Luận văn Thử nghiệm lithium ở các ứng cử viên sao lùn nâu trẻ

Pavlenko và cộng sự [25] sử dụng mô hình khí quyển tại nhiệt độ Teff = 2500 K, log g = 5,0 (g: hệ số hấp dẫn), với các độ dồi dào lithium khác nhau cho thấy vạch lithium trung hòa Li I rất dễ dàng được phát hiện tại nhiệt độ này. Đối với nhiệt độ Teff < 2000 K, đa số Li liên kết với các phân tử ở phần bên ngoài của khí quyển. Như vậy, vạch cộng hưởng Li I được hình thành trong khoảng nhiệt độ Teff từ 2000 – 3000 K rất dễ quan sát. Hình 2.4: Phổ tổng hợp lý thuyết theo tính toán của Pavlenko và cộng sự [25] trong vùng Li I λ 6708 Å, với Teff/log g = 2500/5,0 và log n(Li) = 3,0; 2,0; 1,0; 0,0; -1,0 và -2,0. Ngoài ra, phổ của sao lùn có kiểu phổ M (Teff < 4000 K) được hình thành bởi hỗn hợp của một số lượng lớn gồm những vạch nguyên tử và phân tử khác nhau như TiO, CN12, CN13 Trong đó nổi bật nhất là dãy phân tử TiO và dãy TiO này bao phủ cả vạch hấp thụ Li I. Do đó, muốn quan sát được vạch lithium trong trường hợp này thì cường độ Li phải mạnh. Để tính toán cường độ các vạch Li I ở các bước sóng khác nhau λ 6103 Å, λ 6708 Å và λ 8126 Å, Pavlenko và cộng sự [25] dựa trên mô hình lý thuyết cân bằng nhiệt động học cục bộ (LTE - Local Thermodynamic Equilibrium) và không cân bằng nhiệt động học cục bộ (NLTE - Non Local Thermodynamic Equilibrium) với Teff/log g = 3000/5,0 và 2500/5,0. Kết quả cho thấy rằng, với cùng một điều kiện nhiệt độ, với cùng độ dồi dào Li như nhau, độ rộng tương đương (Equivalent Width - EW) của vạch Li I λ 6708 Å lớn hơn rất nhiều so với EW của vạch Li I λ 6103 Å và λ 8126 Å. Kết quả được thể hiện ở các Hình 2.5, 2.6 và 2.7. Chẳng hạn theo như 3 hình vẽ này, chúng ta thấy rõ rằng, với độ dồi dào log n(Li) = 2,0 thì EW của vạch Li I λ 6708 Å khoảng 1000 mA, của vạch Li I λ 6103 Å khoảng 100 mA, của vạch Li I λ 8126 Å nhỏ hơn 100 mA. Như vậy vạch Li I λ 6708 Å sẽ dễ được phát hiện hơn vạch Li I λ 6103 Å và λ 8126 Å. Đó cũng là lý do tại sao các nhà thiên văn sử dụng phương pháp thử nghiệm lithium ở bước sóng Li I λ 6708 Å. Hình 2.5: Đường biểu diễn mối quan hệ giữa độ rộng tương đương của vạch Li I λ 6708 Å và độ dồi dào của Li ở mô hình khí quyển 3000/5,0 và 2500/5,0 (LTE: nét liền, NLTE: nét đứt) (Pavlenko và cộng sự [25]). Hình 2.6: Đường biểu diễn mối quan hệ giữa độ rộng tương đương của vạch Li I λ 6103 Å và độ dồi dào của Li ở mô hình khí quyển 3000/5,0 và 2500/5,0 (LTE: nét liền, NLTE: nét đứt) (Pavlenko và cộng sự [25]). Hình 2.7: Đường biểu diễn mối quan hệ giữa độ rộng tương đương của vạch Li I λ 8126 Å và độ dồi dào của Li ở mô hình khí quyển 3000/5,0 và 2500/5,0 (LTE: nét liền, NLTE: nét đứt) (Pavlenko và cộng sự [25]). Tóm lại, kết quả nghiên cứu của Pavlenko và cộng sự [25] đã chỉ ra rằng, các vạch hấp thụ Li I ở các bước sóng λ 6103 Å, λ 6708 Å và λ 8126 Å được hình thành ở phía ngoài của khí quyển của sao lùn trong điều kiện Teff nằm trong khoảng từ 2000 – 3000 K, trong đó cường độ vạch Li I λ 6708 Å là mạnh nhất nên dễ quan sát nhất trong việc sử dụng phương pháp thử nghiệm lithium. Chương 3: ỨNG DỤNG PHƯƠNG PHÁP THỬ NGHIỆM LITHIUM 3.1. MỘT SỐ QUAN SÁT ĐÃ ĐƯỢC THỰC HIỆN 3.1.1. Giới thiệu Như đã trình bày ở chương 2, các phản ứng hạt nhân ở lõi của các sao thông thường và sao lùn nâu thì khác nhau. Các phản ứng hạt nhân trong lõi của các sao thông thường xảy ra làm tăng nhiệt độ bên trong lõi của các sao này lên nhanh chóng, một khi nhiệt độ trong lõi tăng lên đến giá trị từ 2 – 4 triệu K thì phản ứng hạt nhân phá hủy lithium xảy ra theo phản ứng (2.3) làm cạn kiệt lượng lithium nguyên thủy trong các sao này. Tuy nhiên, đối với các sao lùn nâu có khối lượng < 65 MJ không thể đạt được nhiệt độ lõi từ 2 – 4 triệu K (do sao lùn nâu có bề mặt và phần bên trong hoàn toàn đối lưu nên không có lõi bức xạ), và lithium sẽ không bị phá hủy ở các sao lùn nâu này. Thêm vào đó, những vật thể có khối lượng < 0,3 M thì đối lưu hoàn toàn để vật chất bên trong lõi di chuyển ra bên ngoài khí quyển. Ngoài ra, nhiệt độ của những ứng cử viên sao lùn nâu trẻ cũng góp phần thuận lợi cho việc quan trắc vạch cộng hưởng lithium trung hòa. Do đó, những ứng cử viên sao lùn nâu có kiểu phổ M5 hoặc muộn hơn mà có vạch phổ lithium thì chứng tỏ chúng thực sự là sao lùn nâu. Khi sử dụng phương pháp thử nghiệm lithium cần lưu ý tuổi của sao lùn nâu. Hình 3.1 minh họa mối quan hệ giữa khối lượng, tuổi và sự suy giảm lithium. Những sao lùn kể cả sao lùn nâu có khối lượng lớn hơn 65 MJ vẫn có thể còn lithium ở các độ tuổi dưới 100 triệu năm do chúng còn trẻ nên không có đủ thời gian để phá hủy toàn bộ lithium nguyên thủy. Theo tính toán và quan sát thực nghiệm, sao lùn nâu có khối lượng 75 MJ có nhiệt độ khoảng 2700 K, tức có kiểu phổ M5-M6, do đó nếu chúng ta phát hiện lithium ở các ứng cử viên sao lùn có kiểu phổ M6-M7 thì có thể khẳng định đó là sao lùn nâu (< 75 MJ), xem Hình 3.1. Do có sự phụ thuộc giữa khối lượng, tuổi và độ suy giảm lithium này nên chúng ta có thể dùng phương pháp thử nghiệm lithium để ước tính tuổi, khối lượng của sao lùn nâu mà tôi trình bày ở chương 4. Hình 3.1: Biểu đồ nhiệt độ – độ tuổi (Basri [2]). Những đường cong biểu diễn cho các khối lượng khác nhau. Vùng cạn kiệt lithium (nơi lithium bị giảm còn 1% giá trị ban đầu) được cho bởi vùng gạch sọc. Vùng lithium bảo toàn đảm bảo là 1 vật thể dưới sao được biểu diễn bởi dấu chấm. Vạch đậm hơn tại 75 MJ cho biết giới hạn khối lượng dưới sao. Đường nằm ngang ở nhiệt độ 2700 K (nhiệt độ của sao lùn nâu có khối lượng 75 MJ, kiểu phổ M5-M6) chỉ ra rằng những sao lùn có nhiệt độ thấp hơn 2700 K (tức kiểu phổ muộn hơn M5-M6) nếu có lithium thì chúng là sao lùn nâu (< 75 MJ). Guaranteed Limit for Lithium Brown Dwarfs (Giới hạn đảm bảo cho những sao lùn nâu còn lithium); Lithium Depletion Region (Vùng cạn kiệt lithium). Như vậy, khi sử dụng phương pháp thử nghiệm lithium cần lưu ý các điểm sau: • Đối với sao lùn M muộn và L, vạch Li I λ 6708 Å được đặt ở vùng phổ có thông lượng thấp. Do thông lượng thấp nên đòi hỏi kính viễn vọng phải có độ phân giải lớn để có thể quan sát được vạch lithium này. • Như đã nói ở trên, một số sao lùn nâu có khối lượng trong khoảng 65 – 75 MJ có khả năng đốt cháy lithium. Do đó thử nghiệm lithium sẽ không được ứng dụng để phát hiện được các sao lùn nâu này. • Khi sử dụng phương pháp thử nghiệm lithium để xác định sao lùn nâu thì phải lưu ý đến tuổi của chúng. Vì vạch lithium có thể tồn tại ở những sao M khối lượng thấp, có độ tuổi < 100 triệu năm. Do tuổi quá trẻ nên lithium nguyên thủy vẫn chưa bị phá hủy ở những sao này. • Phương pháp thử nghiệm lithium cũng không có ý nghĩa khi áp dụng cho các ứng cử viên có nhiệt độ hiệu dụng Teff < 1500 K. Vạch Li I λ 6708 Å sẽ không xuất hiện ở nhiệt độ hiệu dụng như trên, vì tại nhiệt độ lạnh này, Li tồn tại trong các phân tử như LiCl, LiOH chứ không tồn tại ở dạng trung hòa. Đối với những vật thể có nhiệt độ như thế thì tương ứng với loại phổ L muộn đến loại phổ giữa-T. Những vật thể trong vùng loại phổ này đều là sao lùn nâu nên thử nghiệm lithium không cần thiết nữa. Vì không có sao thông thường nào tồn tại ở nhiệt độ Teff < 1500 K. • Đối với những sao lùn nâu trẻ (< 100 triệu năm) thường có bán kính lớn hơn và khối lượng thấp hơn những sao thông thường và những sao lùn nâu có tuổi lớn hơn nhưng có cùng kiểu phổ, vì chúng vẫn chưa co rút đến bán kính cuối cùng của chúng. Do bán kính lớn hơn và khối lượng thấp hơn nên những vật thể này có trọng lực bề mặt thấp hơn. Trọng lực thấp sẽ làm yếu vạch lithium (do áp suất khí quyển thấp) nên nó khó được phát hiện. 3.1.2. Mô hình lý thuyết tiến hóa cho sao khối lượng thấp và sao lùn nâu với khí quyển bụi Để ước tính khối lượng và tuổi chính xác cho các ứng cử viên sao lùn nâu trẻ tôi dựa vào mô hình lý thuyết tiến hóa cho sao khối lượng thấp và sao lùn nâu với khí quyển bụi (“DUSTY” models) của Chabrier và cộng sự [9]. Mô hình lý thuyết tiến hóa đầu tiên được xây dựng dựa trên mô hình khí quyển bụi – tự do (dust – free), mô hình “NextGen”. Mô hình lý thuyết tiến hóa thứ hai được xây dựng dựa trên trạng thái cân bằng, độ chắn sáng, sự tán xạ và hấp thụ bụi, mô hình “DUSTY”. Mô hình thứ ba được xây dựng bao gồm sự hình thành hạt ở khí quyển trong giai đoạn cân bằng, mô hình “COND”. Trong đó, mô hình “DUSTY” khớp (fit) nhất với phổ hồng ngoại được quan sát ở sao lùn L và M muộn. Mô hình này giải thích màu sắc rất đỏ của những sao lùn đó ở trạng thái ấm lại của khí quyển (backwarming of the atmosphere) do sự hấp thụ bụi. Ngoài ra, mô hình “DUSTY” này có sự thống nhất giữa lý thuyết về cấu trúc và sự tiến hóa của những vật thể khối lượng thấp. Mô hình tiến hóa cũng đã mô tả thành công mối liên hệ giữa khối lượng – cấp sao, màu sắc – cấp sao, khối lượng – kiểu phổ của sao lùn M. Cấp sao của sao lùn nâu và sao có khối lượng thấp với khí quyển bụi cũng được minh họa ở các bảng mô hình “DUSTY” khác nhau cho các tuổi khác nhau từ t = 1 triệu năm đến t = 10 tỉ năm (Chẳng hạn Bảng 4.2). Trong các bảng mô hình này, Pavlenko và cộng sự [10] cũng đưa ra độ phong phú của lithium và các cấp sao tuyệt đối[1] như MI, MJ, MK cho ứng dụng phương pháp thử nghiệm lithium để ước tính tuổi và khối lượng của các ứng cử viên sao lùn nâu. 3.1.3. Những sao lùn nâu đầu tiên áp dụng phương pháp thử nghiệm lithium Basri và cộng sự [1] lần đầu tiên đã áp dụng thành công phương pháp thử nghiệm lithium để xác nhận PPL 15 là sao lùn nâu. Họ đã dùng kính viễn vọng Keck, với độ phân giải phổ cao, đã phát hiện PPL 15 là vật thể có độ sáng yếu, mờ nhất (log (L/ L) [2] = -2,80 ± 0,10) trong đám sao Pleiades và có tồn tại lithium. Tuy nhiên, vạch lithium không mạnh (log N(Li) = 1,16) ở vật thể có kiểu phổ M6.5 này. Ngoài ra, PPL 15 có vận tốc xuyên tâm và Hα mạnh để trở thành 1 thành viên của đám sao Pleiades. Tuổi của PPL 15 được ước tính nằm trong khoảng 115 – 120 [1] Cấp sao tuyệt đối (M) là độ sáng thực của vật thể, được đo bằng cấp sao biểu kiến tính ở khoảng cách (d) cho trước 10 pc cách người quan sát. (Cấp sao biểu kiến (m) là độ sáng đập vào mắt người quan sát tại Mặt đất). Công thức tính cấp sao tuyệt đối: M = m + 5 – 5log(d) MI, MJ, MK: Cấp sao tuyệt đối ở các băng quang học và hồng ngoại gần I (0,89 μm), J (1,2 μm), K (2,2 μm) [2] log (L/ L) là độ trưng của vật thể so với độ trưng của Mặt trời. Độ trưng (Luminosity) là đại lượng đặc trưng cho sự phát sáng của nguồn sáng. triệu năm. Khối lượng của PPL 15 nằm ở ranh giới giữa sao thông thường và sao lùn nâu, được ước tính là 0,080 ± 0,005 M. Năm 1995, Rebolo và cộng sự [32] đã công bố khám phá vật thể có tên là Teide 1. Vật thể này mờ hơn PPl 15 (log (L/ L) = -3,18 ± 0,10) và nó cũng đã được xác nhận là thành viên của đám sao Pleiades. Những sao lùn nâu M8 không chỉ dựa vào việc đủ trẻ để tìm thấy lithium mà còn dựa vào độ trưng của nó. Và rõ ràng những thành viên trong đám sao Pleiades sáng hơn PPL 15 sẽ cạn kiệt lithium. Rebolo và cộng sự [33] đã xác nhận lithium mạnh (log N(Li)[3] = 2,5 – 3,3) cho Teide 1 và một vật thể tương tự, Calar 3. Khối lượng của chúng được ước tính trong khoảng 55 – 60 MJ. Hình 3.2 trình bày hình ảnh phổ của PPL 15, Teide 1 và Calar 3 ở vùng bước sóng có chứa vạch Li I λ 6708 Å. Hình 3.2: Hình ảnh phổ của PPl 15, Teide 1 và Calar 3 (Rebolo và cộng sự [33]). [3] log N(Li) là độ dồi dào của lithium. 3.1.4. Những sao lùn nâu khác ứng dụng phương pháp thử nghiệm lithium Ngoài ba ứng dụng đầu tiên ở tiểu mục 3.1.3, cho đến nay có khoảng 9 sao lùn nâu kiểu phổ M đã được xác thực thông qua việc áp dụng phương pháp thử nghiệm lithium này. Martín và cộng sự [19] cũng đã phát hiện được vạch lithium có ở phổ của một vật thể nằm trong đám sao liên kết yếu Pleiades, với tên là Teide 2 (Hình 3.3). Teide 2 có kiểu phổ M6.0 ± 0.5, với khối lượng 0,070 ± 0,005 M , và có tuổi nằm trong khoảng 100 – 120 triệu năm. Nhóm của ông đã đo được độ rộng tương đương của vạch Li I λ 6708 Å ở Teide 2 là 0,77 ± 0,5 Å. Hình 3.3: Vùng phổ quang học có vạch lithium λ 6708 Å ở Teide 2 (Martín và cộng sự [19]). Cũng vào năm 1998, Tinney [37] đã báo cáo phát hiện sự có mặt của vạch lithium mạnh ở phổ của sao lùn LP 944–20 có kiểu phổ M9. Đây như là bằng chứng cho thấy LP 944–20 là vật thể dưới sao và còn trẻ. Tuổi của LP 944–20 được ước tính 320 ± 80 triệu năm, và có khối lượng < 0,057 M [26]. Vạch lithium cũng được phát hiện ở sao mờ nhất AP 270 bởi Basri và cộng sự [3]. Nhóm của ông đã đo được độ rộng tương đương của vạch lithium ở AP 270 là 0,62 ± 0,06 Å. AP 270 có kiểu phổ M6.7 ± 0.8, khối lượng 75 MJ, tuổi 65 triệu năm. Năm 2000, Martín và cộng sự [21] đã áp dụng phương pháp thử nghiệm lithium vào vật thể CFHT-Pl-16 và CFHT-Pl-18. Nhóm của ông đã phát hiện vạch Hα rất rõ ở CFHT-Pl-16 (kiểu phổ M9) và đo được độ rộng tương đương của vạch lithium là 1,2 Å, tương tự với độ rộng tương đương của Teide 1 (Rebolo và cộng sự [33]). Vạch Li I không được phát hiện ở CFHT-Pl-18 (Hình 3.4). Hình 3.4: Hình ảnh phổ của Teide 1, CHFT-Pl-16, CFHT-Pl-18. Hα rất mạnh ở phổ, và vạch cộng hưởng Li I tại 670,8 nm được phát hiện ở CFHT-Pl-16, không thấy ở CFHT-Pl-18. (Martín và cộng sự [21]). Gần đây, năm 2009, A. Reiners và G. Basri [30] đã phát hiện được lithium ở 6 vật thể: 2MASS J0019262+161407 (M8), 2MASS J0041353-562112 (M7.5), 2MASS J0123112-692138 (M8), 2MASS J0339352-352544 (M9 – LP 944-20), 2MASS J0443376-053008 (M9), 2MASS J1411213-211950 (M9) (Hình 3.5). Cả 6 vật thể này đều có tuổi trẻ hơn nửa tỉ năm. Trong đó, vật thể J0339352-352544 (M9 – LP 944-20) được biết trước là sao lùn nâu trẻ thông qua việc phát hiện vạch Li (Tinney [37]). Hình 3.5: Hình ảnh phổ trong vùng có vạch lithium, từ trái sang phải: Hàng trên: 2MASS J0019262+161407 (M8), 2MASS J0041353-562112 (M7.5), 2MASS J0123112-692138 (M8). Hàng dưới: 2MASS J0339352-352544 (M9 – LP 944-20), 2MASS J0443376-053008 (M9), 2MASS J1411213-211950 (M9). (Reiners và Basri [30]). 3.2. THỬ NGHIỆM LITHIUM Ở CÁC SAO LÙN NÂU TRONG VÙNG LÂN CẬN MẶT TRỜI Hình 3.6 chỉ ra vùng cạn kiệt lithium thông qua biểu đồ liên hệ giữa độ tuổi và độ trưng của vật thể. Vùng cạn kiệt lithium này chỉ ra giới hạn dưới của khối lượng và tuổi của vật thể nếu lithium không được tìm thấy. Ngược lại, nó sẽ cho biết giới hạn trên của khối lượng và tuổi nếu lithium được tìm thấy. Do đó, những vật thể trôi nổi tự do ở vùng lân cận Mặt trời mà có độ trưng yếu, và nếu còn phát hiện thấy lithium trong phổ quang học của chúng thì có thể khẳng định đó là sao lùn nâu. Ví dụ, với các vật thể có độ trưng dưới “giới hạn đảm bảo” (xem Hình 3.6), mà còn phát hiện thấy Li thì chắc chắn đó là một sao lùn nâu. Bởi vì không có sao thông thường nào có độ trưng yếu như vậy mà lại còn phát hiện thấy Li (những sao mờ nhạt như vậy đã cạn kiệt Li). Hình 3.6: Biểu đồ độ trưng – độ tuổi (Basri [2]). Những đường cong biểu diễn cho các khối lượng khác nhau. Vùng cạn kiệt lithium (nơi lithium bị giảm còn 1% giá trị ban đầu) được cho bởi vùng gạch sọc. Vùng lithium bảo toàn đảm bảo là 1 vật thể dưới sao được biểu diễn bởi dấu chấm. Vạch đậm hơn tại 75 MJ cho biết giới hạn khối lượng dưới sao. Guaranteed Limit for Lithium Brown Dwarfs (Giới hạn đảm bảo cho những sao lùn nâu còn lithium); Lithium Depletion Region (Vùng cạn kiệt lithium). Khi áp dụng phương pháp thử nghiệm lithium này với những vật thể có độ trưng ban đầu là 10-4 L , nếu phát hiện có lithium trong phổ quang học của chúng, thì chúng phải là sao lùn nâu có khối lượng nằm trong khoảng từ 13 – 65 MJ. Tuy nhiên, nếu chúng không được phát hiện có lithium, chúng vẫn có thể là sao lùn nâu với khối lượng trong khoảng 65 – 75 MJ, và tuổi phải đủ lớn (> 150 triệu năm tuổi). Cuối cùng, với những vật thể có độ trưng dưới 10-4 L, chúng vẫn là sao lùn nâu nhưng độc lập với sự quan trắc lithium. Việc nghiên cứu tương tự áp dụng cho tất cả khám phá những vật thể mới rất mờ và những vật thể lạnh trôi nổi tự do nằm ở vùng lân cận Mặt trời (giống KELU-1; Ruiz [35]). Cho nên, những nghiên cứu này vẫn dẫn đường cho phương pháp thử nghiệm lithium đối với những vật thể nằm trong vùng lân cận Mặt trời. 3.3. THỬ NGHIỆM LITHIUM Ở CÁC SAO LÙN NÂU TRẺ Hầu hết các sao lùn nâu trẻ đều nằm ở vùng hình thành sao. Đây là vùng mà không có vật thể nào có đủ thời gian để làm cạn kiệt lithium do tuổi của chúng trẻ, ngay cả những sao thông thường có khối lượng khá lớn. Có nhiều báo cáo về sao lùn nâu trong các vùng hình thành sao (Taurus, ρ Ophiuchi, và Orion). Sao lùn nâu có thể được nhận biết ở vị trí cơ bản của chúng trên biểu đồ khối lượng – cấp sao hoặc biểu đồ HR (Hertzsprung – Russell), dựa trên vết tiến hóa tiền dãy chính. Việc nhận biết sao lùn nâu như vậy dựa trên lý thuyết này vẫn chưa thỏa đáng hoàn toàn, cho dù những vật thể mờ hơn rất giống như vật thể dưới sao. Mặc dù vậy, đây là cách độc lập để xác nhận tình trạng sao hay dưới sao của chúng. Nếu quan sát một trong những ứng cử viên sao lùn nâu nằm trong vùng hình thành sao này, và không thấy lithium, thì nó không phải là thành viên của vùng hình thành sao. Tuy nhiên, có một ràng buộc giữa nhiệt độ và khối lượng cho những vật thể dưới sao với khối lượng đủ thấp, để từ đó hình thành nên bằng chứng của tình trạng dưới sao của chúng (độc lập với việc chúng có nằm trong vùng hình thành sao hay không). Điều này được thể hiện trên Hình 3.1. Giới hạn khối lượng 75 MJ để xác định vật thể dưới sao nhằm ám chỉ giới hạn nhiệt độ khoảng 2700 K, tương đương với loại phổ M6 (Baraffe và Chabrier [6]). Do đó, bất kỳ vật thể M7 nào hoặc muộn hơn mà thử nghiệm có lithium phải là dưới sao. Điều này vẫn đúng bất kể độ tuổi hay độ trưng của vật thể đó. Phương pháp thử nghiệm liithium sử dụng giới hạn khối lượng 75 MJ thích hợp hơn khi sử dụng giới hạn độ trưng (~10-3 L). Vì việc xác định độ trưng của vật thể ở vùng rộng lớn như vùng hình thành sao thì khó khăn hơn khi xác định khối lượng của nó. Mặc dù vậy, những vật thể ở vùng hình thành sao có độ trưng dưới “giới hạn đảm bảo” (xem Hình 3.6) thì thật sự là sao lùn nâu trẻ khối lượng thấp. Trong thử nghiệm lithium, ngoài mối liên hệ giữa khối lượng và độ tuổi, còn có những mối liên hệ khác như: khối lượng – độ trưng, khối lượng – nhiệt độ Phương pháp này phù hợp cho việc xác thực vật thể ứng cử viên là vật thể sao hay dưới sao, nhờ vào hệ thống lý thuyết đáng tin cậy đã được chứng thực trong khoảng thời gian trước đây. Do đó, thử nghiệm lithium chắc chắn tiếp tục tạo ra quy luật cơ bản của việc nghiên cứu những sao thông thường khối lượng thấp và sao lùn nâu (Martín [18]). Chương 4: ÁP DỤNG THỬ NGHIỆM LITHIUM ĐỐI VỚI CÁC ỨNG CỬ VIÊN SAO LÙN NÂU TRẺ 4.1. MỤC TIÊU Dựa vào cơ sở lý thuyết ở trên, tôi áp dụng với một mẫu nghiên cứu nhỏ gồm 10 ứng cử viên sao lùn nâu trẻ. Dùng phương pháp thử nghiệm lithium để tìm mẫu nào là sao lùn nâu dựa trên cơ sở phát hiện vạch phổ Li I λ 6708 Å ở phổ quang học của chúng. 4.2. MẪU QUAN SÁT Bảng 4.1: Các thông số vật lý của mười ứng cử viên trong mẫu quan sát Tên sao Khoảng cách d (pc) Kiểu phổ Nhiệt độ hiệu dụng (K) Cấp sao tuyệt đối Độ rộng vạch Hα (Å) Tài liệu tham khảo MI (mag) MJ (mag) MK (mag) J0103-5351 23,7 M5.5 2600 12,49 10,26 9,38 9,8 [28], [29] J0144-4604 20,8 M5.6 2650 12,23 10,11 9,25 25,4 [28], [29] J0517-3349 16,4 M8.0 2270 14,7 11,52 10,34 8,1 [28], [29] J1236-3106 18,6 M5.5 2680 12,49 10,26 9,38 9,3 [27], [29] J1357-1438 25,6 M7.5 2361 13,56 10,85 9,82 9,2 [27], [29] J1538-1038 23,8 M5.0 2650 11,63 9,73 8,92 11,0 [10], [38] J1553-2311 20,6 M5.0 2740 11,87 9,89 9,06 10,0 [10], [28] J1610-0631 18,1 M5.5 2720 12,14 10,06 9,20 7,0 [10], [28] J1917-3019 20,3 M5.5 2700 12,0 9,97 9,13 21,0 [10], [28] J2049-1716 18,3 M6.0 2566 12,65 10,36 9,45 10,0 [10], [27] Tôi chọn một mẫu nghiên cứu nhỏ gồm 10 ứng cử viên sao lùn nâu trẻ, kiểu phổ muộn hơn M5, nằm trong vùng lân cận Mặt trời (khoảng cách dưới 30 pc tính từ Mặt trời). Các ứng cử viên này đã được phát hiện trước đó và phổ quang học của chúng đều có vạch bức xạ Hα (Phan Bao và cộng sự [10], [27], [28], [29]). Trong đó có 8 ứng cử viên có độ rộng vạch Hα trong khoảng từ 7,0 – 10,0 Å, 1 ứng cử viên có độ rộng 21,0 Å và vạch Hα mạnh nhất ở ứng cử viên J0144-4604 (25 Å). Thông thường những sao trẻ sẽ có từ trường hoạt động mạnh. Từ trường mạnh gây ra vạch Hα mạnh. Vì vậy vạch Hα ở J0144-4604 rất mạnh là một dấu hiệu chứng tỏ nó còn trẻ. Những sao lùn nâu còn trẻ thường có lượng lithium nguyên thủy lớn vì chúng chưa có đủ thời gian để phá hủy hết lượng lithium nguyên thủy theo phản ứng (2.3). Vì thế, việc chọn lựa các ứng cử viên này làm cho xác suất phát hiện lithium của tôi sẽ cao hơn. Bảng 4.1 liệt kê các thông số vật lý cơ bản của 10 ứng cử viên trong mẫu quan sát của tôi. Trong Bảng 4.1, MI, MJ, MK là cấp sao tuyệt đối ở các băng quang học và hồng ngoại gần I (0,89 μm), J (1,2 μm), K (2,2 μm). 4.3. QUAN SÁT, XỬ LÝ SỐ LIỆU Hình 4.1: Phổ quang học của 10 ứng cử viên sao lùn nâu trẻ. Vạch phát xạ Hα được chỉ thị rõ trên hình vẽ. Nhóm nghiên cứu đã quan sát phổ quang học của các ứng cử viên với kính viễn vọng ở đài quan sát thiên văn Siding Spring (Australia) (Hình 1.3). Kính có đường kính 2,3 m, cách tử 158 g/mm, vùng bước sóng quan sát từ 5800 – 6800 Å, độ phân giải phổ 5 Å. Tất cả dữ liệu thô sau đó được xử lý với phần mềm FIGARO. Và tôi phân tích phổ bằng phần mềm IRAF. Sau đó, ở hệ điều hành LINUX, tôi lập trình để vẽ 10 phổ của ứng cử viên sao lùn nâu trẻ vào một hình phổ chung. Phổ của các ứng cử viên được thể hiện trên Hình 4.1. 4.4. KẾT QUẢ VÀ THẢO LUẬN Hình 4.2: Phổ quang học được phóng to của 10 ứng cử viên ở vùng bước sóng có chứa vạch Li I λ 6708 Å. Trong 10 ứng cử viên được quan sát, tôi phát hiện vạch Li I λ 6708 Å ở duy nhất 1 ứng cử viên, J0144-4604, phổ quan sát được thể hiện ở Hình 4.2. Phương pháp thử nghiệm lithium còn cung cấp mối quan hệ ràng buộc giữa khối lượng và tuổi (như đã trình bày ở tiểu mục 3.1.1). Sự ràng buộc này cũng đã được thảo luận bởi Basri [2]. Dựa vào sự ràng buộc trên, cùng với việc phát hiện vạch lithium ở ứng cử viên J0144-4604 đã xác nhận rõ ràng ứng cử viên này là sao lùn nâu trẻ, có khối lượng nằm trong khoảng từ 13 đến 65 MJ và tuổi của nó không thể lớn hơn 1 tỉ năm. Bảng 4.2 : Mô hình bụi cho tuổi t = 100 triệu năm (Chabrier và cộng sự [9]) M/MS: Khối lượng của vật thể so với khối lượng của Mặt trời; Teff: Nhiệt độ hiệu dụng của vật thể (K); g: Hệ số hấp dẫn; Li/Li0: Lượng lithium còn tồn tại trong vật thể so với lượng lithium ban đầu; Mv, Mr, Mj, Mh, Mk, Ml’, Mm: Các cấp sao tuyệt đối của vật thể (mag). t (Gyr) = 0.100 --------------------------------------------------------------------------------------------------- M/Ms Teff L/Ls g R Li/Li0 Mv Mr Mi Mj Mh Mk Ml' Mm --------------------------------------------------------------------------------------------------- 0.010 916. -4.98 4.21 0.130 1.000 42.64 35.06 31.45 22.06 18.14 15.20 11.71 11.30 0.012 1333. -4.25 4.22 0.141 1.000 29.33 24.92 22.13 16.50 14.09 12.14 10.10 10.12 0.015 1290. -4.37 4.37 0.132 1.000 30.63 25.96 23.08 17.14 14.59 12.52 10.32 10.36 0.020 1441. -4.21 4.53 0.127 1.000 27.30 23.35 20.73 15.68 13.52 11.86 10.14 10.20 0.030 1878. -3.75 4.71 0.127 1.000 21.21 18.37 15.96 12.22 11.36 10.76 9.74 9.89 0.040 2234. -3.41 4.80 0.132 1.000 18.72 16.41 13.95 11.04 10.53 10.16 9.37 9.62 0.050 2483. -3.18 4.84 0.140 0.999 17.07 15.14 12.86 10.47 10.02 9.70 9.04 9.28 0.055 2576. -3.09 4.86 0.145 0.992 16.44 14.65 12.48 10.27 9.83 9.51 8.90 9.13 0.060 2652. -3.01 4.87 0.149 0.963 15.95 14.26 12.18 10.11 9.67 9.36 8.77 8.98 0.070 2768. -2.88 4.88 0.159 0.668 15.19 13.64 11.70 9.83 9.38 9.09 8.55 8.72 0.072 2787. -2.86 4.88 0.161 0.538 15.07 13.54 11.63 9.78 9.34 9.04 8.51 8.68 0.075 2814. -2.83 4.88 0.164 0.329 14.89 13.40 11.52 9.71 9.26 8.97 8.45 8.62 0.080 2854. -2.78 4.89 0.169 0.066 14.65 13.19 11.36 9.61 9.16 8.87 8.36 8.52 0.090 2920. -2.69 4.89 0.178 0.000 14.23 12.84 11.09 9.41 8.96 8.68 8.20 8.34 0.100 2971. -2.63 4.90 0.185 0.000 13.92 12.58 10.89 9.27 8.81 8.54 8.07 8.21 --------------------------------------------------------------------------------------------------- Để ước tính khối lượng và tuổi của ứng cử viên J0144-4604, tôi so sánh với các bảng mô hình bụi (“DUSTY” models) như đã trình bày ở mục 3.1.2 của Chabrier và cộng sự [9] với các tuổi khác nhau. Có rất nhiều bảng mô hình bụi khác nhau cho các tuổi khác nhau từ t = 1 triệu năm đến t = 10 tỉ năm. Nhưng ở đây, tôi chỉ sử dụng mô hình bụi với t = 100 triệu năm có liên quan đến ứng cử viên của tôi để tôi so sánh (Bảng 4.2). Tôi dựa vào cấp sao tuy