Khóa luận: Nghiên cứu tính chất bụi đĩa tiền hành tinh quanh AS 205

Khóa luận sư phạm vật lý: Nghiên cứu tính chất bụi đĩa tiền hành tinh quanh hệ sao đôi AS 205. Tìm hiểu về sự hình thành hành tinh.

• Tác giả: Đoàn Mỹ Uyên
• Người hướng dẫn: Ts. Nguyễn Thị Phương
• Trường học: Trường Đại học Sư phạm Thành phố Hồ Chí Minh
• Chuyên ngành: Sư phạm Vật lí
• Đề tài: Nghiên cứu tính chất bụi của đĩa tiền hành tinh quanh hệ sao đôi AS 205
• Loại tài liệu: Khóa luận tốt nghiệp
• Năm xuất bản: 2022
• Địa điểm: Thành phố Hồ Chí Minh

Mục lục chi tiết

• MỤC LỤC
• DANH MỤC CÁC HANG SO VA DON VỊ
• DANH MỤC CAC SO DO, HINH ANH
• DANH MỤC CAC BANG BIEU
• PHẦN MỞ ĐẦU
• 1. TỔNG QUAN VỀ SỰ HÌNH THÀNH SAO VÀ HÀNH TINH
• 1.1. Đĩa tiền hành tỉnh
• 1.2. Cấu trúc khí trong đĩa tiền hảnh tỉnh
• 1.3. Cấu trúc bụi trong đĩa tiền hảnh tỉnh
• 1.4. Các tính chất cơ bản của đĩa tiền hành tỉnh
• 1.5. Sự hình thành hành tinh
• 1.6. Hệ sao đôi và hệ đa sao
• 1.7. Hệ sao đôi AS 205
• 2. CHƯƠNG 2. HỆ GIAO THOA VÔ TUYẾN ALMA: QUAN SÁT VÀ XỬ LÍ DỮ LIỆU
• 2.1. Hệ giao thoa vô tuyến ALMA
• 2.2. Các bước xử lí dữ liệu quan sat của kính ALMA
• 2.3. Các quan sát bức xạ từ bụi của AS 205 sử dụng hệ giao thoa ALMA
• 3. CÁU TRÚC BUI CỦA ĐĨA TIỀN HÀNH TINH AS 205 QUAN SÁT BỞI ALMA: Ở BƯỚC SÓNG 1,3 MIM
• 3.1. Cau trúc bụi của dia tiền hành tinh AS 205 quan sát ở bước sóng 1
• 3.2. Tính chất bụi trên đĩa tiên hành tinh của hệ sao đôi AS 205
• 3.3. Đĩa tiên hành tinh AS205
• TÀI LIỆU THAM KHẢO
• XÁC NHẬN CỦA NGƯỜI HƯỚNG DẪN KHOA HỌC
• LỜI CẢM ƠN
• LỜI CAM ĐOAN

Tóm tắt

I. Khám phá hệ sao đôi AS 205 Cửa sổ vào sự hình thành hành tinh

Việc nghiên cứu sự hình thành hành tinh là một trong những lĩnh vực hấp dẫn nhất của thiên văn học hiện đại. Quá trình này bắt đầu từ những đĩa bồi tụ khí và bụi khổng lồ quay quanh các sao trẻ. Trong số các đối tượng nghiên cứu, hệ sao đôi AS 205 nổi lên như một phòng thí nghiệm vũ trụ lý tưởng. Nằm trong vùng hình thành sao ρ-Ophiuchi, hệ sao này cung cấp một cơ hội hiếm có để quan sát trực tiếp các cấu trúc và quá trình vật lý phức tạp diễn ra trong môi trường sao đôi. Bài viết này sẽ đi sâu vào việc phân tích và nghiên cứu bụi đĩa tiền hành tinh AS 205, sử dụng các dữ liệu có độ phân giải cao từ kính thiên văn ALMA. Việc hiểu rõ các đặc tính của khí và bụi vũ trụ trong hệ thống này không chỉ giúp làm sáng tỏ cơ chế tạo ra các ngoại hành tinh trong các hệ sao đôi mà còn cung cấp những hiểu biết sâu sắc về nguồn gốc của chính Hệ Mặt Trời của chúng ta. Các phát hiện từ AS 205 hứa hẹn sẽ thách thức và tinh chỉnh các mô hình lý thuyết hiện có về cách các hành tinh được sinh ra từ những đám mây bụi vũ trụ.

1.1. Giới thiệu tổng quan về hệ sao đôi AS 205

Hệ sao đôi AS 205, còn được biết đến với tên gọi V866 Sco, là một hệ thống sao T-Tauri trẻ nằm cách Trái Đất khoảng 127 parsec (tương đương 414 năm ánh sáng). Hệ thống này bao gồm hai thành phần chính: ngôi sao chính AS 205N và sao đồng hành AS 205S. Khoảng cách giữa hai ngôi sao này vào khoảng 1.3 giây cung, tương đương 161 đơn vị thiên văn (đvtv). AS 205N là một ngôi sao tiền dãy chính thuộc loại quang phổ K5, với khối lượng xấp xỉ 0.87 lần khối lượng Mặt Trời. Trong khi đó, AS 205S là một hệ sao đôi quang phổ, bao gồm hai ngôi sao loại K7 và M0. Sự tồn tại của nhiều ngôi sao trong một hệ thống gần nhau tạo ra một môi trường động lực học cực kỳ phức tạp, ảnh hưởng trực tiếp đến cấu trúc của các đĩa tiền hành tinh quay quanh chúng. Đây chính là yếu tố khiến việc nghiên cứu bụi đĩa tiền hành tinh AS 205 trở nên đặc biệt quan trọng và đầy thách thức.

1.2. Vai trò then chốt của bụi trong quá trình hình thành hành tinh

Mặc dù chỉ chiếm khoảng 1% tổng khối lượng của một đĩa tiền hành tinh (99% còn lại là khí), bụi vũ trụ lại đóng vai trò quyết định trong sự hình thành hành tinh. Quá trình này khởi đầu từ những hạt bụi có kích thước micromet. Dưới tác động của các quá trình vật lý như va chạm và kết dính, những hạt bụi này dần lớn lên, tạo thành các vật thể có kích thước centimet, mét, và cuối cùng là các phôi thai hành tinh (planetesimal) có kích thước hàng kilomet. Các phôi thai này tiếp tục bồi tụ vật chất từ đĩa để phát triển thành các ngoại hành tinh hoàn chỉnh. Do đó, việc nghiên cứu sự phân bố, kích thước và các cấu trúc của bụi trong đĩa như vòng và khe hở trong đĩa là phương pháp gián tiếp nhưng hiệu quả nhất để tìm kiếm bằng chứng về các hành tinh đang hình thành. Các cấu trúc này được xem là "dấu vân tay" do tương tác hấp dẫn giữa hành tinh non trẻ và vật chất trong đĩa để lại.

II. Giải mã thách thức Sự hình thành hành tinh trong hệ sao đôi

Quá trình sự hình thành hành tinh trong một hệ sao đơn như Mặt Trời đã đủ phức tạp, nhưng trong một hệ sao đôi như AS 205, các thách thức còn nhân lên gấp bội. Tương tác hấp dẫn từ ngôi sao đồng hành có thể gây ra những nhiễu loạn mạnh mẽ, ảnh hưởng đến sự ổn định của đĩa bồi tụ. Lực hấp dẫn này có thể cắt xén phần rìa ngoài của đĩa, làm giảm lượng vật chất sẵn có để tạo hành tinh. Hơn nữa, nó còn có thể kích thích các cấu trúc không đối xứng như các nhánh xoắn ốc, đẩy nhanh quá trình di cư của các phôi thai hành tinh vào trong hoặc ra ngoài. Việc hiểu rõ động lực học khí và bụi trong môi trường khắc nghiệt này đòi hỏi các mô hình lý thuyết phức tạp và dữ liệu quan sát có độ phân giải cực cao. Chính vì vậy, nghiên cứu bụi đĩa tiền hành tinh AS 205 không chỉ là một nghiên cứu về một đối tượng cụ thể mà còn là một bài kiểm tra quan trọng cho các lý thuyết về sự hình thành hành tinh trong những môi trường phổ biến nhất trong vũ trụ.

2.1. Tác động của tương tác hấp dẫn lên cấu trúc đĩa bồi tụ

Trong hệ sao đôi AS 205, lực hấp dẫn từ sao đồng hành AS 205S tác động liên tục lên đĩa quay quanh sao chính AS 205N (và ngược lại). Tác động này tạo ra các mô-men xoắn, có thể gây ra sự hình thành của các cấu trúc xoắn ốc trong đĩa. Các cấu trúc này hoạt động như những "kênh" vận chuyển vật chất, làm thay đổi sự phân bố mật độ của khí và bụi vũ trụ. Một trong những hiệu ứng quan trọng là sự cắt cụt hấp dẫn (gravitational truncation), giới hạn bán kính tối đa của đĩa. Điều này có nghĩa là các hành tinh khổng lồ khó có thể hình thành ở những khoảng cách xa trong các hệ sao đôi sít sao. Việc quan sát và lập mô hình các cấu trúc này cung cấp thông tin vô giá về khối lượng của các ngôi sao và các hành tinh tiềm năng đang ẩn mình trong đĩa.

2.2. Hạn chế của các phương pháp quan sát thiên văn truyền thống

Trước đây, các quan sát thiên văn vô tuyến với độ phân giải thấp chỉ có thể ghi nhận đĩa tiền hành tinh như một đốm sáng mờ, không thể phân giải được các cấu trúc chi tiết bên trong. Các nhà thiên văn không thể phân biệt được các vòng và khe hở trong đĩa hay các nhánh xoắn ốc tinh vi. Điều này tạo ra một khoảng trống lớn giữa các mô hình lý thuyết dự đoán sự tồn tại của các cấu trúc này và bằng chứng quan sát thực tế. Việc thiếu dữ liệu chi tiết đã cản trở đáng kể tiến trình tìm hiểu cơ chế hình thành hành tinh trong các hệ sao đôi. Sự ra đời của các hệ giao thoa vô tuyến thế hệ mới, đặc biệt là kính thiên văn ALMA, đã tạo nên một cuộc cách mạng, cho phép chúng ta nhìn vào "vườn ươm hành tinh" này với độ sắc nét chưa từng có.

III. Phương pháp quan sát AS 205 Sức mạnh từ kính thiên văn ALMA

Để vượt qua những hạn chế của các thế hệ kính thiên văn trước, các nhà khoa học đã sử dụng Hệ giao thoa vô tuyến Milimet/Hạ-milimet Lớn Atacama (ALMA). Được đặt trên cao nguyên Chajnantor ở Chile, kính thiên văn ALMA là một công cụ mang tính cách mạng trong lĩnh vực thiên văn vô tuyến. ALMA bao gồm 66 ăng-ten có độ chính xác cao, hoạt động như một kính thiên văn ảo duy nhất với đường kính có thể lên tới 16 km. Khả năng này cho phép ALMA đạt được độ phân giải góc cực cao, đủ sức mạnh để phân giải các chi tiết nhỏ bé trong các đĩa tiền hành tinh xa xôi. Đối với việc nghiên cứu bụi đĩa tiền hành tinh AS 205, ALMA quan sát bức xạ phát ra từ các hạt bụi lạnh ở bước sóng milimet. Bức xạ này có thể xuyên qua lớp khí dày đặc, tiết lộ cấu trúc sâu bên trong mặt phẳng đĩa, nơi sự hình thành hành tinh đang diễn ra mạnh mẽ nhất.

3.1. Nguyên lý hoạt động của hệ giao thoa vô tuyến ALMA

ALMA hoạt động dựa trên kỹ thuật giao thoa kế. Thay vì sử dụng một đĩa thu lớn, nó kết hợp tín hiệu từ nhiều ăng-ten nhỏ đặt cách xa nhau. Khi sóng vô tuyến từ một thiên thể như hệ sao đôi AS 205 đến Trái Đất, chúng sẽ tới mỗi ăng-ten vào những thời điểm hơi khác nhau. Bằng cách đo lường sự khác biệt cực nhỏ về thời gian này và kết hợp các tín hiệu lại với nhau bằng siêu máy tính, ALMA có thể tái tạo lại một hình ảnh với độ phân giải tương đương một kính thiên văn có đường kính bằng khoảng cách lớn nhất giữa hai ăng-ten (đường cơ sở). Kỹ thuật quan sát thiên văn vô tuyến này cho phép các nhà khoa học đạt được độ sắc nét vượt trội, phân biệt được các cấu trúc có kích thước chỉ vài đơn vị thiên văn bên trong đĩa AS 205.

3.2. Quy trình xử lý dữ liệu để tạo ra hình ảnh cuối cùng

Dữ liệu thô từ kính thiên văn ALMA không phải là một hình ảnh trực tiếp. Nó là một tập hợp phức tạp các phép đo giao thoa. Để biến dữ liệu này thành hình ảnh khoa học, các nhà nghiên cứu phải thực hiện một quy trình xử lý phức tạp, thường sử dụng phần mềm chuyên dụng như CASA (Common Astronomy Software Applications). Quá trình này bao gồm các bước chính: hiệu chỉnh (calibration) để loại bỏ nhiễu từ khí quyển và sai số của thiết bị, tạo ảnh (imaging) bằng cách sử dụng biến đổi Fourier để chuyển dữ liệu từ không gian giao thoa sang không gian hình ảnh, và giải chập (deconvolution) để loại bỏ các hiệu ứng do sự sắp xếp không hoàn hảo của các ăng-ten. Kết quả cuối cùng là một bản đồ chi tiết về cường độ bức xạ của khí và bụi vũ trụ trong đĩa, sẵn sàng cho việc phân tích khoa học và mô phỏng số thiên văn.

IV. Phân tích cấu trúc bụi đĩa tiền hành tinh AS 205 chi tiết

Các quan sát từ dự án DSHARP (Disk Substructures at High Angular Resolution Project) sử dụng kính thiên văn ALMA ở bước sóng 1.3 mm đã cung cấp cái nhìn chi tiết nhất từ trước đến nay về hệ sao đôi AS 205. Hình ảnh thu được cho thấy hệ thống này được phân tách rõ ràng thành hai đĩa tiền hành tinh riêng biệt quay quanh AS 205N và AS 205S. Đáng chú ý, hai đĩa này có hình thái hoàn toàn khác nhau, cho thấy các quá trình vật lý riêng biệt đang diễn ra. Việc nghiên cứu bụi đĩa tiền hành tinh AS 205 đã phát hiện ra các cấu trúc phức tạp, được coi là bằng chứng gián tiếp mạnh mẽ cho sự hiện diện của các hành tinh đang hình thành. Những cấu trúc này bao gồm các nhánh xoắn ốc rõ nét và các hệ thống vòng-khe hở, mỗi loại đều mang một ý nghĩa riêng trong câu chuyện về sự hình thành hành tinh.

4.1. Cấu trúc xoắn ốc độc đáo của đĩa bụi AS 205N

Đĩa bụi quay quanh ngôi sao chính AS 205N thể hiện một cấu trúc xoắn ốc rõ ràng, không đối xứng. Dữ liệu từ ALMA cho thấy hai nhánh xoắn ốc chính. Các nhà khoa học đã sử dụng các mô hình toán học, như đường xoắn ốc Archimede, để mô tả chính xác hình dạng của chúng. Theo tài liệu của Kurtovic và cộng sự (2018), các nhánh xoắn ốc này có thể được tạo ra bởi tương tác hấp dẫn với sao đồng hành AS 205S hoặc do một hành tinh khổng lồ chưa được phát hiện đang quay trong đĩa. Bán kính của đĩa AS 205N được xác định vào khoảng 60 đvtv. Sự tồn tại của các cấu trúc này là một minh chứng sống động về động lực học khí và bụi phức tạp trong một đĩa bồi tụ thuộc hệ sao đôi.

4.2. Cấu trúc dạng vòng và khe hở trong đĩa bụi AS 205S

Trái ngược với đĩa của AS 205N, đĩa quay quanh sao đồng hành AS 205S lại có hình thái dạng vòng và khe hở trong đĩa. Hình ảnh từ ALMA cho thấy một đĩa bên trong và một vòng bụi sáng ở phía ngoài, được ngăn cách bởi một khoảng trống (khe hở) tối. Bán kính ngoài của cấu trúc này vào khoảng 34 đvtv. Lý thuyết về sự hình thành hành tinh cho rằng một khe hở như vậy thường được "dọn dẹp" bởi một hành tinh non trẻ có quỹ đạo nằm trong đó. Hành tinh này, trong quá trình di chuyển, sẽ gom vật chất xung quanh quỹ đạo của nó, tạo ra một vùng có mật độ bụi thấp. Do đó, cấu trúc vòng và khe hở quan sát được ở AS 205S được xem là một trong những dấu hiệu thuyết phục nhất về sự tồn tại của một ngoại hành tinh đang hình thành.

V. Tiết lộ bí mật Ý nghĩa của việc nghiên cứu bụi đĩa AS 205

Việc nghiên cứu bụi đĩa tiền hành tinh AS 205 không chỉ dừng lại ở việc mô tả các cấu trúc quan sát được. Nó mang lại những ý nghĩa sâu sắc, giúp kết nối giữa lý thuyết và quan sát thực nghiệm trong lĩnh vực hình thành hành tinh. Các cấu trúc xoắn ốc, vòng và khe hở là những "phòng thí nghiệm" tự nhiên cho phép kiểm tra các mô hình về tương tác giữa đĩa và hành tinh. Bằng cách phân tích chi tiết các cấu trúc này, các nhà thiên văn có thể ước tính khối lượng, vị trí và quỹ đạo của các ngoại hành tinh tiềm năng ngay cả khi chúng chưa thể được quan sát trực tiếp. Hơn nữa, việc so sánh kích thước đĩa trong hệ sao đôi AS 205 với các đĩa quanh sao đơn cho thấy rõ tác động của sao đồng hành, thường làm cắt xén và giới hạn nguồn vật liệu cho sự hình thành hành tinh.

5.1. Bằng chứng gián tiếp về sự hình thành ngoại hành tinh

Các cấu trúc quan sát được trong cả hai đĩa của hệ AS 205 đều là những bằng chứng gián tiếp mạnh mẽ cho thấy quá trình hình thành hành tinh đang tích cực diễn ra. Cấu trúc xoắn ốc trong đĩa AS 205N có thể do một hành tinh khối lượng lớn gây ra, trong khi khe hở trong đĩa AS 205S gần như chắc chắn là dấu vết của một hành tinh đang dọn dẹp quỹ đạo của nó. Những phát hiện này rất quan trọng vì chúng cho thấy hành tinh có thể hình thành và tồn tại ngay cả trong môi trường động lực học hỗn loạn của một hệ sao đôi. Điều này mở rộng phạm vi tìm kiếm các thế giới có thể tồn tại sự sống ra ngoài các hệ sao đơn giống như Mặt Trời.

5.2. Động lực học khí và bụi vũ trụ trong môi trường sao đôi

Dữ liệu từ AS 205 cung cấp một bộ dữ liệu chuẩn để tinh chỉnh các mô phỏng số thiên văn về động lực học khí và bụi. Các nhà lý thuyết có thể sử dụng các thông số quan sát được (kích thước đĩa, độ rộng khe hở, góc nghiêng của nhánh xoắn ốc) để ràng buộc các mô hình của họ. Việc này giúp hiểu rõ hơn các cơ chế vật lý như sự bất ổn định hấp dẫn, tương tác sóng mật độ, và các quá trình vận chuyển vật chất trong đĩa bồi tụ. Hiểu được các quá trình này là chìa khóa để giải thích tại sao một số đĩa hình thành nên các hệ hành tinh giàu có, trong khi những đĩa khác lại không.

VI. Hướng đi tương lai cho nghiên cứu đĩa tiền hành tinh AS 205

Mặc dù những khám phá từ kính thiên văn ALMA đã mang lại những bước tiến vượt bậc, việc nghiên cứu bụi đĩa tiền hành tinh AS 205 vẫn còn nhiều câu hỏi bỏ ngỏ. Các quan sát trong tương lai với độ nhạy và độ phân giải cao hơn nữa sẽ là cần thiết để xác nhận sự tồn tại của các hành tinh được cho là nguyên nhân tạo ra các cấu trúc đã thấy. Các nhà khoa học cũng sẽ tìm cách quan sát các phân tử khí khác nhau, chẳng hạn như CO và các đồng vị của nó, để lập bản đồ ba chiều về cấu trúc động học và nhiệt độ của đĩa. Việc kết hợp dữ liệu về bụi và khí sẽ cung cấp một bức tranh toàn diện hơn về điều kiện vật lý tại nơi các ngoại hành tinh đang được sinh ra. Hệ sao đôi AS 205 chắc chắn sẽ tiếp tục là một mục tiêu quan trọng, hứa hẹn mang lại nhiều khám phá mới về cội nguồn của các thế giới trong thiên hà của chúng ta.

6.1. Tổng kết các phát hiện chính từ hệ sao đôi AS 205

Tóm lại, việc nghiên cứu bụi đĩa tiền hành tinh AS 205 đã mang lại những kết quả đột phá. Thứ nhất, nó xác nhận sự tồn tại của hai đĩa bụi riêng biệt với hình thái khác nhau trong một hệ sao đôi. Thứ hai, nó phát hiện các cấu trúc có tổ chức cao, bao gồm cấu trúc xoắn ốc ở đĩa AS 205N và cấu trúc vòng và khe hở trong đĩa ở AS 205S. Thứ ba, những cấu trúc này cung cấp bằng chứng gián tiếp thuyết phục nhất cho đến nay về sự hình thành hành tinh đang diễn ra trong một hệ thống đa sao. Những phát hiện này nhấn mạnh tầm quan trọng của các quan sát có độ phân giải cao trong việc kiểm tra các lý thuyết vật lý thiên văn.

6.2. Triển vọng và các câu hỏi mở trong tương lai nghiên cứu

Trong tương lai, các nghiên cứu sẽ tập trung vào việc trả lời các câu hỏi còn lại. Liệu có thực sự tồn tại các hành tinh trong các khe hở và gây ra các nhánh xoắn ốc không? Khối lượng và quỹ đạo của chúng là gì? Vật chất được vận chuyển giữa hai đĩa và từ một đĩa vành đai lớn hơn (circumbinary disk) như thế nào? Các kính thiên văn thế hệ tiếp theo, như Next Generation Very Large Array (ngVLA), sẽ có khả năng trả lời những câu hỏi này, cho phép chúng ta không chỉ nhìn thấy dấu vết của các hành tinh mà còn có thể quan sát trực tiếp sự hình thành của chúng trong đĩa bồi tụ của hệ sao đôi AS 205 và các hệ thống tương tự khác.

Trích đoạn nội dung tài liệu

BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRUONG ĐẠI HỌC SƯ PHAM THÀNH PHO HO CHÍ MINH SSP T7 TP. HO CHÍ MINK ĐOÀN MỸ UYÊN KHÓA LUẬN TÓT NGHIỆP NGHIÊN CỨU TÍNH CHÁT BỤI CỦA ĐĨA TIỀN HÀNH TINH Chuyên ngành: Sư phạm Vật lí Mã ngành: 7.211 THÀNH PHÓ HÒ CHÍ MINH- 2022 BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRUONG ĐẠI HỌC SƯ PHAM THANH PHO HO CHÍ MINH KHOA LUAN TOT NGHIEP QUANH HE SAO ĐÔI AS 205 Chuyén nganh: Su pham Vat li Ma nganh: 7.211 Sinh viên thực hiện: Doan Mỹ Uyên Mã số sinh viên: 44.117 Chủ tịch Hội đồng Người hướng dẫn khoa học (Kí và ghi rõ họ tên) (Kí và ghi rõ họ tên) he TS. Nguyễn Thị Phương THÀNH PHÓ HÒ CHÍ MINH- 2022 MỤC LỤC TINH CÀ MIƠNG CO Ra. Ÿ ỶẽỶŸÝŸŸŸŸäŸŸŸŸỶäZŸŸỶÝÝn n ẳẽanằẽăäa nã nã nẽ=-= iii Poe! 0 =——=——-=-=-.

iv DANH MỤC CÁC HANG SO VA DON VỊ,. so sss5cessSssscssssosasoonssee v DANH MỤC CAC SO DO, HINH ANH .-ccccscccsecreerrsrrrsrrrsrrrsrrrsrrosee vi DANH MỤC CAC BANG BIBU.cscscossscssssossecsscconsconcssonessasessssssessssenssensscnnseonscsoneesoes ix PHẨNNG ĐẦU,. TONG QUAN VE SỰ HÌNH THÀNH SAO VA HANH TINH .Í, ‘Sep Binh Thanh Sao sisssisisssssissssisssssassoasssaassaswsaavssaassaveoasoaavsaassaassoassoarasavoasioaaasaaes 4 1. Đĩa tiền hành tỉnh.

Cấu trúc khí trong đĩa tiền hảnh tỉnh. Cấu trúc bụi trong đĩa tiền hảnh tỉnh. Các tính chất cơ bản của đĩa tiền hành tỉnh.2- cs<ccxeccced 10 13: SựiBinhiành hànhHDB::¡::cccc:::ccciocG2c2nGitiiDnGOntGiiAE000011020123160510661ã53515058556 10 1. H@ sao đôi và hệ da sa.

cece cece cece cece 1S 1H21 110111 11H SH ng cà 13 1. Hệ sao đôi AS 205 ooccccccccccecsscsssesssesssesssessscssseessvsssesssesasessseeseesaseeasersesseeeeaeeees 15 CHUONG 2. HE GIAO THOA VÔ TUYẾN ALMA: QUAN SÁT VA XỬ Li DỮ UIT Gostsssassssisatsssiiig6ii5101101140011010313103643161101G31116386455335363354333531318635546146364603433683353843848550 17 2. Hệ giao thoa vô tuyến ALMA.

Các bước xử lí dữ liệu quan sat của kính ALMA. Các quan sát bức xạ từ bụi của AS 205 sử dụng hệ giao thoa ALMA. CÁU TRÚC BUI CUA ĐĨA TIEN HANH TINH AS 205 QUAN SAT BỞI ALMA:‘G BƯỚC SONG 1,3 MIM sscsssosssvcssnsssnissosssvsssonssvsesvsesesivonssossinssevese 27 3. Cau trúc bụi của dia tiền hành tinh AS 205 quan sát ở bước sóng 1.

Tính chất bụi trên đĩa tiên hành tinh của hệ sao đôi AS 205.ÁAS 205i Ni sssaisscsssccoscaiscsiosaosscoossissasinsassncssnaitsaassnosasoone’ 29 3. Đĩa tiên hành tinh AS205 §.-=-==—==-=—=—=-—==-————=—- 33 TAITEIEUTHAMEKHAD lu ngagggggggaggaaaaaaaooaoaopoiooaoaoaarooae 34 XÁC NHAN CUA NGƯỜI HƯỚNG DAN KHOA HỌC.---cssc- 37 LỜI CẢM ƠN Việc thực hiện luận văn tốt nghiệp là một tiên dé dé tôi có được tự tin và vững bước hơn trong chặng đường học tập trong tương lai. Đồng thời nó cũng là cả một quá trình dài và cũng là một bước ngoặt trong chặng đường học tập của bản thân tôi ở giảng đường Đại học. Đề hoàn thành khóa luận này, trước hết, tôi xin bảy tỏ lòng biết ơn chân thành nhất đến TS.

Nguyễn Thị Phương (Phòng Vật lí thiên văn & vũ trụ, Trung tâm vũ trụ Việt Nam Post-doc ở Viện Thiên văn và Không gian Han Quốc (KASD) - người đã tận tình hướng dẫn, diu dắt, chi bảo tôi trong suốt quá trình tìm hiểu, nghiên cứu và hoàn thành khóa luận. Đông thời tôi cũng xin bày tỏ lòng biết ơn chân thành đến ThS. Nguyễn Thanh Đạt (Bộ môn Vật lí - Trường Đại hoc Su phạm Tp. Hè Chi Minh) - người đã hỗ trợ tôi trong suốt thời gian thực hiện khoá luận tốt nghiệp.

Tôi xin trân trọng cảm ơn đến các thầy cô giảng viên Khoa Vật Lí Trường Dại Học Su Phạm Tp. Hồ Chí Minh — những người đã trang bị cho tôi những kiến thức quý báu dé giúp tôi hoàn thành khóa luận này. Cuối cùng tôi xin gửi lòng biết ơn đến gia đình, bạn bè đã luôn ủng hộ, động viên, chia sẻ và giúp đỡ tôi về mặt vật chất va tinh than trong suốt quá trình học và thực hiện khóa luận. Xin chân thành cảm ơn.

Thanh phố Hỗ Chi Minh, ngày 23 tháng 4 năm 2022 Sinh viên Đoàn Mỹ Uyên LỜI CAM ĐOAN Tôi xin cam đoan đây là công trình nghiên cứu khoa học của tôi và giáo viên hướng dẫn. Các kết quá nghiên cứu và số liệu sử dụng phân tích trong luận văn có nguồn gốc , trích dẫn rõ rang, đã công bỏ theo đúng quy định. Các kết quả nghiên cứu trong luận văn đo tôi tự tìm hiểu, phân tích một cách trung thực, khách quan. iv DANH MỤC CÁC HÀNG SÓ VÀ ĐƠN VỊ © Cac hằng số h: hang số Planck, h = 6,626.s c: tốc độ ánh sáng trong chân không, c = 3.

108 m/s kg: hằng số Boltzmann, kg = 1,38. 10773 J/K e Cac đơn vị M): khối lượng Mộc tinh, 1 My = 1,899. 10?” kg Mo, Mgun : khối lượng Mat Trời, 1 Mẹ = 1,989. 10°° kg pe: viết tắt của parsec, 1 pc = 3,086.

107° m dvtv: viết tắt của don vị thiên văn, | đvtv = 1,496. 108 m Lạ: độ trưng của Mặt Trời, lLạ = 3,846. 102° W arcsec: viết tat của arcsecond đơn vị góc giây. 10” rad erg: đơn vị do năng lượng và công cơ học trong hệ đơn vị CGS, | erg = 1077 J Ro: ban kính của Mặt Trời, [Ro = 6,96.

108 m Ry: bán kính của Mộc Tinh, 1R; = 6,99. 10” m Jy: viết tắt của Jansky, là đơn vị ngoài hệ SI của mật độ thông lượng 1 Jy = 10 mJy = 10”? W. Diễn giải Hình ảnh trực quan về quá trình phát triển của một hệ sao có khói lượng thấp (hàng trén) và phô phân bố năng lượng tương ứng với mỗi giai đoạn phát triên (hàng dưới). Hình minh hoạ cấu trúc (một bên) của một đĩa tiên hành tỉnh tiêu chuẩn.

Các vùng khác nhau của đĩa tiền hanh tinh được đánh dau bởi các mau sắc khác nhau, đặc trưng bởi các phân tử và phát xạ phân tử tương ứng được liệt kê tương ứng. Bước sóng của phát xạ phân tử, tương ứng với các thiết bị thăm đỏ hoạt động ở các bước sóng khác nhau, được đánh dau bằng các đường thang ở phía trên cùng của hình vẽ.3 Cấu trúc của đĩa tiền hành tỉnh đặc trưng bởi bụi. Bên trái: Các quá trình động học bụi xảy ra trong đĩa dẫn đến sự tăng kích thước của các hạt bụi cũng như xu hướng đi chuyên của các hạt bụi kích thước lớn. Bén phải: Phân bố hạt bụi theo kích thước và đặc trưng tương ứng về mặt kích thước, đặc trưng phát xạ của từng vùng và các phương pháp, thiết bi dùng đẻ thăm dò tinh chất bụi ở các vùng tương ứng nay.4 Cấu trúc xuyên tâm và thăng đứng của mật độ và nhiệt độ của khí và bụi của ngôi sao DM Tau được mô phỏng bởi mô bình đĩa tiền hành tinh vi ANDES.

Thang màu hiện thị độ lớn của từng đại lượng được biêu diễn ở bên phải của mỗi hình. Chú ý, trong mô phỏng đĩa tiên hành tỉnh, mật độ của bụi được coi như là băng 1/100 giá trị mật độ của khí nên trong hình này, các tác giả không biết cấu trúc mật độ bụi.5 Mô tả kết quả tương tác của bụi trong đĩa tiền hành tinh. Hình trái: Các đường đồng mức thé hiện tốc độ va chạm (cm/s), và các khói màu thé hiện các quá trình được nghiên cứu và chứng thực trong phòng thí nghiệm. Phôi thai hành tỉnh có thé hình thành theo hướng mũi tên của cơ chế “tăng kích thước do trao đổi khối lượng” (Growth by mass transfer).

Hành tinh hình thành thông qua quá trình tăng kích thước của bụi.7 Hình trái: sơ đồ câu trúc của hệ đĩa tiền hành tỉnh quay quanh một hệ sao đôi có khối lượng 0.65 Mu» Các dau hình kim cương den thê hiện vị trí của sao và trung tâm khối lượng của chúng, các vòng tron mau den đậm là quỹ đạo của từng ngôi sao đơn và các đường đứt nét phía ngoài thê hiện các quỹ đạo có thé của đĩa tiền hành tinh sao đôi. Hình anh lay từ Dutrey et al (2014). Hình phải: Kết quả mô phỏng quá trình hình của hệ sao đôi, GG Tau A.8 Hệ hành tính quanh sao đôi Kepler 34 được đo bởi kinh thiên van Kepler.1 Hệ thống các angten của kính thiên văn ALMA. Một ví dụ về hệ giao thoa vô tuyến 2 thành phần.

Diện tích hiệu dung của hệ tăng lên đáng kề nhờ vào chuyền động quay của Trái Dat (tăng thời gian đo), do đó tăng chất lượng hình ảnh thu được (hai hàng dưới). Bản đồ cường độ bức xạ bụi ở 3 bước sóng 0. Thang màu và độ lớn được biểu điển trên đỉnh và độ phân giải được biéu diễn bởi hình ellipse mau trắng ở góc dưới bên trái của mỗi hình. Hình ảnh của cường độ phát xạ liên tục từ bụi ở bước sóng 1,3 mm cho thay khoảng cách của hai đĩa tiền hành tinh là 1.2 Cấu trúc đĩa tiên hành tinh của AS 205N có dạng xoắn óc.3 Câu trúc đĩa tiền hành tỉnh của AS 205S có đạng Vòng.

viii DANH MỤC CAC BANG BIEU Tham số từ quan sát thực nghiệm của từng giai đoạn phát triển của tiền sao. Tóm tắt các thông số cơ bản của sao AS 205. hoạt động của kính ALMA ứng với mỗi cầu hình cụ thê. Kết quả của mô hình Gaussian 2D phù hợp với mỗi đĩa.

ix PHAN MỞ DAU 1. Lý do chọn đền tài Kẻ từ khi hành tinh đầu tiên ngoài Hệ Mặt trời quay quanh ngôi sao 51 Pegasi được phát hiện vào năm 1995 [1], hơn 5000 hành tinh khác nhau đã được phát hiện xung quanh các ngôi sao và các hệ sao đôi. Theo các mô hình tiền hoá của sao, quá trình hình thành các hệ hành tinh khởi đầu từ việc hình thành các vật thé tiền hành tỉnh (planetesimal) trong một đĩa bụi và khí đặc quanh các tiền sao. Do đó, đĩa này còn được gọi là đĩa tiền hành tinh.

Quá trình này có thé dién ra trong khoảng thời gian từ hơn nửa triệu năm đến vải triệu năm sau khi ngôi sao hình thành. Các tính chất vật lí của khí và bụi, cầu trúc và các quá trình vật lí diễn ra bên trong đĩa tiền hành tinh ảnh hưởng trực tiếp đến quá trình của các hành tỉnh hình thành xung quanh ngôi sao. Có tới 10% hành tinh ngoài Hệ Mặt trời được phát hiện quay quanh các hệ sao đôi hay hệ da sao [2]. Do do, việc nghiên cứu tính chất khí và bụi trên đĩa tiền hanh tinh quay quanh các hệ sao đôi hay hệ đa sao là rat quan trọng dé hiểu được sự phong phú của các hệ hành tinh.

Quá trình hình thành hành tinh trong đĩa xung quanh các hệ sao này diễn ra tương đối phức tạp hơn so với ở các sao đơn kiểu như Mặt trời. Trong hệ sao đôi, sự nhiễu loạn do tương tác hap dan từ ngôi sao đồng hành có thẻ tác động đến cau trúc đĩa của các sao thành phan. Mặt khác, các mô hình tiến hoá của các hệ sao đôi T-Tauri trẻ cũng cho thấy bên cạnh hai thành phần đĩa quanh hai ngôi sao của hệ, một thành phan đĩa phía ngoài cũng hình thành và xoay xung quanh hệ sao [3].