Nghiên Cứu Quá Trình Truyền Bức Xạ Trong Môi Trường Khí Quyển Sao

Luận án tiến sĩ ngành quang học nghiên cứu quá trình truyền bức xạ trong môi trường khí quyển sao, góp phần phát triển công nghệ quang học.

• Tác giả: Tran Ngoc Hung
• Người hướng dẫn: PGS. Dinh Van Trung
• Trường học: Học viện Khoa học và Công nghệ
• Chuyên ngành: Quang học
• Đề tài: Nghiên Cứu Quá Trình Truyền Bức Xạ Trong Môi Trường Khí Quyển Sao
• Loại tài liệu: luận án tiến sĩ
• Năm xuất bản: 2021
• Địa điểm: Hà Nội

Mục lục chi tiết

• LỜI CAM ĐOAN
• LỜI CẢM ƠN
• 1. CHƯƠNG 1: TỔNG QUAN MÔI TRƯỜNG SAO, TRUYỀN BỨC XẠ TRONG THIÊN VĂN VÀ CẤU TRÚC VỎ SAO GIÀ
• 1.1. Sự hình thành và phát triển của sao
• 1.2. Sao tiệm cận khổng lồ (AGB)
• 1.3. Quan sát vỏ sao
• 1.4. Phổ nguyên tử và phân tử trong môi trường vỏ sao
• 1.4.1. Phổ tái tổ hợp hydrogen
• 1.4.2. Phổ quay phân tử
• 1.5. Quá trình phát xạ và truyền bức xạ
• 1.5.1. Các khái niệm cơ bản
• 1.5.2. Kích thích của các vạch phổ và phương trình cân bằng thống kê
• 1.6. Phương trình truyền bức xạ
• 1.6.1. Truyền bức xạ trong các môi trường
• 1.6.2. Cơ chế mở rộng vạch phổ
• 1.6.3. Một số mô hình truyền bức xạ trong thiên văn
• 1.7. Ảnh hưởng của sao đồng hành lên cấu trúc vỏ sao
• 1.7.1. Mô hình sao đôi
• 1.7.2. Hệ phương trình Euler
• 2. CHƯƠNG 2: MÔ PHỎNG TRUYỀN BỨC XẠ VÀ KHÍ ĐỘNG LỰC HỌC
• 2.1. Phương pháp số giải bài toán truyền bức xạ
• 2.1.1. Xây dựng lưới
• 2.1.2. Thuật toán "theo vét tia" (ray tracing)
• 2.1.3. Tạo phương truyền đẳng hướng
• 2.1.4. Giải hệ phương trình cân bằng thống kê
• 2.2. Mô hình khí động lực học
• 2.2.1. Bài toán Riemann
• 2.2.2. Phương pháp Godunov
• 2.2.3. Điều kiện Courant-Friedrichs-Lewy
• 2.2.4. Xây dựng lưới trong chương trình PLUTO
• 2.2.5. Điều kiện ban đầu
• 2.2.6. Điều kiện biên
• 2.2.7. Lực hấp dẫn sao đồng hành
• 2.2.8. Điều kiện vật lý
• 3. CHƯƠNG 3: NGHIÊN CỨU MASER HYDRO TRONG VỎ SAO MWC 349A
• 3.1. Giới thiệu chung về MWC 349A
• 3.2. Các nghiên cứu lý thuyết về maser hydro cho tới nay và vấn đề cần giải quyết
• 3.3. Xây dựng mô hình maser trong vỏ sao MWC 349A
• 3.3.1. Gid ion hóa
• 3.3.2. Mô hình phát xạ tái tổ hợp trong vùng HII
• 3.3.3. Hàm mở rộng Voigt
• 3.3.4. Thừa số Gaunt
• 3.3.5. Số liệu tính toán hệ số tách ƯTE
• 3.3.6. Tính chất bão hòa của maser
• 3.4. Bức xạ maser kết hợp Hna
• 3.4.1. Cường độ đỉnh phố
• 3.4.2. Khoảng cách hai đỉnh phố
• 3.4.3. Phân bố cường độ phổ
• 3.4.4. Ảnh hưởng của giốlon hóa
• 3.4.5. Bắc bao hòa của maser Hna trong MWC 349A
• 4. CHƯƠNG 4: NGHIÊN CỨU CẤU TRÚC VỎ SAO AGB DƯỚI ẢNH HƯỞNG CỦA SAO ĐỒNG HÀNH
• 4.1. Mô hình khí động học cho hệ sao đôi
• 4.2. Khí đẳng nhiệt và đoạn nhiệt
• 4.3. Quỹ đạo tròn và quỹ đạo elip
• 4.4. Nhiệt độ trong cấu trúc xoắn
• 4.5. Truyền bức xạ qua vỏ sao
• KẾT LUẬN
• PHỤ LỤC
• DANH MỤC CÔNG TRÌNH ĐÃ CÔNG BỐ
• TÀI LIỆU THAM KHẢO

Tóm tắt

I. Tổng Quan Về Nghiên Cứu Truyền Bức Xạ Sao 55 ký tự

Nghiên cứu truyền bức xạ trong môi trường khí quyển sao là một lĩnh vực quan trọng của thiên văn học, giúp chúng ta hiểu rõ hơn về cấu trúc, thành phần và quá trình năng lượng diễn ra trong các ngôi sao. Bức xạ điện từ mang thông tin quan trọng về nhiệt độ, mật độ và thành phần hóa học của các lớp khí quyển khác nhau. Nghiên cứu này đặc biệt quan trọng đối với các sao già, như các sao AGB, nơi có sự mất mát vật chất lớn và các quá trình phức tạp xảy ra trong lớp vỏ mở rộng. Việc mô phỏng và phân tích quá trình truyền bức xạ đòi hỏi các mô hình toán học phức tạp và các phương pháp tính toán hiệu quả. Các phổ vạch phân tử cung cấp manh mối quan trọng về thành phần hóa học và điều kiện vật lý của môi trường sao. Theo Karl Jansky quan sát đầu tiên, bức xạ tuyến trong không gian đến từ Ngân Hà vào năm 1932, mở ra một kỷ nguyên mới trong thiên văn học vô tuyến.

1.1. Vai trò của Truyền Bức Xạ trong Thiên Văn Học

Quá trình truyền bức xạ đóng vai trò then chốt trong việc xác định cấu trúc nhiệt độ và mật độ của các lớp khí quyển sao. Bức xạ được phát ra từ lõi sao, sau đó tương tác với vật chất trong các lớp khí quyển khác nhau, trải qua quá trình hấp thụ, phát xạ và tán xạ. Nghiên cứu này giúp ta hiểu rõ hơn về sự hình thành và phát triển của các ngôi sao, cũng như sự tiến hóa của vũ trụ. Các mô hình truyền bức xạ cần tính đến nhiều yếu tố, bao gồm thành phần hóa học, nhiệt độ, mật độ, và hiệu ứng của từ trường. Việc giải các phương trình truyền bức xạ là một thách thức lớn, đòi hỏi các phương pháp số phức tạp và tài nguyên tính toán lớn.

1.2. Sao AGB và tầm quan trọng của Phổ Quay Phân Tử

Các sao tiệm cận khổng lồ (AGB) là những ngôi sao ở giai đoạn cuối của cuộc đời, trải qua sự mất mát vật chất lớn và các quá trình phức tạp trong lớp vỏ mở rộng. Phổ quay phân tử cung cấp thông tin quan trọng về thành phần hóa học và điều kiện vật lý của môi trường này. Các phân tử như CO, H2O và SiO có thể tồn tại trong lớp vỏ sao AGB và phát ra bức xạ trong vùng vô tuyến và hồng ngoại. Việc nghiên cứu các vạch phổ phân tử này giúp chúng ta hiểu rõ hơn về quá trình mất mát vật chất, sự hình thành bụi và sự tương tác giữa ngôi sao và môi trường xung quanh.

II. Thách Thức Trong Mô Hình Hóa Truyền Bức Xạ Sao 59 ký tự

Mô hình hóa quá trình truyền bức xạ trong môi trường khí quyển sao là một thách thức lớn do sự phức tạp của các quá trình vật lý và hóa học. Các phương trình truyền bức xạ là các phương trình vi phân tích phân phức tạp, đòi hỏi các phương pháp số phức tạp để giải quyết. Sự không đồng nhất của môi trường, sự hiện diện của các thành phần khác nhau và sự tương tác giữa bức xạ và vật chất đều làm tăng thêm độ khó của bài toán. Đặc biệt, việc mô phỏng các quá trình phi tuyến tính như phát xạ maser và các hiệu ứng quang học phi tuyến đòi hỏi các mô hình phức tạp và các phương pháp tính toán chính xác.

2.1. Độ Phức Tạp của Phương Trình Truyền Bức Xạ

Phương trình truyền bức xạ mô tả sự thay đổi của cường độ bức xạ khi nó truyền qua một môi trường vật chất. Phương trình này bao gồm các thành phần mô tả sự hấp thụ, phát xạ, tán xạ và các quá trình tương tác khác giữa bức xạ và vật chất. Việc giải phương trình này đòi hỏi phải biết rõ các tham số vật lý của môi trường, như nhiệt độ, mật độ, thành phần hóa học và các hệ số hấp thụ và tán xạ. Trong nhiều trường hợp, phương trình truyền bức xạ không thể giải được bằng các phương pháp giải tích, mà phải sử dụng các phương pháp số.

2.2. Yêu Cầu Về Tài Nguyên Tính Toán và Độ Chính Xác

Mô phỏng quá trình truyền bức xạ trong môi trường khí quyển sao đòi hỏi tài nguyên tính toán lớn, đặc biệt khi cần mô phỏng các quá trình phức tạp và các hệ thống có kích thước lớn. Độ chính xác của kết quả mô phỏng phụ thuộc vào độ phân giải không gian và thời gian của mô hình, cũng như độ chính xác của các tham số vật lý và hóa học đầu vào. Để đảm bảo độ tin cậy của kết quả, cần sử dụng các phương pháp kiểm tra và đánh giá độ chính xác của mô hình.

III. Phương Pháp Nghiên Cứu Quá Trình Truyền Bức Xạ Sao 58 ký tự

Để nghiên cứu quá trình truyền bức xạ trong môi trường khí quyển sao, các nhà khoa học sử dụng kết hợp các phương pháp lý thuyết, quan sát và mô phỏng. Các mô hình lý thuyết dựa trên các định luật vật lý cơ bản, như định luật bức xạ Planck, định luật hấp thụ Beer-Lambert và các phương trình khí động học. Các quan sát thiên văn cung cấp dữ liệu thực nghiệm về cường độ bức xạ, phổ và phân cực của ánh sáng từ các ngôi sao. Các mô phỏng số sử dụng các thuật toán phức tạp để giải các phương trình truyền bức xạ và mô phỏng các quá trình vật lý và hóa học.

3.1. Mô Hình Khí Động Lực Học và Phương Trình Euler

Việc sử dụng mô hình khí động lực học là rất quan trọng để mô tả sự chuyển động của vật chất trong khí quyển sao. Hệ phương trình Euler thường được sử dụng để mô tả dòng chảy của chất lỏng hoặc khí, và có thể được kết hợp với các phương trình truyền bức xạ để mô phỏng sự tương tác giữa bức xạ và vật chất. Các mô hình này cho phép chúng ta nghiên cứu các hiện tượng như gió sao, sóng xung kích và sự hình thành các cấu trúc phức tạp trong lớp vỏ sao.

3.2. Thuật Toán Theo Dõi Tia và Lưới Tam Giác Delaunay

Các thuật toán theo dõi tia được sử dụng để tính toán đường đi của các tia sáng khi chúng truyền qua một môi trường không đồng nhất. Lưới tam giác Delaunay là một phương pháp hiệu quả để phân chia không gian thành các ô nhỏ, cho phép tính toán chính xác sự truyền bức xạ trong các môi trường phức tạp. Các phương pháp này giúp chúng ta mô phỏng các hiệu ứng tán xạ và hấp thụ, cũng như sự hình thành các vạch phổ.

IV. Ứng Dụng Nghiên Cứu Maser Hydro Trong MWC 349A 55 ký tự

Nghiên cứu maser hydro trong MWC 349A là một ví dụ điển hình về ứng dụng của các mô hình truyền bức xạ trong thiên văn học. MWC 349A là một ngôi sao trẻ có lớp vỏ khí phát ra bức xạ maser mạnh trong các vạch hydro. Việc mô phỏng quá trình phát xạ maser trong môi trường này đòi hỏi các mô hình phức tạp, tính đến các hiệu ứng quang học phi tuyến và sự tương tác giữa bức xạ và vật chất. Nghiên cứu maser hydro giúp chúng ta hiểu rõ hơn về các điều kiện vật lý và hóa học trong vùng HII bao quanh ngôi sao, cũng như các quá trình liên quan đến sự hình thành và phát triển của các ngôi sao.

4.1. Xây Dựng Mô Hình Maser và Hàm Mở Rộng Voigt

Việc xây dựng một mô hình maser chính xác đòi hỏi phải tính đến nhiều yếu tố, bao gồm mật độ, nhiệt độ, thành phần hóa học và từ trường. Hàm mở rộng Voigt được sử dụng để mô tả hình dạng của các vạch phổ, bao gồm cả hiệu ứng của sự mở rộng Doppler và sự mở rộng do va chạm. Mô hình này cho phép chúng ta tính toán cường độ và hình dạng của các vạch maser, và so sánh chúng với các quan sát thực tế.

4.2. Tính Chất Bão Hòa của Maser và Ảnh Hưởng của Gió

Tính chất bão hòa của maser là một yếu tố quan trọng cần tính đến trong các mô hình. Khi cường độ bức xạ maser tăng lên, tốc độ phát xạ có thể giảm do sự cạn kiệt của các phân tử ở trạng thái kích thích. Gió sao cũng có thể ảnh hưởng đến quá trình phát xạ maser, bằng cách thay đổi mật độ và nhiệt độ của môi trường. Việc mô phỏng các hiệu ứng này giúp chúng ta hiểu rõ hơn về các điều kiện vật lý trong vùng maser.

V. Nghiên Cứu Cấu Trúc Vỏ Sao AGB Dưới Ảnh Hưởng 59 ký tự

Nghiên cứu cấu trúc vỏ sao AGB dưới ảnh hưởng của các sao đồng hành sử dụng mô hình khí động học. Việc mô hình hóa ảnh hưởng của yếu tố quỹ đạo và nhiệt độ cấu trúc là rất quan trọng. Kết hợp mô hình truyền bức xạ phổ quay phân thu nhận được hình ảnh thể sánh dữ quan sát, cung cấp một cách tiếp cận toàn diện hơn để hiểu về môi trường phức tạp này. Khí quyển sao, đặc biệt là trong các sao AGB, chứa nhiều phân tử mật độ cao, làm nổi bật vai trò của bức xạ vô tuyến trong việc thăm dò các vùng bên trong. Việc này mở ra khả năng mới trong việc quan sát những khu vực mà trước đây bị che khuất bởi bụi dày đặc.

5.1. Mô Hình Khí Động Học và Quỹ Đạo Sao Đồng Hành

Việc mô hình hóa khí động học cho các hệ sao đôi giúp hiểu rõ hơn về sự tương tác giữa các ngôi sao và vật chất xung quanh chúng. Quỹ đạo của ngôi sao đồng hành, dù là tròn hay elip, ảnh hưởng lớn đến sự phân bố mật độ và nhiệt độ trong vỏ sao AGB. Các đường xoắn hình thành do sự tương tác này có thể được khớp với các quan sát thực tế, cung cấp thông tin về cấu trúc và động lực học của hệ sao.

5.2. Nhiệt Độ Trong Cấu Trúc Xoắn và Truyền Bức Xạ

Nghiên cứu về nhiệt độ trong cấu trúc xoắn là yếu tố then chốt để hiểu quá trình truyền bức xạ. Sự phân bố nhiệt độ không đồng đều ảnh hưởng đến sự phát xạ và hấp thụ bức xạ trong các kênh vận tốc khác nhau. Việc mô phỏng truyền bức xạ qua các cấu trúc xoắn giúp tạo ra các hình ảnh phổ phân tử có thể so sánh trực tiếp với dữ liệu quan sát, từ đó kiểm chứng và hoàn thiện các mô hình khí động học.

VI. Kết Luận và Hướng Phát Triển Nghiên Cứu Truyền Bức Xạ 60 ký tự

Nghiên cứu quá trình truyền bức xạ trong môi trường khí quyển sao là một lĩnh vực đầy tiềm năng với nhiều ứng dụng quan trọng trong thiên văn học. Việc phát triển các mô hình và phương pháp tính toán chính xác hơn, kết hợp với các quan sát thiên văn hiện đại, sẽ giúp chúng ta hiểu rõ hơn về sự hình thành và phát triển của các ngôi sao, cũng như sự tiến hóa của vũ trụ. Sự hội nhập giữa các mô hình truyền bức xạ và mô hình động học sẽ tiếp tục là một hướng đi quan trọng, cho phép tạo ra các mô phỏng phức tạp hơn và so sánh trực tiếp với dữ liệu quan sát. Luận án này đặt nền móng cho các nghiên cứu sâu hơn về tương tác giữa bức xạ và vật chất trong môi trường thiên văn, góp phần vào sự tiến bộ của ngành thiên văn học.

6.1. Tầm Quan Trọng của Dữ Liệu Quan Sát và Mô Phỏng

Sự kết hợp giữa dữ liệu quan sát và mô phỏng là chìa khóa để giải mã các bí ẩn của vũ trụ. Dữ liệu quan sát cung cấp thông tin thực nghiệm về các hiện tượng thiên văn, trong khi mô phỏng cho phép chúng ta kiểm tra các giả thuyết và hiểu rõ hơn về các quá trình vật lý cơ bản. Việc so sánh kết quả mô phỏng với dữ liệu quan sát giúp chúng ta đánh giá độ tin cậy của mô hình và điều chỉnh các tham số cho phù hợp.

6.2. Hướng Phát Triển Của Nghiên Cứu Truyền Bức Xạ

Các hướng phát triển trong tương lai bao gồm phát triển các mô hình 3D phức tạp hơn, tính đến các hiệu ứng quang học phi tuyến và sự tương tác giữa bức xạ và từ trường. Việc sử dụng các thuật toán song song hóa và các siêu máy tính sẽ cho phép chúng ta mô phỏng các hệ thống lớn hơn và phức tạp hơn. Ngoài ra, việc kết hợp các mô hình truyền bức xạ với các mô hình hóa học và sinh học cũng sẽ mở ra các khả năng mới trong nghiên cứu về sự sống ngoài Trái Đất.

Trích đoạn nội dung tài liệu

Chương 1 Tông quan môi trường sao, truyền bức xạ trong thiên văn và cầu trúc vO sao gia 1.1 Sự hình thành và phát triển của sao Cho đến nay, sự phát triển trong kỹ thuật quan sát đã giúp chúng ta nhìn xa hơn, chi tiết hơn về cấu trúc của sao. Dựa vào những đặc trưng về độ sáng và nhiệt độ, chúng ta đã có thể phân loại từng ngôi sao trên giản đồ Hertzsprung-Russell (HR).1 là giản đồ HR biểu diễn mỗi ngôi sao như một điểm tương ứng với trục tung là độ chói, trục hoành là nhiệt độ hiệu dụng bề mặt. Dải chính của giản đồ là tập hợp những ngôi sao chạy từ góc phải bên dưới lên góc trái phía trên. Hầu hết các ngôi sao được quan sát nằm trên dải chính, tương ứng với giai đoạn phát triển ổn định.

Các giai đoạn phát triển tiếp theo, ngôi sao có thể nằm ở các vị trí sao khổng lồ, siêu khổng lồ hay sao lùn trắng trên giản đồ HR phụ thuộc vào nhiệt độ hiệu dụng và độ chói của nó. Chúng ta có thể phân quá trình hình thành và phát triển của sao thành ba giai đoạn chính: giai đoạn mới hình thành gọi là sao trẻ, tiếp theo là thời kì ổn định (những ngôi sao giai đoạn này nằm trên dãy chính giản đồ HR) và giai đoạn sau gọi là sao già. Những ngôi sao được hình thành từ các tĩnh vân là các đấm mây khí khong lồ. Một đám mây khí và bụi được giữ ở trạng thái cân bằng khí tĩnh khi động năng của khí cân bằng với thế năng hấp dẫn nội tại.

Nếu một đám mây khí là đủ nặng sao cho áp suất khí không đủ để giữ cân bằng với hấp dẫn thì nó sẽ trải qua quá trình co sụp hấp dẫn. Kết quả quá trình co sụp này, các ngôi sao mới được hình thành tạo ra các cụm sao bên trong lõi đấm mây khí.1: Giản đồ Hertzsprung-Russell (tạo bởi Richard Powell, nguén: en. org/wiki/ Hertzsprung-Russell_diagram).2 mô tả lại quá trình phát triển những ngôi sao. Sự phát triển của chúng phụ thuộc vào khối lượng bồi tụ ban đầu khi đang còn trong giai đoạn tiền sao [54].1 7 Sao trẻ Ngôi sao trong giai đoạn đầu của sự phát triển được gọi là sao trẻ.

Những ngôi sao trẻ vẫn tiếp tục được bồi tụ vật chất từ đám mây phân tử để tăng dần khối lượng. Khi quá trình bồi tụ diễn ra, khí và bụi tạo ra một đĩa vật chất phẳng quanh ngôi sao, đồng thời hình thành gió sao phát ra từ hai cực. Do đó, đặc tính của vỏ một ngôi sao trẻ là luôn tồn tại đĩa sao quay quanh ngôi sao trung tâm và gió sao lưỡng cực. Đĩa sao đóng vai trò quan trọng trong quá trình hình thành sao.

Trong giai đoạn tiền sao, toàn bộ hệ đĩa sao nằm trong một lớp vỏ khí và bụi chuyển động hướng vào tâm. Hầu hết bức xạ từ đĩa sao bên trong đều bị lớp bụi dày hấp thụ và phát lại ở bước sóng trong dải hồng ngoại xa. Do đó, rất khó để quan sát trực tiếp các đĩa sao này.3 là tập hợp ảnh những ngôi sao trẻ được quan sát bởi Kính thiên văn VLUI của ESO. Gió sao xuất hiện ở vỏ sao trẻ có vận tốc từ một vài đến một nghìn kưn.

Gió sao vận tốc thấp được quan sát thấy quanh những ngôi sao lùn nâu như GM Tau [45]. Dunham va cdc đồng nghiệp đã quan sát thấy gió lưỡng cực với vận tốc ~ 2.s~! từ vật thể có độ chói thấp Per-Bolo 58 [16]. Gió sao từ các sao trẻ lớp 0 có kích thước nhỏ hơn 1 pc gây ra tỉ lệ mất mát khối lượng as ae `." : d — BF : ma ` seme Main Sequence Star Meer) ye ee | CKO ee 2 OR. ea Star ea ".2: Vòng đời của những ngôi sao (tạo bởi Matt Cameron, nguồn: sciencezones.

php/2020/06/08/the-1ife-cycle-of-a-star/).3: Đĩa bụi xung quanh những ngôi sao trẻ (ESO, nguồn: www.org/public/images/ eso1811a/).yr7! véi thành phần phân tử là CO, HạO, OH và S¡O. Vận tốc của loại gió sao này có độ lớn từ 50 - 150 km. Hiện tượng gió sao trong giai đoạn phát triển đầu có thể là hệ quả của quá trình bồi tụ. Cơ chế gió giúp giảm momen xung lượng của vật chất trên đĩa bồi tụ và điều tiết tốc độ quay của ngôi sao, giúp cho ngôi sao tiếp tục phát triển mà không tăng tốc độ quay quanh trục.

Các mô hình từ khí động lực học (MHD) nhận thấy gió sao giải phóng momen xung lượng cùng với 10 - 30 % khối lượng của đĩa. TỶ lệ mất mát này phù hợp với vận tốc gió sao được quan sát.2 Sao tiệm cận không lỗ (AGB) Những ngôi sao có khối lượng trung bình hoặc nhỏ (< 8M@) sẽ có giai đoạn phát triển thành những ngôi sao khổng lồ đỏ hay những sao AGB. Những ngôi sao này sẽ đốt cháy lõi H trong khoảng thời gian vài tỉ năm. Khi H gần cạn kiệt, áp suất bên trong không đủ để thắng lực hấp dẫn dẫn đến sự co lại của lõi.

Sự co lại này làm tăng nhiệt độ của lõi đồng thời tạo ra áp suất đây lớp vỏ ngoài tới bán kính gấp hàng trăm lần. Ngôi sao trong pha này được gọi là sao khống lồ đỏ (RGB). Nhiệt độ trong lõi ngày càng tăng cho đến khi lượng nhiệt đủ để đốt cháy He. Khi toàn bộ He trong lõi bị đốt cháy, lõi lại tiếp tục co sup hap dan, lớp vỏ ngoài được mở rộng và nhiệt độ giảm, ngôi sao tiến tới pha AGB.

Pha AGB được chia thành hai giai đoạn: giai đoạn đầu (E-AGB) và giai đoạn xung nhiệt (TP-AGB). Trong suốt pha E-AGB, nguồn năng lượng chính tạo ra từ phản ứng đốt cháy He trong lớp vỏ quanh lõi. Sau khi đốt cháy hết He, ngôi sao bắt đầu pha TP-AGB. Lúc này, năng lượng của ngôi sao được tạo ra từ đốt cháy H trong một lớp rất mỏng bên ngoài lớp He.

Tuy nhiên, với chu kỳ khoảng 10000 - 100000 năm, He từ phản ứng đốt cháy H được tích lũy và bùng cháy tạo ra các xung nhiệt. Độ chói tạo ra bởi các xung này có thể gấp hàng nghìn lần độ chói của toàn bộ ngôi sao nhưng giảm nhanh trong vài năm. Những xung này làm cho ngôi sao nở ra và lạnh đi ngăn phẩn ứng đốt cháy H xảy ra, đồng thời gây ra đối lưu mạnh trong lớp này. Phản ứng đốt cháy He làm cho nhiệt độ tăng trở lại dẫn đến đốt cháy H, một chu kỳ xung mới được lặp lại.

Quá trình xung nhiệt đã tạo ra đối lưu mạnh, do đó, các nguyên tố từ lõi có thể di chuyển tới bề mặt sao. Ở đây, các phản ứng bắt neutron chậm (quá trình s) diễn ra dẫn tới hình thành các nguyên tố nặng. Xung nhiệt cũng làm tăng sự mất mát khối lượng, đầy một lượng lớn các nguyên tố nặng ra không gian. Người ta ước lượng, ngôi sao mất khoảng 50 - 70 % khối lượng trong pha, AGB [21].

C-O core He-burning shell He layer H-burning shell Radiative layer Convective H envelope Hình 1.4: Cấu tric nhiéu lép cia sao AGB (NOAO, nguén: www.edu/outreach/press/pr03/ sb0307. Tỉ lệ mất mát khối lượng tăng lên trong giai đoạn này dẫn tới sự mở rộng nhanh chóng của lớp vỏ. Lớp vỏ ngoài lạnh đi, vật chất có thể liên kết để tạo ra những hạt bụi có kích thước lớn hơn. Những hạt bụi này chịu áp suất bức xạ mạnh từ ngôi sao bị đẩy ra ngoài kéo theo cả các phân tử khí hình thành gió sao.

Cơ chế hình thành gió sao trong giai đoạn này có thể do áp suất bức xạ hoặc do cơ chế lái của từ trường. Những nghiên cứu về maser đã cho thấy sự tồn tại của từ trường rộng quanh các sao AGB. Quan sát từ đài thiên văn VLBI đã giúp xây dựng lại cấu trúc từ trường xung quanh ngôi sao biến quang TX Cam qua bức xạ 5O [40]. Cấu trúc phổ và tính phân cực của maser OH từ R Crt khang dinh ti trường gây ra các bất đối xứng trong phổ và sự phân cực tròn của maser OH trong một số sao AGB cho chúng ta bằng chứng từ trường trong gió sao [52].

Bằng chứng gián tiếp cho sự ảnh hưởng của từ trường lên gió sao AGB là sự tồn tại các cung hình bán nguyệt trong các vỏ sao, nó có thể là kết quả của các vòng từ hoạt động [64]. Ở lớp ngoài của khí quyền sao, nhiệt độ giảm tạo điều kiện cho các phân tử khí kết hợp với nhau trở thành các phân tử phức tạp hơn. Trong không gian này, có một xác suất nhỏ để các phân tử lớn hơn tiếp tục tập hợp lại thành các cụm phân tử. Ban đầu, quá trình này diễn ra ngẫu nhiên phụ thuộc vào các điều kiện nhiệt động học.

Nhưng khi đạt đến một kích cỡ nào đó, các cụm phân tử có khả năng tập hợp được nhiều nguyên tử hay phân tử nhỏ hơn để tạo ra hạt bụi với tính chất quang học thay đổi so với các phân tử hay nguyên tử đơn lẻ. Với khả năng tán xạ và hấp thụ mạnh bức xạ, vùng mây bụi xung quanh sao AGB ngăn cản việc quan sát trong vùng tử ngoại và khả kiến, chỉ để lại cửa số vùng hồng ngoại và vô tuyến có khả năng quan sát [21].2 Quan sat vo sao Sự phát triển kỹ thuật quan sát thiên văn giúp chúng ta quan sát được cấu trúc của vỏ sao. Kính thiên văn không gian Hubble (HST) trở thành biểu tượng tiên phong trong khám phá vũ trụ. Những bức ảnh trong miền khả kiến của HST đã tiết lộ chi tiết của từng vỏ sao mà trước đây chúng ta không thể quan sát.5 là hai bức ảnh chụp bởi HET của hai ngôi sao ở các giai đoạn phát triển khác nhau.

Ảnh trái là ngôi sao trẻ V1331 Cyg hướng một cực về phía Trái Dất có vỏ sao là một đĩa bụi dày. Ảnh phải là tinh vân NGC 6826 có hình dạng như một con mắt với con ngươi là ngôi sao trung tâm.5: Cấu trúc vỏ sao chụp bởi HST: hình trái là ngôi sao trẻ V1331 Cyg (Nguồn: en. org/wiki/V1331_Cygni); hình phải là tỉnh vân tiền hành tỉnh NGC 6826 ( Nguồn: esahubble.org/ images/opo97384/). Những bức ảnh vùng khả kiến chủ yếu cho chúng ta nhìn thấy cấu trúc tổng quan của vỏ sao mà nhiều khi bị che khuất bởi lớp bụi dày.

Để nghiên cứu động học và tính chất vật lý của vỏ sao, các nhà thiên văn thường sử dụng bức xạ nguyên tử và phân tử khí tồn tại trong môi trường này. Những bức xạ nguyên tử và phân tử trong miền vô tuyến có thể đi qua lớp bụi dày của vỏ sao đồng thời đâm xuyên qua tầng khí quyền của Trái Đất.