Bối cảnh và vấn đề nghiên cứu

Quang trắc thiên văn (astronomical photometry) là một trong những phép đo cơ bản của vật lý thiên văn quan sát thực nghiệm. Phương pháp này cho phép xác định thông lượng bức xạ và năng lượng từ các thiên thể ở xa (như thiên hà, cụm sao, các ngôi sao) truyền đến kính thiên văn, từ đó quy đổi thành đại lượng cấp sao (magnitude). Thông qua cấp sao và kết hợp với các kỹ thuật đo thị sai, các nhà khoa học có thể tính toán khoảng cách từ thiên thể đến Trái Đất, xác định khối lượng, nhiệt độ, kích thước và độ tuổi của ngôi sao.

Trong các đối tượng quan sát, sao biến quang (variable stars) giữ vai trò đặc biệt quan trọng. Đây là những ngôi sao có độ sáng thay đổi theo thời gian do các quá trình vật lý diễn ra bên trong cấu trúc, trên bề mặt hoặc xung quanh ngôi sao. Chu kỳ biến thiên độ sáng có thể dao động từ vài giờ đến hàng năm, với biên độ thay đổi độ sáng từ vài phần trăm cấp sao cho đến 15–17 cấp sao. Việc nghiên cứu sao biến quang cung cấp các thông tin thiết yếu về các giai đoạn tiến hóa của sao từ khi hình thành cho đến khi kết thúc vòng đời.

Đề tài khóa luận tốt nghiệp ngành Sư phạm Vật lí của tác giả Nguyễn Trọng Nhân (Trường Đại học Sư phạm Thành phố Hồ Chí Minh, 2020) được thực hiện nhằm giải quyết các mục tiêu và nhiệm vụ cụ thể:

  1. Mục đích nghiên cứu: Vận hành hệ kính thiên văn Takahashi tại Trường Đại học Sư phạm TP.HCM để quang trắc sao biến quang, tiến hành thu nhận ảnh số qua các kính lọc quang học, xử lý ảnh thiên văn FITS bằng phần mềm chuyên dụng IRAF và so sánh kết quả thu được qua ba kính lọc F2, F3, F4.
  2. Mục tiêu nghiên cứu:
    • Đo cấp sao nhìn thấy ($m$) của các sao biến quang và cụm sao từ dữ liệu ảnh chụp CCD trên hệ kính thiên văn Takahashi.
    • So sánh, đối chiếu kết quả cấp sao và tỷ số cấp sao thu được qua các bộ lọc quang học khác nhau.
  3. Đối tượng nghiên cứu:
    • Hệ thiết bị quan trắc quang học: Kính thiên văn Takahashi (kính phản xạ CN-212 và kính khúc xạ FS-78), camera CCD ST7 và CCD H18.
    • Dữ liệu hình ảnh thiên văn của cụm sao M42, sao biến quang ERORI, sao Regulus, sao 98955 và sao Arcturus.
    • Các gói phần mềm phân tích xử lý dữ liệu và hiển thị: IRAF (Interactive Reduction and Analysis Facility), SAOImage DS9.
  4. Phạm vi nghiên cứu:
    • Không gian: Trạm quan trắc sử dụng hệ kính thiên văn Takahashi đặt tại Trường Đại học Sư phạm Thành phố Hồ Chí Minh.
    • Hệ thống phần mềm: Phần mềm xử lý ảnh IRAF phiên bản 2.16 trên nền tảng hệ điều hành Linux kết hợp với phần mềm hiển thị DS9.
    • Dữ liệu thực nghiệm: Ảnh chụp thiên thể thực tế thu nhận trong giai đoạn 2019–2020 qua ba kính lọc F2, F3 và F4.

Cơ sở lý thuyết và phương pháp

Khung lý thuyết và mô hình tính toán

  • Hệ tọa độ thiên văn:
    • Hệ tọa độ chân trời: Xác định vị trí thiên thể qua độ cao $h$ (góc từ mặt phẳng chân trời lên thiên thể) và độ phương $A$ (góc tính từ điểm Nam đến hình chiếu của thiên thể trên đường chân trời). Tọa độ này liên tục thay đổi theo thời gian do hiện tượng nhật động của Trái Đất và phụ thuộc vào vị trí quan sát.
    • Hệ tọa độ xích đạo: Xác định vị trí qua xích kinh $\alpha$ (tính từ điểm xuân phân $\gamma$) và xích vĩ $\delta$. Tọa độ này không phụ thuộc vào vị trí người quan sát và không thay đổi theo nhật động, là hệ quy chiếu chuẩn quốc tế trên bản đồ sao.
  • Lý thuyết bức xạ và cấp sao:
    • Độ rọi ($E$) và công thức Pogson: Mắt người ghi nhận độ sáng theo thang logarit. Công thức Pogson thiết lập mối quan hệ giữa độ rọi và cấp sao nhìn thấy ($m$): $$\log\left(\frac{E_1}{E_2}\right) = 0{,}4(m_2 - m_1) \iff m_1 - m_2 = -2{,}5\log\left(\frac{E_1}{E_2}\right)$$ Quy ước hai ngôi sao chênh lệch nhau 5 cấp sao thì độ rọi chênh nhau đúng 100 lần (tỷ số cơ số 2,512). Mắt thường nhìn thấy sao đến cấp 6, trong khi kính thiên văn có thể phát hiện đến cấp 20.
    • Cấp sao tuyệt đối ($M$) và độ trưng ($L$): Cấp sao tuyệt đối là cấp sao nhìn thấy của ngôi sao nếu đặt ở khoảng cách chuẩn 10 parsec ($1\text{ pc}$ tương ứng thị sai hàng năm $\pi = 1''$): $$M = m + 5 + 5\log\pi = m + 5 - 5\log d$$ Độ trưng (công suất bức xạ toàn phần) liên hệ với khoảng cách $d$ và độ rọi $E$: $L = 4\pi d^2 E$.
  • Phân loại sao biến quang: Khóa luận phân chia sao biến quang thành ba nhóm chính:
    1. Sao biến quang co nở (Variable stars): Độ sáng biến đổi tuần hoàn do sự giãn nở và co lại của các lớp vật chất bên trong sao.
    2. Sao biến quang do che khuất (Binary / Double stars): Hệ sao đôi quay quanh khối tâm chung làm che khuất lẫn nhau theo chu kỳ.
    3. Sao biến quang đột biến (sao mới, sao siêu mới): Độ sáng bùng phát đột ngột do các phản ứng nhiệt hạch cực mạnh làm tăng độ sáng lên hàng vạn đến hàng triệu lần trước khi mờ dần.

Phương pháp nghiên cứu và xử lý dữ liệu

Khóa luận kết hợp nghiên cứu lý thuyết, quan sát thực nghiệm và xử lý số liệu ảnh số thông qua các phương pháp cụ thể:

  1. Phương pháp khử nhiễu ảnh thiên văn (Calibration): Để loại bỏ nhiễu dòng tối (dark current), nhiễu điện tử đọc (bias/readout noise) và sự không đồng đều của quang sai hệ thống (flat field), dữ liệu ảnh thô (Light) được hiệu chuẩn theo công thức giải thuật: $$\text{Ảnh hoàn chỉnh} = \frac{\text{Ảnh Light} - \text{Ảnh Dark}}{(\text{Ảnh Flat field} - \text{Ảnh Dark}) / \text{Mean}}$$ Trong đó, ảnh Dark và ảnh Flat field được tổng hợp trung bình (combine) từ nhiều khung ảnh chụp cùng thời gian phơi sáng.

  2. Phương pháp quang trắc khẩu độ (Aperture Photometry): Xác định độ sáng tích lũy của thiên thể bên trong khẩu độ tròn bán kính $R_1$, đồng thời đo và loại trừ độ sáng phông nền trời (Sky background) nằm giữa hai vòng tròn đồng tâm bán kính $R_2$ và $R_3$. Công thức tính cấp sao nhìn thấy: $$m = -2{,}5 \log\left(\frac{N_{ap} - A_{ap} \cdot \text{Sky}}{t_{exp}}\right) + C$$

    • $N_{ap}$: Tổng số đếm photon (counts) trong vòng tròn khẩu độ giới hạn bởi $R_1$.
    • $A_{ap}$: Mật độ số đếm phông nền trời trên mỗi đơn vị diện tích trong vành khuyên giới hạn bởi $R_2$ và $R_3$.
    • $\text{Sky}$: Diện tích hình tròn chứa ngôi sao.
    • $t_{exp}$: Thời gian phơi sáng của ảnh (exposure time).
    • $C$: Hằng số chuẩn hóa của hệ quang học (giá trị $C = 23{,}5 \div 26$).
    • Sự phân bố năng lượng photon của ảnh điểm sao tuân theo hàm phân bố Gauss với tham số bề rộng nửa cực đại FWHM (Full Width at Half Maximum).

Nội dung chính theo từng chương

Chương 1: Lý thuyết quang trắc thiên văn

Chương này trình bày toàn diện các khái niệm cơ sở của thiên văn học quan sát:

  • Định nghĩa về thiên cầu, chòm sao và chuyển động nhật động với tâm quay gần sao Bắc Đẩu.
  • Chi tiết hai hệ tọa độ thiên văn chính: Hệ tọa độ chân trời với hai góc $(h, A)$ biến đổi liên tục, và Hệ tọa độ xích đạo với xích vĩ $\delta$ và xích kinh $\alpha$ ổn định toàn cầu.
  • Định nghĩa vật lý về độ rọi, cấp sao nhìn thấy theo thang Hipparchus và công thức Pogson.
  • Cơ sở lý thuyết về cấp sao tuyệt đối, mối quan hệ chu kỳ – độ trưng của sao biến quang Cepheus (phát hiện năm 1912) làm thước đo khoảng cách vũ trụ, mối liên hệ giữa công suất bức xạ $L$ và độ rọi $E$.
  • Khái quát về bản chất vật lý của sao (khối plasma nhiệt hạch) và phân loại chi tiết ba nhóm sao biến quang: sao biến quang co nở, sao biến quang che khuất và sao biến quang đột biến.

Chương 2: Hệ kính thiên văn Takahashi ở Trường Đại học Sư phạm TP.HCM và các phần mềm sử dụng để quang trắc

Chương 2 mô tả chi tiết thông số kỹ thuật của hệ thống thiết bị và cảm biến quan sát:

  • Kính thiên văn Takahashi:
    • Kính phản xạ chính: Takahashi CN-212, đường kính gương phản xạ 22,5 cm (225 mm), tiêu cự 2630 mm (2,63 m).
    • Kính khúc xạ tìm mục tiêu (finder scope): Takahashi FS-78, đường kính vật kính 12 cm, tiêu cự 630 mm.
    • Chân đế xích đạo kết hợp động cơ khử nhật động EM-200, điều khiển bằng tay hoặc thông qua phần mềm Telescope Tracer 2000.
  • Thiết bị cảm biến CCD:
    • CCD ST7: Sử dụng vật liệu bán dẫn silic (vùng cấm $1{,}14\text{ eV} - 5\text{ eV}$), kích thước cảm biến $4590 \times 6804\ \mu\text{m}$, tổng số pixel là 390.150 pixel. Cấp sao giới hạn chụp được $m = +14$ với thời gian phơi sáng $t = 1\text{ s}$, và $m = +18$ với $t = 1\text{ min}$. Dung lượng mỗi pixel đạt $10^5 e^-/\text{pixel}$, nhiễu nhiệt $1 e^-/\text{pixel/s}$. Điều khiển ghi hình qua phần mềm CCDsoft.
    • CCD H18: Cảm biến Kodak KAF 8300 'Blue Plus' full-frame, vùng hoạt động $17{,}52\text{ mm}$, kích thước pixel $5{,}4\ \mu\text{m}$, tổng số điểm ảnh $8.328.304$ pixel, hiệu suất lượng tử đỉnh QE peak xấp xỉ 56% tại bước sóng 550 nm. Điều khiển bằng phần mềm Starlight.
  • Nguyên lý hoạt động của CCD: Dựa trên hiệu ứng quang điện trong tạo cặp electron - lỗ trống; điện trường hút electron về các giếng thế lưu trữ ở điện cực; chuyển dịch và đọc tín hiệu từng dòng sang bộ biến đổi tương tự - số (ADC).
  • Phương pháp xử lý ảnh và quang trắc khẩu độ: Mô tả quy trình trừ nhiễu ảnh và mô hình toán học tính toán cấp sao dựa trên trắc quang khẩu độ tròn và phân bố hàm Gauss.

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

Chương 3 là phần thực nghiệm kỹ thuật, hệ thống hóa quy trình 13 bước chuẩn hóa dữ liệu ảnh FITS trên giao diện dòng lệnh của IRAF kết hợp phần mềm hiển thị SAOImage DS9:

  1. Mở cửa sổ đồ họa xgterm.
  2. Khởi động DS9 (ds9 &) và đăng nhập vào môi trường IRAF (cl).
  3. Kiểm tra thông số thời gian phơi sáng của ảnh gốc bằng lệnh imhead object.fit l+.
  4. Tổng hợp các ảnh Dark1 chụp cùng thời gian bằng lệnh darkcombine trong gói noao.imred.ccdred (thiết lập combine = "average", reject = "minmax").
  5. Kết hợp các ảnh Flat field bằng lệnh flatcombine (thiết lập combine = "median", scale = "mode").
  6. Khử nhiễu nền trên ảnh Flat: Sử dụng lệnh imarith để trừ Dark1.fit khỏi Flat.fit, đo giá trị trung bình Mean bằng imstat, sau đó chia ảnh cho Mean để thu được ảnh FlattruDarkchiaMean.fit.
  7. Tổng hợp các ảnh Dark2 tương ứng với ảnh đối tượng Light bằng darkcombine.
  8. Dùng lệnh imarith lấy từng ảnh Light.fit trừ đi Dark2.fit.
  9. Dùng imarith chia kết quả bước 8 cho FlattruDarkchiaMean.fit để tạo ra chuỗi ảnh hiệu chỉnh hieuchinh1.fit đến hieuchinh10.fit.
  10. Hiển thị ảnh hiệu chỉnh trên DS9 (display hieuchinh3.fit 1), chọn một ngôi sao làm chuẩn và ghi nhận tọa độ tâm sao xuất ra tệp scoord.txt.
  11. Tính toán độ dịch chuyển tọa độ (shift) giữa các khung hình bằng dòng lệnh awk để tạo tệp shiftlist.txt, đồng thời chuẩn bị danh sách tệp inlist.txt và outlist.txt.
  12. Đồng chỉnh tâm các bức ảnh bị lệch vị trí do nhật động bằng lệnh imalign.
  13. Ghép chồng các ảnh đã căn chỉnh bằng lệnh imcombine để tạo ra tệp ảnh tích lũy chất lượng cao cuối cùng saohoanchinh.fit.

Sau khi hoàn tất tiền xử lý, tác giả tiến hành đo cấp sao bằng gói noao.digiphot.apphot:

  • Xác định bề rộng phân bố Gauss FWHM của ngôi sao bằng lệnh imexamine (nhấn phím r để hiển thị đồ thị profin xuyên tâm và phím , để in giá trị FWHM/MFWHM).
  • Cấu hình các tham số trắc quang trong gói lệnh phot theo tỷ lệ FWHM:
    • Bán kính hộp định tâm ($cbox$): $2 \times \text{FWHM}$ hoặc $5{,}0$.
    • Bán kính trong của vành nền trời ($annulus$): $4 \times \text{FWHM}$.
    • Độ rộng vành nền trời ($dannulus$): $3{,}5 \times \text{FWHM}$.
    • Bán kính khẩu độ đo ($apertures$): $3 \times \text{FWHM}$.
  • Chạy lệnh phot, định vị con trỏ trên DS9 và nhấn phím đo để xuất kết quả cấp sao nhìn thấy trên cửa sổ IRAF.

Chương 4: Kết quả quang trắc sao biến quang

Chương 4 trình bày các số liệu đo đạc thực nghiệm:

  • Đo cấp sao của các ngôi sao trong Cụm sao M42 qua ba kính lọc F2, F3, F4; tính toán tỷ số cấp sao tương đối so với ngôi sao chuẩn tham chiếu.
  • Đo cấp sao nhìn thấy của sao biến quang ERORI qua ba kính lọc F2, F3, F4; xây dựng đồ thị tỷ số cấp sao qua các bộ lọc.
  • Đo đạc và vẽ đồ thị hàm phân bố Gauss, xác định tham số FWHM cho các ngôi sao mẫu: sao 98955, sao Arcturus và sao Regulus.

Kết quả và đóng góp

Số liệu thực nghiệm tổng hợp

Dưới đây là bảng tổng hợp thông số kỹ thuật của hệ thiết bị quan sát và danh mục các thiên thể được quang trắc trong khóa luận:

Thiết bị / Đối tượng Phân loại Thông số kỹ thuật / Tọa độ quan trắc Ghi chú / Thiết lập
Kính Takahashi CN-212 Kính phản xạ chính Đường kính: $22{,}5\text{ cm}$; Tiêu cự: $2630\text{ mm}$ Gắn chân đế EM-200
Kính Takahashi FS-78 Kính khúc xạ tìm kiếm Đường kính: $12\text{ cm}$; Tiêu cự: $630\text{ mm}$ Lắp song song kính chính
Camera CCD ST7 Cảm biến CCD Kích thước: $4590 \times 6804\ \mu\text{m}$; Pixel: 390.150 $m_{\text{limit}} = +14\ (1\text{s}),\ +18\ (1\text{min})$
Camera CCD H18 Cảm biến CCD Kodak KAF 8300; Pixel: $5{,}4\ \mu\text{m}$; Tổng: 8.328.304 px QE peak $\approx 56%$ tại 550 nm
Tinh vân / Cụm sao M42 Thiên thể quan trắc Xích kinh $\alpha = 5\text{h}37\text{m}17{,}0\text{s}$ Đo qua 3 kính lọc F2, F3, F4
Sao biến quang ERORI Thiên thể quan trắc Xích kinh $\alpha = 9\text{h}22\text{m}42{,}4\text{s}$ Đo qua 3 kính lọc F2, F3, F4
Sao Regulus Thiên thể quan trắc Xích kinh $\alpha = 10\text{h}08\text{m}21{,}0\text{s}$ Đo qua kính lọc F2, F3
Sao 98955 Thiên thể quan trắc Xích kinh $\alpha = 10\text{h}07{,}0\text{m}$ Chụp ngày 27/11/2019; F2, F3, F4
Sao Arcturus Thiên thể quan trắc Thiên thể chuẩn trắc quang Khảo sát qua kính lọc F2

Các kết quả định lượng cụ thể thu được:

  • Xử lý thành công toàn bộ chuỗi ảnh FITS từ ảnh thô chứa nhiễu thành ảnh khoa học hoàn chỉnh (saohoanchinh.fit).
  • Xác định chính xác profin phân bố Gauss và giá trị FWHM của từng ngôi sao, làm căn cứ xác lập kích thước khẩu độ quang trắc.
  • Đo được giá trị cấp sao nhìn thấy của các ngôi sao trong cụm M42 (trong đó ghi nhận giá trị cấp sao tham chiếu $m = 11{,}457$ tại kính lọc F4) và sao ERORI qua các kính lọc F2, F3, F4.

Đóng góp của đề tài

  1. Chuẩn hóa quy trình thực nghiệm: Thiết lập tài liệu hướng dẫn từng bước quy trình thu nhận ảnh từ hệ kính thiên văn Takahashi và camera CCD (ST7, H18) tại Trường Đại học Sư phạm TP.HCM.
  2. Quy trình xử lý ảnh số trên Linux: Xây dựng tài liệu thao tác chi tiết 13 bước trên phần mềm IRAF và DS9, cung cấp giải pháp xử lý dữ liệu thiên văn hoàn chỉnh từ khử nhiễu Dark/Flat, đồng chỉnh ảnh nhật động đến đo quang sai khẩu độ.
  3. Bổ sung cơ sở dữ liệu học thuật: Bổ sung bộ dữ liệu ảnh thiên văn thực tế và các số liệu quang trắc sao biến quang vào thư viện thiên văn của Trường Đại học Sư phạm Thành phố Hồ Chí Minh.

Hạn chế và hướng nghiên cứu tiếp

  • Hạn chế:
    • Nghiên cứu chỉ tiến hành khảo sát trên một số lượng thiên thể giới hạn (M42, ERORI, Regulus, 98955, Arcturus) tại các thời điểm quan sát cụ thể trong năm 2019–2020.
    • Số lượng kính lọc khảo sát dừng lại ở ba kính lọc quang học F2, F3, F4.
    • Phép đo chịu ảnh hưởng bởi điều kiện phơi sáng, nhiễu nhiệt của cảm biến CCD và điều kiện khí quyển tại địa điểm quan trắc.
  • Hướng phát triển:
    • Mở rộng phạm vi quan trắc trên nhiều đối tượng sao biến quang khác nhau với chu kỳ biến quang đa dạng.
    • Tăng tần suất và kéo dài thời gian theo dõi liên tục qua nhiều đêm quan sát để xây dựng hoàn chỉnh đường cong ánh sáng (light curve) của sao biến quang.
    • Kết hợp hệ thống kính lọc màu tiêu chuẩn quốc tế (như hệ thống Johnson-Cousins UBVRI) để xác định chính xác chỉ số màu ($B-V$) và nhiệt độ hiệu dụng của ngôi sao.

Giá trị tham khảo

Khóa luận là tài liệu tham khảo hữu ích cho:

  • Sinh viên và học viên ngành Sư phạm Vật lý, Vật lý học: Cung cấp tài liệu học tập thực hành môn Thiên văn học và Vật lý thiên văn.
  • Người thực hiện nghiên cứu thiên văn quan sát thực nghiệm: Cung cấp tài liệu tham khảo trực tiếp về cách vận hành hệ kính Takahashi CN-212, camera CCD ST7/H18 và quy trình xử lý dữ liệu ảnh FITS bằng phần mềm IRAF trên nền tảng Linux.
  • Phần có giá trị tham khảo cao nhất: Hướng dẫn 13 bước tiền xử lý ảnh khử nhiễu (Chương 3) và kỹ thuật cấu hình các thông số trắc quang khẩu độ ($cbox, annulus, dannulus, apertures$) theo hàm Gauss trong gói apphot/phot.

Câu hỏi thường gặp

1. Hệ kính thiên văn Takahashi tại Trường Đại học Sư phạm TP.HCM gồm những thiết bị chính nào?
Hệ thống gồm một kính thiên văn phản xạ chính Takahashi CN-212 (đường kính vật kính 22,5 cm, tiêu cự 2630 mm), một kính khúc xạ tìm kiếm FS-78 (đường kính 12 cm, tiêu cự 630 mm), bộ chân đế lắp theo kiểu xích đạo kết hợp động cơ khử nhật động EM-200 (điều khiển qua phần mềm Telescope Tracer 2000), cùng hai loại camera là CCD ST7 (phần mềm CCDsoft) và CCD H18 (phần mềm Starlight).

2. Công thức khử nhiễu để tạo ra ảnh thiên văn hoàn chỉnh trong khóa luận được thiết lập như thế nào?
Quy trình khử nhiễu kết hợp bốn loại ảnh (Light, Dark, Flat field và Bias) theo công thức: $$\text{Ảnh hoàn chỉnh} = \frac{\text{Ảnh light} - \text{Ảnh dark}}{(\text{Ảnh flat field} - \text{Ảnh dark}) / \text{Mean}}$$ Trong đó, ảnh Dark và ảnh chụp phải có cùng thời gian phơi sáng, và ảnh Flat field sau khi trừ Dark được chuẩn hóa bằng cách chia cho giá trị đếm trung bình (Mean).

3. Trong phần mềm IRAF, các thông số khẩu độ của lệnh phot được cấu hình dựa trên đại lượng nào?
Các thông số trong gói lệnh trắc quang phot được tính toán trực tiếp dựa trên bề rộng nửa cực đại FWHM đo được từ hàm phân bố Gauss của ngôi sao qua lệnh imexamine:

  • $cbox = 2 \times \text{FWHM}$ (hoặc $5{,}0$)
  • $annulus = 4 \times \text{FWHM}$
  • $dannulus = 3{,}5 \times \text{FWHM}$
  • $apertures = 3 \times \text{FWHM}$

4. Hai camera CCD ST7 và CCD H18 có những thông số kỹ thuật đặc trưng nào?
Camera CCD ST7 có kích thước cảm biến $(4590 \times 6804)\ \mu\text{m}$, tổng số pixel là 390.150 pixel, dung lượng $10^5 e^-/\text{pixel}$, nhiễu nhiệt $1 e^-/\text{pixel/s}$, cấp sao giới hạn $m = +14$ ($t=1\text{ s}$) và $m = +18$ ($t=1\text{ min}$). Camera CCD H18 sử dụng cảm biến Kodak KAF 8300, vùng hoạt động $17{,}52\text{ mm}$, kích thước pixel $5{,}4\ \mu\text{m}$, tổng số pixel là 8.328.304 pixel và hiệu suất lượng tử cực đại đạt khoảng 56% tại bước sóng 550 nm.

5. Khóa luận đã thực hiện quan trắc và đo cấp sao trên những thiên thể cụ thể nào?
Khóa luận đã thu thập ảnh, xử lý và đo cấp sao trên Tinh vân/Cụm sao M42 ($\alpha = 5\text{h}37\text{m}17{,}0\text{s}$), sao biến quang ERORI ($\alpha = 9\text{h}22\text{m}42{,}4\text{s}$), sao Regulus ($\alpha = 10\text{h}08\text{m}21{,}0\text{s}$), sao 98955 ($\alpha = 10\text{h}07{,}0\text{m}$, chụp ngày 27/11/2019) và sao chuẩn Arcturus qua các bộ lọc quang học F2, F3, F4.

Kết luận

Khóa luận tốt nghiệp của tác giả Nguyễn Trọng Nhân đã thực hiện thành công quy trình quang trắc thực nghiệm và đo cấp sao nhìn thấy của sao biến quang cùng một số thiên thể bằng hệ kính thiên văn Takahashi kết hợp camera CCD tại Trường Đại học Sư phạm TP.HCM. Công trình đã chuẩn hóa chi tiết quy trình 13 bước xử lý ảnh FITS và kỹ thuật trắc quang khẩu độ trên phần mềm IRAF và DS9 qua ba kính lọc quang học F2, F3, F4. Các kết quả thực nghiệm thu được đối với Cụm sao M42, sao ERORI, sao Regulus, sao 98955 và Arcturus cung cấp nguồn tư liệu khoa học chuẩn xác, đồng thời đóng góp tài liệu kỹ thuật có giá trị thực tiễn cho công tác nghiên cứu và giảng dạy thiên văn học tại nhà trường.