PHẦN MỞ ĐẦU 1. Lý do chọn đề tài. Hiện tượng hút vật chất vào lõi tiền sao là một trong các quá trình quan trọng nhất của quá trình tiến hoá và hình thành của ngôi sao do thời gian và tỉ số bồi đắp vật chất sẽ quyết định khối lượng cuối cùng của ngôi sao. Ở các lõi tiền sao trẻ, giai đoạn hút vật chất từ đĩa thường xảy ra dưới 5 triệu năm kể từ khi ngôi sao hình thành [21].
Sau khoảng 5 triệu năm, phần lớn các ngôi sao đã ngừng quá trình hút vật chất từ đĩa. Ở các vật thể có khối lượng rất thấp (sao lùn nâu với khối lượng dưới 0,075 M hay sao lùn kiểu phổ M trễ có khối lượng dưới 0,3 M ) các mô hình lý thuyết cho thấy sự hình thành của các vật thể này tương tự như các sao có khối lượng thấp như Mặt trời. Tuy nhiên, cơ chế hình thành giống các của các vật thể này còn nhiều tranh luận do khối lượng của chúng quá nhỏ để hình thành theo cách như các sao thông thường từ sự sụp đổ hấp dẫn của các đám mây phân tử. Quá trình hút vật chất từ đĩa xung quanh các vật thể có khối lượng rất thấp có thể diễn ra khác với các sao kiểu Mặt trời ở một số đặc điểm như thời gian xảy ra hay tốc độ hút vật chất từ đĩa.
Một số phát hiện gần đây ở các sao lùn có kiểu phổ M trễ ( M 5) nằm ở vùng hình thành sao và những nhóm sao trẻ trong vùng lân cận Mặt trời [28, 29, 72] cho thấy thời gian hút vật chất từ đĩa của các vật thể này có thể lâu hơn 10 triệu năm. Nghiên cứu về hiện tượng hút vật chất ở các vật thể có khối lượng rất thấp ở các giai đoạn khác nhau đóng vai trò quan trọng để hiểu rõ hơn về cơ chế hình thành của vật thể cũng như các hành tinh xung quanh chúng. Trong quá trình hút vật chất vào lõi tiền sao, đĩa tiền sao toả ra nhiều năng lượng hơn bình thường, do đó tạo ra các phổ bức xạ dư liên tục ở vùng ánh sáng nhìn thấy trong quang phổ của vật thể [5, 27]. Các vạch quang phổ này được sử dụng để phân biệt giữa các vật thể đang có hiện tượng hút vật chất vào lõi hay không.
Trong quang phổ, một số vạch như H ở bước sóng 6563 Å, He I ở hai bước sóng 5876 Å và 6678 Å, O I ở bước sóng 6300 Å, … được dùng làm cơ sở để phân biệt các vật thể 1 2 trong quá trình hút vật chất từ đĩa vì các vạch này nổi bật và không bị ảnh hưởng bởi các vạch phổ hấp thụ khác [38]. Bên cạnh đó, nghiên cứu khác cho thấy các ngôi sao trẻ có độ lớn vận tốc tại 10% đỉnh vạch phát xạ H lớn hơn 270 km/s có thể đang xảy ra quá trình hút vật chất [79]. Với các vật thể có khối lượng cực thấp như các sao có kiểu phổ M-giữa hay sao lùn nâu, một nghiên cứu khác của Jayawardhana và cộng sự năm 2003 [32] cho thấy vận tốc này chỉ khoảng 200 km/s. Các kết quả nghiên cứu trên là cơ sở để phát hiện và tìm hiểu về sự hình thành và tiến hoá của các sao có khối lượng cực thấp.
Với những cơ sở khoa học đã đề cập ở trên, dưới sự hướng dẫn của TS. Nguyễn Nhật Kim Ngân và ThS. Nguyễn Thành Đạt tôi đã chọn đề tài: “Nghiên cứu hiện tượng hút vật chất của đĩa xung quanh các sao lùn trẻ có khối lượng rất thấp” nhằm nghiên cứu về cơ chế hình thành của các sao này trong các giai đoạn khác nhau. Mục đích nghiên cứu.
Mục tiêu của khóa luận là từ việc phân tích các vạch phổ đặc trưng trong phổ quang học của các sao lùn trẻ có khối lượng rất thấp để phát hiện dấu hiệu hút vật chất ở đĩa xung quanh các vật thể này cũng như một số hiện tượng khác liên quan như luồng phụt vật chất lưỡng cực. Bên cạnh đó, việc phân tích thời gian, tốc độ bồi đắp của các sao này và so sánh với các sao kiểu Mặt trời sẽ làm cơ sở nghiên cứu về nguồn gốc của chúng và các đặc điểm của đĩa trong quá trình tiến hoá. Ảnh hưởng của hiện tượng hút vật chất không liên tục "sporadic disk" hay "episodic accretion" lên khối lượng cuối cùng của vật thể. Nhiệm vụ nghiên cứu.
− Phân tích các vạch phổ đặc trưng trong phổ quang học của các sao lùn trẻ có khối lượng rất thấp. − Phân tích thời gian, tốc độ bồi đắp của các sao này và so sánh với các sao kiểu Mặt trời. 2 3 − Thảo luận về ảnh hưởng của hiện tượng hút vật chất không liên tục "sporadic disk" hay "episodic accretion". Đối tượng và phạm vi nghiên cứu.
Mẫu nghiên cứu gồm các sao lùn có kiểu phố M-trễ ( M 5) nằm trong những vùng hình thành sao và các nhóm sao trẻ ở vùng lân cận Mặt trời. Phương pháp nghiên cứu. − Phân tích cường độ các vạch phổ như H ở bước sóng 6563 Å, HeI ở 5876 Å và 6678 Å và OI 6300 Å trong phổ quang học của các ngôi sao bằng phần mềm IRAF. − Xây dựng chương trình tính vận tốc 10% tại vạch H , tính tốc độ bồi đắp của đĩa.
Đóng góp mới của đề tài. Khóa luận “Nghiên cứu hiện tượng hút vật chất của đĩa xung quanh các sao lùn trẻ có khối lượng rất thấp” được thực hiện sẽ góp phần làm rõ, kiểm chứng các giả thuyết về: − Cơ chế hình thành của các sao lùn trẻ có khối lượng rất thấp trong các giai đoạn khác nhau. − Tính chất của các sao lùn trẻ có khối lượng rất thấp đang ở giai đoạn hút vật chất từ đĩa. − Ảnh hưởng của hiện tượng hút vật chất không liên tục "sporadic disk" hay "episodic accretion" lên khối lượng cuối cùng của vật thể.
TỔNG QUAN VỀ HIỆN TƯỢNG HÚT VẬT CHẤT TỪ ĐĨA TRONG QUÁ TRÌNH HÌNH THÀNH SAO CÓ KHỐI LƯỢNG RẤT THẤP VÀ SAO LÙN NÂU 1. Sao có khối lượng rất thấp và sao lùn nâu. Vật thể có khối lượng rất thấp. Trên sơ đồ tiến hoá thuộc giản đồ Hertzsprung – Russell, các vật thể có khối lượng rất thấp bao gồm các sao lùn có khối lượng nhỏ hơn 0.3 M và sao lùn nâu với khối lượng dưới 0.
Trong trường hợp các sao lùn nâu thì khối lượng của chúng không đủ lớn để thực hiện đốt cháy hydrogen trong lõi tuy nhiên vẫn có thể thực hiện được phản ứng đốt cháy deuterium và lithium. Lõi của các vật thể này đối lưu hoàn toàn so với các sao như Mặt trời thì lõi chỉ đối lưu một phần [43].1 so sánh về kích thước của các sao có khối lượng thấp và sao lùn nâu so với Mặt trời. Sao có khối lượng thấp, sao lùn nâu và Mặt trời 4 5 1. Các tính chất vật lý.
Theo các mô hình tính toán lý thuyết thì khối lượng của các sao có khối lượng rất thấp dưới 0,3 M [43], trong khi đó các sao lùn nâu trong khoảng từ 0,013 M đến 0,075 M hay 13 đến 75 MJ [12]. Khoảng khối lượng này phù hợp với các kết quả tính toán thực nghiệm trực tiếp từ các hệ sao đôi [75]. Khối lượng của các vật thể này rất nhỏ so với các sao trên dãy chính, điều này cũng ảnh hưởng đến các đặc tính khác như nhiệt độ, phản ứng hạt nhân trong lõi ngôi sao hay kiểu phổ. So với các sao kiểu Mặt trời trên dãy chính, nhiệt độ bề mặt của các sao có khối lượng rất thấp tương đối nhỏ.
Nhiệt độ của chúng trong khoảng từ 6000 K xuống đến 2000K với các sao lùn đỏ lạnh có khối lượng dưới 0,3 M [12]. Riêng các sao lùn nâu, các mô hình và quan sát dữ liệu cho thấy nhiệt độ bề mặt của vật thể này chỉ nằm trong khoảng từ 500 – 2500 K [42]. Trong một thập kỉ gần đây, các nghiên cứu cũng phát hiện được các sao lùn nâu siêu lạnh thuộc kiểu phổ “Y” có nhiệt độ bề mặt dưới 500 K [14, 15, 36, 37, 39, 45, 46], một số vật thể trong đó còn có nhiệt độ chỉ khoảng 250K [45]. Các sao lùn nâu siêu lạnh này có thể được xem rất gần ranh giới giữa các vật thể dưới sao và các hành tinh khí khổng lồ.
Tuỳ theo nhiệt độ bề mặt, màu sắc và đặc điểm quang phổ, các sao thông thường ở dãy chính được phân loại theo các kiểu phổ từ nóng nhất đến lạnh nhất: O- B-A-F-G-K-M. Sao có kiểu phổ O là nóng nhất, nhiệt độ sẽ giảm dần đến lớp phổ M. Mỗi kiểu phổ chính được phân loại nhỏ hơn theo các số Ả Rập (0-9), trong đó A0 có nghĩa là sao "nóng" nhất trong lớp A và A9 là sao "lạnh" nhất trong kiểu phổ này. Mặt trời là một ngôi sao lùn vàng có kiểu phổ G2.
Các sao có khối lượng rất thấp có kiểu phổ M-giữa trở đi (≥ M5), còn các sao lùn nâu có thể có kiểu phổ ở lớp phổ M-trễ (≥ M8), L, T và Y. Ở lớp phổ M, phổ quang học của sao lùn được nổi bật bởi dải hấp thụ phân tử titanium oxide (TiO) và vanadium oxide (VO). Vào năm 1997, Martín và các cộng sự [48] đã phát hiện ra một 5 6 kiểu phổ của sao lùn lạnh hơn những sao M trước đó có các đặc tính phổ quang học khác hẳn so với kiểu phổ M9. Do đó, nhóm nghiên cứu này tạm đặt cho nó là lớp phổ L.
Đến năm 1999, các nghiên cứu của Kirkpatrick và cộng sự, cũng như Martín và cộng sự chính thức định nghĩa một lớp phổ mới có tên “L”. Ở lớp phổ L này, oxide kim loại biến mất nhanh chóng, thay vào đó các dải hấp thụ của kim loại hydride mạnh (FeH, CrH, MgH, CaH), các dải hấp thụ của alkali nổi bậc (Na I, K I, Cs I, Rb I) và vạch Li I tại bước sóng 6708 Å. Ngược lại, phổ hồng ngoại-gần (Near Infrared Spectroscopy (NIR), 1 – 2,5 μm) của những sao lùn lớp L, tương tự như những sao lùn lớp M bởi những dải hấp thụ nước ( ) và cacbon monoxide ( ). Năm 2008, Burgasser và cộng sự khám phá những sao lùn methane, cũng dẫn đến định nghĩa một lớp phổ mới “T” cho những sao lùn lạnh hơn những sao lùn lớp L.
Phổ hồng ngoại-gần của sao lùn lớp T có sự hấp thụ mạnh của dải methane ( ). Lớp phổ Y được cho rằng thậm chí còn lạnh hơn lớp T và phổ NIR của chúng phải có ammoniac ( ) đủ để xếp vào một lớp phổ mới. Năm 2011, Cushing và cộng sự đã khám phá ra 6 đại diện sao lùn nâu lớp Y0.