đặc tính hóa quá trình giải phóng lưỡng cực phân tử khí co của các sao lùn nâu ở ρ ophiuchi và taurus

BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP HỒ CHÍ MINH Đặng Đức Cường ĐẶC TÍNH HÓA QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ CO CỦA CÁC SAO LÙN NÂU Ở ρ OPHIUCHI VÀ TAURUS LUẬN VĂN THẠC SĨ VẬT LÝ Thành phố Hồ Chí Minh – 2012 BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP HỒ CHÍ MINH Đặng Đức Cường ĐẶC TÍNH HÓA QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ CO CỦA CÁC SAO LÙN NÂU Ở ρ OPHIUCHI VÀ TAURUS Chuyên ngành: Vật lý nguyên tử, hạt nhân & lượng cao Mã số: 60 44 05 LUẬN VĂN THẠC SĨ VẬT LÝ NGƯỜI HƯỚNG DẪN KHOA HỌC: TS PHAN BẢO NGỌC Thành phố Hồ Chí Minh – 2012 LỜI CẢM ƠN Luận văn hoàn thành không thành riêng tôi, kết trình dạy dỗ, bảo tận tình đầy trách nhiệm người Thầy đáng kính TS Phan Bảo Ngọc (Bộ môn Vật lý – Trường Đại Học Quốc Tế – Đại Học Quốc Gia Tp Hồ Chí Minh) Tôi người may mắn nghiên cứu với Thầy, Thầy gương sáng cho nhiều hệ học trò Việt Nam nhiều nước khác học tập Tôi xin biết ơn Thầy Tôi chân thành cảm ơn Quý Thầy, Cô giảng dạy lớp Cao học Vật lý nguyên tử, hạt nhân & lượng cao, khóa 21 (2010-2012); Thầy, Cô, nhân viên Phòng Sau Đại Học - Trường Đại Học Sư Phạm Tp Hồ Chí Minh tạo điều kiện thuận lợi cho lớp hoàn thành khóa học Tôi gửi lời cảm ơn đến anh Hoàng Ngọc Duy, Đỗ Duy Thọ chị Nguyễn Ngọc Linh (Bộ môn Vật lý - Trường Đại Học Quốc Tế - Đại Học Quốc Gia Tp Hồ Chí Minh) giúp đỡ chân thành suốt trình nghiên cứu trường Cuối cùng, xin biết ơn người thân, người bạn tạo điều kiện tài bạn bè giúp đỡ tinh thần suốt trình học tập nghiên cứu Thành phố Hồ Chí Minh, ngày …… tháng …… năm 2012 Người viết Đặng Đức Cường MỤC LỤC LỜI CẢM ƠN i MỤC LỤC ii DANH MỤC CÁC HÌNH VẼ v DANH MỤC CÁC BẢNG viii DANH MỤC CÁC HẰNG SỐ VÀ ĐƠN VỊ ix MỞ ĐẦU - Chương 1: TỔNG QUAN - 1.1 SAO LÙN NÂU - 1.1.1 Sao lùn nâu - 1.1.2 Các thuộc tính vật lí lùn nâu - 1.1.2.1 Khối lượng - 1.1.2.2 Nhiệt độ - 1.1.2.3 Bán kính - 1.1.2.4 Phân loại lùn nâu theo kiểu phổ - 1.1.3 Những khu vực tìm kiếm, phát lùn nâu - 1.2 HỆ THỐNG KÍNH THIÊN VĂN VÔ TUYẾN - 1.2.1 SMA (the SubMillimeter Array) - 1.2.2 CARMA (the Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy) - 1.2.3 ALMA (the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) - 10 - Chương 2: CÁC GIẢ THUYẾT HÌNH THÀNH SAO LÙN NÂU VÀ CÁC QUAN SÁT THỰC NGHIỆM KIỂM CHỨNG - 12 2.1 CÁC GIẢ THUYẾT HÌNH THÀNH SAO LÙN NÂU - 12 2.1.1 Quá trình hình thành thông thường - 12 2.1.2 Các giả thuyết hình thành lùn nâu - 18 2.1.2.1 Mô hình lùn nâu hình thành theo cách thức thông thường khối lượng thấp - 18 2.1.2.2 Các mô hình khác nguồn gốc hình thành lùn nâu - 20 2.2 CÁC QUAN SÁT THỰC NGHIỆM KIỂM CHỨNG NGUỒN GỐC SAO LÙN NÂU HÌNH THÀNH GIỐNG CÁC SAO THÔNG THƯỜNG KHỐI LƯỢNG THẤP - 23 - 2.2.1 Các đĩa bồi đắp xung quanh lùn nâu - 23 2.2.2 Các luồng lưỡng cực phân tử khí - 25 2.2.3 Hàm khối lượng ban đầu (IMF) - 25 2.2.4 Sự phân bố vận tốc phân bố không gian - 26 - Chương 3: QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ CO - 29 3.1 SỰ HÌNH THÀNH VÀ PHÂN HỦY PHÂN TỬ KHÍ CO TRONG ĐÁM MÂY PHÂN TỬ - 29 3.1.1 Phổ lượng dao động lượng quay phân tử lưỡng nguyên tử CO - 29 3.1.1.1 Phổ lượng dao động - 29 3.1.1.2 Phổ lượng quay - 30 3.1.2 Sự hình thành phân tử khí CO - 31 3.1.2.1 Sự hình thành phân tử khí CO vùng lạnh (T < 100 K) - 31 3.1.2.2 Sự hình thành phân tử khí CO vùng ấm (T ≥ 100 K) - 32 3.1.3 Sự phân hủy phân tử khí CO - 33 3.2 QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ CO Ở CÁC SAO THÔNG THƯỜNG - 33 3.2.1 Các đặc tính quan sát luồng lưỡng cực phân tử - 33 3.2.1.1 Tính phổ biến - 33 3.2.1.2 Tính lưỡng cực - 34 3.2.1.3 Hình thái cấu trúc luồng - 35 3.2.1.4 Sự chuẩn trực - 35 3.2.2 Các tham số vật lý luồng lưỡng cực phân tử khí từ quan sát phổ phát xạ CO - 36 3.2.2.1 Khối lượng - 36 3.2.2.2 Các tham số động học - 37 3.2.2.3 Các tham số động lực học - 38 3.2.3 Các luồng trung hòa vận tốc cao - 39 3.2.4 Nguồn gốc luồng phân tử - 41 3.2.4.1 Mô hình sốc uốn hình cung điều khiển tia vật chất - 41 3.2.4.2 Mô hình lớp vỏ điều khiển gió góc rộng - 42 3.2.5 Nguồn gốc gió/tia vật chất - 43 - 3.2.5.1 Mô hình đĩa–gió - 44 3.2.5.2 Mô hình gió–X - 45 3.3 QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ CO Ở VÙNG KHỐI LƯỢNG DƯỚI SAO - 46 3.3.1 Các luồng lưỡng cực phân tử vùng khối lượng - 46 3.3.1.1 Luồng lưỡng cực phân tử từ IRAM 04191+1522 - 46 3.3.1.2 Luồng lưỡng cực phân tử từ L1014-IRS - 48 3.3.1.3 Luồng lưỡng cực phân tử từ ISO-Oph 102 - 48 3.3.1.4 Luồng lưỡng cực phân tử từ L673-7-IRS - 50 3.3.1.5 Luồng lưỡng cực phân tử từ MHO - 51 3.3.1.6 Luồng lưỡng cực phân tử từ L1148-IRS - 52 3.3.2 So sánh thuộc tính vật lý tiêu biểu luồng vùng khối lượng - 53 - Chương 4: ĐẶC TÍNH HÓA QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ CO TỪ SAO LÙN NÂU GM TAU - 55 4.1 SAO LÙN NÂU GM TAU - 55 4.1.1 Các tham số vật lý - 55 4.1.1.1 Khối lượng - 55 4.1.1.2 Nhiệt độ - 56 4.1.1.3 Bán kính - 56 4.1.1.4 Kiểu phổ - 56 4.1.2 Tín hiệu luồng từ GM Tau - 56 4.1.2.1 Biên dạng vạch P Cygni - 56 4.1.2.2 Biên dạng vạch P Cygni GM Tau - 58 4.2 QUAN SÁT VÀ XỬ LÝ SỐ LIỆU - 59 4.3 KẾT QUẢ VÀ THẢO LUẬN - 60 4.4 KẾT LUẬN - 66 - DANH MỤC CÁC CÔNG BỐ CỦA TÁC GIẢ - 68 TÀI LIỆU THAM KHẢO - 69 Phụ lục - 76 - DANH MỤC CÁC HÌNH VẼ Số thứ tự Hình Diễn giải Trang 1.1 Sao lùn nâu so với thông thường hành tinh 1.2 ăngten SMA 1.3 23 ăngten CARMA 1.4 2.1 2.2 2.3 2.4 2.5 10 2.6 50 ăngten hệ kính 12-m ALMA tương lai Phổ phân bố lượng vật thể tiền giai đoạn Phổ phân bố lượng vật thể tiền giai đoạn I Phổ phân bố lượng vật thể tiền giai đoạn II Phổ phân bố lượng vật thể tiền giai đoạn III Quá trình hình thành thông thường khối lượng thấp Phổ hồng ngoại số đĩa quanh SLN khối lượng thấp 11 15 15 16 17 17 24 Hàm khối lượng bân đầu vùng hình thành 11 2.7 Taurus, IC 348, Chamaeleon I chòm Trapezium 26 Sự phân bố không gian thông thường 12 2.8 (kiểu phổ ≤ M6) lùn nâu (kiểu phổ > M6) 27 vùng hình thành Taurus 13 3.1 Các mức lượng dao động phân tử CO 29 14 3.2 Các mức lượng quay phân tử CO 30 15 3.3 16 3.4 17 3.5 18 3.6 19 3.7 20 3.8 21 3.9 Một biểu đồ đơn giản hóa mô hình đĩa–gió 43 22 3.10 Một biểu đồ mô hình gió–X 44 23 3.11 24 3.12 Sơ đồ cấu trúc luồng lưỡng cực phân tử khí vật thể trẻ L1551 Các ví dụ hình thái cấu trúc luồng lưỡng cực NGC2071 luồng đẳng hướng S140 Biểu đồ phân bố khối lượng luồng mẫu gồm 46 luồng từ Snell (1987) Sự phát xạ CO J = 2→1 luồng L1448 Biểu đồ đơn giản mô hình sốc uốn hình cung điều khiển tia vật chất hệ tọa độ trụ Biểu đồ đơn giản mô hình lớp vỏ điều khiển gió góc rộng hệ tọa độ trụ Bản đồ luồng lưỡng cực phân tử khí CO J = 2→1 từ IRAM 04191 Đồ thị vị trí–vận tốc khối khí phát xạ CO J = 33 34 35 38 40 41 45 47 2→1 luồng ISO-Oph 102 25 3.13 26 3.14 27 4.1 28 4.2 29 4.3 30 4.4 31 4.5 Bản đồ cường độ khối khí phát xạ CO J = 2→1 luồng lưỡng cực từ L673-7-IRS Biểu đồ vị trí–vận tốc khối khí phát xạ CO J = 2→1 luồng lưỡng cực từ MHO Sơ đồ biểu diễn nguồn gốc biên dạng vạch P Cygni Biên dạng vận tốc Hα từ GM Tau Hình ảnh hồng ngoại gần cường độ phát xạ vạch CO J = 2→1 xung quanh vị trí SLN GM Tau Hình ảnh hồng ngoại gần cường độ phát xạ vạch CO J = 2→1 xung quanh vị trí SLN ISO-Oph 102 Biểu đồ vị trí–vận tốc khối khí phát xạ CO J = 2→1 từ luồng GM Tau 48 49 55 56 58 59 60 Đề xuất hướng nghiên cứu TS Phan Bảo 32 4.6 Ngọc việc tìm hiểu nguồn gốc hình thành lùn nâu 64 DANH MỤC CÁC BẢNG Số thứ tự Bảng 1.1 1.2 3.1 3.2 3.3 3.4 3.5 3.6 4.1 Diễn giải Các cấu hình kính thiên văn vô tuyến SMA Các đặc tính cấu hình mảng kính thiên văn vô tuyến CARMA Các thuộc tính động học động lực học luồng lưỡng cực phân tử từ L1014-IRS Các thuộc tính động học động lực học luồng lưỡng cực phân tử từ ISO-Oph 102 Các thuộc tính động học động lực học luồng lưỡng cực phân tử từ L673-7-IRS Các thuộc tính động học động lực học luồng lưỡng cực phân tử từ MHO Các thuộc tính động học động lực học luồng lưỡng cực phân tử từ L1148-IRS So sánh thuộc tính vật lý tiêu biểu luồng vùng khối lượng Kết ước tính tham số vật lý luồng từ GM Tau Trang 10 46 47 49 50 51 51 62 Phụ lục PHỤ LỤC A Ở trình bày toàn văn báo tham dự Hội Nghị Quốc tế Lực hấp dẫn, Vật lý thiên văn Vũ trụ học lần thứ 10 (ICGAC 10) Quy Nhơn vào tháng 12 năm 2011 The Coldest Stars in the Universe Ngoc Phan-Bao1, Cuong Dang-Duc1,2, Thu Nguyen-Anh1,2, Duy Hoang-Ngoc1, Tuan Cao-Anh2 Department of Physics, HCM International University - Vietnam National University, HCM, Vietnam Department of Physics, University of Education, HCM, Vietnam Email : pbngoc@hcmiu.edu.vn Abstract Brown dwarfs are on the dividing line between planets and stars, and generally have masses between 13 and 75 Jupiters As the theoretical minimum mass for a star to sustain hydrogen-burning fusion reactions is 75 Jupiters, therefore brown dwarfs are not massive enough to maintain stable fusion reactions during most of their lifetime With such very low masses, brown dwarfs have estimated effective temperatures less than about 2700 K The coolest known brown dwarfs have temperatures of about 300 K as cool as the human body They are therefore the coldest stars in the universe Due to their substellar mass and their extremely low temperature, the physical properties of brown dwarfs are quite different from those of low-mass stars (e.g., the Sun) Here we provide the basic physical properties of brown dwarfs such as temperature, mass, radius, spectral class with the most recent discoveries of coolest brown dwarfs using Wide-Field Infrared Survey Explorer Based on our first detections of molecular outflows from young brown dwarfs in ρ Ophiuchi and Taurus, we then focus on the discussion of the brown dwarf origin that is the most important issue of the brown dwarf science Introduction The existence of brown dwarfs was theoretically predicted in 1963 by Kumar [11], however until 1995 the first detections of brown dwarfs were claimed by Rebolo et al [28] and by Nakajima et al [21] Up to now, large-scale surveys such as DEep Near Infrared Survey (DENIS), Two Micron All Sky Survey (2MASS) and Sloan Digital Sky Survey (SDSS) have discovered more than 1,000 nearby brown dwarfs In 1999, Martín et al [18] and Kirkpatrick et al [10] discovered dwarfs cooler than M stars, leading them to define a new class “L” Later in 2002, Burgasser et al [4] discovered methane dwarfs, also leading them to define an additional class “T” for dwarfs even cooler than L dwarfs These discoveries have extended the Harvard spectral class to be “O B A F G K M L T” Recently completed and ongoing surveys, which are much deeper than the previous ones, such as UKIRT Infrared Deep Sky Surveys (UKIDSS), Wide-Field Infrared Survey Explorer (WISE) and Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System (PANSTARS) have revealed the coolest brown dwarfs of spectral type Y Using WISE data, Cushing et al [8] have discovered the first six early-Y dwarf candidates The estimated temperatures of these Y dwarf candidates are extremely low in the range from 300 K to 500 K and comparable to the humain body temperature More even cooler dwarfs (i.e., later Y spectral types) are expected to be discovered by these surveys All these discoveries have greatly improved our understanding of the physical properties as well as the origin of brown dwarfs, bridging the gap between stars and planets We will provide the basic physical properties in Sec 2, we present our discoveries of molecular outflows and discuss these findings in the context of brown dwarf formation in Sec Basic Physical Properties of Brown Dwarfs 2.1 Mass Mass is the most basic property of brown dwarfs, as it determines all other physical properties, such as temperature, radius and spectral class Theoretical evolution models (e.g., Chabrier & Baraffe [5]) estimate brown dwarfs have masses between about 13 and 75 M J (M J : Jupiter mass) Direct mass measurements (e.g., Stassun et al [32]) of brown dwarfs in eclipsing binary systems have generally agreed with the models According to the theoretical models, stars with masses below about 0.3 solar masses are fully convective and thus these stars, not like the Sun, they not have a radiative core Since the mass of brown dwarfs is below this limit, therefore all brown dwarfs are fully convective The lack of a radiative core in brown dwarfs significantly changes their magnetic field morphology (see Phan-Bao et al [25] for more details) One should note here that stars will burn lithium by the following reaction in at most 100 Myr [6], while brown dwarfs not massive enough to reach the core temperature required to so: (1) Li + p →2 4He The above reaction occurs at a lower temperature than is required for hydrogenburning fusion Theoretical models [5] estimate a lithium-burning minimum mass of ~ 60 MJ This provides the basis of the so-called “lithium test” [17, 27] All brown dwarfs with masses in the range of 13-60 M J will exhibit the 6708 Å lithium absorption doublet, whereas more massive brown dwarfs (60-75 M J ) will destroy lithium at ages older than ~100 Myr The “lithium test” therefore is used to identify bona-fide brown dwarfs with masses below 60 M J However, there is strong age-dependence of the “lithium test” [6]: stars at ages younger than 100 Myr (depending on the mass) will also exhibit lithium Therefore, the age of brown dwarfs must be taken into account when using this test to identify bona-fide brown dwarfs 2.2 Temperature The stellar temperature depends on both mass and age Brown dwarfs have effective temperatures estimated from about 400 K to 2700 K (Leggett et al [14]) Recently, using the WISE data Cushing et al [8] have identified early-Y dwarfs with temperature estimates down to ~300 K even cooler than the human body temperature These objects are the coolest brown dwarfs that have been revealed so far, reaching the boundary between brown dwarfs and giant planets 2.3 Radius All old brown dwarfs (~1 Gyr) roughly have the same radius as Jupiter [6] The radii of brown dwarfs vary by only ~10% over their mass range Young brown dwarfs may have larger radii, depending on their age For example, brown dwarfs at an age of ~1 Myr are about 500% larger than brown dwarfs at Gyr [32] Direct radius measurements of brown dwarfs by monitoring eclipsing binary systems have generally agreed with theoretical models One should note that the brown dwarf radius can be affected by magnetic field effects, which may yield an increase of 10−15% in radius [7] 2.4 Spectral Class Brown dwarfs may have spectral types of late-M (M7 or later), L, T and Y In spectral class M, the optical spectrum of brown dwarfs is dominated by titanium oxide (TiO) and vanadium oxide (VO) molecules In class L, metallic oxides (TiO and VO) quickly disappear and they are replaced by metallic hydrides (e.g., CrH and FeH), strong neutral atomic lines of alkali metals and sometimes Li I at 6708 Å Whereas the near-infrared (NIR, 1−2.5 μm) spectra of L dwarfs are similar to those of M dwarfs, dominated by absorption bands of water (H O) and carbon monoxide (CO), the NIR spectra of T dwarfs show strong absorption bands of methane (CH ) These methane bands can be only found in the giant planets of the solar system and Titan Class Y are expected to be even cooler than class T and their NIR spectra must show ammonia features (NH ) significant enough to trigger a new spectral class (“Y”) Using NIR photometric data from WISE, Cushing et al [8] have discovered the first six early-Y dwarf candidates Their NIR spectra likely showing NH absorption features More cooler Y dwarfs are needed to be revealed to confirm these NH features in the NIR spectra of Y dwarfs Molecular Outflows in Brown Dwarfs: New Constraints on Brown Dwarf Formation Stars with a few solar masses can form by direct gravitational collapse mechanism [30] The typical process of star formation starts with collapse, accretion and launching of material as a bipolar outflow [12] For the case of very low mass objects at the bottom of the main sequence, brown dwarfs (BD) (13–75 M J ) and very low-mass (VLM) stars (0.1–0.2 M ⊙ ) have masses significantly below the typical Jeans mass (~1 M ⊙ ) in molecular clouds, and hence it is difficult to make a VLM stellar embyro by direct gravitational collapse but prevent subsequent accretion of material onto the central object once the VLM embryo formed These VLM objects are therefore thought to form by different mechanisms (see [34] and references therein) Two major models have been proposed for their formation In the standard formation model, they form like low-mass stars just in a scaled-down version, through gravitational collapse and turbulent fragmentation of low-mass cores (e.g., [23]) In the ejection scenario, the VLM objects are simply stellar embryos ejected from unstable multiple protostellar systems by dynamical interaction with the other embyros These VLM embryos are ejected from their gas resevoir and then they become VLM stars and BDs (e.g., [29, 1, 2]) Observations (see [15] and references therein) of the BD and VLM star properties in different star-forming regions such as their initial mass function, velocity and spatial distributions, multiplicity, accretion disks and jets have demonstrated that stars and BDs share similar properties This strongly supports the scenario that BDs and VLM stars form as low-mass stars One should note that additional mechanisms (e.g., the ejection) are possible but they are not likely dominant in making VLM objects More observations are needed to understand how these VLM objects form, especially observations at very early stages provide us an insight into the formation mechanism of VLM objects Therefore, we have searched for molecular outflows from young brown dwarfs at different classes in star-forming regions to characterize the outflow properties such as size, mass, mass-loss rate, velocity These outflow properties not only provide strong observational constraints on theoretical models of brown dwarf formation (e.g., [16]) but also allow us to identify proto-brown dwarfs at different stages Here we report our observations of eight brown dwarfs and VLM stars in two star-forming regions ρ Ophiuchi and Taurus using the Submillimeter Array (SMA) and the Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy (CARMA) Among these eight VLM objects, we have detected molecular outflows from three targets [24, 26]: (1) ISO-Oph 102, a brown dwarf with a mass of 60 M J in ρ Ophiuchi; (2) MHO 5, a VLM star of 90 M J in Taurus; (3) GM Tau, a brown dwarf of 75 M J in Taurus The outflow properties of these objects are similar to each other with outflow sizes of about 500-1000 AU, outflow masses of 10−4 M ⊙ , mass loss rates of 10−9 M ⊙ yr−1, and outflow velocities of 1-2 km s−1 All these values are over 100 times smaller than those in low-mass stars Figure shows an overlay of a near-infrared image and the integrated intensity in the carbon monoxide (CO J = − 1) line emission at 230 GHz from ISO-Oph 102 Two spatially resolved blue- and red-shifted CO components are symmetrically displaced on opposite sides of the brown dwarf position, with the size of each lobe of about 8" corresponding to 1000 AU in length This is similar to the typical pattern of bipolar molecular outflows as seen in young stars [12] The two outflow components (see Fig 2) show a bow shock structure with a wide range of velocity, an effect of the interaction between the jet propagation and the ambient material, which appears very similar to the bow shock phenomena as seen in young stars [13] Such a CO outflow morphology suggests that the jetdriven bow shock model (e.g., [19]) may be at work in ISO-Oph 102 It is worthy to note that the IRS infrared (7.5-14.3 μm) [9] spectra of ISOOph 102, MHO 5, and GM Tau all show crystalline silicate features: enstatite (MgSiO ) at 9.3 μm and very strong forsterite (Mg SiO ) at 11.3 μm [24] This provides a direct evidence of grain growth and dust settling, indicating the objects are in the transition phase between the class II and III (a class with an optically thin disk) and these VLM objects are reaching their final masses As the outflow sweeps away the gas and dust in the vicinity of the young VLM objects, the coexistence of molecular outflow and crystallization therefore favors the rocky planet formation around these young brown dwarfs and VLM stars We are currently modeling infrared spectra of young brown dwarfs to estimate the fraction of crystallization in the brown dwarf disk The result of this modeling work may provide us some implications in finding planets forming around VLM stars and brown dwarfs Our detections clearly indicate that the bipolar molecular outflows in young brown dwarfs and very low-mass stars are very similar to outflows as seen in young stars but scaled down by three and two orders of magnitude for the outflow mass and the mass-loss rate, respectively The detections also demonstrate that the molecular outflow process in VLM objects occurs in both low and high density environments (Taurus and ρ Ophiuchi) and thus support the idea that they likely share the same formation mechanism with low-mass stars This suggests that the terminal stellar/brown dwarf (even planetary) mass is not due to different formation mechanisms but more likely due to the initial mass of the cloud core As optical jets are not observable due to the high extinction of a surrounding envelope in the very early stages of brown dwarf formation (e.g., class 0, class I), therefore molecular outflows offer us a unique tool to identify proto-brown dwarfs at the earliest stages Figure shows the total intensity map of CO emission of a proto-brown dwarf candidate in ρ Ophiuchi Its position-velocity diagram reveals the blue and red-shifted outflow components The central object is only visible at millimeter wavelengths (1.3 mm) with a flux density of ± mJy, suggesting that this object is in a very early stage of star formation The small-scale and lowvelocity outflows (Fig 4) are similar to those we observed in our young brown dwarfs and other proto-brown dwarfs (e.g., L1014-IRS, [3]), indicating that the source is very likely a proto-brown dwarf at class 0/I Further observations are needed to confirm the source nature The Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) with 10-100 times more sensitive and 10-100 times better angular resolution than the current mm/submm arrays is an excellent instrument for studying such these objects and searching proto-brown dwarfs/planetary mass objects at large-scales Acknowledgment This work has been supported by VietNam NAFOSTED grant 103.08-2010.17 (PI: N.P.-B.) The Submillimeter Array is a joint project between the Smithsonian Astrophysical Observatory and the Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics and is funded by the Smithsonian Institution and the Academia Sinica Support for CARMA construction was derived from the Gordon and Betty Moore Foundation, the Kenneth T and Eileen L Norris Foundation, the James S McDonnell Foundation, the Associates of the California Institute of Technology, the University of Chicago, the states of California, Illinois, and Maryland, and the National Science Foundation Ongoing CARMA development and operations are supported by the National Science Foundation under a cooperative agreement and by the CARMA partner universities This work is based in part on observations made with the Spitzer Space Telescope, which is operated by the Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, under a contract with NASA Figure 1: An overlay of the J-band (1.25 μm) near-infrared Two Micron All Sky Survey (2MASS) image of ISO-Oph 102 and the integrated intensity in the carbon monoxide (CO J = − 1) line emission from 3.8 to 7.7 km s−1 line-of-sight velocities The blue and red contours represent the blue-shifted (integrated over 3.8 and 5.9 km s−1) and red-shifted (integrated over 5.9 and 7.7 km s−1) emissions, respectively The contours are 3, 6, 9, times the rms of 0.15 Jy beam−1 km s−1 The brown dwarf is visible in the J-band image The position angle of the outflow is about 30 The peaks of the blue- and red-shifted components are symmetric to the center of the brown dwarf with an offset of 10" The synthesized beam is shown in the bottom left corner Figure 2: Position-Velocity (PV) cut diagram for CO J = → emission from ISOOph 102 at a position angle of 30 The contours are −12, −9, −6, −3, 3, 6, 9, 12, times the rms of 0.2 Jy beam−1 The systemic velocity of the brown dwarf, which is estimated by an average of the velocities of red- and blue-shifted components, is indicated by the dashed line Our value of 5.9±0.27 km s−1 is consistent with the previously measured value [33] of 7±8 km s−1 within the error bar Both blue- and red-shifted components shows a wide range of the velocity in their structure, which appears to be the bow-shock surfaces as observed in young stars [13] These surfaces are formed at the head of the jet and accelerate the material in the bowshock sideways (e.g., [19]) Figure 3: The integrated intensity in the carbon monoxide (CO J = − 1) line emission from a proto-brown dwarf candidate over the line-of-sight velocity range from 3.5 to 6.4 km s−1 The color bar indicates the intensity scale in Jy/beam The synthesized beam is shown in the top left corner Figure 4: Position-Velocity (PV) cut diagram for CO J = → emission from the proto-brown dwarf candidate at a position angle of 900 The contours are 3, 6, 9, 12, times the rms of 0.2 Jy beam−1 The systemic velocity of ~ 5.0 ± 0.27 km s−1 of the proto-brown dwarf candidate, which is estimated by an average of the velocities of red- and blue-shifted components, is indicated by the dashed line Both blue- and red-shifted components show a small-scale and low-velocity outflows similar to those observed in ISO-Oph 102, MHO and GM Tau References [1] M.R Bate, I.A Bonnell, & V Bromm, MNRAS, 332, L65 (2002) [2] M.R Bate, & I.A Bonnell, MNRAS, 356, 1201 (2005) [3] T.L Bourke, A Crapsi, P.C Myers, et al., ApJ, 633, L129 (2005) [4] A Burgasser et al., ApJ, 564, 421 (2002) [5] G Chabrier, & I Baraffe, A&A, 327, 1039 (1997) [6] G Chabrier, & I Baraffe, ARAA, 38, 337 (2000) [7] G Chabrier, J Gallardo, & I Baraffe, A&A, 472, L17 (2007) [8] M Cushing, et al., ApJ, 743, 50 (2011) [9] J.R Houck, et al., ApJS, 154, 18 (2004) [10] D Kirkpatrick, et al., ApJ, 519, 802 (1999) [11] S.S Kumar, ApJ, 137, 1121 (1963) [12] C.J Lada, ARA&A, 23, 267 (1985) [13] C.-F Lee, L.G Mundy, et al., ApJ, 542, 925 (2000) [14] S.K Leggett, et al., ApJ, 667, 537 (2007) [15] K.L Luhman, V Joergens, C Lada, J Muzerolle, I Pascucci, R White, in Protostars and Planets V, edited by B Reipurth, D Jewitt, & K Keil (Univ Arizona Press, Tucson, 2007), p 443 [16] M.N Machida, et al., ApJ, 699, 157 (2009) [17] A Magazzù, E.L Martín, & R Rebolo, A&A, 249, 149 (1991) [18] E.L Martín, et al., AJ, 118, 2466 (1999) [19] C.R Masson, L.M Chernin, ApJ, 414, 230 (1993) [20] F Motte, P André, R Neri, A&A, 336, 150 (1998) [21] T Nakajima, et al., Nature, 378, 463 (1995) [22] A Natta, L Testi, J Muzerolle, S Randich, F Comerón, P Persi, A&A, 424, 603 (2004) [23] P Padoan, & A Nordlund, ApJ, 617, 559 (2004) [24] N Phan-Bao, et al., ApJ, 689, L141 (2008) [25] N Phan-Bao, et al., ApJ, 704, 1721 (2009) [26] N Phan-Bao, et al., ApJ, 735, 14 (2011) [27] R Rebolo, E.L Martí, & A Magazzù, ApJ, 389, L83 (1992) [28] R Rebolo, M R Zapatero Osorio, & E L Martin, Nature, 377, 129 (1995) [29] B Reipurth, & C Clarke, AJ, 122, 432 (2001) [30] F.H Shu, F.C Adams, & S Lizano, ARA&A, 25, 23 (1987) [31] F.H Shu, et al., ApJ, 370, L31 (1991) [32] K Stassun, et al., Nature, 440, 16 (2006) [33] E.T Whelan, et al., Nature, 435, 652 (2005) [34] A Whitworth, M.R Bate, Å Nordlund, B Reipurth, H Zinnecker, in Protostars and Planets V, edited by B Reipurth, D Jewitt, & K Keil (Univ Arizona Press, Tucson, 2007), p 459 PHỤ LỤC B Trong phụ lục B này, trình bày toàn văn viết tham dự Hội thảo Khoa học học viên Cao học Nghiên cứu sinh Trường Đại Học Sư Phạm Tp Hồ Chí Minh năm 2012 PHÁT HIỆN VÀ ĐẶC TÍNH HÓA QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ CO Ở SAO LÙN NÂU Học viên Cao học thực hiện: Đặng Đức Cường Chuyên ngành: Vật lý nguyên tử, hạt nhân lượng cao; Khóa 21 Người hướng dẫn khoa học: TS Phan Bảo Ngọc (Bộ môn Vật lý–Trường Đại Học Quốc Tế–ĐHQG Tp.HCM) TÓM TẮT: Chúng báo cáo việc phát luồng lưỡng cực phân tử khí CO lùn nâu GM Tau thuộc Taurus Chúng ước tính khối lượng luồng 2,2.10–5 M  tốc độ mất-khối lượng 9,3.10–10 M  /năm, giá trị nhỏ bậc bậc độ lớn so với giá trị trẻ Bằng chứng bổ sung ủng hộ mạnh mẽ kịch lùn nâu hình thành thông thường ABSTRACT: We report a detection of CO bipolar molecular outflow from GM Tau, a brown dwarf in Taurus We estimate an outflow mass of 2.2×10–5 M  and a mass-loss rate of 9.3×10–10 M  /year, these values are and orders of magnitude smaller than the typical values for young stars This additional evidence strongly supports the scenario that brown dwarfs form like stars Mở đầu Ngay từ năm 1963, tồn lùn nâu (SLN) tiên đoán mặt lý thuyết [1] Nhưng đến năm 1995, nhà thiên văn học công bố phát SLN đầu tiên, Gliese 229B, quan sát [3] Đến nay, hàng trăm SLN phát hiện, nhiên nguồn gốc hình thành chúng vấn đề tranh cãi Đối với thông thường (ví dụ: Mặt trời), trình hình thành co rút hấp dẫn, bồi đắp phóng luồng vật chất lưỡng cực Quá trình hình thành chia làm giai đoạn (GĐ): lõi tiền sao, tiền GĐ 0, GĐ I, GĐ II GĐ III SLN có khối lượng từ 13 đến 75 M J (M J : khối lượng Mộc tinh), khối lượng nhỏ so với khối lượng tối thiểu Jeans (~1 M  , M  : khối lượng Mặt trời) để đám mây phân tử tự co rút, sụp đổ tác dụng lực hấp dẫn, khởi đầu cho trình hình thành Do đó, nhà thiên văn học đề xuất nhiều kịch để giải thích nguồn gốc SLN [6], có hai mô hình chính: (1) Theo mô hình chuẩn, chúng hình thành thông thường khối lượng thấp thông qua co rút hấp dẫn phân mảnh, phân mảnh hỗn loạn; (2) Theo mô hình “đẩy ra” (ejection model), phôi có khối lượng thấp hệ gồm nhiều tiền sao, bị đẩy khỏi hệ tương tác động lực học chúng Các phôi bị đẩy có khối lượng thấp, bị kén khí lấy thêm khí để tăng khối lượng nên chúng trở thành SLN khối lượng thấp Các quan sát gần [2], hàm khối lượng ban đầu, phân bố vận tốc, đặc tính hệ đôi, … cho thấy đặc tính vật lý SLN thông thường tương tự Do người ta nghĩ SLN hình thành theo mô hình thứ nhất, tức chúng hình thành theo kiểu thông thường Cần lưu ý chế khác (ví dụ: đẩy phôi sao) xảy chế việc tạo số lượng lớn SLN Tuy nhiên, hầu hết quan sát tập trung vào SLN GĐ II trở đi, trình hình thành SLN GĐ sớm lõi tiền sao, GĐ 0, I chưa hiểu rõ Để thấu hiểu nguồn gốc SLN, ta cần phải nghiên cứu GĐ đầu trình hình thành thông qua trình vật lý đặc trưng GĐ Một trình tiêu biểu trình giải phóng lưỡng cực phân tử khí Sự phát luồng lưỡng cực phân tử SLN trẻ (GĐ II) ISOOph 102 [4], chứng tỏ trình luồng xảy SLN phiên thu nhỏ so với thông thường, nay, có luồng vùng khối lượng lõi tiền lùn nâu phát công bố Quá trình luồng xảy GĐ 0, I II, trước tiên nghiên cứu trình SLN GĐ II Ở trình bày phát đặc tính hóa thuộc tính luồng từ SLN GM Tau Phần II trình bày quan sát SMA bước sóng vô tuyến xử lý liệu Kết thảo luận nêu phần III, phần IV tổng kết kết Quan sát xử lý số liệu GM Tau SLN trẻ, GĐ II, có kiểu phổ M6.5, nằm vùng hình thành Taurus (ở khoảng cách 147 pc tính từ Mặt trời), có khối lượng ước tính ~73 M J – nằm giới hạn đốt cháy-hydrogen (75 M J ) GM Tau có biên dạng vạch phát xạ H α mở rộng với hụt xuống giống-P Cygni cho thấy thành phần hấp thụ chuyển xanh, dấu hiệu báo hoạt động luồng [5] Chúng quan sát GM Tau tần số 230,538 GHz (hoặc bước sóng 1,3 mm) với kính thiên văn vô tuyến SMA Chúng sử dụng dải băng tần rộng GHz, cách 10 GHz; với độ phân giải phổ 0,27 km/s vị trí tần số vạch J = 2→1 12CO, 4,32 km/s cho phần lại băng tần Dữ liệu quan sát cần hiệu chỉnh để loại bỏ ảnh hưởng khí Trái đất dụng cụ, từ khôi phục thông tin thực nguồn đích Chúng sử dụng chuẩn tinh 3C111 3C273 để hiệu chỉnh gia tăng (gain) hiệu chỉnh dải thông (passband) – nghĩa hiệu chỉnh pha (vị trí) độ lớn (cường độ) nguồn đích theo thời gian theo tần số Thiên Vương tinh sử dụng để hiệu chỉnh thông lượng (flux), tức xác định cường độ thực nguồn đích Dữ liệu xử lý phần mềm MIR MIRIAD Chúng chọn cấu hình compact kính để thực quan sát, cấu hình cho beam tổng hợp 3,1" × 2,8", tức độ phân giải không gian Trong liệu quan sát, sai số rms (root-mean square) ~1–2 mJy liệu phổ liên tục ~0,05 Jy/beam/kênh liệu phổ vạch Trường quan sát kính ~50" tần số quan sát Chúng không phát phổ liên tục phát xạ bụi đo giới hạn mJy vị trí SLN GM Tau Kết thảo luận Trên Hình 1, theo hướng mũi tên có hai khối khí dịch chuyển xanh đỏ dường thành phần luồng từ GM Tau Tuy nhiên chúng không đối xứng kích thước khác biệt Để xem xét thêm, vẽ biểu đồ vị trí–vận tốc (P–V) luồng (Hình 2) theo hướng cho thấy rõ ràng hai thành phần khí phát xạ CO dịch chuyển xanh dịch chuyển đỏ Do đó, kết luận chúng thành phần luồng lưỡng cực khí từ GM Tau Hình cho thấy kích thước khối khí luồng ~4" (hay ~600 AU) (arcsec) (arcsec) Hình Hình ảnh hồng ngoại-gần cường độ phát xạ vạch CO J = 2→1 xung quanh vị trí SLN GM Tau Do hiệu ứng Doppler, đường viền xanh đỏ theo hướng hai mũi tên miêu tả khối khí phát xạ CO dịch chuyển xanh dịch chuyển đỏ Hướng hai mũi tên hướng luồng lưỡng cực phân tử (ở vị trí góc ~370) từ SLN GM Tau Dấu hoa thị hai mũi tên miêu tả vị trí SLN Chúng chọn vẽ đường viền gấp 2, 3, 4, … lần rms 0,04 Jy.beam–1.km.s–1 để lấy khối khí phát xạ CO có cường độ thích hợp Beam tổng hợp vẽ đáy, góc bên trái Đối với luồng thông thường, khối khí phát xạ CO kéo dài từ vị trí vật thể nguồn hai hướng luồng Còn GM Tau, ta không thấy khối khí gần vị trí nguồn SLN theo hướng luồng (Hình 1) Điều luồng từ GM Tau yếu, phần vấn đề thông lượng hồi phục liệu (thông lượng bị = tổng thông lượng thu – thông lượng khôi phục từ giao thoa kế), nên không quan sát thành phần phát xạ CO gần vị trí nguồn GM Tau với kính SMA Dựa biểu đồ vị trí–vận tốc, xem xét luồng từ GM Tau bao gồm hai thành phần: thành phần phát xạ dịch chuyển xanh với đỉnh vận tốc ~ 6,8 km/s thành phần phát xạ dịch chuyển đỏ với đỉnh vận tốc ~ 7,6 km/s Vận tốc khí CO vị trí nguồn 7,2 km/s độ phân giải phổ 0,27 km/s, ước tính vận tốc hệ thống GM Tau khoảng 7,2 ± 0,3 km/s Hình Biểu đồ vị trí–vận tốc (Position–Velocity) khí phát xạ CO J = 2→1 vẽ theo hướng hai mũi tên Hình Chúng chọn vẽ đường viền gấp -6, -5, -4, -3, 3, 4, 5, 6, … lần rms 0,052 Jy.beam–1 Các khung hình chữ nhật miêu tả khối khí phát xạ dịch chuyển xanh (vận tốc từ 6,6 đến 7,2 km/s) dịch chuyển đỏ (vận tốc từ 7,2 đến 7,7 km/s) xét tính tham số luồng Đường nét đứt thẳng đứng vận tốc hệ thống nguồn GM Tau, 7,2 ± 0,3 km/s Để tính khối lượng luồng M flow , lấy nhiệt độ kích thích 35 K, ước tính giá trị giới hạn-dưới M flow ~ 4,4.10–6 M  Chúng hiệu chỉnh độ sâu quang học với giá trị đặc trưng 5, từ giá trị giới hạn-trên M flow 2,2.10–5 M  , giá trị nhỏ khoảng 1000 lần so với giá trị đặc trưng 10–2 M  trẻ khối lượng thấp Chúng lấy vận tốc cực đại quan sát luồng ~1,8 km/s hiệu chỉnh độ nghiêng luồng bắt nguồn từ độ nghiêng đĩa ~700 [3], từ ước tính tốc độ mất-khối lượng luồng Ṁ out = 9,3.10–10 M  /năm, giá trị nhỏ ~100 lần so với giá trị đặc trưng 10–7 M  /năm trẻ khối lượng thấp Các giá trị M flow Ṁ out từ GM Tau phần yếu giá trị ISO-Oph 102 chúng so sánh Hai SLN có M flow Ṁ out tương tự với ứng viên tiền-sao lùn nâu GĐ I khác Chúng kiểm tra khả khối khí phát xạ CO theo hướng hai mũi tên Hình từ luồng GM Tau, mà từ khối khí ngẫu nhiên xung quanh GM Tau Điều đòi hỏi khối lượng khối khí 1,1 M  (với kích thước ~600 AU vận tốc ~1,8 km/s) Giá trị lớn đáng kể khối lượng trung bình [3] Tham khảo từ báo của: Riaz, B., et al (2011), “The radial distribution of dust species in young brown dwarf disks”, nguồn: http://arxiv.org/abs/1111.4480 khối khí (< 0,2 M  với kích thước đó) Taurus Do kết luận khối khí xung quanh GM Tau bắt nguồn từ luồng SLN Kết luận Ở báo cáo việc phát đặc tính hóa thuộc tính luồng lưỡng cực phân tử khí CO J = 2→1 từ SLN trẻ GM Tau, GĐ II, vùng hình thành Taurus Chúng luồng lưỡng cực phân tử khí SLN tương đồng với luồng nhìn thấy trẻ khối lượng thấp, thang đo nhỏ từ ~100 đến 1000 lần tốc độ-mất khối lượng khối lượng luồng Bằng chứng bổ sung chứng tỏ trình giải phóng lưỡng cực phân tử khí phổ biến cung cấp thêm chứng chứng minh SLN hình thành thông thường, theo kịch thu nhỏ từ vài trăm đến vài nghìn lần TÀI LIỆU THAM KHẢO Kumar, Shiv S (1963), “The Structure of Stars of Very Low Mass”, The Astrophysical Journal, University of Chicago Press, United States of America Luhman, K L., et al (2007), “The Formation of Brown Dwarfs: Observations”, in Protostars and Planets V, edited by B Reipurth, D Jewitt & K Keil, University of Arizona, Tucson, United States of America Nakajima, T., et al (1995), “Discovery of a cool brown dwarf”, Nature, London, England Phan-Bao, N., et al (2008), “First Confirmed Detection of a Bipolar Molecular Outflow from a Young Brown Dwarf”, The Astrophysical Journal, University of Chicago Press, United States of America White, R J & Basri, G (2003), “Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs in TaurusAuriga”, The Astrophysical Journal, University of Chicago Press, United States of America Whitworth, A., et al (2007), “The Formation of Brown Dwarfs: Theory”, in Protostars and Planets V, edited by B Reipurth, D Jewitt & K Keil, University of Arizona, Tucson, United States of America [...]... ở các sao thông thường Quá trình giải phóng lưỡng cực khí phân tử xảy ra ở các giai đoạn 0, I và II, do đó trước tiên chúng tôi nghiên cứu quá trình này ở SLN giai đoạn II Từ đó chúng tôi thực hiện đề tài: Đặc tính hóa quá trình giải phóng lưỡng cực phân tử khí CO của các sao lùn nâu ở ρ Ophiuchi và Taurus nhằm tìm hiểu cơ chế hình thành SLN Đề tài đặt ra mục tiêu là đặc tính hóa quá trình giải phóng. .. hiểu nguồn gốc của SLN, ta cần phải nghiên cứu các giai đoạn đầu của quá trình hình thành thông qua các quá trình vật lý đặc trưng của từng giai đoạn Một trong những quá trình tiêu biểu đó là quá trình giải phóng lưỡng cực phân tử khí Sự phát hiện đầu tiên về luồng phụt lưỡng cực phân tử ở SLN trẻ (giai đoạn II) ISO-Oph 102 (Phan-Bao và cộng sự [45]), đã chứng tỏ quá trình luồng phụt xảy ra ở SLN như một... chỉ phụ thuộc vào nhiệt độ và mật độ của lõi tiền sao Quá trình tiến hóa của các tiền sao bắt đầu từ sự co rút của các lõi tiền sao, có thể được chia ra làm hai thời kì dựa vào các quan sát ở các bước sóng khác nhau: thời kì tiền sao nằm ẩn mình sâu trong vỏ bọc dày đặc bụi và khí chỉ được quan sát ở bước sóng dưới mm và hồng ngoại, và thời kì tiền sao đã bắt đầu lộ diện và quan sát được ở bước sóng... Array) để quan sát, và tôi đã sử dụng phần mềm MIR và MIRIAD để xử lý dữ liệu quan sát đó Đề tài có ý nghĩa cung cấp các đặc tính vật lý của quá trình giải phóng lưỡng cực phân tử khí CO cho các mô phỏng tính toán, nhằm tìm ra kịch bản hình thành SLN Các đặc tính vật lý này cũng là các chỉ dẫn quan trọng để phát hiện các phôi SLN ở các giai đoạn hình thành sớm hơn (lõi tiền sao, tiền sao giai đoạn 0,... monoxide (CO) Nhưng H 2 rất khó quan sát trực tiếp được nên CO được dùng như phân tử đánh dấu các đám mây phân tử Ngoài ra, các đám mây phân tử còn chứa rất nhiều các phân tử khác ở trạng thái khí như CS, H 2 CO, H 2 O … và thành phần quan trọng khác là các hạt bụi có kích thước rất nhỏ (từ vài đến vài chục μm), tại các hạt bụi này các nguyên tử hydrogen hay các nguyên tử khác đến để gặp nhau và kết hợp... phân tử khí Hiện tượng phóng luồng phụt lưỡng cực phân tử khí là hiện tượng phổ biến và rất đặc trưng trong quá trình hình thành các sao thông thường như đã trình bày ở tiểu mục 2.1.1 Nhưng đối với các vật thể khối lượng dưới sao (như sao khối lượng rất thấp và SLN) thì nó vẫn đang là lĩnh vực mới, và chỉ mới được phát hiện ở một số vật thể rải rác Cho đến nay, các nhà thiên văn học đã phát hiện và báo... trung tâm của SLN tương đồng với tỉ lệ này ở các đĩa quanh sao thông thường khối lượng thấp Điều này đề xuất rằng tỉ lệ này đã xuống đến các vật thể khối lượng dưới sao Dạng hình học của các đĩa này thay đổi theo quá trình tiến hóa của đĩa Đĩa có dạng loe (flare) với các góc mở tăng theo bán kính đĩa thường đặc trưng cho giai đoạn đầu của quá trình đĩa tiến hóa, trước khi quá trình bụi (quá trình hạt... quanh các vật thể nhỏ này Hình 2.6 trình bày phổ hồng ngoại của một số đĩa quanh SLN và sao khối lượng rất thấp Hầu hết các phổ cho thấy các đặc tính silicate và đặc tính kết tinh (thể hiện ở các đỉnh phổ) mở rộng hơn so với vật chất môi trường đám mây phân tử Điều này tiết lộ về sự lắng đọng bụi trong các đĩa của các SLN Kết quả này chứng tỏ quá trình bụi độc lập được xác định độc lập trong các đĩa... dẫn của hệ sao và trọng lực hấp dẫn của chính dòng khí này Dọc theo dòng khí này có nhiều khối khí được hình thành Các khối khí này một khi nó có mật độ đủ cao thì có thể tự co rút hấp dẫn trở thành tiền sao, và chúng đang được tăng tốc đến các vận tốc cao (~ vài km/s) khi gia nhập vào hệ sao, vì vậy chúng khó bồi đắp thêm vật chất từ kén chứa khí trong hệ sao, các tiền sao này là các tiền SLN và tiền... kiểm chứng b Sự phân mảnh hấp dẫn Trong đám mây phân tử, các sao thông thường khối lượng lớn và khối lượng trung bình được hình thành theo cách thức chuẩn như đã trình bày ở tiểu mục 2.1.1 Chúng có thể chuyển động lại gần nhau và kết hợp thành hệ sao Các hệ sao này tạo ra lực hấp dẫn, hút khí từ môi trường đám mây phân tử vào bên trong hệ, tạo ra các dòng khí dạng sợi đang rơi vào và bị nén lại dưới ... Đặc tính hóa trình giải phóng lưỡng cực phân tử khí CO lùn nâu ρ Ophiuchi Taurus nhằm tìm hiểu chế hình thành SLN Đề tài đặt mục tiêu đặc tính hóa trình giải phóng lưỡng cực phân tử khí CO từ SLN...BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP HỒ CHÍ MINH Đặng Đức Cường ĐẶC TÍNH HÓA QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ CO CỦA CÁC SAO LÙN NÂU Ở ρ OPHIUCHI VÀ TAURUS Chuyên ngành:... - 45 3.3 QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ CO Ở VÙNG KHỐI LƯỢNG DƯỚI SAO - 46 3.3.1 Các luồng lưỡng cực phân tử vùng khối lượng - 46 3.3.1.1 Luồng lưỡng cực phân tử từ IRAM