3.1. Mẫu nghiên cứu
Mẫu nghiên cứu gồm 83 sao lùn có kiểu phô M-tré (từ M5.0 đến M9.0), nam
trong vùng lan cận mặt trời (khoảng cách dưới 200 parsec tính từ mặt trời). Các sao
lùn này đã được phát hiện từ cuộc khảo sát DENIS, 2MASS va đã được ước tính kiêu phô trong các nghiên cứu trước đó [8,34,35]. Trong số các vật thé, J004135.3-562112 là hệ sao đôi trẻ có kiêu phô M5.0+M9.0 [3], J04104§.0-125142 là hệ sao ba có kiểu phô MS.5+M§.0+M8.5 [45], J044634. 1-262756 là hệ sao đôi có kiều pho M6.0+M6.0
[40] và J141159.9-413221 là hệ sao đôi có kiểu phố M6.0+L1 [27].
Dữ liệu quan sát được thu thập từ cơ sở dữ liệu của trang Vizier thuộc trung
tâm dit liệu của đài thiên van Strasbourg (Pháp). Cấp sao nhìn thấy của các sao lùn
được lay ở vùng bước sóng hồng ngoại từ băng I của DENIS (0,89m), các băng của 2MASS gồm J (1,2um), H (1,7um). K (2.2um) và các băng của WISE gồm
WI (3.4um ), W2(4.6H1m), W3 (11,6tm) Và W4( 22m).
Khoảng cách được tính toán từ đữ liệu thị sai hằng năm của dự án Gaia EDR3 năm 2020 [Gaia Collaboration, 2020]. Ngoài ra chúng tôi cũng sử dụng dit liệu về
chuyên động riêng theo xích kinh và xích vĩ của vật thé từ Gaia EDR3. Dữ liệu quan
sát của 83 sao lùn kiêu M-tré được trình bày ở phụ lục 1.
3.2. Công cụ BANYAN & và khảo sát thành viên của các nhóm sao trẻ lân cận
Mặt trời
3.2.1. Công cụ BANYAN
BANYAN š là công cụ được Gagné và cộng sự phát triển đựa trên thuật toán phân tích Bayesian dé xác định xác suất thuộc các nhóm sao trẻ lân cận mặt trời của các ngôi sao hay một số vật thể khác [17]. Công cụ hiện tai bao gồm 27 nhóm sao trẻ có độ tuôi trong khoảng 1 — 800 triệu năm trong phạm vi 200 parsec tính từ Mặt trời.
được mô hình hóa với hàm Gauss đa biến trong không gian sáu chiều gồm các tọa độ vị trí không gian (XYZ) và vận tốc không gian (UVW). Đây là công cụ dau tiên có khả năng phân loại nhiều nhóm sao gần từ các vùng hình thành sao khác nhau như
Sco-Cen OB, cụm IC 2602, IC 2391, Pleiades và Platais 8, p Ophiuchi, Corona Australis, va Taurus. Thuật toán có thê tính toán xác suât thuộc nhóm sao của vật thê
19
với chi hai dữ liệu đầu vào là tọa độ xích dao và chuyền động riêng, một s6 dữ liệu khác gồm thị sai hàng năm, vận tốc hướng tâm và khoảng cách được tính từ sơ đồ kiểu phố và cấp sao có thể được bỏ sung dé kết quả tính toán chính xác hơn.
BANYAN © được viết bằng các ngôn ngữ khác nhau như IDL hay Python, dang trực tuyến trên mạng của công cụ cũng được phát triển ở trang web
http:/www.exoplanetes.umontreal.ca/banvan/banyansiema.ph
Kha năng tính toán của BANYAN È nhanh và chính xác hơn đáng ké so với
phiên bản trước đó là BANYAN II do sự cải tiền về thuật toán phân tích khoảng cách và vận tốc hướng tâm. Các kết quả phân tích cũng cho thay BANYAN có khả nang phan loại kha năng vật thể thuộc các nhóm sao tốt hơn các công cụ hiện có, đặc biệt là ở vùng các nhóm sao đan xen va có tinh chất gidng nhau. Công cu này có thé sử dụng kết hợp với các dữ liệu chính xác về thị sai hàng năm, vận tốc hướng tâm của Gaia-DR1, Gai DR2 và mới nhất là Gaia EDR3 dé xác nhận các ngôi sao mới ở độ tuôi còn trẻ.
3.2.2. Khảo sát thành viên của các nhóm sao trẻ lân cận Mặt trời
Chúng tôi truy cập vào công cụ web BANYAN &, sau đó nhập các thông tin
dit liệu về xích kinh, xích vĩ, chuyên động riêng và thị sai hằng năm cùng các sai số tương ứng từ Gaia EDR3. Công cụ sẽ tự động thực hiện tính toán và tra lại kết quả
xác suất thuộc các nhóm sao trẻ của mỗi vật thẻ, như trên hình 3.1.
Kết quả khảo sát cho thay 83 sao lùn kiêu M-trễ trong mẫu có xác suất cao thuộc các nhóm sao trẻ. tám vật thé trong số đó có xác suất cao trên 70% thuộc 27 nhóm sao đã biết trong vùng lân cận Mặt trời. Riêng J154607.5-625804 có khả năng
thuộc một trong hai nhóm sao Argus (41.0%) hoặc Beta Pictoris (33.1%) và
J153831.6-103§50 có thé thuộc nhóm Upper Scopius (25.4%) hay một nhóm khác.
Bang 3.1 trình bày kết quả tính toán xác suất thuộc các nhóm sao trẻ của mười vật
thê trong mẫu.
Tuy nhiên, các khảo sát nhóm sao bằng công cụ BANYAN š mới chỉ là những dự đoán ban đầu dựa trên các so sánh về vị trí, vận tốc của vật thể với nhóm sao. Do đó, những phân tích sâu hơn về tính chất của vật thê cần được thực hiện thì mới có
thé xác nhận vật thê có thực sự thuộc nhóm sao đó hay không.
BANYAN ©: Bayesian Analysis for Nearby Young AssociatioNs =
Merbers ip probattity v2v2v+ g3 ctccseteec informstion (Version 104
NAVE Of pour 4% PRESS | Renhe
Fig escesnen itegrens) 2014134804654 Dung truyen 964/7 ý7921+
ee -34 (độ rene an Praper maodon in right 304026624 jaan € 1Á1
Proper nection i Sectination (60/0 -32 123 ne 0 Proper rection im Gecinatice jraaniy) € 3X?
Radal vúccty (2a ( Lxw ce sđai velocity (ra:
sex (ma) 21173 Esxonpessiexgxss) € 1218
xi; | Sewn Xa cứ y4 phar
The rưte2xx©o 3064362364 (hy) %ý “ s32
te lQ© 68 (00 ỌC [00 (89/00 Of (68 [90 88 32 (CC 39 0© t 0 QC QC Bo bs Chloe (39 Me 09 Balt
The cotrral rachael velocities for" are
KA 1Á 112 66) 42 72 ae 71 18K 9? 1$ 714 WS 413|!1( 68 46 79 %2 SE GH 1ì) (3$ 294 246 $€ 4}
The ers oF Te cotreil sachs veo Bes by ~ are
Hình 3.1. Giao điện tính toán xác suất nhóm sao của công cụ trực tuyến BANYAN
zr.
Bang 3.1. Xác suat thuộc các nhóm sao trẻ của mười sao lùn có kiêu phô M- tre.
Tên vật thê Nhóm sao Xác suat
-J004135.3-562112 The Tucana-Horologium | 80.8%
association (THA)
JO14431.8-460432 The Tucana-Horologium | 98.5%
association (THA)
J043627.8-41 1446 Columba (COL) ed
J044634.1-262756 Columba (COL) 96.9%
J051811.3-310153 Columba (COL) 89.1%
.J080822.2-644357 Carina (CAR) 75.0%
J120037.8-784508 £ Chamaeleontis (EPCS)
J123923.1-570240 Lower Centaurus Crux | 97.9%
(LCC)
I153831.6-103850 FIELD và Upper Scopius | 74.6% và 25.4%
2I
- I154607.5-625§804 Argus (ARG) va | 41% va 33.1%
BPictoris( BPMG)
3.3. Mô hình phân bố phổ theo năng lượng
Mô hình phân bố theo năng lượng (Spectral energy distribution — SED) được xây dựng đề biêu diễn thông lượng bức xạ của ngôi sao ở các bước sóng khác nhau.
Mô hình giúp xác định được nguôn gốc bức xạ phát ra từ ngôi sao hay thành phan bụi xung quanh qua hiện tượng bức xạ dư ở vùng hong ngoại. từ đó phát hiện được dấu
hiệu của đĩa bụi xung quanh ngôi sao. Trên cơ sở đó, chúng tôi tiến hành xây dựng mô hình SED cho các vật thé trong mẫu.
Đầu tiên, chúng tôi sẽ làm khớp các dữ liệu quan sát của vật thê với các mô
hình phô lý thuyết của ngôi sao dựa trên phương pháp bình phương tối thiểu (least- square). Mô hình phô lý thuyết được sử dụng ở đây dựa trên mô hình CIFIST2011
BT-Settl của Allard và cộng sự xây đựng cho sao có khối lượng cực thấp và sao lùn
nâu trong nghiên cứu [16]. Các mô hình này có nhiệt độ hiệu dụng hiệu dụng Ty
trong khoảng từ 1800K đến 3700K tương ứng với các sao lùn có kiểu phô từ MS đến L1, hệ số trọng lực log g trong khoảng từ 3,5 đến 6,0 và tỉ lệ các nguyên tô nặng so với hiđrô và héli tương tự như Mặt trời [M/H] = 0. Các giá trị cấp sao nhìn thấy của DENIS, 2MASS va WISE được chuyên đôi thành mật độ thông lượng /, bằng cách sử dụng các giá trị chuẩn trong các nghiên cứu của Cohen et al. 2003, Fouqué et al.
2000, Wright et al. 2010, Cutri et al. 2003, Gagné et al. 2015c, Bell et al. 2015, Stephens et al. 2009, Pecaut & Mamajek 2013. Các giá tri thong lượng tương ứng với
các bước sóng quan sát suy từ các mô hình phô lý thuyết dé so sánh với thông lượng thực tế. Thông lượng (erg.cm?.s") tính toán từ các mô hình lý thuyết đượcSi, prep
định nghĩa bởi công thức:
So prep = ẹÍ2 moa (1)
Trong đó: ƒ; rod (erg.cm Ê.s'}) là mật độ thông lượng ở bước sóng A trong các
mô hình lý thuyết.
22
a= = là hệ số khớp phổ lý thuyết tương ứng với mỗi vật thể, R là bán kính>
của ngôi sao được suy ra từ các mô hình lý thuyết và D là khoảng cách của ngôi sao đến Trải đất.
Chúng tôi tính toán hệ số bình phương ứng với mỗi mô hình theo công thức:
pots Line” (2)
N a;2
với N là số băng quan sát của vật thể.
Các giá trị + được so sánh và mô hình có giá trị La nhỏ nhất sẽ được chọn
dé làm phô lý thuyết mô tả các tính chất của vật thé. Các băng được chọn dé làm khớp với phô lý thuyết của vat thẻ là băng I-DENIS, J, H và K, của 2MASS, W1-WISE.
Với các ứng viên có dấu hiệu của đĩa, sau khi xây dựng mô hình SED của vật
thê thì chúng tôi cũng xây đựng thêm mô hình SED của đĩa trên các đữ liệu quan sát
của WISE. Mô hình này được xây dựng từ mỗi liên hệ giữa thông lượng quan sát và các tính chất của bụi trong đĩa [29]:
F disk =—8 KB Ty) (3)
Trong đó M,, là khối lượng dia (g)
d là khoảng cách từ ngôi sao đến Trái đất (parsec)
K, là hệ số hap thụ của bụi ở bước sóng quan sát (cm2/g)
2hc€ 7 1 ơ ơ
B;Œ,)=—-g-.—Tg là công thức Planck ứng với bức xa tại nhiệt độ buiTs
Ẩ [a
c“M —]AkT
Một thuật toán phân tích dựa trên phương pháp kiêm định Chi bình phương
xr được xây dựng với các tham số M dice „là các tham số tự do. Cặp giá trị
M aie Ty được chọn tương ứng với giá trị 7° cực tiểu, phổ năng lượng của đĩa có dang tương tự như phô của vật den tại nhiệt độ 7,. Sau đó phô lý thuyết ứng với vật thẻ được cộng với phô của đĩa đẻ tạo thành mô hình SED của ngôi sao với đĩa xung quanh. Dựa trên mô hình SED, chúng tôi có thé xác định được một số tính chat vật
lý của ngôi sao như nhiệt độ. hệ sỐ hap dan va nhiệt độ bụi của đĩa.
23
3.4. Phương pháp xác định các ứng cử viên có hiện tượng bức xạ dư hồng ngoại.
Bức xạ dư hồng ngoại là dấu hiệu dé nhận biết sự tồn tại của đĩa xung quanh vật thé, Dé xác định các ứng viên có hiện tượng bức xạ dư hồng ngoại, chúng tôi xác định hệ số bức xạ ở các băng WISE theo công thức:
La ~ 2 mp
oO.4
S (4)
trong đú /, là thụng lượng tại bước súng quan sỏt với sai số là ỉ,,
Các vật thê có bức xạ dư đáng ké nếu hệ số bức xạ S của chúng ở các bang
W3 và W4 lớn hơn 3 Oy: $23 (S)
Ngoài ra, chúng tôi cũng xét thêm một điều kiện khác liên quan đến W3 va W4 tương tự trong nghiên cứu của Boucher và cộng sự [4] dé tăng tính chính xác khi
phân tích:
Py3 => 3-215 (6)Fw
FW3, prep
W4, prep
Tuy nhiên, khi sử dung các điều kiện trên, các ứng viên được phát hiện có thé rơi vào trường hợp là bức xạ không thật sự từ bụi của đĩa mà do chúng ở gần một nguồn sáng khác hay tọa độ của vật thẻ không chính xác. Vì vậy, chúng tôi còn thực hiện bước phân tích sâu hơn dựa trên hình ảnh của vật thê tại các băng W3 và W4 bằng phần mềm SAO Image DS9 (xem hình 3.2) đẻ xác nhận các vật thé thực sự có
bức xạ dư hông ngoại. Các hình anh của vật thé ở W3 và W4 có thé tải xuống ở trang web http://irsa.ipac.caltech.edu/. Nếu ảnh của vật thé hiện lên rõ ràng tại vị trí tọa độ xích đạo của nó, không bị ảnh hưởng bởi các nguôn khác ở gần xung quanh nó đặc biệt là ở băng W4 với độ phân giải là 16.5” thì có thé khang định vật thê có hiện tượng bức xạ dư hồng ngoại thực sự. Trong trường hợp ảnh của vật thé bị nhiều bởi các nguồn khác hay không có dau hiệu của nguồn tại vị trí đỏ thì nó không có bức xạ
thực sự.
Ti số độ trưng của đĩa /,„ cũng được tính toán theo công thức:
he
—_ IR ỳI
đang _T' (5)
“star
Lig là độ trưng ứng với bức xa từ đĩa được tính toán từ phô năng lượng của
đĩa, Lu„ là độ trưng của ngôi sao được suy ra từ phô lý thuyết của ngôi sao. Hệ số nay là cơ sở đề phân loại dang đĩa (đĩa nguyên thủy, đĩa chuyên tiếp hay đĩa tàn dư)
ở kết quả phân tích trong chương 4.
© sadimage dst 0 x
File Edt View Frame Zoom Scale Color Region WCS Anslyss Help File 1223m652_ac51-w4ant-3_ ra122 09244 dec-64.73261_asec6
Obxec
Value 84 2203
FKS : 809420472 & -644600 342
Physical x 126.609 y 130 531
Image x 126.609 y 130.531 Frame 1 4
file edt Mew frame bin zoom scale regon wes analysis help
db he lồ aIps0 cool ranibow
22 w 4i=
25