Chương 1: TỔNG QUAN VỀ SAO LÙN NÂU 1. Sao lùn nâu và các tính chất vật lý cơ bản 1. Sao lùn nâu Sao lùn nâu là những vật thể có khối lượng nằm giữa các sao thông thường có khối lượng thấp và các hành tinh khổng lồ. Khối lượng của vật thể này không đủ nặng để duy trì tổng hợp hiđrô bên trong lõi như các ngôi sao, tuy nhiên chúng vẫn có khả năng thực hiện phản ứng phá hủy deuteri.1 minh họa trực quan sự khác nhau về kích thước của SLN với các sao và hành tinh.
Kích thước sao lùn nâu so với Mặt trời, sao khối lượng thấp, Mộc tinh, Trái đất. Kể từ khi các SLN đầu tiên được phát hiện vào năm 1995 bởi Nakajima và cộng sự [16]. Đến nay đã có hàng ngàn SLN được phát hiện qua các cuộc khảo sát DENIS, 2MASS, SDSS, UKIDSS, WISE và PANSTARS, … Một số mốc lịch sử về quá trình nghiên cứu SLN được tóm tắt trong Bảng 1.1 Một số mốc lịch sử về quá trình nghiên cứu SLN Năm Phát hiện, kết quả nghiên cứu nổi bật Nhóm nghiên cứu 1963 Tiên đoán mặt lí thuyết về sự tồn tại của sao Kumar lùn nâu 1995 Phát hiện ra sao lùn nâu đầu tiên Gliese 229B Nakajima và cộng sự Rebolo và cộng sự 1995 Khám phá ra sao lùn nâu trẻ đầu tiên trong vùng hình thành sao Ruiz và cộng sự 1997 Khám phá sao lùn nâu trôi nổi tự do trong Delfosse vùng lân cận Mặt trời 2006 Xây dựng phân bố năng lượng quang phổ Scholz và cộng sự (SED) để ước tính bán kính đĩa của 20 BD trẻ ở Taurus. Các tính chất vật lý của sao lùn nâu 1.
Khối lượng Khối lượng là thuộc tính vật lý quan trọng nhất của SLN. Theo kết quả ước tính từ các mô hình lý thuyết [8], khối lượng của SLN trong khoảng từ 13 đến 75 lần khối lượng Mộc tinh M J (khoảng 0,013 – 0,075 khối lượng Mặt trời M). Kết quả này phù hợp với các tính toán thực nghiệm trực tiếp từ các hệ sao đôi [30]. Với khối lượng nhỏ hơn 0,3 M, SLN có bề mặt và bên trong đối lưu hoàn toàn, khác với các ngôi sao chỉ đối lưu một phần.
Các SLN có khối lượng trên 65 MJ còn có khả năng thực hiện phản ứng đốt cháy lithium theo phản ứng 7 Li p 2 4He. Tuy nhiên cần lưu ý là các SLN có độ tuổi trẻ dưới 100 triệu năm vẫn có thể chưa đốt cháy hết lithium nguyên thủy trong lõi. Các SLN có khối lượng nhỏ hơn 65 MJ không thể phá hủy lithium trong lõi, do bên trong SLN đối lưu hoàn toàn nên lượng lithium nền khuếch tán ra ngoài khí quyển và 0 được ghi nhận ở vạch hấp thụ 6708 . Đây là cơ sở của phương pháp “Thử nghiệm Lithium”.
Phương pháp này chỉ phù hợp để xác định các SLN có khối lượng từ 13 – 5 65 MJ, còn trên 65 MJ có thể chưa chính xác vì các sao trẻ có thể chưa đốt cháy hết deutơri trong lõi của chúng. Nhiệt độ Nhiệt độ của SLN phụ thuộc vào khối lượng và độ tuổi của sao. Theo kết quả ước tính của Leggett và cộng sự năm 2007 [16], nhiệt độ hiệu dụng Teff của bề mặt SLN khoảng 500 K đến 2500 K. Năm 2011, Cushing và cộng sự khi phân tích dữ liệu WISE đã phát hiện 6 SLN có kiểu phổ Y- sớm với nhiệt độ thấp khoảng ~ 300 K [9], giá trị nhiệt độ này tương đương với nhiệt độ cơ thể con người.2 so sánh nhiệt độ của một số SLN với Mặt trời, Sao lùn đỏ và hành tinh.
Bán kính Các SLN nâu trẻ có thể có bán kính giảm dần theo độ tuổi vì trong quá trình hình thành nó không ngừng co rút hấp dẫn. Những SLN già (độ tuổi khoảng 1 tỷ năm) 6 có bán kính gần bằng 0,1 lần bán kính Mặt trời, tương đương với bán kính Mộc tinh R J = 7,78. Một điểm lưu ý rằng bán kính sao lùn nâu có thể bị ảnh hưởng bởi tác động của từ trường, điều này làm cho bán kính SLN có thể gia tăng từ 10-15%. Các giả thuyết về sự hình thành sao lùn nâu 1.
Quá trình hình thành của các sao thông thường Các đám mây phân tử có thành phần chủ yếu là các phân tử khí, trong đó nhiều nhất là hydrogen ( H 2 ), rồi đến carbon monoxide (CO). Ngoài ra, các đám mây phân tử còn chứa rất nhiều các phân tử khác ở trạng thái khí như CS , H 2CO, H 2O … và các hạt bụi có kích thước rất nhỏ (từ vài đến vài chục μm) [35]. Tuy nhiên phân tử H 2 rất khó quan sát trực tiếp được nên CO được dùng như phân tử đánh dấu các đám mây phân tử. Các đám mây phân tử cung cấp vật liệu, tạo môi trường và các điều kiện ban đầu thích hợp để hình thành ngôi sao.Trong quá trình đám mây phân tử co lại dưới tác dụng của lực hấp dẫn của chính những vật chất bên trong nó, khối lượng riêng trung bình của nó tăng lên.
Khi sự co lại diễn ra đủ mạnh và càng lúc càng nhanh hơn trong các vùng có mật độ cao, đám mây phân tử dần tan vỡ thành các đám mây riêng lẻ. Các đám mây riêng lẻ này là các khối khí và bụi có mật độ cao (gọi là lõi tiền sao). Điều kiện đầu tiên để một lõi tiền sao bắt đầu co rút là lớn hơn khối lượng tối thiểu gọi là khối lượng Jeans, để cho trọng lực của một lõi tiền sao có thể thắng các lực chống đỡ và bắt đầu sự co rút, khối lượng Jeans chỉ phụ thuộc vào nhiệt độ và mật độ của lõi tiền sao. Sau khi lõi tiền sao bắt đầu co rút hấp dẫn hình thành tiền sao, các hạt vật chất vẫn tiếp tục bị lực hấp dẫn của tiền sao hút vào, những hạt có động lượng quay nhỏ thì rơi vào một mặt phẳng ở ngoài rìa cắt ngang tiền sao tạo thành một đĩa bồi đắp xung quanh tiền sao và những hạt có động lượng quay lớn hơn thì rơi vào đĩa bồi đắp ở vị trí xa tiền sao hơn.
Lực hút gây ra bởi trọng lực và lực quay của tiền sao ở trung tâm cộng với độ nhớt của vật chất trên bề mặt đĩa, đã làm cho vật chất trên đĩa bồi đắp di chuyển vào lõi tiền sao trung tâm bồi đắp thêm vật chất cho lõi tiền sao. Khoảng 50% vật chất ở lại lõi tiền sao, phần còn lại được trả ngược trở lại ra môi trường bên 7 ngoài thông qua luồng phụt lưỡng cực phân tử khí, vuông góc với mặt phẳng đĩa. Luồng phụt này để đem bớt vật chất và động lượng quay ra ngoài nếu không tiền sao sẽ quay càng ngày càng nhanh và không tiến được tới trạng thái thăng bằng. Vì vậy, luồng phụt mang vật chất với mật độ thấp hơn mật độ ở trung tâm tiền sao rất nhiều nhưng lại có vận tốc lớn hơn theo nguyên lý bảo toàn động lượng quay.
Khi quá trình bồi đắp vật chất chấm dứt, tiền sao tự đốt nóng mình bằng các phản ứng hạt nhân và trở thành một ngôi sao thực thụ. Đồng thời quá trình kết tinh các vật chất còn sót lại sẽ diễn ra, khởi đầu cho quá trình hình thành các hành tinh xung quanh ngôi sao.3 mô tả lại quá trình hình thành của một ngôi sao thông thường khối lượng thấp qua các giai đoạn từ khi đám mây phân tử tan vỡ thành các đám mây nhỏ (a), các lõi tiền sao bắt đầu co rút dưới tác dụng lực hấp dẫn (b), quá trình bồi đắp vật chất và sự phóng lại vật chất của luồng phụt lưỡng cực (c), luồng phụt phá được vỏ bọc xung quanh (d), vật chất còn sót lại hình thành nên đĩa tàn dư (e) và kết thúc bằng việc hình thành một hệ sao và hành tinh xung quanh ngôi sao (f). 8 Khối lượng của SLN quá nhỏ so với khối lượng tối thiểu Jeans (~ 1 khối lượng Mặt trời) để đám mây phân tử tự co rút, sụp đổ dưới tác dụng của lực hấp dẫn, khởi đầu cho quá trình hình thành sao. Hai mô hình chính được đưa ra để giải thích về sự hình thành của SLN là mô hình SLN sẽ hình thành như các sao thông thường có khối lượng thấp và mô hình “đẩy ra”.
Mô hình sao lùn nâu hình thành theo cùng cách thức như các sao thông thường khối lượng thấp (star-like model) Sự phân mảnh hỗn loạn Sự nhiễu loạn siêu âm trong các đám mây phân tử, có thể do vụ nổ của ngôi sao khổng lồ đã tạo ra các vùng có vận tốc và mật độ thay đổi phi tuyến tính rất cao. Dòng chảy hỗn loạn siêu âm này tạo nên các mảnh khí và bụi có khối lượng rất thấp, dày đặc và nặng hơn khối lượng tới hạn để nó có thể tự co rút hấp dẫn thành tiền SLN, còn những mảnh khí và bụi khác bị cuốn theo dòng chảy hỗn loạn siêu âm. Quá trình này gọi là phân mảnh hỗn loạn. 9 Khối lượng tới hạn được sử dụng là khối lượng Bonner-Ebert vì dòng chảy hỗn loạn siêu âm có mật độ thay đổi phi tuyến tính rất cao, trái với mật độ thay đổi tuyến tính như trong giả thiết của khối lượng Jeans.
Sự phân mảnh hấp dẫn Trong đám mây phân tử, các sao chuyển động lại gần nhau và kết hợp thành hệ sao. Các hệ sao này tạo ra lực hấp dẫn, hút khí từ môi trường đám mây phân tử vào bên trong hệ, tạo ra các dòng khí dạng sợi đang rơi vào và bị nén lại dưới thế năng hấp dẫn của hệ sao và trọng lực hấp dẫn của chính dòng khí này. Nhiều khối khí được tạo thành dọc theo các dòng khí, khi khối khí có mật độ đủ cao thì có thể tự co rút hấp dẫn trở thành tiền sao, chúng được tăng tốc đến các vận tốc cao (~ vài km/s) khi gia nhập vào hệ sao, vì vậy chúng khó bồi đắp thêm vật chất từ kén chứa khí trong hệ sao, các tiền sao này là các tiền SLN và tiền sao khối lượng thấp ([6], [36]). Mô hình “đẩy ra” của các phôi tiền sao (ejection model) Trong một hệ gồm ba phôi tiền sao trở lên, một thành viên có khối lượng thấp nhất có thể bị đẩy ra khỏi hệ do quá trình tương tác động lực học.
Tiền sao bị đẩy ra bị mất kén khí và không thể bồi đắp thêm vật chất để tăng khối lượng nên nó duy trì khối lượng thấp và trở thành sao khối lượng thấp hoặc SLN hoặc vật thể khối lượng hành tinh [23].