Luận văn Đặc tính hóa quá trình giải phóng lưỡng cực phân tử khí CO của các sao lùn nâu ở ρ Ophiuchi và Taurus

thấp. Các giá trị Mflow và Ṁout từ GM Tau phần nào giống MHO 5, và yếu hơn so với từ ISO-Oph 102, nhưng chúng có thể so sánh với nhau được. Điều này có thể được giải thích bởi hoạt động yếu hơn của tia vật chất trong GM Tau và MHO 5 so với trong ISO-Oph 102, ch ẳng h trong ISO-Oph 102, và bởi mật độ khí thấp hơn xung quanh MHO 5 (thuộc đám mây phân tử Taurus) so với mật độ khí xung quanh ISO-Oph 102 (thuộc đám mây phân tử ρ Ophiuchi). Một điều nên chú ý là luồng phụt của những nguồn này chia sẽ khối lượng luồng phụt Mflow và tốc độ mất khối lượng Ṁout tương tự với ứng cử viên tiền sao lùn nâu GĐ 0/I khác, như đã trình bày ở mục 3.3. Chúng tôi cũng kiểm tra khả năng các khối khí phát xạ CO theo hướng hai mũi tên ở Hình 4.3 không phải từ luồng phụt của GM Tau, mà từ các khối khí ngẫu nhiên xung quanh vị trí GM Tau. Với khối khí ngẫu nhiên có cùng kích thước ~ 600 AU và cùng vận tốc ~ 1,8 km/s này thì muốn cho khối khí tự co rút dưới trọng lực hấp dẫn của nó, khối lượng M cần thiết của khối khí ngẫu nhiên phải thỏa mãn điều kiện sau [26]: M ≥ G rv 2 2 (4.7) trong đó, v và r lần lượt là vận tốc và kích thước của khối khí ngẫu nhiên này, và G là hằng số hấp dẫn. Thay các giá trị đã biết vào biểu thức (4.7) ta thu được điều kiện khối lượng cần thiết của khối khí ngẫu nhiên M ≥ 1,1 M. Giá trị này lớn hơn đáng kể khối lượng trung bình của các khối khí, < 0,2 M với cùng kích thước đó (Onishi và cộng sự [41]), trong vùng hình thành sao Taurus. Do đó chúng tôi kết luận những khối khí phát xạ CO xung quanh GM Tau bắt nguồn từ luồng phụt lưỡng cực của SLN này. 4.4. KẾT LUẬN Luận văn đã hoàn thành mục tiêu đặt ra, đó là đã phát hiện và đặc tính hóa các thuộc tính của luồng phụt lưỡng cực phân tử từ tiền SLN trẻ, giai đoạn II, GM Tau trong vùng hình thành sao Taurus. Chúng tôi chỉ ra rằng luồng phụt lưỡng cực phân tử trong các SLN rất tương đồng với các luồng phụt như đã nhìn thấy trong các sao trẻ thông thường khối lượng thấp, nhưng trong thang đo nhỏ hơn từ ~ 100 đến trên 1000 lần về tốc độ mất khối lượng và khối lượng luồng phụt. Bằng chứng bổ sung này ủng hộ mạnh mẻ kịch bản rằng các sao khối lượng rất thấp, SLN, và có lẽ các vật thể trẻ khối lượng hành tinh có thể phóng ra một luồng phụt lưỡng cực phân tử khí trong quá trình hình thành của chúng. Trong thời gian sắp tới, với độ nhạy và độ phân giải góc tốt hơn từ 10 đến 100 lần của kính thiên văn vô tuyến ALMA so với kính SMA ở vùng bước sóng mm/dưới mm, sẽ được sử dụng để phát hiện những khối khí phát xạ yếu gần vị trí nguồn GM Tau mà không phát hiện được với kính SMA, từ đó sẽ tính toán chính xác hơn khối lượng và các tham số vật lý khác của luồng phụt phân tử từ GM Tau. Từ phát hiện được chứng thực đầu tiên về luồng phụt phân tử từ SLN trẻ ISO-Oph 102 năm 2008, TS. Phan Bảo Ngọc đã đề xuất hướng nghiên cứu các hiện tượng vật lý tiêu biểu ở các giai đoạn sớm hơn (lõi tiền sao, tiền sao giai đoạn 0, giai đoạn I) trong quá trình hình thành SLN như được minh họa trong Hình 4.6. Hình 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 (Nguồn: www.iac.es/congreso/constellation10/media/.../Phan-Bao_Tenerife.pdf). (et al = các cộng sự; in prep. = đang trong quá trình chuẩn bị). Theo đề xuất hướng nghiên cứu mới này, nếu ta phát hiện và đặc tính hóa được các thuộc tính của lõi tiền sao, tiền sao giai đoạn 0 và giai đoạn I có khối lượng SLN, và chúng cũng giống như các thuộc tính đã thấy ở các lõi tiền sao, tiền sao giai đoạn 0 và giai đoạn I của các sao đốt cháy-hydrogen thông thường khối lượng thấp, thì sẽ chứng thực mạnh mẽ rằng nguồn gốc hình thành của các SLN (cũng như sao khối lượng rất thấp, và có lẽ cả các vật thể khối lượng hành tinh) giống như các sao thông thường. Ngay mới đây, ngày 6/7/2012, André và cộng sự [3] đã công bố về phát hiện đầu tiên về một lõi tiền SLN Oph B-11 nằm trong vùng hình thành hệ sao L1688 trong đám mây phân tử ρ Ophiuchi. Phát hiện đầu tiên này đã chứng minh sự tồn tại của một lõi tiền SLN, từ đó ủng hộ mạnh mẽ kịch bản SLN hình thành giống các sao đốt cháy-hydrogen thông thường, như kịch bản phân mảnh hỗn loạn và phân mảnh hấp dẫn. Tuy nhiên, phát hiện này cũng không loại trừ khả năng một số ít SLN được hình thành theo các cơ chế khác, như sự đẩy ra. DANH MỤC CÁC CÔNG BỐ CỦA TÁC GIẢ 1. Phan-Bao, Ngoc; Dang-Duc, Cuong; Nguyen-Anh, Thu; Hoang-Ngoc, Duy; Cao-Anh, Tuan; "The Coldest Stars in the Universe", ICGAC 10 International Conference, Quy Nhon-Vietnam, 2011 (nội dung chi tiết xem ở Phụ lục A). 2. Đặng Đức Cường, Phan Bảo Ngọc, "Phát hiện và đặc tính hóa quá trình giải phóng lưỡng cực phân tử khí CO ở sao lùn nâu", 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 1. André, Ph. (2002), “The Initial Conditions for Protostellar Collapse: Observational Constraints”, in EAS Publications Series, edited by J. Bouvier and J.-P. Zahn, 3, pp. 1-38. 2. André, Ph.; Motte, F.; Bacmann, A. (1999), “Discovery of an Extremely Young Accreting Protostar in Taurus”, The Astrophysical Journal, 513(1), pp. L57-L60. 3. André, Ph.; Ward-Thompson, D.; Greaves, J. (2012), “Interferometric Identification of a Pre-Brown Dwarf”, Science, 337(6090), pp. 69-72. 4. Anglada, G.; Estalella, R.; Rodriguez, L. F.; Torrelles, J. M.; Lopez, R.; Canto, J. (1991), “A double radio source at the center of the outflow in L723”, The Astrophysical Journal, 376(1), pp. 615-617. 5. Apai, D.; Pascucci, I.; Bouwman, J.; Natta, A.; Henning, T.; Dullemond, C. P. (2005), “The Onset of Planet Formation in Brown Dwarf Disks”, Science, 310(5749), pp. 834-836. 6. Bachiller, R.; Martin-Pintado, J.; Tafalla, M.; Cernicharo, J.; Lazareff, B. (1990), “High-velocity molecular bullets in a fast bipolar outflow near L1448/IRS3”, Astronomy and Astrophysics, 231(1), pp. 174-186. 7. Baraffe, I.; Chabrier, G.; Allard, F.; Hauschildt, P. H. (1998), “Evolutionary models for solar metallicity low-mass stars: mass-magnitude relationships and color-magnitude diagrams”, Astronomy and Astrophysics, 337, pp.403-412. 8. Belloche, A.; André, P.; Despois, D.; Blinder, S. (2002), “Molecular line study of the very young protostar IRAM 04191 in Taurus: infall, rotation, and outflow”, Astronomy and Astrophysics, 393, pp. 927-947. 9. Blandford, R. D.; Payne, D. G. (1982), “Hydromagnetic flows from accretion discs and the production of radio jets”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 199, pp. 883-903. 10. Blitz, L. & Williams, J. P. (1999), “Molecular Clouds”, in The Origin of Stars and Planetary Systems, edited by Charles J. Lada and Nikolaos D. Kylafis, Kluwer Academic Publishers, p. 3. 11. Bonnell, I. A.; Clark, P.; Bate, M. R. (2008), “Gravitational fragmentation and the formation of brown dwarfs in stellar clusters”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 389(4), pp. 1556-1562. 12. Bourke, Tyler L.; Crapsi, Antonio; Myers, Philip C.; Evans, Neal J., II; Wilner, David J.; Huard, Tracy L.; Jørgensen, Jes K.; Young, Chadwick H. (2005), “Discovery of a Low-Mass Bipolar Molecular Outflow from L1014-IRS with the SubMillimeter Array”, The Astrophysical Journal, 633(2), pp. L129-L132. 13. 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, 564(1), pp. 421-451. 14. Chabrier, G. & Baraffe, I. (1997), “Structure and evolution of low-mass stars”, Astronomy and Astrophysics, 327, pp. 1039-1053. 15. Chabrier, G. & Baraffe, I. (2000), “Theory of Low-Mass Stars and Substellar Objects”, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 38, pp. 337-377. 16. 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, 743(1), article id. 50. 17. Dunham, M. M.; Evans, N. J.; Bourke, T. L.; Myers, P. C.; Huard, T. L.; Stutz, A. M. (2010), “The Spitzer c2d Survey of Nearby Dense Cores. IX. Discovery of a Very Low Luminosity Object Driving a Molecular Outflow in the Dense Core L673-7”, The Astrophysical Journal, 721(2), pp. 995-1013. 18. Furlan, E.; Calvet, N.; D'Alessio, P.; Hartmann, L.; Forrest, W. J.; Watson, D. M.; Luhman, K. L.; Uchida, K. I.; Green, J. D.; Sargent, B.; Najita, J.; Sloan, G. C.; Keller, L. D.; Herter, T. L. (2005), “Spitzer IRS Spectra of Young Stars Near the Hydrogen-burning Mass Limit”, The Astrophysical Journal, 621(2), pp. L129-L132. 19. Greene, T. (2001), “Protostars”, American Scientist, 89(4), p.316. 20. Gueth, F. & Guilloteau, S. (1999), “The jet-driven molecular outflow of HH 211”, Astronomy and Astrophysics, 343, pp. 571-584. 21. Huard, Tracy L.; Myers, Philip C.; Murphy, David C.; Crews, Lionel J.; Lada, Charles J.; Bourke, Tyler L.; Crapsi, Antonio; Evans, Neal J., II; McCarthy, Donald W., Jr.; Kulesa, Craig (2006), “Deep Near-Infrared Observations of L1014: Revealing the Nature of the Core and Its Embedded Source”, The Astrophysical Journal, 640(1), pp. 391-401. 22. Kauffmann, J.; Bertoldi, F.; Bourke, T. L.; Myers, P. C.; Lee, C. W.; Huard, T. L. (2011), “Confirmation of the VeLLO L1148-IRS: star formation at very low (column) density”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 416(3), pp. 2341-2358. 23. 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, 519(2), pp. 802-833. 24. Kraus, Adam L.; White, Russel J.; Hillenbrand, Lynne A. (2006), “Multiplicity and Optical Excess across the Substellar Boundary in Taurus”, The Astrophysical Journal, 649(1), pp. 306-318. 25. Kumar, Shiv S. (1963), “The Structure of Stars of Very Low Mass”, The Astrophysical Journal, 137(4), pp.1121-1125. 26. Lada, C. J. (1985), “Cold outflows, energetic winds, and enigmatic jets around young stellar objects”, Annual review of astronomy and astrophysics, 23, pp. 267-317. 27. Lee, C-F; Mundy, L. G.; Reipurth, B.; Ostriker, E. C.; Stone, J. M. (2000), “CO Outflows from Young Stars: Confronting the Jet and Wind Models”, The Astrophysical Journal, 542(2), pp. 925-945. 28. 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, 667(1), pp. 537-548. 29. Levreault, R. M. (1988), “A search for molecular outflows toward the pre-main- sequence objects”, The Astrophysical Journal Supplement Series, 67, pp. 283- 371. 30. Levreault, R. M. (1988), “Molecular outflows and mass loss in the pre-main- sequence stars”, The Astrophysical Journal, 330(1), pp. 897-910. 31. Luhman, K. L. (2004), “New Brown Dwarfs and an Updated Initial Mass Function in Taurus”, The Astrophysical Journal, 617(2), pp. 1216-1232. 32. Luhman, K. L. (2006), “The Spatial Distribution of Brown Dwarfs in Taurus”, The Astrophysical Journal, 645(1), pp. 676-687. 33. Luhman, K. L.; Adame, L.; D'Alessio, P.; Calvet, N.; Hartmann, L.; Megeath, S. T.; Fazio, G. G. (2005), “Discovery of a Planetary-Mass Brown Dwarf with a Circumstellar Disk”, The Astrophysical Journal, 635(1), pp. L93-L96. 34. Luhman, K. L.; Joergens, V.; Lada, C.; Muzerolle, J.; Pascucci, I.; White, R. (2007), “The Formation of Brown Dwarfs: Observations”, Protostars and Planets V, pp. 443-457. 35. Luhman, K. L.; Stauffer, J. R.; Muench, A. A.; Rieke, G. H.; Lada, E. A.; Bouvier, J.; Lada, C. J. (2003), “A Census of the Young Cluster IC 348”, The Astrophysical Journal, 593(2), pp. 1093-1115. 36. 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, 118(5), pp. 2466-2482. 37. Moraghan Anthony (2008), Numerical Simulations Concerning the Propagation of Protostellar Jets, A thesis submitted for the degree of Doctor of Philosophy, University of Dublin, Trinity College, Dublin 2, Ireland. 38. Muench, A. A.; Lada, E. A.; Lada, C. J.; Alves, J. (2002), “The Luminosity and Mass Function of the Trapezium Cluster: From B Stars to the Deuterium- burning Limit”, The Astrophysical Journal, 573(1), pp. 366-393. 39. Nagar, N. M.; Vogel, S. N.; Stone, J. M.; Ostriker, E. C. (1997), “Kinematics of the Molecular Sheath of the HH 111 Optical Jet”, The Astrophysical Journal Letters, 482(2), pp. L195-L198. 40. Nakajima, T.; Oppenheimer, B. R.; Kulkarni, S. R.; Golimowski, D. A.; Matthews, K.; Durrance, S. T. (1995), “Discovery of a cool brown dwarf”, Nature, 378(6556), pp. 463-465. 41. Onishi, T.; Mizuno, A.; Kawamura, A.; Tachihara, K.; Fukui, Y. (2002), “A Complete Search for Dense Cloud Cores in Taurus”, The Astrophysical Journal, 575(2), pp. 950-973. 42. Padoan, P. & Nordlund, Å. (2002), “The stellar initial mass function from turbulent fragmentation”, The Astrophysical Journal, 576(2), pp. 870-879. 43. Padoan, Paolo; Nordlund, Åke (2004), “The "Mysterious'' Origin of Brown Dwarfs”, The Astrophysical Journal, 617(1), pp. 559-564. 44. Phan-Bao, Ngoc; Lee, Chin-Fei; Ho, Paul T. P.; Tang, Ya-Wen (2011), “Molecular Outflows in the Substellar Domain: Millimeter Observations of Young Very Low Mass Objects in Taurus and ρ Ophiuchi”, The Astrophysical Journal, 735(1), pp.14–18. 45. Phan-Bao, Ngoc; Riaz, Basmah; Lee, Chin-Fei; Tang, Ya-Wen; Ho, Paul T. P.; Martín, Eduardo L.; Lim, Jeremy; Ohashi, Nagayoshi; Shang, Hsien (2008), “First Confirmed Detection of a Bipolar Molecular Outflow from a Young Brown Dwarf”, The Astrophysical Journal, 689(2), pp. L141-L144. 46. Raga, A.; Cabrit, S. (1993), “Molecular outflows entrained by jet bowshocks”, Astronomy and Astrophysics, 278(1), pp. 267-278. 47. Rebolo, R.; Zapatero Osorio, M. R.; Martín, E. L. (1995), “Discovery of a brown dwarf in the Pleiades star cluster”, Nature, 377(6545), pp. 129-131. 48. Reipurth, Bo; Clarke, Cathie (2001), “The formation of brown dwarfs as ejected stellar embryos”, The Astronomical Journal, 122(1), pp. 432-439. 49. Riaz, B.; Honda, M.; Campins, H.; Micela, G.; Guarcello, M. G.; Gledhill, T.; Hough, J.; Martin, E. L. (2011), “The radial distribution of dust species in young brown dwarf disks”, origin: 50. Shu, F. H.; Lizano, S.; Ruden, S. P.; Najita, J. (1988), “Mass loss from rapidly rotating magnetic protostars”, Astrophysical Journal, 328(2), pp. L19-L23. 51. Shu, F. H.; Najita, J. R.; Shang, H.; Li, Z.-Y. (2000), “X-Winds Theory and Observations”, Protostars and Planets IV, pp. 789-813. 52. Snell, R. L. (1987), “Bipolar outflows and stellar jets”, Star forming regions, pp. 213-236. 53. Snell, R. L.; Loren, R. B.; Plambeck, R. L. (1980), “Observations of CO in L1551 - Evidence for stellar wind driven shocks”, The Astrophysical Journal, 239(2), pp. L17-L22. 54. Stamatellos, D. & Whitworth, A. (2011), “Brown dwarfs forming in discs: Where to look for them?”, Research, Science and Technology of Brown Dwarfs and Exoplanets, 16(05001), 4 pages. 55. Stassun, K. G.; Mathieu, R. D.; Valenti, J. A. (2006), “Discovery of two young brown dwarfs in an eclipsing binary system”, Nature, 440(7082), pp. 311-314. 56. Van Dishoeck, E. F. (2006), “Chemistry in low-mass protostellar and protoplanetary regions”, Proceedings of the National Academy of Science, 103(33), pp.12249-12256. 57. White, Russel J.; Basri, Gibor (2003), “Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs in Taurus-Auriga”, The Astrophysical Journal, 582(2), pp. 1109-1122. 58. Whitworth, A.; Bate, M. R.; Nordlund, Å.; Reipurth, B.; Zinnecker, H. (2007), “The Formation of Brown Dwarfs: Theory”, Protostars and Planets V, pp. 459- 476. 59. Whitworth, A.; Stamatellos, D.; Walch, S.; Kaplan, M.; Goodwin, S.; Hubber, D.; Parker, R. (2009), “The formation of brown dwarfs”, Proceedings of the International Astronomical Union, 266, pp. 264-271. 60. Whitworth, A.; Zinnecker, H. (2004), “The Formation of Free-Floating Brown Dwarves and Planetary-Mass Objects by Photo-Erosion of Prestellar Cores”, Astronomy and Astrophysics, 427(1131), pp. 299-306. 61. Wilson, T. L.; Rohlfs, K. & Hüttemeister, S. (2009), Tools of Radio Astronomy, Springer, New York. Phụ lục PHỤ LỤC A Ở đây chúng 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 temperature. These objects are the coolest brown dwarfs that have been revealed so far, reaching the boundary between brown dwarfs and giant planets. 2.3 Radius All old brown dwarfs (~1 Gyr) roughly have the same radius as Jupiter [6]. The radii of brown dwarfs vary by only ~10% over their mass range. Young brown dwarfs may have larger radii, depending on their age. For example, brown dwarfs at an age of ~1 Myr are about 500% larger than brown dwarfs at 1 Gyr [32]. Direct radius measurements of brown dwarfs by monitoring eclipsing binary systems have generally agreed with theoretical models. One should note that the brown dwarf radius can be affected by magnetic field effects, which may yield an increase of 10−15% in radius [7]. 2.4 Spectral Class Brown dwarfs may have spectral types of late-M (M7 or later), L, T and Y. In spectral class M, the optical spectrum of brown dwarfs is dominated by titanium oxide (TiO) and vanadium oxide (VO) molecules. In class L, metallic oxides (TiO and VO) quickly disappear and they are replaced by metallic hydrides (e.g., CrH and FeH), strong neutral atomic lines of alkali metals and sometimes Li I at 6708 Å. Whereas the near-infrared (NIR, 1−2.5 μm) spectra of L dwarfs are similar to those of M dwarfs, dominated by absorption bands of water (H2O) and carbon monoxide (CO), the NIR spectra of T dwarfs show strong absorption bands of methane (CH4). These methane bands can be only found in the giant planets of the solar system and Titan. Class Y are expected to be even cooler than class T and their NIR spectra must show ammonia features (NH3) significant enough to trigger a new spectral class (“Y”). Using NIR photometric data from WISE, Cushing et al. [8] have discovered the first six early-Y dwarf candidates. Their NIR spectra likely showing NH3 absorption features. More cooler Y dwarfs are needed to be revealed to confirm these NH3 features in the NIR spectra of Y dwarfs. 3 Molecular Outflows in Brown Dwarfs: New Constraints on Brown Dwarf Formation Stars with a few solar masses can form by direct gravitational collapse mechanism [30]. The typical process of star formation starts with collapse, accretion and launching of material as a bipolar outflow [12]. For the case of very low mass objects at the bottom of the main sequence, brown dwarfs (BD) (13–75 MJ) and very low-mass (VLM) stars (0.1–0.2 M⊙) have masses significantly below the typical Jeans mass (~1 M⊙) in molecular clouds, and hence it is difficult to make a VLM stellar embyro by direct gravitational collapse but prevent subsequent accretion of material onto the central object once the VLM embryo formed. These VLM objects are therefore thought to form by different mechanisms (see [34] and references therein). Two major models have been proposed for their formation. In the standard formation model, they form like low-mass stars just in a scaled-down version, through gravitational collapse and turbulent fragmentation of low-mass cores (e.g., [23]). In the ejection scenario, the VLM objects are simply stellar embryos ejected from unstable multiple protostellar systems by dynamical interaction with the other embyros. These VLM embryos are ejected from their gas resevoir and then they become VLM stars and BDs (e.g., [29, 1, 2]). Observations (see [15] and references therein) of the BD and VLM star properties in different star-forming regions such as their initial mass function, velocity and spatial distributions, multiplicity, accretion disks and jets have demonstrated that stars and BDs share similar properties. This strongly supports the scenario that BDs and VLM stars form as low-mass stars do. One should note that additional mechanisms (e.g., the ejection) are possible but they are not likely dominant in making VLM objects. More observations are needed to understand how these VLM objects form, especially observations at very early stages provide us an insight into the formation mechanism of VLM objects. Therefore, we have searched for molecular outflows from young brown dwarfs at different classes in star-forming regions to characterize the outflow properties such as size, mass, mass-loss rate, velocity. These outflow properties not only provide strong observational constraints on theoretical models of brown dwarf formation (e.g., [16]) but also allow us to identify proto-brown dwarfs at different stages. Here we report our observations of eight brown dwarfs and VLM stars in two star-forming regions ρ Ophiuchi and Taurus using the Submillimeter Array (SMA) and the Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy (CARMA). Among these eight VLM objects, we have detected molecular outflows from three targets [24, 26]: (1) ISO-Oph 102, a brown dwarf with a mass of 60 MJ in ρ Ophiuchi; (2) MHO 5, a VLM star of 90 MJ in Taurus; (3) GM Tau, a brown dwarf of 75 MJ in Taurus. The outflow properties of these objects are similar to each other with outflow sizes of about 500-1000 AU, outflow masses of 10−4 M⊙, mass loss rates of 10−9 M⊙ yr−1, and outflow velocities of 1-2 km s−1. All these values are over 100 times smaller than those in low-mass stars. Figure 1 shows an overlay of a near-infrared image and the integrated intensity in the carbon monoxide (CO J = 2 − 1) line emission at 230 GHz from ISO-Oph 102. Two spatially resolved blue- and red-shifted CO components are symmetrically displaced on opposite sides of the brown dwarf position, with the size of each lobe of about 8" corresponding to 1000 AU in length. This is similar to the typical pattern of bipolar molecular outflows as seen in young stars [12]. The two outflow components (see Fig. 2) show a bow shock structure with a wide range of velocity, an effect of the interaction between the jet propagation and the ambient material, which appears very similar to the bow shock phenomena as seen in young stars [13]. Such a CO outflow morphology suggests that the jet- driven bow shock model (e.g., [19]) may be at work in ISO-Oph 102. It is worthy to note that the IRS infrared (7.5-14.3 μm) [9] spectra of ISOOph 102, MHO 5, and GM Tau all show crystalline silicate features: enstatite (MgSiO3) at 9.3 μm and very strong forsterite (Mg2SiO4) at 11.3 μm [24]. This provides a direct evidence of grain growth and dust settling, indicating the objects are in the transition phase between the class II and III (a class with an optically thin disk) and these VLM objects are reaching their final masses. As the outflow sweeps away the gas and dust in the vicinity of the young VLM objects, the coexistence of molecular outflow and crystallization therefore favors the rocky planet formation around these young brown dwarfs and VLM stars. We are currently modeling infrared spectra of young brown dwarfs to estimate the fraction of crystallization in the brown dwarf disk. The result of this modeling work may provide us some implications in finding planets forming around VLM stars and brown dwarfs. Our detections clearly indicate that the bipolar molecular outflows in young brown dwarfs and very low-mass stars are very similar to outflows as seen in young stars but scaled down by three and two orders of magnitude for the outflow mass and the mass-loss rate, respectively. The detections also demonstrate that the molecular outflow process in VLM objects occurs in both low and high density environments (Taurus and ρ Ophiuchi) and thus support the idea that they likely share the same formation mechanism with low-mass stars. This suggests that the terminal stellar/brown dwarf (even planetary) mass is not due to different formation mechanisms but more likely due to the initial mass of the cloud core. As optical jets are not observable due to the high extinction of a surrounding envelope in the very early stages of brown dwarf formation (e.g., class 0, class I), therefore molecular outflows offer us a unique tool to identify proto-brown dwarfs at the earliest stages. Figure 3 shows the total intensity map of CO emission of a proto-brown dwarf candidate in ρ Ophiuchi. Its position-velocity diagram reveals the blue and red-shifted outflow components. The central object is only visible at millimeter wavelengths (1.3 mm) with a flux density of 8 ± 3 mJy, suggesting that this object is in a very early stage of star formation. The small-scale and low- velocity outflows (Fig. 4) are similar to those we observed in our young brown dwarfs and other proto-brown dwarfs (e.g., L1014-IRS, [3]), indicating that the source is very likely a proto-brown dwarf at class 0/I. Further observations are needed to confirm the source nature. The Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) with 10-100 times more sensitive and 10-100 times better angular resolution than the current mm/submm arrays is an excellent instrument for studying such these objects and searching proto-brown dwarfs/planetary mass objects at large-scales. Acknowledgment This work has been supported by VietNam NAFOSTED grant 103.08-2010.17 (PI: N.P.-B.). The Submillimeter Array is a joint project between the Smithsonian Astrophysical Observatory and the Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics and is funded by the Smithsonian Institution and the Academia Sinica. Support for CARMA construction was derived from the Gordon and Betty Moore Foundation, the Kenneth T. and Eileen L. Norris Foundation, the James S. McDonnell Foundation, the Associates of the California Institute of Technology, the University of Chicago, the states of California, Illinois, and Maryland, and the National Science Foundation. Ongoing CARMA development and operations are supported by the National Science Foundation under a cooperative agreement and by the CARMA partner universities. This work is based in part on observations made with the Spitzer Space Telescope, which is operated by the Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, under a contract with NASA. Figure 1: An overlay of the J-band (1.25 μm) near-infrared Two Micron All Sky Survey (2MASS) image of ISO-Oph 102 and the integrated intensity in the carbon monoxide (CO J = 2 − 1) line emission from 3.8 to 7.7 km s−1 line-of-sight velocities. The blue and red contours represent the blue-shifted (integrated over 3.8 and 5.9 km s−1) and red-shifted (integrated over 5.9 and 7.7 km s−1) emissions, respectively. The contours are 3, 6, 9, ... times the rms of 0.15 Jy beam−1 km s−1. The brown dwarf is visible in the J-band image. The position angle of the outflow is about 30. The peaks of the blue- and red-shifted components are symmetric to the center of the brown dwarf with an offset of 10". The synthesized beam is shown in the bottom left corner. Figure 2: Position-Velocity (PV) cut diagram for CO J = 2 → 1 emission from ISO- Oph 102 at a position angle of 30. The contours are −12, −9, −6, −3, 3, 6, 9, 12, ... times the rms of 0.2 Jy beam−1. The systemic velocity of the brown dwarf, which is estimated by an average of the velocities of red- and blue-shifted components, is indicated by the dashed line. Our value of 5.9±0.27 km s−1 is consistent with the previously measured value [33] of 7±8 km s−1 within the error bar. Both blue- and red-shifted components shows a wide range of the velocity in their structure, which appears to be the bow-shock surfaces as observed in young stars [13]. These surfaces are formed at the head of the jet and accelerate the material in the bow- shock sideways (e.g., [19]). Figure 3: The integrated intensity in the carbon monoxide (CO J = 2 − 1) line emission from a proto-brown dwarf candidate over the line-of-sight velocity range from 3.5 to 6.4 km s−1. The color bar indicates the intensity scale in Jy/beam. The synthesized beam is shown in the top left corner. Figure 4: Position-Velocity (PV) cut diagram for CO J = 2 → 1 emission from the proto-brown dwarf candidate at a position angle of 900. The contours are 3, 6, 9, 12, ... times the rms of 0.2 Jy beam−1. The systemic velocity of ~ 5.0 ± 0.27 km s−1 of the proto-brown dwarf candidate, which is estimated by an average of the velocities of red- and blue-shifted components, is indicated by the dashed line. Both blue- and red-shifted components show a small-scale and low-velocity outflows similar to those observed in ISO-Oph 102, MHO 5 and GM Tau. References [1] M.R. Bate, I.A. Bonnell, & V. Bromm, MNRAS, 332, L65 (2002) [2] M.R. Bate, & I.A. Bonnell, MNRAS, 356, 1201 (2005) [3] T.L. Bourke, A. Crapsi, P.C. Myers, et al., ApJ, 633, L129 (2005) [4] A. Burgasser et al., ApJ, 564, 421 (2002) [5] G. Chabrier, & I. Baraffe, A&A, 327, 1039 (1997) [6] G. Chabrier, & I. Baraffe, ARAA, 38, 337 (2000) [7] G. Chabrier, J. Gallardo, & I. Baraffe, A&A, 472, L17 (2007) [8] M. Cushing, et al., ApJ, 743, 50 (2011) [9] J.R. Houck, et al., ApJS, 154, 18 (2004) [10] D. Kirkpatrick, et al., ApJ, 519, 802 (1999) [11] S.S. Kumar, ApJ, 137, 1121 (1963) [12] C.J. Lada, ARA&A, 23, 267 (1985) [13] C.-F. Lee, L.G. Mundy, et al., ApJ, 542, 925 (2000) [14] S.K. Leggett, et al., ApJ, 667, 537 (2007) [15] K.L. Luhman, V. Joergens, C. Lada, J. Muzerolle, I. Pascucci, R. White, in Protostars and Planets V, edited by B. Reipurth, D. Jewitt, & K. Keil (Univ. Arizona Press, Tucson, 2007), p. 443 [16] M.N. Machida, et al., ApJ, 699, 157 (2009) [17] A. Magazzù, E.L. Martín, & R. Rebolo, A&A, 249, 149 (1991) [18] E.L. Martín, et al., AJ, 118, 2466 (1999) [19] C.R. Masson, L.M. Chernin, ApJ, 414, 230 (1993) [20] F. Motte, P. André, R. Neri, A&A, 336, 150 (1998) [21] T. Nakajima, et al., Nature, 378, 463 (1995) [22] A. Natta, L. Testi, J. Muzerolle, S. Randich, F. Comerón, P. Persi, A&A, 424, 603 (2004) [23] P. Padoan, & A. Nordlund, ApJ, 617, 559 (2004) [24] N. Phan-Bao, et al., ApJ, 689, L141 (2008) [25] N. Phan-Bao, et al., ApJ, 704, 1721 (2009) [26] N. Phan-Bao, et al., ApJ, 735, 14 (2011) [27] R. Rebolo, E.L. Martí, & A. Magazzù, ApJ, 389, L83 (1992) [28] R. Rebolo, M. R. Zapatero Osorio, & E. L. Martin, Nature, 377, 129 (1995) [29] B. Reipurth, & C. Clarke, AJ, 122, 432 (2001) [30] F.H. Shu, F.C. Adams, & S. Lizano, ARA&A, 25, 23 (1987) [31] F.H. Shu, et al., ApJ, 370, L31 (1991) [32] K. Stassun, et al., Nature, 440, 16 (2006) [33] E.T. Whelan, et al., Nature, 435, 652 (2005) [34] A. Whitworth, M.R. Bate, Å. Nordlund, B. Reipurth, H. Zinnecker, in Protostars and Planets V, edited by B. Reipurth, D. Jewitt, & K. Keil (Univ. Arizona Press, Tucson, 2007), p. 459 PHỤ LỤC B Trong phụ lục B này, chúng tôi trình bày toàn văn bài viết tham dự Hội thảo Khoa học của học viên Cao học và Nghiên cứu sinh Trường Đại Học Sư Phạm Tp. Hồ Chí Minh năm 2012. PHÁT HIỆN VÀ ĐẶC TÍNH HÓA QUÁ TRÌNH GIẢI PHÓNG LƯỠNG CỰC PHÂN TỬ KHÍ CO Ở SAO LÙN NÂU Học viên Cao học thực hiện: Đặng Đức Cường Chuyên ngành: Vật lý nguyên tử, hạt nhân và năng lượng cao; Khóa 21 Người hướng dẫn khoa học: TS. Phan Bảo Ngọc (Bộ môn Vật lý–Trường Đại Học Quốc Tế–ĐHQG Tp.HCM) TÓM TẮT: Chúng tôi báo cáo việc phát hiện luồng phụt lưỡng cực phân tử khí CO ở sao lùn nâu GM Tau thuộc Taurus. Chúng tôi ước tính khối lượng luồng phụt 2,2.10–5 M và tốc độ mất-khối lượng 9,3.10 –10 M/năm, giá trị này lần lượt nhỏ hơn 3 bậc và 2 bậc độ lớn so với giá trị ở các sao trẻ. Bằng chứng bổ sung này ủng hộ mạnh mẽ kịch bản các sao lùn nâu hình thành như các sao thông thường. ABSTRACT: We report a detection of CO bipolar molecular outflow from GM Tau, a brown dwarf in Taurus. We estimate an outflow mass of 2.2×10–5 M and a mass-loss rate of 9.3×10–10 M/year, these values are 3 and 2 orders of magnitude smaller than the typical values for young stars. This additional evidence strongly supports the scenario that brown dwarfs form like stars. 1. Mở đầu Ngay từ năm 1963, sự tồn tại của sao lùn nâu (SLN) đã được tiên đoán về mặt lý thuyết [1]. Nhưng mãi đến năm 1995, các nhà thiên văn học mới công bố sự phát hiện SLN đầu tiên, Gliese 229B, bằng quan sát [3]. Đến nay, hàng trăm SLN đã được phát hiện, tuy nhiên nguồn gốc hình thành của chúng vẫn đang là vấn đề 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 (GĐ): lõi tiền sao, tiền sao GĐ 0, GĐ I, GĐ II và GĐ III. SLN có khối lượng từ 13 đến 75 MJ (MJ: khối lượng Mộc tinh), khối lượng này quá nhỏ so với khối lượng tối thiểu Jeans (~1 M, M: khối lượng Mặt trời) để đám mây phân tử tự co rút, sụp đổ dưới tác dụng của lực hấp dẫn, khởi đầu cho quá trình hình thành sao. Do đó, các nhà thiên văn học đã đề xuất nhiều kịch bản để giải thích nguồn gốc SLN [6], trong đó có hai mô hình chính: (1) Theo mô hình chuẩn, chúng hình thành như các sao thông thường khối lượng thấp thông qua sự co rút hấp dẫn và phân mảnh, hoặc phân mảnh hỗn loạn; (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 của chúng. Các phôi bị đẩy ra 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. Các quan sát gần đây [2], như hàm khối lượng ban đầu, 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 SLN được hình thành theo mô hình thứ nhất, tức chúng hình thành theo kiểu như sao thông thường. Cần lưu ý rằng các cơ chế khác (ví dụ: sự đẩy các phôi sao) cũng có thể xảy ra 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 GĐ II trở đi, vì vậy quá trình hình thành SLN ở các GĐ sớm hơn như lõi tiền sao, GĐ 0, I vẫn chưa được hiểu rõ. Để thấu hiểu nguồn gốc của SLN, ta cần phải nghiên cứu các GĐ đầu của quá trình hình thành thông qua các quá trình vật lý đặc trưng của từng GĐ. 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 (GĐ II) ISO- Oph 102 [4], đã chứng tỏ quá trình luồng phụt xảy ra ở SLN như một phiên bản thu nhỏ so với ở các sao thông thường, và cho đến nay, đã có 6 luồng phụt ở vùng khối lượng dưới sao và 1 lõi tiền sao lùn nâu được phát hiện và công bố. Quá trình luồng phụt xảy ra ở các GĐ 0, I và II, do đó trước tiên chúng tôi nghiên cứu quá trình này ở SLN GĐ II. Ở đây chúng tôi trình bày sự phát hiện và đặc tính hóa các thuộc tính luồng phụt từ SLN GM Tau. Phần II trình bày quan sát SMA ở bước sóng vô tuyến và xử lý dữ liệu. Kết quả và thảo luận được nêu trong phần III, và phần IV tổng kết kết quả chính của chúng tôi. 2. Quan sát và xử lý số liệu GM Tau là một SLN trẻ, GĐ II, có kiểu phổ M6.5, nằm trong vùng hình thành sao Taurus (ở khoảng cách 147 pc tính từ Mặt trời), nó có khối lượng ước tính ~73 MJ – chỉ nằm ngay dưới giới hạn đốt cháy-hydrogen (75 MJ). GM Tau có biên dạng vạch phát xạ Hα mở rộng với sự hụt xuống giống-P Cygni cho thấy thành phần hấp thụ chuyển xanh, là dấu hiệu chỉ báo hoạt động luồng phụt [5]. Chúng tôi đã quan sát GM Tau ở tần số 230,538 GHz (hoặc bước sóng 1,3 mm) với kính thiên văn vô tuyến SMA. Chúng tôi đã sử dụng 2 dải băng tần rộng 4 GHz, cách nhau 10 GHz; với các độ phân giải phổ 0,27 km/s ở vị trí tần số của vạch J = 2→1 của 12CO, và 4,32 km/s cho phần còn lại của các băng tần. Dữ liệu quan sát cần được hiệu chỉnh để loại bỏ các ảnh hưởng của khí quyển Trái đất và của dụng cụ, từ đó khôi phục các thông tin thực về nguồn đích. Chúng tôi lần lượt sử dụng các chuẩn tinh 3C111 và 3C273 để hiệu chỉnh sự gia tăng (gain) và hiệu chỉnh dải thông (passband) – nghĩa là hiệu chỉnh pha (vị trí) và độ lớn (cường độ) của nguồn đích lần lượt theo thời gian và theo tần số. Thiên Vương tinh được sử dụng để hiệu chỉnh thông lượng (flux), tức là xác định cường độ thực của nguồn đích. Dữ liệu được xử lý bằng phần mềm MIR và MIRIAD. Chúng tôi chọn cấu hình compact của kính để thực hiện quan sát, cấu hình này cho beam tổng hợp 3,1" × 2,8", tức độ phân giải không gian. Trong dữ liệu quan sát, sai số rms (root-mean square) là ~1–2 mJy đối với dữ liệu phổ liên tục và ~0,05 Jy/beam/kênh đối với dữ liệu phổ vạch. Trường quan sát của kính là ~50" ở tần số quan sát. Chúng tôi không phát hiện được phổ liên tục của phát xạ bụi và đo được giới hạn trên là 3 mJy ở vị trí SLN GM Tau. 3. Kết quả và thảo luận Trên Hình 1, theo hướng mũi tên có hai khối khí dịch chuyển xanh và đỏ dường như là các thành phần của luồng phụt từ GM Tau. Tuy nhiên chúng không đối xứng và kích thước khác biệt. Để xem xét thêm, chúng tôi vẽ biểu đồ vị trí–vận tốc (P–V) của luồng phụt (Hình 2) theo hướng này thì cho thấy rõ ràng hơn hai thành phần khí phát xạ CO dịch chuyển xanh và dịch chuyển đỏ. Do đó, chúng tôi kết luận chúng là các thành phần của luồng phụt lưỡng cực khí từ GM Tau. Hình 1 cho thấy kích thước mỗi khối khí trong luồng phụt là ~4" (hay ~600 AU). (arcsec) (a rc se c) Hình 1. Hình ảnh hồng ngoại-gần và cường độ phát xạ vạch CO J = 2→1 xung quanh vị trí SLN GM Tau. Do hiệu ứng Doppler, các đường viền xanh và đỏ theo hướng hai mũi tên lần lượt miêu tả các khối khí phát xạ CO dịch chuyển xanh và dịch chuyển đỏ. Hướng của hai mũi tên chỉ hướng của luồng phụt lưỡng cực phân tử (ở vị trí góc ~370) từ SLN GM Tau. Dấu hoa thị ở giữa hai mũi tên miêu tả vị trí SLN này. Chúng tôi chọn vẽ các đường viền gấp 2, 3, 4, lần rms của 0,04 Jy.beam–1.km.s–1 để lấy các khối khí phát xạ CO có cường độ thích hợp. Beam tổng hợp được vẽ ở đáy, góc bên trái. Đối với luồng phụt ở các sao thông thường, các khối khí phát xạ CO kéo dài từ vị trí vật thể nguồn ra hai hướng của luồng phụt. Còn ở GM Tau, ta không thấy các khối khí này ở gần vị trí nguồn SLN theo hướng luồng phụt (Hình 1). Điều này có thể do luồng phụt từ GM Tau quá yếu, một phần cũng do vấn đề mất thông lượng khi hồi phục dữ liệu (thông lượng bị mất = tổng thông lượng thu được – thông lượng được khôi phục từ giao thoa kế), nên chúng tôi không quan sát được các thành phần phát xạ CO ở gần vị trí nguồn GM Tau với kính SMA. Dựa trên biểu đồ vị trí–vận tốc, chúng tôi xem xét luồng phụt từ GM Tau bao gồm hai thành phần: một thành phần phát xạ dịch chuyển xanh với đỉnh ở vận tốc ~ 6,8 km/s và một thành phần phát xạ dịch chuyển đỏ với đỉnh ở vận tốc ~ 7,6 km/s. Vận tốc khí CO ở vị trí nguồn là 7,2 km/s và độ phân giải phổ của chúng tôi là 0,27 km/s, do đó chúng tôi ước tính vận tốc hệ thống của GM Tau là khoảng 7,2 ± 0,3 km/s. Hình 2. Biểu đồ vị trí–vận tốc (Position–Velocity) của khí phát xạ CO J = 2→1 được vẽ theo hướng hai mũi tên ở Hình 1. Chúng tôi chọn vẽ các đường viền gấp -6, -5, -4, -3, 3, 4, 5, 6, lần rms của 0,052 Jy.beam–1. Các khung hình chữ nhật miêu tả các khối khí phát xạ dịch chuyển xanh (vận tốc từ 6,6 đến 7,2 km/s) và dịch chuyển đỏ (vận tốc từ 7,2 đến 7,7 km/s) được xét tính trong các tham số của luồng phụt. Đường nét đứt thẳng đứng là vận tốc hệ thống của nguồn GM Tau, 7,2 ± 0,3 km/s. Để tính khối lượng luồng phụt Mflow, chúng tôi lấy nhiệt độ kích thích 35 K, và ước tính giá trị giới hạn-dưới của Mflow là ~ 4,4.10–6 M. Chúng tôi hiệu chỉnh độ sâu quang học với giá trị đặc trưng 5, từ đó giá trị giới hạn-trên của Mflow là 2,2.10–5 M, giá trị này nhỏ hơn khoảng trên 1000 lần so với giá trị đặc trưng 10 –2 M của các sao trẻ khối lượng thấp. Chúng tôi lấy vận tốc cực đại quan sát được trong luồng phụt là ~1,8 km/s và hiệu chỉnh độ nghiêng luồng phụt bắt nguồn từ độ nghiêng đĩa là ~700 [3], từ đó chúng tôi ước tính tốc độ mất-khối lượng luồng phụt Ṁout = 9,3.10–10 M/năm, giá trị này nhỏ hơn ~100 lần so với giá trị đặc trưng 10 –7 M/năm của các sao trẻ khối lượng thấp. Các giá trị Mflow và Ṁout từ GM Tau phần nào yếu hơn các giá trị này ở ISO-Oph 102 nhưng chúng có thể so sánh được. Hai SLN này có Mflow và Ṁout tương tự với các ứng viên tiền-sao lùn nâu GĐ I khác. Chúng tôi kiểm tra khả năng các khối khí phát xạ CO theo hướng hai mũi tên ở Hình 1 không phải từ luồng phụt của GM Tau, mà từ các khối khí ngẫu nhiên xung quanh GM Tau. Điều này đòi hỏi khối lượng khối khí đó là 1,1 M (với kích thước ~600 AU và vận tốc ~1,8 km/s). Giá trị này lớn hơn đáng kể khối lượng trung bình [3] Tham khảo từ bài báo của: Riaz, B., et al. (2011), “The radial distribution of dust species in young brown dwarf disks”, nguồn: của các khối khí (< 0,2 M với cùng kích thước đó) trong Taurus. Do đó chúng tôi kết luận những khối khí xung quanh GM Tau bắt nguồn từ luồng phụt của SLN này. 4. Kết luận Ở đây chúng tôi báo cáo việc phát hiện và đặc tính hóa các thuộc tính của luồng phụt lưỡng cực phân tử khí CO J = 2→1 từ SLN trẻ GM Tau, GĐ II, trong vùng hình thành sao Taurus. Chúng tôi chỉ ra rằng luồng phụt lưỡng cực phân tử khí trong SLN này rất tương đồng với các luồng phụt như đã nhìn thấy trong các sao trẻ khối lượng thấp, nhưng trong thang đo nhỏ hơn từ ~100 đến trên 1000 lần về tốc độ-mất khối lượng và khối lượng luồng phụt. Bằng chứng bổ sung này chứng tỏ quá trình giải phóng lưỡng cực phân tử khí là phổ biến và cung cấp thêm bằng chứng chứng minh SLN hình thành như các sao thông thường, nhưng theo một kịch bản thu nhỏ từ vài trăm đến vài nghìn lần. TÀI LIỆU THAM KHẢO 1. Kumar, Shiv S. (1963), “The Structure of Stars of Very Low Mass”, The Astrophysical Journal, University of Chicago Press, United States of America. 2. Luhman, K. L., et al. (2007), “The Formation of Brown Dwarfs: Observations”, in Protostars and Planets V, edited by B. Reipurth, D. Jewitt & K. Keil, University of Arizona, Tucson, United States of America. 3. Nakajima, T., et al. (1995), “Discovery of a cool brown dwarf”, Nature, London, England. 4. Phan-Bao, N., et al. (2008), “First Confirmed Detection of a Bipolar Molecular Outflow from a Young Brown Dwarf”, The Astrophysical Journal, University of Chicago Press, United States of America. 5. White, R. J. & Basri, G. (2003), “Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs in Taurus- Auriga”, The Astrophysical Journal, University of Chicago Press, United States of America. 6. Whitworth, A., et al. (2007), “The Formation of Brown Dwarfs: Theory”, in Protostars and Planets V, edited by B. Reipurth, D. Jewitt & K. Keil, University of Arizona, Tucson, United States of America.