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

BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO
TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP. HỒ CHÍ MINH
Nguyễn Anh Thư
THỬ NGHIỆM LITHIUM Ở CÁC ỨNG CỬ
VIÊN SAO LÙN NÂU TRẺ
LUẬN VĂN THẠC SĨ VẬT LÝ
Thành phố Hồ Chí Minh – 2012

BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO
TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP. HỒ CHÍ MINH
Nguyễn Anh Thư
THỬ NGHIỆM LITHIUM Ở CÁC ỨNG CỬ
VIÊN SAO LÙN NÂU TRẺ
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

LỜI CẢM ƠN
Để hoàn thành luận văn Thạc sĩ này, trước hết, tôi xin gởi lời cảm ơn chân
thành nhất đến TS. Phan Bảo Ngọc (Bộ môn Vật lý - Trường Đại Học Quốc Tế -
Đại Học Quốc Gia Tp. Hồ Chí Minh), người đã tận tình hướng dẫn, chỉ bảo tôi
trong suốt quá trình nghiên cứu, thực hiện luận văn và tạo điều kiện cho tôi có thể
hoàn thành luận văn này.
Tôi xin trân trọng cảm ơn Ban Giám Hiệu, Phòng Sau Đại Học, Khoa Vật lý
và các đơn vị liên quan của Trường Đại Học Sư Phạm Tp. Hồ Chí Minh. Tôi xin
trân trọng cảm ơn các thầy cô của Trường Đại Học Sư Phạm Tp. Hồ Chí Minh –
những người đã trang bị cho tôi những kiến thức quý báu để giúp tôi hoàn thành
luận văn này.
Tôi cũng gởi lời cảm ơn đến 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 tôi trong suốt quá trình học tập và nghiên cứu tại trường.
Nhân dịp này, tôi xin chân thành cảm ơn Sở giáo dục – Đào tạo tỉnh Bến Tre,
Ban giám hiệu Trường Trung học phổ thông Lê Hoàng Chiếu và các thầy cô trong
tổ, trong trường đã tạo điều kiện giúp đỡ tôi trong quá trình học tập và nghiên cứu.
Tôi xin chân thành cảm ơn gia đình, bạn bè, đồng nghiệp đã động viên, chia
sẻ, giúp đỡ nhiệt tình và đóng góp nhiều ý kiến quý báu để tôi hoàn thành luận văn.
Thành phố Hồ Chí Minh, ngày…… tháng…… năm 2012
Người viết
Nguyễn Anh Thư

MỤC LỤC
LỜI CẢM ƠN...................................................................................................i
MỤC LỤC........................................................................................................ii
DANH MỤC CÁC HÌNH VẼ........................................................................iv
DANH MỤC CÁC BẢNG .............................................................................vi
DANH MỤC CÁC ĐƠN VỊ .........................................................................vii
MỞ ĐẦU ..................................................................................................... - 1 -
Chương 1: TỔNG QUAN VỀ SAO LÙN NÂU....................................... - 4 -
1.1. SAO LÙN NÂU LÀ GÌ? ...............................................................................- 4 -
1.2. LỊCH SỬ NGHIÊN CỨU SAO LÙN NÂU ................................................- 4 -
1.3. CÁC TÍNH CHẤT VẬT LÝ CƠ BẢN CỦA SAO LÙN NÂU..................- 5 -
1.3.1. Khối lượng...............................................................................................- 5 -
1.3.2. Nhiệt độ ...................................................................................................- 5 -
1.3.3. Bán kính ...............................................................................................- 6 -
1.3.4. Kiểu phổ ..................................................................................................- 6 -
1.4. NGUỒN GỐC CỦA SAO LÙN NÂU..........................................................- 7 -
1.4.1. Quá trình hình thành của một ngôi sao thông thường.........................- 7 -
1.4.2. Các mô hình về sự hình thành sao lùn nâu ..........................................- 9 -
1.5. TÌM KIẾM VÀ PHÁT HIỆN SAO LÙN NÂU Ở ĐÂU? ........................- 11 -
1.5.1. Vùng lân cận Mặt trời ..........................................................................- 11 -
1.5.2. Vùng hình thành sao ............................................................................- 11 -
1.5.3. Các hệ sao .............................................................................................- 12 -
1.6. KÍNH VIỄN VỌNG....................................................................................- 13 -
Chương 2: CÁC PHẢN ỨNG HẠT NHÂN Ở CÁC SAO.................... - 16 -
2.1. CÁC PHẢN ỨNG HẠT NHÂN Ở LÕI CỦA CÁC SAO THÔNG
THƯỜNG............................................................................................................- 16 -
2.2. CÁC PHẢN ỨNG HẠT NHÂN Ở CÁC SAO LÙN NÂU.......................- 18 -
2.3. SỰ HÌNH THÀNH VẠCH LITHIUM Ở CÁC SAO LÙN NÂU............- 19 -
2.3.1. Nguồn gốc của lithium nguyên thủy – vụ nổ Bigbang .......................- 19 -
2.3.2. Sự hình thành vạch lithium ở các sao lùn nâu...................................- 20 -

Chương 3: ỨNG DỤNG PHƯƠNG PHÁP THỬ NGHIỆM LITHIUM....-
25 -
3.1. MỘT SỐ QUAN SÁT ĐÃ ĐƯỢC THỰC HIỆN .....................................- 25 -
3.1.1. Giới thiệu...............................................................................................- 25 -
3.1.2. Mô hình lý thuyết tiến hóa cho sao khối lượng thấp và sao lùn nâu với
khí quyển bụi...................................................................................................- 27 -
3.1.3. Những sao lùn nâu đầu tiên áp dụng phương pháp thử nghiệm lithium. -
28 -
3.1.4. Những sao lùn nâu khác ứng dụng phương pháp thử nghiệm lithium ... -
30 -
3.2. THỬ NGHIỆM LITHIUM Ở CÁC SAO LÙN NÂU TRONG VÙNG LÂN
CẬN MẶT TRỜI................................................................................................- 32 -
3.3. THỬ NGHIỆM LITHIUM Ở CÁC SAO LÙN NÂU TRẺ.....................- 34 -
Chương 4: ÁP DỤNG THỬ NGHIỆM LITHIUM ĐỐI VỚI CÁC ỨNG
CỬ VIÊN SAO LÙN NÂU TRẺ............................................................. - 36 -
4.1. MỤC TIÊU ..................................................................................................- 36 -
4.2. MẪU QUAN SÁT........................................................................................- 36 -
4.3. QUAN SÁT, XỬ LÝ SỐ LIỆU ..................................................................- 37 -
4.4. KẾT QUẢ VÀ THẢO LUẬN ....................................................................- 38 -
4.5. KẾT LUẬN..................................................................................................- 42 -
DANH MỤC CÁC CÔNG BỐ CỦA TÁC GIẢ.................................... - 43 -
TÀI LIỆU THAM KHẢO ....................................................................... - 44 -

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 Hệ sao đôi Gliese 229A và Gliese 229B 12
3 1.3 Kính viễn vọng đường kính 2.3m 14
4 1.4 Đường đi của tia sáng qua kính viễn vọng 2,3 m 15
5 2.1 Biểu đồ mặt cắt cấu trúc bên trong của một ngôi
sao
16
6 2.2 Chuỗi phản ứng proton-proton (PP) 17
7 2.3 Cấu trúc bên trong của sao lùn nâu so với sao lùn
đỏ và Mộc tinh
19
8 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.
21
9 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)
22
10 2.6
23
11 2.7
23
12 3.1 Biểu đồ nhiệt độ – độ tuổi 26

13 3.2 Hình ảnh phổ của PPl 15, Teide 1 và Calar 3 29
14 3.3 Vùng phổ có vạch lithium λ 6708 Ǻ ở Teide 2 30
15 3.4
Hình ảnh phổ của Teide 1, CHFT-Pl-16, CFHT-
Pl-18. 31
16 3.5
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).
32
17 3.6 Biểu đồ độ trưng – độ tuổi 33
18 4.1 Phổ quang học của 10 ứng cử viên sao lùn nâu
trẻ, vạch phát xạ Hα được chỉ thị rất rõ.
37
19 4.2
Phổ quang học được phóng to của 10 ứng cử viên
sao lùn nâu trẻ ở vùng bước sóng có chứa vạch Li
I λ 6708 Å
38
20 4.3a
Đường biểu diễn mối quan hệ giữa khối lượng và
cấp sao tuyệt đối MI theo tính toán lý thuyết [9]
ứng với t = 100 triệu năm. Hình ngôi sao thể hiện
vị trí của sao lùn nâu J0144-4604
40
21 4.3b
cấp sao tuyệt đối MJ theo tính toán lý thuyết [9]
41
22 4.3c
cấp sao tuyệt đối MK theo tính toán lý thuyết [9]
41

DANH MỤC CÁC BẢNG
Số thứ tự Bảng Diễn giải Trang
1 1.1 Các giai đoạn phát hiện, khám phá sao lùn nâu 5
2 1.2
Các thông số kỹ thuật của kính viễn vọng đường
kính 2,3 m
14
3 4.1
Các thông số vật lý của 10 ứng cử viên trong mẫu
quan sát
36
4 4.2 Mô hình bụi cho tuổi t = 100 triệu năm 39

DANH MỤC 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
R
: là bán kính của Mặt trời, 1 R
= 696.000 km
RJ: là bán kính của Mộc tinh, 1 RJ = 77.800 km
': 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 





=

MỞ ĐẦU
Sự tồn tại của sao lùn nâu đã được tiên đoán về mặt lý thuyết bởi Kumar [15]
và Hayashi & Nakano [13]. Nhưng mãi đến năm 1995 thì sao lùn nâu đầu tiên mới
được quan sát rõ ràng (Rebolo và cộng sự [32]; Nakajima và cộng sự [22]). Từ đó
đến nay, rất nhiều sao lùn nâu đã được khám phá ở các vùng khác nhau. Chẳng hạn
như chúng được khám phá xung quanh các ngôi sao trong dãy chính (Nakajima và
cộng sự [22]; hoặc ở các vùng hình thành sao (Rebolo và cộng sự [32]; Lucas &
Roche [17]); hoặc chúng trôi nổi tự do trong vùng lân cận Mặt Trời (Ruiz và cộng
sự [35]; Delfosse và cộng sự [12]). Những khám phá này đã thúc đẩy mạnh mẽ quá
trình nghiên cứu sao lùn nâu và cải thiện đáng kể kiến thức của chúng ta về loại sao
này.
Nếu xét về khối lượng, sao lùn nâu là các vật thể có khối lượng nằm trong
khoảng từ 13 MJ đến 75 MJ. Chúng nằm trên khối lượng tới hạn để thực hiện phản
ứng nhiệt hạch deuterium (13 MJ) và nằm dưới khối lượng tới hạn để thực hiện
phản ứng đốt cháy hydrogen (75 MJ). Đối với những sao lùn nâu dưới 65 MJ thì
chúng không thể thực hiện phản ứng phá hủy lithium và lithium nguyên thủy sẽ
hiện diện ở các vật thể này. Trên cơ sở lý thuyết này, người ta đề xuất phương pháp
đơn giản và rất hiệu quả là thử nghiệm lithium (“lithium test”) để xác định một vật
thể khối lượng rất thấp có phải thực sự là sao lùn nâu hay không. Ví dụ: nếu phát
hiện vạch phổ lithium (ở bước sóng 6708 Å) trong khí quyển của một ngôi sao lùn
khối lượng rất thấp thì ta có thể khẳng định đó là sao lùn nâu.
Nhằm vận dụng những kiến thức đã được học ở chương trình cao học ngành
Vật lý nguyên tử, hạt nhân và năng lượng cao trong việc giải thích các hiện tượng
vật lý trong tự nhiên, vũ trụ; được sự hướng dẫn của thầy Phan Bảo Ngọc, tôi đã
chọn đề tài cho luận văn thạc sĩ này là: “Thử nghiệm lithium ở các ứng cử viên sao
lùn nâu trẻ”.
Mục đích đề tài nghiên cứu của tôi là phát hiện các sao lùn nâu trẻ trong
vùng lân cận Mặt trời bằng phương pháp thử nghiệm lithium. Với mục đích như vậy

nên đối tượng và phạm vi nghiên cứu của đề tài là các ứng cử viên sao lùn nâu trẻ
nằm trong vùng lân cận Mặt trời và phổ quang học có chứa vạch phổ lithium tại
bước sóng 6708 Å của các ứng cử viên này. Để thực hiện được đề tài, nhóm nghiên
cứu của TS. Phan Bảo Ngọc đã quan sát phổ của một mẫu gồm các sao lùn đỏ kiểu
phổ M bằng kính viễn vọng 2,3 m, sau đó tôi phân tích phổ bằng phần mềm
IRAF/Linux để tìm kiếm, phát hiện vạch lithium tại bước sóng 6708 Å ở các sao
lùn đỏ này.
Kết quả của đề tài này nhằm cung cấp các mẫu sao lùn nâu tiêu biểu để cộng
đồng thiên văn tiếp tục quan sát và nghiên cứu sâu các hiện tượng vật lý của mẫu
sao lùn nâu này, ví dụ: các hiện tượng liên quan đến từ trường, khí quyển và quá
trình hình thành các hành tinh xung quanh chúng.
Ngoài ra, đề tài này có thể dùng làm tài liệu tham khảo cho sinh viên chuyên
ngành Vật lý hạt nhân, Thiên văn học, cung cấp các kiến thức về sao lùn nâu, các
phản ứng hạt nhân xảy ra trong lòng các sao thông thường và sao lùn nâu – các lò
phản ứng tự nhiên trong Vũ trụ.
Luận văn được thực hiện với bố cục như sau:
• Mở đầu trình bày lý do chọn đề tài, mục tiêu, đối tượng và phương
pháp nghiên cứu, mục tiêu khoa học và thực tiễn của đề tài.
• Chương 1 trình bày tổng quan về sao lùn nâu (bao gồm các thuộc tính
vật lý cơ bản, lịch sử nghiên cứu sao lùn nâu), nguồn gốc của sao lùn
nâu, những nơi tìm kiếm và phát hiện chúng. Ngoài ra, trong chương
này còn giới thiệu kính viễn vọng đường kính 2,3 m được sử dụng để
nghiên cứu phổ của sao lùn nâu.
• Chương 2 trình bày các phản ứng hạt nhân ở các sao thông thường và
sao lùn nâu; và sự hình thành vạch lithium ở các sao lùn nâu.
• Chương 3 nêu ra một số quan sát đã được thực hiện để phát hiện sao
lùn nâu nhờ vào phương pháp thử nghiệm lithium và ứng dụng

phương pháp thử nghiệm này ở sao lùn nâu trôi nổi tự do trong vùng
lân cận Mặt trời và ở sao lùn nâu trẻ trong vùng hình thành sao.
• Chương 4 là nội dung chính trong đề tài nghiên cứu của tôi bao gồm
mẫu quan sát, kết quả quan sát, từ đó đưa ra một số thảo luận về kết
quả này. Sau cùng tôi rút ra một số kết luận sau khi thực hiện đề tài
này.

Chương 1: TỔNG QUAN VỀ SAO LÙN NÂU
1.1. SAO LÙN NÂU LÀ GÌ?
Như đã nói ở phần mở đầu, sao lùn nâu là các vật thể có khối lượng nằm
trong khoảng từ 13 MJ đến 75 MJ. Chúng không đủ nặng để đốt cháy hydrogen
nhưng có thể thực hiện phản ứng đốt cháy deuterium. Ngoài ra, chúng có bề mặt và
phần bên trong hoàn toàn đối lưu (khác với Mặt trời chỉ đối lưu một phần và có
nhân bức xạ). Đối với những sao lùn nâu có khối lượng trên 65 MJ đều có khả năng
đốt cháy lithium. Hình 1.1 minh họa sự so sánh về kích thước giữa sao lùn nâu với
Mặt trời và Mộc tinh.
Hình 1.1: Kích thước của sao lùn nâu so với sao thông thường và hành tinh (theo
thứ tự từ bên trái qua là Mặt trời, sao lùn nâu, Mộc tinh) (Nguồn [42]).
1.2. LỊCH SỬ NGHIÊN CỨU SAO LÙN NÂU
Các mốc thời gian đáng chú ý trong lịch sử nghiên cứu và phát hiện sao lùn
nâu được trình bày tóm tắt trong Bảng 1.1.

Bảng 1.1: Các giai đoạn phát hiện, khám phá sao lùn nâu
Năm Tác giả Những thành tựu nghiên cứu, phát hiện
sao lùn nâu
1963 Kumar
Hayashi & Nakano
Tiên đoán sự tồn tại của sao lùn nâu về mặt lý thuyết
1995 Nakajima và cộng sự Khám phá sao lùn nâu già đầu tiên
1995 Rebolo và cộng sự Khám phá sao lùn nâu trẻ đầu tiên ở vùng hình thành
sao
1997 Ruiz và cộng sự
Delfosse và cộng sự
Khám phá sao lùn nâu trôi nổi tự do trong vùng lân
cận Mặt trời
2000 Lucas và Roche Khám phá một số sao lùn mới ở vùng hình thành sao
Đến nay có hơn 1000 sao lùn nâu được khám phá nhờ vào nhiều cuộc khảo
sát rộng như DENIS (Deep Near Infrared Survey), 2MASS (Two Micron All Sky
Survey), SDSS (Sloan Digital Sky Survey), UKIDSS (UKIRT Infrared Deep Sky
Survey), WISE (Wide-Field Infrared Survey Explorer).
1.3. CÁC TÍNH CHẤT VẬT LÝ CƠ BẢN CỦA SAO LÙN NÂU
1.3.1. Khối lượng
Khối lượng là một đặc tính cơ bản nhất của sao lùn nâu. Nó xác định các tính
chất vật lý cơ bản khác như nhiệt độ, bán kính và kiểu phổ. Sao lùn nâu có khối
lượng nằm trong khoảng 13 – 75 MJ.
1.3.2. Nhiệt độ
Nhiệt độ phụ thuộc cả khối lượng và tuổi. Sao lùn nâu có nhiệt độ hiệu dụng
dự đoán từ 500 K – 2500 K (Leggett và cộng sự [16]). Gần đây, khi sử dụng dữ liệu

WISE, Cushing và cộng sự [11] đã khám phá 6 sao lùn nâu loại “Y” sớm với nhiệt
độ hiệu dụng dự đoán khoảng 300 K, tương đương như nhiệt độ của cơ thể người,
những sao lùn nâu này rất gần ranh giới của sao lùn nâu và hành tinh khổng lồ.
1.3.3. Bán kính
Sao lùn nâu có bán kính gần bằng 0,1 lần bán kính Mặt trời (R
), tức tương
đương bán kính Mộc tinh (RJ) đối với những sao lùn nâu già (khoảng 1 tỉ năm tuổi).
Những sao lùn nâu trẻ có thể có bán kính lớn hơn phụ thuộc vào tuổi của chúng do
trong giai đoạn hình thành các sao lùn nâu chưa co rút đến bán kính cuối cùng của
nó. Một chú ý rằng bán kính sao lùn nâu có thể bị ảnh hưởng bởi tác động của từ
trường, yếu tố này tạo ra sự gia tăng từ 10-15% bán kính (Chabrier và cộng sự [6]).
1.3.4. Kiểu phổ
* Các sao dãy chính: Các sao thông thường ở dãy chính được phân loại theo
trật tự các lớp phổ từ nóng nhất đến lạnh nhất: O-B-A-F-G-K-M. Sao có lớp phổ O
là nóng nhất, nhiệt độ sẽ giảm dần đến lớp phổ M. Các lớp sao này sau đó được
phân loại nhỏ hơn theo các số Ả Rập (0-9). Ví dụ: K0 có nghĩa là sao "nóng" nhất
trong lớp K và K9 là sao "lạnh" nhất trong lớp này. Mặt trời của chúng ta được phân
loại là G2.
* Các sao, sao lùn nâu và hành tinh:
O B A F G K M L T Y
Các sao lùn nâu có thể có kiểu phổ của lớp phổ M muộn (M9 hoặc muộn
hơn), L, T, Y. Ở lớp phổ M, phổ quang học của sao lùn nâu được nổi bật bởi dải
hấp thụ phân tử titanium oxide (TiO) và vanadium oxide (VO). Vào năm 1997,
Martín và các cộng sự [20] đã phát hiện ra một kiểu phổ của sao lùn lạnh hơn những
sao M trước đó có các đặc tính phổ quang học khác hẳn so với kiểu phổ M9. Do đó,
Mặt Trời (G2) Kiểu phổ của các
sao lùn nâu (13
MJ ≤ M ≤ 75 MJ)
Kiểu phổ của các sao thông thường (M
> 75 MJ)
Các hành
tinh (M <
13 MJ)

nhóm nghiên cứu này tạm đặt cho nó là lớp phổ L. Đến năm 1999, Kirkpatrick và
cộng sự [14], cũng như Martín và cộng sự [20] chính thức định nghĩa một lớp phổ
mới có tên là “L”. Ở lớp phổ L này, phổ quang học của sao lùn nâu được đặc trưng
bởi dải hydride kim loại mạnh (FeH, CrH, MgH, CaH), những vạch nguyên tử trung
hòa của alkali metal (Na I, K I, Cs I, Rb I) và vạch Li I tại bước sóng 6708 Å. Ngược
lại, phổ hồng ngoại-gần (Near Infrared Spectroscopy (NIR), 1 – 2,5 μm) của những
sao lùn nâu lớp L, tương tự như những sao lùn nâu lớp M nổi trội bởi những dải hấp
thụ nước (H2O) và cacbon monoxide (CO).
Năm 2002, Burgasser và cộng sự [5] khám phá những sao lùn methane, cũng
dẫn đến định nghĩa một lớp phổ mới “T” cho những sao lùn nâu lạnh hơn những sao
lùn nâu lớp L. Phổ hồng ngoại-gần của sao lùn lớp T có sự hấp thụ mạnh của dải
methane (CH4).
Lớp phổ Y được cho rằng thậm chí còn lạnh hơn lớp T và phổ NIR của
chúng phải có ammoniac (NH3) đủ để xếp vào một lớp phổ mới. Gần đây, Cushing
và cộng sự [11] đã khám phá ra 6 đại diện sao lùn nâu lớp Y0. Nhóm của ông đã
phát hiện phổ hồng ngoại-gần của chúng có đặc điểm hấp thụ được cho là NH3.
Nhiều sao lùn nâu lớp Y lạnh hơn (kiểu phổ Y muộn) được chờ đợi để phát hiện
nhằm xác nhận đặc điểm NH3 này ở phổ NIR của sao lùn nâu lớp Y.
1.4. NGUỒN GỐC CỦA SAO LÙN NÂU
1.4.1. Quá trình hình thành của một ngôi sao thông thường
“Ngôi sao" được hiểu theo định nghĩa của Hội Thiên văn Quốc tế, là một quả
cầu khí ở trạng thái thăng bằng trọng lực và có khả năng tự đốt nóng bằng các phản
ứng nhiệt hạch. Các ngôi sao trong vũ trụ thường có khối lượng từ 1 đến 100 M
Các ngôi sao được sinh ra từ các đám mây phân tử hay còn gọi là đám mây phân tử
khổng lồ (giant molecular cloud) hoặc đám mây tối (dark cloud). Các đám mây
phân tử đã cung cấp nguyên liệu, tạo dựng môi trường và các điều kiện đầu tiên
thích hợp để một ngôi sao có thể hình thành. 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 parsec.

Thành phần chủ yếu của các đám mây này là các phân tử khí như: H2, CO, CS,
H2CO, H2O, các hạt bụi thiên thể có kích thước rất nhỏ (vài đến vài chục micron
tức là vài đến vài chục phần triệu mét)... trong đó CO được xem như là phân tử
đánh dấu cho các đám mây phân tử. Bên trong các đám mây phân tử, tồn tại các
vùng có mật độ cao hơn những vùng khác, và tại đây một khi chúng đạt được những
điều kiện cần thiết, một ngôi sao mới sẽ hình thành. Điều kiện đầu tiên là làm sao
một lõi phân tử có thể co rút bằng chính trọng lực của nó. Một vật thể có thể tự co
rút bằng chính trọng lực của mình chỉ khi nào nó có khối lượng lớn hơn khối lượng
Jeans. Khối lượng Jeans do nhà Vật lý người Anh Jame H. Jeans tìm ra năm 1902 là
khối lượng tối thiểu để cho trọng lực của một đám mây phân tử có thể thắng áp suất
và bắt đầu sự co rút. Khối lượng Jeans chỉ phụ thuộc vào hai đại lượng là nhiệt độ
và mật độ của đám mây đó.
Như trên đã nói, khi đám mây phân tử đạt được những điều kiện cần thiết thì
một ngôi sao sẽ hình thành. Tại một thời điểm nào đó, khi các lực chống đỡ (lực
chống đỡ chủ yếu từ nhiệt độ, từ trường và độ hỗn độn của vật chất trong đám mây
phân tử) không thắng được trọng lực của lõi tiền sao, điều kiện ban đầu đã hình
thành, chúng bắt đầu co rút. Sau khi lõi tiền sao bắt đầu co rút hấp dẫn hình thành
tiền sao, các hạt vật chất tiếp tục bị lực hấp dẫn của tiền sao hút vào. Những hạt có
động lượng quay lớn bị hút sâu vào trong trung tâm của lõi tiền sao. Những hạt có
động lượng quay nhỏ hơn thì rơi vào một mặt phẳng ở ngoài rìa cắt ngang tiền sao
tạo thành một đĩa bồi đắp xung quanh tiền sao (đĩa tiền hành tinh). Trong giai đoạn
tiếp theo, khi tiền sao trung tâm và đĩa tiền hành tinh đã thành hình, vật chất từ môi
trường xung quanh vẫn tiếp tục rơi vào đĩa tiền hành tinh và di chuyển vào trung
tâm. Nhưng chỉ khoảng 50% vật chất tiếp tục bồi đắp cho lõi tiền sao. Phần vật chất
còn lại bị phóng ngược trở lại ra môi trường bên ngoài dưới dạng hai luồng khí
vuông góc với mặt phẳng đĩa ở hai cực. Khi quá trình bồi đắp vật chất chấm dứt,
tiền sao tự đốt nóng mình bằng các phản ứng hạt nhân và trở thành một ngôi sao
thực thụ. Khi đó quá trình kết tinh vật chất còn sót lại sẽ diễn ra, khởi đầu cho quá

trình hình thành các hành tinh như các hành tinh trong hệ Mặt trời của chúng ta.
[43].
1.4.2. Các mô hình về sự hình thành sao lùn nâu
1.4.2.1. Sao lùn nâu hình thành giống như các sao thông thường khối lượng
thấp
a. Sự phân mảnh hỗn loạn
Trong đám mây phân tử có sự nhiễu loạn siêu âm (do sự nổ của các sao
khổng lồ loại O hoặc B chẳng hạn) tạo ra vùng có vận tốc và mật độ thay đổi phi
tuyến tính rất cao. Dòng chảy hỗn loạn siêu âm này tập hợp, lắp ghép, nén vật chất
thành một khối khí trong thể tích nhỏ tạo nên các khối khí và bụi có khối lượng rất
thấp, đủ dày đặc và nặng (lớn hơn khối lượng tới hạn riêng của nó) để co rút hấp
dẫn thành tiền sao lùn nâu hoặc tiền sao khối lượng thấp. Còn những khối khí và bụi
có khối lượng dưới khối lượng tới hạn sẽ trôi theo dòng chảy hỗn loạn. Đây được
gọi là quá trình phân mảnh hỗn loạn (Padoan & Nordlund [23], [24]).
Tuy nhiên, theo dự đoán của giả thuyết này các lõi tiền sao lùn nâu rất khó
phát hiện nên việc kiểm chứng giả thuyết này chưa được thực hiện.
b. Sự phân mảnh hấp dẫn
Các sao thông thường (khối lượng lớn và trung bình) được hình thành từ các
đám mây phân tử theo cách thức chuẩn đã trình bày ở tiểu mục 1.4.1. Các ngôi sao
này sẽ liên kết hấp dẫn với nhau thành hệ sao. Các hệ sao này tạo ra trọng lực hấp
dẫn trong đám mây phân tử hỗn loạn, hút khí vào trong. Trọng lực có xu hướng hội
tụ và nén khí tốt, tạo thành những dòng khí dạng sợi. 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 nó. Nhiều nút thắt (khối khí) được hình thành dọc theo dòng khí này, các khối
khí này nếu có mật độ đủ cao có thể co rút lại thành lõi tiền sao. Các lõi tiền sao này
sẽ hình thành nên các sao lùn nâu và sao khối lượng thấp (Bonnell và cộng sự [4]).

Cơ chế hình thành sao lùn nâu này vẫn chưa giải thích được thực tế quan sát
thấy các sao lùn nâu xuất hiện ở vị trí ngẫu nhiên trong khắp đám mây phân tử chứ
không phải là xuất hiện ở nơi có vùng mật độ sao cao như cơ chế này. Ngoài ra, cơ
chế này cũng không giải thích được độ dồi dào của sao lùn nâu giảm trong vùng
mật độ sao cao.
1.4.2.2. Một số mô hình khác
a. Sự phân mảnh đĩa
Các đĩa bồi đắp hình thành xung quanh các ngôi sao thông thường có khối
lượng khoảng vài 0,1 M
, kích thước ≥ 100 AU và có khối lượng phát triển nhanh
chóng bằng cách bồi đắp vật chất từ lớp vỏ bọc xung quanh. Các đĩa có thể phân
mảnh nếu chúng có khối lượng đủ lớn để lực hấp dẫn thắng được chuyển động
nhiệt, lực li tâm và từ trường bên trong đĩa. Sau khi một mảnh vỡ được hình thành,
nó tiếp tục bồi đắp vật chất trong đĩa, tương tác với đĩa và tương tác với các mảnh
vỡ khác. Sau quá trình tương tác, vài mảnh vỡ di chuyển đến gần vật thể trung tâm
và trở thành các sao đốt cháy hydrogen khối lượng thấp. Còn các mảnh vỡ ở xa vật
thể trung tâm trở thành các sao lùn nâu (Stamatellos & Whitworth [36]). Tuy nhiên
các đĩa đang phân mảnh rất khó được quan sát do sự phân mảnh này xảy ra nhanh
hơn thời gian tồn tại tiền sao giai đoạn đầu tiên (giai đoạn 0). Do đó khả năng quan
sát để ghi nhận cơ chế này rất thấp (~2%).
b. Sự đẩy ra sớm của các phôi tiền sao
Có khoảng 15% đến 20% các sao trong dãy chính là hệ gồm 3 vật thể hoặc
nhiều hơn. Trong những hệ này, nhiều khả năng một thành viên có khối lượng thấp
sẽ bị đẩy ra khỏi hệ do quá trình tương tác động lực học. Quá trình này xảy ra khi
lõi tiền sao bố mẹ co rút thành nhiều phôi tiền sao (ít nhất là 3 tiền sao). Những phôi
tiền sao đó phát triển riêng lẻ bằng cách bồi đắp khí và tương tác động lực học với
phôi khác trong cùng một kén khí chung (lõi bố mẹ của chúng). Khi một phôi tiền
sao bị đẩy ra khỏi hệ mà có khối lượng rất thấp thì nó trở thành sao lùn nâu hoặc
sao khối lượng thấp hoặc thậm chí có thể trở thành vật thể khối lượng hành tinh

[34]. Các quan sát thực nghiệm không ủng hộ các tiên đoán của mô hình này, do đó
đây không phải là mô hình chính để tạo ra sao lùn nâu, mặc dù có thể số ít các sao
lùn nâu được hình thành theo mô hình này.
c. Sự bào mòn quang học các tiền sao
Xung quanh những sao khổng lồ O, B mới được hình thành tồn tại các tiền
sao có khối lượng ≤ 1 M
. Các tiền sao này bị các bức xạ ion hóa từ sao O, B làm
bào mòn các lớp vỏ bọc khí và bụi bên ngoài của nó, tạo ra vật thể khối lượng rất
thấp, hoặc sao lùn nâu hoặc vật thể khối lượng hành tinh [38]. Tuy nhiên, người ta
vẫn phát hiện một số lượng lớn các sao lùn nâu ở các vùng hình thành sao mà
không có các sao khổng lồ O, B. Do đó, cơ chế này không phải là cơ chế chính để
giải thích sự hình thành sao lùn nâu.
1.5. TÌM KIẾM VÀ PHÁT HIỆN SAO LÙN NÂU Ở ĐÂU?
1.5.1. Vùng lân cận Mặt trời
Vùng lân cận Mặt trời được định nghĩa là khối cầu có bán kính khoảng 30
parsec (tức khoảng 32 nghìn tỉ kilômét, tính từ Mặt trời) là nơi mà theo lý thuyết
còn một số lượng lớn sao lùn nâu và sao lùn có khối lượng cực nhẹ chưa được phát
hiện. Một ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn 0,3 lần khối lượng Mặt trời được xem
là sao lùn cực nhẹ do chúng đối lưu hoàn toàn. Theo tính toán, tính chất vật lý của
loại sao này (bao gồm sao lùn nâu) bị thay đổi rất nhiều so với các sao lùn có khối
lượng lớn hơn. Do ánh sáng từ các sao lùn nâu rất yếu nên việc tìm kiếm, phát hiện
các sao lùn nâu ở gần tức trong vùng lân cận Mặt trời sẽ rất có ích trong việc nghiên
cứu các đặc tính vật lý của chúng.
1.5.2. Vùng hình thành sao
Các vùng hình thành sao có khoảng cách từ 50 parsec đến vài trăm parsec
tính từ Mặt trời. Có rất nhiều vùng hình thành sao như: rho Ophiuchi (125 pc),
Taurus (140 pc), TW Hydrae (55 pc). Các vùng này có độ tuổi cỡ vài triệu năm –
tương đối trẻ so với Mặt trời 4,5 tỉ năm tuổi của chúng ta. Chính đặc điểm này đã

gợi ý đây là địa điểm tốt để chúng ta kiếm tìm những sao lùn nâu trẻ đang trong quá
trình hình thành. Việc nghiên cứu những sao lùn nâu ở các vùng hình thành sao sẽ
giúp chúng ta hiểu rõ quá trình hình thành chúng.
1.5.3. Các hệ sao
Có nhiều hệ sao khác nhau như hệ sao đôi, sao ba, sao bốn… Các thành viên
trong một hệ sao liên kết với nhau bởi lực hấp dẫn. Ở đây, chúng tôi chỉ lưu ý đến
hệ sao đôi. Một hệ sao đôi được tạo thành từ một hệ thống gồm hai ngôi sao chuyển
động trên quỹ đạo khối tâm của chúng. Đối với mỗi ngôi sao, sao kia là "bạn đồng
hành" của nó. Các nghiên cứu ngày nay đã chỉ ra rằng có một lượng lớn ngôi sao
tồn tại trong hệ sao đôi (từ 30 – 50%). Sao đôi rất quan trọng trong Vật lý Thiên
văn, bởi vì việc quan sát quỹ đạo của chúng sẽ giúp cho việc xác định chính
xác khối lượng của chúng. Khối lượng của nhiều ngôi sao đơn sẽ được xác định
bằng cách ngoại suy từ những sao đôi. Đặc biệt, chu kỳ quỹ đạo và các khối lượng
của sao đôi cho chúng ta biết về momen động lượng của hệ. Do định luật bảo toàn
momen động lượng, các sao đôi cung cấp cho chúng ta những điều kiện theo đó các
ngôi sao được hình thành.
Hình 1.2: Hệ sao đôi Gliese 229A và Gliese 229B (nguồn [46] ).

Trong một hệ sao đôi, ngôi sao có khối lượng lớn hơn thường được gọi là
sao "A" và ngôi sao đồng hành kia được gọi là "B". Hình 1.2 là hệ sao đôi Gliese
229. Trong đó, Gliese 229A là sao lùn đỏ có kiểu phổ M1, có khối lượng 0,58 M
;
Gliese 229B là sao lùn nâu có kiểu phổ T6, có khối lượng nằm trong khoảng từ 0,02
– 0,05 M
.
1.6. KÍNH VIỄN VỌNG
Để nghiên cứu sao lùn nâu, thông thường sẽ nghiên cứu thành phần khí
quyển của chúng. Có nhiều kính quang học và hồng ngoại để quan sát thành phần
khí quyển của sao lùn nâu như: Kính viễn vọng không gian Hubble (HST – Hubble
Space Telescope), đặt quay trên quỹ đạo Trái đất; Kính viễn vọng không gian
Spitzer (SST – Spitzer Space Telescope), cũng đặt quay trên quỹ đạo Trái đất; Kính
viễn vọng Kech, đặt tại Đài quan sát Mauna Kea, Hawaii, USA; Kính viễn vọng lớn
Canaries (GTC – Canaries Great Telescope), đặt tại Đài quan sát Roche de
Muchachos, La Palma, Tây Ban Nha; Kính viễn vọng công nghệ mới (NTT – New
Technology Telescope), đặt tại Đài quan sát La Silla, Chilê… Riêng đối với các
ứng cử viên sao lùn nâu mà tôi nghiên cứu có kiểu phổ M, năng lượng bức xạ chủ
yếu của chúng nằm ở vùng hồng ngoại gần, là vùng bao phủ cả vạch Li I λ 6708 Å.
Do đó, trong đề tài nghiên cứu này nhóm quan sát đã sử dụng kính viễn vọng có
đường kính 2,3 m để quan sát phổ quang học của sao lùn nâu được dễ dàng.
Kính viễn vọng có đường kính 2,3 m này được đặt tại Đài quan sát Siding
Spring, Australia (Hình 1.3). Dãy bước sóng hoạt động là từ 4200 – 6800 Å, được
phân chia bởi một lưỡng sắc, xung quanh bước sóng 6000 Å, và cung cấp hai quang
phổ cơ bản, tương ứng là màu đỏ và màu xanh. Chiều dài toàn bộ khe là 6,7 arcmin,
độ phân giải phổ là từ 5 – 0,6 Å. Với cách tử 158 g/mm có thể được sử dụng với độ
phân giải 5 Å trong khoảng bước sóng 5800 – 6800 Å [41]. Các thông số kỹ thuật
chính của kính được trình bày trong Bảng 1.2.

Bảng 1. 2: Các thông số kỹ thuật của kính viễn vọng đường kính 2,3 m
Thang kính viễn vọng 5,02'' /mm
Chiều dài của khe 80 mm
Chiều dài tiêu cự của gương chính 4715 mm
Đường kính ngoài 2300 mm
Chiều dài tiêu cự của ống chuẩn trực 2812 mm
Chiều dài tiêu cự của camera 232 mm
Thang chia hình ảnh 1''/mm
Tỉ số camera/ống chuẩn trực 12
Góc 320
Hình 1.3: Kính viễn vọng đường kính 2.3 m (nguồn [39]).

* Hoạt động của kính viễn vọng:
Ánh sáng của các ngôi sao đi qua một gương cầu lõm và hội tụ ở tiêu điểm
của gương. Sau đó ánh sáng đi vào một lăng kính được đặt trước gương cầu lõm để
thu chùm sáng hội tụ và đổi chiều, dẫn ánh sáng đến thấu kính hội tụ tiêu cự nhỏ,
rồi tới mắt người quan sát. Hình 1.4 cho biết đường đi của tia sáng qua kính viễn
vọng 2.3 m.
Với kính viễn vọng như trên sẽ cho hình ảnh có độ phân giải khá cao.
Hình 1.4: Đường đi của tia sáng qua kính viễn vọng 2.3 m (nguồn [40]).
Gương chính
Mắt người quan sát
Khe
Ánh sáng tới của các ngôi sao
Gương cầu lõm

Chương 2: CÁC PHẢN ỨNG HẠT NHÂN Ở CÁC SAO
2.1. CÁC PHẢN ỨNG HẠT NHÂN Ở LÕI CỦA CÁC SAO THÔNG
THƯỜNG
Có nhiều phản ứng tổng hợp hạt nhân khác nhau diễn ra ở bên trong lõi của
các sao, chúng phụ thuộc vào khối lượng và thành phần của ngôi sao, gọi chung là
phản ứng tổng hợp hạt nhân sao (xem Hình 2.1). Khối lượng tổng cộng của các hạt
nhân nguyên tử sau phản ứng tổng hợp nhỏ hơn tổng khối lượng của các hạt tham
gia phản ứng. Khối lượng bị mất này được giải phóng dưới dạng năng lượng nhiệt
và năng lượng điện từ, tuân theo hệ thức Einstein giữa khối lượng – năng lượng E =
mc2
.
Hình 2.1: Biểu đồ mặt cắt cấu trúc bên trong của một ngôi sao. Các phản ứng tổng
hợp hạt nhân xảy ra ở lõi màu trắng trong hình vẽ (nguồn [44]).
Quá trình tổng hợp hydrogen là một quá trình phụ thuộc vào nhiệt độ, chỉ
cần nhiệt độ trung bình trong lõi tăng sẽ làm cho tốc độ phản ứng tổng hợp tăng lên
rất lớn. Vì vậy nhiệt độ trong lõi của các sao ở dãy chính thay đổi từ 4 triệu K đối
Lõi: Nơi xảy ra
các phản ứng hạt
nhân
Khu vực bức xạ
Khu vực đối lưu
Tai lửa

với các sao lớp M đến 40 triệu K đối với các sao lớp O. Ở trong lõi các sao có khối
lượng lớn hơn 0,075 M
, các hạt nhân hydrogen sẽ tổng hợp với nhau để tạo ra
helium trong chuỗi phản ứng proton-proton (PP). Trong chuỗi này sẽ có 3 nhánh:
PP1, PP2, PP3 (trong đó nhánh PP1 chiếm 90%). Các nhánh của chuỗi PP còn dẫn
đến hệ quả là phá hủy các hạt nhân nhẹ như deuterium, lithium, beri… Sự có mặt
của các hạt nhân nhẹ này tại bề mặt của các ngôi sao sẽ giúp chúng ta biết được
nhiệt độ bên trong chúng khoảng bao nhiêu. Chuỗi PP được minh họa ở Hình 2.2.
1 1 2
H H H e ν+
+ → + +
2 1 3
H H He γ+ → +
3 3 4 1
2He He He H+ → + 3 4 7
He He Be γ+ → +
( PP1 )
7 7
Be e Li ν−
+ → + 7 1 8
Be H B γ+ → +
7 1 4 4
Li H He He+ → + 8 8
B Be e ν+
→ + +
(PP2) 8 4 4
Be He He→ +
( PP3)
Hình 2.2: Chuỗi phản ứng proton-proton (PP)
Ngoài ra, trong những ngôi sao có khối lượng lớn hơn 0,075 M
, helium
được tạo ra trong một chu trình phản ứng có cacbon tham gia làm chất xúc tác – chu
trình cacbon-nitrogen-oxygen. Những nguyên tố nặng hơn cũng có thể bị đốt cháy
trong lõi đang co lại thông qua quá trình đốt cháy neon và quá trình đốt cháy
oxygen. Giai đoạn cuối cùng trong quá trình tổng hợp hạt nhân sao là quá trình đốt
cháy silic, sản phẩm tạo ra là đồng vị bền sắt-56. Phản ứng tổng hợp không thể tiếp
tục diễn ra với sắt nữa ngoại trừ quá trình thu nhiệt, và năng lượng chỉ có thể được
sản sinh ra nhờ sự suy sụp hấp dẫn.

2.2. CÁC PHẢN ỨNG HẠT NHÂN Ở CÁC SAO LÙN NÂU
Đối với sao lùn nâu (M < 75 MJ), tôi đề cập đến ba phản ứng cơ bản nhất có
liên quan đến đề tài. Đó là phản ứng đốt cháy hydrogen (phản ứng (2.1)), phản ứng
nhiệt hạch deuterium (phản ứng (2.2)), và phản ứng phá hủy lithium (phản ứng
(2.3)).
ep p d e ν+
+ → + + (Mmin ≈ 75 MJ, Tcrit ≈ 3.106
K)
(2.1)
3
p d He γ+ → + (Mmin ≈ 13 MJ, Tcrit ≈ 5.105
K)
(2.2)
7 4 4
Li p He He+ → + (Mmin ≈ 65 MJ, Tcrit ≈ 2,5.106
K)
(2.3)
Ở sao lùn nâu có khối lượng từ 13 MJ ≤ M ≤ 75 MJ sẽ xảy ra phản ứng đốt
cháy deuterium tức phản ứng (2.2). Do sao lùn nâu không đủ nặng nên ở sao lùn
nâu không có phản ứng (2.1) đốt cháy hydrogen. Riêng đối với những sao lùn nâu
có khối lượng nằm trong khoảng từ 65 – 75 MJ sẽ có thêm phản ứng đốt cháy
lithium (phản ứng (2.3)). Chính vì vậy, lithium vẫn còn tồn tại trong các sao lùn nâu
có khối lượng nhỏ hơn 65 MJ. Mặt khác, do cấu trúc của sao lùn nâu có đặc tính đối
lưu hoàn toàn nên lithium không bị phá hủy sẽ di chuyển từ bên trong lõi ra khí
quyển của chúng (Chabrier và cộng sự [7], [8]; xem minh họa ở Hình 2.3). Vì vậy,
chúng ta có thể quan sát được lithium ở khí quyển của các sao lùn nâu nói trên.
Chính nhờ đặc điểm này mà các nhà thiên văn (Rebolo và cộng sự [31]) đã đưa ra
phương pháp thử nghiệm lithium (“lithium test”) – quan sát vạch cộng hưởng Li I
tại bước sóng λ 6708 Å – để nhận biết các sao lùn nâu có khối lượng dưới 65 MJ.
Tuy nhiên, ngưỡng 65 MJ chỉ tính cho các sao lùn nâu có độ tuổi lớn hơn 100 triệu
năm, những sao có khối lượng lớn hơn vẫn có thể còn lithium ở các độ tuổi trẻ hơn
100 triệu năm. Thời gian đốt cháy hết lithium tùy thuộc vào khối lượng của từng
sao. Mối quan hệ giữa khối lượng và tuổi được trình bày chi tiết hơn ở chương 3.

Như đã trình bày ở trên, phương pháp thử nghiệm lithium do không thể phát
hiện được các sao lùn nâu có khối lượng nằm trong khoảng từ 65 đến 75 MJ nên
phương pháp này chưa hoàn hảo.
Hình 2.3: Cấu trúc bên trong của sao lùn nâu (ở giữa) so với sao lùn đỏ (bên trái)
và Mộc tinh (bên phải).
no lithium (không lithium); fully convective (đối lưu hoàn toàn); thermonuclear
reactions (các phản ứng nhiệt hạch); red dwarf (sao lùn đỏ); methane (CH4); brown
dwarf (sao lùn nâu); molecular hydrogen and helium (H2 và He); solid metallic core
(lõi kim loại rắn); Jupiter (Mộc tinh) (nguồn [45]).
2.3. SỰ HÌNH THÀNH VẠCH LITHIUM Ở CÁC SAO LÙN NÂU
2.3.1. Nguồn gốc của lithium nguyên thủy – vụ nổ Bigbang
Bigbang là vụ nổ đầu tiên (cách nay 13,7 tỉ năm) để từ đó đồng thời sinh ra
không thời gian, năng lượng và vật chất để tạo ra vũ trụ như hiện nay. Một thời gian
dài, lý thuyết Bigbang bị coi là lý thuyết siêu hình nhưng gần đây lý thuyết này đã
được ủng hộ bởi các quan sát. Ví dụ như quan sát về sự hình thành các ngôi sao, sự
phân bố của các thiên hà và quasar, và các cấu trúc lớn hơn phù hợp rất tốt với mô
hình lý thuyết về cấu trúc của vũ trụ. Theo đó, vũ trụ nguyên thủy chỉ là một hỗn
hợp gồm những hạt quark và electron chuyển động với vận tốc gần với vận tốc của
ánh sáng. Sau đó, vũ trụ nở ra, lạnh đi. Tùy theo những va chạm không ngừng diễn
ra trong vũ trụ mà một số hạt hủy lẫn nhau, một số hạt khác lại tiếp tục sinh ra và
tạo ra các hạt cơ bản tồn tại như chúng ta thấy ngày nay.

Khi nhiệt độ của vũ trụ hạ xuống tới 10 000 tỉ độ K, các hạt nặng đầu tiên
(proton và neutron) xuất hiện. Khi nhiệt độ tiếp tục hạ xuống tới 10 tỉ độ K thì
proton và neutron bắt đầu kết hợp với nhau. Lúc đó năng lượng của các photon vẫn
đủ lớn để phá vỡ hạt nhân đầu tiên đó. Mãi 3 phút sau, khi nhiệt độ hạ xuống tới 1
triệu độ K thì photon không còn khả năng phá vỡ các liên kết hạt nhân nữa.
Khi ấy trong vũ trụ đã có hoạt động hạt nhân rất mạnh dẫn tới sự hình thành
các hạt nhân nguyên tử nhẹ như D, 3
He, 7
Li (lithium nguyên thủy), 4
He… 15 phút
sau vụ nổ Bigbang, quá trình tổng hợp hạt nhân ban đầu đó mới kết thúc, nhiệt độ
hạ xuống quá thấp, không đủ đảm bảo cho phản ứng hạt nhân xảy ra. 300 000 ngàn
năm sau, vũ trụ nguội đi xuống dưới 3000 K và trở nên trong suốt, electron không
chuyển động nhanh như trước nữa. Các hạt nhân có thể giữ các electron lại, tạo
thành các nguyên tử, tạo ra các “viên gạch xây” của vũ trụ. Do tương tác giữa
photon và các nguyên tử rất nhỏ nên chúng có thể lan truyền tự do. Hàng tỉ năm
sau, các đám mây khí khổng lồ bắt đầu phân tán. Mỗi đám mây trở thành một thiên
hà rồi dưới lực hấp dẫn hình thành các đám sao, các sao riêng lẻ trong khi vũ trụ
vẫn tiếp tục mở rộng.
Như vậy, lithium tồn tại trong các sao được hình thành từ các đám mây phân
tử có chứa lithium nguyên thủy được tạo ra từ vụ nổ Bigbang. Đối với những sao
lùn nâu đối lưu hoàn toàn và có khối lượng dưới 65 MJ, lithium nguyên thủy vẫn
chưa bị phá hủy ở lõi, sẽ di chuyển ra khí quyển của chúng. Nhờ vậy mà chúng ta
có thể phát hiện được lithium ở khí quyển chúng.
2.3.2. Sự hình thành vạch lithium ở các sao lùn nâu
Để nghiên cứu sự hình thành các vạch hấp thụ lithium Li I (chẳng hạn ở 3
vạch tiêu biểu λ 6103 Å, λ 6708 Å, λ 8126 Å) ở các sao lùn nâu, Pavlenko và cộng
sự [25] đã sử dụng mô hình khí quyển có nhiệt độ hiệu dụng Teff nằm trong khoảng
từ 2000 – 3000 K, tức nhiệt độ của các sao lùn nâu có kiểu phổ M. Họ đã nhận ra
rằng vạch lithium trung hòa Li I rất dễ hình thành qua mô hình khí quyển này. Vì
vậy, Li I có thể được quan sát ở các sao lùn nâu có nhiệt độ trong khoảng trên.

Trong khí quyển của sao với Teff ≥ 4000 K, do n(Li I) << nt(Li) (trong đó
n(Li I) là số nguyên tử Li trung hòa, nt(Li) là tổng mật độ của Li gồm nguyên tử
trung hòa, ion và phân tử) nên hầu hết Li tồn tại ở dạng ion, khó phát hiện được
lithium trong trường hợp này. Ngược lại, trong khí quyển của sao lùn nâu có kiểu
phổ M với 2000 K ≤ Teff ≤ 3000 K hầu hết Li tồn tại ở dạng trung hòa nên rất dễ
dàng phát hiện được chúng. Hình 2.4 là phổ tổng hợp lý thuyết theo tính toán của
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]).

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 tuyệt đối MI, MJ, MK của ứng cử
viên để so sánh với bộ ba MI, MJ, MK của mô hình bụi.

Ngoài ra, tôi còn so sánh vị trí của ứng cử viên ở biểu đồ khối lượng – cấp
sao theo sự tính toán lý thuyết (Hình 4.3). Dựa vào biểu đồ đó, tôi ước tính được
khối lượng và tuổi của J0144-4604 tương ứng là 60 MJ và 100 triệu năm. Ứng cử
viên này có thể là một thành viên của đám sao mở có liên kết yếu (open clusters), có
độ tuổi 100 triệu năm. Lúc này khí trong đám sao đã bị phân tán nhiều, các thành
viên trong đám sao liên kết yếu với nhau. Do đó, muốn biết chính xác ứng cử viên
này thuộc đám sao nào thì cần phải đo thêm vận tốc không gian của nó. Đó là
hướng nghiên cứu tiếp theo sau của luận văn này.
Đối với các ứng cử viên còn lại, tôi không phát hiện vạch lithium trong phổ
của chúng. Do đó, có hai khả năng: hoặc chúng là sao khối lượng thấp, hoặc chúng
là sao lùn nâu có khối lượng nằm trong khoảng từ 65 – 75 MJ.
Hình 4.3a: Đường biểu diễn mối quan hệ giữa khối lượng và cấp sao tuyệt đối MI
theo tính toán lý thuyết [9] ứng với t = 100 triệu năm. Hình ngôi sao thể hiện vị trí
của sao lùn nâu J0144-4604.

Hình 4.3b: Đường biểu diễn mối quan hệ giữa khối lượng và cấp sao tuyệt đối MJ
Hình 4.3c: Đường biểu diễn mối quan hệ giữa khối lượng và cấp sao tuyệt đối MK

4.5. KẾT LUẬN
Luận văn đã hoàn thành mục tiêu đặt ra, đó là đã tìm kiếm được sao lùn nâu
trẻ trong vùng lân cận Mặt trời từ mẫu sao lùn kiểu phổ M bằng cách áp dụng
phương pháp thử nghiệm lithium. Trong 10 ứng cử viên sao lùn nâu trẻ trong mẫu
quan sát thì tôi không phát hiện vạch lithium ở 9 ứng cử viên. Do đó hoặc chúng là
sao khối lượng thấp hoặc chúng là sao lùn nâu có khối lượng nằm trong khoảng từ
65 – 75 MJ. Tôi chỉ phát hiện 1 sao lùn nâu trẻ, J0144-4604, có độ tuổi 100 triệu
năm và có khối lượng khoảng 60 MJ. Sao lùn nâu này trẻ này nằm ở khoảng cách
20,8 pc (tính từ Mặt trời) nên sẽ là một mẫu tiêu biểu để thực hiện các nghiên cứu
tiếp theo (chẳng hạn đo vận tốc không gian của nó để biết chính xác nó thuộc đám
sao liên kết yếu nào), giúp chúng ta hiểu rõ hơn các tính chất vật lý của sao lùn nâu
như: các hiện tượng liên quan đến từ trường, khí quyển và quá trình hình thành các
hành tinh xung quanh chúng…

DANH MỤC CÁC CÔNG BỐ CỦA TÁC GIẢ
1. Phan-Bao, Ngoc; Dang-Duc, Cuong; Nguyen-Anh, Thu; Hoang-Ngoc, Duy; Cao-
Anh, Tuan (2012), “The Coldest Stars in the Universe”, ICGAC 10
International Conference, Quy Nhon-Viet Nam, 2011 (Nội dung chi tiết xem ở
PHỤ LỤC A).
2. Nguyễn Anh Thư, Phan Bảo Ngọc, “Thử nghiệm lithium ở các ứng viên sao lùn
nâu trẻ”, Hội thảo Khoa học của học viên Cao học và Nghiên cứu sinh năm
2012, Trường Đại Học Sư Phạm Tp. Hồ Chí Minh (đang chờ in, và nội dung
chi tiết xem ở PHỤ LỤC B).

TÀI LIỆU THAM KHẢO
Tiếng Anh
1. Basri, G.; Marcy, G. W.; Graham, J. R. (1996), “Lithium in brown dwarf
candidates: The mass and the age of the faintest pleiades stars”, The
Astrophysical Journal, Volume 458, pp. 600.
2. Basri, G. (1998), “The lithium test for young brown dwarfs”, Brown dwarfs and
extrasolar planets, Proceedings of a Workshop held in Puerto de la Cruz,
Tenerife, Spain, 17-21 March 1997, ASP Conference Series #134, edited by
Rafael Rebolo; Eduardo L. Martin; Maria Rosa Zapatero Osorio, pp. 394.
3. Basri, Gibor; Martín, Eduardo L. (1999), “The mass and age of very low mass
members of the open cluster α Persei”, The Astrophysical Journal, Volume
510, Issue 1, pp. 266-273.
4. Bonnell, Ian A.; Clark, Paul; Bate, Matthew R. (2008), “Gravitational
fragmentation and the formation of brown dwarfs in stellar clusters”,
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 389, Issue 4, pp.
1556-1562.
5. Burgasser, A. J.; Kirkpatrick, J. D.; Brown, M. E.; Reid, I. N.; Burrows,
A.; Liebert, J.; Matthews, K.; Gizis, J. E.; Dahn, C. C.; Monet, D. G.; Cutri,
R. M.; Skrutskie, M. F. (2002), “The Spectra of T Dwarfs. I. Near-Infrared
Data and Spectral Classification”, The Astrophysical Journal, Volume 564,
pp. 421-451.
6. Chabrier, Gilles; Baraffe, Isabelle (1996), “Mass-Spectral Class Relationship for
M Dwarfs”, Astrophysical Journal Letters, Volume 461, pp. L51.
7. Chabrier, Gilles; Baraffe, Isabelle (1997), “Structure and evolution of low-mass
stars”, Astronomy and Astrophysics, Volume 327, pp. 1039-1053.

8. Chabrier, Gilles; Baraffe, Isabelle (2000), “Theory of low-mass stars and
substellar objects”, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, Volume
38, pp. 337-377.
9. Chabrier, Gilles; Baraffe, I.; Allard, F.; Hauschildt, P. (2000), “Evolution models
for very low-mass stars and brown dwarfs with dusty atmospheres”, The
Astrophysical Journal, Volume 542, Issue 1, pp. 464-472.
10. Crifo, F.; Phan-Bao, Ngoc; Delfosse, X.; Forveille, T.; Guibert, J.; Martín, E. L.;
Reylé, C. (2005), “New neighbours: VI. Spectroscope of DENIS nearby stars
candicates”, Astronomy and Astrophysics, Volume 441, Issue 2, October II
2005, pp. 653-661.
11. Cushing, M. C.; Kirkpatrick, J. D.; Gelino, C. R.; Griffith, R. L.; Skrutskie, M.
F.; Mainzer, A.; Marsh, K. A.; Beichman, C. A.; Burgasser, A. J.; Prato, L.
A.; Simcoe, R. A.; Marley, M. S.; Saumon, D.; Freedman, R. S.; Eisenhardt,
P. R.; Wright, E. L. (2011), “The Discovery of Y Dwarfs using Data from
the Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE)”, The Astrophysical
Journal, Volume 743, article id. 50.
12.Delfosse, X.; Tinney, C. G.; Forveille, T.; Epchtein, N.; Bertin, E.; Borsenberger
, J.; Copet, E.; de Batz, B.; Fouque, P.; Kimeswenger, S.; Le Bertre, T.; Laco
mbe, F.; Rouan, D.; Tiphene, D. (1997), “Field brown dwarfs found by
DENIS”, Astronomy and Astrophysics, Volume 327, pp. L25-L28.
13. Hayashi, C.; Nakano, T. (1963), “Evolution of Stars of Small Masses in the Pre-
Main1-Sequence Stages ”, Progress of Theoretical Physics, Volume 30, No.
4, pp. 460-474.
14. Kirkpatrick, J. D.; Reid, I. N.; Liebert, J.; Cutri, R. M.; Nelson, B.; Beichman,
C. A.; Dahn, C. C.; Monet, D. G.; Gizis, J. E.; Skrutskie, M. F. (1999),
“Dwarfs Cooler than "M"': The Definition of Spectral Type "L"' Using
Discoveries from the 2 Micron All-Sky Survey (2MASS)”, The
Astrophysical Journal, Volume 519, pp. 802-833.

15. Kumar, Shiv S. (1963), “The structure of stars of very low mass”, Astrophysical
Journal, Volume 137, pp. 1121-1125.
16. Leggett, S. K.; Marley, M. S.; Freedman, R.; Saumon, D.; Liu, Michael C.; Geb
alle, T. R.; Golimowski, D. A.; Stephens, D. C. (2007), “Physical and
Spectral Characteristics of the T8 and Later Type Dwarfs”, The
Astrophysical Journal, Volume 667, pp. 537-548.
17. Lucas, P. W.; Roche, P. F. (2000), “A population of very young brown dwarfs
and free-floating planets in Orion”, Monthly Notices of the Royal
Astronomical Society, Volume 314, Issue 4, pp. 858-864.
18. Martín, Eduardo L.; Rebolo, Rafael; Magazzù, Antoni (1994), “Constraints to
the masses of brown dwarf candidates from the lithium test”, Astrophysical
Journal, Part 1 (ISSN 0004-367X), Volume 436, no. 1, pp. 262-269.
19. Martín, E. L.; Basri, G.; Gallegos, J. E.; Rebolo, R.; Zapatero-Osorio, M. R.;
Bejar, V. J. S. (1998), “A new Pleiades member at the lithium substellar
boundary”, Astrophysical Journal Letters, Volume 499, pp. L61.
20. Martín, E. L.; Delfosse, X.; Basri, G.; Goldman, B.; Forveille, T.; Zapatero
Osorio, M. R. (1999), “Spectroscopic Classification of Late-M and L Field
Dwarfs”, The Astronomical Journal, Volume 118, pp. 2466-2482.
21. Martín, E. L.; Brandner, W.; Bouvier, J.; Luhman, K. L.; Stauffer, J.; Basri, G.;
Zapatero-Osorio, M. R.; Barrado Y Navascués, D. (2000), “Membership and
multiplicity among very low mass stars and brown dwarfs in the Pleiades
cluster”, The Astrophysical Journal, Volume 543, Issue 1, pp. 299-312.
22. Nakajima, T.; Oppenheimer, B. R.; Kulkarni, S. R.; Golimowski, D.
A.; Matthews, K.; Durrance, S. T. (1995), “Discovery of a cool brown
dwarf”, Nature, Volume 378, Issue 6556, pp. 463-465.

23. Padoan, Paolo; Nordlund, Åke (2002), “The stellar initial mass function from
turbulent fragmentation”, The Astrophysical Journal, Volume 576, pp.870–
879.
24. Padoan, Paolo; Nordlund, Åke (2004), “The "Mysterious'' origin of brown
dwarfs”, The Astrophysical Journal, Volume 617, Issue 1, pp. 559-564.
25. Pavlenko, Y. V.; Rebolo, R.; Martín, E. L.; Garcia Lopez, R.J. (1995),
“Formation of lithium lines in very cool dwarfs”, Astronomy and
Astrophysics, Volume 303, pp. 807.
26. Pavlenko, Y. V.; Jone, H. R. A.; Martín, E. L.; Guenther, E.; Kenworthy, M. A.;
Zapatero Osorio, M. R. (2007), “Lithium in LP 944 – 20”, Monthly Notices
of the Royal Astronomical Society, Volume 380, Issue 3, pp. 1285-1296.
27. Phan-Bao, Ngoc; Guibert, J.; Crifo, F.; Delfosse, X.; Forveille, T.;
Borsenberger, J.; Epchtein, N.; Fouqué, P.; Simon, G. (2001), “New
neighbours: IV. 30 DENIS late-M dwarfs between 15 and 30 parsecs”,
Astronomy and Astrophysics, Volume 380, pp. 590-598.
28. Phan-Bao, Ngoc; Crifo, F.; Delfosse, X.; Forveille, T.; Guibert, J.;
Borsenberger, J.; Epchtein, N.; Fouqué, P.; Simon, G.; Vetois, J. (2003),
“New neighbours: V. 35 DENIS late-M dwarfs between 10 and 30 parsecs”,
29. Phan-Bao, Ngoc; Bessell, M. S. (2006), “Spectroscopic distance of nearby
ultracool dwarfs”, Astronomy and Astrophysics, Volume 446, Issue 2,
February I 2006, pp. 515-523.
30. Reiners, A.; Basri, G. (2009), “A volume-limited simple of 63 M7-M9.5 dwarfs.
I. Space motion, kinematic age, and lithium”, The Astrophysical Journal,
Volume 705, Issue 2, pp. 1416-1424 (2009).
31. Rebolo, Rafael; Martín, E. L.; Magazzù, A. (1992), “Spectrosopy of a brown
dwarf candicate in the α Persei open cluster”, Astrophysical Journal, Part 2 -

Letters (ISSN 0004-637X), Volume 389, April 20, 1992, pp. L83-L86.
Research supported by DGICYT.
32. Rebolo, R.; Zapatero Osorio, M. R.; Martín, E. L. (1995), “Discovery of a
brown dwarf in the Pleiades star cluster”, Nature, Volume 377, Issue 6545,
pp. 129-131.
33. Rebolo, R.; Martín, E. L.; Basri, G.; Marcy, G. W.; Zapatero-Osorio, M. R.
(1996), “Brown dwarfs in the Pleiades cluster confirmed by Lithium test”,
Astrophysical Journal Letters, Volume 469, pp. L53.
34. Reipurth, Bo; Clarke, Cathie (2001), “The formation of brown dwarfs are
ejected stellar embryos”, The Astrophysical Journal, Volume 122, Issue 1,
pp. 432-439.
35. Ruiz, M. T.; Leggett, S. K.; Allard, F. (1997), “Kelu-1: A Free-floating Brown
Dwarf in the Solar Neighborhood”, Astrophysical Journal Letters, Volume
491, pp. L107.
36. Stamatellos, D.; Whitworth, A. (2011), “Brown dwarfs forming in discs: Where
to look for them?”, Research, Science and Technology of Brown Dwarfs and
Exoplanets: Proceedings of an International Conference held in Shangai on
Occasion of a Total Eclipse of the Sun, Shangai, China, Edited by E.L.
Martin; J. Ge; W. Lin; EPJ Web of Conferences, Volume 16, id.05001.
37. Tinney, C. G. (1998), “The intermediate-age brown dwarf LP944-20”,
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 296, Issue 4,
pp. L42-l44.
38. Whitworth, A.; Zinnecker, H. (2004), “The formation of free-floating brown
dwarfs and Planetary-mass objects by photo-erosiion of prestellar cores”,
Dẫn xuất từ internet
39. http://en.wikipedia.org/wiki/Reflecting_telescope

40. http://mspwww.anu.edu.au/observing/2.3m/DBS
41. http://msowww.anu.edu.au/observing/telescopes/2.3m.php
42. http://readtiger.com/wkp/en/Sub-brown_dwarf
43. http://vietsciences.free.fr
44. http://www.sciencephoto.com/media/100406/enlarge
45. http://www.silverstar-academy.com
46. http://www.solstation.com/stars/gl229.htm

PHỤ LỤC A
Ở đây tôi trình bày toàn văn bài báo tham dự Hội Nghị Quốc tế về Lực hấp
dẫn, Vật lý thiên văn và Vũ trụ học lần thứ 10 (ICGAC 10) tại Quy Nhơn vào tháng
12 năm 2011.
The Coldest Stars in the Universe
Ngoc Phan-Bao1
, Cuong Dang-Duc1,2
, Thu Nguyen-Anh1,2
,
Duy Hoang-Ngoc1
, Tuan Cao-Anh2
1
Department of Physics, HCM International University - Vietnam National
University, HCM, Vietnam.
2
Department of Physics, University of Education, HCM, Vietnam
Email : pbngoc@hcmiu.edu.vn
Abstract
Brown dwarfs are on the dividing line between planets and stars, and generally have
masses between 13 and 75 Jupiters. As the theoretical minimum mass for a star to
sustain hydrogen-burning fusion reactions is 75 Jupiters, therefore brown dwarfs are
not massive enough to maintain stable fusion reactions during most of their lifetime.
With such very low masses, brown dwarfs have estimated effective temperatures
less than about 2700 K. The coolest known brown dwarfs have temperatures of
about 300 K as cool as the human body. They are therefore the coldest stars in the
universe. Due to their substellar mass and their extremely low temperature, the
physical properties of brown dwarfs are quite different from those of low-mass stars
(e.g., the Sun). Here we provide the basic physical properties of brown dwarfs such
as temperature, mass, radius, spectral class with the most recent discoveries of
coolest brown dwarfs using Wide-Field Infrared Survey Explorer. Based on our first
detections of molecular outflows from young brown dwarfs in ρ Ophiuchi and
Taurus, we then focus on the discussion of the brown dwarf origin that is the most
important issue of the brown dwarf science.
1 Introduction
The existence of brown dwarfs was theoretically predicted in 1963 by Kumar [11],
however until 1995 the first detections of brown dwarfs were claimed by Rebolo et
al. [28] and by Nakajima et al. [21]. Up to now, large-scale surveys such as Deep

Near Infrared Survey (DENIS), Two Micron All Sky Survey (2MASS) and Sloan
Digital Sky Survey (SDSS) have discovered more than 1,000 nearby brown dwarfs.
In 1999, Martín et al. [18] and Kirkpatrick et al. [10] discovered dwarfs
cooler than M stars, leading them to define a new class “L”. Later in 2002,
Burgasser et al. [4] discovered methane dwarfs, also leading them to define an
additional class “T” for dwarfs even cooler than L dwarfs. These discoveries have
extended the Harvard spectral class to be “O B A F G K M L T”.
Recently completed and ongoing surveys, which are much deeper than the
previous ones, such as UKIRT Infrared Deep Sky Surveys (UKIDSS), Wide-Field
Infrared Survey Explorer (WISE) and Panoramic Survey Telescope and Rapid
Response System (PANSTARS) have revealed the coolest brown dwarfs of spectral
type Y. Using WISE data, Cushing et al. [8] have discovered the first six early-Y
dwarf candidates. The estimated temperatures of these Y dwarf candidates are
extremely low in the range from 300 K to 500 K and comparable to the humain
body temperature. More even cooler dwarfs (i.e., later Y spectral types) are
expected to be discovered by these surveys.
All these discoveries have greatly improved our understanding of the
physical properties as well as the origin of brown dwarfs, bridging the gap between
stars and planets.
We will provide the basic physical properties in Sec. 2, we present our
discoveries of molecular outflows and discuss these findings in the context of
brown dwarf formation in Sec. 3.
2 Basic Physical Properties of Brown Dwarfs
2.1 Mass
Mass is the most basic property of brown dwarfs, as it determines all other physical
properties, such as temperature, radius and spectral class. Theoretical evolution
models (e.g., Chabrier & Baraffe [5]) estimate brown dwarfs have masses between
about 13 and 75 MJ (MJ: Jupiter mass). Direct mass measurements (e.g., Stassun et

al. [32]) of brown dwarfs in eclipsing binary systems have generally agreed with the
models. According to the theoretical models, stars with masses below about 0.3
solar masses are fully convective and thus these stars, not like the Sun, they do not
have a radiative core. Since the mass of brown dwarfs is below this limit, therefore
all brown dwarfs are fully convective. The lack of a radiative core in brown dwarfs
significantly changes their magnetic field morphology (see Phan-Bao et al. [25] for
more details).
One should note here that stars will burn lithium by the following reaction in
at most 100 Myr [6], while brown dwarfs not massive enough to reach the core
temperature required to do so:
HepLi 47
2→+ (1)
The above reaction occurs at a lower temperature than is required for
hydrogenburning fusion. Theoretical models [5] estimate a lithium-burning
minimum mass of ~ 60 MJ. This provides the basis of the so-called “lithium test”
[17, 27]. All brown dwarfs with masses in the range of 13-60 MJ will exhibit the
6708 Å lithium absorption doublet, whereas more massive brown dwarfs (60-75 MJ)
will destroy lithium at ages older than ~100 Myr. The “lithium test” therefore is
used to identify bona-fide brown dwarfs with masses below 60 MJ. However, there
is strong age-dependence of the “lithium test” [6]: stars at ages younger than 100
Myr (depending on the mass) will also exhibit lithium. Therefore, the age of brown
dwarfs must be taken into account when using this test to identify bona-fide brown
dwarfs.
2.2 Temperature
The stellar temperature depends on both mass and age. Brown dwarfs have effective
temperatures estimated from about 400 K to 2700 K (Leggett et al. [14]). Recently,
using the WISE data Cushing et al. [8] have identified 6 early-Y dwarfs with
temperature estimates down to ~300 K even cooler than the human body

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

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

Recommended

Recommended

More Related Content

What's hot

What's hot (20)

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

Similar to Luận văn: Thử nghiệm lithium ở các ứng cử viên sao lùn nâu trẻ (20)

More from Dịch vụ viết bài trọn gói ZALO: 0909232620

More from Dịch vụ viết bài trọn gói ZALO: 0909232620 (20)

Recently uploaded

Recently uploaded (20)

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