Chương 1: TỔNG QUAN VỀ SAO LÙN NÂU. Sao lùn nâu 1.1 Sao lùn nâu Sao lùn nâu (SLN) là các vật thể có khối lượng nằm trong khoảng từ 13 đến 75 M J ( 1M J =1,899.10 27 kg : khối lượng Mộc tinh), chúng không đủ nặng để đốt cháy hydrogen nhưng có thể thực hiện phản ứng đốt cháy deuterium. Xét về khối lượng chúng nằm giữa các sao thông thường và hành tinh.1 minh họa về kích thước của sao lùn nâu so với Mặt trời, sao khối lượng thấp, Mộc tinh và, Trái đất. Mặt trời Sao khối lượng thấp Sao lùn nâu Mộc tinh Trái đất Hình 1.
Sao lùn nâu so với các sao thông thường và hành tinh.2 Các tính chất vật lý của sao lùn nâu 1. Khối lượng Khối lượng là tính chất vật lý cơ bản nhất của sao lùn nâu vì nó quyết định tất cả các tính chất khác, chẳng hạn như nhiệt độ, bán kính, kiểu phổ. Dựa vào các mô hình tiến hóa lí thuyết [11], khối lượng của SLN được ước tính trong khoảng 13 đến 4 75 khối lượng Mộc tinh, tương ứng với 0,013 đến 0,075 khối lượng Mặt trời (1 MMặt trời = 1,989.1030 kg) Các phép đo khối lượng trực tiếp của SLN được khảo sát cho thấy khoảng giá trị này là phù hợp [39]. Nhiệt độ Nhiệt độ của SLN phụ thuộc vào cả khối lượng và độ tuổi.
Sao lùn nâu có nhiệt độ hiệu dụng khoảng 500K đến 2500K [25]. Vào năm 2011, qua việc phân tích dữ liệu từ kính không gian WISE các nhà thám hiểm của NASA đã phát hiện ra sáu ngôi sao lùn nâu cực kì lạnh được gọi là sao lùn Y, có nhiệt độ thấp tới 300K, tức là nhiệt độ cơ thể người. Những sao lùn nâu này rất gần ranh giới của sao lùn nâu và hành tinh khổng lồ. Nhiệt độ ước tính của SLN có kiểu phổ từ Y, T, L, M.
Bán kính SLN già có bán kính gần như bằng bán kính sao Mộc ( 1R J =7,78.108km : bán kính sao Mộc) đối với các SLN già ( khoảng 1 tỉ năm tuổi) [6]. Đối với SLN kiểu Mặt trời có bán kính lớn hơn, lớn hơn 3 lần bán kính SLN già, bán kính SLN tùy thuộc vào độ tuổi của chúng do trong giai đoạn hình thành các SLN chưa co rút đến bán kính cuối cùng của nó. Bán kính SLN có thể bị ảnh hưởng của từ trường , yếu tố này làm gia tăng đáng kể từ 10-15% bán kính [17]. Kiểu phổ * Các sao trên dãy chính: Các sao thông thường ở dãy chính được phân loại theo các lớp phổ từ nóng nhất đến lạnh nhất O, B, A, F, G, K, M.
Nhiệt độ của sao giảm dần từ O đến M. Ví dụ như: sao có lớp phổ O là nóng nhất, giảm dần đến sao có lớp phổ M là lạnh. Bên trong các lớp phổ còn chia ra thành 10 lớp nhỏ( từ 0 đến 9). Trong đó A0 là nóng nhất, giảm dần đến A9 là lạnh nhất.
Mặt trời là loại G2. Các sao trong dãy chính được sắp xếp từ O đến M * Các sao thông thường, sao lùn nâu và hành tinh O B A F G K M M9 L T Y Sao Sao lùn nâu Hành tinh - Sao lùn nâu được phân loại vào kiểu phổ M-muộn (≥ M5) , L, T và Y. + Đối với các sao lùn nâu lớp phổ M: Quang phổ của chúng được chi phối bởi các dải hấp thụ phân tử titanium oxide(TiO) và vanadium oxide(VO). + Đối với các sao lùn nâu lớp phổ L: Các oxide kim loại biến mất nhanh chóng, thay vào đó các dải hấp thụ của kim loại hydride mạnh( như: FeH,CrH, MgH, CaH) và các dải hấp thụ của alkali nổi bậc (như: NaI, KI, CsI, RbI).
+ Đối với các sao lùn nâu lớp phổ T: Năm 2002 một số nhà khoa học đã khám phá sao lùn methane (CH4) và dẫn đến định nghĩa lớp phổ mới T cho sao lùn nâu lạnh hơn sao lùn lớp phổ L. + Đối với các sao lùn lớp phổ Y: được cho rằng thậm chí còn lạnh hơn lớp phổ T, phổ hồng ngoại gần (NIR) của chúng phải có NH3 đủ để xếp vào một lớp phổ mới. 6 Về mặt lí thuyết lớp phổ Y được đề xuất cho các SLN siêu lạnh có nhiệt độ dưới 600K. Vùng phổ hồng ngoại gần (NIR) của các sao lùn nâu kiểu M, L, T và Mộc tinh[20].
Quá trình hình thành và tiến hóa của sao lùn nâu 1. Sự hình thành như các sao thông thường Các ngôi sao hình thành từ các đám mây phân tử khổng lồ. Đám mây phân tử có thành phần chủ yếu là các phân tử khí, trong đó có nhiều nhất hydrogen và carbon monoxide. Và thành phần quan trọng khác là bụi có kích thước rất nhỏ ( từ vài đến vài chục micromet), tại đây các nguyên tử hydrogen ( hay các nguyên tử khác) gặp nhau và kết hợp tạo thành phân tử.
Trong quá trình đám mây phân tử co lại dưới tác dụng của lực hấp dẫn, khối lượng riêng trung bình của chúng tăng lên. Khi sự co lại diễn ra đủ mạnh và càng lúc càng nhanh hơn trong các vùng có mật độ cao, đám mây phân tử dần tan vỡ thành một lượng lớn đám mây riêng lẽ. Các đám mây riêng lẽ này các là khối khí và bụi (gọi là lõi tiền sao). Các lõi tiền sao sẽ bắt đầu co rút dưới tác dụng của lực hấp dẫn của chính nó, khởi đầu cho quá trình hình thành sao.
Qúa trình co rút của lõi tiền sao chỉ có thể xảy ra khi lõi tiền sao có khối lượng lớn hơn hoặc bằng khối lượng Jeans (khối lượng tối thiểu để trọng lực của vật thể 7 thắng được các lực chống đỡ và bắt đầu co rút hấp dẫn). Qúa trình tiến hóa của các tiền sao bắt đầu co rút có thể chia làm hai giai đoạn: Giai đoạn ẩn mình và giai đoạn lộ diện. Giai đoạn 1: Thời kì ẩn mình Khi trọng lực của lõi tiền sao thắng các lực chống đỡ thì khối lượng của lõi tiền sao lớn hơn khối lượng tối thiểu Jeans và lõi tiền sao bắt đầu co rút hấp dẫn. Sau khi lõi tiền sao bắt đầu co rút hấp dẫn hình thành tiền sao, các hạt vật chất vẫn tiếp tục bị lực hấp dẫn hút vào, nhưng do động năng quay khác nhau, những hạt có động lượng quay nhỏ thì rơi vào một mặt phẳng ở ngoài rìa cắt ngang tiền sao, tạo thành một đĩa bồi đắp xung quanh tiền sao (đĩa tiền hành tinh) và những hạt có động lượng quay lớn thì rơi vào đĩa bồi đắp ở vị trí tiền sao xa hơn.
Các giai đoạn hình thành sao lùn nâu - Khi tiền sao trung tâm và đĩa tiền hành tinh đã hình thành, vật chất từ môi trường xung quanh vẫn tiếp tục rơi vào đĩa tiền hành tinh và di chuyển vào trung tâm nhưng 8 chỉ khoảng 50 % vật chất tiếp tục bồi đắp cho lõi tiền sao. Phần còn lại được trả ngược trở lại ra môi trường bên ngoài thông qua luồng phụt lưỡng cực phân tử khí, vuông góc với mặt phẳng đĩa. - Bởi vì khởi điểm của giai đoạn tiền sao được tính ngay từ lúc lõi tiền sao co rút, hầu hết vật chất tồn tại cuối cùng trong ngôi sao được bồi đắp ở thời kì ẩn mình này. Giai đoạn 2: Thời kì lộ diện Bắt đầu giai đoạn này luồng phụt đã phá vỡ được vỏ bọc bên ngoài và dần tan biến, chỉ còn tiền sao trung tâm và đĩa tiền hành tinh.
Lúc này tiền sao đã gom đủ khối lượng và xảy ra các phản ứng hạt nhân sau đó trở thành một ngôi sao thực thụ. Các giả thuyết hình thành và tiến hóa của sao lùn nâu 1. Mô hình sao lùn nâu hình thành như các sao thông thường khối lượng thấp 1. Sự phân mảnh hỗn loạn Trong đám mây phân tử có sự nhiễu loạn siêu âm ( từ vụ nổ của ngôi sao khổng lồ ) đã tạo ra các vùng có vận tốc rất cao.
Động năng của dòng chảy hỗn loạn siêu âm thường lớn hơn 100 lần năng lượng chuyển động nhiệt. Dòng chảy hỗn loạn siêu âm này tập hợp, ghép và nén thành một khối khí tạo nên khối khí và bụi có khối lượng rất thấp, đủ dày và nặng để co rút hấp dẫn thành tiền sao lùn nâu hoặc tiền sao có khối lượng thấp. Còn những khối khí và bụi có khối lượng dưới khối lượng tới hạn sẽ trôi theo dòng chảy hỗn loạn. Đây được gọi là quá trình phân mảnh hỗn loạn.
Tuy nhiên đây chỉ là giả thuyết nên việc kiểm chứng giả thuyết vẫn chưa được thực hiện. Sự phân mảnh hấp dẫn Các sao thông thường có khối lượng trung bình đến lớn, được hình thành từ đám mây phân tử theo mục 1.1 Các ngôi sao này sẽ liên kết hấp dẫn với nhau tạo thành hệ sao. Hệ sao này tạo ra trọng lực hấp dẫn trong đám mây phân tử hỗn loạn, hút khí vào trong. Trọng lực sẽ nén các khí này thành dòng khí dạng sợi.
Dòng khí dạng sợi bị nén bởi thế năng hấp dẫn của hệ sao và trọng lực hấp dẫn của chính nó. Các khối khí này có mật độ đủ cao sẽ co rút lại và hình thành lõi tiền sao. Các lõi tiền sao này sẽ hình thành sao lùn nâu và sao có khối lượng thấp. Cơ chế đẩy ra Nhiều nghiên cứu về các sao thuộc dãy chính và sao đã tiến hóa cho thấy có khoảng 15% đến 20% các sao là các hệ gồm nhiều vật thể tiền sao ( ít nhất 3 tiền sao).
Trong hệ nhiều vật thể tiền sao này một thành viên có khối lượng rất thấp có thể bị đẩy ra khỏi hệ. Vì những phôi tiền sao này có khối lượng rất thấp, chúng bị mất kén khí và do không thể tự bồi đắp khí để tăng khối lượng nên chúng duy trì khối lượng thấp của mình và sẽ trở thành sao lùn nâu hoặc sao có khối lượng thấp hoặc vật thể có khối lượng hành tinh. Những quan sát thực nghiệm không ủng hộ cơ chế này. Do đó có thể một số ít sao lùn nâu được tạo ra bởi mô hình này nhưng không phải là tất cả sao lùn nâu.
Vùng tìm kiếm, phát hiện sao lùn nâu 1. Vùng lân cận mặt trời Vùng lân cận Mặt trời được xem như một vùng không gian hình cầu có bán kính khoảng dưới 200 parsec (pc) tính từ Mặt trời ( 1ps=3,08568.1016 m , tính từ Mặt trời). Đây là nơi theo lý thuyết vẫn còn một số lượng lớn sao lùn nâu và vật thể có khối lượng thấp chưa được phát hiện.