mm) trong môi trường mat độ cao của đĩa tiền hành tinh Sự

tiễn hóa của bụi bên trong đĩa sao được điều khiển bởi các quá trình vận chuyển và

va cham [11].

10

Trang 22

Hình 1.5 Mô tả kết quả tương tác của bụi trong đĩa tiền hành tinh Hinh trái: Các

đường đồng mức thê hiện tốc độ va cham (cm/s), và các khỏi màu thé hiện các quá

trình được nghiên cứu và chứng thực trong phòng thí nghiệm Phôi thai hành tình có

thể hình thành theo hướng mũi tên của cơ chế “tang kích thước do trao đổi khối lượng ” (Growth by mass transfer) Hình anh lay tử Testi [15].

Các quá trình vận chuyên thường phụ thuộc vào kích thước hạt, sự va chạm giữa

các hạt tuân theo các định luật động lực học Các hạt bụi giữa các vì sao có kích thước 0,1 — 1,0 um đang chuyên động Brown và ma sát với khí bên trong các đĩa tiền hành

tỉnh va chạm vào nhau với vận tốc thích hợp sé dẫn đến kết dính Các hạt bụi có kíchthước nhỏ hơn 10 im tương tác với nhau, sẽ có xu hướng kết dính va tăng kích thước

Các hạt có kích thước từ khoảng 10 um khi va chạm với các hạt bụi lớn hơn có kích

thước lớn hơn chúng nhiều lần, ~100 — 800 jum, sẽ bật ra xa Hai hạt có kích thước

bằng nhau lớn hơn 1,0 mm thường phân mảnh khi chúng va chạm, nhưng cũng có thể

trải qua nhiều kiều tương tác khác nhau kết quả tạo ra các hạt có kích thước lớn hơn

11

Trang 23

các hạt ban đầu Sự hiéu biết về quá trình phát trién của các hạt bụi từ kích thước cỡ

mm lên các hạt bụi có kích thước lớn hơn (phôi thai hành tỉnh) còn nhiều hạn chế cả

về mặt tính toán mô phóng lan việc cai đặt các thí nghiệm trong phòng nghiên cứu.

Ở giai đoạn rào cản xuyên tâm thì sự phát trién của các hạt bụi có kích thước

khác nhau sẽ khác nhau Hạt bụi có kích thước lớn phát triển bằng đông tụ và hạt bụi

có kích thước nhỏ phát triển bằng tương tác hap dan Rao can nay được gọi là rào cản

xuyên tâm [17] Một giải pháp để vượt qua rào can này có thé là lực hấp dan chung

của tập hợp các hạt.

Giai đoạn tiếp theo ngay khi các hạt đạt đến kích thước km (hành tinh), lực hap

dan khiến chúng phát triển thành lõi đá hành tinh có kích thước bang Trái đất.

Giai đoạn cuối cùng là sự bôi tụ khí, lõi đá của hành tinh kéo khí xung quanh

va thay đối sự phân bố của khí trong vùng lân cận hành tinh, Tương tác hap dan giữa

hành tinh và khí không đồng nhất tạo ra các momen lực làm thay đổi quỹ đạo của

hành tỉnh Điều này gây ra sự di cư của một hành tính vẻ phía hoặc ra khỏi ngôi sao.Hướng di chuyên phụ thuộc vào khối lượng của hành tinh va điều kiện cục bộ của đĩa

Trang 24

1.4 Hệ sao đôi và hệ đa sao

Phan lớn các ngôi sao trong thiên ha của chúng ta đều thuộc hệ sao đôi hay đa

sao (nhiều hơn hai) Ở giai đoạn hình thành, các ngôi sao nam trong hệ sao đôi/đa sao

có khoảng cách đủ gan dé tương tác lẫn nhau, trao đôi khối lượng làm cho ngôi sao đồng hành bị thay đôi cau trúc [18].

Thuật ngữ hệ sao đôi xuất hiện bởi Sir William Herschel vào năm 1802, ông

cho rằng: “Néu hai ngôi sao nằm rất gần nhau, đồng thời được cách nhiệt dé không

bị ảnh hưởng bởi lực hút của các ngôi sao đồng hành, thì chúng sẽ tạo nên một hệ

thông riêng biệt và đồng hành cùng nhau nhờ lực hap dẫn Chính vì vậy chúng được

gọi là một ngôi sao đôi hay bat kỳ hai ngôi sao nào được kết nồi với nhau sẽ tạo thành

hệ sao doi” [19].

Quang phô của hệ sao đôi có các vạch Doppler thay đôi tuần hoàn do chuyển

động của hệ sao đôi nên ta có thê quan sát nhiều vạch phô Tuy thuộc vào việc các

địch chuyên Doppler ma người ta có thé đo một hoặc cả hai ngôi sao trong hệ sao đôi

và đây được gọi là hệ nhị phân quang phô [20].

Thông qua hệ thông đo quang phô mà ta có thé quan sát sự thay đổi tuần hoàn

của thông lượng hoặc mau sắc , của hệ sao đôi Khi các ngôi sao chuyền động trong

hệ sao đôi có thé chúng sẽ che khuất lẫn nhau dẫn đến hệ nhị phân quang phô bi thayđổi và nhờ đó ta có thé xác định các thông số cơ bản của sao như khối lượng va bán

kính.

13

Ngày đăng: 04/02/2025, 15:37

Nguồn tham khảo

Tài liệu tham khảo Loại Chi tiết
[1] Mayor, M., &amp; Queloz, D., “A Jupiter-mass companion to a solar-type star”, Nature, 378(6555), 355-359, 1995 Sách, tạp chí
Tiêu đề: A Jupiter-mass companion to a solar-typestar
[2] Roell, T., Neuhọuser, R., Seifahrt, A., &amp; Mugrauer, M., “Extrasolar planets in stellar mulliple systems”, Astronomy &amp; Astrophysics, 542, A92, 2012 Sách, tạp chí
Tiêu đề: Extrasolar planets instellar mulliple systems
[3] Artymowicz, P., Clarke, C. J., Lubow, S. H., &amp; Pringle, J. E., “The effect of an external disk on the orbital elements of a central binary”, The Astrophysical Journal, 370, L35-L38, 1991 Sách, tạp chí
Tiêu đề: The effect ofan external disk on the orbital elements of a central binary
[4] Kurtovic, N. T., Pérez, L. M., Benisty, M., Zhu, Z., Zhang, S., Huang, J., ... &amp;Wilner, D, J., “The disk substructures at high angular resolution project (DSHARP).IV. Characterizing substructures and interactions in disks around multiple star systems”, The Astrophysical Journal Letters, 869(2), LA4, 2018 Sách, tạp chí
Tiêu đề: The disk substructures at high angular resolution project (DSHARP).IV. Characterizing substructures and interactions in disks around multiple starsystems
[5] Salyk, C., Pontoppidan, K., Corder, S., Muủoz, D., Zhang, K., &amp; Blake, G. A..“ALMA observations of the T Tauri binary system AS 205: evidence for molecular winds and/or binary interactions”, The Astrophysical Journal, 792(1), 68, 2014 Sách, tạp chí
Tiêu đề: ALMA observations of the T Tauri binary system AS 205: evidence for molecularwinds and/or binary interactions
[6] Eisner, J. A., Hillenbrand, L. A., White, R. J., Akeson, R. L., &amp; Sargent, A. L.,“Observations of T Tauri disks at Sub-AU radii: Implications for magnetospheric accretion and planet formation”, The Astrophysical Journal, 623(2), 952, 2005 Sách, tạp chí
Tiêu đề: Observations of T Tauri disks at Sub-AU radii: Implications for magnetosphericaccretion and planet formation
[7] Lada, C. J. &amp; Wilking, B. A., “The nature of the embedded population in therho Ophiuchi dark cloud : mid-infrared observations”,Astrophysical Journal, Vol. 287, p. 610-621, 1984 Sách, tạp chí
Tiêu đề: The nature of the embedded population in therho Ophiuchi dark cloud : mid-infrared observations
[8] Myers, P. C. and Ladd, E. F,. “Bolometric Temperatures of Young StellarObjects”, The Astrophysical Journal, 413, LAT, 1993 Sách, tạp chí
Tiêu đề: Bolometric Temperatures of Young StellarObjects
[9] Chen, H., Myers, P. C., Ladd, E. F, &amp; Wood, D. O. S., “Bolometric temperature and young stars in the Taurus and Ophiuchus complexes”, The Astrophysical Journal, 445, 377-392, 1995 Sách, tạp chí
Tiêu đề: Bolometrictemperature and young stars in the Taurus and Ophiuchus complexes
[13] Nguyễn Thi Phuong, “Sy hình thành hành tinh quan sát bởi ALMA: Tính chất khí và bụi trên đĩa tiền hành tinh quay quanh các ngôi sao có khối lượng thấp” Tiênsĩ Vật lí, chuyên ngành Vật lí nguyên tử và hạt nhân, Trường Học Viên Khoa Học va Công Nghệ. Hà Nội, 2020 Sách, tạp chí
Tiêu đề: Sy hình thành hành tinh quan sát bởi ALMA: Tính chấtkhí và bụi trên đĩa tiền hành tinh quay quanh các ngôi sao có khối lượng thấp
[14] INGA KAMP, Etal,. “Multi-wavelength observations of planet forming disks:Constraints on planet formation processes, Conference: The Cosmic Wheel and the Legacy of the AKARI archive: from galaxies and stars to planets and life”, 2017 Sách, tạp chí
Tiêu đề: Multi-wavelength observations of planet forming disks:Constraints on planet formation processes, Conference: The Cosmic Wheel and theLegacy of the AKARI archive: from galaxies and stars to planets and life
[15] Testi, L., Birnstiel, T., Ricci, L.. Andrews, S.. “Blum, J., Carpenter, J.. ... &amp;Wilner, D. J. Dust evolution in protoplanetary disks”, Protostars and Planets VI, 914,339-61, 2014 Sách, tạp chí
Tiêu đề: Blum, J., Carpenter, J.. ... &Wilner, D. J. Dust evolution in protoplanetary disks
[16] Henning, T., &amp; Semenov, D., “Chemistry in protoplanetary disks”, Chemical Reviews, 113(12), 9016-9042, 2013 Sách, tạp chí
Tiêu đề: Chemistry in protoplanetary disks
[18] Yakut, K., &amp; Eggleton, P. P., “Evolution of close binary systems”, The Astrophysical Journal, 629(2), 1055, 2005 Sách, tạp chí
Tiêu đề: Evolution of close binary systems
[20] Papaloizou, J., &amp; Pringle, J. E., “Tidal torques on accretion discs in close binary systems”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 181(3), 441- 454, 1977 Sách, tạp chí
Tiêu đề: Tidal torques on accretion discs in closebinary systems
[21] Dutrey, A., Di Folco, E., Beck, T., &amp; Guilloteau, S., “GG Tau: the ringworld and beyond”, The Astronomy and Astrophysics Review, 24(1), 1-33, 2016 Sách, tạp chí
Tiêu đề: GG Tau: the ringworldand beyond
[22] Nelson, A. E., &amp; Marzari, E., “Dynamics of circumstellar disks IIT: the case of GG Tau A”, The Astrophysical Journal, 827(2), 93, 2016 Sách, tạp chí
Tiêu đề: Dynamics of circumstellar disks IIT: the case ofGG Tau A
[23] Welsh, W. F., Orosz, J. A., Carter, J. A., Fabrycky, D. C., Ford, E. B., Lissauer,J.J., ... &amp; Borucki, W. J., “Transiting circumbinary planets Kepler-34 b and Kepler-35 b” Nature, 481(7382), 475-479, 2012.[24l JamesJ.Condon and Scott M. Ransom., “Essential radio astronomy”, University Press, 2016 Sách, tạp chí
Tiêu đề: Transiting circumbinary planets Kepler-34 b and Kepler-35 b” Nature, 481(7382), 475-479, 2012.[24l JamesJ.Condon and Scott M. Ransom., “Essential radio astronomy
[27] Andrews, S. M., Huang, J., Pérez, L. M., Isella, A., Dullemond, C. P., Kurtovic, N. T., ... &amp; Ricci, L., “The disk substructures at high angular resolution project (DSHARP). I. Motivation, sample, calibration, and overview”, The Astrophysical Journal Letters, 869(2), LAI, 2018 Sách, tạp chí
Tiêu đề: The disk substructures at high angular resolution project(DSHARP). I. Motivation, sample, calibration, and overview
[25] Jerome Pety . (2018, May, 1) maing &amp; Deconvolution; Mosaicking Available:https://Wwww.iram-institute.org/medias/uploads/file/PDFs/IS-2018/pety-mosaicking.pdf Link

TÀI LIỆU CÙNG NGƯỜI DÙNG

TÀI LIỆU LIÊN QUAN