Đang tải... (xem toàn văn)
Mục tiêu của đề tài là nghiên cứu của luận án sử dụng các quan sát thiên văn vô tuyến ở bước sóng millimet/dưới-millimet phát ra bởi các phân tử CO (12CO, 13CO và C18O) và bụi. Phát xạ từ 12CO cung cấp thông tin về lớp phân tử gần với khí quyển của đĩa, các đồng phân kém phổ biến hơn (13CO và C18O) cung cấp thông tin nằm sâu hơn trong lớp phân tử của đĩa. Phát xạ mm của bụi giúp nghiên cứu các tính chất trên mặt phẳng giữa của đĩa.
BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO VIỆN HÀN LÂM KHOA HỌC VÀ CÔNG NGHỆ VIỆT NAM HỌC VIỆN KHOA HỌC VÀ CƠNG NGHỆ …… ….***………… NGUYỄN THỊ PHƯƠNG SỰ HÌNH THÀNH HÀNH TINH QUAN SÁT BỞI ALMA: TÍNH HỌCVÀ VIỆN VÀ CƠNG CHẤT KHÍ BỤIKHOA TRÊN HỌC ĐĨA TIỀN HÀNHNGHỆ TINH QUAY QUANH CÁC NGƠI SAO CĨ KHỐI LƯỢNG THẤP …… ….***………… Chuyên ngành: Vật lý nguyên tử Mã số: 44 01 06 TÓM TẮT LUẬN ÁN TIẾN SĨ Cơng trình hồn thành tại: Phịng thí nghiệm Thiên văn Bordeux– Đại học Bordeaux Học viện Khoa học Công nghệ – Viện Hàn lâm Khoa học Công nghệ Việt Nam Người hướng dẫn khoa học 1: TS Phạm Ngọc Điệp – Trung tâm Vũ trụ Việt Nam, Học viện Khoa học Công nghệ Người hướng dẫn khoa học 2: TS Anne Dutrey – Phòng thí nghiệm Thiên văn Bordeux, Đại học Bordeaux Phản biện 1: TS Emmanuel Dartois, Viện Khoa học Phân tử Orsay, Pháp HỌC VIỆN KHOA HỌC VÀ CÔNG NGHỆ Phản biện 2: GS.TS Hideko Nomura, Đài Thiên văn Quốc gia Nhật Bản …… ….***………… Luận án bảo vệ trước Hội đồng chấm luận án tiến sĩ cấp sở, họp Viện Vật Lí – Viện Hàn lâm Khoa học Công nghệ Việt Nam vào hồi giờ, ngày 22 tháng 11 năm 2019 Có thể tìm hiểu luận án tại: - Thư viện Học viện Khoa học Công nghệ - Thư viện Quốc gia Việt Nam Các cơng trình cơng bố Phuong, N T., Dutrey, A., Diep, P N, Guilloteau, S., Chapillon, E., Di Folco, E., Tang, Y-W., Pietu, V., Bary, J., Beck, T , Hersant , F., Hoai, D.T., Hure , J.M , Nhung, P.T , Pierens, A , Tuan-Anh, P., GG Tau A: properties and dynamics from the cavity to the outer disk, submitted to A&A Phuong, N T., Chapillon, E., Majumdar, L., Dutrey, A., Guilloteau, S., Piétu, V., Wakelam, V., Diep, P N., Tang, Y.W., Beck, T., & Bary, J., First detection of H2S in a protoplanetary disk The dense GG Tauri A ring, A&A, 616, L5, 2018 Phuong, N T., Diep, P N., Dutrey, A., Chapillon, E., Darriulat, P., Guilloteau, S., Hoai, D T., Tuyet Nhung, P., Tang, Y.-W., Thao, N T., & Tuan-Anh, P., Morphology of the 13CO(3-2) millimetre emission across the gas disc surrounding the triple protostar GG Tau A using ALMA observations, RAA, 18, 031, 2018 ix Tóm tắt Hiểu cách cặn kẽ hình thành hệ hành tinh thách thức lớn vật lý thiên văn kỷ 21 Quan sát ngơi trẻ có khối lượng thấp, tương tự Mặt trời chúng giai đoạn sơ khai bước cần thiết để hiểu hình thành hệ hành tinh Thật vậy, hành tinh hình thành từ đĩa khí bụi quay quanh trẻ (được gọi T Tauri) Đĩa vật chất (khí bụi) này, phần lại đám mây phân tử nơi mà ngơi trung tâm hình thành, gọi đĩa tiền hành tinh Xác định tính chất vật lý hóa học đĩa tiền hành tinh trở thành lĩnh vực quan trọng vật lý thiên văn đại, yêu cầu có quan sát chi tiết mơ hình phức tạp Do đó, ràng buộc điều kiện ban đầu dẫn đến hình thành hệ hành tinh việc so sánh với mơ hình lý thuyết yêu cầu quan sát để đánh giá tính chất vật lý (mật độ, nhiệt độ, nhiễu loạn, vv) phát triển hóa học đĩa khí bụi quanh T Tauri Trên thực tế, việc xác định tham số vật lý gặp phải hạn chế lớn với vài quan sát đơn lẻ Do đó, vai trị người quan sát xác định chiến lược quan sát phù hợp, ví dụ, quan sát số phân tử, cho phép xác định xác tính chất vật lý đĩa vật chất Biết tính chất bụi (mật độ, kích thước, hình thái) cần thiết khơng để hiểu hình thành phơi hành tinh mà cịn để hiểu nguồn gốc hình thành phân tử phức tạp Các phân tử hữu phức tạp hình thành bề mặt hạt bụi, nơi phân tử khí đóng băng nhiệt độ đủ thấp (ví dụ phân tử khí CO bị đóng băng bề mặt hạt bụi nhiệt độ đạt khoảng 17–20 K) Các phân tử khí bị dính vào bề mặt hạt bụi tương tác với tạo nên phân tử phức tạp Luận án nghiên cứu tính chất khí bụi đĩa tiền hành tinh quanh hệ thống ba có khối lượng thấp, GG Tau A, sử dụng quan sát vạch phát xạ quay phân tử đánh dấu 12 CO, 13 CO, C18 O, DCO+ , HCO+ H2 S phát xạ liên tục từ bụi nhiều bước sóng khác quan sát hệ giao thoa vô tuyến Chương luận án giới thiệu chủ đề nghiên cứu hiểu biết đĩa tiền hành tinh Các nghiên cứu lý thuyết quan sát trường hợp đặc biệt đĩa tiền hành tinh quay xung quanh hệ đôi/nhiều giới thiệu Phần thứ hai Chương trình bày hiểu biết hệ thống GG Tau A Chương trình bày số nét thiết bị quan sát, quan sát phương pháp phân tích sử dụng Nội dung chương giới thiệu ngắn gọn hệ giao thoa vô tuyến IRAM ALMA, quan sát thực với hệ giao thoa xử lý sơ liệu Chương trình bày nguyên tắc hoạt động giao thoa vô tuyến việc chuyển đổi liệu số kiến thức truyền xạ gói phần mềm (DiskFit) sử dụng cho việc mơ hình hố liệu quan sát dựa nguyên tắc truyền xạ Chương đề cập đến kết nghiên cứu cụ thể hình thái động học đĩa tiền hành tinh GG Tau A sử dụng quan sát phát xạ từ đồng phân CO bụi hệ giao thoa vô tuyến ALMA Những kết nghiên cứu công bố Phuong et al (2018b) Các nghiên cứu xác nhận hình thái vành bụi x HÌNH 1: Phát xạ liên tục vành bụi Từ trái sang phải từ xuống dưới: Bản đồ cường độ phát xạ, hình elip màu đen đường khớp hàm tốt giá trị trung bình khoảng cách đến tâm mặt phẳng bầu trời R theo góc vị trí ϕ (hình bên trái); mũi tên màu vàng vào vùng “điểm nóng“ quan sát Dutrey et al (2014) Tang et al (2016) với phát xạ 12 CO(6–5) 12 CO(3–2); phụ thuộc vào R độ sáng tính trung bình theo ϕ, với đường khớp hàm phù hợp sử dụng hàm Gauss; phụ thuộc vào ϕ R khoảng < R < (đường màu đỏ hàm khớp với hàm elip có độ nghiêng sai lệch so với gốc toạ độ); phụ thuộc vào ϕ độ sáng phát xạ liên tục mặt phẳng đĩa tính trung bình R khoảng < R < Đường màu đỏ hiển thị giá trị độ sáng trung bình phát xạ liên tục đĩa hẹp, có độ nghiêng 35◦ góc vị trí ∼ 7◦ suy giảm mật độ nhanh chóng hai cạnh vành bụi Hình (từ trái sang phải từ xuống) cho thấy i) đồ cường độ phát xạ bụi, ii) phụ thuộc vào khoảng cách đến tâm độ sáng mặt phẳng bầu trời, iii) phụ thuộc theo góc phương vị bán kính trung bình R cho thấy góc nghiêng đĩa iv) phụ thuộc theo góc phương vị độ sáng mặt phẳng đĩa Nghiên cứu với phát xạ 13 CO(3–2) cho phép đưa giới hạn bề xi HÌNH 2: Hình trên: Bản đồ bầu trời độ sáng tích phân theo vận tốc phát xạ 13 CO(3–2) Mũi tên đen vào vị trí “điểm nóng“ (trái) Sự phụ thuộc vào khoảng cách tới tâm độ sánh tích phân, tính trung bình toàn mặt phẳng đĩa Đường màu đỏ đường khớp hàm với tổng hàm Gauss giống Tang et al (2016) (giữa) Sự phụ thuộc theo góc phương vị độ sáng tích phân, tính trung bình theo bán kính đĩa (0, 54 < r < ) Đường màu đỏ hiển thị cường độ trung bình (phải) Hình dưới: Bản đồ bầu trời vận tốc Doppler trung bình trọng số theo độ sáng (trái) Sự phụ thuộc theo góc phương vị vận tốc Doppler trung bình trọng số theo độ sáng (giữa) Phụ thuộc vào khoảng cách đến tâm Vrot × r1/2 ; đường thẳng đường khớp với tuyến tính bậc cho số −0, 63 (đường màu đỏ, giới hạn điều kiện | sin ω | > 0, 3) −0, 48 (đường màu xanh, giới hạn điều kiện | sin ω | > 0, 707) (phải) dày đĩa tiền hành tinh 0,24 (34 au) khoảng cách (140 au) từ tâm hệ Đĩa chuyển động theo định luật Kepler với tốc độ quay ∼ 3.1 km s−1 khoảng cách (140 au) từ tâm hệ giới hạn vận tốc rơi so với thành phần quay 9% (với độ tin cậy 99%) Sự biến đổi độ sáng đĩa nghiên cứu chi tiết xác nhận diện "điểm nóng" góc phần tư phía đơng nam đĩa Kết phân tích số liệu cho thấy tồn vùng phát xạ yếu so với khu vực khác phía bắc đĩa Sự biến đổi độ sáng có mối tương quan với biến đổi độ rộng vạch phổ Các yếu tố đóng góp vào việc làm rộng vạch phổ xem xét Nghiên cứu cho thấy nhiệt độ độ dày quang học vạch phát xạ 13 CO(3–2) đĩa tăng khoảng cách tới tâm hệ xii HÌNH 3: Hình trên: Sự phụ thuộc vào khoảng cách tới tâm độ sáng tích phân theo vận tốc (vạch phát xạ quay phân tử) độ sáng (phát xạ liên tục từ bụi) mặt phẳng đĩa Các đoạn thẳng nằm ngang hình độ phân giải khơng gian tương ứng Hình dưới: Sự phụ thuộc theo góc phương vị đại lượng tương ứng, tính trung bình vành 1, < r < 2.0 Các hình bên trái biểu đồ ba vạch 12 CO (J=6–5, 3–2 2–1), với liệu CO(2–1) lấy từ Dutrey et al (2014), hình bên phải biểu đồ vạch phát xạ J=3–2 đồng phân phổ biến Trong hình phía trên, vùng màu xám đánh dấu vành bụi Trong hình phía dưới, mũi tên màu đen vị trí xảy hiệu ứng tăng cường sáng (limb brightening), đường màu tím giới hạn vị trí "điểm nóng" giảm dần Hình (hàng trên, từ trái sang phải) trình bày đồ độ sáng phát xạ 13 CO(3–2), phụ thuộc độ sáng vào khoảng cách đến tâm góc phương vị mặt phẳng đĩa Sự phụ thuộc vào khoảng cách đến tâm, mô tả tổng ba hàm Gauss, cho thấy cấu trúc tinh tế chưa phân giải với độ phân giải quan sát (∼50 au) Sự phụ thuộc theo góc phương vị độ sáng cho thấy đĩa tương đối đồng có phát xạ vượt trội góc phần tư phía đơng nam, tương ứng với “điểm nóng ” quan sát với 12 CO(3–2) báo cáo Dutrey et al (2014) Hình (hàng dưới, từ trái sang phải) trình bày đồ vận tốc Doppler phát xạ 13 CO(3–2), phụ thuộc theo góc phương vị vận tốc Doppler trung bình Vz mặt phẳng đĩa phụ thuộc vào khoảng cách xiii đến tâm Vrot × r1/2 Bản đồ vận tốc cho thấy chứng đĩa khí quay Sự phụ thuộc theo góc phương vị vận tốc Doppler trung bình Vz khớp tốt với hàm cos xác nhận chuyển động quay đĩa Sự phụ thuộc Vrot × r1/2 vào r mô tả chuyển động Kepler đĩa (nếu đĩa chuyển động theo định luật Kepler tích số) Đường cong màu đỏ biểu thị phân bố đại lượng khơng tính đến vùng ∼ 17◦ quanh bán trục nhỏ, khớp với hàm tuyến tính bậc cho số −0, 63 đường cong màu xanh biểu thị phân bố đại lượng bỏ qua vùng ∼ 45◦ quanh bán trục nhỏ, cho kết số khớp hàm −0, 48, hồn tồn phù hợp với chuyển động Kepler HÌNH 4: Hình trái: Sự phụ thuộc vào khoảng cách tới tâm nhiệt độ khí CO (màu đỏ) bụi (màu đen) Nhiệt độ khí lấy từ kết phân tích vạch phát xạ 12 CO(3–2) Nhiệt độ bụi lấy từ Dutrey et al (2014) Hình phải: Sự phụ thuộc vào khoảng cách tới tâm mật độ bề mặt 13 CO(–2), C18 O(3–2) Phần thứ hai Chương trình bày phân tích vạch phát xạ phân tử 12 CO (J=2–1, 3–2 6–5) đồng phân 13 CO (3–2) C18 O (3–2) Với độ phân giải góc tốt ∼ 50 au, liệu cho thấy chứng không đồng theo khoảng cách tới tâm góc phương vị đĩa ngồi hệ tiền hành tinh Sự phụ thuộc theo góc phương vị cường độ phát xạ mặt phẳng đĩa phát xạ 12 CO cho thấy diện “điểm nóng ” góc phần tư đơng nam "Điểm nóng" khơng thể rõ đồng phân phổ biến CO 13 CO C18 O (xem Hình 3) Chương trình bày mơ hình truyền xạ 12 CO, 13 CO C18 O (J=3–2) Kết nghiên cứu chương gửi đăng tạp chí Astronomy & Astrophysics (Phuong et al 2019) Công việc thực phần mặt phẳng uv Để nghiên cứu phát xạ khí từ đĩa ngồi với phát xạ khí từ khoang rỗng cách riêng biệt, tơi loại bỏ thành phần CLEANed bên khoang rỗng r < 160 au từ số liệu uv ban đầu phân tích liệu với số liệu uv thay đổi (chỉ phát xạ từ đĩa ngoài) Thành phần CLEANed thành phần data-cube tốt mô tả phát xạ nguồn sử dụng trình chuyển đổi số liệu từ mặt phẳng uv sang mặt phẳng bầu trời Vì vạch phát xạ phân tử 12 CO(3–2) có độ dày quang học lớn dễ bị nhiệt hóa, chúng tơi sử dụng vạch để tính nhiệt độ đĩa giả sử mật độ bề mặt 12 CO(3–2) đủ lớn Mật xiv HÌNH 5: Hình trái: Sự phụ thuộc Vz ( km s−1 ) vào góc phương vị ω (◦ ) khoang rỗng Phát xạ 12 CO (3–2) biểu diễn đường màu đen, 13 CO (3–2) màu đỏ C18 O (3–2) màu xanh lam Đường cong màu đỏ biểu diễn đường khớp hàm phát xạ 13 CO (3–2) với hàm sin Các đường cong màu tía biểu diễn đường chuyển động Kepler cho đơn có khối lượng 1,36 M Đường cong màu xanh bảng (f) biểu diễn hàm khớp với đóng góp thành phần vận tốc rơi so sánh với hàm khớp bao gồm thành phần chuyển động quay, hai đường khớp vẽ chồng lên số liệu phát xạ 13 CO Hình phải: Sơ đồ Vận tốc–Vị trí phát xạ 13 CO(3–2) khoang rỗng dọc theo bán trục lớn (hình trên) bán trục nhỏ (hình dưới) Các đường cong màu đen biểu diễn đường chuyển động Kepler quanh ngơi đơn có khối lượng 1,36 M Các đường đồng mức tương ứng với giá trị 10 mJy beam−1 Các đường thẳng màu trắng vị trí bán kính vành bụi (180 au) đường thẳng màu đen bán kính đĩa khí (169 au) Lưu ý liệu được xoay 7◦ để bán trục nhỏ đĩa hướng đến phía bắc độ 13 CO C18 O tính giả sử phân bố nhiệt độ theo khoảng cách tới tâm 13 CO C18 O giống với phân bố 12 CO mơ hình để khớp với số liệu Sự phụ thuộc theo bán kính nhiệt độ (khí bụi) mật độ bề mặt 13 CO C18 O trình bày Hình Việc trừ mơ hình "đĩa ngồi" tốt (như đề cập trên) từ số liệu uv ban đầu làm bật phát xạ yếu khí bên khoang rỗng Các nghiên cứu động học khí khoang rỗng cho thấy khí khoang rỗng chủ yếu bị chi phối chuyển động quay, với phần đóng góp nhỏ chuyển động rơi (∼ 10% − 15% độ lớn vận tốc Kelper) Hình trình bày đồ Vận tốc–Vị trí (P-V diagram) xv HÌNH 6: Bản đồ độ sáng tích phân theo vận tốc 12 CO(3–2) (trái) 12 CO(6–5) (phải) vị trí vùng sáng Mỗi vùng sáng bao phủ diện tích beam, ngoại trừ vùng bao phủ ∼ 50% diện tích beam Giá trị bảng màu thể hình có đơn vị K km s−1 HÌNH 7: Trên: Bản đồ cường độ phát xạ Thang màu biểu diễn đơn vị Jy beam−1 km s−1 Mỗi đường đồng mức tương ứng với 2σ Dưới: Bản đồ vận tốc Mỗi đường đồng mức tương ứng với 0.5 km s−1 Kích thước beam góc hình Các đường e-lip biểu diễn vị trí bán kính (∼180 au) bán kính ngồi (∼260 au) vành bụi phụ thuộc theo góc phương vị vận tốc Doppler trung bình vành tròn với độ rộng vành 0, 25 Phần phát xạ mạnh CO bên khoang rỗng xvi chia thành vùng sáng (xem Hình 6) Phân tích non–LTE cho kết mật độ dài CO vùng sáng ∼ 1017 cm−2 , nhiệt độ 40 − 80 K mật độ H2 vùng sáng 107 cm−3 Khối lượng H2 khoang khoảng ∼ 10−4 M tổng khối lượng vùng sáng ∼ 10−5 M Khối khí biến (do bồi đắp vào đĩa Aa) khoảng 2500 năm Do đó, tốc độ bồi tụ vật chất tính vào khoảng ∼ 6.4 × 10−8 M yr−1 Chương trình bày nghiên cứu thành phần hóa học đĩa GG Tau A Kết nghiên cứu công bố Phuong et al (2018a) Nội dung chương trình bày việc lần phát H2 S đĩa tiền hành tinh phát phân tử khác đĩa GG Tau A, DCO+ , HCO+ , H13 CO+ Hình trình bày đồ cường độ phát xạ vận tốc vạch phát xạ phân tử Tỷ lệ molecular rotational lines CO, CS, DCO+, HCO+, H2S 800 260 Streamers: warmer CO decide 300 CO snow-line Tk=20 K (DCO+ peak) ( 200*+ ( = 14 200*+ !"#$ = 27 180 Disk Accretion, shocked Gas & Dust: molecular tracers, e.g H2 NORTH NORTH Inner Disks: NIR dust, H2, warm CO 10 μm Si feature !./$0 Near side ––- Far side Inner Disks: NIR dust, H2, warm CO 10 μm Si feature, SOUTH sub-mm CO & dust CO streamers Near side BLOBS Tkin = 40–80 K NCO = 1017 cm–2 nH2 = 107cm–3 SOUTH CAVITY Mgas=1.6×10–4 Msun Macc=6.4×10–8 Msun/yr Inner Disks: sub-mm CO & dust Far side HÌNH 8: Tính chất tổng qt hệ GG Tau A DCO+ /HCO+ đĩa khí bụi mật độ cao (ở 250 au) đánh giá vào khoảng 0.03, tương tự đĩa tiền hành tinh khác (TW Hya LkCa 15) Kết bổ sung thêm chứng việc deuterium hóa xảy đĩa tiền hành tinh GG Tau A Chương trình bày mơ hình hóa học đơn giản GG Tau A so sánh với quan sát Việc H2 S phát GG Tau A, khơng phát đĩa khác, có khối lượng thấp GG Tau A khoảng 3–5 lần, DM Tau xvii LkCa 15, cho thấy đĩa tiền hành tinh với khối lượng lớn đối tượng tốt để nghiên cứu thành phần tiến hóa hóa học đĩa tiền hành tinh Tơi trình bày độ phổ cập so với 13 CO phân tử đĩa GG Tau A, so sánh với đĩa LkCa 15 đám mây phân tử TMC-1 Giới hạn mật độ bề mặt phân tử khác không phát GG Tau A, SO, SO2 , C2 S c-C3 H2 HC3 N đưa HÌNH 9: Trên: Bản đồ độ sáng đỉnh phát xạ CN(2–1) (màu) chồng lên đồ CO(2–1) (biểu diễn đường đồng mức) Dưới: Bản đồ độ sáng đỉnh phát xạ CS(5–4) (màu) chồng lên đồ CO(2–1) (các đường đồng mức) Chương trình bày kết luận triển vọng nghiên cứu tương lai Hình tóm xviii tắt thuộc tính (vật lý, hóa học động học) GG Tau A mơi trường xung quanh nghiên cứu luận án Ngày có nhiều ngoại hành tinh tìm thấy quanh hệ đơi đa Do đó, việc hiểu cách chúng hình thành u cầu nghiên cứu kỹ đối tượng trẻ hệ đa T Tauri Trong bối cảnh vậy, luận án trình bày nghiên cứu đầy đủ tính chất đĩa tiền hành tinh quanh hệ đa T Tauri Quan sát ALMA Chu kỳ (Cycle 3) Chu kỳ (Cycle 6) vạch phát xạ CN, CO CS trình bày chương Dữ liệu CO cho thấy chứng vùng phát xạ dạng xoắn ốc mức độ thấp Các quan sát từ CN CS cho thấy cấu trúc vành, số chúng trùng với đặc trưng quan sát từ CO (xem Hình 9) Các quan sát hứa hẹn cung cấp thêm nhiều thông tin thú vị đĩa tiền hành tinh quanh hệ ba GG Tau A ... thành hệ hành tinh Thật vậy, hành tinh hình thành từ đĩa khí bụi quay quanh trẻ (được gọi T Tauri) Đĩa vật chất (khí bụi) này, phần lại đám mây phân tử nơi mà ngơi trung tâm hình thành, gọi đĩa. .. nên phân tử phức tạp Luận án nghiên cứu tính chất khí bụi đĩa tiền hành tinh quanh hệ thống ba có khối lượng thấp, GG Tau A, sử dụng quan sát vạch phát xạ quay phân tử đánh dấu 12 CO, 13 CO,... đến hình thành hệ hành tinh việc so sánh với mơ hình lý thuyết yêu cầu quan sát để đánh giá tính chất vật lý (mật độ, nhiệt độ, nhiễu loạn, vv) phát triển hóa học đĩa khí bụi quanh T Tauri Trên