Khóa luận tốt nghiệp Vật lý: Tìm hiểu đặc tính của môi trường vật chất giữa các sao, thành phần bụi phân tử hydrôcacbon, xử lý phổ hồng ngoại và tìm hiểu sự tiến hóa của bụi phân tử được tái tạo trong phòng thí nghiệm

Môi trường vật chất gồm các nguyên tử, phân tử, khí bị ion hóa ở các nhiệt độ khác nhau và các hạt bụi chứa nhiều nguyên tố nặng.. tương ứng với số vòng trong liên kết mẫu phân tử, thông

TÌM HIỂU DAC TINH CUA MOL TRUONG VAT CHAT

GIUA CAC SAO, THANH PHAN BUI PHAN TU HYDROCACBON,

XU LÝ PHO HONG NGOAI VA TÌM HIỂU SỰ TIEN HOA CUA BUI PHAN TỦ

DƯỢC TAI TAO TRONG PHÒNG THÍ NGHIỆM

Ngành: SU PHAM VAT LÝ

Ma sé: 102

NGƯỜI HƯỚNG DAN KHOA HỌC

"¬ TS CAO ANH TUẤN

Lời cảm ơn

Trong quá trình thực hiện và hoàn thành luận văn này, em đã nhận được

rất nhiều sự quan tam động viên, giúp đỡ tận tình của quý thầy cô bạn bè và

gia đình Xin cho phép em được bày tỏ lòng biết ơn chin thành của mình đến:

Thầy Cao Anh Tuấn - người đã trực tiếp hướng dẫn đìu đất em thực hiện

luận văn, giúp em có những kiến thức về mặt chuyên môn cùng như kiến thức

thực tế trong quá trình thực hiện khóa luận.

Quý thầy, cô trong khoa Vật Lý trường Đại học Sư phạm TP.HCM đã

truyền đạt cho em những kiến thức bổ ích trong suốt quá trình học tập tại

thể thực hiện các nghiên cứu phục vụ cho luận văn.

Cuối cùng, em xin cảm ơn gia đình và bạn bè đã luôn động viên và giúp

đỡ em trong những lúc em gặp khó khăn.

Thành phó Hồ Chí Minh, tháng 4 năm 2014

Mục lục

1 Môi trường khí trung hòa giữa các sao

1.1 Môi trường khi trung hòa

1.1.1 Vạch 2lem của nguyên tử Hidro

21 4 1: 9C 966/6 3/946 bì

1.1.2 Cấu trúc siêu tinh vi vùng hồng ngoại xa

113 Vach hấp thụ giữa các sao

l2 Thành phan phntử

1/00: (GIAN LH: s áụe,.« esos c.6z6>+

5 Shine 0 0640-24 ý SG ó t6 Tee CIS Gsm es ‹ V9 :.©xe es

1.2.2 Chuyén đổi giữa các mức năng lượng điện nt 2 .1.2.3 Chuyển động giữa các mức nang lượng dao động

1.24 Chuyển đổi giữa các mức năng lượng quav

2 Thực nghiệm

9.1 Phổ mẫu phan tử tái tạo trong phòng thí nghệm

22 Xử lý phể mẫu phân tử sau khi chiếu xạ 2.3 Tim hiểu sự tiến hóa của mẫu phân tứ

3 KẾT LUẬN

RP ©‹0/9 9/9 CeO, 9, Oe Dre

» `

Lời mở đầu

Nghiên cứu và tìm hiểu các đặc tính của môi trường giửa các sao (ISM) làmột hướng nghiên cứu đang phát triển đối với thiên văn học trên thế giới

Dù có mật độ rất thấp nhưng môi trường vật chất giữa các sao vẫn giữ

một vai trò rất quan trọng trọng vật lý thiên văn Dưới tác đụng của lực hấp

dẫn, vật chất trong mỗi trường co lại và hình thành nén một ngõi sao Trong

suốt thời gian sống, bên trong ngôi sao xảy ra phản ứng tổng hợp nên nhiềunguyên tố nặng và đến giai đoạn cuối cùng của quá trình tiến hóa, sao né tung

và bắn vật chất, có nhiều nguyên tố nặng, trở lại môi trường Sự trao đổi vật

chất giửa các sao và môi trường xung quanh liên tục diễn ra và giữ vị trí quan

trọng trong quá trình tiến hóa của vũ trụ.

Môi trường vật chất gồm các nguyên tử, phân tử, khí bị ion hóa ở các nhiệt

độ khác nhau và các hạt bụi chứa nhiều nguyên tố nặng Những hạt bụi này hình thành trong vỏ vật chất bao quanh các ngôi sao ở giai đoạn cuối của quá

trình tiến hóa Vật chất trong môi trường liên tục bị tiêu hủy và hình thànhtrong môi trường vật chất Vì vậy, chúng giữ vai trò vô cùng quan trọng Thứnhất, chúng hắp thụ nang lượng do các ngôi sao phát ra và sau đó bức xạ năng

lượng tương ứng có bước sóng ở vùng hồng ngoại cơ bản và vùng hồng ngoại xa.

Thứ hai, các phãn tử hình thành trên nền các hạt bụi vật chất, đặc biệt là các

phân tử Hidro.

Dựa trên điều này, các nhà khoa học ứng dụng phương pháp phổ để nghiên cứu môi trường vat chất giữa các sao Từ các số liệu về phổ của môi trường này

qua các kính thiên văn vệ tỉnh, kết hợp với các số liệu mô phỏng, các nhà khoa

học nghiên cứu tính chất vật lý và hóa học của vật chất thông qua các mẫu môi

trường tái tạo trong phòng thí nghiệm trên trái đất trong các điều kiện khácnhau Từ đó hiểu và làm sáng tỏ quá trình tiến hóa của vũ trụ Nhưng đây vẫn

là một bài toán chưa có đáp án cuối cùng.

Trong luận văn này mục tiêu của dé tài là tìm hiểu moi trường vat chất giữa

các sao, thành phần bụi phản tử, phân tích phổ hdng ngoại và tìm hiểu quá

trình tiến hóa của của bụi phân tử được tái tạo trong phòng thí nghiệm Vì vậy

có ba vấn đẻ chính được đặt ra cần giải quyết, đó là:

e Hiểu được cơ chế tương tác của photon sao với môi trường vật chất

e Biết được thành phần bụi của môi trường ISM có các phan tử hydro cácbon

mạch vòng (PAH) và sự ảnh hưởng đến phổ của sao vùng hồng ngoại

e Phan tích sé liệu từ phỏ hồng ngoại các mau phan tử được tao ra từ phòng

thí nghiệm và nghiên cứu sự tiến hóa của các phân tử này.

Phương pháp được sử dụng chủ yếu là phương pháp phd đặc biệt trong

luận văn nay chú trọng đến phổ hồng ngoại Em sé tiến hành phan tích phổ hồng

ngoại của các mẫu phân tử được tái tạo trong phòng thí nghiệm bằng phần mềm

Origin Sau đó tiến hành tìm hiểu mối liên hệ giữa cường độ chiếu xạ và diện

tích đỉnh phỏ hắp thụ tương ứng với số vòng trong liên kết mẫu phân tử, thông

qua số liệu thu được rồi từ đó rút ra kết luận về quá trình tiến hóa của phan tử

trong môi trường vật chất.

Tóm tắt nội dung

Bỏ cục luận van gồm có hai phan tương ứng hai chương chính:

Chương 1: Môi trường khí trung hòa giữa các sao

Khao sat các thành phản khác nhau của mỗi trường vat chất giữa các sao.

Dau tiên nghiên cứu lý tính của nguyên tử khí, sau đó là phan tử.

Ban đầu chúng ta đề cập đến sự khác biết giữa mỏi trường trung hòa và

môi trường ion:

e Môi trường trung hòa được xác định bởi sự vắng mặt của vạch hidro trong

day tử ngoại liên tục nguyên tử hidro là nguyên tử trung hòa.

e Sự tiêu hủy của vật chất giữa các sao nhỏ đáng kể ở bước sóng dài trong

day tit ngoại gián đoạn; vì vậy, một số nguyên tố như C, kim loại hay các

hạt bụi có thé bị ion hóa bởi bức xa UV Tia vũ trụ ion hóa một phần cácnguyên tố, thậm chí các nguyên tử bên trong đám mây phân tử, tia X ionhóa yếu tất cả các nguyên tố kể cả hidro.

e Môi trường trung hòa có nhiệt độ ion hóa khác khöng — nó giữ vai trò rất

quan trọng trong tính chất vật lý của chúng Môi trường ion cũng tương tự

như vậy; do đó, trong môi trường nguyên tử chứa các phân tử và trong môi

trường phân tử cũng chứa một phần nhỏ các nguyên tử

Chương 2: Phân tích phổ hồng ngoại

“Trong chương này, em sẽ trình bày các kết quả mà em thực hiện trong luận

văn Em sẽ tập trung phân tích phổ hồng ngoại thành các đỉnh Gauss bằng phầnmềm origin Sau đó khảo sát sự tiến hóa của mẫu phân tử thông qua những số

liệu thu được.

e Vạch 21 em của nguyên tử hidro ( từ đó có thể đo lường nhiệt độ của khí)

e Cấu trúc vạch tinh vi ở vùng hồng ngoại xa.

e Vạch hấp thụ giữa các sao (có thé cho biết hóa tính và lý tính của môi

trường).

1.1 Môi trường khí trung hòa

1.1.1 Vach 2lcm của nguyên tử Hidro

Nguyên tắc chung, đo lường phát xạ

Proton va electron tạo nên hidro đều tự quay nên chúng có momen xung

lượng Ở trạng thái cơ bản của nguyên tử hidro có hai mức năng lượng tương

ứng với sự song song hay đối song song của hai momen này nên có khi có sự

chyén đời từ song song sang đối song song thì phát ra bức xạ 21 cm ứng với tần

số v = 1,420405751786(30) GHz, hiệu hai mức năng lượng nguyên tử > 6.107

eV, Tổng momen góc F = 0, khối lượng thống ké g = 1; ở mức cao hơn F = 1,

Bu = 3.

Xác suất phát xa tự phát là Ay = 2,87.10~!5 s~! nên thời gian sống ở mứccao hơn là 1/Ay = 1,1.107 năm (nên vạch 2lem 11 triệu năm mới có) lớn hơn

thời gian giữa hai lAn va chạm của nguyên tử hidro thậm chí trong môi trường

mật độ vật chất thấp ( khoảng vài giờ) Bức xa này chỉ trở nén quan trọng khi

1.1 Mỗi trường khí trung hòa 2

mật độ thấp hơn mat độ tới han nay < 107? T;?cm-3 ( Tạ là động năng nhiệt

của khí).

O LTE, về cơ bản thì mức năng lượng luôn ở trạng thái cân bằng va cham

và Tk = Toon ( T„g¡„ là nhiệt độ quay hay nhiệt độ kích thích chuyển vạch 21

cm).

Phần lớn nguyên tử hidro ở mức căn bản có hai mức năng lượng con mà ở mức

trên có năng lượng 10 eV và chưa ổn định

Theo phương trình 3x = #erp( — đc) cho thấy rằng tổng mật độ của Hi là:

ny = Tây tn = 4ny

khi hvo/kT iin << 1 thì sự gần đúng Rayleigh- Jeans có giá trị ở 21cm.

Nếu vạch có độ dày quang học nhỏ, ta có thé viết: Tg(v) = Ty-7(v)

và từ phương trình x, = fi Ault - ean ( He) Oulu), ta CÓ:

T() = 2,597 x yo TU (1.1)

k

với N(HI) là mật đô nguyên tử hidro, ¢(v) là hàm phân bó phổ của vạch

phát xạ.

Trong trường hợp độ day quang học mỏng, do đ(1⁄) ~ Tị nén cường độ

vạch không phụ thuộc nhiệt độ Các nhà thiên văn võ tuyến thường biểu điển

é(1⁄) là hàm theo vận tốc hơn hàm theo tần số Điều này là hợp lý vì vạch chỉ

rộng ra do hiệu ứng Dopller, còn độ dày tự nhiên thì lại hẹp đi vì số hạt ở mức

cao hơn giảm ( do trong môi trường khuếch tán thì sự va chạm giữa các nguyên

tử giảm nên thời gian sống ở mức cao hơn của cfc nguyên tử giảm).

Trong phân bố Gauss, ta có: N( H;)~ 1,822 10'*ATg(v)Av nguyên tử cm”?

với Au là độ rộng độ nửa cao.

Nếu độ day quang học lớn, ta ding biểu thức Tg(7,) = Tp(O)e~TM + (1 — e~*)T

Cong thức trên đòi hỏi phải biết Tx,

Nếu r > 1 thì việc xác định N(H:) hiển nhiên khong đúng.

1.1 Môi trường khí trung hòa 3

Do lường hấp thụ

Vạch 2icm có thé hap thụ trước nguỗn vô tuyến liên tục hoặc trước phát

xạ 2lem của Hinóng Trong trường hợp hấp thụ trước nguồn liên tục ( biến đổi chậm theo tan số), ta có thé đo lường trực tiếp độ dày quang học 7(v) ở giữa

đám may Hi Giả sử đám may đồng nhất, ta giải phương trình truyén qua và

tìm được:

Ta(v) = Tw(1 — exp|—r(0)]) + Te exp[ — r(v)] (1.5)

với T là nhiệt độ sáng của nguồn liên tục.

Thông thường, đo lưỡng hắp thụ được tiến hành với giao thoa kế có độ

phân giải cao Trong trường hợp trên, số hạng đầu của biểu thức bị triệt tiêu

nên ta có: Tg(0) = Te exp[ — 7(9)Ì

Mà r tỉ lệ nghịch với nhiệt độ kích thích ( T,, = Wa do đó mật độ cột của

Hikhong thể suy ra từ quan sát hấp thụ

Từ hai phương trình trước đó, ta có thể suy ra động năng nhiệt và độ dày

quang hoc sau đó là mật độ cột của đám may Phương pháp này có thể đo trực

tiếp nhiệt độ đám mây giữa các vì sao Tuy nhiên vẫn còn nhiều khó khăn:

e Thứ nhất, khó khăn trong việc xác định phát xạ mong muốn do việc quan

sát phát xạ có ảnh hưởng của phân tích góc với sự thăng giáng không gian trong sự phát xạ.

e Thứ hai, sự tồn tại của pha nóng và lạnh Hi theo hướng quan sắt.

Do đó, Mebold đưa ra một phương pháp khác có cải thiện quan trọng và

có nhiều giải thích thích đáng:

Giả sử rằng có sự trộn lẫn pha nóng với pha lạnh theo phương nhìn ( đám

mây lạnh bị nhắn chìm giữa đám mây nóng) nhưng chỉ Huđóng vai trò đáng kể

cho hấp thụ

Gọi q là một phần phát xạ do khí nóng ở trước khí lạnh ( nên q không chịu

ảnh hưởng hắp thụ của khí lạnh)

'TRcoa là động năng nhiệt của khí lạnh.

Nhiệt độ sáng T(u) của phát xạ quan sát ở van tốc 0 là:

T(v) = gTwarm(v) + Teua(0) + (1 — g)Tšem(9)e"”t! (1.6)

với số hang dau là một phan phát xạ của khí nóng không ảnh hưởng bởi

1.1 Mõi trường khí trung hòa 4

Theo cách trên ta thu được phé phát xa 2lem như hình 1.1

Kết quả: Ứng dung bức xạ 21 em dé đo khối lượng, phân bố và động năng

của nguyên tử khí của thiên hà của chúng ta và các thiên hà khác Do lường

bức xạ và hấp thụ rất quan trọng mặc dù khó khăn trong việc giải thích Kết

quả có thể tóm tắt như sau:

e Môi trường nguyên tử giữa các sao không đồng nhất Cấu trúc này có biểu

hiện phân dang và nguyên nhãn có thể là do sự hỗn loạn

e Có hai pha trong môi trường nguyên tử giữa các sao:

~ Pha nóng ( vài ngàn độ): mat độ thấp (0.1-0,3 em ˆ3).

~ Pha lạnh (60 -100K): dày đặc hơn (vài chục nguyên tử/cmŠ và chỉ phối

su hap thụ.

Hai pha này là sự đóng góp chủ yếu với câu trúc phức tạp ta vừa

đề cập Nó có thể tìm thấy trong vỏ của đám mây phân tử Thành phầnnóng chứa nhiều vật chất hơn thành phần lạnh trong thiên hà của chúng

ta Nửa độ dày trung bình riêng của chúng (|z|) vào khoảng 186 và 105

ps gần mặt trời Sự đốt nóng của nguồn nóng kéo theo sự ion hóa Hơn nữa, có vẻ sự tồn tại của khí trung hòa trong vòng sang có vận tốc phan

tán lớn (60km/s) và có độ lớn cd 4,4kpc Khí này ở trạng thái cân bằng

thủy tinh và mật độ cột của nó ở cực thiên hà khoảng 1,4.10'' nguyêntử/cm?, khá thắp so với mật độ cột của thành phần nóng và lạnh ( cỡ1,5.10” nguyên tử/ cm?)

e Cấu trúc Hi thường được gọi là “may” Sự phân bé mật độ cột mây là

®(Ng,) ~ N(H\)~! có thể tương ứng với phân bố r~** nếu nó có dạngcầu Vận tốc phân tan đám mây theo phương nhìn từ thiên hà ~ 9 km/s

e Khí trung hòa rơi vào thiên hà mặt phẳng thiên hà với vân tốc từ vài km/s

đến hàng trăm km/s Những đám may vận tốc cao này có nguồn gốc của

thiên hà khác hoặc chắc hơn là có nguồn gốc từ khí ion phát ra bôi nổ siêu

tân tinh hoặc sự sôi suc từ đĩa thiên hà mà sau đó khi lạnh đi chúng sé rơi

lại vào đĩa thiên hà và tái tổ hợp

1.1.2 Cấu trúc siêu tinh vi vùng hồng ngoại xa

Phần lớn các nguyễn tử hay ion quan trọng trong môi trường vật chất

giữa các sao có các mức năng lượng, đặc biệt là mức năng lượng cơ bản, tách

thành cấu trúc mảnh giữa tổng momen quỹ đạo của electron và tổng spin của chúng Tổng momen quỹ đạo được biểu diễn bởi số lượng tử L là tổng vectơ của

momen quỹ đạo của các electron; tổng spin S là vectơ tổng của spin electron.

Tổng momen góc J = L + S trong trường hợp kết đôi Rusell- Saunders được áp

1.1 Môi trường khí trung hòa 5

ŠŠ

Emission temperature in K

Hình 1.1: Phổ phát xạ 21 cm của vùng lân cận nguồn liên tục N 157b đám mây

Magellan lớn và phổ hấp thụ theo cùng phương trên

1.1 Mỗi t khí trung hòa 6

dụng thường liên quan đến nguyên tử nhỏ Số hạng phân tử được kí hiệu một

cách day đủ là: XY; với X = 2S+1 = 1,2,3,4 tương ứng với bộ đơn, bộ đôi, bộ

tam, bộ tứ; Y = S,P,D, ứng L = 0,1,2,., nguyên tac lựa chọn chuyển đổi

lưỡng cực là AS = 0, AL = +1 va AJ = 0, +1: nhưng chuyển đổi J = 0 4 J =

0 bị cắm.

Bang 1.1 là danh sách các sự chuyển đổi bị cắm trong môi trường vật chất

trung hòa giữa các sao Dé tránh sự lặp lại, bảng này cũng chi ra các vạch được

tìm thấy trong môi trường ion.

Khi chuyển đổi giữa các mức bị cắm thì hấp thụ của bức xạ ở bước sóng

đó không phân bế ở mức cao hơn Với lý do tương tự, ta thường không chú ý

dén phát xạ kích thích Nếu vạch có độ dày quang học mỏng, mức năng lượng

cao hơn chỉ phan bố do va cham Phương trình cân bằng thống kê:

mCu = nụ (Âu + Cw) (1.7)

iCy= ee, te je

với Cy = nlowv), Cu = exp (=)

n là mật độ của phân tử bị ảnh hưởng do va cham, thường là electron tự do.

Khi electron chi phối va chạm, xác suất tái kích thích va chạm là:

„83 x 10~%

Cu= ea (1.8)

Từ đó suy ra cường độ va chạm, với hệ số được chon là tham số có cùng

đơn vị và ít phụ thuộc vào T,.

Mật độ ở mức cao hơn:

Tụ — đụ —hy Cu

n= Seo Ge) ato

-Giả sử cường độ yếu, ta bỏ qua hoàn toàn bức xạ kích thích và biểu thức hoàn

chỉnh cho bởi phương trình

nụ _ đu Awl c?/2hv? + Cuexp(—hu/kTx)

m gn (1+ 1,2/2hU3)Au + Cụ

Chú ý rằng, mức năng lượng cao thường có phân bồ rất thấp Nếu va cham

chiếm chi phối sự tái kích thích của mức cao thì Aw = Cy, do đó

Aut _ Merit

Con

với n là mật độ phân tử cho sự va cham.

Tích phân phương trình truyền qua S£ = #{n,(v)Au—[ni(v)Bu—nu(v) Bull},

thu được cưỡng độ của vạch có độ quang học mỏng ở mật độ nhỏ là:

hư

lạ = ru erg s !sterad"!

1.1 Môi trường khí trung hòa 7

Bảng 1.1: Danh sách các sy chuyển đổi bị cắm trong mối trường vat chất trung

hòa giữa các sao.

lon Bước chuyển A Au Qu Nerit

1.1 Môi trường khí trung hòa 8

Biểu thức chính xác cho mật độ cao dé dang thu được:

lu = a (6„/#,)exp(—hư/kTx)

ae “1+ (gu/g,)exp(—hU/KTk) + n/hen

với Nion là mật độ ion phát ra.

e Nếu n « noe: ys ~ n.nze.

e Nếu n > merit: Las ~ Mion: mức nang lượng dang ở trạng thái cân bằng nhiệt

Mức năng lượng siêu mảnh rAt quan trọng trong vat lý mỗi trường giữa

các sao.

Kết quả: Cu ( Ac,, =157,7um) rắt dé bị kích thích trong môi trường khuếch

tán và là chất lỏng làm nguội chủ yếu của vật chất của vật chất với điều kiện

nhiệt độ của nó nhỏ hơn 100K Ở nhiệt độ cao hơn, O:( Ao, = 63m) cũng

tham gia vào sự làm lạnh Trong vùng quang ly và va chạm, vạch phát xạ phân

tit như Hạ, CO, HạO cũng là chất làm lạnh chính Tất cả những vạch quan sát

được từ các nguồn nhờ vào bóng thám khong Kuiper, vệ tinh COBE, khí cầu

tảng bình lưu và các vệ tính khác.

(1.10)

1.1.3 Vach hắp thụ giữa các sao

Tổng quát: Chúng khác phổ của ngôi sao do chúng hẹp hơn và có bước sóng ổn định hơn ( khi bia ngôi sao gần hệ sao đôi, vạch của ngdi sao biến đổi

theo bước sóng do hiệu ứng Doppler của chuyển động quỹ đạo) Trong vùng

hồng ngoại và vùng cực tím gần, ta quan sát được các vạch của nguyên tử( Na,

K, Ca) và phan tử (CN, CH, CH+, Cạ ở bước sóng 1040A và OH gần 3080A).

Nhờ vào vệ tinh Copernicus nhiều phương tiện quan sát không gian như kính

thiên văn Hubble và vệ tinh FUSE, một số lượng lớn các vạch nguyên tử, ion

và phân tử đã quan sát được trong vùng cực tím xa Trong số các vạch nguyên

tử trong dãy Lyman của Hidro là đáng chú ý, và trong số các vạch phân tử làphân tử Hạ Các vạch này cung cấp một thông tin quan trọng về vạch hấp thụ

của ngôi sao quan sát thông qua phổ của vật chất giữa các sao; thành phần hóahọc và điều kiện vat lý trong môi trường vật chất khuếch tan Bay giờ chúng tacùng xét xem làm cách nào chúng ta có thể suy ra mật độ cột từ những quan

sất này Dương lượng độ dày của vạch được xác định bởi

w= [2a (1.11)

Io

line

với lạ cường độ môi trường sao liên tục theo hướng quan sát vạch va 1, là cường

độ vạch ở bước sóng À Đương lượng độ dày cho bởi đơn vị bước sóng, thông

thường là mA Mức năng lượng cao hơn của sự chuyển đổi thường có mật độ

1.1 Môi trường khí trung hòa 9

thấp hơn bởi vì nó có năng lượng cao hơn, tái kích thích tự phát và kích thích

từ mức năng lượng này có thể không chú ý, và chúng ta có phương trình đơn

“Trong trường hợp hyo/kT.~ > 1, từ phương trình

8œ1?q¡

thu được: 2

Na:

TÍU) = Bnu2a Audulv) (1.14)

Do ƒ ó„(U)d = 1, đương lượng độ day cho vạch hẹp là:

Nếu như vạch không có bề rộng hep, chúng ta phải xét tiết điện (profiles)

của nó Tiết điện vạch được xác định bởi cơ chế Doppler rộng ra và hẹp lai

Phần phía sau được gọi là sự rộng ra tự nhiên Sự rộng ra do va chạm thường

được bỏ qua trong vạch hấp thụ của môi trường sao.

1.1 Mõi tr khí trung hòa 10

b = V22, (oy : vận tốc phân tán đọc theo phương nhìn bao gồm vận tốc

với A là nguyên tử khối,

mp, là khói lượng proton,

+ là hằng số dap tắt ( nghịch đảo thời gian sống ở mức năng lượng cao).

Tích chập ® cho bởi đặc trưng Voigt, do đó:

Tích phan exp{—7(v)} trên mặt nghiêng ta sé thu được đương lượng độ

day của nó Khi độ dày quang học tăng, đương lượng độ day tỉ lệ thuận với mat

độ cột N, sau đó là (log N)!⁄2 ( độ bằng phẳng Doppler là nơi đương lượng độ

dày phụ thuộc rất ít vào mật độ cột), cuối cùng là N!/? (phần dập tắt là hình

dang đường cong bị chi phối bởi "đôi cánh dập tắt" ( dampting wings) và là nơi

độ dày quang học lại nhạy với mật độ cột) Nhưng các vạch hấp thụ lại nằm

trong vùng Doppler bằng phẳng

Bây giờ, xét những vạch hấp thụ của các nguyên tố khác ở những bước

sóng khác nhau trong cùng một đám mây Giả sử rằng bởi hiệu ứng Doppler,chúng rộng ra giống nhau với cùng vận tốc phân tán ( đó là trường hợp độ dàyDoppler chịu ảnh hưởng bởi sự chuyển động hỗn loạn hơn trường hợp phổ biến

là chuyển động nhiệt) Do dày Doppler Ap tỉ lệ với bước sóng À và đối với vạch

không bão hòa W « AAp « A Kết quả là, nếu vẽ đường cong phát triển ( hình

1.2) với trục tung là hàm log(W/A) và trục hoành là hàm log(AN ƒ) Mỗi điểm

đại diện cho các vạch khác nhau ( kể cä vạch bão hòa) nằm trên những đường

riêng biệt Khi độ dày vạch chỉ phối bởi đôi cánh dập tắt, điều này không áp

dụng cho trường hợp mật độ cột lớn vì hằng số dập tắt của tất cả các vạch thì

khõng giống nhau.

Kĩ thuật rút gọn tốt hơn việc sử dụng đường cong phát triển bao gồm việc

làm cho thích hợp hình dạng đường cong bằng một mô hình mà chúng ta đã

giới thiệu như là tham số theo phương nhìn Công nghệ này chỉ sử dụng cho đặc

trưng phức tạp.

1.1 Môi trường khí trung hòa

Hình 4 V/

105

L0G 0,72)

Hình 1.2: Đặc trưng vạch hấp thụ giữa các sao và đường cong phát triển.

Mặt độ cộc càng lớn thì didi cách đập tắt càng rộng, Hình bị D8 thị biểu dibn đường cong phát triển của cùng một vạch,

wt đương lượng độ dày th hàm theo mật độ cột, Dường cong phát triển tách thành hal đường ứng với hai giá trị của

BEng sẽ đặp tất, Hình c: Dưỡng cong phát triển của các nguyên tÁ trong môi trường vật chất phía trước sao ¢ Opbischi.

1.1 Môi trường khí trung hòa 12

Két quả 1: Ap dụng cho môi trường vật lý của sao

Các vạch chính ( vạch cộng hưởng từ mic năng lượng cơ bản của nguyên

tử) khi quan sát phổ vùng nhìn thấy của nhiều ngôi sao là :

e Vạch đôi Dị và Dạ của nguyên tử Na trung hòa(5889-5895 Á ) Các vạch này

thường là bão hèa và rất khó suy ra sự phong phú cau Na từ chúng Với mục

đích đó, tốt hơn là sử dụng vạch UV yếu ở bước sóng 3302.4A và 3303A,

e Vạch của K trung hòa ở 7699A,

2 vạch H va K của ion Ca ở bước sóng 3933A và 3968A.

e Vạch của Ca trung hòa ở 4226 Ả

e Vạch véu của Li, Ti+,

Những vạch này thường nhiều chứng tỏ sự hiện diện của nhiều đám mây

vat chất dọc theo phương quan sat Thông tin thu được từ hình dạng đường

cong (vận tốc rời xa nội tại trong mỗi đám mây, chuyển động tự do giữa các

đám mây) bổ sung những điều được rút ra từ vạch 2lem của Hidro

Sự tồn tại của vạch Ca? và Ca* cùng cho phép chúng ta thu được nhiệt độ

ion của đám may Từ đó ta thấy rằng Ca* phong phú hơn Ca® Dé là do bức

xạ UV tir ngõi sao với năng lương trong khoảng 6.11 eV (2038 nm) và 13,6 eV

(91.1 nm) Môi trường trung hòa không chắn sáng ở bước sóng ngắn do sự hấp

thụ mạnh của nguyên tử Hidro Cân bằng ion của Ca cho bởi:

n(Ca®)T' = n(Ca†)nạa

với ƒ` là xác suất ion hóa trên một giây của Ca trung hòa, có thé ước lượng nếu

ta biết trường bức xạ tử ngoại và œ là xác suất tổ hợp trên 1 giây, n„ là mặt độ

electron, a phụ thuộc nhiệt độ electron T, và biến đổi theo TZ?7 T, bằng động

năng nhiệt, mà ta có thể ước lượng từ quan sát vạch 21 cm Từ đo lường mật

độ cột của Ca trung hòa và ion mà Ca được giả sử tỉ lệ với thể tích mật độ, ta

có thể ước lượng mật độ electron N„ được tìm thấy thường thắp hơn le/cm?.

Phan lớn các electron tự do trong các đám máy giữa các sao có liên hệ rõ rang

với tia cực tim và hình thành khi ion hóa C: đa số các nguyên tố có thế ion hóa

(11.36 eV) thắp hơn nguyên tử hidro.

Vùng UV có nhiều vạch hắp thụ hơn vùng nhìn thấy (do các nguyên tử và

ion có vạch trong vùng UV, đáng chú ý là không có He) Tương tự vùng nhìn

thấy, các vạch rõ thì bão hòa và khó xác định chính xác mật độ cột nhưng thực

tế nhiều nguyên tố (như Oo, C) có cường độ vạch trong vùng UV rất yếu Trong

nhiêu trường hợp nguyên tố tương tự có thé quan sát như nguyên tử trung hòa

và ion Từ đó, ta có thể suy ra mật độ electron theo cách tương tự như Ca.

Do sự chuyển đổi các mức nàng lượng con trong cùng trạng thái cơ bản

nên ta quan sát được nhiều vạch rất gần nhau Dựa vào đó có thể thu được giá

1.1 Môi trường khí trung hòa 13

trị thông tin về các tham số vật lý mà có thé xác định được sự kích thích đó, cơ

ban là mat độ electron.

Két quả 2: Xác dinh sự phong phú của các nguyễn tế trong môi

trưởng khí giữa các sao

Ứng dụng quan trọng nhất của vạch hấp thụ vùng cực tím là xác định thành phần các nguyên tố ở thể khí trong môi trường vật chất liên sao Mật độ cột thu

được của nguyên tử Hidro khá rõ ràng thông qua hình dạng của vạch Lyman a

ở bước sóng 1215.67Ả Mat độ cột liên hệ với đương lượng độ dày bởi biểu thức:

N mc W? ` #17 Way

với + là hãng số dập tắt.

Tuy nhiên vạch này vẫn rat rộng Do khó khăn trong trong việc xác định

nên sao liên tục nên tốt hơn hết là sử đụng lý thuyết đối với việc quan sát vạch

này Đối với vạch Lyman a, ta có thé dùng công thức gần đúng (chi đúng trong

trường hợp vạch này gần vạch trung tâm):

& -m_ Nn

r(A) =426 x 107 Ta (1.22)

với Nụ (nguyên tử/ em), Ag: bước sóng trung tam, À (A).

Di nhiên, việc chuẩn hóa mức độ phong phú của hidro đòi hỏi phải thêm

vào mật độ cột của Hi, N(Hi), gấp đôi mặt độ cột của phân tử hidro N(Hu) thu

được từ vạch hap thụ của chúng ở bước sóng A < 115nm.

Đối với nguyên tử khác rất khó để ước lượng tổng độ phong phú nếu chỉ

quan sát được một trạng thái ion hóa Đi với O, N và các khí hiếm, vấn dé này

không xảy ra vì chúng không bị ion trong môi trường trung hòa Còn đối với

phần lớn các kim loại và cacbon mà tồn tại ở trang thái ion đơn lẻ trong môi

trường thì chẳng có gì khó khăn, với điều kiện là các ion này có thể quan sát

được Mat khác cân bằng sự ion hóa nên giải quyết dua theo hiểu biết mật độ

electron thu được từ cặp ion hoặc nguyên tử trung hòa, mà canxi là một ví dụ.

Bang |.2 tóm tắt sư phong phú của các nguyên tử thu được theo hai phương

khác nhau, một trong môi trường lạnh khuếch tán và còn lại trong môi trường

nóng khuếch tan So sánh mức độ phong phú đo lường được trong Hệ mặt trời, Sao trẻ loại B (gần mặt trời) và vùng Hu

Điều đáng lưu ý là hệ mặt trời giàu các nguyên tố nang hơn các ngõi sao

trẻ ở gan hệ hệ mat trời Diéu này dưa ra một vấn đề để nghiên cứu cho sự tiến hóa của Thiên ha của chúng ta, vì sự phong phú của các nguyên tố nặng được

mong đợi là sẽ tăng dần theo thời gian Sự phong phú của vùng Hu xấp xi hệ

mặt trời, nhưng có vài điều không chấn ngoại trừ oxi Sắt kém phong phú trongvùng Hu Lưu ý rằng, phần lớn các nguyên tố kém phong phú trong mdi trường

1.1 Mõi trường khí trung hòa 14

Bảng 1.2: Sự phong phú của các nguyên tố ở thể khí theo hai phương nhìn; sao

sánh mức độ phong phú trong Hệ mặt trời gần sao loại B, F, G và vùng Hy)

Su phong phú được tính theo công thức 12 + log(X/H), X: kí hiệu hóa học của

nguyên tố, H: hidro Cột 6 và 7 bị khuyết do lấy mat trời làm chuẩn; [X/H] =

1.1 Môi trường khí trung hda 15

Hình 1.3: Thể hiện một ví dụ sự phong phú của các nguyên tố ở thể khí trong

môi trường vật chất giữa các sao (so với sự phong phú của Hệ mặt trời) được

đo lường bằng máy quang phd GHRS UV trong kính thiên văn Hubble.

khuếch tán so với hệ mặt trời, các sao trẻ và vùng Hu Ngoại trừ S,Zn và P vốn

phong phú trong mặt trời thì có nhiều hơn trong môi trường trung hòa nóng

Diều này cho chứng tỏ rằng sự phong phú của các nguyên tố không thể biết

chính xác trong môi trường vật chất giữa các sao.

Các nguyên tố vắng mặt trong môi trường vật chất được ở trong các hạt

bụi Sự kém phong phú của các nguyên tố lớn hơn nếu nhiệt độ của chúng ngưng

tụ tăng (điều này được thừa nhận) Sự ngưng tụ xảy ra ở cạnh vỏ một ngôi sao,

và cũng chính là môi trường vật chất sao Sự phong phú lớn hơn trong môi

trường vật chất nóng, giả thuyết đưa ra là do sự bếc hơi của các hạt bụi, chắc chắn như một hệ quả của sự va chạm, làm cho một phần các nguyên t6 trở lại

thể khí

Cuối cùng, ta nên đẻ cập đến việc phát hiện khá nhiều các nguyên tế ion

như Crv, Nv và Or Thậm chí Crv còn được quan sát thông qua vạch phát xạ.

1.2 Thành phần phân tử 18

1.2 Thành phần phân tử

1.21 Giới thiệu

Khi quan sát một ngôi sao sáng , người ta phát hiện ra 3 phân tử CH, CH+,

CN thông qua vạch hap thụ của chúng do đó, chúng tồn tại trong môi trường

vật chất khuếch tán.

Nam 1965, nhờ quan sắt võ tuyến vạch phát xạ phát hiện ra OH,NHạ,HạO.

Năm 1970, nhiều phân tử khác được tìm thấy khi quan sát bước sóng nm Ngày

nay, hơn 120 phân tử được biết trong môi trường vật chất và vỏ các ngôi sao

lạnh Trong đó mot số lượng đáng kẻ được tìm thấy trong sao đôi, nhiều phân

tử được tìm thấy ở thiên hà xa Đặc biệt, CO được tìm thấy trong thiên hà có

độ lệch đỏ rất lớn.

Bảng 1 3 là danh sách các phân tử được biết đến trong môi trường vật chất

tính đến cuối 2003.

9IPtH YULP BIH

'H21300AA ƯE[V tọq YU deo 5ônp Agu q2ws Yue '8ượu Zượ) Ni ayy : -[ “Buga

yoru yy upYyd : =9 !UIỆP UT 20T [4 OBS IQŸu 32ÿ2 Q69 Ny UBYY “!OY OBS 8u013 Ẩÿ(3 WILY OOMp trộp út 14 ượgd 3ưnj