Luận án nghiên cứu quá trình truyền bức xạ phổ quay vô tuyến trong môi trường kh

Mở đầu Bức xạ vô tuyến trong không gian lần đầu tiên được Karl Jansky quan sát đến từ dải Ngân Hà vào năm 1932 [68]. Từ đó, nhiều nguồn vô tuyến khác nhau đã được tìm thấy từ những ngôi sao, những tỉnh vân đến những thiên hà xa xõi, Năm 1964, hai nhà thiên văn vô tuyến người Mỹ Penzias và Wilson đã khám phá ra một loại bức xạ võ tuyến đặc biệt được gọi là phông vũ trụ (CMB) [68]. Phỏng vũ tru là một bằng chứng rất thuyết phục cho lý thuyết "Vụ nổ lớn" giải thích sự hình thành của vũ trụ. Phổ vạch phân tử vô tuyến được phát hiện lần đầu tiên nãm 1963 khi hai vạch của O1 là 1.667 GHz được quau sát từ một đám mây phân tử hướng về tàn dư của vụ nổ siêu tân tỉnh Œassiopeia A [6§].

Khám phá này đã làm thay đổi lối tư duy cũ cho rằng các phân tử không thể tồn tại trong môi trường thiên văn. Phổ phân tử này có nhiệt độ sáng cao hơn rất nhiều so với bức xạ nhiệt khõng thể hình thành trong điều kiện cân bằng nhiệt động địa phương (ETE) mà được phát xa từ miền phân tử có nghịch đảo mật độ (non-LUTE), đây là maser thiên văn đầu tiên được quan sát. Cho đến trước 1968, các phân tử được quan sát trong các tỉnh vân chỉ có hai nguyên tử và người ta bắt đầu tin rằng không thể tồn tại các phân tử lớn hơn do mật độ vật chất thấp. Tuy nhiên, sau đó, vạch phổ 1.3 em cia ammonia AVH và 1.35 em của hơi nước HạO đã được quan sát |69].

Kể từ thời gian này, các phân tử được tìm thấy qua phổ vạch vô tuyến ngày càng tăng. Năm 1970, có 6 phân tử được tìm thấy, đến năm 1980 là 51 và đến nay là khoảng 200 phan tử, Sự tồn tại bức xạ phân tử miền vô tuyến trong không gian là cơ hội để khám phá sâu sắc các tính chất động học và vật lý của nhiều vùng khí phân tử. Những đặc trưng của phổ quay phân tử giúp truy vết sự phát triển theo thời gian của nhiều đối tượng thiên văn như vỏ sao, tỉnh vân hay thiên hà. Các bức xạ maser có cường độ ranh và tính định hướng cao có khả năng phân giải các vùng khöng gian đến kích thước mili giãy góc.

Nghiên cứu quá trình truyền bức xạ trong các môi trường maser giúp chúng ta thu nhận nhiều thông tin mới từ các vật thể thiên văn với độ chỉ tiết cao hơn rất nhiều so với ảnh phổ liên tục. 1 Do tốc độ mất 1nát vật chất lớn ra môi trường xung quanh, những ngôi sao tiệm cận không lồ (AGB) có lớp vỏ chứa nhiều loại phân tử với mật độ cao hơn rắt nhiều những ngôi sao trong thời kì ổn định [21]. Bui và khí xung quanh gần như che lắp vùng bên trong của ngôi sao nên các quan sát trong miền khả kiến rất khó để thu nhận thông tin vật lý và động học của vùng không gian này. Tính chất khó quan sát này đã cản trổ việc tìm hiểu các quá trình xảy ra bên trong các sao AGB.

Tuy nhiên, việc mật độ phân tử cao với cường độ pho quay lớn chính là eơ hội để chúng ta truy vết vào vùng trong vỏ sao. Khác với bức xa khả kiến từ ngõi sao, bức xa võ tuyến của các phân tử có thể dé dang di qua lớp vật chất dày đặc đồng thời chứa đựng thông tin của mồi trường mà nố tương tác. Vì vây, các bức xa loại này đã trở thành đối tượng nghiên cứu phổ biến trong thiên văn đặc biệt trong các nghiên cứu về sao AGB. Ngày nay, nhiều đài quan sát được xây dựng trên khắp thế giới sử dụng các kỹ thuật khác nhau để thu nhận bức xạ phổ quay vô tuyên.

Những đài quan sát lớn như VLA, VUBA, ALMA.là những đài quan sát hiện đại thu nhận các tín hiệu ở cường độ yếu với độ phân giải cao. Cùng với việc gia tăng dữ liệu quan sát, công việc xử lý và phân tích cũng ngày càng phát triển. Những thập niên gần đây, sự phát triển trong kỹ thuật tính toán đã hỗ trợ rất lớn đến việc phân tích đữ liệu thiên văn. Các mmö hình số có thể mô phông chính xác những hình ảnh quang học hay những phổ võ tuyến thu nhận được đã trở thành công cụ hữu ích trong nghiên cứu thiên văn học.

Hiện nay, những trung tâm tính toán hiệu năng cao đã được xây dựng rộng khấp cả nước từ các trường đại học đến cäc viện nghiên cứu. Các hệ tính toán này đủ khả năng để thực hiện những mô phông phức tạp trong môi trường thiên văn. Nhận thấy cơ hội đó, luận án tiến hành thực hiện nghiên cứu bức xạ phổ quay phân tử thiên văn bằng phương pháp số được song song hóa để chạy trên các hệ máy tính hiệu ning cao. Muc tiêu của luận án là xây dựng hoàn chỉnh một chương trình mô phỏng truyền bức xạ phân tử và áp dụng để nghiên cứu các quá trình vật lý và động học trong vỏ sao AGB.

Mô hình truyền bức xạ phân tử được áp dụng để giải thích những đặc trưng của phổ maser tái tổ hợp /7na trong vỏ sao MWC 349A. Kết quả thu được từ nghiên cứu này có thể được mở rộng để tìm hiểu một lớp cấc vỗ sao có tinh chat tuong tu nhu MWC 349A. Luan án đồng thời thực hiện xết hợp mô hình truyền bức xạ với mô hình khí động lực học. Đây là sự kết hợp cần thiết và mang tính rốt ráo để giải thích cầu trúc phổ và hình ảnh quan sát trong đữ liệu thiên văn, Với mô phỏng khí động lực học sử dụng chương trình mã nguồn mở PLUTO để mô hình hóa môi trường khí quanh sao AGB, hình thái học của cấu trúc sao xoắn ốc đã được xem xét.

Dặc biệt, truyền bức xạ qua không gian rô phỏng khí động lực học giúp xây dựng lại hình ảnh phổ phân tử được sử dung để so sánh với các dữ liệu quan sat. Luận án được trình bày theo bốn chương như sau: + Chương 1: Giới thiệu tổng quan về môi trường thiên văn và cơ sở lý thuyết trong nghiên cứu thiên văn vô tuyến. Hai nền tắng lý thuyết quan trọng được trình bày là lý thuyết truyền bức xạ và lý thuyết khí động lực học. + Chương 2: Trình bày quá trình mô hình hóa truyền bức xạ trong vỏ sao và những khối cõng việc chính trong xây dựng chương trình rõ phỏng.

Dồng thời với truyền bức xạ, khí động lực học trong vỏ sao đôi cũng được mmö hình hóa thông qua chương trình mã nguồn mở PLUTO. + Chương 3: Mô hình hóa truyền bức xạ phân tử trong môi trường vỏ sao và áp dụng vào nghiên cứu bức xạ maser Jĩnœ trong vỏ sao MÁC 349A. + Chương 4: Mô hình hóa khí động lực học của vỗ sao đôi từ đó xét ảnh hưởng của yếu tố quỹ đạo tới hình thái của vỏ sao. Kết hợp với mô hình truyền bức xạ phổ quay phân tử để thu nhận được các hình ảnh có thể so sánh với dữ liệu quan sắt.

Chương 1 Tông quan môi trường sao, truyền bức xạ trong thiên văn và cấu trúc vo sao gia 1.1 Sự hình thành và phát triển của sao Cho đến nay, sự phát triến trong kỹ thuật quan sát đã giúp chúng ta nhìn xa hơn, chỉ tiết hơn về cấu trúc của sao. Dựa vào những đặc trưng về độ sáng và nhiệt độ, chúng ta đã có thể phân loại từng ngôi sao trên giản đồ Hertzsprung—Russell (HR).1 là giản đồ HR. biểu điễn mỗi ngôi sao như một điểm tương ứng với trục tung là độ chói. trục hoành là nhiệt độ hiệu dụng bé mat.

Dai chính của giản đồ là tấp hợp những ngồi sao chạy từ góc phải bền dưới lên góc trái phía trên. Hầu hết các ngồi sao được quan sát nằm trên dải chính, tương ứng với giai đoạn phát triển ổn định. Các giai đoạn phát triển tiếp theo, ngôi sao có thể nầm ở các vị trí sao khổng lồ, siêu khổng lỗ hay sao lùn trắng trên giản đồ LIR phụ thuộc vào nhiệt độ hiệu dụng và độ chối của nó. Chúng ta có thể phân quá trình hình thành và phát triển của sao thành ba giai đoạn chính: giai đoạn mới hình thành gọi là sao trẻ, tiếp theo là thời kì ổn định (những ngõi sao giai đoạn này nằm trên dãy chính giản đồ HR) và giai đoạn sau goi là sao già.

Những ngôi sao được hình thành từ các tĩnh vân là các đám mây khí khổng lồ. Một đám mây khí và bụi được giữ ở trạng thái cân bằng khi tĩnh khi động năng của khí cân bằng với thế năng hấp dẫn nội tại. Nếu mội đám mây khí là đủ nặng sao cho áp suất khí không đủ để giữ cân bằng với hấp dẫn thì nó sẽ trải qua quá trình co sụp hắp dẫn. Kết quả quá trình co sụp này, cắc ngồi sao mới được hình thành tạo ra các cụm sao bên trong lõi đám rnây khí.

Hình os Hình 1.1: Giản đồ Hertzsprung-Russell (tạo bởi Richard Powell, nguỗn: en.org/wiki/ Hextzsprung-Russell_diagram).2 mộ tả lại quá trình phát triển những ngồi sao. Su phat trién cha ching phy thuộc vào khối lượng bỏi tụ ban đầu khi đang còn trong giai đoạn tiền sao [54].1 Sao trẻ Ngõi sao trong giai đoạn đầu của sự phát triển được gọi là sao trẻ. Những ngôi sao trẻ vẫn tiếp tục được bồi tụ vật chất từ đám mây phân tử để tăng dẫn khối lượng. Khi quá trình bồi tụ diễn ra, khí và bụi tạo ra một đĩa vật chất phẳng quanh ngôi sao, đồng thời hình thành gió sao phát ra từ hai cực.

Do đó, đặc iính của vỏ một ngôi sao trẻ là luôn tồn tại đĩa sao quay quanh ngôi sào trung tâm và gió sao lưỡng cực. Đĩa sao đóng vai trò quan trọng trong quá trình hình thành sao. Trong giai đoạn tiền sao, toàn bộ hệ đĩa sao nằm trong một lớp vỏ khí và bụi chuyển động hướng vào tâm. Hầu hết bức xạ từ đĩa sao bên trong đều bị lớp bụi dày hấp thụ và phát lại ở bước sóng trong dải hồng ngoại xa.

Do đó, rất khó để quan gát trực tiếp các đĩa sao này.3 là tập hợp ảnh những ngôi sao trẻ dược quan sát bởi Kính thiên vặn VLT của ESO. Gió sao xuât hiện ở vỏ sao trẻ có vận tốc ừ một vài đến một nghìn kưn. Gió sao vận tốc thấp được quan sát thấy quanh những ngôi sao lùn nâu như GM Tau [45]. Dunham va cdc déng nghiệp đã quan sát thấy gió lưỡng cực với vận tốc ~ 9.s~! từ vật thể có độ chói thấp Per-Bolo 58 [16].