Luận văn thạc sĩ quang trắc sao biến quang bằng kính thiên văn takahashi ở đại học sư phạm tp hcm và phần mềm iraf

Luận văn thạc sĩ giáo dục nghiên cứu quang trắc sao biến quang bằng kính thiên văn takahashi ở đại học sư phạm tp hcm và phần mềm iraf, khảo sát thực trạng, phân tích nguyên nhân,

• Tác giả: Nguyễn Trọng Nhân
• Người hướng dẫn: TS. Cao Anh Tuấn
• Trường học: Đại học Sư phạm Thành phố Hồ Chí Minh
• Chuyên ngành: Sư phạm Vật lí
• Đề tài: Quang Trắc Sao Biến Quang Bằng Kính Thiên Văn Takahashi Tại Đại Học Sư Phạm TP.HCM
• Loại tài liệu: khóa luận tốt nghiệp
• Năm xuất bản: 2020
• Địa điểm: Thành phố Hồ Chí Minh

Mục lục chi tiết

• MỞ ĐẦU
• 1. CHƯƠNG 1: LÝ THUYẾT QUANG TRẮC THIÊN VĂN
• 1.1. Quan sát bầu trời
• 1.2. Lý thuyết quan trắc thiên văn
• 1.2.1. Cấp sao nhìn thấy (Apparent magnitude)
• 1.2.2. Cấp sao tuyệt đối (Absolute Magnitude)
• 1.3. Đại cương về sao
• 1.4. Sao biến quang
• 2. CHƯƠNG 2: HỆ KÍNH THIÊN VĂN TAKAHASHI Ở TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP.HCM VÀ CÁC PHẦN MỀM SỬ DỤNG ĐỂ QUANG TRẮC
• 2.1. Hệ kính thiên văn Takahashi
• 2.1.1. Cấu tạo CCD
• 2.1.2. Nguyên tắc hoạt động của CCD
• 2.2. Phương pháp xử lí ảnh
• 2.2.1. Phương pháp xử lí nhiễu
• 2.2.2. Phương pháp quang trắc
• 2.3. Phần mềm IRAF và các bước xử lí ảnh
• 2.3.1. Phần mềm IRAF
• 2.3.2. Các bước xử lí ảnh
• 2.3.3. Đo cấp sao nhìn thấy
• 3. KẾT QUẢ QUANG TRẮC SAO BIẾN QUANG
• 3.1. Cụm sao M42 qua kính lọc F2
• 3.2. Cụm sao M42 qua kính lọc F3
• 3.3. Cụm sao M42 qua kính lọc F4
• 3.4. Sao Erori qua kính lọc F2
• 3.5. Sao Erori qua kính lọc F3
• 3.6. Sao Erori qua kính lọc F4
• TÀI LIỆU THAM KHẢO

Tóm tắt

I. Lý thuyết quang trắc thiên văn

Quang trắc thiên văn là một lĩnh vực quan trọng trong nghiên cứu thiên văn học, giúp xác định cường độ bức xạ từ các thiên thể như sao, thiên hà và cụm sao. Cường độ bức xạ này được đo bằng độ rọi, một đại lượng có thể được biểu diễn qua cấp sao. Cấp sao nhìn thấy (Apparent magnitude) là thang đo độ sáng của các thiên thể, với quy ước rằng sao có cấp sao nhỏ hơn thì sáng hơn. Việc đo đạc cường độ bức xạ không chỉ giúp xác định khoảng cách từ Trái Đất đến các thiên thể mà còn cung cấp thông tin về nhiệt độ, kích thước và các thuộc tính khác của chúng. Đặc biệt, sao biến quang là một loại sao có độ sáng thay đổi, cho phép nghiên cứu các quá trình vật lý diễn ra bên trong và xung quanh chúng. Nghiên cứu sao biến quang không chỉ giúp hiểu rõ hơn về bản chất của các sao mà còn cung cấp thông tin về sự hình thành và tiến hóa của các thiên thể trong vũ trụ.

1.1 Quan sát bầu trời

Khi quan sát bầu trời, con người thường hình dung bầu trời như một mặt cầu khổng lồ bao quanh Trái Đất, gọi là thiên cầu. Trên thiên cầu, các thiên thể được xác định bằng hệ tọa độ chân trời và hệ tọa độ xích đạo. Hệ tọa độ chân trời giúp xác định vị trí của các thiên thể dựa trên độ cao và độ phương, trong khi hệ tọa độ xích đạo không bị ảnh hưởng bởi sự chuyển động của Trái Đất, giúp xác định vị trí của các thiên thể một cách chính xác hơn. Việc hiểu rõ về các hệ tọa độ này là rất quan trọng trong việc thực hiện các phép đo quang trắc và phân tích dữ liệu thiên văn.

1.2 Lý thuyết quan trắc thiên văn

Lý thuyết quang trắc thiên văn cung cấp nền tảng cho việc đo đạc cường độ bức xạ từ các thiên thể. Cấp sao nhìn thấy và cấp sao tuyệt đối là hai khái niệm quan trọng trong lĩnh vực này. Cấp sao nhìn thấy phản ánh độ sáng của sao khi quan sát từ Trái Đất, trong khi cấp sao tuyệt đối cho biết độ sáng của sao nếu nó nằm ở khoảng cách 10 parsec. Việc nghiên cứu các cấp sao này không chỉ giúp xác định khoảng cách mà còn cung cấp thông tin về năng suất bức xạ của các thiên thể, từ đó hiểu rõ hơn về cấu trúc và sự tiến hóa của chúng.

II. Hệ kính thiên văn Takahashi tại ĐH Sư Phạm TP

Hệ kính thiên văn Takahashi tại ĐH Sư Phạm TP.HCM là một trong những công cụ quan trọng trong nghiên cứu quang trắc sao biến quang. Hệ kính này bao gồm kính thiên văn phản xạ và kính thiên văn khúc xạ, cho phép quan sát các thiên thể với độ chính xác cao. Kính thiên văn Takahashi CN-212 có đường kính vật kính 22.5cm và tiêu cự 2630mm, trong khi kính tìm FS-78 có đường kính 12cm. Việc sử dụng các thiết bị này kết hợp với CCD camera ST7 giúp thu thập dữ liệu quang trắc một cách hiệu quả. Hệ thống này không chỉ phục vụ cho việc nghiên cứu mà còn là nền tảng cho các hoạt động giảng dạy và thực hành trong lĩnh vực thiên văn học.

2.1 Cấu tạo và nguyên tắc hoạt động của CCD

CCD (Charge-Coupled Device) là thiết bị quan trọng trong việc thu thập hình ảnh từ các thiên thể. Cấu tạo của CCD bao gồm các điểm ảnh (pixel) có khả năng chuyển đổi ánh sáng thành tín hiệu điện. Khi bức xạ ánh sáng chiếu vào CCD, nó tạo ra các electron, và số lượng electron này tỷ lệ với cường độ ánh sáng nhận được. Nguyên tắc hoạt động của CCD dựa trên hiệu ứng quang điện, cho phép thu thập và xử lý hình ảnh một cách chính xác. Việc sử dụng CCD trong kính thiên văn Takahashi giúp nâng cao khả năng quan sát và phân tích các sao biến quang, từ đó cung cấp dữ liệu quý giá cho nghiên cứu thiên văn.

2.2 Phần mềm IRAF và các bước xử lý ảnh

Phần mềm IRAF (Image Reduction and Analysis Facility) là công cụ quan trọng trong việc xử lý dữ liệu hình ảnh thu được từ kính thiên văn. Các bước xử lý ảnh bao gồm việc loại bỏ nhiễu, điều chỉnh độ sáng và phân tích cấp sao. Phần mềm này cho phép người dùng thực hiện các phép đo chính xác và so sánh kết quả thu được từ các kính lọc khác nhau. Việc sử dụng IRAF không chỉ giúp tối ưu hóa quá trình phân tích dữ liệu mà còn cung cấp cái nhìn sâu sắc về các hiện tượng thiên văn, đặc biệt là trong nghiên cứu sao biến quang.

III. Kết quả quang trắc sao biến quang

Kết quả quang trắc sao biến quang từ kính thiên văn Takahashi cho thấy sự thay đổi đáng kể trong độ sáng của các sao được quan sát. Các cụm sao như M42 và sao Erori đã được chụp qua nhiều kính lọc khác nhau, cho phép phân tích sâu hơn về các đặc điểm quang học của chúng. Việc so sánh các kết quả thu được từ các kính lọc F2, F3 và F4 cho thấy sự khác biệt rõ rệt trong độ sáng và các thông số quang học khác. Những dữ liệu này không chỉ có giá trị trong việc hiểu rõ hơn về các sao biến quang mà còn góp phần vào việc xây dựng cơ sở dữ liệu thiên văn tại ĐH Sư Phạm TP.HCM.

3.1 Phân tích kết quả từ cụm sao M42

Cụm sao M42 đã được quan sát qua các kính lọc F2, F3 và F4, cho thấy sự biến đổi trong độ sáng của các ngôi sao trong cụm. Kết quả cho thấy rằng các sao trong cụm có độ sáng khác nhau, phản ánh sự đa dạng trong cấu trúc và tính chất của chúng. Việc phân tích các dữ liệu này giúp hiểu rõ hơn về quá trình hình thành và tiến hóa của các sao trong cụm M42, đồng thời cung cấp thông tin quý giá cho các nghiên cứu tiếp theo.

3.2 Kết quả từ sao Erori

Sao Erori cũng đã được chụp qua các kính lọc F2, F3 và F4, cho thấy sự thay đổi trong độ sáng của sao. Kết quả cho thấy rằng sao Erori có chu kỳ biến quang rõ rệt, cho phép nghiên cứu các quá trình vật lý diễn ra bên trong sao. Việc phân tích các dữ liệu này không chỉ giúp hiểu rõ hơn về bản chất của sao Erori mà còn cung cấp cái nhìn sâu sắc về các hiện tượng thiên văn khác liên quan đến sao biến quang.

Nội dung chính

Bối cảnh và vấn đề nghiên cứu

Quang trắc thiên văn (astronomical photometry) là một trong những phép đo thực nghiệm nền tảng của vật lý thiên văn quan sát. Thông qua việc đo lường cường độ bức xạ và thông lượng năng lượng mà các thiên thể gửi tới kính thiên văn, người nghiên cứu có thể xác định được cấp sao (magnitude). Từ dữ liệu cấp sao kết hợp với các phương pháp vật lý liên quan, các nhà khoa học có thể suy ra khoảng cách từ thiên thể đến Trái Đất, xác định khối lượng, nhiệt độ, kích thước cũng như tính toán tuổi của ngôi sao.

Trong nghiên cứu thiên văn học, sao biến quang (variable stars) giữ vai trò như những phòng thí nghiệm tự nhiên trong vũ trụ. Khác với các ngôi sao ổn định, sao biến quang có độ sáng biến thiên theo chu kỳ đều đặn hoặc không đều đặn, với thời gian biến đổi từ vài giờ đến hàng năm và biên độ dao động độ sáng trải rộng từ vài phần trăm cấp sao đến 15–17 cấp sao. Việc quan trắc và phân tích sự thay đổi độ sáng của sao biến quang cung cấp các thông tin trực tiếp về các quá trình vật lý diễn ra bên trong, trên bề mặt và xung quanh ngôi sao (như quá trình co nở, bồi tụ, phun trào plasma hoặc sự che khuất trong các hệ sao), đồng thời làm sáng tỏ cơ chế tiến hóa của các thiên thể trong vũ trụ.

Đề tài khóa luận tốt nghiệp "Quang trắc sao biến quang bằng kính thiên văn Takahashi ở Đại học Sư phạm TP.HCM và phần mềm IRAF" của tác giả Nguyễn Trọng Nhân, thuộc chuyên ngành Sư phạm Vật lí (Trường Đại học Sư phạm Thành phố Hồ Chí Minh, năm 2020), được thực hiện nhằm giải quyết các nhiệm vụ và mục tiêu nghiên cứu cụ thể sau:

1. Vận hành hệ kính thiên văn phản xạ và khúc xạ Takahashi kết hợp với các thiết bị cảm biến CCD chuyên dụng (CCD ST7 và CCD H18) tại Đài quan sát của Trường Đại học Sư phạm TP.HCM để thu nhận dữ liệu ảnh thiên văn của sao biến quang và các cụm sao.
2. Ứng dụng gói phần mềm chuyên dụng IRAF (Interactive Reduction and Analysis Facility) và phần mềm hiển thị DS9 trên hệ điều hành Linux để xây dựng quy trình tiền xử lý, khử nhiễu ảnh và thực hiện phép đo quang trắc khẩu độ (Aperture Photometry).
3. Đo cấp sao nhìn thấy của các thiên thể quan sát (như Cụm sao Tinh vân M42, sao Erori, sao 98955, Regulus, Arcturus) và so sánh dữ liệu cấp sao thu được qua ba kính lọc quang học khác nhau (F2, F3, F4).

• Đối tượng nghiên cứu: Hệ kính thiên văn Takahashi (kính phản xạ Takahashi CN-212, kính khúc xạ FS-78), camera CCD ST7, camera CCD H18; phần mềm xử lý ảnh IRAF, phần mềm hiển thị DS9; các đối tượng thiên thể bao gồm cụm sao M42, sao Erori, sao 98955, sao Arcturus và sao Regulus.
• Phạm vi nghiên cứu: Tìm hiểu và khai thác hệ thống thiết bị quang học thiên văn tại Trường Đại học Sư phạm TP.HCM, quy trình xử lý dữ liệu ảnh FITS và đo đạc cấp sao nhìn thấy trên môi trường Linux bằng phần mềm IRAF.

---

Cơ sở lý thuyết và phương pháp

Khóa luận xây dựng trên nền tảng lý thuyết quang trắc thiên văn học vật lý, cơ sở quang học và phương pháp xử lý tín hiệu hình ảnh số:

• Hệ tọa độ thiên văn:

  • Hệ tọa độ chân trời: Xác định vị trí thiên thể qua độ cao $h$ (góc tính từ đường chân trời lên thiên thể) và độ phương $A$ (góc tính từ điểm Nam đến hình chiếu của thiên thể trên đường chân trời). Hệ tọa độ này thay đổi liên tục theo thời gian do hiện tượng nhật động.
  • Hệ tọa độ xích đạo: Xác định vị trí qua xích vĩ $\delta$ và xích kinh $\alpha$ (tính từ điểm xuân phân $\gamma$). Do điểm xuân phân gần như cố định trong không gian, tọa độ xích đạo không phụ thuộc vào vị trí quan sát và không thay đổi theo nhật động, được dùng trong các bản đồ sao chuẩn quốc tế.

• Lý thuyết thang đo cấp sao và bức xạ thiên văn:

  • Cấp sao nhìn thấy ($m$): Thang đo biểu diễn độ rọi ($E$) của thiên thể truyền tới Trái Đất. Theo công 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 sao có cấp sao nhìn thấy càng nhỏ thì độ rọi càng lớn. Mắt thường nhìn thấy được sao mờ nhất đến cấp 6, trong khi kính thiên văn có thể phát hiện các sao mờ đến cấp 20.
  • Cấp sao tuyệt đối ($M$): Cấp sao nhìn thấy của thiên thể nếu đặt ở khoảng cách chuẩn 10 parsec ($d = 10\text{ pc}$): $$M = m + 5 + 5\log \pi = m + 5 - 5\log d$$ Trong đó $\pi$ là thị sai hàng năm, $d$ là khoảng cách tính bằng parsec. Mối liên hệ giữa công suất bức xạ (độ trưng $L$) và độ rọi qua diện tích mặt cầu: $L = 4\pi d^2 E$.
  • Đặc điểm sao biến quang: Phân chia thành 3 nhóm cơ bản: sao biến quang co nở (chu kỳ từ vài phút đến vài năm do chuyển động vật chất bên trong), sao biến quang đột biến (sao mới, siêu mới bùng sáng gấp hàng chục vạn đến hàng triệu lần) và sao biến quang do che khuất (các hệ sao đôi/sao kép che khuất lẫn nhau khi quay quanh khối tâm chung).

• Phương pháp quang trắc khẩu độ (Aperture Photometry):

  • Công thức xác định cấp sao nhìn thấy: $$m = -2{,}5 \log \left( \frac{N_{ap} - A_{ap} S_{sky}}{t_{exp}} \right) + C$$ Trong đó: $t_{exp}$ là thời gian phơi sáng; $C$ là hằng số chuẩn ($C = 23{,}5 \pm 2{,}6$); $N_{ap}$ là tổng số đếm photon trong vùng khẩu độ chứa sao (bán kính $R_1$); $A_{ap}$ là mật độ số đếm nền trời trên một đơn vị diện tích (tính từ vùng vành khuyên giới hạn bởi bán kính $R_2$ và $R_3$); $S_{sky}$ là diện tích vùng chứa sao.
  • Phân bố không gian của photon từ sao trên các pixel của cảm biến CCD tuân theo hàm phân bố Gauss, với thông số đặc trưng là bề rộng một nửa chiều cao cực đại FWHM (Full Width at Half Maximum).

• Phương pháp xử lý và khử nhiễu ảnh số:

  • Quy trình khử nhiễu dựa trên việc thu thập và kết hợp 4 loại khung ảnh: ảnh đối tượng (Light), ảnh dòng tối (Dark), ảnh trường phẳng (Flat field) và ảnh định thiên (Bias).
  • Phương trình hiệu chỉnh ảnh tổng quát: $$\text{Ảnh hoàn chỉnh} = \frac{\text{Ảnh light} - \text{Ảnh dark}}{(\text{Ảnh flat field} - \text{Ảnh dark}) / \text{Mean}}$$

---

Nội dung chính theo từng chương

Chương 1: Lý thuyết quang trắc thiên văn

Chương 1 hệ thống hóa toàn bộ cơ sở lý thuyết phục vụ cho việc quan trắc và tính toán cấp sao. Tác giả trình bày chi tiết về thiên cầu, đường nhật động, cấu trúc hai hệ tọa độ thiên văn (chân trời và xích đạo). Phân tích toán học định luật Pogson thiết lập thang đo độ rọi bức xạ, phân biệt giữa cấp sao nhìn thấy ($m$) và cấp sao tuyệt đối ($M$), cũng như mối liên hệ giữa chu kỳ biến quang và cấp sao tuyệt đối được phát hiện từ năm 1912 đối với các sao biến quang Cepheus. Chương này cũng phân loại chi tiết ba nhóm sao biến quang chính (co nở, đột biến, che khuất) và ý nghĩa vật lý thiên văn của việc nghiên cứu quang thông biến thiên từ các thiên thể.

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 phần cứng và phương pháp tính toán quang học:

• Kính thiên văn Takahashi: Gồm kính phản xạ chính Takahashi CN-212 (đường kính vật kính 22,5 cm, tiêu cự 2630 mm) và kính khúc xạ tìm mục tiêu FS-78 (đường kính vật kính 12 cm, tiêu cự 630 mm). Hệ thống gắn trên bộ chân đế xích đạo điều khiển bằng động cơ khử nhật động EM-200 (điều khiển thủ công hoặc qua phần mềm Telescope Tracer 2000).
• Cảm biến CCD ST7: Cảm biến silic bán dẫn ($1{,}14\text{ eV} - 5\text{ eV}$), kích thước cảm biến $4590 \times 6804\ \mu\text{m}$, tổng số điểm ảnh $390.150\text{ pixel}$, dung lượng mỗi pixel $10^5\ e/\text{pixel}$, dòng tối nhiễu nhiệt $1\ e/\text{pixel}/\text{s}$ tại $0^\circ\text{C}$, bộ làm lạnh nhiệt điện (T), bộ chuyển đổi tín hiệu A/D 16 bit, cấp sao giới hạn đạt $m = +14$ ở thời gian phơi sáng $1\text{s}$ và $m = +18$ ở $1\text{ phút}$, điều khiển qua phần mềm CCDsoft.
• Cảm biến CCD H18: Sử dụng chip Kodak KAF 8300 "Blue Plus" full-frame, diện tích hoạt động $17{,}52\text{ mm}$, kích thước điểm ảnh $5{,}4\ \mu\text{m}$, tổng số pixel $8.328.304\text{ pixel}$, hiệu suất lượng tử cực đại (QE peak) khoảng $56%$ tại bước sóng $550\text{ nm}$, điều khiển bằng phần mềm Starlight.
• Nguyên lý thu nhận tín hiệu CCD & Xử lý ảnh: Giải thích cơ chế tạo cặp electron - lỗ trống theo hiệu ứng quang điện trong, truyền dịch điện tích theo hàng đến bộ đọc tín hiệu ADC. Trình bày phương pháp quang trắc khẩu độ và thuật toán khử nhiễu ảnh bằng tổ hợp ảnh Dark, Flat field và Mean.

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

Chương 3 là phần thực nghiệm kỹ thuật, xây dựng quy trình thao tác chi tiết 13 bước trên giao diện dòng lệnh xgterm của phần mềm IRAF và phần mềm hiển thị hình ảnh DS9:

1. Bước 1–3: Mở cửa sổ lệnh xgterm, liên kết phần mềm DS9 (ds9 &), tải môi trường IRAF (cl) và kiểm tra thời gian phơi sáng của ảnh gốc (imhead object.fit l+).
2. Bước 4: Kết hợp chuỗi ảnh Dark (chụp cùng thời gian) bằng lệnh darkcombine trong gói imred.ccdred với các tham số: combine = "average", reject = "minmax", ccdtype = "none", process = "no", scale = "none" để tạo ra tệp chuẩn Dark1.fit.
3. Bước 5: Kết hợp chuỗi ảnh Flat field bằng lệnh flatcombine với các tham số: combine = "median", reject = "none", scale = "mode", process = "no" để tạo tệp Flat.fit.
4. Bước 6: Khử nhiễu nền trên ảnh Flat bằng cách lấy Flat.fit trừ Dark1.fit, sau đó sử dụng lệnh imstat lấy giá trị trung bình (Mean) và thực hiện phép chia bằng lệnh imarith để tạo ra tệp chuẩn hóa FlattruDarkchiaMean.fit.
5. Bước 7–8: Xử lý tệp Dark2.fit và dùng lệnh imarith để trừ Dark2.fit khỏi toàn bộ các ảnh chụp đối tượng thô (Light.fit), thu được chuỗi ảnh trudark.fit, tiếp tục hiệu chỉnh qua tệp Flat đã chuẩn hóa để thu được chuỗi ảnh hieuchinh.fit.
6. Bước 9–11: Hiển thị các ảnh hiệu chỉnh lên 16 frame của DS9, chọn một ảnh và một ngôi sao chuẩn làm hệ quy chiếu, trích xuất tọa độ sao chuẩn vào tệp scoord.txt, sử dụng tập lệnh AWK để tính toán độ dịch chuyển tâm giữa các khung hình và ghi vào tệp shiftlist.txt, tạo danh sách tệp vào/ra inlist.txt và outlist.txt.
7. Bước 12–13: Khớp tọa độ tự động giữa các ảnh chụp lệch vị trí bằng lệnh imalign, sau đó xếp chồng (stacking) bằng lệnh imcombine để tạo ra tệp ảnh thiên văn hoàn chỉnh cuối cùng (saohoanchinh.fit).

• Quy trình đo cấp sao nhìn thấy:
  • Kích hoạt gói digiphot.apphot, tải ảnh vào DS9, sử dụng lệnh imexamine (phím r hoặc ,) để phân tích đồ thị Gauss và xác định bề rộng nửa cực đại FWHM.
  • Tinh chỉnh các tham số khẩu độ trong gói phot phụ thuộc trực tiếp vào FWHM: $$cbox = 2 \times FWHM \quad (\text{hoặc } 5{,}0)$$ $$annulus = 4 \times FWHM$$ $$dannulus = 3{,}5 \times FWHM$$ $$apertures = 3 \times FWHM$$
  • Thực thi lệnh phot, định vị con trỏ tới đối tượng trên DS9 và kích hoạt phím F để phần mềm tính toán và xuất trực tiếp cấp sao nhìn thấy ra màn hình.

Chương 4: Kết quả quang trắc sao biến quang

Chương 4 tổng hợp các kết quả thực nghiệm đo cấp sao nhìn thấy của Cụm sao Tinh vân M42, sao Erori, sao 98955, sao Arcturus và sao Regulus qua ba kính lọc quang học F2, F3 và F4:

• Trình bày hệ thống ảnh FITS sau xử lý hoàn chỉnh và đồ thị phân bố cường độ bức xạ Gauss tương ứng của từng thiên thể.
• Lập bảng dữ liệu cấp sao thực nghiệm đo được trên từng ngôi sao đơn lẻ thuộc cụm M42 và sao Erori.
• Thiết lập phương pháp lấy tỉ số cấp sao giữa các ngôi sao mục tiêu so với ngôi sao chuẩn trong cùng thị trường ảnh nhằm theo dõi chính xác sự biến thiên độ sáng tương đối độc lập với sự hấp thụ của khí quyển.
• Xây dựng các đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao qua từng kính lọc riêng biệt (F2, F3, F4) và đồ thị so sánh tổng hợp qua cả ba kính lọc, phân tích sự thay đổi quang thông ở các dải phổ khác nhau.

---

Kết quả và đóng góp

Khóa luận đã hoàn thành đầy đủ quy trình thực nghiệm từ khâu vận hành thiết bị quang học, thu thập dữ liệu ảnh thiên văn thực tế tại TP.HCM cho đến khâu xử lý dữ liệu số bằng phần mềm chuyên dụng.

Bảng tổng hợp thông số kỹ thuật của hệ thống thiết bị

Thiết bị / Thành phần	Thông số kỹ thuật chi tiết	Chức năng trong nghiên cứu
Kính Takahashi CN-212	Phản xạ, đường kính vật kính $22{,}5\text{ cm}$, tiêu cự $2630\text{ mm}$ ($2{,}65\text{ m}$)	Thu nhận chùm sáng từ các thiên thể mờ
Kính tìm FS-78	Khúc xạ, đường kính vật kính $12\text{ cm}$, tiêu cự $630\text{ mm}$ ($63\text{ cm}$)	Định vị và hướng kính vào vùng trời mục tiêu
Chân đế & Động cơ EM-200	Lắp kiểu xích đạo, điều khiển qua Telescope Tracer 2000	Tự động bám nhật động theo chuyển động thiên cầu
Camera CCD ST7	Cảm biến Silic ($1{,}14 - 5\text{ eV}$), $390.150\text{ pixel}$, ADC 16 bit, làm lạnh T	Ghi nhận ảnh, đo sao đến cấp $m = +18$ (ở $t = 1\text{ phút}$)
Camera CCD H18	Kodak KAF 8300, $8.328.304\text{ pixel}$, pixel $5{,}4\ \mu\text{m}$, QE $56%$ ($550\text{ nm}$)	Chụp ảnh trường rộng, độ phân giải cao
Phần mềm IRAF & DS9	Chạy trên Linux, gồm các gói imred, ccdred, digiphot, apphot	Khử nhiễu, canh chỉnh, xếp chồng và đo cấp sao

Bảng dữ liệu quan trắc mẫu của các thiên thể

STT	Tên thiên thể	Kính lọc	Số lượng ảnh chụp	Thời gian phơi sáng ($t_{exp}$)	Ngày chụp
1	Tinh vân M42 ($\alpha: 5\text{h}37\text{m}17{,}0''$)	F2	10	$10\text{s}$	27/11/2019
2	Tinh vân M42 ($\alpha: 5\text{h}37\text{m}17{,}0''$)	F4	10	$0{,}2\text{s}$	27/11/2019
3	Sao Erori	F2, F3, F4	Chuỗi ảnh	Tùy chỉnh theo kính lọc	2019
4	Sao 98955 (98995)	F2, F3, F4	Chuỗi ảnh	Tùy chỉnh theo kính lọc	2019
5	Sao Regulus, Arcturus	F2, F3	Chuỗi ảnh	Tùy chỉnh theo kính lọc	2019

Đóng góp thực tiễn của đề tài

1. Xác lập số liệu thực nghiệm: Đo đạc chính xác cấp sao nhìn thấy của các sao trong cụm M42 và sao Erori qua 3 kính lọc F2, F3, F4 (ghi nhận cấp sao của ngôi sao chuẩn Sao 1 trong cụm M42 qua kính lọc F2 là $m = 11{,}297$).
2. Chuẩn hóa quy trình kỹ thuật: Xây dựng tài liệu hướng dẫn từng bước quy trình tiền xử lý chuỗi ảnh FITS thiên văn (kết hợp Dark, chuẩn hóa Flat field, canh tâm tự động bằng imalign và xếp chồng bằng imcombine) trên nền tảng IRAF/Linux.
3. Đóng góp học thuật cơ sở: Bổ sung tập dữ liệu ảnh FITS và số liệu quang trắc sao biến quang vào thư viện thiên văn của Trường Đại học Sư phạm TP.HCM phục vụ công tác nghiên cứu và giảng dạy chuyên ngành Sư phạm Vật lí.

---

Hạn chế và hướng nghiên cứu tiếp

• Hạn chế:

  • Dữ liệu quan sát thực nghiệm chịu ảnh hưởng đáng kể bởi điều kiện thời tiết, mây và độ ô nhiễm ánh sáng tại khu vực đô thị TP.HCM, làm giới hạn tỷ số tín hiệu trên nhiễu ($S/N$) đối với các thiên thể có cấp sao lớn ($m > 14$).
  • Số lượng chuỗi ảnh quan sát theo thời gian còn hạn chế, chưa bao quát được trọn vẹn toàn bộ chu kỳ biến quang nhiều ngày hoặc nhiều tháng của các sao biến quang để dựng đường cong ánh sáng (light curve) hoàn chỉnh.
  • Nghiên cứu chỉ tập trung so sánh cấp sao nhìn thấy qua 3 kính lọc F2, F3, F4 có sẵn mà chưa chuyển đổi sang hệ thống kính lọc tiêu chuẩn quốc tế (như hệ phổ Johnson-Cousins UBVRI).

• Hướng nghiên cứu tiếp:

  • Tổ chức các đợt quan trắc dài ngày nhằm thu thập chuỗi dữ liệu thời gian liên tục, từ đó xác định chính xác chu kỳ biến đổi ánh sáng và biên độ thay đổi cấp sao của sao Erori và các sao biến quang khác.
  • Chuẩn hóa hệ thống đo lường với các sao chuẩn tiêu chuẩn quốc tế để chuyển đổi cấp sao công cụ sang cấp sao chuẩn, mở rộng ứng dụng quy trình IRAF cho các đối tượng thiên thể phức tạp hơn như cụm sao cầu, sao đôi che khuất hoặc nhân thiên hà hoạt động.

---

Giá trị tham khảo

Khóa luận là tài liệu tham khảo chuyên môn hữu ích cho sinh viên, học viên cao học và giảng viên thuộc các chuyên ngành Sư phạm Vật lí, Vật lý học, Vật lý Thiên văn và Kỹ thuật Quang học:

• Hướng dẫn thực hành phần mềm chuyên ngành: Các chương 2 và 3 cung cấp tài liệu chi tiết về cú pháp lệnh, tham số cấu hình và quy trình xử lý dữ liệu thiên văn trên phần mềm IRAF và DS9 — vốn là công cụ tiêu chuẩn quốc tế nhưng có giao diện dòng lệnh phức tạp.
• Khai thác thiết bị quang học: Là tài liệu kỹ thuật trực tiếp cho người học tại Trường Đại học Sư phạm TP.HCM khi vận hành hệ kính Takahashi CN-212, bộ điều khiển EM-200 và các dòng cảm biến CCD chuyên dụng (ST7, H18).
• Phương pháp luận nghiên cứu thực nghiệm: Cung cấp phương pháp đo quang trắc khẩu độ, cách tính FWHM từ hàm phân bố Gauss và phương pháp triệt tiêu sai số khí quyển bằng cách so sánh tỷ số cấp sao với sao chuẩn.

---

Câu hỏi thường gặp

1. Hệ kính thiên văn Takahashi sử dụng trong khóa luận có cấu tạo quang học như thế nào?
Hệ thống bao gồm một kính thiên văn phản xạ chính Takahashi CN-212 với đường kính vật kính $22{,}5\text{ cm}$, tiêu cự $2630\text{ mm}$ ($2{,}65\text{ m}$) dùng để hội tụ ánh sáng từ các thiên thể xa; một kính khúc xạ tìm mục tiêu FS-78 dạng ống có đường kính vật kính $12\text{ cm}$, tiêu cự $630\text{ mm}$; toàn bộ hệ thống được gắn trên bộ chân đế lắp theo kiểu xích đạo tích hợp động cơ khử nhật động EM-200, điều khiển bằng tay hoặc thông qua phần mềm Telescope Tracer 2000.

2. Hai loại camera CCD (CCD ST7 và CCD H18) có những đặc điểm kỹ thuật nào khác biệt?
Camera CCD ST7 sử dụng chip bán dẫn silic ($1{,}14\text{ eV} - 5\text{ eV}$) với kích thước $4590 \times 6804\ \mu\text{m}$, tổng số điểm ảnh là $390.150\text{ pixel}$, dung lượng $10^5\ e/\text{pixel}$, nhiễu nhiệt $1\ e/\text{pixel}/\text{s}$ ở $0^\circ\text{C}$ (làm lạnh bằng bộ T), bộ chuyển đổi ADC 16 bit, đạt cấp sao giới hạn $m = +14$ (ở $1\text{s}$) và $m = +18$ (ở $1\text{ phút}$), điều khiển qua phần mềm CCDsoft. Trong khi đó, CCD H18 sử dụng cảm biến Kodak KAF 8300 "Blue Plus" với $8.328.304\text{ pixel}$, kích thước pixel $5{,}4\ \mu\text{m}$, hiệu suất lượng tử cực đại $56%$ tại $550\text{ nm}$, điều khiển bằng phần mềm Starlight.

3. Trong IRAF, việc thiết lập các thông số đo cấp sao của gói phot phụ thuộc vào đại lượng nào?
Các thông số trong gói phot phụ thuộc trực tiếp vào giá trị FWHM (Full Width at Half Maximum - bề rộng nửa chiều cao cực đại của hàm phân bố Gauss) thu được từ lệnh imexamine. Cụ thể: hộp định tâm cbox = 2 * FWHM (hoặc 5.0), bán kính trong của vành khuyên nền trời annulus = 4 * FWHM, bề rộng vành khuyên nền trời dannulus = 3.5 * FWHM và bán kính khẩu độ đo sao apertures = 3 * FWHM.

4. Phương trình khử nhiễu ảnh thiên văn trong khóa luận được thiết lập như thế nào?
Phương trình khử nhiễu kết hợp giữa ảnh chụp đối tượng (Light), ảnh tối (Dark) và ảnh trường phẳng (Flat field) sau khi chuẩn hóa qua giá trị trung bình (Mean): $$\text{Ảnh hoàn chỉnh} = \frac{\text{Ảnh light} - \text{Ảnh dark}}{(\text{Ảnh flat field} - \text{Ảnh dark}) / \text{Mean}}$$

5. Kết quả đo cấp sao thực nghiệm của ngôi sao chuẩn trong Cụm sao Tinh vân M42 qua kính lọc F2 đạt giá trị bao nhiêu?
Theo Bảng số liệu 4.1 trong khóa luận, ngôi sao thứ nhất (Sao 1) được chọn làm sao chuẩn trong cụm Tinh vân M42 có cấp sao nhìn thấy đo được qua kính lọc F2 là $m = 11{,}297$. Cấp sao của các ngôi sao khác trong cụm được tính toán tỷ số tương đối so với giá trị chuẩn này.

---

Kết luận

Khóa luận tốt nghiệp của tác giả Nguyễn Trọng Nhân đã hoàn thành việc xây dựng và thực nghiệm thành công quy trình quang trắc sao biến quang tại Đài quan sát Trường Đại học Sư phạm TP.HCM. Bằng việc kết hợp hệ kính thiên văn Takahashi, các cảm biến CCD chuyên dụng cùng bộ công cụ xử lý ảnh IRAF/DS9 trên hệ điều hành Linux, đề tài đã khử nhiễu hiệu quả các ảnh FITS thô và đo đạc chính xác cấp sao nhìn thấy của Cụm sao Tinh vân M42, sao Erori cùng các thiên thể liên quan qua ba kính lọc F2, F3, F4. Công trình không chỉ kiểm chứng phương pháp quang trắc khẩu độ trong thực nghiệm vật lý thiên văn mà còn đóng góp bộ quy trình xử lý dữ liệu chuẩn xác cho công tác đào tạo và nghiên cứu thiên văn học tại nhà trường.

Trích đoạn nội dung tài liệu

CHƯƠNG 1 LÝ THUYẾT QUANG TRẮC THIÊN VĂN 1.1 Quan sát bầu trời 1.1 Thiên cầu Khi quan sát bầu trời từ trái đất, ta quá nhỏ bé so với trái đất, tầm nhìn bị giới hạn bởi đường chân trời, đường chân trời bao quanh chúng ta, khi đó ta có thể tưởng tượng bầu trời như một mặt cầu khổng lồ bao quanh trái đất, và ta gọi nó là thiên cầu. Trên thiên cầu có các vì sao và các thiên thể, chúng được xác định bằng hệ tọa độ chân trời và hệ tọa độ xích đạo. [1] Trên thiên cầu, các vì sao được con người chia thành nhiều nhóm gọi là các chòm sao, khoảng cách giữa chúng gần như không đổi.Vì trái đất quay, nên ta quan sát sẽ thấy các vì sao chuyển động cùng nhau vạch ra những quỹ đạo của chúng gọi là đường nhật động. Những đường nhật động là những đường tròn đồng tâm, có tâm gần sao Bắc Đẩu.2 Hệ tọa độ chân trời Để xác định tọa độ của một ngôi sao trên thiên thể ta có thể sử dụng các hệ tọa độ trong thiên văn.

Thiên thể M có tọa độ được xác định bằng hai thông số: độ cao h và độ phương A. Trong đó độ cao h: góc tính từ đường chân trời lên thiên thể, và độ phương A: góc tính từ điểm Nam đến hình chiếu M’ của thiên thể trên đường chân trời (Hình 1. Độ cao h và độ phương A của thiên thể M sẽ bị thay đổi do nhật động, do đó hệ 3 Luan van tọa này không thể ghi chép chính xác vị trí của một thiên thể.1: Hệ tọa độ chân trời 1.3 Hệ tọa độ xích đạo Thiên thể M có tọa độ được xác định bằng xích vĩ  và xích kinh α (góc từ điểm xuân phân γ đến hình chiếu M’ lên đường xích đạo trời) (Hình 1. Vì điểm xuân phân γ gần như nằm yên trong không gian nên xích kinh α của thiên thể không bị thay đổi vì nhật động, bên cạnh đó nó cũng không phụ thuộc vào nơi quan sát.

Như vậy ta thấy cả xích kinh và xích vĩ đều không thay đổi vì nhật động và cũng không phụ thuộc vào nơi quan sát, nên hệ tọa độ này dùng để xác định vị trí của các thiên thể trên bầu trời trong các bản đồ sao và dùng trên toàn thế giới. 4 Luan van Hình 1.2: Hệ tọa độ xích đạo 1.2 Lý thuyết quan trắc thiên văn Quang trắc thiên văn là một phần của thiên văn vật lý nghiên cứu cường độ bức xạ mà ta nhận được từ các thiên thể như: thiên hà, cụm sao, sao,… Bức xạ đó được đặc trưng bởi độ rọi (Brightness). Nói chung, cường độ bức xạ đo được của một thiên thể được xác định bởi độ rọi mà nó tạo ra. Trong thiên văn độ rọi có đơn vị là cấp sao (độ 5 Luan van rọi trong vật lí được tính qua flux) [3].

Quan sát độ rọi của sao qua cấp sao được phát hiện từ rất sớm khoảng thế kỉ II TCN bởi nhà thiên văn người Hy Lạp là Hipparchus. Dựa trên cơ sở là mắt người có thể nhận ra sự khác biệt của hai nguồn sáng nếu độ rọi của chúng hơn kém nhau 2,5 lần. Việc đo đạc cường độ bức xạ của các thiên thể giúp ta biết được các thuộc tính của các thiên thể đó. Cường độ bức xạ của một thiên thể cho ta biết các thông tin của thiên thể đó như: nhiệt độ, năng lượng, kích thước và những thuộc tính khác của thiên thể.

Đặc biệt từ cường độ bức xạ của thiên thể ta có thể ước lượng khoảng cách từ thiên thể đến Trái Đất.1 Cấp sao nhìn thấy (Apparent magnitude) Cấp sao nhìn thấy là một thang đơn vị đặc biệt biểu diễn độ rọi của các thiên thể trong thiên văn, ký hiệu của cấp sao nhìn thấy là m với quy ước là: sao có cấp sao nhìn thấy càng bé thì sao có độ rọi càng lớn (tức là càng sáng). Nếu hai sao khác nhau n cấp thì độ rọi khác nhau (2,512)n lần. Như vậy ta có thể suy ra được nếu hai sao khác nhau 5 cấp thì độ rọi khác nhau 100 lần. Ta có tỷ số độ rọi: 𝐸1 = (2,512)𝑚2−𝑚1 (1.1) 𝐸2 trong đó: m1 cấp sao nhìn thấy ứng với E1, m2 là cấp sao nhìn thấy ứng với E2.

Như vậy ta có thể suy ra 2 sao khác nhau năm cấp thì 𝐸1 = (2,512)5 = 100 (1.2) 𝐸2 trong đó: E1 là độ rọi của sao 1, E2 là độ rọi của sao thứ 2. Ta có thể viết lại dưới dạng khác 6 Luan van 𝐸 log 1 = 0,4(𝑚2 − 𝑚1 ) (1.3) 𝐸2 Công thức trên gọi là công thức Pogson (đặt theo tên nhà thiên văn Anh N.R Pogson) Sao mờ nhất mà mắt ta còn nhìn thấy được là sao cấp 6. Với kính thiên văn thì ta có thể thấy được sao cấp 20. Như vậy, công dụng của kính thiên văn giúp ta phát hiện thêm những thiên thể trên bầu trời mà mắt trần không nhìn thấy được.

Cấp sao nhìn thấy là một đại lượng có thể xác định được bằng quang trắc (thông qua độ rọi). Vì cấp sao nhìn thấy của một ngôi sao ổn định là không thay đổi nên độ rọi là một đại lượng không đổi, đặc trưng cho ngôi sao đó [1].2 Cấp sao tuyệt đối (Absolute Magnitude) Cấp sao của một ngôi sao không chỉ phụ thuộc vào năng lượng bức xạ mà còn phụ thuộc vào khoảng cách của nó đến Trái Đất. Cấp sao nhìn thấy không thể thể hiện được điều này, nên trong thiên văn người ta quy định thêm cấp sao tuyệt đối. Cấp sao tuyệt đối (M) của các sao là cấp sao nhìn thấy của chúng nếu như khoảng cách của chúng đến trái đất là 10 parsec (1 parsec ứng với góc thị sai hàng năm bằng giây).

Cấp sao tuyệt đối của một ngôi sao có thể xác định qua cấp sao nhìn thấy và thị sai hàng năm 𝜋. Ta đã biết cấp sao nhìn thấy của một ngôi sao là m và khoảng cách thực của nó đến Trái Đất là d (parsec). Cấp sao tuyệt đối M của một thiên thể được xác định bởi biểu thức: 𝑀 = 𝑚 + 5 + 5 log 𝜋 = 𝑚 + 5 − 5 log 𝑑 (1.4) trong đó: M là cấp sao tuyệt đối. m là cấp sao nhìn thấy.

𝜋 là thị sai hàng năm d là khoảng cách từ sao đến Trái Đất. 7 Luan van Vào năm 1912 một nhà thiên văn nữ người Mỹ đã nhận thấy một số sao biến quang trong chùm sao Cepheus (Thiên Vương) có chu kỳ biến quang tỷ lệ với cấp sao tuyệt đối: chu kỳ càng dài, cấp sao càng lớn. Vậy ta có thể dựa vào chu kỳ biến quang của những sao loại này để có thể tính được cấp sao tuyệt đối của chúng, từ đó có thể xác định khoảng cách của chúng. Chu kỳ này có thể xác định bằng quang trắc thiên văn.

Như vậy cấp sao tuyệt đối phản ánh chính xác hơn về khả năng bức xạ của sao. Năng suất bức xạ càng lớn thì cấp sao tuyệt đối càng nhỏ. Khái niệm độ trưng là đại lượng đặc trưng cho công suất bức xạ của các thiên thể (L). Khác với công suất bức xạ trong vật lý, thì trong thiên văn độ trưng có mối liên hệ mật thiết với cấp sao tuyệt đối.

Mối liên hệ giữa độ rọi và công suất bức xạ mà ta nhận được từ các thiên thể chiếu đến Trái Đất 𝐿 = 4𝜋𝑑 2 𝐸 (1.6) trong đó d: khoảng cách đến thiên thể. Nếu ta tính tỷ số công suất bức xạ giữa hai thiên thể 1 và 2 thì ta có: 𝐿1 𝑑12 𝐸1 = (1.7) 𝐿2 𝑑22 𝐸2 Nếu khoảng cách của các thiên thể đến với Trái Đất là như nhau thì ta có thể viết lại: 𝐿1 𝑑12 𝐸1 𝐸𝑀 1 = = (1.8) 𝐿2 𝑑22 𝐸2 𝐸𝑀 2 Áp dụng công thức Pogson 𝐸𝑀 1 log = 0,4(𝑀2 − 𝑀1 ) (1.9) 𝐸𝑀 2 8 Luan van Như vậy cấp sao tuyệt đối có thể phản ánh chính xác hơn về khả năng bức xạ của sao. Năng suất bức xạ càng lớn thì cấp sao tuyệt đối càng nhỏ.1 Đại cương về sao Sao là một trong những vật thể trong vũ trụ, nó là một quả cầu khí khổng lồ nóng sáng, là lò phản ứng hạt nhân tự nhiên tỏa ra năng lượng vô cùng lớn và nơi vật chất tồn tại dưới dạng plasma. Ta chỉ có thể nghiên cứu sao thông qua bức xạ của nó gửi đến trái đất từ đó ta có thể xác định được các đại lượng như cấp sao nhìn thấy, cấp sao tuyệt đối từ các đại lượng trên ta có thể biết được các thông tin cơ bản của ngôi sao như bán kính, khối lượng, nhiệt độ….

Từ đó ta có thể dự đoán được các quá trình vật lý diễn ra trên bề mặt của ngôi sao. Dựa vào bức xạ của sao ta có thể chia sao thành hai loại chính là: sao thường và sao biến quang. Sao thường là sao ở giai đoạn ổn định cho bức xạ không đổi do đó nhiệt độ, cấp sao,… gần như không đổi. Sao biến quang là sao có cường độ sáng thay đổi.2 Sao biến quang Sao biến quang là những ngôi sao có độ sáng thay đổi đáng kể do các quá trình vật lí bên trong, trên hoặc xung quanh ngôi sao.

Có nhiều loại sao biến quang và mỗi loại đại diện cho một cách thay đổi khác nhau của ngôi sao. Các ngôi sao có thể thay đổi kích thước, hình dạng hoặc nhiệt độ theo thời gian, chúng có thể thay đổi nhanh chóng cường độ bức xạ do các quá trình vật lý xung quanh ngôi sao (bồi tụ và phun trào) hoặc sự thay đổi này có thể bị che khuất bởi các ngôi sao hoặc hành tinh trên quỹ đạo xung quanh chúng. Điều quan trọng là một cái gì đó đang xảy ra về mặt vật lý đối với chính ngôi sao hoặc ở khu vực lân cận [6]. Ta có thể thấy một ngôi sao lấp lánh trên bầu trời, nhưng sự biến đổi đó có thể do bầu khí quyển Trái Đất.

Các ngôi sao biến quang tự thay đổi, không phụ thuộc vào bất cứ điều gì xảy ra ở đây trên Trái đất. [6] Các ngôi sao biến quang được ví như một phòng thí nghiệm trong vũ trụ, nếu chúng ta có thể hiểu được ánh sáng từ một ngôi sao biến quang thay đổi như thế nào thì chúng ta có thể hiểu các quá trình vật lý diễn ra ở ngôi sao. Nghiên cứu sao biến quang 9 Luan van có thể cho chúng ta biết về quá trình tiến hóa sao từ lúc hình thành đến lúc chết, từ đó giúp ta xây dựng một bức tranh hoàn chỉnh hơn về vũ trụ mà chúng ta đang sống.