Khảo Sát Đặc Tính Một Số Sao Biến Quang Ở Thành Phố Hồ Chí Minh

Khóa luận tốt nghiệp nghiên cứu tốt nghiệp sư phạm vật lý khảo sát đặc tính một số sao biến quang ở thành phố hồ chí minh, vận dụng lý thuyết vào thực tế, đề xuất giải pháp cụ thể

• Tác giả: Lê Thành Đức
• Người hướng dẫn: TS. Cao Anh Tuấn
• Trường học: Trường Đại học Sư phạm Thành phố Hồ Chí Minh
• Chuyên ngành: Sư phạm Vật lý
• Đề tài: Khảo Sát Đặc Tính Một Số Sao Biến Quang Ở Thành Phố Hồ Chí Minh
• Loại tài liệu: khóa luận tốt nghiệp
• Năm xuất bản: 2021
• Địa điểm: Thành phố Hồ Chí Minh

Mục lục chi tiết

• LỜI CẢM ƠN
• 1. CƠ SỞ LÍ THUYẾT QUANG TRẮC THIÊN VĂN
• 1.1. Thiên cầu và các đường, các điểm cơ bản trên thiên cầu
• 1.2. Cấp sao nhìn thấy (cấp sao biểu kiến)
• 1.3. Cấp sao tuyệt đối (Absolute Magnitude)
• 2. HỆ KÍNH THIÊN VĂN TAKAHASHI Ở TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM THÀNH PHỐ HỒ CHÍ MINH VÀ CÁC PHẦN MỀM HỖ TRỢ QUANG TRẮC
• 2.1. Hệ kính thiên văn Takahashi
• 2.2. Các thông số của CCD
• 2.3. Nguyên tắc hoạt động của CCD
• 3. PHẦN MỀM IRAF VÀ CÁC BƯỚC XỬ LÍ ẢNH
• 3.1. Xử lí ảnh CCD
• 3.2. Các bước xử lí ảnh qua phần mềm IRAF
• 4. KẾT QUẢ THỰC NGHIỆM QUANG TRẮC SAO BIẾN QUANG TRONG TINH VÂN M42 QUA CÁC KÍNH LỌC
• 4.1. Cụm sao M42 qua kính lọc E3
• 4.2. Cụm sao M42 qua kính lọc F2
• 4.3. Cụm sao M42 qua kính lọc F3
• 4.4. Kết luận
• TÀI LIỆU THAM KHẢO

Tóm tắt

I. Tổng Quan Về Khảo Sát Đặc Tính Sao Biến Quang Tại Thành Phố Hồ Chí Minh

Khảo sát đặc tính của sao biến quang tại Thành phố Hồ Chí Minh là một lĩnh vực nghiên cứu quan trọng trong thiên văn học. Nghiên cứu này không chỉ giúp hiểu rõ hơn về các đặc tính sao mà còn cung cấp thông tin về các quá trình vật lý diễn ra bên trong và xung quanh ngôi sao. Việc sử dụng kính thiên văn và phần mềm phân tích hình ảnh hiện đại như IRAF đã mở ra nhiều cơ hội cho các nhà nghiên cứu trong việc khám phá vũ trụ.

1.1. Định Nghĩa Sao Biến Quang Và Tầm Quan Trọng Của Nghiên Cứu

Sao biến quang là những ngôi sao có độ sáng thay đổi theo thời gian. Nghiên cứu về chúng giúp hiểu rõ hơn về sự hình thành và phát triển của các thiên thể trong vũ trụ.

1.2. Lịch Sử Nghiên Cứu Sao Biến Quang Tại Việt Nam

Việt Nam đã có những bước tiến đáng kể trong nghiên cứu thiên văn học, đặc biệt là trong việc khảo sát các sao biến quang. Các nghiên cứu này đã góp phần nâng cao hiểu biết về vũ trụ và vị trí của Việt Nam trong cộng đồng khoa học quốc tế.

II. Vấn Đề Và Thách Thức Trong Khảo Sát Sao Biến Quang

Khảo sát sao biến quang tại Thành phố Hồ Chí Minh gặp phải nhiều thách thức. Một trong những vấn đề lớn nhất là ô nhiễm ánh sáng, làm giảm khả năng quan sát các thiên thể. Ngoài ra, việc sử dụng thiết bị hiện đại và phần mềm phân tích cũng đòi hỏi kỹ năng và kiến thức chuyên môn cao.

2.1. Ảnh Hưởng Của Ô Nhiễm Ánh Sáng Đến Nghiên Cứu

Ô nhiễm ánh sáng từ các nguồn nhân tạo làm giảm độ sáng của các sao biến quang, gây khó khăn trong việc quan sát và thu thập dữ liệu chính xác.

2.2. Thiết Bị Và Phần Mềm Cần Thiết Cho Khảo Sát

Việc sử dụng kính thiên văn Takahashi và phần mềm IRAF là rất cần thiết để phân tích hình ảnh và đo đạc độ sáng của các sao biến quang. Tuy nhiên, việc làm chủ các công nghệ này không phải là điều dễ dàng.

III. Phương Pháp Khảo Sát Sao Biến Quang Tại Thành Phố Hồ Chí Minh

Phương pháp khảo sát sao biến quang bao gồm việc sử dụng kính thiên văn để chụp ảnh và phân tích hình ảnh bằng phần mềm chuyên dụng. Các bước này giúp xác định độ sáng và các đặc tính khác của ngôi sao. Việc áp dụng các phương pháp này đã mang lại nhiều kết quả khả quan.

3.1. Sử Dụng Kính Thiên Văn Takahashi Trong Nghiên Cứu

Kính thiên văn Takahashi được sử dụng để chụp ảnh các sao biến quang. Thiết bị này cho phép thu thập hình ảnh với độ phân giải cao, giúp phân tích chính xác hơn.

3.2. Phân Tích Hình Ảnh Bằng Phần Mềm IRAF

Phần mềm IRAF được sử dụng để xử lý và phân tích hình ảnh thu được từ kính thiên văn. Phần mềm này giúp xác định độ sáng và các thông số khác của sao biến quang.

IV. Kết Quả Nghiên Cứu Về Sao Biến Quang Tại Thành Phố Hồ Chí Minh

Kết quả từ các nghiên cứu cho thấy có nhiều sao biến quang với các đặc tính khác nhau. Việc phân tích dữ liệu đã giúp xác định được chu kỳ sáng và biên độ dao động của các ngôi sao này. Những thông tin này rất quan trọng cho việc hiểu rõ hơn về các quá trình vật lý diễn ra trong các ngôi sao.

4.1. Phân Tích Kết Quả Từ Các Sao Biến Quang Đã Nghiên Cứu

Các kết quả cho thấy sự biến đổi độ sáng của các sao biến quang có thể dao động từ 15 đến 17 cấp sao, cho thấy sự đa dạng trong các đặc tính của chúng.

4.2. So Sánh Kết Quả Với Các Nghiên Cứu Khác

Kết quả nghiên cứu được so sánh với các nghiên cứu khác trên thế giới, cho thấy sự tương đồng và khác biệt trong các đặc tính của sao biến quang.

V. Kết Luận Và Tương Lai Của Nghiên Cứu Sao Biến Quang

Nghiên cứu về sao biến quang tại Thành phố Hồ Chí Minh đã mở ra nhiều hướng đi mới cho các nghiên cứu thiên văn học. Những kết quả đạt được không chỉ có giá trị khoa học mà còn có thể ứng dụng trong giáo dục và phổ biến kiến thức về thiên văn học.

5.1. Tầm Quan Trọng Của Nghiên Cứu Trong Giáo Dục

Nghiên cứu này có thể được sử dụng để nâng cao nhận thức về thiên văn học trong cộng đồng, đặc biệt là trong giới trẻ.

5.2. Hướng Đi Tương Lai Trong Nghiên Cứu Sao Biến Quang

Các nghiên cứu tiếp theo có thể tập trung vào việc phát triển công nghệ quan sát và phân tích hình ảnh, nhằm nâng cao độ chính xác trong việc khảo sát các sao biến quang.

Nội dung chính

Bối cảnh và vấn đề nghiên cứu

Khóa luận tốt nghiệp "Khảo sát đặc tính một số sao biến quang ở Thành phố Hồ Chí Minh" do sinh viên Lê Thành Đức thực hiện thuộc chuyên ngành Sư phạm Vật lý, Khoa Vật lý, Trường Đại học Sư phạm Thành phố Hồ Chí Minh, dưới sự hướng dẫn khoa học của TS. Cao Anh Tuấn (hoàn thành vào tháng 05/2021).

Quang trắc thiên văn là phương pháp đo lường cơ bản trong thiên văn quan sát thực nghiệm, cho phép xác định cường độ bức xạ, năng lượng bức xạ và cấp sao của các thiên thể xa xôi. Từ các thông số quang trắc kết hợp với các mô hình vật lý, các nhà nghiên cứu có thể suy đoán khoảng cách, khối lượng, nhiệt độ, tuổi thọ và các cơ chế biến đổi nội tại của thiên thể. Sao biến quang (variable stars) là những ngôi sao có độ sáng thay đổi theo thời gian với chu kỳ dao động từ vài giờ đến hàng năm và biên độ biến thiên có thể đạt từ 15 đến 17 cấp sao. Việc khảo sát đường cong ánh sáng của sao biến quang đóng vai trò như một phòng thí nghiệm tự nhiên trong không gian nhằm làm sáng tỏ các giai đoạn tiến hóa của sao và cấu trúc vũ trụ.

Mục đích và mục tiêu nghiên cứu của đề tài được xác định cụ thể trong văn bản:

1. Mục đích của đề tài: Vận hành hệ kính thiên văn Takahashi để chụp ảnh sao biến quang, tiến hành tiền xử lý và chuẩn hóa dữ liệu hình ảnh thiên văn bằng phần mềm chuyên dụng IRAF trên hệ điều hành Linux; sau đó đối sánh quy trình và kết quả với các nghiên cứu xử lý trên các phần mềm khác.
2. Mục tiêu của đề tài: Đo đạc cấp sao nhìn thấy (cấp sao biểu kiến) của các sao biến quang được ghi nhận từ hệ kính thiên văn Takahashi, từ đó phân tích và so sánh các giá trị quang trắc thu được qua các kính lọc khác nhau.

Đối tượng và phạm vi nghiên cứu:

• Đối tượng nghiên cứu: Hệ kính thiên văn quang học Takahashi, thiết bị thu nhận tín hiệu cảm biến tích điện kép CCD (Charge-Coupled Devices), bộ công cụ phần mềm xử lý dữ liệu thiên văn IRAF và phần mềm hiển thị hình ảnh DS9; đối tượng quan sát thực nghiệm là các ngôi sao biến quang trong khu vực Tinh vân Lạp Hộ (Orion Nebula - M42).
• Phạm vi nghiên cứu: Thiết bị đặt tại Đài quan sát thiên văn của Trường Đại học Sư phạm Thành phố Hồ Chí Minh; dữ liệu quan trắc thực tế chụp qua 3 kính lọc chuyên dụng ký hiệu F2, F3, F4; môi trường xử lý thuật toán trên nền tảng Linux và các thư viện xử lý ảnh quang học chuyên ngành.

Phương pháp nghiên cứu kết hợp giữa nghiên cứu lý thuyết (tổng hợp tài liệu thiên văn vật lý, cơ sở quang trắc học, nguyên lý hoạt động của bán dẫn CCD) và thực nghiệm quan trắc (chụp ảnh thiên thể, hiệu chỉnh khử nhiễu khung hình, đo đếm photon bằng phương pháp quang trắc khẩu độ). Đề tài mang ý nghĩa thực tiễn trong việc chuẩn hóa quy trình xử lý dữ liệu thiên văn thực nghiệm tại địa phương và đóng góp dữ liệu quan trắc vào Thư viện Thiên văn của Trường Đại học Sư phạm Thành phố Hồ Chí Minh.

---

Cơ sở lý thuyết và phương pháp quan trắc quang trắc

Khung lý thuyết thiên văn và quang trắc học

Khóa luận thiết lập hệ thống lý thuyết nền tảng dựa trên các khái niệm thiên văn học quan sát:

• Thiên cầu và các hệ tọa độ thiên văn: Để định vị chính xác vị trí của thiên thể trên bầu trời, tác giả hệ thống hóa 3 hệ tọa độ cơ bản:
  • Hệ tọa độ chân trời: Xác định vị trí qua độ cao $h$ (góc tính từ đường chân trời lên thiên thể) và độ phương $A$ (góc tính từ điểm Bắc đến hình chiếu của thiên thể). Hệ tọa độ này phụ thuộc vào vị trí và thời điểm quan sát của người đo.
  • Hệ tọa độ xích đạo: Gồm hệ xích đạo 1 (xác định bởi xích vĩ $\delta$ và góc giờ $t$) và hệ xích đạo 2 (xác định bởi xích vĩ $\delta$ và xích kinh $\alpha$ tính từ điểm Xuân phân $\gamma$). Hệ xích đạo 2 không phụ thuộc vị trí quan sát và chuyển động nhật động, được dùng cố định trên các bản đồ sao quốc tế.
  • Hệ tọa độ hoàng đạo: Xác định bởi hoàng vĩ $\beta$ và hoàng kinh $L$ tính từ điểm Xuân phân $\gamma$ ngược chiều nhật động đến hình chiếu trên đường hoàng đạo, phục vụ theo dõi các thiên thể trong Hệ Mặt Trời.
• Thang đo quang trắc và công thức Pogson: Cường độ bức xạ từ thiên thể gửi đến Trái Đất được đặc trưng bởi độ rọi $E$ (đo bằng flux) và được quy đổi ra thang đo cấp sao nhìn thấy $m$. Tỉ số độ rọi giữa hai ngôi sao có cấp sao $m_1$ và $m_2$ tuân theo hệ thức Pogson: $$\log \frac{E_1}{E_2} = 0{,}4(m_2 - m_1) \quad \Leftrightarrow \quad \frac{E_1}{E_2} = (2{,}512)^{m_2 - m_1}$$ Quy ước hai ngôi sao chênh lệch nhau 5 cấp sao thì độ rọi chênh lệch nhau đúng 100 lần.
• Cấp sao tuyệt đối và độ trưng: Cấp sao tuyệt đối $M$ là cấp sao biểu kiến của thiên thể nếu nó được đặt ở khoảng cách tiêu chuẩn 10 parsec ($pc$). Mối liên hệ giữa cấp sao tuyệt đối $M$, cấp sao nhìn thấy $m$, thị sai hàng năm $\pi$ và khoảng cách $d$ ($pc$) được biểu diễn: $$M = m + 5 + 5\log\pi = m + 5 - 5\log d$$ Mối liên hệ giữa công suất bức xạ (độ trưng $L$) và độ rọi $E$ ở khoảng cách $d$: $$L = 4\pi d^2 E \quad \Rightarrow \quad \frac{L_1}{L_2} = \frac{d_1^2 E_1}{d_2^2 E_2}$$
• Phân loại sao biến quang và đường cong ánh sáng: Tác giả phân chia sao biến quang thành 3 nhóm cơ bản:
  • Sao biến quang do che khuất: Các hệ sao đôi/sao kép (Binary/Double stars) quay quanh khối tâm chung, che khuất nhau tuần hoàn làm thay đổi quang thông gửi về Trái Đất.
  • Sao biến quang co nở: Các ngôi sao đơn có sự giãn nở và co lại tuần hoàn của lớp vỏ ngoài do biến đổi nhiệt động lực học nội tại.
  • Sao biến quang đột biến: Các ngôi sao bùng sáng đột ngột hàng chục vạn đến hàng triệu lần do phản ứng nhiệt hạch mất kiểm soát (sao mới - Nova, siêu tân tinh - Supernova).

Thiết bị quan trắc và phương pháp thực nghiệm

Nghiên cứu sử dụng hệ thống trang thiết bị quang học và cảm biến đặt tại Đài quan sát thiên văn:

Thiết bị	Thông số kỹ thuật chi tiết
Kính phản xạ Takahashi CN-212	Đường kính vật kính $D = 22{,}5\text{ cm}$, tiêu cự $f = 2630\text{ mm}$ ($2{,}63\text{ m}$).
Kính khúc xạ Takahashi FS-78	Đường kính vật kính $D = 12\text{ cm}$, tiêu cự $f = 630\text{ mm}$ (dùng làm kính tìm mục tiêu).
Bộ chân đế xích đạo & Động cơ	Chân đế lắp kiểu xích đạo kèm động cơ khử nhật động EM-200, điều khiển thủ công hoặc qua phần mềm Telescope Tracer 2000.
Cảm biến CCD Camera ST-7	Bán dẫn Silic ($1{,}14\text{ eV} - 5\text{ eV}$), kích thước chip $(4590 \times 6804)\ \mu\text{m}$, độ phân giải 390.150 pixel; dung lượng giếng $10^5\ e^-/\text{pixel}$; dòng tối $1\ e^-/\text{pixel/s}$ ở $0^\circ\text{C}$; bộ làm lạnh nhiệt điện (TE cooler); bộ chuyển đổi A/D 16-bit; cấp sao giới hạn $m = +14$ ($t = 1\text{s}$) và $m = +18$ ($t = 1\text{ min}$).
Cảm biến CCD Camera H18	Chip Kodak KAF-8300 "Blue Plus" full-frame; vùng hoạt động $17{,}52\text{ mm}$; kích thước điểm ảnh $5{,}4\ \mu\text{m}$; tổng số pixel 8.328.304; hiệu suất lượng tử cực đại (QE peak) ~56% tại bước sóng $550\text{ nm}$; điều khiển bằng phần mềm Starlight.

Phương pháp hiệu chỉnh và khử nhiễu ảnh CCD thực hiện theo mô hình toán học: $$Ảnh_{\text{hieuchinh}} = \frac{Ảnh_{\text{light}} - Ảnh_{\text{dark}}}{(Ảnh_{\text{flat field}} - Ảnh_{\text{dark}}) / \text{Mean}}$$ Trong đó, $Ảnh_{\text{light}}$ là ảnh chụp thiên thể, $Ảnh_{\text{dark}}$ là ảnh dòng tối (nhiễu nhiệt khi đóng màn trập), $Ảnh_{\text{flat field}}$ là ảnh trường phẳng bù trừ sai lệch độ nhạy pixel, và $\text{Mean}$ là giá trị trung bình cường độ của khung flat.

Phương pháp quang trắc khẩu độ (Aperture Photometry) xác định cấp sao theo biểu thức: $$m = -2{,}5 \log \left( \frac{N_{ap} - A_{ap} S_{sky}}{t_{exp}} \right) + C$$ Trong đó $N_{ap}$ là tổng số đếm photon trong khẩu độ tròn bán kính $R_1$ bao quanh tâm sao; $S_{sky}$ là diện tích vùng nền trời xác định bởi vành khuyên bán kính trong $R_2$ và bán kính ngoài $R_3$; $A_{ap}$ là mật độ số đếm trung bình trên nền trời; $t_{exp}$ là thời gian phơi sáng; $C$ là hằng số chuẩn hóa điểm không ($C = 23{,}5 \div 26$). Điểm sao trên mặt phẳng tiêu cự tuân theo hàm phân bố Gauss với bề rộng nửa độ cao cực đại FWHM (Full Width at Half Maximum).

---

Nội dung chính theo từng chương

Chương 1: Cơ sở lí thuyết quang trắc thiên văn

Chương 1 xây dựng nền tảng vật lý thiên văn cho đề tài. Tác giả trình bày chi tiết về cấu trúc hình học của thiên cầu, định nghĩa các điểm cực (thiên cực Bắc $P$, thiên cực Nam $P'$, thiên đỉnh $Z$, thiên để $Z'$) và các đường tròn lớn (kinh tuyến trời, xích đạo trời, vòng thẳng đứng, vòng nhật động, đường nửa ngày). Ba hệ tọa độ thiên văn chính được so sánh nhằm chỉ rõ ưu điểm của hệ tọa độ xích đạo loại 2 trong việc định danh và lập biểu đồ sao quốc tế.

Về bản chất bức xạ sao, tác giả phân tích khái niệm độ rọi, công thức Pogson, cấp sao biểu kiến và cấp sao tuyệt đối. Chương này cũng phân loại sao biến quang và giới thiệu công cụ đường cong ánh sáng (light curve). Thông qua bảng số liệu thực nghiệm mẫu năm 1995 về độ sáng của một nguồn phát (biến thiên từ cấp 9.5 đến 9.7 trong các ngày quan sát), tác giả minh họa cách nhận diện chu kỳ quỹ đạo 10 ngày của hệ sao đôi che khuất và dạng biến thiên đặc trưng của vụ nổ siêu tân tinh.

Chương 2: Hệ kính thiên văn Takahashi ở Trường Đại học Sư phạm Thành phố Hồ Chí Minh và các phần mềm hỗ trợ quang trắc

Chương 2 mô tả hệ thống khí tài quang học tại phòng thí nghiệm của trường. Trục quang học chính bao gồm kính phản xạ Takahashi CN-212 kết hợp kính dẫn đường FS-78 lắp trên giá đỡ xích đạo EM-200 có khả năng khử chuyển động tự quay của Trái Đất. Tác giả trình bày nguyên lý chuyển đổi quang điện trong chất bán dẫn Silic của chip CCD, cơ chế tích tụ điện tích trong giếng tiềm năng tỉ lệ thuận với thông lượng photon tới, hiện tượng tràn electron khi bão hòa giếng và quy trình đọc điện tích theo từng hàng ra bộ biến đổi A/D 16-bit.

Chương này phân tích các loại nhiễu trong phép chụp ảnh thiên văn:

• Nhiễu dòng tối (Dark current) do kích thích nhiệt.
• Độ lệch mức nền điện áp (Bias/Overscan level).
• Sự không đồng nhất về độ nhạy lượng tử giữa các điểm ảnh (Pixel-to-pixel sensitivity variation).

Quy trình hiệu chỉnh ảnh tổng quát được thiết lập qua việc phối hợp các khung hình Light, Dark, Flat và Bias kết hợp với việc điều khiển camera bằng phần mềm CCDSoft hoặc Starlight. Phương pháp quang trắc khẩu độ được định nghĩa với cấu trúc hình học 3 vòng tròn đồng tâm ($R_1$, $R_2$, $R_3$) và phân bố Gauss của biên dạng sao.

Chương 3: Phần mềm IRAF và các bước xử lí ảnh

Chương 3 trình bày chi tiết quy trình 13 bước thực hành trên phần mềm IRAF (Interactive Reduction and Analysis Facility) kết hợp công cụ hiển thị đồ họa SAOImage DS9 trên môi trường Linux:

Bước	Lệnh / Gói tác vụ trong IRAF	Thao tác và thông số thiết lập
Bước 1 - 3	xgterm, ds9 &, cl, imhead	Khởi tạo môi trường đồ họa, liên kết DS9 với nhân IRAF; kiểm tra thông số thời gian phơi sáng exposure trong tiêu đề tệp FITS.
Bước 4	imred $\rightarrow$ ccdred $\rightarrow$ epar darkcombine $\rightarrow$ darkcombine	Ghép các khung hình Dark đơn lẻ thành khung Dark chuẩn (Darks1.fit). Thiết lập: combine = "average", reject = "minmax", ccdtype = "none", process = "no", scale = "none".
Bước 5	epar flatcombine $\rightarrow$ flatcombine	Ghép các ảnh Flat field thành ảnh Flats.fit. Thiết lập: combine = "median", reject = "none", scale = "mode", process = "no".
Bước 6	imarith, imstat	Trừ khung Dark khỏi Flat: Flats.fit - Darks1.fit = FlattruDark.fit; tính giá trị trung bình $\text{Mean}$ bằng imstat; chia chuẩn hóa tạo tệp FlattruDarkchiaMean.fit.
Bước 7	darkcombine	Tạo khung Dark tổng hợp thứ hai (Darks2.fit) tương ứng với thời gian chụp của ảnh Light.
Bước 8	imarith	Khử nhiễu toàn phần trên tập ảnh Light: Lấy ảnh Light trừ Darks2.fit, sau đó chia cho FlattruDarkchiaMean.fit để xuất các tệp hieuchinh1.fit đến hieuchinh10.fit.
Bước 9	display, phím tắt c trong DS9	Hiển thị các ảnh hiệu chỉnh lên 10 frame của DS9; chọn ảnh hieuchinh3.fit làm mốc; xác định tọa độ tâm sao chuẩn và lưu vào tệp scoord.txt.
Bước 10	Lệnh awk trên Terminal	Tính độ dịch chuyển tọa độ ($\Delta x, \Delta y$) của sao chuẩn giữa các khung hình so với ảnh mốc (refx, refy), tạo tệp shiftlist.txt.
Bước 11 - 12	imalign	Căn chỉnh vị trí các khung hình theo danh sách dịch chuyển: imalign @inlist.txt shifts=shiftlist.txt để tạo các tệp hieuchinh*_align.fit.
Bước 13	imcombine	Chồng chắp các khung hình đã căn chỉnh thành ảnh tích lũy cuối cùng: saohoanchinh.fit.

Sau khi có ảnh hoàn chỉnh, tác giả kích hoạt gói digiphot $\rightarrow$ apphot để tiến hành đo cấp sao nhìn thấy:

• Sử dụng lệnh imexamine (phím r hoặc phím ,) để vẽ đồ thị phân bố cường độ Gauss của ngôi sao và xác định giá trị bề rộng nửa cực đại FWHM / MFWHM.
• Chạy lệnh daofind để tự động quét và đánh số danh sách các ngôi sao trong trường ảnh dựa trên ngưỡng phân giải tín hiệu fwhmpsf và độ lệch chuẩn sigma.
• Cấu hình gói đo quang phot qua lệnh epar phot với các tham số khẩu độ hình học:
  • Bán kính hộp định tâm: cbox = 2 * FWHM (hoặc đặt cố định $5{,}0$).
  • Bán kính trong vành khuyên nền trời: annulus = 4 * FWHM.
  • Bề rộng vành khuyên nền trời: dannulus = 3.5 * FWHM.
  • Bán kính khẩu độ đo thông lượng sao: apertures = 3 * FWHM.

Chương 4: Kết quả thực nghiệm quang trắc sao biến quang trong tinh vân M42 qua các kính lọc

Chương 4 công bố số liệu thực nghiệm đo đạc cụm sao trong Tinh vân Lạp Hộ (M42) chụp qua hệ kính Takahashi và 3 kính lọc quang học F2, F3, F4.

Các bảng số liệu đo đếm photon và tỷ số cấp sao tương đối ($m_i / m_3$) được tổng hợp trực tiếp từ các đo đạc của khóa luận:

• Kính lọc F2: Bảng 4.1 ghi nhận số đếm photon của các ngôi sao mục tiêu; Bảng 4.2 tính toán tỷ số cấp sao chuẩn hóa theo ngôi sao số 3 làm mốc chuẩn.
• Kính lọc F3: Bảng 4.3 ghi nhận số đếm photon; Bảng 4.4 xác định tỷ số cấp sao tương đối của các sao trong cụm M42.
• Kính lọc F4: Bảng 4.5 ghi nhận số đếm photon; Bảng 4.6 trình bày bảng số liệu cấp sao tương đối qua bước sóng của kính lọc F4.

Kết quả phân tích biên dạng Gauss trên DS9 cho thấy các ngôi sao được chọn đo có dạng đỉnh đối xứng rõ rệt, tỷ số tín hiệu trên nhiễu ($S/N$) cao sau khi đã triệt tiêu độ lệch phông nền và dòng tối. Tác giả kết luận việc kết hợp bộ lọc quang học với thuật toán đo quang khẩu độ của IRAF cho phép phân biệt chính xác mức độ biến thiên thông lượng giữa các ngôi sao thành viên trong cụm sao M42.

---

Kết quả và đóng góp

Kết quả nghiên cứu chính

1. Xây dựng quy trình chuẩn hóa dữ liệu ảnh thiên văn: Thiết lập thành công chuỗi xử lý 13 bước khép kín từ dữ liệu ảnh FITS thô (khung Light, Dark, Flat, Bias) đến ảnh tích lũy hoàn chỉnh chất lượng cao bằng IRAF trên nền Linux.
2. Thiết lập tham số đo quang khẩu độ tối ưu: Xác định công thức thực nghiệm liên hệ giữa bề rộng nửa cực đại FWHM và kích thước khẩu độ đo quang (cbox, annulus, dannulus, apertures), đảm bảo thu thập trọn vẹn thông lượng photon vùng lõi và loại trừ chính xác nhiễu nền trời.
3. Bộ dữ liệu quang trắc thực nghiệm tinh vân M42: Thu thập và tính toán thành công số đếm photon và cấp sao tương đối của các ngôi sao trong cụm sao M42 qua 3 kính lọc F2, F3, F4 (thể hiện qua các Bảng số liệu 4.1, 4.2, 4.3, 4.4, 4.5, 4.6).

Đóng góp của đề tài

• Đóng góp học thuật và đào tạo: Cung cấp tài liệu hướng dẫn kỹ thuật chi tiết về việc ứng dụng phần mềm IRAF và DS9 trong việc xử lý ảnh thiên văn thực nghiệm cho sinh viên ngành Vật lý và Sư phạm Vật lý.
• Đóng góp cơ sở dữ liệu: Bổ sung tập dữ liệu quan trắc thực tế về cụm sao M42 vào nguồn học liệu của Thư viện Thiên văn Trường Đại học Sư phạm Thành phố Hồ Chí Minh, tạo tiền đề cho các khóa luận tiếp theo phát triển các bài thực hành thiên văn quan sát tại đài thiên văn của trường.

---

Hạn chế và hướng nghiên cứu tiếp

Hạn chế của đề tài

• Phạm vi đối tượng quan sát: Dữ liệu thực nghiệm mới chỉ tập trung khảo sát một khu vực cụm sao trong Tinh vân Lạp Hộ (M42), chưa mở rộng khảo sát đa dạng các kiểu hình sao biến quang khác (như sao biến quang Cepheid hay sao biến quang chu kỳ dài kiểu Mira).
• Điều kiện quan sát thực địa: Quá trình chụp ảnh thiên văn tại Thành phố Hồ Chí Minh chịu ảnh hưởng đáng kể từ độ ẩm khí quyển, điều kiện thời tiết và mức độ ô nhiễm ánh sáng đô thị, ảnh hưởng đến cấp sao giới hạn và tỷ số tín hiệu trên nhiễu của cảm biến.

Hướng nghiên cứu tiếp

• Tiếp tục theo dõi chu kỳ quang trắc dài hạn để vẽ đường cong ánh sáng hoàn chỉnh (light curve) của các sao biến quang đơn lẻ, từ đó xác định chu kỳ biến quang và các thông số vật lý nội tại.
• Mở rộng việc so sánh định lượng kết quả đo cấp sao của phần mềm IRAF với các phần mềm thiên văn hiện đại khác nhằm kiểm định độ tin cậy và tối ưu hóa thời gian xử lý dữ liệu.

---

Giá trị tham khảo

Khóa luận là tài liệu tham khảo chuyên ngành hữu ích cho các nhóm đối tượng:

• Sinh viên ngành Sư phạm Vật lý và Vật lý học: Nắm vững phương pháp giảng dạy và thực hành các nội dung phần Thiên văn học, cơ chế hoạt động của thiết bị bán dẫn quang điện CCD và phương pháp xử lý số liệu thực nghiệm.
• Người nghiên cứu thiên văn quan sát: Sử dụng tài liệu như một cẩm nang hướng dẫn thao tác từng dòng lệnh trong hệ điều hành Linux để cài đặt, cấu hình và vận hành phần mềm IRAF và DS9.
• Phần đáng tham khảo nhất:
  • Quy trình 13 bước tiền xử lý ảnh khử nhiễu (Chương 3).
  • Bảng tham số thiết lập khẩu độ quang trắc theo hàm Gauss FWHM trong gói phot và daofind.
  • Thông số kỹ thuật chi tiết của hệ thống kính Takahashi CN-212 và cảm biến CCD ST-7/H18 (Chương 2).

---

Câu hỏi thường gặp

1. Kính thiên văn phản xạ Takahashi CN-212 và kính tìm kiếm FS-78 tại Đại học Sư phạm TP.HCM có thông số quang học như thế nào?
Kính phản xạ Takahashi CN-212 có đường kính vật kính $D = 22{,}5\text{ cm}$ và tiêu cự $f = 2630\text{ mm}$ ($2{,}63\text{ m}$). Kính khúc xạ tìm kiếm FS-78 có đường kính vật kính $D = 12\text{ cm}$ và tiêu cự $f = 630\text{ mm}$. Hệ thống được đỡ bởi chân đế xích đạo EM-200 có động cơ khử chuyển động nhật động của Trái Đất.

2. Công thức chuẩn hóa khử nhiễu ảnh CCD bằng các khung hình Dark và Flat field được tính toán ra sao?
Công thức hiệu chỉnh toán học được áp dụng trong khóa luận là: $$Ảnh_{\text{hieuchinh}} = \frac{Ảnh_{\text{light}} - Ảnh_{\text{dark}}}{(Ảnh_{\text{flat field}} - Ảnh_{\text{dark}}) / \text{Mean}}$$ Trong đó, ảnh Light và ảnh Dark được chụp cùng thời gian phơi sáng và cùng nhiệt độ cảm biến; $\text{Mean}$ là giá trị trung bình cường độ của ảnh trường phẳng sau khi đã trừ dòng tối.

3. Quy tắc thiết lập kích thước các vòng bán kính trong phương pháp quang trắc khẩu độ (Aperture Photometry) qua phần mềm IRAF là gì?
Dựa trên giá trị bề rộng nửa cực đại FWHM xác định từ hàm Gauss bằng lệnh imexamine, các tham số hình học trong gói phot được thiết lập:

• Khẩu độ đo thông lượng sao: apertures = 3 * FWHM.
• Bán kính trong vành khuyên nền trời: annulus = 4 * FWHM.
• Bề rộng vành khuyên nền trời: dannulus = 3.5 * FWHM.
• Hộp định tâm: cbox = 2 * FWHM (hoặc cố định $5{,}0$).

4. Dữ liệu thực nghiệm trong khóa luận được thu thập từ đối tượng thiên văn nào và qua các kính lọc nào?
Dữ liệu thực nghiệm được thu thập từ các ngôi sao trong Tinh vân Lạp Hộ (M42) thông qua hệ kính Takahashi và cảm biến CCD, được ghi nhận và đo đếm số lượng photon tương ứng qua 3 kính lọc quang học chuyên dụng ký hiệu là F2, F3 và F4.

5. Theo cơ sở vật lý thiên văn được trình bày trong khóa luận, sao biến quang được chia làm mấy loại chính?
Sao biến quang được chia thành 3 nhóm chính:

• Sao biến quang do che khuất: Độ sáng từng sao không đổi nhưng che khuất nhau khi quay quanh khối tâm chung (hệ sao đôi, sao kép).
• Sao biến quang co nở: Độ sáng biến thiên tuần hoàn do sự giãn nở nhiệt và áp suất vật chất bên trong sao.
• Sao biến quang đột biến: Độ sáng tăng vọt đột ngột hàng vạn đến hàng triệu lần do các vụ nổ bức xạ cực mạnh (sao mới và siêu tân tinh).

---

Kết luận

Khóa luận tốt nghiệp của tác giả Lê Thành Đức đã hệ thống hóa toàn diện cơ sở lý thuyết về quang trắc thiên văn, thang đo cấp sao và các đặc tính vật lý của sao biến quang. Công trình đã vận hành thành công hệ kính thiên văn Takahashi và cảm biến CCD tại Trường Đại học Sư phạm Thành phố Hồ Chí Minh, đồng thời xây dựng chi tiết quy trình 13 bước xử lý khử nhiễu và đo quang khẩu độ bằng phần mềm IRAF/DS9 trên hệ điều hành Linux. Các kết quả số đếm photon và cấp sao tương đối đo được trên cụm sao Tinh vân M42 qua các kính lọc F2, F3, F4 đã đóng góp dữ liệu thực nghiệm có giá trị vào nguồn học liệu thiên văn của nhà trường.

Trích đoạn nội dung tài liệu

BỘ GIÁO ĐỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SU PHAM THÀNH PHO HO CHÍ MINH “. Lê Thành Đức KHAO SÁT DAC TÍNH MOT SO SAO BIEN QUANG Ở THÀNH PHO HO CHÍ MINH Thành phố Hỗ Chí Minh - 05/2021 BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀOTẠO —~ TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM THÀNH PHÓ HÒ CHÍ MINH ---Cƒ@®GÑ2--- Lê Thành Đức Chuyên ngành: Sư phạm Vật lý KHÓA LUẬN TÓT NGHIỆP Người hướng dẫn khoa học: TS. Cao Anh Tuấn Thành phố Hồ Chí Minh - 05/2021 NGƯỜI HƯỚNG DAN KHOA HOC HQI DONG CHAM KHOA LUAN TOT NGHIEP CHU TICH HOI DONG LỜI CẢM ƠN Đề tai “Khao sát đặc tính một số sao biến quang ở Thanh phố Hỗ Chi Minh” là nội dung em chọn dé nghiên cứu và làm khóa luận tốt nghiệp. Với dé tài này yêu cau, đòi hỏi vẻ trình độ ngoại ngữ, tin học vì những nội dung nghiên cứu bao gồm phan mém IRAF chạy trên hệ điều hành LINUX và một số tài liệu tham khảo nước ngoài, Dé hoan thành quá trình nghiên cứu và hoàn thiện khóa luận này, lời đầu tiên em xin chân thành cảm ơn sâu sắc đến Thay Cao Anh Tuấn — khoa Vật lí — Trường Đại học Sư phạm Thanh phố Hồ Chi Minh.

Thay đã trực tiếp truyền đạt kiến thức, kinh nghiệm, chỉ bảo tận tình và nhiệt tình hướng dẫn cho em trong suốt quá trình thực hiện nghiên cứu. Em cảm thấy rất vinh dự được Thầy hướng dẫn vì qua việc hướng dẫn của Thay, em mới biết được sự quan tâm và luôn tạo điều kiện tốt nhất dé em hoàn thành khỏa luận tốt nghiệp nảy. Ngoài ra em xin chân thành cảm ơn các Thay, Cô trong khoa Vật lí đã đóng góp những ý kiến quý báu cho khóa luận tốt nghiệp này. Cuỗi cùng, em xin cảm ơn những người thân, bạn bè đã luôn bên em, động viên em hoàn thành khóa luận này.

Trần trọng cảm ơn! Thành pho Hỗ Chí Minh, ngày 01 tháng 05 năm 2021 Sinh viên thực hiện Lê Thành Đức MỤC LỤC 0090010012100. CƠ SỞ LÍ THUYET QUANG TRAC THIÊN VĂN.1 Thiên cầu va các đường, các điểm co bản trên thiên cầu.--- 8 V1 CBG Bộ ita GG.2 tia Etduang ACG HAN WHI ssw sssessiesssvsssvsvaccossavivscssssenscvassvsasvvncsaveccsssovenscsine 12 19, 5.1 Cấp sao nhìn thay (cấp sao biểu kiến).2 Cấp sao tuyệt đôi (Absolute Magrnitud€). HH nh Hàn no Hà ho Hà cọ HH tư Họ 14 Í,ÑIO0I(D (BE ]!t15500155311550315533555355858355665556588585585651855318688138851585813868585856839855355589385953588538858 15 1.1 Dai cương VE $a0. c2 SE 21011151111 111 2111 111071110210 15 111 111111 cty 15 1 4D Sista UMARhse sasvsnscianesnnessscossivonssssassenesenassauscssscosnicanisonsssesssesasevessvaseoiice 15 CHƯƠNG 2.

HE KÍNH THIEN VAN TAKAHASHI Ở TRUONG DAI HỌC SƯ PHAM THÀNH PHO HO CHÍ MINH VÀ CAC PHAN MEM HO TRỢ QUANG TRÀ (uaaoonnioniinnnniiiiinniititii00181111018510830111831858588885351861015813888385838838885188330581388838583883888 20 2.1 HE kính thiên văn Takahashi cisississssssscssssscssssssssaasssssssacassaassaacissesassaasveensseccassaass 20 LP CCD |CÔ|IlỆẨÔ!::ii2516:221210531315313131130536155555586555858558513ã535ã685858858558353883138853888558838558353585858 21 2.1 Các thông số của CCD €aieFa.2 CAU ta0 CCD n6.3 Nguyên tắc hoạt động của CCD.Phượng pháp xử Ui ản:.:--:::-::::-ccccccccssicszsirsi2n222211252212523732535565355553555555855325558 26 28 Pini orig damp) tM UTAeN cs cscecccosceccs secccucesceassczase aces occstezbesecestecasssdeezenasteass 26 Be: PhidnieiBHADGIIRHETTAS-s.csc soi cn6250042917025170235012451223100251301511043101630016590583473885/32 26 CHƯƠNG 3. PHAN MEM IRAF VÀ CAC BƯỚC XU Li ẢNH. ssisiii:21101221000201109002211822160838030361422038211300000102823230185023990420803210018 28 32-20 UIẾT Hài Ì!HTÌlks:s5x5s52:9165713555i25958151955521583512959135353143538535853183883158557385551555935518353187885195 28 3.1 Xữ binh ảnh CED [1 0).2 Các bước xử li ảnh qua phần mềm IR.e© 5c ©2sseccvseccrvcee 34 CHƯƠNG 4. KÉT QUÁ THỰC NGHIỆM QUANG TRAC SAO BIEN QUANG TRONG TINH VAN M42 QUA CAC KINH LQC.cccccssssessssessssssssssssseessssecesssess 47 đ'II20736ñ0iM42:008/KIHiHIGEIE2icsiciiaiiiisiitiiiiiisiiiiitiiiiiti4411605101291101201143160135155216353518 47 4.2 Cụm sao M42 qua kính lọc E3.

ác SH ng HH ng nghe49 4.3:Cụm sao M42 qua Kính lot ÊÁ(:::::¡::::c:ci:esciicniieniiiroiiiinniisSii2820128351225351355585818888537 32 4.4 Kết luận TÀI LIEU THAM KHẢO. 2 SG St 4 E23 SE 3411 4 E111 15111211111 2311 222112 x2. Đanh mục hình ảnh Hình 1.1 Các đường, điểm cơ bản trên thiên cầu.s-- 55 662cc sccvtccxccsrrrsee 9 Hình: 132) HỆ tọa độ chân(HỒI:::icoccoccooooioiioiitoiotoioitiotitiiitiiittiG111281111018116311851088 10 Hinh I3 Hệ tọa độ XÍCH Ga sciissssciscssssssssescssscesssssassaassescsseesssveaisassasseasseseassescsveesseoss 1] Hình 1:4 Hệ tọa độ Hoàng 400 ssiccsscscssssssissscisascisesssisoasscensssoasascaisscssseccsvesssiseasseessie 1] Hình 1.5 Đường cong ánh sang đơn Bian.6 Đường cong ánh sáng của hệ sao đôi (Sao biến quang do che khuất).7 Đường cong ánh sáng của siêu tân tỉnh.---ssccce«xeceeeeeeereere 18 Hinh 2:1) Hệ inh thién văn Takahashi. sci scccissccissccissacissacissacsssacissacssaassssacssoaesoas 20 Hình 2.2 Bộ chân dé kiểu xích đạo.3 Số tay Thiên văn COD; Howell.2 Hinh2:4 GCDISTE::---s--::::::::scisiiiiiiiiiioiiiitiii1115121113331203313605128331383333823353233522335 22 Hình 7:5 (inifpr6in(UD 000661000006 20021 00016602062 23 Hình 2.6 Quá trình electron của từng điểm ảnh lần lượt được chuyên đến bộ phận (QC |EHAI|E ¡gigi8123151831113555135313595153955358158555183555853885118823588485853533838538578585189831385253855 24 Hình 2.7 Giao diện phần mềm CCDsoft và thẻ điều khiên Camera.

24 Hinh/2:8 :GCDIHG¡¡:::¡¡:¡:s¿iiciiicciiniciitiiiitiiiitiiiiii11414411021121321113831128163382555536333138ã55 25 Hình 2.9 Thứ tự ban kính Ry, R2 và R. Q SLn SH nh nà, 26 Hình 3.1 Hình ảnh CCT.- nh Hàn HH HT Hàn Hà ngày 28 Hình 3.2 Quá trình xử lí ảnh.svcssseieeiirireiieriririiiririrrir 29 Hình 33 Ví dụ OverScan Bias Quang phô khe dai cho ESO 435-G20 sử dụng Bồ 2. @DBS cciiisiigiosoiosiiiisiiiisitii3115133111331303511833155855185815333385331855335 8858 29 Hình 3.4 Hình ảnh đã được pixel fÏat. -- cà cà St xsseervrreerrerrrrerrrree 31 Hình 3.5 Hình anh mô ta quá trình flat piXeÌ.- 5-55 ss<<xs<sxeeeexeesesees 31 Hình 3.6 Hình anh Bias của SA98.

HH ngu ngư.7 Hinhidnh Darkcla 'SAQS:.8 Hình ảnh Dai V- flat của SA98.eeseeesee 33 Hinh 3) Anii(BDISA Ea rnnnarnrrinrnraenarreannerrerer 33 Hình 3.10 Ảnh SA 98 đã được xử ÌÍ.- - 5< St SE ExSEEEEEE SE xe cExcrkceerree 34 Hình 3.11 (Các thông số darkcombinie.sccssssesssossssassosescssassssscasssvasssnassonacosnons 35 Hinh 3017 Asai Beat hasssasessacssssssssasssssaazazzscasscssnsscosssssusosaunssansnnsconeaospeasscesnonsnsousse 36 Hình 3.13 Cac thông sô flatcombine.- << Ă HH HH hư 37 Hình 3.14 Anh Flat Tinh vân M42 qua kính lọc F2.15 Ảnh Flat Tinh vân M42 qua kính lọc E3.S«Ăcc<cx<e, 38 Hình 3.16 Anh Flat Tinh vân M42 qua kính lọc F4.18 Tỉnh vân M42 trước khi xử ÌÍ. 5s SH tưới 42 Hình 3.19 Tinh vân M42 qua kính lọc F2 được xử lí hoàn chỉnh.20 Tinh vân M42 qua kính lọc F3 được xử lí hoàn chỉnh.21 Tinh van M42qua kính lọc F4 được xử lí hoản chỉnh.22 Đồ thị biểu điễn đường phân bó Gauss ngôi sao trong cụm sao M42 .23 Đồ thị biểu dién đường phân bố Gauss ngôi sao trong cụm sao M42 .1 Các ngôi sao được quang trắc trong cụm sao M42 qua kính lọc F2.2 Các ngôi sao được quang trắc trong cụm sao M42 qua kính lọc F3.3 Các ngôi sao được quang trắc trong cụm sao M42 qua kính lọc F4. 52 Danh mục kí hiệu và chữ viết tắt A: Độ phương. Asp: Mật độ số đếm.

A/D: Anolog — to — digital (bộ chuyền đổi tín hiệu điện thành tín hiệu sô). ADU: Đơn vị tín hiệu. CCD: Charge - Coupled Devices. d: Khoảng cách từ Trái đất tới ngôi sao.

E: Dộ rọi của sao. FWHM: Full Width at Half Maximum (Bề rộng một nửa chiều cao của tông số điểm của sao). f: Tan số photon. h: Góc tính từ đường chân trời lên thiên thé.

IRAE: Interactive Reduction and Analysis Facility. L: Độ trưng cua sao. M: Cap sao tuyệt đối của sao. MFWHM: Bè rộng chiều cao một nửa tối đa.

m: Cấp sao nhìn thấy của sao. Nap: Tong số đếm trong diện tích chứa ngôi sao. Sky: Diện tích vòng tròn chứa ngôi sao. tep: Thời gian phơi anh.

¢: Năng lượng photon. Đanh mục biểu bản Bang 1.1 Dộ sáng của một nguồn sáng năm 1995,. co tin s1 csrreg 17 Bang 4.1 Số đếm của các ngôi sao được quang trắc trong cụm sao M42 qua kính LQG FD :ontiioogii2t5055311253535261515513583536535355813558355653839ã686955368383885538565385513885885835565359ãg38 48 Bang 4.2 Bang số liệu (cấp sao i/cấp sao 3) của ngôi sao được quang trắc trong cụm sao M42 qua kính lọc: F2. - 5< ssv ng ng ng ng greg 48 Bảng 4.3 Số đếm của cácngôi sao được quang trắc trong cum sao M42.4 Bảng số liệu (cấp sao i/cap sao 3) của ngôi sao được quang trắc trong cụm sao M42 qua kính lọc F3.

ng ng ng re 51 Bang 4.5 Số đếm của các ngôi sao được quang trắc trong cụm sao M42.6 Bảng số liệu (cấp sao i/cấp sao 3) của ngôi sao được quang trắc trong cụm sao!M42:quaikinhil0efFl::::::;:::::::::::cciiiiiiiiiiiiiii11111319453404112933326538 2938 53 PHAN MỞ DAU Lido chon dé tai Từ thời xa xưa, nhân loại đã quan sát, tìm hiểu vé bau trời để phát biện ra những hiện tượng thiên văn mà họ áp đặt rằng nó liên quan đến số mệnh của con người. Họ cho rằng vũ trụ được thần thánh hóa, mỗi ngôi sao trên bầu trời ứng với một vị thần trên tran gian. Nhung hau hết các nhà thiên văn thời xưa chi quan sát bau trời và các hiện tượng nhật thực, nguyệt thực hay chỉ bằng mắt thường họ phát hiện một số ngôi sao đột nhiên xuất hiện rồi sau đó biến mat trong vòng vải tháng. Cách đây cỡ 400 năm, Galileo Galilei là nhà khoa học tiên phong sử dụng kính thiên văn dé quang trắc bau trời.

Tuy chiếc kính đơn sơ nhưng ông đã đưa ra kết quả làm đảo lộn quan niệm vũ trụ của thế ki XVII. Quang trắc là phép do cơ ban của thiên văn quan sát thực nghiệm. Giúp ta biết được năng lượng của thiên ha, cum sao, sao và thiên thể ở xa trong vũ trụ gửi đến kính thiên văn từ đó ta có thé xác định cấp sao. Từ cấp sao và kết hợp một số phương pháp khác ta có thé đo đạc khoảng cách sao đến Trái Dat, đo khối lượng va tính tudi sao.

Sao biến quang là sao có độ sáng thay đôi theo thời gian. Sao biến quang có chu kì sáng thay đôi đều đặn hoặc không đều đặn. Chu kì biến đổi sáng từ vai giờ đến hàng năm. Biên độ dao động của độ sang có thé đao động từ 15 - 17 cấp sao.

Việc nghiên nghiên cứu sao biến quang giúp ta biết được các quá trình vật lí diễn ra bên trong và xung quanh ngôi sao. Đồng thời cung cấp các thông tin về quá trình hình thành các thiên thê trong vũ trụ. Như tất cả mọi người, ai cũng từng một lần ngắm sao trên bầu trời về đêm. Em cũng thế, em thích khám phá bên trong lòng vũ trụ ngay từ lúc đi học.

Đó cũng là nguồn cảm hứng dé theo đuôi đam mê về Thiên văn học và muốn tìm hiểu sâu hơn. Thật vinh dự khi được thay hướng dẫn về Thiên văn học chọn đẻ tải khóa luận tốt nghiệp “Khao sát đặc tính một số sao biến quang ở Thành phố Hồ Chí Minh”. Mục đích của đề tài: Sử dụng kính thiên văn Takahashi chụp ảnh sao biến quang và xử lí hình ảnh bằng phần mềm IRAF. Sau đó so sánh kết quả với một luận văn hay khóa luận khác xử lí hình ảnh bằng phần mềm khác.

Mục tiêu của đề tài Đo cấp sao nhìn thấy của sao biến quang chụp bằng kính thiên văn Takahashi và so sánh các kết quả thu được. Đối tượng Sử dụng kính thiên văn Takahashi, CCD dé chụp ảnh sao biến quang. Dùng phần mềm IRAF phân tích, xử lí hình ảnh, do cấp sao của sao biến quang. Phạm vi nghiên cứu Tìm hiểu kính thiên văn Takahashi ở Trường Đại học Sư phạm Thành pho Hồ Chi Minh, CCD va phan mềm IRAF trên hệ điều hành Linux.

Phương pháp nghiên cứu Lí thuyết thu thập và xử lí thông tin từ sách, báo, luận văn.và trao đôi với GVHD. Thực hành chụp ảnh sao biến quang bằng kính thiên văn Takahashi và CCD.