Download luận văn thạc sĩ ngành vật lí với đề tài: Đặc tính hóa quá trình giải phóng lưỡng cực phân tử khí CO của các sao lùn nâu ở ρ Ophiuchi và Tauru, cho các bạn làm luận văn tham khảo

1. BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO
TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP. HỒ CHÍ MINH
Đặng Đức Cường
ĐẶC TÍNH HÓA QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG
LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ CO CỦA CÁC
SAO LÙN NÂU Ở ρ OPHIUCHI VÀ TAURUS
LUẬN VĂN THẠC SĨ VẬT LÝ
Thành phố Hồ Chí Minh – 2012

2. BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO
TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP. HỒ CHÍ MINH
Đặng Đức Cường
ĐẶC TÍNH HÓA QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG
LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ CO CỦA CÁC
SAO LÙN NÂU Ở ρ OPHIUCHI VÀ TAURUS
Chuyên ngành: Vật lý nguyên tử, hạt nhân & năng lượng cao
Mã số: 60 44 05
LUẬN VĂN THẠC SĨ VẬT LÝ
NGƯỜI HƯỚNG DẪN KHOA HỌC:
TS. PHAN BẢO NGỌC
Thành phố Hồ Chí Minh – 2012

3. LỜI CẢM ƠN
Luận văn này được hoàn thành không chỉ là thành quả của riêng tôi, đó còn
là kết quả của quá trình dạy dỗ, chỉ bảo tận tình và đầy trách nhiệm của người Thầy
đáng kính TS. Phan Bảo Ngọc (Bộ môn Vật lý – Trường Đại Học Quốc Tế – Đại
Học Quốc Gia Tp. Hồ Chí Minh). Tôi là người may mắn khi được nghiên cứu với
Thầy, Thầy sẽ mãi là tấm gương sáng cho nhiều thế hệ học trò Việt Nam và nhiều
nước khác học tập. Tôi xin được biết ơn Thầy.
Tôi chân thành cảm ơn Quý Thầy, Cô đã giảng dạy lớp Cao học Vật lý
nguyên tử, hạt nhân & năng lượng cao, khóa 21 (2010-2012); và các Thầy, Cô,
nhân viên Phòng Sau Đại Học - Trường Đại Học Sư Phạm Tp. Hồ Chí Minh đã tạo
điều kiện thuận lợi cho tôi và cả lớp chúng tôi hoàn thành khóa học.
Tôi cũng gửi lời cảm ơn đến các anh Hoàng Ngọc Duy, Đỗ Duy Thọ và chị
Nguyễn Ngọc Linh (Bộ môn Vật lý - Trường Đại Học Quốc Tế - Đại Học Quốc Gia
Tp. Hồ Chí Minh) đã giúp đỡ chân thành trong suốt quá trình tôi nghiên cứu tại
trường.
Cuối cùng, tôi xin được biết ơn những người thân, những người bạn đã tạo
điều kiện về tài chính và những bạn bè đã giúp đỡ về tinh thần trong suốt quá trình
tôi học tập và nghiên cứu.
Thành phố Hồ Chí Minh, ngày …… tháng …… năm 2012
Người viết
Đặng Đức Cường

4. MỤC LỤC
LỜI CẢM ƠN...................................................................................................i
MỤC LỤC........................................................................................................ii
DANH MỤC CÁC HÌNH VẼ.........................................................................v
DANH MỤC CÁC BẢNG ...........................................................................viii
DANH MỤC CÁC HẰNG SỐ VÀ ĐƠN VỊ ................................................ix
MỞ ĐẦU ..................................................................................................... - 1 -
Chương 1: TỔNG QUAN.......................................................................... - 4 -
1.1. SAO LÙN NÂU ............................................................................................- 4 -
1.1.1. Sao lùn nâu..............................................................................................- 4 -
1.1.2. Các thuộc tính vật lí của sao lùn nâu ......................................................- 5 -
1.1.2.1. Khối lượng.......................................................................................- 5 -
1.1.2.2. Nhiệt độ ...........................................................................................- 5 -
1.1.2.3. Bán kính...........................................................................................- 6 -
1.1.2.4. Phân loại sao lùn nâu theo kiểu phổ...............................................- 6 -
1.1.3. Những khu vực tìm kiếm, phát hiện sao lùn nâu....................................- 7 -
1.2. HỆ THỐNG KÍNH THIÊN VĂN VÔ TUYẾN.........................................- 8 -
1.2.1. SMA (the SubMillimeter Array) ............................................................- 8 -
1.2.2. CARMA (the Combined Array for Research in Millimeter-wave
Astronomy) ........................................................................................................- 9 -
1.2.3. ALMA (the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array).............- 10 -
Chương 2: CÁC GIẢ THUYẾT HÌNH THÀNH SAO LÙN NÂU VÀ
CÁC QUAN SÁT THỰC NGHIỆM KIỂM CHỨNG.......................... - 12 -
2.1. CÁC GIẢ THUYẾT HÌNH THÀNH SAO LÙN NÂU...........................- 12 -
2.1.1. Quá trình hình thành của các sao thông thường ...................................- 12 -
2.1.2. Các giả thuyết hình thành sao lùn nâu..................................................- 18 -
2.1.2.1. Mô hình sao lùn nâu hình thành theo cùng cách thức như các sao
thông thường khối lượng thấp.....................................................................- 18 -
2.1.2.2. Các mô hình khác về nguồn gốc hình thành của sao lùn nâu.......- 20 -
2.2. CÁC QUAN SÁT THỰC NGHIỆM KIỂM CHỨNG NGUỒN GỐC SAO
LÙN NÂU HÌNH THÀNH GIỐNG CÁC SAO THÔNG THƯỜNG KHỐI
LƯỢNG THẤP...................................................................................................- 23 -

5. 2.2.1. Các đĩa bồi đắp xung quanh sao lùn nâu ..............................................- 23 -
2.2.2. Các luồng phụt lưỡng cực phân tử khí..................................................- 25 -
2.2.3. Hàm khối lượng ban đầu (IMF)............................................................- 25 -
2.2.4. Sự phân bố vận tốc và phân bố không gian..........................................- 26 -
Chương 3: QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ
CO.............................................................................................................. - 29 -
3.1. SỰ HÌNH THÀNH VÀ PHÂN HỦY PHÂN TỬ KHÍ CO TRONG ĐÁM
MÂY PHÂN TỬ.................................................................................................- 29 -
3.1.1. Phổ năng lượng dao động và năng lượng quay của phân tử lưỡng nguyên
tử CO................................................................................................................- 29 -
3.1.1.1. Phổ năng lượng dao động.............................................................- 29 -
3.1.1.2. Phổ năng lượng quay ....................................................................- 30 -
3.1.2. Sự hình thành phân tử khí CO ..............................................................- 31 -
3.1.2.1. Sự hình thành phân tử khí CO trong các vùng lạnh (T < 100 K) .- 31 -
3.1.2.2. Sự hình thành phân tử khí CO trong các vùng ấm (T ≥ 100 K)....- 32 -
3.1.3. Sự phân hủy phân tử khí CO ................................................................- 33 -
3.2. QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ CO Ở CÁC
SAO THÔNG THƯỜNG...................................................................................- 33 -
3.2.1. Các đặc tính quan sát của luồng phụt lưỡng cực phân tử.....................- 33 -
3.2.1.1. Tính phổ biến.................................................................................- 33 -
3.2.1.2. Tính lưỡng cực...............................................................................- 34 -
3.2.1.3. Hình thái cấu trúc luồng phụt .......................................................- 35 -
3.2.1.4. Sự chuẩn trực ................................................................................- 35 -
3.2.2. Các tham số vật lý cơ bản của luồng phụt lưỡng cực phân tử khí từ các
quan sát phổ phát xạ CO..................................................................................- 36 -
3.2.2.1. Khối lượng.....................................................................................- 36 -
3.2.2.2. Các tham số động học ...................................................................- 37 -
3.2.2.3. Các tham số động lực học .............................................................- 38 -
3.2.3. Các luồng phụt trung hòa vận tốc cực kì cao........................................- 39 -
3.2.4. Nguồn gốc luồng phụt phân tử .............................................................- 41 -
3.2.4.1. Mô hình sốc uốn hình cung được điều khiển bởi tia vật chất .......- 41 -
3.2.4.2. Mô hình lớp vỏ được điều khiển bởi gió góc rộng........................- 42 -
3.2.5. Nguồn gốc gió/tia vật chất....................................................................- 43 -

6. 3.2.5.1. Mô hình đĩa–gió ............................................................................- 44 -
3.2.5.2. Mô hình gió–X...............................................................................- 45 -
3.3. QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ CO Ở VÙNG
KHỐI LƯỢNG DƯỚI SAO..............................................................................- 46 -
3.3.1. Các luồng phụt lưỡng cực phân tử ở vùng khối lượng dưới sao ..........- 46 -
3.3.1.1. Luồng phụt lưỡng cực phân tử từ IRAM 04191+1522..................- 46 -
3.3.1.2. Luồng phụt lưỡng cực phân tử từ L1014-IRS ...............................- 48 -
3.3.1.3. Luồng phụt lưỡng cực phân tử từ ISO-Oph 102 ...........................- 48 -
3.3.1.4. Luồng phụt lưỡng cực phân tử từ L673-7-IRS ..............................- 50 -
3.3.1.5. Luồng phụt lưỡng cực phân tử từ MHO 5.....................................- 51 -
3.3.1.6. Luồng phụt lưỡng cực phân tử từ L1148-IRS ...............................- 52 -
3.3.2. So sánh các thuộc tính vật lý tiêu biểu của các luồng phụt ở vùng khối
lượng dưới sao .................................................................................................- 53 -
Chương 4: ĐẶC TÍNH HÓA QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC
PHÂN TỬ KHÍ CO TỪ SAO LÙN NÂU GM TAU............................. - 55 -
4.1. SAO LÙN NÂU GM TAU.........................................................................- 55 -
4.1.1. Các tham số vật lý cơ bản.....................................................................- 55 -
4.1.1.1. Khối lượng.....................................................................................- 55 -
4.1.1.2. Nhiệt độ .........................................................................................- 56 -
4.1.1.3. Bán kính.........................................................................................- 56 -
4.1.1.4. Kiểu phổ.........................................................................................- 56 -
4.1.2. Tín hiệu luồng phụt từ GM Tau............................................................- 56 -
4.1.2.1. Biên dạng vạch P Cygni ................................................................- 56 -
4.1.2.2. Biên dạng vạch P Cygni của GM Tau...........................................- 58 -
4.2. QUAN SÁT VÀ XỬ LÝ SỐ LIỆU............................................................- 59 -
4.3. KẾT QUẢ VÀ THẢO LUẬN ...................................................................- 60 -
4.4. KẾT LUẬN.................................................................................................- 66 -
DANH MỤC CÁC CÔNG BỐ CỦA TÁC GIẢ.................................... - 68 -
TÀI LIỆU THAM KHẢO ....................................................................... - 69 -
Phụ lục....................................................................................................... - 76 -

7. DANH MỤC CÁC HÌNH VẼ
Số thứ tự Hình Diễn giải Trang
1 1.1 Sao lùn nâu so với sao thông thường và hành tinh 4
2 1.2 8 ăngten của SMA 8
3 1.3 23 ăngten của CARMA 9
4 1.4
50 ăngten trong hệ kính 12-m của ALMA trong
tương lai
11
5 2.1
Phổ phân bố năng lượng của vật thể tiền sao giai
đoạn 0
15
6 2.2
Phổ phân bố năng lượng của vật thể tiền sao giai
đoạn I
15
7 2.3
Phổ phân bố năng lượng của vật thể tiền sao giai
đoạn II
16
8 2.4
Phổ phân bố năng lượng của vật thể tiền sao giai
đoạn III
17
9 2.5
Quá trình hình thành một ngôi sao thông thường
khối lượng thấp
17
10 2.6
Phổ hồng ngoại của một số đĩa quanh SLN và sao
khối lượng rất thấp
24
11 2.7
Hàm khối lượng bân đầu của các vùng hình thành
sao Taurus, IC 348, Chamaeleon I và chòm sao
Trapezium
26

8. 12 2.8
Sự phân bố không gian của các sao thông thường
(kiểu phổ ≤ M6) và sao lùn nâu (kiểu phổ > M6)
trong vùng hình thành sao Taurus
27
13 3.1 Các mức năng lượng dao động của phân tử CO 29
14 3.2 Các mức năng lượng quay của phân tử CO 30
15 3.3
Sơ đồ cấu trúc luồng phụt lưỡng cực phân tử khí của
vật thể sao trẻ L1551
33
16 3.4
Các ví dụ về hình thái cấu trúc luồng phụt lưỡng cực
NGC2071 và luồng phụt đẳng hướng S140
34
17 3.5
Biểu đồ phân bố khối lượng luồng phụt của mẫu
gồm 46 luồng phụt từ Snell (1987)
35
18 3.6 Sự phát xạ CO J = 2→1 trong luồng phụt của L1448 38
19 3.7
Biểu đồ đơn giản của mô hình sốc uốn hình cung
được điều khiển bởi tia vật chất trong hệ tọa độ trụ
40
20 3.8
Biểu đồ đơn giản của mô hình lớp vỏ được điều
khiển bởi gió góc rộng trong hệ tọa độ trụ
41
21 3.9 Một biểu đồ đơn giản hóa của mô hình đĩa–gió 43
22 3.10 Một biểu đồ của mô hình gió–X 44
23 3.11
Bản đồ luồng phụt lưỡng cực phân tử khí CO J =
2→1 từ IRAM 04191
45
24 3.12 Đồ thị vị trí–vận tốc của các khối khí phát xạ CO J = 47

9. 2→1 trong luồng phụt của ISO-Oph 102
25 3.13
Bản đồ cường độ của các khối khí phát xạ CO J =
2→1 của luồng phụt lưỡng cực từ L673-7-IRS
48
26 3.14
Biểu đồ vị trí–vận tốc của các khối khí phát xạ CO J
= 2→1 trong luồng phụt lưỡng cực từ MHO 5
49
27 4.1
Sơ đồ biểu diễn nguồn gốc của biên dạng vạch P
Cygni
55
28 4.2 Biên dạng vận tốc Hα từ GM Tau 56
29 4.3
Hình ảnh hồng ngoại gần và cường độ phát xạ vạch
CO J = 2→1 xung quanh vị trí SLN GM Tau
58
30 4.4
Hình ảnh hồng ngoại gần và cường độ phát xạ vạch
CO J = 2→1 xung quanh vị trí SLN ISO-Oph 102
59
31 4.5
Biểu đồ vị trí–vận tốc của các khối khí phát xạ CO J
= 2→1 từ luồng phụt GM Tau
60
32 4.6
Đề xuất hướng nghiên cứu mới của TS. Phan Bảo
Ngọc trong việc tìm hiểu nguồn gốc hình thành của
các sao lùn nâu
64

10. DANH MỤC CÁC BẢNG
Số thứ tự Bảng Diễn giải Trang
1 1.1
Các cấu hình cơ bản của kính thiên văn vô tuyến
SMA
9
2 1.2
Các đặc tính và cấu hình của 2 mảng chính của kính
thiên văn vô tuyến CARMA
10
3 3.1
Các thuộc tính động học và động lực học của luồng
phụt lưỡng cực phân tử từ L1014-IRS
46
4 3.2
Các thuộc tính động học và động lực học của luồng
phụt lưỡng cực phân tử từ ISO-Oph 102
47
5 3.3
Các thuộc tính động học và động lực học của luồng
phụt lưỡng cực phân tử từ L673-7-IRS
49
6 3.4
Các thuộc tính động học và động lực học của luồng
phụt lưỡng cực phân tử từ MHO 5
50
7 3.5
Các thuộc tính động học và động lực học của luồng
phụt lưỡng cực phân tử từ L1148-IRS
51
8 3.6
So sánh các thuộc tính vật lý tiêu biểu của các luồng
phụt vùng khối lượng dưới sao
51
9 4.1
Kết quả ước tính của các tham số vật lý cơ bản của
luồng phụt từ GM Tau
62

11. DANH MỤC CÁC HẰNG SỐ VÀ ĐƠN VỊ
• Các hằng số
h: hằng số Plăng, h = 6,625.10–34
J.s
c: tốc độ ánh sáng trong chân không, c = 299.792.458 m/s
G: hằng số hấp dẫn, G = 6,67428. 10–11
m3
.kg–1
.s–2
• Các đơn vị
MJ: là khối lượng Mộc tinh, 1 MJ = 1,8986.1027
kg
M
: là khối lượng Mặt trời, 1 M
= 1,9891.1030
kg
pc: viết tắt của parsec, 1 pc = 3,08568.1016
m
AU: là đơn vị thiên văn, 1 AU = 149.597.870,7 km
L
: là độ trưng của Mặt trời, 1 L
= 3,846.1026
W
erg: là đơn vị đo năng lượng và công cơ học trong hệ đơn vị CGS,
1 erg = 10–7
J
R
: là bán kính của Mặt trời, 1 R
= 696.000 km
RJ: là bán kính của Mộc tinh, 1 RJ = 77.800 km
Jy: viết tắt của Jansky, là đơn vị ngoài hệ SI của mật độ thông lượng,
1 Jy = 10–26
W.m–2
.Hz–1
; 1 Jy = 103
mJy
': viết tắt của arcminute, là đơn vị đo góc,
0
60
1
'1 





=
": viết tắt của arcsecond, là đơn vị đo góc,
0
3600
1
"1 





=

12. MỞ ĐẦU
Ngay từ năm 1963, sự tồn tại của các sao lùn nâu (SLN) đã được tiên đoán lý
thuyết bởi Kumar [25]. Mãi đến năm 1995, các nhà thiên văn học mới phát hiện
SLN đầu tiên Gliese 229B bằng quan sát (Rebolo và cộng sự [47]; Nakajima và
cộng sự [40]). Ngay sau đó một lượng lớn các SLN được khám phá xung quanh các
ngôi sao trong dãy chính, hoặc ở các vùng hình thành sao, hoặc chúng trôi nổi tự do
trong vùng lân cận Mặt trời. Các khám phá và nghiên cứu SLN nhanh chóng trở
thành một hướng nghiên cứu quan trọng của Thiên văn Vật lý, góp phần quan trọng
trong sự hiểu biết của con người về loại sao này, cũng như các sao thông thường và
các hành tinh có khối lượng lớn.
Các SLN có khối lượng nằm trong khoảng từ 13 đến 75 MJ, chúng không đủ
nặng để đốt cháy hydrogen nhưng có thể thực hiện phản ứng đốt cháy deuterium.
Xét về khối lượng chúng nằm giữa các sao thông thường và hành tinh. Mật độ SLN
khá phổ biển trong vũ trụ, tương đương với các sao kiểu Mặt trời, tuy nhiên nguồn
gốc của chúng vẫn đang là đề tài tranh cãi.
Đối với một ngôi sao thông thường (ví dụ: Mặt trời), quá trình hình thành bắt
đầu từ sự co rút hấp dẫn, sự bồi đắp và phóng luồng phụt vật chất lưỡng cực. Quá
trình hình thành này được chia làm 5 giai đoạn: lõi tiền sao, tiền sao giai đoạn 0,
giai đoạn I, giai đoạn II và giai đoạn III. Khối lượng các SLN (13 – 75 MJ) quá nhỏ
so với khối lượng tối thiểu Jeans (~ 1 M
) 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. Do đó, các
nhà thiên văn học đã đề xuất nhiều kịch bản để giải thích nguồn gốc SLN
(Whitworth và cộng sự [58]), trong đó có hai mô hình chính: (1) Theo mô hình
chuẩn, chúng hình thành như các sao thông thường khối lượng lớn hơn thông qua
sự co rút hấp dẫn và phân mảnh (Bonnell và cộng sự [11]), hoặc phân mảnh hỗn
loạn (Padoan & Nordlund [42, 43]); (2) Theo mô hình “đẩy ra” (ejection model),
một phôi sao có khối lượng thấp nhất trong hệ gồm nhiều tiền sao, bị đẩy ra khỏi hệ
do tương tác động lực học giữa các thành viên trong hệ. Các phôi bị đẩy ra ngoài

13. này có khối lượng rất thấp, nó bị mất các kén khí và do không thể lấy thêm khí để
tăng khối lượng nên chúng trở thành các SLN và sao khối lượng rất thấp (Reipurth
& Clarke [48]).
Các quan sát gần đây (Luhman và cộng sự [34]) như hàm khối lượng ban
đầu IMF (Initial Mass Function), sự phân bố vận tốc, đặc tính hệ sao đôi, … cho
thấy các đặc tính vật lý của SLN và sao thông thường tương tự nhau. Do đó người
ta nghĩ rằng các SLN được hình thành theo mô hình thứ nhất, tức chúng hình thành
theo kiểu như các sao thông thường. Cần lưu ý rằng các cơ chế khác (ví dụ: sự đẩy
các phôi sao) cũng có thể xảy ra, tham gia vào quá trình hình thành SLN, nhưng
không phải là cơ chế chính trong việc tạo ra một số lượng lớn SLN. Tuy nhiên, hầu
hết các quan sát đó đều tập trung vào các SLN giai đoạn II trở đi, vì vậy quá trình
hình thành SLN ở các giai đoạn sớm hơn như lõi tiền sao, giai đoạn 0, giai đoạn I
vẫn chưa được hiểu rõ. Để thấu hiểu nguồn gốc của SLN, ta cần phải nghiên cứu
các giai đoạn đầu của quá trình hình thành thông qua các quá trình vật lý đặc
trưng của từng giai đoạn. Một trong những quá trình tiêu biểu đó là quá trình giải
phóng lưỡng cực phân tử khí. Sự phát hiện đầu tiên về luồng phụt lưỡng cực phân
tử ở SLN trẻ (giai đoạn II) ISO-Oph 102 (Phan-Bao và cộng sự [45]), đã chứng tỏ
quá trình luồng phụt xảy ra ở SLN như một phiên bản thu nhỏ so với ở các sao
thông thường.
Quá trình giải phóng lưỡng cực khí phân tử xảy ra ở các giai đoạn 0, I và II,
do đó trước tiên chúng tôi nghiên cứu quá trình này ở SLN giai đoạn II. Từ đó
chúng tôi thực hiện đề tài: “Đặc tính hóa quá trình giải phóng lưỡng cực phân tử
khí CO của các sao lùn nâu ở ρ Ophiuchi và Taurus” nhằm tìm hiểu cơ chế hình
thành SLN.
Đề tài đặt ra mục tiêu là đặc tính hóa quá trình giải phóng lưỡng cực phân tử
khí CO từ SLN trong một mẫu quan sát gồm các vật thể sao khối lượng rất thấp và
SLN trong hai vùng hình thành sao ρ Ophiuchi và Taurus, bao gồm các tham số cơ
bản như: khối lượng khí, tốc độ mất khối lượng, vận tốc, kích thước của quá trình

14. này. Để thực hiện mục tiêu này, nhóm nghiên cứu của TS. Phan Bảo Ngọc đã sử
dụng kính thiên văn vô tuyến SMA (SubMillileter Array) để quan sát, và tôi đã sử
dụng phần mềm MIR và MIRIAD để xử lý dữ liệu quan sát đó.
Đề tài có ý nghĩa cung cấp các đặc tính vật lý của quá trình giải phóng lưỡng
cực phân tử khí CO cho các mô phỏng tính toán, nhằm tìm ra kịch bản hình thành
SLN. Các đặc tính vật lý này cũng là các chỉ dẫn quan trọng để phát hiện các phôi
SLN ở các giai đoạn hình thành sớm hơn (lõi tiền sao, tiền sao giai đoạn 0, giai
đoạn I), cung cấp cho chúng ta các bằng chứng thực nghiệm về quá trình hình thành
SLN ở giai đoạn sớm nhất, từ đó chúng ta có thể hiểu nguồn gốc của loại sao này.
Việc nghiên cứu sự hình thành SLN sẽ cho phép chúng ta mở rộng hiểu biết về sự
hình thành sao xuống vùng khối lượng dưới sao và kiểm tra các lý thuyết hình thành
sao cho trường hợp các SLN. Ngoài ra, chúng còn cho phép chúng ta nghiên cứu
quá trình hình thành các hành tinh xung quanh các SLN, điều này sẽ cung cấp các
chỉ dẫn quan trọng trong việc tìm kiếm các hành tinh ngoài Hệ Mặt trời.
Bố cục đề tài bao gồm:
• Mở đầu trình bày lý do chọn đề tài, mục tiêu, đối tượng và phương
pháp nghiên cứu, ý nghĩa khoa học và thực tiễn của đề tài nghiên cứu.
• Chương 1 trình bày tổng quan về SLN, và giới thiệu một vài hệ thống
kính thiên văn vô tuyến trên thế giới hiện nay được sử dụng để quan
sát SLN.
• Chương 2 nêu ra các giả thuyết hình thành SLN hiện nay và các phát
hiện kiểm chứng nguồn gốc hình thành của chúng.
• Chương 3 mô tả các đặc tính của luồng phụt phân tử lưỡng cực ở các
sao thông thường và một số luồng phụt vùng khối lượng dưới sao đã
được công bố cho đến nay.
• Chương 4 là nội dung chính của luận văn, trình bày mẫu nghiên cứu,
kết quả nghiên cứu, từ đó đưa ra một số ý kiến thảo luận và cuối cùng
rút ra kết luận về luận văn.

15. Chương 1: TỔNG QUAN
Đầu tiên chúng tôi sẽ trình bày tổng quan về SLN, bao gồm các thuộc tính
vật lý và các vùng tìm kiếm SLN, và tổng quan về một vài kính thiên văn vô tuyến
(SMA, CARMA, ALMA) được sử dụng để quan sát SLN. Những dữ liệu chính của
chúng tôi đều được thu thập từ 2 kính SMA và CARMA.
1.1. SAO LÙN NÂU
1.1.1. Sao lùn nâu
SLN là các vật thể có khối lượng từ 13 đến 75 MJ (hay từ 0,013 đến 0,075
M
), nằm giữa khối lượng các sao và khối lượng các hành tinh, với khối lượng này
chúng không thể duy trì phản ứng hạt nhân tổng hợp đốt cháy hydrogen trong lõi
của mình, và chúng có bề mặt và phần bên trong đối lưu hoàn toàn. Hình 1.1 minh
họa về sự so sánh giữa SLN với các sao và hành tinh về mặt kích thước một cách
trực quan và giản đơn. Theo đó, SLN có lẽ là những vật thể trung gian tạo nên sự
kết nối liên tục từ các sao xuống đến các hành tinh.
Hình 1.1. Sao lùn nâu so với các sao thông thường và hành tinh (Nguồn: Đài Quan
Sát Thiên Văn Gemini, Hoa kỳ, http://www.gemini.edu).
(SUN = Mặt Trời; Low-mass star = sao khối lượng thấp; Brown Dwarf = sao lùn
nâu; Jupiter = Mộc tinh; Earth = Trái Đất).

16. 1.1.2. Các thuộc tính vật lí của sao lùn nâu
1.1.2.1. Khối lượng
Khối lượng là một trong những thuộc tính cơ bản nhất của SLN. Các mô
hình tiến hóa lý thuyết (chẳng hạn Chabrier và Baraffe [14]) ước tính SLN có khối
lượng trong khoảng 13 – 75 MJ, khoảng giá trị này cũng phù hợp với các kết quả đo
trực tiếp từ các hệ SLN đôi (chẳng hạn Stassun và cộng sự [55]). Theo các mô hình
lý thuyết, các sao khối lượng dưới 0,3 M
thì đối lưu hoàn toàn, nên chúng không
có lõi bức xạ. Khối lượng của SLN dưới giới hạn này nên tất cả SLN đều đối lưu
hoàn toàn.
Chú ý rằng các ngôi sao sẽ đốt cháy lithium bởi phản ứng HepLi 47
2→+ ở
độ tuổi ~ 100 triệu năm, trong khi các SLN không đủ nặng để đạt đến nhiệt độ lõi
thõa mãn phản ứng đó. Các mô hình lý thuyết ước tính khối lượng cực tiểu đốt cháy
lithium là ~ 65 MJ. Điều này là cơ sở của phương pháp gọi là “thử nghiệm lithium”
để phát hiện SLN. Tất cả SLN có khối lượng trong khoảng 13 – 65 MJ sẽ không có
khả năng đốt cháy lithium, nên lithium nguyên thủy sẽ đối lưu từ bên trong ra bề
mặt khí quyển của chúng, từ đó ta có thể khám phá các SLN này thông qua việc
phát hiện vạch hấp thụ Li ở bước sóng 6708 Å. Trong khi đó các SLN khối lượng
lớn hơn (từ 65 đến 75 MJ) sẽ phá hủy lithium ở độ tuổi lớn hơn 100 triệu năm, nên
không thể áp dụng phương pháp này để xác nhận các SLN này. Phương pháp thử
nghiệm lithium chỉ được sử dụng để xác định các SLN có khối lượng dưới 65 MJ.
Tuy nhiên, thử nghiệm lithium phụ thuộc mạnh mẽ vào độ tuổi: các sao ở độ tuổi
dưới 100 triệu năm (phụ thuộc khối lượng) cũng sẽ trưng bày vạch hấp thụ lithium
đó. Do vậy, tuổi của SLN phải được tính đến khi sử dụng phương pháp này để xác
định chúng.
1.1.2.2. Nhiệt độ
Các SLN có nhiệt độ hiệu dụng ước tính từ khoảng 500 K đến 2500 K
(Leggett và cộng sự [28]), giá trị nhiệt độ này phụ thuộc vào khối lượng và độ tuổi

17. của chúng. Năm 2011, Cushing và cộng sự [16] sử dụng dữ liệu WISE (Wide-Field
Infrared Survey Explorer) và xác định được 6 SLN kiểu phổ đầu-Y với nhiệt độ ước
tính ~ 300 K, giá trị nhiệt độ này lạnh như nhiệt độ cơ thể con người.
1.1.2.3. Bán kính
Theo các mô hình lý thuyết, tất cả các SLN già (~ 1 tỷ năm tuổi) gần như có
cùng bán kính với Mộc tinh (RJ) (Chabrier &Baraffe [15]). Bán kính của các SLN
này chỉ thay đổi ~ 10% trên toàn bộ khoảng khối lượng (13 – 75MJ) của chúng.
Còn các SLN trẻ có lẽ có bán kính lớn hơn, phụ thuộc vào tuổi của chúng. Điều này
cũng phù hợp với các kết quả đo trực tiếp bán kính SLN từ các hệ SLN đôi. Chú ý
rằng, bán kính SLN có thể bị ảnh hưởng bởi tác động của từ trường, có thể làm tăng
bán kính của chúng lên từ 10% đến 15% [14].
1.1.2.4. Phân loại sao lùn nâu theo kiểu phổ
Các sao thuộc dãy chính được phân loại theo các lớp phổ sau: O B A F G K
M. Các lớp này sau đó được phân loại nhỏ hơn theo các số Ả Rập (từ 0 đến 9). A0
có nghĩa là sao “nóng” nhất trong lớp A và A9 là sao “lạnh” nhất trong lớp này. Mặt
trời của chúng ta được phân loại là G2. Năm 1999, Martín và cộng sự [36],
Kirkpatrick và cộng sự [23] đã khám phá các SLN lạnh hơn sao M, dẫn đến định
nghĩa lớp phổ mới “L”. Sau đó, vào năm 2002 Burgasser và cộng sự [13] đã khám
phá các SLN methane, dẫn đến định nghĩa lớp phổ bổ sung mới “T” cho các sao lùn
thậm chí lạnh hơn các sao lùn “L”.
SLN thường có các kiểu phổ cuối-M (≥ M9), L và T.
• Đối với các SLN lớp phổ M, quang phổ của chúng được chi phối bởi
các dải hấp thụ phân tử titanium oxide (TiO) và vanadium oxide
(VO).
• Đối với các SLN lớp phổ L, các oxide kim loại (TiO và VO) biến mất
nhanh chóng, thay vào đó là các dải hấp thụ của kim loại hydride

18. mạnh (như FeH, CrH, MgH, CaH), và các dải hấp thụ của alkali nổi
bật (như NaI, KI, CsI, RbI). Và ở một số SLN còn thấy xuất hiện vạch
hấp thụ Li ở bước sóng 6708 Å. Trong khi đó phổ hồng ngoại-gần
(ứng với khoảng bước sóng 1 – 2,5 μm) của các SLN này tương tự với
các sao lùn M, chủ yếu là các dải hấp thụ của nước (H2O) và carbon
monoxide (CO).
• Đối với các SLN lớp phổ T, phổ hồng ngoại gần của chúng chủ yếu là
các dải hấp thụ methane (CH4). Các dải hấp thụ CH4 này chỉ có thể
tìm thấy trong các hành tinh khổng lồ của Hệ Mặt trời và Titan.
• Đối với SLN lớp phổ mới “Y”: về mặt lý thuyết, lớp phổ Y được đề
xuất cho các SLN siêu lạnh có nhiệt độ dưới khoảng 600 K và phổ
hồng ngoại của chúng phải cho thấy các đặc tính ammonia (NH3) nổi
bật và đáng kể, để kích hoạt một lớp phổ mới, lớp phổ Y. Sử dụng dữ
liệu quang trắc hồng ngoại gần từ WISE, Cushing và cộng sự [16] đã
khám phá 6 ứng viên SLN đầu tiên ở đầu-lớp phổ Y. Phổ hồng ngoại-
gần của chúng có khả năng cho thấy các đặc tính hấp thụ NH3. Nhưng
cần có thêm những khám phá mới về các SLN lớp Y lạnh hơn để xác
nhận các đặc tính NH3 này trong phổ hồng ngoại của các SLN thuộc
lớp phổ “Y”.
1.1.3. Những khu vực tìm kiếm, phát hiện sao lùn nâu
Việc tìm kiếm, phát hiện SLN được tiến hành ở 3 khu vực:
• xung quanh các ngôi sao trong dãy chính,
• trong các vùng hình thành sao,
• hoặc chúng trôi nổi tự do trong vùng lân cận Mặt trời.
Vùng lân cận Mặt trời được định nghĩa là khối cầu có bán kính khoảng 25 pc tính từ
Mặt trời, là nơi mà hiện còn một số lớn sao lùn có khối lượng cực nhỏ chưa được
phát hiện.

19. 1.2. HỆ THỐNG KÍNH THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
Để quan sát, nghiên cứu các hiện tượng, tính chất vật lý của các vật thể thiên
văn, chúng ta cần sử dụng các loại kính thiên văn hoạt động ở các bước sóng khác
nhau. Trong khuôn khổ đề tài này, chúng tôi chỉ giới thiệu các hệ thống kính thiên
văn vô tuyến, bao gồm: SMA, CARMA và ALMA.
1.2.1. SMA (the SubMillimeter Array)
SMA là kính thiên văn vô tuyến được đặt ở chân của Pu’u Poli’ahu trên mực
nước biển 4080 m ở đỉnh núi Mauna Kea (Bang Hawaii – Hoa Kỳ). Kính là một
dụng cụ đi tiên phong trong việc quan sát thiên văn vũ trụ lạnh trên khắp các cửa sổ
khí quyển chính từ khoảng 180 GHz đến 900 GHz (tức là bước sóng hoạt động của
kính từ khoảng 0,3 mm đến 1,7 mm), với độ phân giải góc cao. Kính được sử dụng
với 4 dãy thu tần số chính: 180 – 250 GHz, 266 – 355 GHz, 320 – 420 GHz và 600
– 700 GHz.
Hình 1.2. 8 ăngten của SMA (Nguồn: Trung Tâm Quan Sát SMA, Hoa Kỳ,
http://sma1.sma.hawaii.edu).
Kính SMA được tạo thành từ 8 ăngten, mỗi ăngten có đường kính 6 m (Hình
1.2) và có thể thay đổi vị trí. Hiện nay, SMA được phối hợp vận hành bởi Đài quan
sát Vật lý Thiên văn Smithsonian (Hoa Kỳ), và Viện Thiên văn và Vật lý Thiên văn
Sinica (Đài Loan). Và kính được sử dụng với 4 cấu hình ăngten cơ bản, được trình
bày trong Bảng 1.1.

20. Bảng 1.1. Các cấu hình cơ bản của kính thiên văn vô tuyến SMA
Cấu hình
Đường cơ
sở cực đại
Độ phân giải không gian
Độ nhạy nguồn điểm đối
với dải băng tần 8 GHz
Ở tần số
230 GHz
Ở tần số
345 GHz
Ở tần số
230 GHz
Ở tần số
345 GHz
Subcompact 25 m 7,4''×7,1'' 4,9''×4,7'' 0,7 mJy 1,9 mJy
Compact 70 m 3,3''×2,9'' 2,2''×1,9'' 0,5 mJy 1,35 mJy
Extended 220 m 1,3''×1,0'' 0,8''×0,7'' 0,5 mJy 1,35 mJy
Very extended 508 m 0,5''×0,4'' 0,35''×0,3'' 0,5 mJy 1,35 mJy
1.2.2. CARMA (the Combined Array for Research in Millimeter-wave
Astronomy)
Hình 1.3. 23 ăngten của CARMA (Nguồn: http://www.mmarray.org).
CARMA là kính thiên văn vô tuyến được đặt ở Cedar Flat (ở độ cao 2200 m
so với mực nước biển) trên núi Inyo, phía đông California, Hoa kỳ. Kính hoạt động
ở các bước sóng 1 cm (27 – 35 GHz), 3 mm (85 – 116 GHz) và 1 mm (215 – 270
GHz), và được tạo thành từ 23 ăngten (Hình 1.3), trong đó gồm 9 ăngten đường
kính 6 m, 6 ăngten đường kính 10 m và 8 ăngten đường kính 3,5 m. 23 ăngten này
được bố trí trong 2 mảng độc lập (2 mảng này có khả năng quan sát khác nhau
nhưng phù hợp với mục tiêu khoa học chính của kính): mảng thứ nhất gồm 9 ăngten

21. đường kính 6 m và 6 ăngten đường kính 10 m, mảng thứ hai gồm 8 ăngten đường
kính 3,5 m. Các đặc tính cơ bản của 2 mảng này được trình bày trong Bảng 1.2.
Hiện nay, CARMA được vận hành chung bởi sự hợp tác của các trường Đại
học California (Berkeley), Chicago, Illinois, Maryland, Đài thiên văn Vô tuyến và
Viện Công Nghệ California, và được hỗ trợ bởi Quỹ Khoa học Quốc gia Hoa Kỳ.
Bảng 1.2. Các đặc tính và cấu hình của 2 mảng chính của kính thiên văn vô tuyến
CARMA
Mảng
Bước
sóng
hoạt
động
Độ chính
xác đánh
dấu
(rms [1]
)
Cấu
hình
Đường
cơ sở
(m)
Độ phân giải góc
(thường ở 100 GHz đối với
mảng thứ nhất và 30 GHz đối
với mảng thứ hai)
Mảng
thứ nhất
(9 × 6m
+
6 × 10m)
3 mm
và
1 mm
5"
A 150 – 1883 0,3"
B 82 – 946 0,8"
C 26 – 370 2"
D 11 – 148 5"
E 8,5 – 66 10"
Mảng
thứ hai
(8 × 3,5m)
1 cm
và
3 mm
15" Z 56 – 78 1'
1.2.3. ALMA (the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array)
ALMA sẽ là một kính thiên văn vô tuyến quan sát vũ trụ ở vùng bước sóng
mm và dưới mm. Kính được đặt trên đồng bằng Llano de Chajnantor của dãy núi
Andes, miền bắc Chile, ở độ cao ~ 5000 m so với mực nước biển. Địa điểm này
thoáng rộng nên các ăngten có thể thay đổi vị trí dễ dàng trong phạm vi ít nhất 16
km.
[1]
root-mean square (viết tắt là rms): căn bậc hai của trung bình các bình phương.

22. ALMA sẽ là một thiết bị gồm 66 ăngten độ chính xác cao có thể cấu hình lại
được, trong đó kính sẽ gồm 50 ăngten đường kính 12 m trong hệ kính-12 m (Hình
1.4), 12 ăngten đường kính 7 m trong mảng compact ALMA, và 4 ăngten đường
kính 12 m hình thành mảng tổng công suất (total power array).
ALMA là một thiết bị thiên văn học quốc tế, với sự cộng tác của Châu Âu,
Bắc Mỹ và Đông Á, cùng với sự hợp tác của Cộng Hoà Chile. Đài Quan sát Chung
ALMA (the Joint ALMA Observatory) đóng vai trò lãnh đạo và quản lý thống nhất
về xây dựng, chạy thử và vận hành kính.
Trong thời gian sắp tới, 16 ăngten đầu tiên trong hệ kính 12 m sẽ được sử
dụng, mỗi ăngten có 4 dải máy thu, được bố trí trong 2 cấu hình: cấu hình compact
(có đường cơ sở từ 18 m đến 125 m) và cấu hình extended (mở rộng) (có đường cơ
sở từ 36 m đến 400 m).
Hình 1.4. 50 ăngten trong hệ kính 12m của ALMA trong tương lai (Nguồn:
http://www.almaobservatory.org).

23. Chương 2: CÁC GIẢ THUYẾT HÌNH THÀNH SAO LÙN NÂU VÀ
CÁC QUAN SÁT THỰC NGHIỆM KIỂM CHỨNG
Tiếp đến chương 2 này, chúng tôi trình bày ngắn gọn lý thuyết về quá trình
hình thành của một ngôi sao thông thường (như Mặt trời của chúng ta), và cho thấy
khó khăn khi áp dụng lý thuyết này để giải thích nguồn gốc hình thành của các
SLN. Tiếp đó, chúng tôi giới thiệu và thảo luận các giả thuyết về cơ chế hình thành
SLN và các quan sát thực nghiệm đã được thực hiện để kiểm chứng các giả thuyết
này.
2.1. CÁC GIẢ THUYẾT HÌNH THÀNH SAO LÙN NÂU
2.1.1. Quá trình hình thành của các sao thông thường
Các ngôi sao được sinh ra trong cơ thể mẹ đó là đám mây phân tử, các đám
mây phân tử này cung cấp vật liệu, tạo môi trường và các điều kiện ban đầu thích
hợp để hình thành ngôi sao. Các đám mây phân tử thường có khối lượng và kích
thước rất lớn (lớn hơn 10.000 M
) với đường kính xấp xỉ 60 pc (~ 200 năm ánh
sáng) (Blitz & Williams [10]). Do các đám mây này có thành phần chủ yếu là các
phân tử khí nên chúng được gọi là đám mây phân tử, trong đó nhiều nhất là
hydrogen (H2), rồi đến carbon monoxide (CO). Nhưng H2 rất khó quan sát trực tiếp
được nên CO được dùng như phân tử đánh dấu các đám mây phân tử. Ngoài ra, các
đám mây phân tử còn chứa rất nhiều các phân tử khác ở trạng thái khí như CS,
H2CO, H2O … và thành phần quan trọng khác là các hạt bụi có kích thước rất nhỏ
(từ vài đến vài chục μm), tại các hạt bụi này các nguyên tử hydrogen hay các
nguyên tử khác đến để gặp nhau và kết hợp với nhau tạo thành phân tử (Van
Dishoeck [56]). Mật độ bụi khí trong các đám mây phân tử có giá trị khoảng 10-21
đến 10-20
g.cm-3
, ứng với khoảng 5.103
nguyên tử trong một cm3
. 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 một lượng lớn các đám mây riêng lẻ. Các đám mây riêng lẽ này là các

24. khối khí và bụi có mật độ cao (gọi là lõi tiền sao). Các lõi tiền sao sẽ bắt đầu co rút
dưới tác dụng của lực hấp dẫn của chính nó, khởi đầu cho quá trình hình thành sao.
Lực chống đỡ lại sự co rút hấp dẫn này mạnh mẽ nhất là áp suất tạo bởi nhiệt
độ (quang áp). Bên cạnh quang áp, từ trường và sự hỗn độn của vật chất trong đám
mây phân tử cũng góp phần chống đỡ sự sụp đổ trọng trường này. Năm 1902, nhà
vật lý người Anh Jame H. Jeans đã tìm ra một khối lượng tối thiểu để cho trọng lực
của một lõi tiền sao có thể thắng các lực chống đỡ và bắt đầu sự co rút. Khối lượng
này sau đó được mang tên ông (khối lượng Jeans) và là điều kiện đầu tiên tối quan
trọng cho bất kì một lõi tiền sao nào bắt đầu co rút hấp dẫn, khối lượng Jeans này
chỉ phụ thuộc vào nhiệt độ và mật độ của lõi tiền sao.
Quá trình tiến hóa của các tiền sao bắt đầu từ sự co rút của các lõi tiền sao,
có thể được chia ra làm hai thời kì dựa vào các quan sát ở các bước sóng khác nhau:
thời kì tiền sao nằm ẩn mình sâu trong vỏ bọc dày đặc bụi và khí chỉ được quan sát
ở bước sóng dưới mm và hồng ngoại, và thời kì tiền sao đã bắt đầu lộ diện và quan
sát được ở bước sóng khả kiến.
Thời kì ẩn mình
Khi trọng lực của lõi tiền sao thắng các lực chống đỡ, thì lúc này điều kiện
ban đầu được hình thành, tức là khối lượng của lõi tiền sao lớn hơn khối lượng tối
thiểu Jeans, và lõi tiền sao bắt đầu tự co rút hấp dẫn. Các quan sát về tiền sao đều
rút ra cùng một kết quả, đó là các tiền sao được hình thành từ các quả cầu khí đẳng
nhiệt, mật độ tại tâm quả cầu khí rất cao và giảm rất nhanh từ trong ra ngoài. Do
nhiệt độ của quả cầu này đồng nhất, khối lượng Jeans chỉ còn phụ thuộc vào mật độ
và tăng dần từ trong ra ngoài. Vì vậy, sự co rút này nếu có xảy ra thì sẽ xảy ra từ
trong ra ngoài (inside – out collapse). Tiền sao ở thời kì ẩn mình tiến hóa qua hai
GĐ chính: tiền sao giai đoạn 0 và tiền sao giai đoạn I.
• Tiền sao giai đoạn 0. 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, nhưng do mang động lượng quay khác nhau, những hạt có

25. 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. Vật chất trên đĩa bồi đắp, do tác động của 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 kéo nhau di chuyển vào lõi tiền sao trung
tâm, do đó bồi đắp thêm vật chất cho lõi tiền sao. Tuy nhiên, chỉ trên
dưới 50% vật chất ở lại lõi tiền sao, phần còn lại được trả ngược trở
lại ra môi trường bên ngoài thông qua luồng phụt lưỡng cực phân tử
khí, vuông góc với mặt phẳng đĩa. Luồng phụt này được tạo ra do nhu
cầu phải 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. Trên đường đi của mình,
luồng phụt tương tác với vật chất của vỏ bọc ngoài. Tiền sao giai đoạn
0 có năng lượng cực điểm ở bước sóng từ 0,01 mm đến 1 mm, biểu đồ
của sự phân bố năng lượng trên quang phổ có hình dạng tương tự như
biểu đồ bức xạ của một vật thể đen có một nhiệt độ duy nhất (Hình
2.1).
Tiền sao giai đoạn 0 đặc trưng bởi nhiệt độ bức xạ thấp 10 – 30 K kết
hợp với luồng phụt lưỡng cực phân tử. Năng lượng bức xạ của tiền
sao trong giai đoạn này cao nhất ở bước sóng dưới mm là vì vỏ bọc
dày đặc khí bụi đã hấp thụ và xử lý lại hầu hết bức xạ ở các bước sóng
khác từ tiền sao trung tâm, chuyển hóa thành bức xạ ở bước sóng dưới
mm.

26. Hình 2.1. Phổ phân bố năng lượng của vật thể tiền sao giai đoạn 0. Đỉnh phổ năng
lượng ở bước sóng dưới mm (André [1]).
(Class 0 = giai đoạn 0; Cold Black Body = Vật Đen Lạnh; Submm = dưới mm).
• Tiền sao giai đoạn I. Tiền sao giai đoạn I vẫn còn mang luồng phụt
lưỡng cực, đĩa bồi đắp như tiền sao giai đoạn 0 nhưng lúc này luồng
phụt đã phần nào đâm thủng vỏ bọc, phá hủy vật chất ở đó. Do đó,
phần nào năng lượng ở gần bước sóng khả kiến đã dần dần thoát ra từ
lỗ hổng đó và chúng ta có thể nhìn thấy chúng ở bước sóng gần khả
kiến, đồng thời trong phổ phân bố năng lượng của vật thể tiền sao còn
có sự vượt mức hồng ngoại xa (Hình 2.2).
Hình 2.2. Phổ phân bố năng lượng của vật thể tiền sao giai đoạn I. Đỉnh phổ năng
lượng bây giờ đã dịch chuyển đến bước sóng gần khả kiến [1].
(Class I = giai đoạn I; Infrared Excess = Sự vượt mức Hồng ngoại).

27. Bởi vì khởi điểm của giai đoạn tiền sao được tính ngay từ lúc lõi tiền
sao co rút, hầu hết vật chất tồn tại cuối cùng trong ngôi sao được bồi
đắp ở thời kì ẩn mình này.
Thời kì lộ diện
Tiền sao ở thời kì này đã bắt đầu được quan sát thấy ở bước sóng khả kiến,
và chúng tiến hóa qua hai giai đoạn chính: tiền sao giai đoạn II và tiền sao giai
đoạn III.
• Tiền sao giai đoạn II. Bắt đầu vào giai đoạn này, luồng phụt đã phá
vỡ được vỏ bọc bên ngoài và cũng dần tan biến, chỉ còn lại tiền sao
trung tâm và đĩa tiền hành tinh. Lúc này tiền sao giai đoạn II đã thu
gom đủ khối lượng và sắp trở thành một ngôi sao thực thụ. Biểu đồ
năng lượng bức xạ đã dời hẳn qua bước sóng nhìn thấy và phần bức
xạ vượt mức ở bước sóng hồng ngoại xa và dưới mm vẫn còn tồn tại
mặc dù ít hơn (Hình 2.3), do phần năng lượng này không phải có
nguồn gốc từ vỏ bọc bên ngoài mà chủ yếu đến từ đĩa tiền hành tinh.
Quá trình bồi đắp ở giai đoạn này vẫn còn nhưng với tốc độ thấp hơn
nhiều so với ở thời kì ẩn mình.
Hình 2.3. Phổ phân bố năng lượng của vật thể tiền sao giai đoạn II. Đỉnh phổ năng
lượng đã dịch chuyển hẳn sang vùng bước sóng khả kiến và có sự vượt mức bức xạ
bắt nguồn từ đĩa tiền hành tinh [1].
(Class II = giai đoạn II; Disk = Đĩa).

28. • Tiền sao giai đoạn III. Đối với tiền sao giai đoạn III, vật chất trên đĩa
tiền hành tinh dần dần mất đi do sự đốt nóng của tiền sao trung tâm và
đồng thời cũng do bị bồi đắp vào trong, chỉ còn lại những vật thể đá
rắn sẽ hình thành hành tinh, do đó phổ phân bố năng lượng của vật thể
tiền sao giai đoạn III gần tương tự như ở tiền sao giai đoạn II nhưng
không còn sự vượt mức của những bức xạ bắt nguồn từ đĩa (Hình
2.4). Lúc này tiền sao có thể đã được gọi là một ngôi sao thực thụ với
các hành tinh quay xung quanh.
Hình 2.4. Phổ phân bố năng lượng của vật thể tiền sao giai đoạn III [1].
(Class III = giai đoạn III; Stellar Black Body = Vật Đen Sao)

29. Hình 2.5. Quá trình hình thành một ngôi sao thông thường khối lượng thấp
(Greene [19]).
(Dark cloud = đám mây phân tử ; dense core = lõi dày đặc ; gravitational collapse
= co rút trọng trường ; protostar = tiền sao ; bipolar outflow = luồng phụt lưỡng
cực ; envelope = vỏ bọc ; protoplanetary disk = đĩa tiền hành tinh ; central star =
ngôi sao trung tâm ; planetary system = hệ hành tinh).
Hình 2.5 mô tả toàn bộ quá trình tiến hóa của một ngôi sao thông thường
(giống như Mặt trời) từ giai đoạn các đám mây phân tử đến khi hình thành luồng
phụt, đĩa tiền hành tinh và kết thúc bằng một hệ sao và hành tinh (giống như Hệ
Mặt trời của chúng ta).
2.1.2. Các giả thuyết hình thành sao lùn nâu
2.1.2.1. Mô hình sao lùn nâu hình thành theo cùng cách thức như
các sao thông thường khối lượng thấp
a. Sự phân mảnh hỗn loạn
Sự nhiễu loạn siêu âm trong các đám mây phân tử – chẳng hạn được tạo ra
bởi 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. Động năng của dòng chảy hỗn loạn siêu âm thường lớn hơn
khoảng 100 lần năng lượng chuyển động nhiệt trên phạm vi vài pc. Dòng chảy hỗn
loạn siêu âm này tạo nên các mảnh khí và bụi có khối lượng rất thấp (chúng được
lắp ghép từ các khối khí và bụi nhỏ hơn) đủ dày đặc và nặng (lớn hơn khối lượng
tới hạn riêng của nó) để 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 để nhấn mạnh việc các tiền sao khối lượng thấp và tiền SLN được hình thành
trong đám mây phân tử hỗn loạn siêu âm [42, 43].
Điều kiện cần thiết để hình thành lõi tiền SLN trong dòng chảy hỗn loạn siêu
âm là sự hiện diện của các mảnh khí và bụi trong dòng chảy hỗn loạn và khối lượng
của chúng ít nhất bằng khối lượng tới hạn để tự co rút hấp dẫn. Khối lượng tới hạn
được sử dụng là khối lượng Bonner-Ebert thay cho khối lượng Jeans cổ điển, do
dòng chảy hỗn loạn siêu âm có mật độ thay đổi phi tuyến tính rất cao (thay vì mật

30. độ thay đổi tuyến tính như trong giả thiết của Jeans), được tính bởi:
BEm = 3,3Mʘ
2/1
33
2/3
1010
−
− 











cm
n
K
T
, trong đó T và n là nhiệt độ trung bình và mật
độ trung bình của mảnh khí và bụi.
Các mô phỏng của Padoan & Nordlund [42, 43] về cơ chế hình thành SLN
và sao khối lượng thấp từ sự phân mảnh hỗn loạn trong đám mây phân tử có thể giải
thích độ dồi dào SLN và hàm khối lượng ban đầu của SLN như đã quan sát, nhưng
việc phát hiện các lõi tiền SLN dựa vào dự đoán của giả thuyết này là rất khó, do
vậy giả thuyết này vẫn chưa được kiểm chứng.
b. Sự phân mảnh hấp dẫn
Trong đám mây phân tử, các sao thông thường khối lượng lớn và khối lượng
trung bình được hình thành theo cách thức chuẩn như đã trình bày ở tiểu mục 2.1.1.
Chúng có thể 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. Dọc theo dòng khí này có nhiều khối khí
được hình thành. Các khối khí này một khi nó có mật độ đủ cao thì có thể tự co rút
hấp dẫn trở thành tiền sao, và chúng đang 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 ([11],
Whitworth và cộng sự [59]).
Sự tăng tốc dưới thế năng hấp dẫn của các hệ sao đã đảm bảo các tiền SLN
và tiền sao khối lượng thấp có vận tốc-tương đối cao, nên có tốc độ bồi đắp thấp và
duy trì là vật thể khối lượng thấp, do đó trong kịch bản này, sự hình thành các SLN
và sao khối lượng thấp không cần bất kì sự đẩy ra động lực học nào.
Theo kết quả của những mô phỏng trong mô hình phân mảnh hấp dẫn này,
sự hỗn loạn siêu âm trong đám mây phân tử không đóng vai trò trong việc tạo ra
SLN. Các nhà thiên văn học không ủng hộ điều này, mà lại cho rằng sự hỗn loạn

31. siêu âm trong đám mây phân tử đóng vai trò quan trọng để hình thành các lõi tiền
SLN, nhưng vẫn chưa có quan sát thực nghiệm kiểm chứng điều này.
Ngoài ra, một kết luận tiêu biểu của mô hình này là các SLN được hình
thành trong các hệ sao, nên chúng phải thường được tìm thấy hơn trong các vùng
mật độ sao cao. Tuy nhiên, thực tế quan sát cho thấy các SLN xuất hiện ở các vị trí
ngẫu nhiên trong khắp đám mây phân tử. Và đáng chú ý rằng những quan sát lại
cho thấy độ dồi dào của SLN giảm trong các vùng mật độ sao cao. Mô hình phân
mảnh hấp dẫn vẫn chưa thể giải thích thấu đáo các vấn đề này.
2.1.2.2. Các mô hình khác về nguồn gốc hình thành của sao lùn
nâu
a. Sự phân mảnh đĩa
Ở một số sao thông thường có các đĩa bồi đắp lớn (khối lượng ~0,1 M
và
kích thước ≥ 100 AU) và vẫn còn bồi đắp khối lượng, các đĩa này nếu có khối
lượng đủ lớn để lực hấp dẫn lớn hơn lực li tâm, chuyển động nhiệt, và từ trường bên
trong đĩa thì các đĩa sẽ bị phân mãnh.
Mô hình phân mảnh đĩa chỉ mới được nghiên cứu dựa trên các mô phỏng số
học. Gần đây, Stamatellos & Whitworth [54] đã báo cáo các mô phỏng thủy động
lực học về quá trình phân mảnh của một đĩa có khối lượng 0,7 M
, bán kính trong
40 AU và bán kính ngoài 400 AU. Sau khi một mảnh vỡ hình thành, nó bồi đắp vật
chất trong đĩa, đồng thời nó tương tác với đĩa qua lực kéo và tương tác động lực học
với các mảnh vỡ khác. Kết quả là vài mảnh vỡ di chuyển đến gần vật thể trung tâm.
Vùng này giàu khí, nên những mảnh này bồi đắp được nhiều vật chất và cuối cùng
chúng sẽ trở thành các sao đốt cháy hydrogen khối lượng thấp. Còn các mảnh vỡ ở
xa vật thể trung tâm cũng bồi đắp vật chất trong đĩa nhưng không nhiều, chúng sẽ
trở thành các SLN (trong đó có một số SLN có khối lượng cỡ khối lượng hành
tinh). Nếu bất kì SLN nào di chuyển vào trong vùng gần ngôi sao trung tâm, chúng

32. có xu hướng bị đẩy ra trở lại vùng ngoài qua các tương tác 3 vật thể, tạo ra sự thiếu
hụt SLN đồng hành gần với các sao như Mặt trời, tức là vùng thiếu SLN.
Thường có khoảng từ 5 đến 10 vật thể được hình thành trong mỗi đĩa như thế
này, trong đó ~ 70% là các SLN, còn lại là các sao thông thường khối lượng thấp.
Các vật thể này trong đĩa có thể chuyển động đến gần nhau và kết cặp với nhau, tạo
ra các hệ đôi của các vật thể khối lượng thấp. Đôi khi cũng có một mảnh vỡ trong
đĩa bị đẩy ra ngoài do tương tác động lực học với các mảnh vỡ khác. Do nó bị mất
kén khí nên nó dừng sự bồi đắp, duy trì khối lượng rất thấp của nó và trở thành vật
thể khối lượng hành tinh trôi nổi tự do.
Kết quả mô phỏng của mô hình phân mảnh đĩa này giải thích được một cách
hợp lý (1) hình dạng hàm khối lượng ban đầu của các vật thể khối lượng thấp, (2)
vùng thiếu SLN, (3) các thuộc tính hệ đôi của các vật thể khối lượng thấp và (4) sự
hình thành các vật thể khối lượng hành tinh trôi nổi tự do. Một chú ý quan trọng là,
với thời gian tồn tại của tiền sao giai đoạn 0 là ~ 105
năm nhưng đĩa lại phân mảnh
và tiêu tan trong vòng ~ 104
năm, do đó xác suất quan sát một đĩa phân mảnh quanh
vật thể tiền sao giai đoạn 0 là ~ 10%. Và chỉ có ~ 20% các sao giống Mặt trời có đĩa
bất ổn và phân mảnh hấp dẫn để tạo ra số lượng lớn các SLN như đã quan sát. Như
vậy, xác suất quan sát những đĩa đang phân mảnh này chỉ ~ 2% (tức là các đĩa đang
phân mảnh rất khó được quan sát).
b. Sự đẩy ra sớm của các phôi tiền sao
Nhiều nghiên cứu một cách chi tiết về các sao thuộc dãy chính và các sao đã
tiến hóa cho thấy rằng có khoảng từ 15% đến 20% các sao là các hệ gồm 3 vật thể
hoặc nhiều hơn. Trong hệ gồm nhiều vật thể tiền sao này, một thành viên có khối
lượng thấp nhất có thể bị đẩy ra khỏi hệ, vì xác suất đẩy ra gần đúng tỉ lệ nghịch với
lũy thừa bậc ba của khối lượng. Sự đẩy ra này nhiều khả năng xảy ra trong khoảng
thời gian tiền sao giai đoạn 0. Điều này có nghĩa là trong quá trình lõi tiền sao bố
mẹ co rút thì hình thành 3 vật thể phôi tiền sao hoặc nhiều hơn bên trong lõi bố mẹ
này. Các phôi tiền sao phát triển riêng lẻ bằng cách bồi đắp vật chất từ lớp vỏ bọc

33. dày đặc khí chung và tương tác động lực học với nhau. Quá trình bồi đắp vật chất
của các phôi tiền sao khác nhau thì không giống nhau, dẫn đến phổ khối lượng tiền
sao trong các hệ sao kéo dài từ khối lượng cao đến xuống dưới giới hạn đốt cháy
hydrogen (75 MJ).
Khi có một tiền sao bị đẩy ra từ hệ gồm nhiều phôi tiền sao (tức là lõi tiền
sao bố mẹ), tiền sao bị đẩy ra này bị mất kén khí và do không thể bồi đắp thêm vật
chất để tăng khối lượng nên nó duy trì khối lượng thấp của mình và trở thành sao
khối lượng thấp hoặc SLN hoặc vật thể khối lượng hành tinh [48].
Những nghiên cứu về quá trình hình thành SLN theo mô hình đẩy ra này chỉ
được phát triển thông qua các mô phỏng số học. Một tiên đoán tiêu biểu của mô
hình này là các hệ SLN đôi được hình thành theo mô hình này thì khoảng cách giữa
chúng tối đa khoảng 15 AU. Tuy nhiên các quan sát cho thấy sự tồn tại của nhiều hệ
SLN đôi có khoảng cách từ vài chục đến vài trăm AU. Ngoài ra, các quan sát khác
cũng không ủng hộ mô hình này. Do đó, có thể một số ít các SLN được tạo ra bởi
mô hình này nhưng không phải tất cả các SLN.
c. Sự bào mòn quang học các tiền sao
Cơ chế này đề cấp đến các tiền sao có khối lượng ≤ 1 M
nằm lân cận quanh
các sao O, B to lớn mới được hình thành. Các tiền sao này sẽ bị các bức xạ ion hóa
từ các sao O, B làm bào mòn các lớp khí bên ngoài, tạo ra các lõi khối lượng thấp,
và sẽ trở thành sao khối lượng thấp hoặc SLN hoặc vật thể khối lượng hành tinh
(Whitworth & Zinnecker [60]).
Tuy nhiên, người ta vẫn phát hiện một số lượng lớn các SLN ở các vùng hình
thành sao không có các sao O, B. Vì vậy, phần lớn SLN không thể được hình thành
từ cơ chế này.

34. 2.2. CÁC QUAN SÁT THỰC NGHIỆM KIỂM CHỨNG NGUỒN GỐC SAO
LÙN NÂU HÌNH THÀNH GIỐNG CÁC SAO THÔNG THƯỜNG KHỐI
LƯỢNG THẤP
Mặc dù nguồn gốc hình thành của SLN vẫn còn đang là vấn đề tranh cãi,
nhưng từ những bằng chứng quan sát thực nghiệm dưới đây giúp cho các nhà thiên
văn học tin tưởng rằng chúng có chung nguồn gốc hình thành với các sao thông
thường khối lượng thấp.
2.2.1. Các đĩa bồi đắp xung quanh sao lùn nâu
Nhiều SLN đã được quan sát và đã có những bằng chứng cho thấy sự hiện
diện của các đĩa quanh các SLN này thông qua việc phát hiện các phát xạ vượt mức
trong phân bố phổ năng lượng của chúng. Những phát xạ vượt mức này được cho là
bắt nguồn từ các phát xạ bụi trong đĩa quanh các SLN.
Sự phát triển của các thế hệ kính thiên văn vô tuyến đã giúp phát hiện các
phát xạ vượt mức này xuống đến các bước sóng hồng ngoại và bước sóng mm. SLN
nhỏ nhất được phát hiện có đĩa xung quanh là Cha 1109-7734, thuộc vùng hình
thành sao Chamaeleon I. SLN này có khối lượng ước tính 7
38+
− MJ, và có đĩa bồi đắp
với tốc độ bồi đắp ≤ 10–12
M
/năm (Luhman và cộng sự [33]).
Khối lượng của các đĩa này quanh các SLN thường từ 0,4 đến 6 MJ, chiếm
vài % khối lượng SLN. Tỉ lệ khối lượng đĩa so với khối lượng vật thể trung tâm của
SLN tương đồng với tỉ lệ này ở các đĩa quanh sao thông thường khối lượng thấp.
Điều này đề xuất rằng tỉ lệ này đã xuống đến các vật thể khối lượng dưới sao.
Dạng hình học của các đĩa này thay đổi theo quá trình tiến hóa của đĩa. Đĩa
có dạng loe (flare) với các góc mở tăng theo bán kính đĩa thường đặc trưng cho giai
đoạn đầu của quá trình đĩa tiến hóa, trước khi quá trình bụi (quá trình hạt nhỏ phát
triển và lắng thành bụi) xảy ra. Hình dạng đĩa bằng phẳng (flat) hơn được cho là
biểu diễn giai đoạn tiến hóa sau giai đoạn đĩa loe. Xu hướng tiến hóa dạng hình học
này của đĩa quanh các SLN cũng tương tự như ở đĩa quanh các sao khối lượng thấp.

35. Quá trình bụi xảy ra trong đĩa quanh các SLN có thể được phát hiện và
nghiên cứu dựa vào việc mô hình hóa phân bố phổ năng lượng của các SLN. Quá
trình bụi là dấu hiệu đầu tiên về sự hình thành hành tinh quanh các vật thể nhỏ này.
Hình 2.6 trình bày phổ hồng ngoại của một số đĩa quanh SLN và sao khối lượng rất
thấp. Hầu hết các phổ cho thấy các đặc tính silicate và đặc tính kết tinh (thể hiện ở
các đỉnh phổ) mở rộng hơn so với vật chất môi trường đám mây phân tử. Điều này
tiết lộ về sự lắng đọng bụi trong các đĩa của các SLN. Kết quả này chứng tỏ quá
trình bụi độc lập được xác định độc lập trong các đĩa quanh SLN, và nhiều khả năng
hình thành hành tinh. Có nghĩa là các vật liệu thô cho sự hình thành hành tinh
thường có sẵn trong đĩa quanh các SLN, cũng giống như thường có sẵn trong các
đĩa quanh các sao thông thường (như các hành tinh hình thành xung quanh ngôi sao
trung tâm trên Hình 2.1 đã mô tả ở trên), và ủng hộ quan điểm cho rằng các SLN và
sao thông thường có chung nguồn gốc hình thành.
Hình 2.6. Phổ hồng ngoại của một số đĩa quanh SLN và sao khối lượng rất thấp từ
Furlan và cộng sự [18], Apai và cộng sự [5]. Để so sánh, trên hình có trình bày phổ

36. của môi trường vật chất giữa các vì sao (ISM) giàu silicate và phổ của sao chổi
Hale-Bopp giàu tinh thể.
(crystalline pyroxene = tinh thể pyroxene; amorphous silicate = silicate vô định
hình; crystalline olivine = tinh thể olivine).
2.2.2. Các luồng phụt lưỡng cực phân tử khí
Hiện tượng phóng luồng phụt lưỡng cực phân tử khí là hiện tượng phổ biến
và rất đặc trưng trong quá trình hình thành các sao thông thường như đã trình bày ở
tiểu mục 2.1.1. Nhưng đối với các vật thể khối lượng dưới sao (như sao khối lượng
rất thấp và SLN) thì nó vẫn đang là lĩnh vực mới, và chỉ mới được phát hiện ở một
số vật thể rải rác.
Cho đến nay, các nhà thiên văn học đã phát hiện và báo cáo 4 luồng phụt
lưỡng cực phân tử khí ở các vật thể ứng viên tiền SLN giai đoạn 0 hoặc giai đoạn I,
1 luồng phụt ở tiền SLN giai đoạn II, 1 luồng phụt ở tiền sao khối lượng rất thấp
giai đoạn II (xem chi tiết ở mục 3.3). Tất cả 6 luồng phụt này đều thuộc vùng khối
lượng dưới sao. Những phát hiện này là bằng chứng mạnh mẽ chứng tỏ rằng các
SLN có chung nguồn gốc hình thành với các sao thông thường. Nhưng cũng cần có
thêm những phát hiện mới về các lõi tiền SLN và các luồng phụt ở các giai đoạn
đầu (giai đoạn 0, I) để xác nhận rằng phần lớn các SLN được hình thành giống như
các sao thông thường, và hiện tượng luồng phụt cũng phổ biến ở các SLN.
2.2.3. Hàm khối lượng ban đầu (IMF)
Hơn một thập kỷ qua đã có nhiều cuộc nghiên cứu quy mô nhằm khảo sát về
mặt thống kê số lượng SLN ở các vùng hình thành sao và chòm sao trẻ, có tuổi
động lực học < 10 triệu năm (vì các sao sáng nhất khi còn trẻ nên giúp dễ quan sát).
Tiêu biểu là các phép đo hàm khối lượng ban đầu ở các vùng hình thành sao trẻ IC
348, Chamaeleon I, Taurus và Trapezium, chúng được vẽ chung trên Hình 2.7.
Chúng là sự kết hợp tốt nhất các số liệu thống kê, và bao quát được khoảng rộng
khối lượng động lực học trong các vùng hình thành sao đã nghiên cứu.

37. Kết quả quan sát cho thấy hàm IMF phân bố liên tục khi chuyển từ các sao
khối lượng thấp sang các SLN tạo thành một phổ liên tục. Do đó, người ta cho rằng
các SLN và sao khối lượng thấp có cùng cơ chế hình thành, hay nói cách khác,
chúng có cùng nguồn gốc.
Hình 2.7. Hàm khối lượng ban đầu của các vùng hình thành sao Taurus (Luhman
[31]), IC 348 (Luhman và cộng sự [35]), Chamaeleon I [34], và chòm sao
Trapezium (Muench và cộng sự [38]).
2.2.4. Sự phân bố vận tốc và phân bố không gian
Các mô hình hình thành SLN thông qua sự đẩy phôi tiền sao đã dự báo các
SLN sinh ra sẽ có sự phân tán vận tốc cao hơn các sao thông thường, vì vậy chúng
được dự báo sẽ phân bố rộng rãi trong các vùng hình thành sao.
Trong khi đó, các mô hình khác của kịch bản này và các mô hình hình thành
SLN theo cùng cách thức chung với sao thông thường, đã dự báo rằng các sao thông
thường và SLN sẽ có sự phân bố vận tốc và phân bố không gian giống nhau. Sự tiến
hóa động lực học của một hệ sao thông thường có thể tạo ra các phân bố phụ thuộc
khối lượng, nên các hệ sao già hoặc dày đặc không thích hợp để kiểm tra các dự báo
này. Do đó, vùng hình thành sao Taurus và Chamaeleon, với độ tuổi còn trẻ và mật

38. độ sao thấp, là nơi lý tưởng để so sánh vị trí và động học của các SLN với sao thông
thường.
Các vận tốc hướng tâm của các sao khối lượng thấp và SLN trong
Chamaeleon I được đo từ phổ có độ phân giải cao cho kết quả bị phân tán ít hơn
một chút (0,9 ± 0,3 km/s), nhưng vẫn phù hợp với các sao thông thường (1,3 ± 0,3
km/s). Các SLN cũng không cho thấy vận tốc cuối cao như được dự báo bởi một số
mô hình của kịch bản đẩy phôi tiền sao. Các kết quả tương tự cũng được tìm thấy
trong Taurus.
Những dữ liệu khảo sát SLN trong Taurus cho thấy không có sự khác biệt
đáng kể nào về sự phân bố không gian của các thành viên khối lượng cao và khối
lượng thấp của Taurus. Điều này càng được làm sáng tỏ thông qua việc hoàn tất
cuộc khảo sát SLN 225 độ2
bao quát tất cả Taurus và được trình bày trong Hình 2.8.
Theo đó, không có bằng chứng về sự hiện diện của một vùng riêng lẻ tập trung số
lượng lớn SLN nào, mà các SLN xuất hiện xen kẽ với các sao khối lượng cao và
khối lượng thấp, giống như sự phân bố không gian của các sao thông thường.
Những kết quả này ủng hộ cho kịch bản SLN có chung nguồn gốc hình thành với
các sao thông thường.

39. Hình 2.8. Sự phân bố không gian của các sao thông thường (kiểu phổ ≤ M6, được
minh họa bởi các đường tròn) và các SLN (kiểu phổ > M6, được minh họa bởi các
dấu chéo) trong vùng hình thành sao Taurus (Luhman [32]).

40. Chương 3: QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ
CO
Quá trình giải phóng lưỡng cực phân tử khí CO là một hiện tượng vật lý đặc
trưng xảy ra ở các giai đoạn hình thành sao rất sớm, ở giai đoạn 0, I và II như đã
trình bày ở tiểu mục 2.1.1. Do đó, chúng tôi nghiên cứu quá trình này để từ đó có
thể có các đầu mối quan trọng nhằm hiểu rõ hơn quá trình hình thành SLN. Trong
chương 3 này, trước tiên chúng tôi trình bày quá trình hình thành và phân hủy của
phân tử khí CO trong đám mây phân tử. Sau đó chúng tôi trình bày về các đặc tính
vật lý của quá trình giải phóng lưỡng cực phân tử khí từ các sao thông thường thông
qua những quan sát phổ phát xạ CO, và đề cập đến 2 mô hình giải thích nguồn gốc
luồng phụt và 2 mô hình giải thích nguồn gốc của gió (wind)/tia vật chất (jet), mà
sau đó tạo ra luồng phụt, nổi bật nhất hiện nay. Tiếp theo, chúng tôi trình bày một
số luồng phụt phân tử từ SLN và các vật thể khối lượng rất thấp (các luồng phụt
phân tử vùng khối lượng dưới sao) mà đã được phát hiện và công bố cho đến nay.
3.1. SỰ HÌNH THÀNH VÀ PHÂN HỦY PHÂN TỬ KHÍ CO TRONG ĐÁM
MÂY PHÂN TỬ
3.1.1. Phổ năng lượng dao động và năng lượng quay của phân tử lưỡng
nguyên tử CO
3.1.1.1. Phổ năng lượng dao động
Các mức năng lượng dao động của phân tử lưỡng nguyên tử:
ωνν 





+=
2
1
E (3.1)
trong đó,
µ
ω
k
= là tần số góc; trong đó lại có k là hệ số độ cứng của phân tử,
21
21
MM
MM
+
=µ là khối lượng rút gọn của 2 hạt nhân M1, M2 đối
với khối tâm O của phân tử;
ν là các số lượng tử (0, 1, 2, …).

41. Khoảng cách năng lượng giữa hai mức liên tiếp:
ωννν =−=∆ −1EEE (3.2)
Đối với phân tử CO: ħω ≈ 0,2658 eV
Hình 3.1. Các mức năng lượng dao động của phân tử CO.
3.1.1.2. Phổ năng lượng quay
Các mức năng lượng quay của phân tử lưỡng nguyên tử:
( )1+= JBhcJEJ (3.3)
trong đó,
cI
B
π4

= (cm–1
) là hằng số quay của phân tử; trong đó lại có I là momen
quán tính đối với vị trí cân bằng của phân tử,
π2
h
= .
J là các số lượng tử (0, 1, 2, …).
Khoảng cách năng lượng giữa hai mức liên tiếp:
BhcJEEE JJJ 21 =−=∆ − (3.4)
Đối với phân tử CO: B = 1,922529 cm–1
.
2
Vùng bước sóng
hồng ngoại gần
)(eVEν
4,67 μm
2,35 μm
0
1
ν
0,6645
0,3987
0,1329

42. Hình 3.2. Các mức năng lượng quay của phân tử CO.
3.1.2. Sự hình thành phân tử khí CO
3.1.2.1. Sự hình thành phân tử khí CO trong các vùng lạnh (T <
100 K)
Giả sử các nguyên tử H, O, C, He và phân tử H2 đã hình thành trong đám
mây phân tử. Các ion cần thiết để hình thành CO được tạo ra theo các phản ứng sau:
tia vũ trụ[2]
+ H → H+
+ e
(3.1)
HOHO +→+ ++
(3.2)
tia vũ trụ + H2 → +
2H + e và H+
+ H (5%) (3.3)
HHHH +→+ ++
322 (3.4)
Tiếp theo xảy ra các phản ứng ion-phân tử nhanh sau đây:
HOHHO +→+ ++
2
[2]
Tia vũ trụ (cosmic rays) là chùm tia các hạt có năng lượng cao trong không gian (bức xạ sơ cấp) và bức xạ
thứ cấp được sinh ra do các hạt đó tương tác với các hạt nhân nguyên tử trong vũ trụ với thành phần gồm hầu
hết là các hạt cơ bản. Bức xạ vũ trụ có tính sát thương mạnh.
0
0,477
1,431
2,862
2,6 mm
1,3 mm
0,867 mm
0
1
2
3
J
)(meVEJ
Vùng bước sóng
mm và dưới mm

43. HOHHOH +→+ ++
22 (3.5)
HOHHOH +→+ ++
322
Sau đó là các phản ứng phân ly cũng diễn ra nhanh:
HOeOH +→++
HOHeOH +→++
2 và O + H2 hoặc O + 2H (22% OH) (3.6)
HOHeOH +→++
23 và OH + H2 hoặc OH + 2H … (75% OH)
OH là chất trung gian quan trọng trong sự hình thành phân tử khí CO. Các
phản ứng trong trong (3.6) cũng tạo ra phân tử H2O và các phân tử liên quan-O. Từ
đây, CO nhanh chóng được tạo ra từ OH thông qua các phản ứng nhanh, chẳng hạn:
HCOOHC +→+ ++
HHCOHCO +→+ ++
2 (3.7)
HHCOOHC +→+ ++
2
HCOeHCO +→++
hoặc: nguyên tử C dồi dào hơn ion C+
, nên phản ứng trung hòa sau đây sẽ diễn ra
nhanh hơn:
HCOOHC +→+ (3.8)
3.1.2.2. Sự hình thành phân tử khí CO trong các vùng ấm (T ≥ 100
K)
Trong các vùng ấm, CO được tạo thành thông qua các phản ứng cơ bản sau:
HOHHO +→+ 2 (tốc độ chậm)
HCOOHC +→+ (tốc độ nhanh vừa phải) (3.9)

44. 3.1.3. Sự phân hủy phân tử khí CO
Trong những đám mây phân tử dày đặc (bị che chắn tốt), CO bị phân hủy bởi
phản ứng ion-phân tử nhanh:
HeOCCOHe ++→+ ++
(3.10)
trong đó, He+
được tạo ra từ He bị ion hóa bởi tia vũ trụ:
tia vũ trụ + He → He+
+ e (3.11)
3.2. QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ CO Ở CÁC
SAO THÔNG THƯỜNG
Việc khám phá các luồng phụt lưỡng cực phân tử khí đã làm thay đổi sâu sắc
hiểu biết của chúng ta về cách thức hình thành của các ngôi sao, việc nghiên cứu
các luồng phụt lưỡng cực dựa trên những quan sát đã chiếm ưu thế trong lĩnh vực
nghiên cứu nguồn gốc hình thành sao, và việc tìm hiểu lý thuyết về luồng phụt đặt
ra một thách thức nghiêm túc cho các nhà lý thuyết nghiên cứu quá trình hình thành
sao. Đến nay, sau gần 30 năm chúng ta đã chứng kiến sự phát triển vượt bậc trong
cả lý thuyết và quan sát về nghiên cứu luồng phụt.
3.2.1. Các đặc tính quan sát của luồng phụt lưỡng cực phân tử
3.2.1.1. Tính phổ biến
Nhiều cuộc nghiên cứu một cách có hệ thống về luồng phụt phân tử khí đã
được tiến hành, và những nghiên cứu này cho thấy rằng hiện tượng luồng phụt xuất
hiện phổ biến xung quanh các vật thể sao trẻ có khối lượng khác nhau. Số lượng các
luồng phụt được phát hiện đã tăng lên nhanh chóng, cho đến nay, ít nhất đã có 300
luồng phụt phân tử khí có kích thước ≤ 1 kpc đã được lập bản đồ, và mọi ngôi sao,
bất kể khối lượng hay độ trưng, được tin rằng đều phóng ra luồng phụt trong suốt
các giai đoạn đầu trong quá trình hình thành sao, hiện tượng luồng phụt liên kết một
cách sâu sắc với quá trình hình thành này.

45. 3.2.1.2. Tính lưỡng cực
Một tính chất rất đặc trưng của các luồng phụt phân tử khí là tính lưỡng cực
của chúng, bắt nguồn từ sự hiện diện hai bầu sóng khí phát xạ tách biệt, một dịch
chuyển xanh và một dịch chuyển đỏ, xuất hiện ở hai phía của vật thể sao trẻ (xem
Hình 3.3).
Hình 3.3. Sơ đồ cấu trúc luồng phụt lưỡng cực phân tử khí từ Snell và cộng sự [53]
cho thấy hai bầu sóng chuyển xanh và chuyển đỏ ở hai phía của vật thể sao trẻ
L1551. Biên dạng vạch phổ ngoài cùng bên trái và bên phải lần lượt cho thấy thành
phần khí phát xạ dịch chuyển xanh (hướng về phía người quan sát) và khí dịch
chuyển đỏ (hướng ra xa người quan sát). Còn biên dạng vạch phổ ở giữa cho thấy
thành phần khí ở vị trí vật thể nguồn.
(Stellar wind = gió sao, Accretion disk = đĩa bồi đắp, Herbig – Haro objects = các
vật thể Herbig – Haro, Expanding shell = lớp vỏ đang mở rộng).
Có một vài trường hợp luồng phụt đẳng hướng được báo cáo, nghĩa là trục
luồng phụt dọc theo đường ngắm của người quan sát (chẳng hạn luồng phụt của
S140, Lada [26]). Ngoài ra, có sự gia tăng số lượng phát hiện các luồng phụt đa
cực, là kết quả của các luồng phụt lưỡng cực khác nhau chập chồng lên nhau (chẳng
hạn luồng phụt của L723, Anglada và cộng sự [4]).

46. 3.2.1.3. Hình thái cấu trúc luồng phụt
Các luồng phụt phân tử khí đã được lập bản đồ để nghiên cứu các khối khí
phát xạ bên trong luồng phụt, các khối khí phát xạ này được biểu diễn bằng các
đường viền xung quanh hai cái hốc hình nón loãng khí ở hai phía của vật thể sao
trung tâm. Điều này cho thấy vật chất môi trường ở trong hai hốc này bị đẩy mạnh
đi bởi một gió sao nào đó bắt nguồn từ vật thể trung tâm. Các đường viền trên bản
đồ thay đổi một cách có hệ thống theo vận tốc khí trong luồng phụt, khi vận tốc
tăng thì các đường viền nằm xa nguồn tiền sao hơn và gần trục luồng phụt hơn.
Hình 3.4 cho thấy các ví dụ về hình thái cấu trúc luồng phụt được lập bản đồ từ các
khối khí phát xạ CO đã được nghiên cứu tốt.
Hình 3.4. Các ví dụ về hình thái cấu trúc luồng phụt. Các khối khí phát xạ CO dịch
chuyển xanh và dịch chuyển đỏ trong luồng phụt lần lượt được biểu diễn bằng các
đường viền liền nét và nét đứt. Bản đồ các khối khí phát xạ khí CO J = 2→1 và J =
1→0 lần lượt được lập cho luồng phụt lưỡng cực NGC2071, và luồng phụt đẳng
hướng S140 (từ [26]). Kích thước các beam của các quan sát được vẽ bởi các
đường tròn.
3.2.1.4. Sự chuẩn trực
Để định lượng tính lưỡng cực luồng phụt phân tử khí, các nhà thiên văn học
thường sử dụng hệ số chuẩn trực Rcoll, là tỉ số giữa chiều dài và chiều rộng của
luồng phụt, có giá trị từ 1 đến 10 (Rcoll càng lớn, nghĩa là càng tiến gần đến giá trị
10, tính lưỡng cực của luồng phụt càng rõ nét; và ngược lại).
Các vật thể tiền sao trẻ nhất (tiền sao giai đoạn 0) có các luồng phụt được
chuẩn trực rất cao, và sự chuẩn trực này có xu hướng giảm dần khi tiền sao tiến hóa

47. sang các giai đoạn tiếp theo (giai đoạn I, giai đoạn II), nên có thể sử dụng hệ số
chuẩn trực để dự đoán giai đoạn tiến hóa của tiền sao.
3.2.2. Các tham số vật lý cơ bản của luồng phụt lưỡng cực phân tử khí từ
các quan sát phổ phát xạ CO
Luồng phụt lưỡng cực phân tử khí được xác định tốt nhất bởi các khối khí
phát xạ CO trong luồng phụt, vì phân tử CO dồi dào, có cấu trúc mức năng lượng
đơn giản, và những đồng vị khác nhau của nó (12
CO, 13
CO, C18
O) đều có thể được
phát hiện ở những bước sóng mm. Vì các khối khí phát xạ CO ghi dấu vật chất môi
trường xung quanh bị đẩy đi bởi luồng phụt trong suốt thời gian luồng phụt hoạt
động, nên những quan sát phổ phát xạ CO cung cấp một bức tranh toàn diện trên
khắp khoảng thời gian này. Do vậy, thông qua việc đọc lịch sử luồng phụt từ các
vạch phát xạ CO mà quan sát được, các nhà thiên văn học có thể suy ra các thuộc
tính vật lý của luồng phụt từ vật thể sao trẻ trung tâm.
3.2.2.1. Khối lượng
Khối lượng của luồng phụt có thể được ước tính thông qua việc ước tính
khối lượng của các khối khí phát xạ CO trong luồng phụt đó. Đơn cử biểu đồ ở
Hình 3.5 minh họa sự phân bố khối lượng ước tính của các luồng phụt trong một
mẫu 46 vật thể sao trẻ (từ Snell [52]).
Hình 3.5. Biểu đồ phân bố khối lượng luồng phụt của mẫu gồm 46 luồng phụt từ
[52].

48. Theo đó ta thấy có những luồng phụt khối lượng lớn (> 10 M
), khối lượng
lớn này của luồng phụt chắc chắn không thể bắt nguồn từ vật chất đang được đẩy ra
trực tiếp từ vật thể nguồn, mà vật chất trong luồng phụt chỉ có thể là từ môi trường
xung quanh, bị đẩy đi và bị cuốn theo luồng phụt.
Điều này ngụ ý rằng có một phương tiện đang điều khiển, gió (wind)/tia vật
chất (jet) (xem chi tiết nguồn gốc của phương tiện điều khiển này trong tiểu mục
3.2.5), làm tăng tốc vật chất đám mây phân tử và làm mở rộng các khối khí phát xạ
CO trong luồng phụt.
3.2.2.2. Các tham số động học
Các tham số động học trong luồng phụt bao gồm động lượng và động năng.
Động lượng và động năng quan sát được trong luồng phụt được tính bởi:
P = M. max
htv (3.12)
E =
2
1
M. ( )2max
htv (3.13)
trong đó, M là khối lượng của luồng phụt; max
htv là vận tốc hướng tâm cực đại (hướng
về người quan sát).
Đơn vị của P và E lần lượt là M
km.s–1
và M
km2
.s–2
.
Luồng phụt lưỡng cực phân tử khí ở các vật thể sao trẻ là hiện tượng mang
động lượng và năng lượng lớn. Luồng phụt làm tăng tốc vật chất môi trường xung
quanh, nên động lượng và năng lượng đo được từ dữ liệu quan sát CO biểu diễn
những lượng được kí gửi vào vật chất môi trường. Năng lượng không được bảo toàn
trong suốt quá trình luồng phụt hoạt động, nên tham số này trong vật chất luồng
phụt không phải là một chỉ báo tốt để xác định lượng năng lượng trong gió/tia vật
chất. Còn động lượng tuyến tính được bảo toàn, nên động lượng trong luồng phụt
CO phải bằng động lượng trong gió/tia vật chất.

49. 3.2.2.3. Các tham số động lực học
Các tham số động lực học trong luồng phụt bao gồm: tuổi động lực học (t),
lực (F), độ trưng cơ học (L) và tốc độ mất khối lượng (Ṁout).
• Một trong những tham số động học đơn giản nhất được tính từ luồng
phụt là tuổi động lực học t, là tỉ số giữa chiều dài bầu sóng khí cực đại
r và vận tốc hướng tâm cực đại max
htv quan sát được trong luồng phụt.
Tuổi động lực học t được tính bởi:
max
htv
r
t = (3.14)
Tuổi động lực học t của luồng phụt thường tính theo đơn vị năm.
• Xuất phát từ tính toán động lượng, ta có lực F được tính bởi:
t
P
F = (3.15)
Đơn vị của lực F thường được dùng là M
.năm–1
km.s–1
.
• Xuất phát từ tính toán động năng, ta có độ trưng cơ học L được xác
định bởi:
t
E
L = (3.16)
Đơn vị của độ trưng cơ học L là L
.
• Xuất phát từ khối lượng và tuổi động học luồng phụt, tốc độ mất khối
lượng Ṁout được tính bởi:
Ṁout =
t
M
(3.17)
Đơn vị của Ṁout là M
/năm.

50. 3.2.3. Các luồng phụt trung hòa vận tốc cực kì cao
Có một vài luồng phụt, chủ yếu gắn liền với các vật thể sao rất trẻ (tiền sao
giai đoạn 0), đã cho thấy các khối khí phát xạ chuyển động với vận tốc cực kì cao
(extremely high velocity), chúng biểu hiện thông qua những cánh tay (wings) vạch
CO hay HI rất rộng (độ chênh lệch vận tốc so với vận tốc của vật thể nguồn là Δv =
40 – 100 km/s) hoặc thông qua sự phát xạ vạch rời rạc của các phân tử chuyển động
với vận tốc cực kì cao (thường được biết đến như các “viên đạn” phân tử) ở vận tốc
chênh lệch ≥ |100| km/s so với vận tốc đám mây (xem minh họa ở Hình 3.6). Từ
những quan sát phổ phát xạ CO, các “viên đạn” phân tử được ước tính có các kích
thước đặc trưng ~ vài 10–2
pc và khối lượng đặc trưng ~ vài 10–4
M
. Thang đo thời
gian động học của chúng nằm trong khoảng từ vài trăm đến vài ngàn năm.
Các khối khí vận tốc cực kì cao này bắt nguồn từ vị trí rất gần vật thể sao trẻ
trung tâm, chúng có xu hướng truyền động năng và năng lượng cho vật chất môi
trường xung quanh, và vận tốc của chúng sẽ giảm dần. Còn vật chất môi trường
xung quanh được tăng tốc và mở rộng theo luồng phụt, tạo nên thành phần vận tốc
cao chuẩn (standard high velocity) ở vận tốc từ |10| km/s đến |20| km/s so với vận
tốc đám mây.
Hình 3.6. Sự phát xạ CO J = 2→1 trong luồng phụt của L1448 (từ Bachiller và
cộng sự [6]). Bản bên trái cho thấy các khối khí phát xạ vận tốc cực kì cao (EHV
emission) của luồng phụt. Các đường viền liền nét biểu diễn các khối khí phát xạ

51. dịch chuyển xanh trong khoảng rộng 30 km/s xung quanh giá trị –50 km/s của vận
tốc môi trường xung quanh. Các đường viền nét đứt là các khối khí phát xạ dịch
chuyển đỏ trong khoảng rộng 30 km/s xung quanh giá trị +50 km/s của vận tốc đám
mây. Các bản bên phải là phổ phát xạ vạch CO thu được ở các vị trí của các “viên
đạn” phân tử B2 (dịch chuyển xanh) và R2 (dịch chuyển đỏ).
Các thành phần vận tốc cực kì cao này phần nào phá hủy các lõi bụi, làm bật
ra các nguyên tử Si ở thể khí. Sau đó nó kết hợp với O tạo thành phân tử SiO, tạo
nên đặc tính SiO mạnh mẽ trong luồng phụt của vật thể tiền sao giai đoạn này.
Cụ thể là ở đầu tiền sao giai đoạn 0, luồng phụt có các dấu hiệu nhận biết:
• được chuẩn trực rất cao,
• có các “viên đạn” phân tử vận tốc cực kì cao,
• xuất hiện sự dồi dào SiO một cách khác thường,
• nguồn luồng phụt đang bị nhúng sâu trong lớp vỏ bọc dày đặc khí và
bụi, chỉ quan sát được ở những bước sóng mm và dưới mm.
Đến cuối tiền sao giai đoạn 0, luồng phụt lại có những dấu hiệu nhận biết là:
• ít được chuẩn trực,
• vận tốc của các khối khí phát xạ vận tốc cực kì cao đang giảm dần
theo khoảng cách ra xa nguồn (tức là chúng đang truyền động năng và
năng lượng cho vật chất môi trường, làm mở rộng luồng phụt),
• có lượng lớn khí ấm (~ 100 K),
• không còn các “viên đạn” phân tử trong phổ phát xạ vạch,
• xuất hiện vài hóa chất (SiO, CH3OH) dồi dào một cách khác thường,
• nguồn kích thích vẫn đang bị nhúng sâu, và cũng chỉ quan sát được ở
những bước sóng mm và dưới mm.
Bước sang tiền sao giai đoạn I, luồng phụt sẽ có các dấu hiệu nhận biết như
sau:
• được chuẩn trực rất kém,
• các khối khí phát xạ đang được tăng tốc theo khoảng cách ra xa nguồn
(đây là các khối khí vật chất môi trường bị đẩy đi),

52. • các khối khí phát xạ được phân bố theo các đường viền xung quanh 2
cái hốc hình nón loãng khí, ở 2 bên vật thể sao trẻ,
• không có các hóa chất khác thường,
• phần lớn khí trong luồng phụt ở vận tốc thấp (từ 10 đến 20 km/s so
với vận tốc đám mây),
• luồng phụt phân nào đã phá vỡ lớp vỏ bọc và có thể được quan sát ở
gần bước sóng khả kiến.
3.2.4. Nguồn gốc luồng phụt phân tử
Các nhà thiên văn học đã đề xuất nhiều mô hình để giải thích hình thái học
(morphology) và động học (kinematic) của các luồng phụt phân tử đã quan sát.
Hiện nay có hai mô hình tiêu biểu nhất phải kể đến đó là: mô hình sốc uốn hình
cung được điều khiển bởi tia vật chất (jet-driven bow shock model) và mô hình lớp
vỏ được điều khiển bởi gió góc rộng (wide-angle wind-driven-shell model).
3.2.4.1. Mô hình sốc uốn hình cung được điều khiển bởi tia vật chất
Trong mô hình sốc uốn hình cung được điều khiển bởi tia vật chất, một tia
vật chất bắt nguồn từ vùng lân cận vật thể sao trung tâm lan truyền vào trong môi
trường vật chất yên tĩnh xung quanh, tạo ra một bề mặt sốc uốn hình cung ở đầu của
tia vật chất. Khi sốc hình cung này chuyển động ra xa vật thể nguồn, nó tương tác
với vật chất môi trường, hình thành lớp vỏ dày đặc khí bị sốc quanh tia vật chất, tạo
ra luồng phụt phân tử (Raga & Cabrit [46]). Hình 3.7 miêu tả một biểu đồ đơn giản
của mô hình này trong hệ tọa độ trụ.
Các biểu đồ vị trí–vận tốc dọc trục tia vật chất trong mô hình sốc uốn hình
cung cho thấy rằng mô hình này gắn liền với một khoảng vận tốc xung quanh giá trị
vận tốc của đỉnh của sốc hình cung, trong khi đó vận tốc của vật chất ở hai bên sốc
hình cung thay đổi rất ít, tạo nên cấu trúc đường nhánh trong biểu đồ vị trí–vận tốc
dọc trục của tia vật chất.

53. Hình 3.7. Biểu đồ đơn giản của mô hình sốc hình cung được điều khiển bởi tia vật
chất trong hệ tọa độ trụ (Lee và cộng sự [27]). v0 là vận tốc của sốc hình cung, i là
góc nghiêng giữa trục tia vật chất với hướng quan sát. Trục z nằm dọc theo trục tia
vật chất, có chiều dương hướng về ngôi sao, z = 0 ứng với vị trí đỉnh của sốc hình
cung. Các mũi tên chỉ chiều vận tốc của vật chất trong lớp vỏ dày đặc khí bị sốc.
(to star = chiều hướng đến ngôi sao; Observer = Người quan sát; bow shock = sốc
uốn hình cung).
Mô hình này đã giải thích thành công dạng hình học và động học của một số
luồng phụt lưỡng cực phân tử, như là HH 211 (Gueth & Guilloteau [20]), HH 212
[27], … Tuy nhiên, mô hình này cũng gặp một số vấn đề khó khăn trong việc giải
thích độ rộng luồng phụt, cấu trúc có dạng parabol trong biểu đồ vị trí–vận tốc,
cũng như những chuyển động theo chiều nằm ngang dọc trục tia vật chất được quan
sát thấy ở một số luồng phụt từ các ngôi sao khác.
Cần thiết phải có thêm những nghiên cứu khác để xây dựng mô hình sốc uốn
hình cung này tinh tế hơn, phù hợp hơn với những quan sát.
3.2.4.2. Mô hình lớp vỏ được điều khiển bởi gió góc rộng
Trong mô hình lớp vỏ được điều khiển bởi gió góc rộng, một gió góc rộng
xuyên tâm, bị từ hóa, bắt nguồn từ vật thể sao trẻ, quét vào môi trường vật chất yên
tĩnh xung quanh, tạo ra một sốc hướng về phía trước, sốc này chuyển động ở đầu
của gió và cuốn theo vật chất, hình thành luồng phụt phân tử (Shu và cộng sự [51]).
Hình 3.8 mô tả biểu đồ đơn giản của mô hình này trong hệ tọa độ trụ.

54. Hình 3.8. Biểu đồ đơn giản của mô hình lớp vỏ được điều khiển bởi gió góc rộng
trong hệ tọa độ trụ [27]. i là góc nghiêng giữa hướng quan sát với mặt phẳng bầu
trời. Trục z nằm dọc theo trục đối xứng của gió góc rộng, z = 0 là vị trí sao trung
tâm. Các mũi tên chỉ chiều vận tốc của vật chất trong lớp vỏ.
Các biểu đồ vị trí–vận tốc dọc trục z (trục đối xứng của gió góc rộng) trong
mô hình gió góc rộng này cho thấy một cấu trúc dạng parabol dọc trục đối xứng.
Mô hình này đã giải thích thành công một cách định tính dạng hình học và
động học của một số luồng phụt phân tử, chẳng hạn HH 111 (Nagar và cộng sự
[39]), VLA 05487 [27] … Tuy nhiên, mô hình này cũng gặp khó khăn trong việc
giải thích các tính chất sốc uốn hình cung, biểu đồ vị trí–vận tốc có cấu trúc phân
nhánh, cũng như tính chuẩn trực rất cao của một số luồng phụt đã trình bày ở tiểu
mục 3.2.1.4.
Cần có thêm những nghiên cứu mới nhằm kết hợp hai mô hình trên, giúp
khắc phục những hạn chế của từng mô hình, hình thành một mô hình thống nhất có
thể giải thích được hình thái học và động học của tất cả các luồng phụt phân tử đã
quan sát.
3.2.5. Nguồn gốc gió/tia vật chất
Cơ chế phóng ra gió/tia vật chất từ vùng lân cận vật thể tiền sao vẫn chưa
được hiểu biết một cách hoàn chỉnh. Quá trình này xảy ra trên một thang đo quá
nhỏ, nên các thế hệ kính thiên văn hiện nay không thể phân giải được. Từ đó nhiều