nâu
a. Sự phân mảnh đĩa
Ở một số sao thông thường có các đĩa bồi đắp lớn (khối lượng ~0,1 M và kích thước ≥ 100 AU) và vẫn còn bồi đắp khối lượng, các đĩa này nếu có khối lượng đủ lớn để lực hấp dẫn lớn hơn lực li tâm, chuyển động nhiệt, và từ trường bên trong đĩa thì các đĩa sẽ bị phân mãnh.
Mô hình phân mảnh đĩa chỉ mới được nghiên cứu dựa trên các mô phỏng số học. Gần đây, Stamatellos & Whitworth [54] đã báo cáo các mô phỏng thủy động lực học về quá trình phân mảnh của một đĩa có khối lượng 0,7 M, bán kính trong 40 AU và bán kính ngoài 400 AU. Sau khi một mảnh vỡ hình thành, nó bồi đắp vật chất trong đĩa, đồng thời nó tương tác với đĩa qua lực kéo và tương tác động lực học với các mảnh vỡ khác. Kết quả là vài mảnh vỡ di chuyển đến gần vật thể trung tâm. Vùng này giàu khí, nên những mảnh này bồi đắp được nhiều vật chất và cuối cùng chúng sẽ trở thành các sao đốt cháy hydrogen khối lượng thấp. Còn các mảnh vỡ ở xa vật thể trung tâm cũng bồi đắp vật chất trong đĩa nhưng không nhiều, chúng sẽ trở thành các SLN (trong đó có một số SLN có khối lượng cỡ khối lượng hành tinh). Nếu bất kì SLN nào di chuyển vào trong vùng gần ngôi sao trung tâm, chúng
có xu hướng bị đẩy ra trở lại vùng ngoài qua các tương tác 3 vật thể, tạo ra sự thiếu hụt SLN đồng hành gần với các sao như Mặt trời, tức là vùng thiếu SLN.
Thường có khoảng từ 5 đến 10 vật thể được hình thành trong mỗi đĩa như thế này, trong đó ~ 70% là các SLN, còn lại là các sao thông thường khối lượng thấp. Các vật thể này trong đĩa có thể chuyển động đến gần nhau và kết cặp với nhau, tạo ra các hệ đôi của các vật thể khối lượng thấp. Đôi khi cũng có một mảnh vỡ trong đĩa bị đẩy ra ngoài do tương tác động lực học với các mảnh vỡ khác. Do nó bị mất kén khí nên nó dừng sự bồi đắp, duy trì khối lượng rất thấp của nó và trở thành vật thể khối lượng hành tinh trôi nổi tự do.
Kết quả mô phỏng của mô hình phân mảnh đĩa này giải thích được một cách hợp lý (1) hình dạng hàm khối lượng ban đầu của các vật thể khối lượng thấp, (2) vùng thiếu SLN, (3) các thuộc tính hệ đôi của các vật thể khối lượng thấp và (4) sự hình thành các vật thể khối lượng hành tinh trôi nổi tự do. Một chú ý quan trọng là, với thời gian tồn tại của tiền sao giai đoạn 0 là ~ 105 năm nhưng đĩa lại phân mảnh và tiêu tan trong vòng ~ 104 năm, do đó xác suất quan sát một đĩa phân mảnh quanh vật thể tiền sao giai đoạn 0 là ~ 10%. Và chỉ có ~ 20% các sao giống Mặt trời có đĩa bất ổn và phân mảnh hấp dẫn để tạo ra số lượng lớn các SLN như đã quan sát. Như vậy, xác suất quan sát những đĩa đang phân mảnh này chỉ ~ 2% (tức là các đĩa đang phân mảnh rất khó được quan sát).
b. Sự đẩy ra sớm của các phôi tiền sao
Nhiều nghiên cứu một cách chi tiết về các sao thuộc dãy chính và các sao đã tiến hóa cho thấy rằng có khoảng từ 15% đến 20% các sao là các hệ gồm 3 vật thể hoặc nhiều hơn. Trong hệ gồm nhiều vật thể tiền sao này, một thành viên có khối lượng thấp nhất có thể bị đẩy ra khỏi hệ, vì xác suất đẩy ra gần đúng tỉ lệ nghịch với lũy thừa bậc ba của khối lượng. Sự đẩy ra này nhiều khả năng xảy ra trong khoảng thời gian tiền sao giai đoạn 0. Điều này có nghĩa là trong quá trình lõi tiền sao bố mẹ co rút thì hình thành 3 vật thể phôi tiền sao hoặc nhiều hơn bên trong lõi bố mẹ này. Các phôi tiền sao phát triển riêng lẻ bằng cách bồi đắp vật chất từ lớp vỏ bọc
dày đặc khí chung và tương tác động lực học với nhau. Quá trình bồi đắp vật chất của các phôi tiền sao khác nhau thì không giống nhau, dẫn đến phổ khối lượng tiền sao trong các hệ sao kéo dài từ khối lượng cao đến xuống dưới giới hạn đốt cháy hydrogen (75 MJ).
Khi có một tiền sao bị đẩy ra từ hệ gồm nhiều phôi tiền sao (tức là lõi tiền sao bố mẹ), tiền sao bị đẩy ra này bị mất kén khí và do không thể bồi đắp thêm vật chất để tăng khối lượng nên nó duy trì khối lượng thấp của mình và trở thành sao khối lượng thấp hoặc SLN hoặc vật thể khối lượng hành tinh [48].
Những nghiên cứu về quá trình hình thành SLN theo mô hình đẩy ra này chỉ được phát triển thông qua các mô phỏng số học. Một tiên đoán tiêu biểu của mô hình này là các hệ SLN đôi được hình thành theo mô hình này thì khoảng cách giữa chúng tối đa khoảng 15 AU. Tuy nhiên các quan sát cho thấy sự tồn tại của nhiều hệ SLN đôi có khoảng cách từ vài chục đến vài trăm AU. Ngoài ra, các quan sát khác cũng không ủng hộ mô hình này. Do đó, có thể một số ít các SLN được tạo ra bởi mô hình này nhưng không phải tất cả các SLN.
c. Sự bào mòn quang học các tiền sao
Cơ chế này đề cấp đến các tiền sao có khối lượng ≤ 1 Mnằm lân cận quanh các sao O, B to lớn mới được hình thành. Các tiền sao này sẽ bị các bức xạ ion hóa từ các sao O, B làm bào mòn các lớp khí bên ngoài, tạo ra các lõi khối lượng thấp, và sẽ trở thành sao khối lượng thấp hoặc SLN hoặc vật thể khối lượng hành tinh (Whitworth & Zinnecker [60]).
Tuy nhiên, người ta vẫn phát hiện một số lượng lớn các SLN ở các vùng hình thành sao không có các sao O, B. Vì vậy, phần lớn SLN không thể được hình thành từ cơ chế này.
2.2. CÁC QUAN SÁT THỰC NGHIỆM KIỂM CHỨNG NGUỒN GỐC SAO LÙN NÂU HÌNH THÀNH GIỐNG CÁC SAO THÔNG THƯỜNG KHỐI