Luận án tiến sĩ vật lý sự chuyển pha điện yếu trong mô hình zee babu mà mô hình su3c x su3l x u1x x 1n

Luận án tiến sĩ vật lý nghiên cứu sự chuyển pha điện yếu trong mô hình Zee-Babu với cấu trúc SU3C x SU3L x U1X x U1N, phân tích sâu về lý thuyết và ứng dụng.

• Tác giả: Nguyễn Thị Phương
• Người hướng dẫn: Phạm Ngọc Điệp
• Trường học: Học viện Khoa học và Công nghệ
• Chuyên ngành: Vật lí nguyên tử và hạt nhân
• Đề tài: Planetary formation seen with ALMA: Gas and dust properties in protoplanetary disks around young low-mass stars
• Loại tài liệu: luận án tiến sĩ
• Năm xuất bản: 2020
• Địa điểm: Hà Nội

Mục lục chi tiết

• Declaration of Authorship
• Acknowledgements
• Abstract
• Tóm tắt
• Résumé
• Substantial summary

Tóm tắt

I. Giới thiệu về luận án và mô hình Zee Babu

Luận án tiến sĩ vật lý này tập trung vào nghiên cứu chuyển pha điện yếu trong mô hình Zee-Babu với cấu trúc nhóm SU(3)C x SU(3)L x U(1)X x 1N. Chuyển pha điện yếu là một hiện tượng quan trọng trong vật lý hạt, liên quan đến sự chuyển đổi giữa các pha của vật chất dưới tác động của các trường điện yếu. Mô hình Zee-Babu là một mô hình lý thuyết mở rộng của Mô hình Chuẩn, nhằm giải thích các hiện tượng vật lý ngoài Mô hình Chuẩn, đặc biệt là khối lượng neutrino. Luận án này phân tích các đặc tính của chuyển pha trong mô hình này, đồng thời đánh giá các ứng dụng thực tiễn trong lĩnh vực vật lý hạt và vũ trụ học.

1.1. Chuyển pha điện yếu và ý nghĩa trong vật lý hạt

Chuyển pha điện yếu là quá trình chuyển đổi giữa các pha của vật chất dưới tác động của các trường điện yếu. Hiện tượng này đóng vai trò quan trọng trong việc giải thích sự hình thành khối lượng của các hạt cơ bản, đặc biệt là boson Higgs. Trong mô hình Zee-Babu, chuyển pha điện yếu được nghiên cứu để hiểu rõ hơn về cơ chế tạo khối lượng neutrino và các hiện tượng vật lý ngoài Mô hình Chuẩn.

1.2. Mô hình Zee Babu và cấu trúc nhóm SU 3 C x SU 3 L x U 1 X x 1N

Mô hình Zee-Babu là một mô hình mở rộng của Mô hình Chuẩn, sử dụng cấu trúc nhóm SU(3)C x SU(3)L x U(1)X x 1N để giải thích các hiện tượng vật lý ngoài Mô hình Chuẩn. Cấu trúc nhóm này cho phép mô hình hóa các tương tác điện yếu và mạnh một cách chi tiết hơn, đồng thời cung cấp cơ sở lý thuyết cho việc nghiên cứu chuyển pha điện yếu.

II. Phương pháp nghiên cứu và phân tích

Luận án sử dụng các phương pháp phân tích lý thuyết và mô phỏng số để nghiên cứu chuyển pha điện yếu trong mô hình Zee-Babu. Các phương pháp này bao gồm việc xây dựng các phương trình động lực học, phân tích các tham số nhiệt động lực học, và mô phỏng các quá trình chuyển pha. Kết quả nghiên cứu được so sánh với các dữ liệu thực nghiệm để đánh giá độ chính xác của mô hình.

2.1. Phương pháp lý thuyết và mô phỏng số

Luận án áp dụng các phương pháp lý thuyết để xây dựng các phương trình mô tả chuyển pha điện yếu trong mô hình Zee-Babu. Các phương trình này được giải bằng các công cụ mô phỏng số, cho phép dự đoán các đặc tính của quá trình chuyển pha và so sánh với các kết quả thực nghiệm.

2.2. Phân tích tham số nhiệt động lực học

Các tham số nhiệt động lực học, như nhiệt độ và áp suất, được phân tích để hiểu rõ hơn về quá trình chuyển pha điện yếu. Các tham số này được sử dụng để xác định các điều kiện cần thiết cho sự chuyển pha và đánh giá ảnh hưởng của chúng đến các hiện tượng vật lý trong mô hình Zee-Babu.

III. Kết quả và ứng dụng thực tiễn

Luận án đã đạt được các kết quả quan trọng trong việc nghiên cứu chuyển pha điện yếu trong mô hình Zee-Babu. Các kết quả này không chỉ góp phần làm sáng tỏ các hiện tượng vật lý ngoài Mô hình Chuẩn mà còn có tiềm năng ứng dụng trong các lĩnh vực như vật lý hạt, vũ trụ học, và công nghệ lượng tử.

3.1. Kết quả nghiên cứu về chuyển pha điện yếu

Các kết quả nghiên cứu cho thấy chuyển pha điện yếu trong mô hình Zee-Babu có thể giải thích được các hiện tượng vật lý ngoài Mô hình Chuẩn, đặc biệt là khối lượng neutrino. Các kết quả này cũng cung cấp cái nhìn sâu sắc về cơ chế tạo khối lượng của các hạt cơ bản.

3.2. Ứng dụng thực tiễn trong vật lý hạt và vũ trụ học

Các kết quả nghiên cứu của luận án có tiềm năng ứng dụng trong các lĩnh vực như vật lý hạt, vũ trụ học, và công nghệ lượng tử. Ví dụ, việc hiểu rõ hơn về chuyển pha điện yếu có thể giúp phát triển các công nghệ mới trong lĩnh vực năng lượng và vật liệu lượng tử.

Nội dung chính

Tổng quan luận án

Luận án tiến sĩ vật lý của tác giả Nguyễn Thị Phương với tiêu đề "Planetary formation seen with ALMA: gas and dust properties in protoplanetary disks around young low-mass stars" (Nghiên cứu sự hình thành hành tinh quan sát qua ALMA: tính chất của khí và bụi trong đĩa tiền hành tinh quanh các sao trẻ khối lượng thấp) được thực hiện tại Học viện Khoa học và Công nghệ (Viện Hàn lâm Khoa học và Công nghệ Việt Nam) và Phòng Thí nghiệm Vật lý Thiên văn Bordeaux (Đại học Bordeaux, Pháp) thuộc chuyên ngành Vật lí nguyên tử và hạt nhân (mã số: 9 44 01 06), dưới sự hướng dẫn khoa học của TS. Phạm Ngọc Điệp và TS. Anne Dutrey.

Tính cấp thiết và khoảng trống nghiên cứu

Hiểu rõ cơ chế hình thành các hệ hành tinh là một trong những nhiệm vụ trung tâm của vật lý thiên văn hiện đại. Các hành tinh được hình thành từ đĩa tiền hành tinh gồm khí và bụi quay quanh các sao trẻ loại T Tauri. Tuy nhiên, phần lớn các ngôi sao trong dải Ngân Hà tồn tại dưới dạng hệ sao đôi hoặc hệ đa sao (chiếm khoảng 50%). Tương tác hấp dẫn phức tạp trong các hệ đa sao tạo nên cấu trúc phân bố vật chất đặc biệt: xuất hiện một khoang rỗng (cavity) lớn ở trung tâm, phân chia đĩa vật chất thành các đĩa nhỏ quanh từng sao đơn (circumstellar disks / đĩa trong) và một đĩa lớn bao quanh toàn bộ hệ (circumbinary disk / đĩa ngoài). Giữa hai vùng này tồn tại các dòng khí và bụi (streamers) truyền vật chất từ đĩa ngoài vào đĩa trong để nuôi dưỡng các sao trung tâm và cung cấp vật liệu hình thành hành tinh.

Khoảng trống nghiên cứu đặt ra là: trước công trình này, các tham số vật lý then chốt (nhiệt độ, mật độ cột, mật độ thể tích, động học dòng rơi bồi tụ) và thành phần hóa học của đĩa khí và bụi quanh các hệ đa sao trẻ khối lượng thấp chưa được xác định định lượng một cách toàn diện do hạn chế về độ phân giải góc, độ nhạy và sự suy thoái tham số (degeneracy) trong các quan sát đơn lẻ.

Mục tiêu nghiên cứu

1. Khảo sát hình thái, cấu trúc hình học và động thái động học của đĩa bụi và đĩa khí circumbinary bao quanh hệ sao ba trẻ khối lượng thấp GG Tau A.
2. Xây dựng mô hình truyền bức xạ trong điều kiện cân bằng nhiệt động cục bộ (LTE) trên mặt phẳng Fourier ($uv$) để bóc tách thành phần đĩa ngoài, từ đó phát hiện và xác định các tính chất vật lý, động học và khối lượng của chất khí yếu nằm bên trong khoang rỗng trung tâm.
3. Phân tích thành phần hóa học của đĩa tiền hành tinh GG Tau A, phát hiện các phân tử đánh dấu hiếm và phân tử chứa lưu huỳnh, đánh giá quá trình deuterium hóa và đối sánh với mô hình hóa học đĩa.

Câu hỏi và giả thuyết nghiên cứu

Luận án tập trung giải quyết 3 nhóm câu hỏi nghiên cứu chính:

1. Câu hỏi 1: Đĩa ngoài của hệ GG Tau A có tuân theo chuyển động quay Kepler thuần túy hay không; giới hạn trên của vận tốc rơi (infall velocity) và các đặc trưng bất đối xứng (như "điểm nóng" - hot spot) biểu hiện như thế nào trên các vạch phổ phân tử khác nhau?
2. Câu hỏi 2: Động thái động học của khí bên trong khoang rỗng trung tâm chịu sự chi phối của chuyển động quay hay chuyển động rơi; mật độ khí, nhiệt độ và tốc độ bồi tụ vật chất từ đĩa ngoài vào đĩa trong qua các dòng streamer đạt giá trị định lượng là bao nhiêu?
3. Câu hỏi 3: Khối lượng lớn của đĩa GG Tau A có tạo điều kiện phát hiện các phân tử chứa lưu huỳnh hiếm gặp như $\text{H}_2\text{S}$ hay không; tỷ lệ phân tử $\text{DCO}^+/\text{HCO}^+$ phản ánh điều kiện vật lý và hóa học lạnh ở mức độ nào so với các đĩa tiền hành tinh đơn lẻ?

Đối tượng và phạm vi nghiên cứu

• Đối tượng nghiên cứu: Hệ sao ba trẻ khối lượng thấp GG Tau A (tổng khối lượng hệ sao khoảng $1,28 - 1,36\ M_\odot$, bao gồm thành phần Aa và hệ sao đôi Ab1 + Ab2) cùng đĩa tiền hành tinh bao quanh gồm đĩa ngoài (vành bụi đặc nằm trong khoảng bán kính $\sim 180 - 260\text{ au}$, đĩa khí mở rộng quá $400 - 800\text{ au}$), khoang rỗng trung tâm ($r < 160 - 180\text{ au}$) và các đĩa trong quanh các sao thành phần.
• Phạm vi dữ liệu và không gian: Dữ liệu giao thoa vô tuyến milimet và dưới-milimet thu nhận từ đài quan sát ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) tại Chile (bao gồm Chu kỳ 3 và Chu kỳ 6) và mạng giao thoa NOEMA/IRAM tại Pháp. Các vạch phổ quan sát chính gồm $^{12}\text{CO}$, $^{13}\text{CO}$, $\text{C}^{18}\text{O}$ (các bước chuyển mức $J=2-1, 3-2, 6-5$), $\text{CS}$ ($J=7-6, 5-4, 3-2$), $\text{CN}(2-1)$, $\text{DCO}^+$, $\text{HCO}^+$, $\text{H}^{13}\text{CO}^+$, $\text{H}_2\text{S}$ và phát xạ liên tục của bụi ở bước sóng $0,9\text{ mm}$, $1,25\text{ mm}$ và $1,3\text{ mm}$.

---

Tổng quan tài liệu và vị trí của luận án

Các hướng nghiên cứu tiền đề

Trong Chương 1 và Chương 2, tác giả hệ thống hóa các nghiên cứu nền tảng về cấu trúc phân lớp của đĩa tiền hành tinh và hệ sao GG Tau A:

• Cấu trúc phân lớp và quá trình hình thành hành tinh: Khung lý thuyết về sự tiến hóa của bụi và phân bố hóa học theo tầng (khí quyển đĩa, lớp phân tử trung gian, mặt phẳng giữa) được tổng hợp dựa trên Greene (2001), Dauphas & Chaussidon (2011), Henning & Semenov (2013), Cleeves, Bergin & Adams (2014), và van Dishoeck (2014).
• Khảo sát phát xạ bụi diện rộng: Dự án khảo sát DSHARP sử dụng ALMA quan sát phát xạ bụi bước sóng $1,25\text{ mm}$ (Andrews et al., 2018) chỉ ra tính phổ biến của các cấu trúc vành và khoảng trống trong đĩa tiền hành tinh.
• Động lực học hệ sao đôi: Mô hình thế hấp dẫn Roche với 5 điểm Lagrange và các mô phỏng thủy động lực học của hệ sao đôi như Kepler 34, Kepler 35 được đối chiếu qua nghiên cứu của Frank, King & Raine (2002) và Pierens & Nelson (2013b).
• Lịch sử nghiên cứu hệ GG Tau A:
  • Roddier et al. (1996): Quan sát tán xạ ánh sáng cận hồng ngoại (NIR) ghi nhận cấu trúc đĩa circumbinary.
  • Skemer et al. (2010): Phổ phát xạ silicat ở bước sóng $10\ \mu\text{m}$ trên các thành phần sao Aa và Ab chứng minh sự tồn tại của bụi ấm trong các đĩa circumstellar.
  • Dutrey et al. (1994, 2014): Quan sát giao thoa vô tuyến bước sóng milimet, phát hiện đĩa ngoài, đo phân bố nhiệt độ bụi và phát hiện vùng phát xạ tăng cường ("điểm nóng" - hot spot) ở góc đông nam trên vạch $^{12}\text{CO}(6-5)$ và $^{12}\text{CO}(2-1)$.
  • Di Folco et al. (2014): Xác định cấu trúc hệ sao ba và bụi ấm bao quanh các sao thành phần.
  • Tang et al. (2016): Khảo sát chi tiết cấu trúc đĩa và xác nhận điểm nóng trên vạch phổ $^{12}\text{CO}(3-2)$.
  • Brauer et al. (2019): Mô phỏng truyền bức xạ phân cực ánh sáng cận hồng ngoại (băng H) và mô hình hóa mật độ bụi của hệ GG Tau A.
  • So sánh hóa học với các đĩa đơn: Các nghiên cứu trên đĩa TW Hya, LkCa 15, DM Tau và đám mây phân tử TMC-1.

Khoảng trống luận án lựa chọn giải quyết

Mặc dù hệ GG Tau A đã được quan sát trước đó, sự phân bố chi tiết của chất khí bên trong khoang rỗng trung tâm vẫn bị che khuất bởi phát xạ rất mạnh từ vành đĩa ngoài. Luận án giải quyết khoảng trống này bằng cách:

1. Áp dụng phương pháp mô hình hóa truyền bức xạ trực tiếp trên không gian tần số không gian (mặt phẳng $uv$) để loại trừ độ chói của đĩa ngoài, làm lộ rõ các cấu trúc dòng khí (streamers/blobs) bên trong khoang rỗng.
2. Cung cấp phép đo định lượng về mật độ, nhiệt độ và tốc độ bồi tụ của dòng khí trong khoang.
3. Thực hiện phân tích hóa học chi tiết đối với các phân tử hữu cơ và phân tử chứa lưu huỳnh, giải quyết sự thiếu hụt quan sát về hóa học lưu huỳnh trong đĩa tiền hành tinh.

---

Cơ sở lý thuyết và phương pháp nghiên cứu

Khung lý thuyết và khái niệm

• Lý thuyết cấu trúc đĩa phân lớp (Flared & Layered Disk Model): Đĩa tiền hành tinh có độ dày tăng dần theo bán kính. Bụi lắng đọng về mặt phẳng giữa (mid-plane), trong khi bức xạ của các phân tử khí đến từ các độ cao quang học khác nhau: $^{12}\text{CO}$ bắt nguồn từ lớp khí quyển loãng phía trên, còn $^{13}\text{CO}$ và $\text{C}^{18}\text{O}$ có độ dày quang học nhỏ hơn nên phản ánh các lớp sâu hơn gần mặt phẳng giữa.
• Động học chất khí: Tuân theo chuyển động quay Kepler xung quanh tâm khối có tổng khối lượng $M_$: $$V_{\text{rot}}(r) = \sqrt{\frac{G M_}{r}}$$ Động thái rơi tự do (infall) được mô hình hóa bổ sung vào thành phần vận tốc tiếp tuyến để đánh giá độ lệch động học.
• Phương trình truyền bức xạ: Cường độ bức xạ $I_\nu$ dọc theo đường truyền $s$ được mô tả qua phương trình: $$\frac{dI_\nu}{ds} = -\kappa_\nu \rho I_\nu + j_\nu$$ Trong điều kiện cân bằng nhiệt động cục bộ (LTE), hàm nguồn $S_\nu = j_\nu / (\kappa_\nu \rho)$ đồng nhất với hàm Planck $B_\nu(T)$.

Phương pháp nghiên cứu và công cụ xử lý

• Quan sát giao thoa vô tuyến mảng pha: Sử dụng hệ thống anten ALMA (băng tần mm/sub-mm) và mạng giao thoa NOEMA. Thu nhận dữ liệu dưới dạng các hàm khả kiến (visibilities) trên mặt phẳng Fourier $(u, v)$.
• Xử lý và tái tạo ảnh: Sử dụng thuật toán khử chập CLEAN để chuyển đổi dữ liệu từ mặt phẳng $uv$ sang mặt phẳng ảnh $(l, m, v)$. Áp dụng các kỹ thuật cân trọng số tử số/mẫu số (weighting: natural, uniform, robust) và làm thon biên (tapering) nhằm tối ưu hóa độ phân giải góc và độ nhạy tín hiệu.
• Mã nguồn mô hình hóa truyền bức xạ DiskFit: Được sử dụng để khớp các tham số hình học và vật lý của đĩa circumbinary trực tiếp trên mặt phẳng $uv$. Mô hình đĩa ngoài tối ưu sau đó được trừ khỏi dữ liệu $uv$ ban đầu để thu được tín hiệu dư thực của vùng khoang rỗng.
• Phân tích LTE và non-LTE: Áp dụng phân tích LTE để tính mật độ bề mặt của $^{13}\text{CO}$ và $\text{C}^{18}\text{O}$; sử dụng mã phi cân bằng nhiệt động (non-LTE) để tính toán mật độ cột $N_{\text{CO}}$, mật độ thể tích $n_{\text{H}2}$ và nhiệt độ động học $T{\text{kin}}$ tại các đốm khí trong khoang.
• Mô hình hóa hóa học: Mô hình hóa học đĩa tiền hành tinh (do Liton Majumdar, JPL xây dựng) được sử dụng để so sánh mật độ cột tính toán với mật độ cột quan sát thực nghiệm.

---

Nội dung chính theo từng chương

Chapter 1: Introduction

Chương 1 trình bày tổng quan lý thuyết về quá trình hình thành sao và đĩa tiền hành tinh từ sự co sụp của các đám mây phân tử. Tác giả phân tích cấu trúc đĩa phẳng loe (flared disk), sự phân bố nhiệt độ và mật độ của khí và bụi theo phương bán kính và phương thẳng đứng. Chương này làm rõ tác động cơ học của hệ sao đôi lên đĩa tiền hành tinh: lực thủy triều tạo ra khoang rỗng trung tâm và kích hoạt các sóng mật độ xoắn ốc. Phần thứ hai của chương tổng hợp các dữ liệu lịch sử về hệ sao ba GG Tau A, cấu trúc đĩa trong quanh sao Aa và Ab, đĩa ngoài circumbinary, hiện tượng điểm nóng (hot spot) và kết quả từ các mô phỏng thủy động lực học cũng như truyền bức xạ trước đó.

Chapter 2: Observations, data reduction and radiative transfer

Chương 2 mô tả chi tiết các công cụ quan sát, quy trình giảm dữ liệu và cơ sở toán học của phương pháp nghiên cứu:

• Thiết bị quan sát: Giới thiệu cấu hình anten của đài quan sát ALMA tại sa mạc Atacama (Chile) và mạng giao thoa NOEMA (IRAM, Pháp).
• Quy trình xử lý dữ liệu: Trình bày chi tiết phép biến đổi Fourier hai chiều giữa mặt phẳng không gian thực $(l, m)$ và mặt phẳng tần số không gian $(u, v)$, thuật toán CLEAN khử nhiễu cánh sóng phụ (dirty beam) thành chùm tia tổng hợp (synthesized beam). Chương mô tả phép hiệu chuẩn pha và biên độ khí quyển bằng máy đo bức xạ hơi nước (water vapour radiometers) cho các khối quan sát ngày 25 và 30 tháng 9 năm 2016.
• Mô hình hóa DiskFit: Trình bày phương pháp giải phương trình truyền bức xạ trên lưới đĩa quay 2D/3D, cho phép tìm kiếm nghiệm tối ưu bằng phương pháp bình phương tối thiểu ($\chi^2$).

Chapter 3: Morphology and kinematics of the disk surrounding GG Tau A

Chương này công bố các kết quả phân tích hình thái và động học của đĩa GG Tau A (đã xuất bản trên Astronomy & Astrophysics, tác giả chính Phuong et al.):

• Hình thái vành bụi $0,9\text{ mm}$: Vành bụi liên tục có dạng elip hẹp với độ nghiêng $i = 35^\circ$, góc vị trí trục lớn $\text{PA} \approx 7^\circ$. Bán kính trung bình của vành bụi $\langle R \rangle$ được xác định chính xác, cho thấy sự sụt giảm mật độ dốc đứng ở mép trong ($\sim 180\text{ au}$) và mép ngoài ($\sim 260\text{ au}$).
• Độ dày đĩa và động học khí $^{13}\text{CO}(3-2)$: Bề dày đĩa (scale height) tại khoảng cách $1,0''$ ($140\text{ au}$) có giới hạn trên là $0,24''$ ($34\text{ au}$). Phân bố vận tốc Doppler trung bình $\langle V_z \rangle$ theo góc phương vị $\phi$ khớp hoàn hảo với hàm cosin, xác nhận đĩa quay quanh trục phụ.
• Quy luật quay Kepler: Tích $\langle V_{\text{rot}} \times r^{1/2} \rangle$ theo bán kính $r$ khớp với hàm lũy thừa có chỉ số từ $-0,48$ (khi lọc góc $|\sin\omega| > 0,707$) đến $-0,63$ (khi lọc $|\sin\omega| > 0,3$), hoàn toàn phù hợp với chuyển động Kepler lý thuyết (chỉ số $-0,5$). Vận tốc quay tại $140\text{ au}$ đạt $\sim 3,1\text{ km s}^{-1}$. Giới hạn trên của đóng góp vận tốc rơi hướng tâm trong đĩa ngoài được xác định nhỏ hơn $9%$ (độ tin cậy $99%$).
• Phân tích "điểm nóng" (hot spot): Khảo sát phân bố độ sáng theo góc phương vị cho thấy sự tăng cường bức xạ rõ rệt tại góc phần tư phía đông nam trên các vạch $^{12}\text{CO}(6-5, 3-2, 2-1)$. Tín hiệu này mờ dần trên các đồng phân kém phổ biến $^{13}\text{CO}$ và $\text{C}^{18}\text{O}$, và gần như biến mất trên vạch $\text{CS}$. Sự biến thiên độ sáng có tương quan đồng biến với sự mở rộng độ rộng vạch phổ.

Chapter 4: Gas properties from the outer disk to the central cavity

Chương 4 thực hiện mô hình hóa truyền bức xạ chi tiết để khảo sát đĩa ngoài và bóc tách cấu trúc bên trong khoang rỗng:

• Phân bố nhiệt độ và mật độ đĩa ngoài: Vạch $^{12}\text{CO}(3-2)$ có độ dày quang học lớn và dễ bị nhiệt hóa nên được dùng làm nhiệt kế đo nhiệt độ khí động học. Tại khoảng cách $200\text{ au}$, nhiệt độ khí CO đạt xấp xỉ $25\text{ K}$, nhiệt độ bụi đạt $\sim 14\text{ K}$. Cả hai phân bố nhiệt độ đều giảm nhanh theo bán kính theo quy luật $T(r) \propto r^{-1}$. Mật độ bề mặt của $^{13}\text{CO}$ và $\text{C}^{18}\text{O}$ được xác định trong điều kiện LTE.
• Khí trong khoang rỗng: Sau khi trừ mô hình đĩa ngoài tốt nhất trong mặt phẳng $uv$, dữ liệu dư bộc lộ 6 đốm sáng phân tử (ký hiệu từ B1 đến B6) nằm dọc theo các dòng streamer nối từ mép đĩa trong ra đĩa ngoài. Mỗi đốm sáng có kích thước tương đương một kích thước chùm tia (beam size), riêng đốm B6 bao phủ khoảng $50%$ beam.
• Động học và điều kiện kích thích trong khoang: Động học khí trong khoang vẫn bị chi phối bởi chuyển động quay quanh hệ sao trung tâm ($M_* \approx 1,36\ M_\odot$), nhưng có sự đóng góp rõ ràng của chuyển động rơi hướng tâm, chiếm khoảng $10% - 15%$ vận tốc Kepler. Phân tích non-LTE cho thấy nhiệt độ động học của các đốm khí đạt $40 - 80\text{ K}$, mật độ cột $N_{\text{CO}} \sim 10^{17}\text{ cm}^{-2}$, mật độ thể tích $n_{\text{H}_2} \sim 10^7\text{ cm}^{-3}$.
• Khối lượng khí và tốc độ bồi tụ: Tổng khối lượng khí $\text{H}2$ chứa trong khoang rỗng ước tính khoảng $1,6 \times 10^{-4}\ M\odot$ (trong đó tổng khối lượng của 6 đốm sáng tích lũy đạt $\sim 10^{-5}\ M_\odot$). Khối lượng khí này bồi tụ vào đĩa trong của sao Aa trong khoảng thời gian tiêu tán $\sim 2500\text{ năm}$, tương ứng với tốc độ bồi tụ vật chất đạt $\dot{M} \approx 6,4 \times 10^{-8}\ M_\odot\text{ năm}^{-1}$.

Chapter 5: Chemical content of GG Tau A

Chương 5 trình bày nghiên cứu thực nghiệm và mô hình hóa thành phần hóa học của đĩa GG Tau A:

• Phát hiện $\text{H}_2\text{S}$: Báo cáo lần phát hiện đầu tiên của phân tử hydro sulfide ($\text{H}_2\text{S}$) trong một đĩa tiền hành tinh. Tác giả lý giải phát hiện này đạt được là nhờ đĩa GG Tau A có khối lượng rất lớn (lớn hơn từ 3 đến 5 lần so với các đĩa tiền hành tinh đơn lẻ như DM Tau và LkCa 15).
• Phát hiện các phân tử ion hóa và đồng phân: Ghi nhận sự hiện diện của $\text{DCO}^+$, $\text{HCO}^+$ và $\text{H}^{13}\text{CO}^+$. Tỷ lệ mật độ cột $\text{DCO}^+/\text{HCO}^+$ tại vị trí $250\text{ au}$ đạt $\sim 0,03$, tương đương với giá trị đo được trên các đĩa TW Hya và LkCa 15, củng cố bằng chứng về quá trình deuterium hóa diễn ra mạnh mẽ tại vùng nhiệt độ thấp gần đường tuyết CO (CO snow-line, nhiệt độ $T_{\text{k}} \approx 17 - 20\text{ K}$).
• Độ phổ cập phân tử và giới hạn trên: Xác định độ phổ cập của các phân tử phát hiện được so với $^{13}\text{CO}$, đối chiếu trực tiếp với đĩa LkCa 15 và đám mây phân tử TMC-1. Đồng thời, thiết lập giới hạn trên cho mật độ cột của các phân tử không phát hiện được gồm $\text{SO}$, $\text{SO}_2$, $\text{C}_2\text{S}$, $c\text{-C}_3\text{H}_2$ và $\text{HC}_3\text{N}$. Kết quả chỉ ra rằng các mô hình hóa học lưu huỳnh hiện hành chưa giải thích đầy đủ dữ liệu quan sát.

Chapter 6: Conclusion and Perspectives

Chương 6 tổng kết toàn bộ bức tranh vật lý, động học và hóa học của hệ sao ba GG Tau A. Tác giả mở rộng nghiên cứu bằng việc trình bày sơ bộ dữ liệu quan sát mới từ ALMA Chu kỳ 3 và Chu kỳ 6 đối với các vạch phát xạ $\text{CN}(2-1)$, $\text{CS}(5-4)$ và $^{12}\text{CO}(2-1)$. Ảnh nhiệt độ độ chói đỉnh (peak brightness temperature) của $^{12}\text{CO}$ gợi ý sự tồn tại của các nhánh xoắn ốc mờ ở phần ngoài đĩa, trong khi dữ liệu $\text{CN}$ và $\text{CS}$ thể hiện các cấu trúc vành đồng tâm lồng ghép, mở ra hướng nghiên cứu chi tiết về tương tác giữa đĩa và hành tinh đang hình thành tại vị trí điểm nóng.

---

Bảng tổng hợp các thông số vật lý và hình học chính của hệ GG Tau A

Đại lượng / Cấu trúc	Giá trị trích xuất từ luận án	Phương pháp / Vạch phổ xác định
Tổng khối lượng hệ sao trung tâm ($M_*$)	$\sim 1,28 - 1,36\ M_\odot$	Khớp đường cong vận tốc Kepler
Góc nghiêng đĩa ($i$)	$35^\circ$	Phát xạ liên tục bụi $0,9\text{ mm}$ & $^{13}\text{CO}(3-2)$
Góc vị trí trục lớn ($\text{PA}$)	$\sim 7^\circ$	Khớp elip đĩa bụi và đĩa khí
Bán kính vành bụi đặc	$r_{\text{in}} \approx 180\text{ au};\ r_{\text{out}} \approx 260\text{ au}$	Continuum $0,9\text{ mm}$ (ALMA)
Bán kính trong của đĩa khí	$\sim 160 - 169\text{ au}$	Mô hình hóa truyền bức xạ CO
Giới hạn trên bề dày đĩa ($H/r$)	$< 0,24''$ ($34\text{ au}$) tại bán kính $140\text{ au}$	Phân tích biên dạng vạch $^{13}\text{CO}(3-2)$
Vận tốc quay đĩa ngoài tại $140\text{ au}$	$\sim 3,1\text{ km s}^{-1}$	Vận tốc Doppler vạch $^{13}\text{CO}(3-2)$
Giới hạn vận tốc rơi đĩa ngoài	$< 9%$ vận tốc quay (độ tin cậy $99%$)	Khớp hàm phân bố vận tốc phương vị
Nhiệt độ khí / bụi tại $200\text{ au}$	$T_{\text{gas}} \approx 25\text{ K};\ T_{\text{dust}} \approx 14\text{ K}$	$^{12}\text{CO}(3-2)$ & mô hình bụi (Dutrey 2014)
Quy luật suy giảm nhiệt độ đĩa ngoài	$T(r) \propto r^{-1}$	Khớp lũy thừa theo bán kính
Thành phần vận tốc rơi trong khoang	$10% - 15%$ vận tốc Kepler	Khớp hàm sóng sin Doppler & P-V diagram
Nhiệt độ động học khí trong khoang	$40 - 80\text{ K}$	Phân tích non-LTE các đốm sáng (blobs)
Mật độ cột CO trong khoang ($N_{\text{CO}}$)	$\sim 10^{17}\text{ cm}^{-2}$	Phân tích non-LTE trên 6 đốm sáng
Mật độ thể tích hydro trong khoang ($n_{\text{H}_2}$)	$\sim 10^7\text{ cm}^{-3}$	Phân tích non-LTE
Tổng khối lượng khí trong khoang	$\sim 1,6 \times 10^{-4}\ M_\odot$ (6 đốm sáng: $\sim 10^{-5}\ M_\odot$)	Tích phân cường độ phát xạ phân tử
Thời gian tiêu tán / Tốc độ bồi tụ	$\sim 2500\text{ năm} \rightarrow \dot{M} \approx 6,4 \times 10^{-8}\ M_\odot\text{ năm}^{-1}$	Động học bồi tụ từ đĩa ngoài vào đĩa trong
Tỷ lệ phân tử $\text{DCO}^+/\text{HCO}^+$ tại $250\text{ au}$	$\sim 0,03$	Tích phân vạch phổ phân tử ion

---

Kết quả và những đóng góp mới

Đóng góp về mặt lý luận và thực nghiệm

1. Xây dựng bức tranh định lượng toàn diện đầu tiên về hệ đa sao trẻ: Luận án cung cấp tập hợp số liệu định lượng đầy đủ về các tham số hình học, nhiệt độ, mật độ và động thái động học của cả đĩa ngoài circumbinary và vùng khoang rỗng trung tâm xung quanh một hệ sao ba có khối lượng thấp.
2. Xác nhận cơ chế nuôi dưỡng đĩa trong qua dòng streamer: Bằng việc trừ thành công mô hình đĩa ngoài trong mặt phẳng $uv$, luận án chứng minh trực tiếp sự tồn tại của 6 đốm khí đậm đặc trong khoang rỗng, xác định tốc độ rơi bồi tụ chiếm $10 - 15%$ vận tốc Kepler, giải thích cơ chế duy trì đĩa circumstellar quanh sao Aa và Ab bất chấp sự tiêu tán vật chất liên tục.
3. Phát hiện đầu tiên phân tử $\text{H}_2\text{S}$ trong đĩa tiền hành tinh: Mở rộng danh mục các phân tử được quan sát thực nghiệm trong đĩa tiền hành tinh, cung cấp bằng chứng cho thấy các đĩa có khối lượng lớn là môi trường thuận lợi để nghiên cứu hóa học lạnh và các hợp chất lưu huỳnh.
4. Xác định các ràng buộc hóa học và deuterium hóa: Đo đạc chính xác tỷ lệ $\text{DCO}^+/\text{HCO}^+ \approx 0,03$ và thiết lập các giới hạn trên cho các phân tử $\text{SO}$, $\text{SO}_2$, $\text{C}_2\text{S}$, $c\text{-C}_3\text{H}_2$, $\text{HC}_3\text{N}$, tạo cơ sở thực nghiệm để kiểm chứng và hoàn thiện các mô hình mạng lưới phản ứng hóa học thiên văn.

Kiến nghị và giải pháp đề xuất

• Cần hiệu chỉnh các mô hình hóa học lưu huỳnh trong môi trường đĩa tiền hành tinh do các dự đoán lý thuyết hiện hành chưa tái hiện chính xác mật độ cột quan sát của $\text{H}_2\text{S}$.
• Cần ứng dụng mô hình truyền bức xạ trên mặt phẳng Fourier phối hợp với các mô phỏng thủy động lực học 3D (3D hydrodynamics) để giải thích cơ chế hình thành các nhánh xoắn ốc và bản chất của "điểm nóng" (khả năng tồn tại phôi hành tinh khối lượng lớn đang hình thành).

---

Hạn chế và hướng nghiên cứu tiếp

Hạn chế được ghi nhận trong văn bản

• Độ phân giải không gian: Mặc dù đạt mức $< 50\text{ au}$, độ phân giải của các quan sát ALMA Chu kỳ 3 vẫn chưa đủ để phân giải hoàn toàn các cấu trúc tinh vi (substructures) ở rìa trong của vành bụi và các đĩa circumstellar nhỏ sát quanh từng sao thành phần Aa, Ab1, Ab2.
• Sự chưa hoàn thiện của mô hình hóa học lưu huỳnh: Mô hình hóa học so sánh trong luận án là mô hình đơn giản, chưa bao quát toàn diện các kênh phản ứng pha khí và phản ứng bề mặt bụi đối với các gốc phân tử chứa lưu huỳnh.
• Dữ liệu chưa phân tích hết: Các khối dữ liệu quan sát giao thoa ALMA Chu kỳ 3 và Chu kỳ 6 cho các vạch $\text{CN}(2-1)$, $\text{CS}(5-4)$ mới dừng lại ở bước xử lý hình ảnh ban đầu, chưa được mô hình hóa truyền bức xạ sâu.

Hướng nghiên cứu tiếp theo

• Khai thác chuyên sâu dữ liệu ALMA Chu kỳ 6 độ phân giải cao để mô hình hóa động thái động học của các nhánh xoắn ốc phát hiện trên vạch $^{12}\text{CO}(2-1)$ và cấu trúc vành đa tầng trên vạch $\text{CN}$ và $\text{CS}$.
• Xây dựng mô hình hóa học phụ thuộc thời gian (time-dependent chemical models) kết hợp với quá trình quang phân ly (photodissociation) dưới tác động của bức xạ UV và tia X từ ba ngôi sao trung tâm.

---

Giá trị tham khảo

Đối tượng thụ hưởng

• Nghiên cứu sinh và nhà nghiên cứu: Trong các lĩnh vực vật lý thiên văn, thiên văn vô tuyến, hóa học thiên văn (astrochemistry), cơ học thiên thể và sự tiến hóa của các hệ hành tinh ngoài Hệ Mặt Trời.
• Giảng viên đại học: Thuộc các chuyên ngành Vật lý nguyên tử, Hạt nhân, Vật lý không gian sử dụng làm tài liệu tham khảo chuyên sâu về kỹ thuật giao thoa vô tuyến hiện đại và phương pháp giải bài toán truyền bức xạ ngược.

Nội dung có giá trị tham khảo cao

• Quy trình xử lý dữ liệu giao thoa vô tuyến trên mặt phẳng $uv$: Phương pháp bóc tách thành phần cấu trúc sáng bằng mã DiskFit là giải pháp kỹ thuật mẫu mực để xử lý các nguồn thiên thể có độ tương phản cường độ lớn.
• Phương pháp phân tích phổ phân tử đồng phân CO: Kỹ thuật kết hợp đồng thời nhiều bước chuyển mức và nhiều đồng phân ($^{12}\text{CO}$, $^{13}\text{CO}$, $\text{C}^{18}\text{O}$) để phá vỡ sự suy thoái giữa mật độ và nhiệt độ.

---

Câu hỏi thường gặp

1. Hệ sao GG Tau A có cấu trúc hình học và khối lượng như thế nào?

Hệ GG Tau A là một hệ sao ba trẻ loại T Tauri với tổng khối lượng sao trung tâm khoảng $1,28 - 1,36\ M_\odot$ (gồm sao Aa và cặp sao đôi Ab1 + Ab2). Hệ được bao quanh bởi một đĩa circumbinary có độ nghiêng $i = 35^\circ$ và góc vị trí $\text{PA} \approx 7^\circ$. Đĩa gồm một vành bụi đặc nằm trong phạm vi bán kính từ $\sim 180\text{ au}$ đến $\sim 260\text{ au}$, bao quanh một khoang rỗng trung tâm có bán kính khoảng $160 - 180\text{ au}$.

2. Động thái động học của chất khí trong đĩa ngoài và trong khoang rỗng khác nhau ra sao?

Đĩa ngoài chuyển động theo quỹ đạo quay Kepler với vận tốc quay tại $140\text{ au}$ là $\sim 3,1\text{ km s}^{-1}$, trong đó thành phần vận tốc rơi hướng tâm bị giới hạn chặt chẽ ở mức dưới $9%$. Ngược lại, chất khí bên trong khoang rỗng (dọc theo các dòng streamer) vẫn duy trì chuyển động quay quanh tâm nhưng có thêm sự đóng góp rõ rệt của chuyển động rơi hướng tâm, chiếm từ $10%$ đến $15%$ độ lớn vận tốc Kepler.

3. Nhiệt độ và mật độ của khí và bụi trong hệ được xác định là bao nhiêu?

Tại khoảng cách $200\text{ au}$ ở đĩa ngoài, nhiệt độ khí CO đạt xấp xỉ $25\text{ K}$ và nhiệt độ bụi đạt $\sim 14\text{ K}$, cả hai đều suy giảm nhanh theo quy luật $T(r) \propto r^{-1}$. Bên trong khoang rỗng trung tâm, khí có nhiệt độ cao hơn, dao động từ $40\text{ K}$ đến $80\text{ K}$, với mật độ cột $N_{\text{CO}} \sim 10^{17}\text{ cm}^{-2}$ và mật độ thể tích $n_{\text{H}_2} \sim 10^7\text{ cm}^{-3}$.

4. Việc phát hiện phân tử $\text{H}_2\text{S}$ trong đĩa GG Tau A mang ý nghĩa gì?

Đây là lần phát hiện đầu tiên của phân tử hydro sulfide ($\text{H}_2\text{S}$) trong một đĩa tiền hành tinh. Sự phát hiện này khả thi nhờ đĩa GG Tau A có khối lượng lớn hơn từ 3 đến 5 lần so với các đĩa tiền hành tinh thông thường (như DM Tau hay LkCa 15), chứng minh rằng đĩa GG Tau A là môi trường tối ưu để khảo sát các phân tử hiếm và nghiên cứu hóa học lưu huỳnh trong giai đoạn đầu hình thành hành tinh.

5. Khối lượng khí trong khoang rỗng và tốc độ bồi tụ vật chất được định lượng như thế nào?

Tổng khối lượng khí hydro ($\text{H}2$) phân bố trong khoang rỗng là $\sim 1,6 \times 10^{-4}\ M\odot$ (trong đó 6 đốm sáng tích lũy khoảng $10^{-5}\ M_\odot$). Khối lượng khí này bồi tụ vào đĩa trong của sao trung tâm Aa với thang thời gian tiêu tán khoảng $2500\text{ năm}$, tương ứng với tốc độ bồi tụ vật chất đạt xấp xỉ $6,4 \times 10^{-8}\ M_\odot\text{ năm}^{-1}$.

---

Kết luận

Luận án của nghiên cứu sinh Nguyễn Thị Phương đã hoàn thành việc phân tích chi tiết các tính chất vật lý, động học và thành phần hóa học của đĩa tiền hành tinh bao quanh hệ sao ba trẻ khối lượng thấp GG Tau A dựa trên dữ liệu giao thoa vô tuyến ALMA và NOEMA. Công trình đã xác định chính xác cấu trúc hình học, quy luật quay Kepler của đĩa ngoài, đồng thời bóc tách thành công động học bồi tụ và các thông số trạng thái của dòng khí trong khoang rỗng trung tâm. Cùng với phát hiện đầu tiên về phân tử $\text{H}_2\text{S}$ trong đĩa tiền hành tinh và phép đo tỷ lệ $\text{DCO}^+/\text{HCO}^+$, luận án cung cấp hệ dữ liệu định lượng có giá trị học thuật cao, đóng góp cơ sở thực nghiệm quan trọng cho việc nghiên cứu sự hình thành hệ hành tinh quanh các hệ đa sao trong vật lý thiên văn hiện đại.

Trích đoạn nội dung tài liệu

Chương 1 trình bày các hiểu biết cho đến nay về hệ thống GG Tau A. Chương 2 trình bày một số nét cơ bản về thiết bị quan sát, các quan sát và phương pháp phân tích được sử dụng. Nội dung chương này giới thiệu ngắn gọn về hệ giao thoa vô tuyến IRAM và ALMA, các quan sát được thực hiện với các hệ giao thoa này và xử lý sơ bộ dữ liệu. Chương này cũng trình bày về nguyên tắc hoạt động của giao thoa vô tuyến và việc chuyển đổi dữ liệu cũng như một số kiến thức cơ bản về truyền bức xạ và về gói phần mềm (DiskFit) sử dụng cho việc mô hình hoá các dữ liệu quan sát được dựa trên nguyên tắc truyền bức xạ.

Chương 3 đề cập đến các kết quả nghiên cứu cụ thể về hình thái và động học của đĩa tiền hành tinh GG Tau A sử dụng quan sát phát xạ từ các đồng phân CO và bụi bởi hệ giao thoa vô tuyến ALMA. Những kết quả của nghiên cứu này được công bố trong Phuong et al. Các nghiên cứu này xác nhận hình thái của vành bụi x HÌNH 1: Phát xạ liên tục của vành bụi. Từ trái sang phải và từ trên xuống dưới: Bản đồ cường độ phát xạ, hình elip màu đen là đường khớp hàm tốt nhất giá trị trung bình của khoảng cách đến tâm sao trên mặt phẳng bầu trời h Ri theo góc vị trí ϕ (hình dưới bên trái); mũi tên màu vàng chỉ vào vùng “điểm nóng“ được quan sát bởi Dutrey et al.

(2014) và Tang et al. (2016) với các phát xạ 12 CO(6–5) và 12 CO(3–2); sự phụ thuộc vào R của độ sáng tính trung bình theo ϕ, cùng với đường khớp hàm phù hợp nhất sử dụng hàm Gauss; sự phụ thuộc vào ϕ của h Ri trong khoảng 100 < R < 200 (đường màu đỏ là hàm khớp với hàm elip có độ nghiêng và sai lệch so với gốc toạ độ); sự phụ thuộc vào ϕ của độ sáng phát xạ liên tục của mặt phẳng đĩa tính trung bình trên R trong khoảng 100 < R < 200. Đường màu đỏ hiển thị giá trị độ sáng trung bình phát xạ liên tục trên đĩa. hẹp, có độ nghiêng 35◦ và góc vị trí ∼ 7◦ cũng như sự suy giảm mật độ nhanh chóng ở hai cạnh của vành bụi.

Hình 1 (từ trái sang phải và từ trên xuống) cho thấy i) bản đồ cường độ phát xạ bụi, ii) sự phụ thuộc vào khoảng cách đến tâm sao của độ sáng trong mặt phẳng bầu trời, iii) sự phụ thuộc theo góc phương vị của bán kính trung bình h Ri cho thấy góc nghiêng của đĩa và iv) sự phụ thuộc theo góc phương vị của độ sáng trên mặt phẳng đĩa. Nghiên cứu với phát xạ 13 CO(3–2) cho phép chúng tôi đưa ra giới hạn trên bề xi HÌNH 2: Hình trên: Bản đồ bầu trời của độ sáng tích phân theo vận tốc của phát xạ 13 CO(3–2). Mũi tên đen chỉ vào vị trí “điểm nóng“ (trái). Sự phụ thuộc vào khoảng cách tới tâm của độ sánh tích phân, tính trung bình trên toàn mặt phẳng đĩa.

Đường màu đỏ là đường khớp hàm với tổng 3 hàm Gauss giống như trong Tang et al. Sự phụ thuộc theo góc phương vị của độ sáng tích phân, tính trung bình theo bán kính trên đĩa (0, 5400 < r < 200 ). Đường màu đỏ hiển thị cường độ trung bình (phải). Hình dưới: Bản đồ bầu trời của vận tốc Doppler trung bình trọng số theo độ sáng (trái).

Sự phụ thuộc theo góc phương vị của vận tốc Doppler trung bình trọng số theo độ sáng (giữa). Phụ thuộc vào khoảng cách đến tâm của hVrot × r1/2 i; các đường thẳng là đường khớp với tuyến tính bậc 1 cho chỉ số −0, 63 (đường màu đỏ, khi giới hạn điều kiện | sin ω | > 0, 3) và −0, 48 (đường màu xanh, khi giới hạn điều kiện | sin ω | > 0, 707) (phải). dày đĩa tiền hành tinh này là 0,2400 (34 au) ở khoảng cách 100 (140 au) từ tâm hệ sao. Đĩa ngoài này chuyển động theo định luật Kepler với tốc độ quay ∼ 3.1 km s−1 tại khoảng cách 100 (140 au) từ tâm hệ sao và giới hạn trên của vận tốc rơi so với thành phần quay là 9% (với độ tin cậy 99%).

Sự biến đổi của độ sáng trên đĩa cũng được nghiên cứu chi tiết và xác nhận sự hiện diện của "điểm nóng" trong góc phần tư phía đông nam của đĩa. Kết quả phân tích số liệu cũng cho thấy tồn tại vùng phát xạ yếu hơn so với các khu vực khác ở phía bắc của đĩa. Sự biến đổi độ sáng được chỉ ra có mối tương quan với biến đổi độ rộng vạch phổ. Các yếu tố đóng góp vào việc làm rộng vạch phổ cũng được xem xét.

Nghiên cứu cho thấy nhiệt độ và độ dày quang học của vạch phát xạ 13 CO(3–2) trên đĩa tăng khi khoảng cách tới tâm hệ xii HÌNH 3: Hình trên: Sự phụ thuộc vào khoảng cách tới tâm của độ sáng tích phân theo vận tốc (vạch phát xạ quay của phân tử) và độ sáng (phát xạ liên tục từ bụi) trong mặt phẳng đĩa. Các đoạn thẳng nằm ngang trong hình chỉ ra độ phân giải không gian tương ứng. Hình dưới: Sự phụ thuộc theo góc phương vị của đại lượng tương ứng, tính trung bình trong vành 1, 200 < r < 2. Các hình bên trái là biểu đồ của ba vạch của 12 CO (J=6–5, 3–2 và 2–1), với dữ liệu CO(2–1) được lấy từ Dutrey et al.

(2014), các hình bên phải là biểu đồ của vạch phát xạ J=3–2 của các đồng phân ít phổ biến hơn. Trong các hình phía trên, vùng màu xám đánh dấu vành bụi. Trong các hình phía dưới, mũi tên màu đen chỉ vị trí xảy ra hiệu ứng tăng cường sáng (limb brightening), các đường màu tím giới hạn vị trí "điểm nóng". sao giảm dần.

Hình 2 (hàng trên, từ trái sang phải) trình bày bản đồ độ sáng phát xạ 13 CO(3–2), sự phụ thuộc của độ sáng vào khoảng cách đến tâm và góc phương vị trong mặt phẳng đĩa. Sự phụ thuộc vào khoảng cách đến tâm, được mô tả là tổng của ba hàm Gauss, cho thấy các cấu trúc tinh tế chưa được phân giải với độ phân giải hiện nay của quan sát này (∼50 au). Sự phụ thuộc theo góc phương vị của độ sáng cho thấy đĩa tương đối đồng nhất có phát xạ vượt trội ở góc phần tư phía đông nam, tương ứng với “điểm nóng ” được quan sát với 12 CO(3–2) được báo cáo trong Dutrey et al. Hình 2 (hàng dưới, từ trái sang phải) trình bày bản đồ vận tốc Doppler của phát xạ 13 CO(3–2), sự phụ thuộc theo góc phương vị của vận tốc Doppler trung bình hVz i trên mặt phẳng đĩa và sự phụ thuộc vào khoảng cách xiii đến tâm của hVrot × r1/2 i.

Bản đồ vận tốc cho thấy bằng chứng của một đĩa khí quay. Sự phụ thuộc theo góc phương vị của vận tốc Doppler trung bình hVz i khớp tốt với hàm cos xác nhận chuyển động quay của đĩa. Sự phụ thuộc của hVrot × r1/2 i vào r mô tả chuyển động Kepler của đĩa (nếu đĩa chuyển động theo định luật Kepler thì tích này là hằng số). Đường cong màu đỏ biểu thị phân bố của đại lượng này không tính đến vùng ∼ 17◦ quanh bán trục nhỏ, khớp với hàm tuyến tính bậc 1 cho chỉ số −0, 63 trong khi đường cong màu xanh biểu thị phân bố của đại lượng này bỏ qua vùng ∼ 45◦ quanh bán trục nhỏ, cho kết quả của chỉ số khi khớp hàm là −0, 48, hoàn toàn phù hợp với chuyển động Kepler.

HÌNH 4: Hình trái: Sự phụ thuộc vào khoảng cách tới tâm của nhiệt độ khí CO (màu đỏ) và bụi (màu đen). Nhiệt độ khí được lấy từ kết quả phân tích vạch phát xạ 12 CO(3–2). Nhiệt độ bụi được lấy từ Dutrey et al. Hình phải: Sự phụ thuộc vào khoảng cách tới tâm của mật độ bề mặt của 13 CO(–2), C18 O(3–2) Phần thứ hai của Chương 3 trình bày phân tích các vạch phát xạ phân tử 12 CO (J=2–1, 3–2 và 6–5) và các đồng phân của nó 13 CO (3–2) và C18 O (3–2).

Với độ phân giải góc tốt hơn ∼ 50 au, những dữ liệu này cho thấy bằng chứng về sự không đồng nhất theo khoảng cách tới tâm sao và góc phương vị của đĩa ngoài của hệ tiền hành tinh này. Sự phụ thuộc theo góc phương vị của cường độ phát xạ trong mặt phẳng đĩa của phát xạ 12 CO cho thấy sự hiện diện của “điểm nóng ” ở góc phần tư đông nam. "Điểm nóng" này không thể hiện rõ trong các đồng phân ít phổ biến của CO như 13 CO và C18 O (xem Hình 3). Chương 4 trình bày mô hình truyền bức xạ của 12 CO, 13 CO và C18 O (J=3–2).

Kết quả nghiên cứu của chương này đã được gửi đăng trên tạp chí Astronomy & Astrophysics (Phuong et al. Công việc này được thực hiện một phần trong mặt phẳng uv. Để nghiên cứu phát xạ của khí từ đĩa ngoài với sự phát xạ của khí từ trong khoang rỗng một cách riêng biệt, tôi đã loại bỏ các thành phần CLEANed bên trong khoang rỗng r < 160 au từ số liệu uv ban đầu và phân tích dữ liệu với số liệu uv đã thay đổi (chỉ còn các phát xạ từ đĩa ngoài). Thành phần CLEANed là thành phần data-cube tốt nhất mô tả phát xạ của nguồn được sử dụng trong quá trình chuyển đổi số liệu từ mặt phẳng uv sang mặt phẳng bầu trời.

Vì vạch phát xạ phân tử 12 CO(3–2) có độ dày quang học lớn và dễ bị nhiệt hóa, chúng tôi sử dụng vạch này để tính nhiệt độ của đĩa giả sử mật độ bề mặt của 12 CO(3–2) đủ lớn. Mật xiv HÌNH 5: Hình trái: Sự phụ thuộc của hVz i ( km s−1 ) vào góc phương vị ω (◦ ) trong khoang rỗng. Phát xạ 12 CO (3–2) được biểu diễn bởi đường màu đen, 13 CO (3–2) màu đỏ và C18 O (3–2) màu xanh lam. Đường cong màu đỏ biểu diễn đường khớp hàm của phát xạ 13 CO (3–2) với hàm sin.

Các đường cong màu tía biểu diễn đường chuyển động Kepler cho một sao đơn có khối lượng 1,36 M. Đường cong màu xanh lá cây trong bảng (f) biểu diễn hàm khớp với sự đóng góp của thành phần vận tốc rơi so sánh với hàm khớp chỉ bao gồm thành phần chuyển động quay, hai đường khớp được vẽ chồng lên số liệu của phát xạ 13 CO. Hình phải: Sơ đồ Vận tốc–Vị trí của phát xạ 13 CO(3–2) trong khoang rỗng dọc theo bán trục lớn (hình trên) và bán trục nhỏ (hình dưới).