Nghiên Cứu Tính Chất Đĩa Bụi Của Các Sao Lùn Có Khối Lượng Rất Thấp

Nghiên cứu tính chất đĩa bụi của sao lùn khối lượng thấp trong vùng hình thành sao và nhóm sao trẻ, khám phá sự hình thành và phát triển.

• Tác giả: Nguyễn Thị Sông Thương
• Người hướng dẫn: PGS. Phan Thị Ngọc Loan
• Trường học: Trường Đại Học Sư Phạm Thành Phố Hồ Chí Minh
• Chuyên ngành: Sư phạm Vật lí
• Đề tài: Nghiên Cứu Tính Chất Đĩa Bụi Của Sao Lùn Có Khối Lượng Thấp
• Loại tài liệu: khóa luận tốt nghiệp
• Năm xuất bản: 2022
• Địa điểm: Thành phố Hồ Chí Minh

Mục lục chi tiết

• LỜI CẢM ƠN
• LỜI CAM ĐOAN
• DANH MỤC CÁC HẰNG SỐ VÀ ĐƠN VỊ
• DANH MỤC TỪ VIẾT TẮT
• DANH MỤC CÁC SƠ ĐỒ, HÌNH ẢNH
• DANH MỤC CÁC BẢNG BIỂU
• 1. PHẦN MỞ ĐẦU
• 1.1. Lý do chọn đề tài
• 1.2. Mục đích nghiên cứu
• 1.3. Nhiệm vụ nghiên cứu
• 1.4. Đối tượng và phạm vi nghiên cứu
• 1.5. Phương pháp nghiên cứu
• 1.6. Đóng góp mới của đề tài
• 1.7. Phân loại sao
• 1.8. Sao có khối lượng rất thấp và sao lùn nâu
• 2. ĐĨA BỤI XUNG QUANH CÁC SAO LÙN TRẺ CÓ KHỐI LƯỢNG RẤT THẤP Ở VÙNG HÌNH THÀNH SAO VÀ CÁC NHÓM SAO TRẺ
• 2.1. Đĩa bụi xung quanh các sao có khối lượng rất thấp và sao lùn nâu
• 2.2. Sự tiến hóa của đĩa bụi
• 2.3. Tính chất của đĩa bụi xung quanh các sao có khối lượng rất thấp và sao lùn nâu
• 2.4. Vùng hình thành sao và các nhóm sao trẻ lân cận Mặt trời
• 2.5. Các phát hiện, nghiên cứu về đĩa bụi xung quanh các sao lùn nâu và sao có khối lượng rất thấp
• 3. PHÂN TÍCH VÀ TÍNH TOÁN CÁC DỮ LIỆU QUAN SÁT ALMA CỦA CÁC SAO LÙN TRẺ Ở VÙNG HÌNH THÀNH SAO VÀ CÁC NHÓM SAO TRẺ
• 3.1. Mẫu nghiên cứu
• 3.2. Các quan sát bằng kính thiên văn vô tuyến ALMA
• 3.3. Thông lượng quan sát của các vật thể dưới milimét và milimét. Tính toán một số tính chất của ngôi sao và đĩa bụi xung quanh ngôi sao
• 3.4. Tính toán khối lượng vật thể trung tâm, nhiệt độ, độ trưng và bán kính của các sao lùn trẻ có khối lượng rất thấp
• 3.5. Tính toán nhiệt độ, khối lượng bụi dựa trên mối quan hệ giữa khối lượng bụi và thông lượng bức xạ ở vùng bước sóng mm và dưới mm
• 3.6. Tính toán nhiệt độ và khối lượng bụi từ mô hình phân bố năng lượng
• 3.7. Kết quả khối lượng bụi từ hai phương pháp
• 3.8. Mối liên hệ giữa khối lượng bụi và khối lượng vật thể trung tâm và quá trình hình thành hành tinh xung quanh các ngôi sao có khối lượng rất thấp
• KẾT LUẬN VÀ KIẾN NGHỊ
• TÀI LIỆU THAM KHẢO

Tóm tắt

I. Tổng Quan Nghiên Cứu Đĩa Bụi Sao Lùn Khối Lượng Thấp Nhất

Các ngôi sao hình thành từ sự sụp đổ hấp dẫn của các đám mây phân tử khí lạnh, chủ yếu là hydro. Quá trình này trải qua nhiều giai đoạn, từ giai đoạn hình thành lõi tiền sao đến khi hình thành tiền sao và cuối cùng là ngôi sao. Đĩa bụi đóng vai trò quan trọng trong quá trình này, đặc biệt là trong giai đoạn hình thành hành tinh. Nghiên cứu đĩa bụi xung quanh các sao lùn có khối lượng thấp, đặc biệt là sao lùn nâu, giúp chúng ta hiểu rõ hơn về cơ chế hình thành sao và hành tinh trong môi trường khối lượng thấp. Quan sát và nghiên cứu đĩa bụi đã được thực hiện ở nhiều ngôi sao trẻ với các kiểu phổ khác nhau, từ các sao T Tauri đến các sao Herbig Ae/Be. Việc nghiên cứu đĩa bụi ở các sao có khối lượng rất thấp và sao lùn nâu rất quan trọng vì những vật thể này không đủ lớn để hình thành theo cách thông thường.

1.1. Vai Trò Quan Trọng Của Đĩa Bụi Tiền Sao

Đĩa bụi là môi trường nơi vật chất bồi đắp vào tiền sao trung tâm và cũng là nơi hình thành các hành tinh. Nó đóng vai trò then chốt trong việc điều chỉnh sự phát triển của hệ sao. Sự hiện diện của đĩa bụi quanh các sao lùn nâu cho thấy quá trình hình thành của chúng có thể tương tự như các sao có khối lượng thấp. Việc nghiên cứu chi tiết thành phần và cấu trúc của đĩa bụi sẽ cung cấp thông tin quan trọng về lịch sử hình thành và tiến hóa của hệ sao.

1.2. Mục Tiêu Nghiên Cứu Tính Chất Vật Lý Đĩa Bụi

Nghiên cứu tập trung vào việc phân tích và tính toán khối lượng, nhiệt độ và các tính chất khác của bụi trong đĩa xung quanh sao lùn trẻ có kiểu phổ M-trễ ở các vùng hình thành sao và các nhóm sao trẻ. Dữ liệu quan sát ALMA được sử dụng để xây dựng mô hình phân bố năng lượng (SED) và suy ra các tính chất nhiệt độ, khối lượng bụi. Nghiên cứu cũng sử dụng các mô hình lý thuyết để làm rõ mối quan hệ giữa khối lượng bụi và khối lượng của ngôi sao, thảo luận về sự tiến hóa của đĩa bụi và sự hình thành hành tinh.

II. Thách Thức Cơ Chế Hình Thành Sao Lùn Khối Lượng Rất Thấp

Sao lùn nâu (13 – 75 M J ) và các sao lùn có kiểu phổ M-trễ (< 0,35 M ) có khối lượng quá thấp so với khối lượng tối thiểu Jeans, điều này đặt ra câu hỏi về cơ chế hình thành của chúng. Các quan sát thực nghiệm và mô hình lý thuyết gần đây cho thấy loại sao này có thể hình thành tương tự như các sao thông thường có khối lượng thấp. Bằng chứng quan trọng nhất là sự phát hiện đĩa bụi xung quanh các tiền sao có khối lượng rất thấp và sao lùn nâu trẻ ở các vùng hình thành sao và các nhóm sao trẻ. Các nghiên cứu cho thấy đĩa xung quanh các vật thể này có hiện tượng hút vật chất vào tiền sao và luồng phụt lưỡng cực tương tự các sao T Tauri.

2.1. Khối Lượng Tối Thiểu Jeans Bài Toán Hình Thành Sao

Khối lượng tối thiểu Jeans là một ngưỡng quan trọng quyết định khả năng sụp đổ hấp dẫn của một đám mây phân tử. Các sao lùn nâu có khối lượng thấp hơn ngưỡng này, đặt ra thách thức trong việc giải thích quá trình hình thành của chúng. Các mô hình hình thành sao cần phải điều chỉnh để giải thích sự hình thành của các vật thể này, có thể thông qua các cơ chế khác như sự phân mảnh của đám mây hoặc sự tương tác với các ngôi sao khác.

2.2. Luồng Phụt Lưỡng Cực và Bồi Đắp Vật Chất Tiền Sao

Sự tồn tại của luồng phụt lưỡng cực và quá trình bồi đắp vật chất ở các sao lùn nâu cho thấy cơ chế hình thành của chúng có những điểm tương đồng với các sao có khối lượng lớn hơn. Tuy nhiên, hiệu quả của các quá trình này có thể khác biệt do khối lượng thấp của sao lùn nâu. Việc nghiên cứu chi tiết các luồng phụt và quá trình bồi đắp sẽ cung cấp thông tin quan trọng về sự phát triển của các vật thể này.

III. Phương Pháp Phân Tích Dữ Liệu ALMA Xây Dựng Mô Hình

Nghiên cứu sử dụng dữ liệu quan sát ALMA ở các bước sóng milimét và dưới milimét để phát hiện và đo thông lượng đĩa từ các sao lùn trẻ. Mô hình tính toán lý thuyết được xây dựng dựa trên mối quan hệ giữa thông lượng và khối lượng bụi để xác định một số tính chất của đĩa như khối lượng bụi, nhiệt độ, bán kính đĩa, khối lượng và độ trưng của vật thể trung tâm. Một chương trình tính toán được xây dựng từ thông lượng đo được ở các bước sóng khác nhau trong vùng hồng ngoại đến vùng dưới milimét và milimét để xác định các tính chất của đĩa như khối lượng bụi, nhiệt độ bụi.

3.1. Xử Lý Thông Lượng Từ Dữ Liệu Quan Sát ALMA

Dữ liệu ALMA cung cấp thông tin quan trọng về độ sáng của đĩa bụi ở các bước sóng khác nhau. Việc xử lý và phân tích cẩn thận dữ liệu này là cần thiết để xác định chính xác thông lượng đĩa. Các kỹ thuật hiệu chỉnh và lọc nhiễu được áp dụng để đảm bảo độ tin cậy của kết quả. Thông lượng đo được sau đó được sử dụng để ước tính khối lượng và nhiệt độ của bụi.

3.2. Xây Dựng Mô Hình Phân Bố Năng Lượng SED Spectral Energy Distribution

Mô hình SED mô tả sự phân bố năng lượng của vật thể theo bước sóng. Bằng cách so sánh mô hình SED với dữ liệu quan sát, các nhà khoa học có thể ước tính các thông số vật lý của đĩa bụi, bao gồm nhiệt độ và khối lượng. Mô hình SED thường kết hợp các thành phần khác nhau, chẳng hạn như bức xạ từ bụi nóng và bức xạ từ bụi lạnh.

IV. Giải Pháp Ước Tính Khối Lượng Bụi Nhiệt Độ Đĩa Sao Lùn

Khóa luận sử dụng các mô hình lý thuyết như mô hình CIFISIT2011 BT-Settl và mối quan hệ giữa mật động thông lượng và khối lượng bụi để tính toán khối lượng và nhiệt độ bụi trong đĩa. Từ những kết quả thu được, khóa luận làm rõ mối quan hệ giữa khối lượng bụi và khối lượng của ngôi sao, từ đó thảo luận về sự tiến hóa của đĩa bụi và sự hình thành hành tinh xung quang ngôi sao. Kết quả khối lượng, nhiệt độ và chỉ số bức xạ bụi từ các mô hình lý thuyết có sử dụng dữ liệu thực nghiệm (SED, CIFIST2011 BT-Settl, mối quan hệ giữa thông lượng quan sát và khối lượng bụi) được đưa ra.

4.1. Áp Dụng Mô Hình CIFIST2011 BT Settl Cho Sao Lùn

Mô hình CIFIST2011 BT-Settl cung cấp các thông số lý thuyết về sao, bao gồm nhiệt độ hiệu dụng và độ trưng, dựa trên khối lượng và tuổi của chúng. Mô hình này được sử dụng để so sánh với dữ liệu quan sát và ước tính các thông số của sao lùn. Sự phù hợp giữa mô hình và dữ liệu quan sát cho phép xác định các tính chất của sao một cách chính xác hơn.

4.2. Mối Liên Hệ Giữa Thông Lượng và Khối Lượng Bụi

Mối quan hệ giữa thông lượng bức xạ và khối lượng bụi được sử dụng để ước tính khối lượng bụi trong đĩa dựa trên thông lượng quan sát được. Mối quan hệ này phụ thuộc vào nhiệt độ và thành phần của bụi. Việc xác định chính xác mối quan hệ này là quan trọng để ước tính khối lượng bụi một cách chính xác. Nhiệt độ và thành phần bụi có thể ước tính từ SED.

V. Kết Quả Mối Liên Hệ Khối Lượng Bụi Hình Thành Hành Tinh

Nghiên cứu này phân tích tính chất bụi của đĩa xung quanh 30 sao lùn nâu và sao có khối lướng rất thấp ở các nhóm sao trẻ Taurus, Upper Scorpius, Rho Ophiuchus bằng cách tính mà các nghiên cứu trước chưa làm. Khóa luận đưa ra kết quả khối lượng, nhiệt độ và chỉ số bức xạ bụi từ các mô hình lý thuyết có sử dụng dữ liệu thực nghiệm (SED, CIFIST2011 BT-Settl, mối quan hệ giữa thông lượng quan sát và khối lượng bụi), từ đó khóa luận làm rõ hơn về các tính chất, sự tiến hóa của đĩa bụi và khả năng hình thành hành tinh xung quanh các ngôi sao này. Mối quan hệ giữa khối lượng bụi và khối lượng vật thể trung tâm có thể cung cấp manh mối về quá trình hình thành hành tinh.

5.1. Sự Tiến Hóa Của Đĩa Bụi Quanh Các Sao Lùn

Đĩa bụi quanh các sao lùn trải qua quá trình tiến hóa, trong đó bụi lớn lên và kết tụ lại thành các hành tinh nhỏ. Sự tiến hóa của đĩa bụi có thể bị ảnh hưởng bởi các yếu tố như khối lượng của sao lùn, sự hiện diện của các ngôi sao khác trong hệ, và các luồng bức xạ từ bên ngoài. Nghiên cứu sự tiến hóa của đĩa bụi có thể cung cấp thông tin về khả năng hình thành hành tinh quanh các sao lùn.

5.2. Khả Năng Hình Thành Hành Tinh Quanh Sao Lùn

Khả năng hình thành hành tinh quanh các sao lùn là một câu hỏi quan trọng. Mặc dù khối lượng thấp của sao lùn có thể hạn chế quá trình hình thành hành tinh, nhưng sự hiện diện của đĩa bụi cho thấy hành tinh vẫn có thể hình thành. Các hành tinh hình thành quanh các sao lùn có thể có các đặc tính khác biệt so với các hành tinh hình thành quanh các ngôi sao có khối lượng lớn hơn. Nghiên cứu này cung cấp thông tin quan trọng về khả năng tồn tại của các hành tinh trong các hệ sao có khối lượng thấp.

VI. Kết Luận Tương Lai Nghiên Cứu Đĩa Bụi Sao Lùn Siêu Lạnh

Nghiên cứu về đĩa bụi xung quanh các sao lùn có khối lượng rất thấp tiếp tục là một lĩnh vực đầy tiềm năng. Các quan sát trong tương lai với các kính thiên văn mạnh mẽ hơn sẽ cung cấp thông tin chi tiết hơn về cấu trúc và thành phần của đĩa bụi. Các mô hình lý thuyết cũng cần được cải thiện để mô tả chính xác hơn quá trình hình thành sao và hành tinh trong môi trường khối lượng thấp. Hiểu rõ hơn về đĩa bụi quanh sao lùn giúp ta hiểu hơn về sự đa dạng của các hệ hành tinh và khả năng tồn tại của sự sống ngoài Trái Đất.

6.1. Quan Sát ALMA Độ Phân Giải Cao Phổ Quát

Các quan sát ALMA độ phân giải cao có thể tiết lộ các chi tiết quan trọng về cấu trúc và thành phần của đĩa bụi, bao gồm các khoảng trống và vành đai bụi. Các quan sát phổ quát có thể cung cấp thông tin về thành phần hóa học của đĩa bụi, bao gồm sự hiện diện của các phân tử hữu cơ phức tạp. Các quan sát này sẽ giúp chúng ta hiểu rõ hơn về quá trình hình thành hành tinh trong đĩa bụi.

6.2. Mô Hình Hóa Tiên Tiến Phỏng Đoán Tương Lai

Các mô hình lý thuyết cần được cải thiện để mô tả chính xác hơn quá trình hình thành sao và hành tinh trong môi trường khối lượng thấp. Các mô hình cần phải tính đến các yếu tố như sự ảnh hưởng của từ trường, sự hiện diện của các ngôi sao khác trong hệ, và các luồng bức xạ từ bên ngoài. Các mô hình tiên tiến sẽ giúp chúng ta hiểu rõ hơn về sự tiến hóa của đĩa bụi và khả năng hình thành hành tinh quanh các sao lùn.

Trích đoạn nội dung tài liệu

PHẦN MỞ ĐẦU 1. Lý do chọn đề tài Theo các mô hình lý thuyết, sự hình thành các ngôi sao bắt đầu từ sự sụp đổ hấp dẫn của các đám mây phân tử khí lạnh và đậm đặc (chủ yếu là khí Hydro), kéo dài trong 4 giai đoạn 0, I, II, và III. Khi đám mây phân tử co lại dưới tác dụng của vật chất bên trong nó đủ mạnh và nhanh, đám mây ban đầu sẽ bị phân rã thành các đám khí và bụi có mật độ cao – đây là các lõi tiền sao. Điều kiện để các lõi tiền sao bắt đầu co rút hấp dẫn tạo thành các tiền sao là khối lượng của lõi phải lớn hơn khối lượng tối thiểu Jeans  1M .

Ở giai đoạn 0, sau khi tiền sao được hình thành, các hạt vật chất có động lượng quay nhỏ rơi vào một mặt phẳng ở ngoài rìa cắt ngang tiền sao tạo thành một đĩa bồi đắp xung quanh tiền sao còn các hạt có động lượng quay lớn hơn rơi vào ở vị trí xa bên ngoài đĩa. Vật chất trên đĩa tiếp tục bồi đắp cho lõi tiền sao nhưng một phần vật chất sẽ thoát ra ngoài qua luồng phụt lưỡng cực phân tử khí vuông góc với mặt phẳng đĩa. Qua giai đoạn I, tiền sao vẫn còn luồng phụt lưỡng cực, tuy nhiên luồng phụt đã làm thủng một phần vỏ bọc ngoài tiền sao. Đến giai đoạn II, phần vỏ bọc bên ngoài bị phá vỡ và dần tan biến, chỉ còn lại tiền sao trung tâm đã lộ diện và đĩa tiền hành tinh, vật chất tiếp tục bồi đắp vào tiền sao nhưng với tốc độ thấp hơn giai đoạn trước.

Trong giai đoạn cuối, phần vật chất trong đĩa bị phân tán do bồi đắp vào trong, chỉ còn lại các hành tinh và phần bụi tàn dư còn lại (phần này còn gọi là đĩa tàn dư). Đĩa bụi trong các giai đoạn hình thành sao ở trên là hướng nghiên cứu quan trọng để hiểu rõ về lịch sử hình thành của các ngôi sao. Đĩa bụi đã được quan sát và nghiên cứu ở nhiều ngôi sao trẻ có kiểu phổ khác nhau thuộc dãy chính, từ đĩa xung quanh các sao T Tauri với kiểu phổ F – M [1] đến đĩa xung quanh các sao Herbig Ae/Be với kiểu phổ A – B [2]. Ở các vật thể như sao lùn nâu (13 – 75 M J ) và các sao lùn có kiểu phổ M-trễ (< 0,35 M ) có khối lượng quá thấp so với khối lượng tối thiểu Jeans, không đủ lớn để hình thành qua sự sụp đổ hấp dẫn của các đám mây phân tử.

Tuy nhiên, các 10 quan sát thực nghiệm gần đây và các mô hình tính toán lý thuyết cho thấy loại sao này hình thành tương tự như các sao thông thường có khối lượng thấp. Một trong những bằng chứng quan trọng nhất là sự phát hiện đĩa bụi xung quanh các tiền sao có khối lượng rất thấp và sao lùn nâu trẻ ở các vùng hình thành sao và các nhóm sao trẻ [3],[4],[5]. Một số nghiên cứu trước đây [6],[7],[8] cũng cho thấy đĩa xung quanh các vật thể này cũng có hiện hượng hút vật chất vào tiền sao và luồng phụt lưỡng cực tương tự các sao T Tauri. Như vậy, có thể thấy việc tìm hiểu về các tính chất của đĩa bụi là cần thiết để hiểu rõ hơn về cơ chế hình thành vào các giai đoạn đầu tiên của một ngôi sao.

Bên cạnh đó, do khối lượng đĩa rất nhỏ so với các sao thông thường, đĩa của các sao có khối lượng rất thấp cũng là môi trường để nghiên cứu về sự hình thành các hành tinh xung quanh các vật thể này. Từ những cơ sở nói trên, dưới sự hướng dẫn của TS. Nguyễn Nhật Kim Ngân và ThS. Nguyễn Thành Đạt tôi quyết định chọn đề tài: “Nghiên cứu tính chất đĩa bụi của các sao lùn có khối lượng rất thấp ở những vùng hình thành sao và các nhóm sao trẻ.

Mục đích nghiên cứu Mục tiêu của khóa luận là phân tích, tính toán được khối lượng, nhiệt độ và khảo sát một số tính chất khác của bụi trong đĩa xung quanh sao lùn trẻ có kiểu phổ M-trễ ở các vùng hình thành sao và các nhóm sao trẻ dựa trên các dữ liệu quan sát ALMA của các vật thể. Từ đó nghiên cứu về tính chất chung của đĩa bụi, sự tiến hóa tiến hóa của đĩa bụi và sự hình thành hành xinh quang quanh loại sao này. Nhiệm vụ nghiên cứu Khóa luận tập trung nghiên cứu, khảo sát tính chất của đĩa bụi xung quanh các sao lùn trẻ có kiểu phổ M trễ (M5 – M9) ở các vùng hình thành sao và các nhóm sao trẻ dựa trên các dữ liệu quan sát ALMA. Khóa luận sẽ xây dựng mô hình phân bố năng lượng (SED) từ các dữ liệu quan sát ALMA và rút ra được các tính chất nhiệt độ, khối lượng bụi trong đĩa.

Ngoài ra, khóa luận sẽ sử dụng các mô hình lý thuyết như mô hình CIFISIT2011 BT-Settl, mối quan hệ giữa mật động thông 11 lượng và khối lượng bụi để tính toán khối lượng và nhiệt độ bụi trong đĩa. Từ những kết quả thu được, khóa luận sẽ làm rõ mối quan hệ giữa khối lượng bụi và khối lượng của ngôi sao, từ đó thảo luận về sự tiến hóa của đĩa bụi và sự hình thành hành tinh xung quang ngôi sao. Đối tượng và phạm vi nghiên cứu Đĩa bụi xung quanh các sao lùn trẻ có kiểu phổ M trễ (M5 – M9) ở các vùng hình thành sao và các nhóm sao trẻ. Phương pháp nghiên cứu Phân tích dữ liệu quan sát ALMA ở các bước sóng milimét và dưới milimét để phát hiện và đo thông lượng đĩa từ các sao lùn trẻ.

Xây dựng mô hình tính toán lý thuyết bằng mối quan giữa thông lượng và khối lượng bụi để xác định một số tính chất của đĩa như khối lượng bụi, nhiệt độ, bán kính đĩa, khối lượng và độ trưng của vật thể trung tâm. Xây dựng chương trình tính toán từ thông lượng đo được ở các bước sóng khác nhau trong vùng hồng ngoại đến vùng dưới milimét và milimét để xác định một số tính chất của đĩa như khối lượng bụi, nhiệt độ bụi trong đĩa. Đóng góp mới của đề tài Với hướng nghiên cứu trên, Ward-Duong và cộng sự (2018) đã tiến hành nghiên cứu tính chất của đĩa bụi xung quanh các vật thể dưới sao thuộc nhóm Taurus bằng mô hình phân bố năng lượng SED và MCFOST, Van Der Plas và cộng sự (2016) nghiên cứu về bụi và khí CO trong các đĩa bụi xung quanh các sao lùn nâu nằm trong vùng Upper Scorpius bằng mô hình MCFOST, Testi và cộng sự (2016) đã khảo sát tính chất đĩa của các sao lùn nâu và sao có khối lượng rất thấp thuộc nhóm sao Ophiuchus bằng cách xử lý dữ liệu ALMA và phương pháp dựa trên mối quan hệ giữa thông lượng quan sát và khối lượng bụi,. Các nghiên cứu đã thực hiện đều đưa ra những số liệu tương đối khớp với mô hình lý thuyết về các vật thể dưới sao, họ cũng thảo thuận về các tính chất của đĩa bụi, mối quan hệ giữa 12 đĩa bụi và vật thể trung tâm và đưa ra những lập luận về khả năng hình thành hành tinh xung quanh các ngôi sao.

Với đề tài nghiên cứu này, chúng tôi sẽ phân tích tính chất bụi của đĩa xung quanh 30 sao lùn nâu và sao có khối lướng rất thấp ở các nhóm sao trẻ Taurus, Upper Scorpius, Rho Ophiuchus bằng cách tính mà các nghiên cứu trên chưa làm. Cụ thể khóa luận đưa ra kết quả khối lượng, nhiệt độ và chỉ số bức xạ bụi từ các mô hình lý thuyết có sử dụng dữ liệu thực nghiệm (SED, CIFIST2011 BT-Settl, mối quan hệ giữa thông lượng quan sát và khối lượng bụi), từ đó khóa luận làm rõ hơn về các tính chất, sự tiến hóa của đĩa bụi và khả năng hình thành hành tinh xung quanh các ngôi sao này. Phân loại sao Hầu hết các sao chúng ta nhìn thấy đều thuộc dải chính và chúng dành khoảng 90% thời gian sống để đốt cháy hydro tạo ra heli trong những phản ứng nhiệt độ cao và áp suất cao tại lõi của sao. Dựa trên đặc trưng của quang phổ các sao phát ra, người ta chia sao thành 7 loại chính, được ký hiệu qua 8 chữ cái: O - B - A - F - G - K - M (L, T, Y).

Nhiệt độ của sao giảm dần từ O đến M, Mặt trời là ngôi sao lùn có kiểu phổ G. Bằng cách phân tích quang phổ của các sao người ta có thể biết được nhiệt độ và màu sắc ứng với nhiệt độ đó. Đồng thời phân tích quang phổ còn cho biết thành phần hóa học của vật chất cấu tạo sao.1 sau thể hiện đặc trưng cơ bản của sao theo quang phổ. Những đặc trưng cơ bản của ngôi sao theo quang phổ.

Loại Nhiệt độ (K) Màu Vạch quang phổ đặc trưng O 30 000 Lam Vạch hấp thụ He+, He, H và ion C, Si, N, O. B 20 000 Trắng lam Vạch He. F 8000 Trắng vàng Vạch Ca+, Mg+, H yếu. G 6000 Vàng Vạch Ca+, Fe, Ti.

K 4000 Da cam Vạch Fe, Ti. M 5000 Đỏ Dải hấp thụ của phân tử TiO. Dựa vào kiểu phổ, người ta còn chia nhóm sao ra làm 3 loại: sao thông thường, sao lùn nâu và hành tinh.1 bên dưới cho thấy các sao thông thường thuộc kiểu phổ O đến kiểu phổ M-giữa. Sao lùn nâu thuộc kiểu phổ M-trễ đến kiểu phổ Y.

Hành tinh có kiểu phổ sau kiểu phổ Y. Sao và kiểu phổ. Sao có khối lượng rất thấp được phân loại vào kiểu phổ M-giữa (≥ M5), và sao lùn nâu được phân loại vào kiểu phổ M-muộn (≥ M8), L, T và Y. Cụ thể hơn:  Ở lớp phổ M: Quang phổ của chúng được chi phối bởi các dải hấp thụ phân tử Titanium oxide (TiO) và Vanadium oxide (VO).

 Ở lớp phổ L: Các oxide kim loại biến mất nhanh chóng, thay vào đó là các dải hấp thụ của kim loại Hydride mạnh như FeH, CrH, MgH, CaH và các dải hấp thụ của Alkali nổi bật như NaI, KI, CsI, RbI.  Ở 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 là phổ T cho sao lùn nâu lạnh hơn sao lùn lớp phổ L.  Ở lớp phổ Y: Được cho rằng còn lạnh hơn lớp T, phổ hồng ngoại của chúng phải có NH3 đủ để xếp vào một lớp phổ mới. Về mặt lý thuyết, lớp phổ Y được đề xuất cho các sao lùn nâu siêu lạnh có nhiệt độ dưới 600 K.2 bên dưới mô tả đặc trưng của các sao lùn có kiểu phổ M, L, T và Mộc tinh thông qua các dải hấp thụ.