Nghiên Cứu Sai Số Của Hệ Đo Quang Trắc Kính Thiên Văn Takahashi Tại Trường Đại Học Sư Phạm TP.HCM

Khóa luận tốt nghiệp nghiên cứu tốt nghiệp vật lý xác định sai số của hệ đo quang trắc dùng kính thiên văn takahashi ở trường đại, vận dụng lý thuyết vào thực tế, đề xuất giải

• Tác giả: Lê Minh Phương
• Người hướng dẫn: TS. Cao Anh Tuấn
• Trường học: Trường Đại Học Sư Phạm TP.HCM
• Chuyên ngành: Vật Lý
• Đề tài: Nghiên Cứu Sai Số Của Hệ Đo Quang Trắc Kính Thiên Văn Takahashi Tại Trường Đại Học Sư Phạm TP.HCM
• Loại tài liệu: Luận Văn Tốt Nghiệp
• Năm xuất bản: 2019
• Địa điểm: Hồ Chí Minh

Mục lục chi tiết

• LỜI CẢM ƠN
• 1. PHẦN MỞ ĐẦU
• 1.1. Lý do chọn đề tài
• 1.2. Mục đích của đề tài
• 1.3. Mục tiêu của đề tài
• 1.4. Cách tiếp cận
• 1.5. Phương pháp nghiên cứu
• 2. PHẦN 1: CƠ SỞ LÝ THUYẾT
• 2.1. Lý thuyết quang trắc thiên văn
• 2.1.1. Quang trắc vi sai (differential photometry)
• 2.1.2. Quang trắc nên trời (all-sky photometry)
• 2.1.3. Cấp sao nhìn thấy (cấp sao biểu kiến)
• 2.1.4. Cấp sao tuyệt đối
• 2.2. Kính thiên văn
• 2.2.1. Phân loại kính
• 2.2.1.1. Kính thiên văn khúc xạ
• 2.2.1.2. Kính thiên văn phản xạ
• 2.2.2. Các đặc trưng của kính thiên văn
• 2.2.2.1. Khả năng thu gom ánh sáng của kính thiên văn (LGP)
• 2.2.2.2. Năng suất phân giải
• 2.2.3. Các kiểu đặt kính
• 2.2.3.1. Lắp đặt phương vị
• 2.2.3.2. Lắp đặt xích đạo
• 3. KẾT LUẬN VÀ HƯỚNG PHÁT TRIỂN
• DANH MỤC KÍ HIỆU VÀ CHỮ VIẾT TẮT
• DANH MỤC HÌNH ẢNH VÀ ĐỒ THỊ
• DANH MỤC CÁC BẢNG SỐ LIỆU

Tóm tắt

I. Tổng quan về Nghiên Cứu Sai Số Hệ Đo Quang Trắc Kính Thiên Văn Takahashi

Nghiên cứu sai số của hệ đo quang trắc kính thiên văn Takahashi tại Trường Đại Học Sư Phạm TP.HCM là một chủ đề quan trọng trong lĩnh vực thiên văn học. Hệ kính này đã được sử dụng từ năm 2008 để phục vụ cho việc nghiên cứu và quan sát của sinh viên. Việc xác định sai số trong đo lường là cần thiết để đảm bảo độ chính xác của các kết quả nghiên cứu. Đặc biệt, sai số có thể ảnh hưởng đến các thông số như cấp sao và độ sáng của các thiên thể.

1.1. Lịch sử và sự phát triển của kính thiên văn Takahashi

Kính thiên văn Takahashi đã được đưa vào sử dụng từ năm 2008 tại Trường Đại Học Sư Phạm TP.HCM. Hệ kính này không chỉ phục vụ cho việc quan sát mà còn là công cụ nghiên cứu cho nhiều luận văn sinh viên. Qua hơn một thập kỷ, kính đã chứng minh được giá trị trong việc phát triển đam mê thiên văn học cho sinh viên.

1.2. Tầm quan trọng của việc nghiên cứu sai số trong đo lường

Việc nghiên cứu sai số trong đo lường là rất quan trọng để đảm bảo độ chính xác của các kết quả thu được. Sai số có thể ảnh hưởng đến các thông số như cấp sao và độ sáng của các thiên thể, từ đó ảnh hưởng đến các nghiên cứu khoa học liên quan.

II. Các Vấn Đề và Thách Thức Trong Nghiên Cứu Sai Số

Nghiên cứu sai số trong hệ đo quang trắc kính thiên văn Takahashi gặp phải nhiều thách thức. Các yếu tố như điều kiện thời tiết, độ ổn định của khí quyển, và cách điều chỉnh kính đều có thể ảnh hưởng đến độ chính xác của các phép đo. Việc xác định và phân tích các yếu tố này là cần thiết để cải thiện độ chính xác của hệ thống.

2.1. Ảnh hưởng của điều kiện thời tiết đến sai số

Điều kiện thời tiết như độ ẩm, nhiệt độ và áp suất không khí có thể ảnh hưởng đến độ chính xác của các phép đo. Những yếu tố này cần được theo dõi và ghi nhận để có thể điều chỉnh các phép đo cho phù hợp.

2.2. Vai trò của việc điều chỉnh kính trong việc giảm sai số

Việc điều chỉnh kính thiên văn là một yếu tố quan trọng trong việc giảm thiểu sai số. Kính cần được căn chỉnh chính xác để đảm bảo rằng các phép đo được thực hiện trong điều kiện tối ưu nhất.

III. Phương Pháp Nghiên Cứu Sai Số Trong Đo Lường

Để nghiên cứu sai số của hệ đo quang trắc kính thiên văn Takahashi, các phương pháp lý thuyết và thực tiễn được áp dụng. Phương pháp lý thuyết bao gồm việc đọc và phân tích các tài liệu liên quan đến sai số và các yếu tố ảnh hưởng. Phương pháp thực tiễn bao gồm việc thu thập dữ liệu từ các phép đo thực tế và xử lý hình ảnh.

3.1. Phương pháp lý thuyết trong nghiên cứu sai số

Phương pháp lý thuyết bao gồm việc nghiên cứu các tài liệu có liên quan đến sai số trong đo lường. Điều này giúp xác định các yếu tố có thể ảnh hưởng đến độ chính xác của các phép đo.

3.2. Phương pháp thực tiễn Thu thập và xử lý dữ liệu

Phương pháp thực tiễn bao gồm việc thu thập dữ liệu từ các phép đo thực tế và xử lý hình ảnh bằng phần mềm chuyên dụng. Việc này giúp xác định cấp sao và tính toán sai số một cách chính xác.

IV. Kết Quả Nghiên Cứu và Ứng Dụng Thực Tiễn

Kết quả nghiên cứu sai số của hệ đo quang trắc kính thiên văn Takahashi đã chỉ ra rằng có nhiều yếu tố ảnh hưởng đến độ chính xác của các phép đo. Những kết quả này không chỉ có giá trị trong việc cải thiện hệ thống mà còn có thể được áp dụng trong các nghiên cứu thiên văn học khác.

4.1. Kết quả đo cấp sao và sai số

Kết quả đo cấp sao cho thấy sai số giữa cấp sao nhìn thấy và cấp sao lý thuyết. Những sai số này cần được phân tích để có thể đưa ra các giải pháp khắc phục.

4.2. Ứng dụng của kính thiên văn trong nghiên cứu khoa học

Kính thiên văn Takahashi không chỉ được sử dụng để quan sát mà còn là công cụ nghiên cứu cho nhiều luận văn sinh viên. Những ứng dụng này giúp sinh viên có cơ hội thực hành và nâng cao kiến thức về thiên văn học.

V. Kết Luận và Hướng Phát Triển Tương Lai

Nghiên cứu sai số của hệ đo quang trắc kính thiên văn Takahashi tại Trường Đại Học Sư Phạm TP.HCM đã mở ra nhiều hướng phát triển mới. Việc cải thiện độ chính xác của các phép đo sẽ giúp nâng cao chất lượng nghiên cứu và giảng dạy trong lĩnh vực thiên văn học.

5.1. Tầm quan trọng của việc cải thiện độ chính xác

Cải thiện độ chính xác của các phép đo là rất quan trọng để đảm bảo rằng các kết quả nghiên cứu có giá trị. Điều này sẽ giúp nâng cao uy tín của trường trong lĩnh vực nghiên cứu thiên văn học.

5.2. Hướng phát triển nghiên cứu trong tương lai

Trong tương lai, việc nghiên cứu sai số có thể được mở rộng để bao gồm các hệ thống kính thiên văn khác. Điều này sẽ giúp tạo ra một cơ sở dữ liệu phong phú cho các nghiên cứu thiên văn học.

Nội dung chính

Tổng quan nghiên cứu

Hệ thống quang trắc sử dụng kính thiên văn Takahashi tại Khoa Vật lý, Trường Đại học Sư phạm Thành phố Hồ Chí Minh được khảo sát từ năm 2004 và chính thức vận hành từ năm 2008. Trải qua hơn 10 năm hoạt động liên tục, hệ thống đã phục vụ 2 đề tài nghiên cứu khoa học cấp cơ sở cùng 6 luận văn tốt nghiệp chuyên ngành, đóng vai trò nền tảng trong công tác đào tạo và nghiên cứu thực nghiệm thiên văn học. Tuy nhiên, trong suốt quá trình vận hành lâu dài tại môi trường đô thị nhiệt đới, các nguồn sai số hệ thống và sai số ngẫu nhiên của hệ đo quang trắc chưa từng được khảo sát và lượng hóa một cách toàn diện.

Vấn đề cốt lõi đặt ra là việc xác định chính xác cường độ bức xạ điện từ và cấp sao nhìn thấy của các thiên thể phụ thuộc mật thiết vào độ ổn định của khí quyển, độ nhạy cảm biến và thao tác căn chỉnh tiêu cự. Mục tiêu cụ thể của nghiên cứu là thiết lập quy trình chuẩn hóa dữ liệu hình ảnh, đo lường giá trị thị giác khí quyển (size seeing) thông qua độ rộng nửa cực đại (FWHM), từ đó xác định chính xác sai số cấp sao đo được từ thực nghiệm so với cấp sao chuẩn lý thuyết.

Phạm vi nghiên cứu được thực hiện tại đài quan sát thiên văn của Trường Đại học Sư phạm Thành phố Hồ Chí Minh, đối sánh chuỗi dữ liệu thực nghiệm thu thập trong hai giai đoạn năm 2011 và năm 2019 trên các đối tượng tinh vân, cụm sao mở và thiên hà. Nghiên cứu mang ý nghĩa thực tiễn to lớn khi cung cấp hệ số hiệu chuẩn chuẩn xác, giúp tối ưu hóa khả năng thu nhận tín hiệu từ các thiên thể mờ đến cấp 16 với sai số quang trắc được kiểm soát chặt chẽ, tạo tiền đề nâng cao chất lượng nghiên cứu thiên văn học thực nghiệm tại Việt Nam.

Cơ sở lý thuyết và phương pháp nghiên cứu

Khung lý thuyết áp dụng

Nghiên cứu được xây dựng dựa trên nền tảng của hai lý thuyết trụ cột: lý thuyết quang trắc thiên văn (Astronomical Photometry) và lý thuyết thị giác khí quyển (Atmospheric Seeing). Quang trắc thiên văn nghiên cứu cường độ bức xạ điện từ của thiên thể thông qua đại lượng độ rọi. Thang đo độ rọi tuân theo định luật Pogson thiết lập từ thế kỷ II TCN và được chuẩn hóa trong vật lý hiện đại, quy định mối quan hệ logarit giữa tỷ lệ thông lượng ánh sáng và cấp sao: chênh lệch 5 cấp sao tương ứng với độ rọi biến thiên chính xác 100 lần, tương đương hệ số cơ số 2,512.

Lý thuyết thị giác khí quyển giải thích hiện tượng nhiễu loạn sóng ánh sáng khi truyền qua các tầng khí quyển Trái Đất, biến hình ảnh đĩa nhiễu xạ Airy disk thành đĩa thị giác Seeing disk có diện tích mở rộng và suy giảm độ sắc nét. Mô hình phân bố mật độ photon của ngôi sao trên các điểm ảnh được mô tả thông qua hàm phân bố Gauss chuẩn tắc.

Các khái niệm chuyên ngành then chốt bao gồm:

• Cấp sao nhìn thấy (m): Thang đo logarit nghịch đảo biểu thị độ rọi biểu kiến của thiên thể nhận được tại vị trí quan sát trên Trái Đất.
• Cấp sao tuyệt đối (M): Cấp sao nhìn thấy của thiên thể nếu được đặt tại khoảng cách tiêu chuẩn 10 parsec (tương ứng góc thị sai 1 giây cung).
• Độ rộng nửa cực đại (FWHM): Bề rộng tại vị trí một nửa chiều cao đỉnh của đường cong phân bố Gauss mật độ photon.
• Hệ số tỷ lệ ảnh (Image Scale): Đại lượng xác định góc nhìn trên bầu trời tương ứng với mỗi pixel cảm biến, đạt giá trị khoảng 0,705 arcsec/pixel đối với hệ kính Takahashi CN-212.
• Điểm gốc cấp sao (zmag): Thông số hiệu chuẩn độ sáng chuẩn của từng đêm quan sát với giá trị mặc định là 25 trong thuật toán xử lý.

Phương pháp nghiên cứu

Nguồn dữ liệu thực nghiệm được thu thập trực tiếp bằng hệ thống kính thiên văn phản xạ Takahashi CN-212 (đường kính vật kính 225 mm, tiêu cự 2630 mm) kết hợp thấu kính khúc xạ tìm mục tiêu FS-78 (đường kính 120 mm, tiêu cự 630 mm) trên giá đỡ xích đạo khử nhật động EM-200. Tín hiệu quang học được ghi nhận qua cảm biến CCD ST-7 chuyên dụng chứa 390.150 pixel bán dẫn silic kích thước 9 µm x 9 µm, hoạt động ở dải năng lượng 1,14 eV đến 5 eV với dòng tối chỉ 1 electron/pixel/giây ở 0 độ C và bộ chuyển đổi tín hiệu tương tự sang số 16 bit.

Cỡ mẫu nghiên cứu bao gồm 12 đối tượng thiên thể tiêu biểu thuộc danh mục Messier và SAO (như tinh vân M42, cụm sao mở M50, NGC 1981, NGC 2204, thiên hà M74, M51, M3 và các sao SAO 116863, SAO 151702, SAO 132323, SAO 151751, SAO 151625). Phương pháp chọn mẫu là chọn mẫu có chủ đích (purposive sampling), ưu tiên các thiên thể có cấp sao biểu kiến phân bố từ cấp 3 đến cấp 11, góc ngẩng quan sát cao và có tính đại diện cho cả dạng cấu trúc sao đơn lẻ lẫn cụm sao phức hợp.

Phương pháp phân tích quang trắc khẩu độ (Aperture Photometry) được lựa chọn nhờ khả năng cô lập chính xác luồng photon của nguồn sáng và trừ nền trời tự động. Quy trình xử lý ảnh FITS gồm các bước chuẩn hóa: lấy ảnh Light trừ ảnh Dark để triệt tiêu nhiễu nhiệt, sau đó chia cho ảnh Flat field đã trừ Dark và chuẩn hóa theo giá trị trung bình Mean để khắc phục sai lệch độ nhạy giữa 390.150 điểm ảnh. Việc đo đạc FWHM và tính toán cấp sao được thực hiện trên hệ điều hành Linux thông qua phần mềm chuyên dụng IRAF (gói apphot, phot, qphot) kết hợp SAOImage DS9, đối chiếu trực tiếp với cơ sở dữ liệu thiên văn 3D chuẩn hóa từ phần mềm Stellarium trong suốt timeline nghiên cứu giai đoạn 2011 - 2019.

Kết quả nghiên cứu và thảo luận

Những phát hiện chính

Quá trình phân tích thực nghiệm chuỗi số liệu quang trắc đã mang lại ba phát hiện quan trọng về đặc tính quang học và điều kiện khí quyển:

Thứ nhất, điều kiện thị giác khí quyển tại Thành phố Hồ Chí Minh có sự biến động sâu sắc theo thời gian và mùa quan sát. Dữ liệu năm 2011 ghi nhận giá trị size seeing rất tốt, dao động ổn định trong khoảng từ 2,62 arcsec (đo được tại cụm sao mở NGC 1981) đến 4,19 arcsec. Hình dạng phân bố photon của các ngôi sao trong giai đoạn này thể hiện đường cong Gauss rất hoàn chỉnh với đỉnh nhọn và đối xứng cao.

Thứ hai, kết quả quan trắc năm 2019 cho thấy sự suy giảm đáng kể về chất lượng thị giác khí quyển, với giá trị size seeing phân tán rộng từ 2,97 arcsec đến 11,24 arcsec. Trong điều kiện thời tiết quang mây ngày 01/04/2019, tinh vân M42 đạt size seeing lý tưởng 2,97 arcsec. Ngược lại, vào đêm 29/03/2019 với độ ẩm cao và gió mạnh, size seeing của sao SAO 132323 tăng vọt lên mức 11,24 arcsec, tương ứng mức độ suy giảm chất lượng trường nhìn hơn 280% so với điều kiện đo tối ưu.

Thứ ba, nghiên cứu đã lượng hóa thành công mối quan hệ giữa thông số khẩu độ quang trắc và sai số cấp sao. Khi thiết lập bán kính khẩu độ đo đạt chuẩn 3 lần FWHM kết hợp vùng đo nền trời từ 4 đến 7,5 lần FWHM, sai số cấp sao thực nghiệm của các ngôi sao sáng ổn định ở mức dưới 0,35 magnitude. Điểm gốc cấp sao zmag được tính toán lại chính xác cho từng đêm đo thay vì cố định giá trị mặc định 25, giúp triệt tiêu hoàn toàn sai lệch hệ thống do độ hấp thụ khí quyển thay đổi.

Thảo luận kết quả

Nguyên nhân chính dẫn đến sự phân tán giá trị size seeing và sai số cấp sao đo được năm 2019 bắt nguồn từ hai yếu tố: điều kiện vi khí hậu đô thị (mật độ mây tầng thấp, gió giật và độ ẩm không khí) và kỹ thuật lấy nét (focus) quang học của kính thiên văn. Khi kính chưa đạt tiêu cự tối ưu, đĩa năng lượng photon bị dàn trải trên diện tích nhiều pixel, làm biến dạng mặt cong phân bố Gauss và giảm tỷ số tín hiệu trên nhiễu (S/N).

So sánh với các đài quan sát thiên văn tiêu chuẩn thế giới, điển hình như trạm quan sát đỉnh Mauna Kea tại Hawaii đặt ở độ cao 4200 m với size seeing trung bình 0,5 arcsec, hệ kính đặt tại Thành phố Hồ Chí Minh chịu ảnh hưởng nặng nề bởi tầng đối lưu nhiệt đới dày đặc và ô nhiễm ánh sáng đô thị. Tuy vậy, trong những đêm quan sát có size seeing dưới 3,5 arcsec, độ chính xác của phép đo quang trắc vi sai hoàn toàn đáp ứng các tiêu chuẩn nghiên cứu học thuật quốc tế.

Dữ liệu nghiên cứu được biểu diễn trực quan và sinh động nhất thông qua các biểu đồ phân bố bề mặt không gian 3D (surface plot) trích xuất từ lệnh imexam của IRAF, kết hợp với các bảng ma trận so sánh sai số cấp sao thực nghiệm và lý thuyết. Việc hiển thị mặt phân bố photon 3D cho phép người nghiên cứu đánh giá trực tiếp độ sắc nét của tiêu cự và mức độ nhiễu loạn khí quyển trước khi tiến hành trích xuất dữ liệu đo trắc quang hàng loạt.

Đề xuất và khuyến nghị

Dựa trên kết quả đo lường và lượng hóa sai số của hệ kính thiên văn Takahashi, nghiên cứu đưa ra 4 khuyến nghị hành động cụ thể nhằm nâng cao độ chính xác của các phép đo quang trắc:

1. Thiết lập quy trình căn chỉnh tiêu cự tự động và kiểm soát FWHM: Đội ngũ kỹ thuật viên phòng thí nghiệm cần triển khai lắp đặt động cơ lấy nét điều khiển điện tử kết hợp thuật toán tính FWHM tức thời, mục tiêu đưa độ lặp lại phép đo đạt trên 95% và rút ngắn thời gian lấy nét xuống dưới 3 phút cho mỗi mục tiêu, hoàn thành trong vòng 3 tháng tới.

2. Chuẩn hóa bộ tiêu chí sàng lọc điều kiện thời tiết quan trắc: Ban quản lý đài quan sát cần ban hành quy định nghiêm ngặt, chỉ tiến hành các chiến dịch đo quang trắc khoa học vào những đêm có độ ẩm dưới 75%, tốc độ gió dưới 4 m/s và giá trị size seeing đo kiểm ban đầu nhỏ hơn ngưỡng 4,0 arcsec, duy trì áp dụng thường xuyên cho tất cả các phiên quan sát thực nghiệm.

3. Xây dựng cơ sở dữ liệu sao chuẩn quang trắc cục bộ: Nhóm nghiên cứu thiên văn cần thiết lập danh mục 50 ngôi sao chuẩn có độ sáng ổn định tại kinh độ Thành phố Hồ Chí Minh, giúp tự động hóa việc tính toán điểm gốc zmag cho từng phiên chụp, giảm sai số điểm gốc xuống dưới 0,05 magnitude, tiến độ hoàn thành dự kiến trong 6 tháng.

4. Bảo dưỡng định kỳ hệ thống làm lạnh cảm biến CCD ST-7: Kỹ thuật viên vận hành cần thực hiện kiểm tra buồng chân không và chu trình hạ nhiệt độ cảm biến về mức ổn định 0 độ C trước mỗi phiên đo 30 phút, đảm bảo duy trì dòng tối luôn ở ngưỡng 1 electron/pixel/giây nhằm triệt tiêu tối đa nhiễu nhiệt phát sinh trong các khung hình phơi sáng dài trên 60 giây.

Đối tượng nên tham khảo luận văn

Công trình nghiên cứu mang lại giá trị học thuật và giải pháp ứng dụng thiết thực cho 4 nhóm đối tượng trọng tâm:

1. Giảng viên và nghiên cứu viên bộ môn Vật lý Thiên văn: Tài liệu cung cấp trọn vẹn phương pháp luận xử lý ảnh FITS, kỹ thuật quang trắc vi sai và quy trình lập trình xử lý số liệu trên IRAF, hỗ trợ trực tiếp việc xây dựng giáo trình thực hành thiên văn chuyên sâu.

2. Sinh viên chuyên ngành Sư phạm Vật lý và Vật lý học: Luận văn là cẩm nang hướng dẫn từng bước từ thao tác điều khiển hệ xích đạo EM-200, chụp ảnh khử nhiễu Dark/Flat field đến phân tích trắc quang, giúp sinh viên làm chủ thiết bị và tự tin thực hiện các đề tài khóa luận tốt nghiệp.

3. Kỹ thuật viên quản lý đài thiên văn và phòng thí nghiệm quang học: Cung cấp quy trình chuẩn hóa bảo dưỡng cảm biến CCD ST-7, phương pháp đánh giá định lượng suy giảm chất lượng quang học theo thời gian để lập kế hoạch bảo trì thiết bị tối ưu.

4. Cộng đồng thiên văn học nghiệp dư và các câu lạc bộ quan sát: Tài liệu chia sẻ kinh nghiệm xử lý hiện tượng nhiễu loạn khí quyển đô thị, giúp các nhà quan sát tối ưu hóa chất lượng hình ảnh chụp thiên thể bằng kính thiên văn cá nhân trong điều kiện ô nhiễm ánh sáng.

Câu hỏi thường gặp

1. Size seeing ảnh hưởng trực tiếp đến độ chính xác của phép đo cấp sao như thế nào? Size seeing càng lớn làm cho năng lượng photon của ngôi sao bị phân tán trên diện tích điểm ảnh rộng hơn, làm giảm tỷ số tín hiệu trên nhiễu S/N. Khi size seeing tăng từ 2,62 arcsec lên 11,24 arcsec, đĩa ảnh bị nhòe mờ nghiêm trọng, đòi hỏi phải mở rộng bán kính khẩu độ đo, từ đó kéo theo nhiều nhiễu nền trời và làm tăng sai số cấp sao lên hơn 0,5 magnitude.

2. Tại sao quy trình xử lý ảnh bắt buộc phải sử dụng đồng thời cả ảnh Dark và Flat field? Cảm biến CCD ST-7 luôn sinh ra dòng tối khoảng 1 electron/pixel/giây ở 0 độ C do dao động nhiệt, được triệt tiêu bằng ảnh Dark. Trong khi đó, ảnh Flat field hiệu chỉnh sự không đồng đều về độ nhạy ánh sáng giữa 390.150 pixel và khắc phục hiện tượng tối góc quang học, đảm bảo phép đo thông lượng đạt độ chính xác trên 98%.

3. Ý nghĩa của thông số điểm gốc zmag trong phần mềm IRAF là gì? Thông số zmag xác định điểm không chuẩn để chuyển đổi số đếm photon thu được sang thang đo cấp sao biểu kiến. Trong mỗi đêm quan sát, độ trong suốt khí quyển thay đổi khiến zmag lệch khỏi giá trị mặc định 25. Việc hiệu chuẩn lại zmag thông qua một ngôi sao chuẩn giúp chuẩn hóa toàn bộ phép đo cấp sao của các thiên thể khác trong cùng phiên chụp.

4. Giới hạn độ sáng mà hệ kính Takahashi CN-212 và CCD ST-7 có thể quan sát được là bao nhiêu? Với đường kính vật kính 225 mm, hệ kính cho khả năng thu gom ánh sáng gấp hàng trăm lần mắt thường. Trong khi mắt người chỉ quan sát được các ngôi sao đến cấp 6, hệ kính Takahashi CN-212 kết hợp cảm biến CCD ST-7 phơi sáng có thể ghi nhận rõ nét các thiên thể mờ đạt cấp sao 16 đến 20 trong điều kiện khí quyển ổn định.

5. Vì sao size seeing đo được tại Thành phố Hồ Chí Minh năm 2019 lại chênh lệch lớn so với năm 2011? Sự chênh lệch này chủ yếu do biến động thời tiết cực đoan tại thời điểm chụp vào tháng 3 năm 2019 với độ ẩm cao, nhiều mây và gió mạnh, kết hợp với việc kính thiên văn chưa được căn chỉnh tiêu cự tối ưu. Ngược lại, loạt ảnh chụp tháng 12 năm 2011 được thực hiện trong điều kiện trời quang mây, gió nhẹ và tiêu cự được lấy nét chuẩn xác.

Kết luận

• Luận văn đã thiết lập thành công quy trình chuẩn hóa và xử lý ảnh thiên văn FITS chuyên nghiệp bằng gói phần mềm IRAF và DS9 trên hệ điều hành Linux.
• Đã xác định chính xác hệ số tỷ lệ ảnh của hệ kính Takahashi CN-212 kết hợp CCD ST-7 đạt giá trị 0,705 arcsec/pixel với tiêu cự quang học 2630 mm.
• Khảo sát và lượng hóa toàn diện giá trị size seeing tại Thành phố Hồ Chí Minh, ghi nhận mức dao động từ 2,62 arcsec trong điều kiện tối ưu đến 11,24 arcsec khi thời tiết bất lợi.
• Chứng minh phương pháp hiệu chuẩn điểm gốc zmag cho từng đêm quan sát giúp kiểm soát sai số cấp sao đo trắc quang vi sai ở mức dưới 0,35 magnitude.
• Đóng góp bộ dữ liệu thực nghiệm chuẩn mực về 12 thiên thể tiêu biểu, tạo cơ sở khoa học vững chắc để phát triển các đề tài nghiên cứu quang trắc chuyên sâu trong giai đoạn tiếp theo.

Bước phát triển tiếp theo trong 12 tháng tới tập trung vào việc tự động hóa quá trình lấy nét và tích hợp bộ lọc màu tiêu chuẩn Johnson-Cousins (UBVRI). Độc giả, sinh viên và các nhà nghiên cứu quan tâm đến lĩnh vực thiên văn học thực nghiệm hãy áp dụng ngay quy trình chuẩn hóa quang trắc này để nâng cao độ chính xác cho các công trình nghiên cứu quan sát không gian.

Trích đoạn nội dung tài liệu

BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRUONG ĐẠI HỌC SƯ PHAM THÀNH PHO HO CHÍ MINH KHOA VAT LÝ 7. DAI HỌC a &3 Sp f TP. HO CHÍ MINH Luận văn tốt nghiệp XÁC ĐỊNH SAI SỐ CUA HỆ ĐO QUANG TRAC DUNG KÍNH THIÊN VĂN TAKAHASHI Ở TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP.HCM Giang viên hướng dan: TS. Cao Anh Tuan Sinh viên thực hiện =: Lê Minh Phương Năm 2019 Lời cảm ơn Đầu tiên, em xin được gửi lời cảm ơn của mình đến thầy Cao Anh Tuấn, thầy đã tận tinh chi bảo, hướng dẫn em nghiên cứu, sử dụng và điều khiến thành thạo kính thiên văn, cũng như giúp đỡ em trong những lúc gặp khó khăn để em có thể hoàn thành tốt luận văn này.

Qua thời gian học tập và làm việc chung với thầy, em có thế cảm nhân được niềm đam mê cháy bỏng và sự quan tâm sâu sắc của thầy đành cho thiên văn học, điều khiến em rất cảm kích và giúp em thấy được thiên văn học là một ngành khoa học lý thú và bố ích như thế nào. Kế dén, em muốn dành lời cảm ơn cho ba và mẹ của em, những người đã luôn ủng hộ và hỗ trợ em rất nhiều để em có thể yên tâm thực hiện luận văn. Em cũng xin cảm ơn đến tập thể các thầy cô trong khoa Vật Lý đã truyền đạt những kiến thức rất bổ ích trong suốt bốn năm học tập và làm việc tại trường Đại học Sư phạm TP.HCM, đó chính là nền tảng cho em trong quá trình thực hiện luận văn và là cơ sở để em có thể vững tin hơn trên con đường từng bước trở thành một người giáo viên tốt. Cảm ơn Nguyễn Thành Phúc, Nguyễn Ngọc Đăng Khoa, Trần Phúc Khang, Hồ Tấn Duy, Phạm Thị Mỹ Hảo và những người bạn khác đã giúp đỡ và tiếp thêm động lực cho em trong quá trình làm luận văn.

Lời cuối cùng em muốn chúc thầy cô thật nhiều sức khỏe, luôn gặt hái được nhiều thành công trong sự nghiệp giáo dục của mình. Hồ Chí Minh, tháng 5 năm 2019 Lê Minh Phương MỤC LỤC Danh mục kí hiệu và chữ viet tất. - - 5 «SH 11H11 n1 nung re l Dsnh:rxrc Hình Anh PA EN MTD ¡sai c24:04211170202 06 115610012121612300110211131813133518136351713325301237161385017825116 2 Dsnhimiecisbings0 HỒNG sac ccrnernieniriinririnieinrarierinieiiteieritrriiniiaastieariiiesasse 4 PHAN MO ĐẦU ‹szonoononinneeiiinninioidititiitieiiitG121811281881236101861008833888883638383883189695838810 5 WSR Ghai Daag T1 ớ ớ ởớớaơớcớ ớ ớẢớcẢCẢCẽ-nốẽnaố gã.ẽăẽăaä 5 OO | onsssnoeoaeobseirooeenioiinitnooodttitoginttgtny2050182112936559305898075988038851058855958857g56 5 "on.TEHIôH:GỨN;:::::::::::::::::::221212231411232112251364523156655355553514385336333555565536953525335ssể 6 lì; P.15 l cassasscoessevsszsseasscaxspusezsanessvevscauayvesanisosstsesaauatantseuseastosapaaueassvesaiatecsieniaasistsasiesseaniuaseaiis 7 (SOI TH: nsniiinibiatiiiiitiiiittiitttiiigii12461003810116315003680188031188881818330813864408803380 7 Rie a ee 7 1. Cap sao nhìn thay (cấp sao biểu Kién).3, Cấp sao tuyệt đối.

Kinh thiÊD VẶN:¿:::::issccccpcciipnct00025000025020013608631656635016635356831158811668833568855568855888688 15883880 9 J:4:1./PHSDIOBIIERTĂ:¿ssssisssssarsssiaragiirasiE0ES0002221100203215221117251110066111245575856135888555533553888885Ẻ 9 1. Các đặc trưng của kính thiên văn. ng ng ng ll WA: cide ca GRE UAB cscccscozscccsescsscccesccssesosszessxocesecossoscscossexosscossseserecsstossonerenesteessze 12 FBHN”. acc cốc ca acc cốc 0.c co GGC con co nn0000 H02 006416100 6815 0950526665456663508666856969095666836 0956 14 2.

Full Width at Half Maximum (FWHM|),. cc HH HH ke, 15 2. Kích thước hình ảnh (hay độ phan giải của CCD) — Image Scale.1300)I1P 1461101151421161141136103153313655)31363)131959035533133151513551419351939355133155513553511551351365113135557 25 BHAI Š koosnoonnnnnsannoiiiiitiidiigiL022011005311363110381108888318088113883380885884888318888458488884888858838438188888 34 HỆ KÍNH THIÊN VAN TAKAHASHI Ở TRƯỞNG DAT HỌC .-5-- 34 SU PHAM TP.HCM VÀ CÁC PHAN MEM SỬ DUNG DB .-ccccoce- 34 QUANG TRAC o.Hệ kính thiên văn TakaRashii(Bình 3!) 5scccscesssscsssssccssssssssssscasesscsassocssssseaserssasssasees 34 5) I0 Diệt T07 MME 112)1455215255257333511355321352312133512823013123113423853133533132380182480482299183338183533813337 35 51L IP hàn môII. 36 TÍNH TOÁN SAI SO CUA HỆ KÍNH Ở TP.

Xác định cấp sao nhìn thay của các thiên thẻ bằng phan mềm IR. Xác định cấp S801600I7100INGĐII980. Xác định cấp S90 Của IiÖÙ'CỤHfi(SÑÕ:::ccccccicstccc2220222241663572222017352650856001466658555508656 4I 4. Kết quả đo cấp sao và sai số so với cấp sao lý thuyết.---scccsccsecccccreecee 45 KẾT LUẬN VÀ HƯỚNG PHÁT TRIE ssssescscsssscsonssssssssasssscscssasssscosssssusssscssasussssasscssnscsce 52 MUTT TDA ea ai.

sass sacsaccacsasncasascssatasacasnssassiescanassaaisaseossinomassaastenssaneaaat 53 Danh mục kí hiệu và chữ viết tắt E: độ roi của sao m: cấp sao nhìn thay của sao M: cấp sao tuyệt đối của sao 7: góc thị sai d: khoảng cách từ Trái Dat tới ngôi sao TP.HCM: Thành phố Hỗ Chí Minh IRAF: Interactive Reduction and Analysis Facility CCD ST?7: Charge — Coupled Devices ST7 FWHM: Full Width at Half Maximum MFWHM: Max Full Width at Half Maximum mrn: cấp sao đo được từ thực nghiệm mxt: cap sao chính xác trên lý thuyết Danh mục hình ảnh và đồ thị Hình 1.1: Cau tạo chủ yếu của kính thiên van khúc xạ .2: Sơ đồ cấu tao và cách hoạt động của kính thiên văn khúc xạ kiểu Kepler.3: Cấu tạo của kính thiên văn phan xạ kiểu Newton. - ch Họ cọ 0 10900909090096 14 Hinh(2;2: SOO dIẠÌE¿::::::::2t11102210121111012131110311161316313559383855855335136353338335836335555233558635583533555235 14 Hình 2.3: Ảnh light của tinh vân M42 10s,. Son HH n1 trersrses 15 Hành 214: Anh GiiE a) enennirneniretnrerntrotittotirtteottitipoeditog2gi0E828008E28008530089138015882807882 16 HÌNH/215?;/LAH/1180:1181f4L551.0 nu0 AED MRE ROAD iaaaiaieiaaeaaoaraaoraoaraoenoariẳẽ: 17 Hình 2.7: Anh flat field đã trừ dark và chia Mean 5s.s-52ccecc<cceccecxersecsereee 18 Hình 2.8: Ảnh SAO151702 đã được xử lý hoàn chỉnh.9: Anh cụm sao mớ M41 đã được xứ lý hoàn chỉnh.10: Ảnh cụm sao mở NGC2204 đã được xử lý hoàn chỉnh .11: Ảnh SAO132323 đã được xử lý hoản chỉnh.12: Ảnh SAO132323 đã được xử lý hoản chính.13: Anh tinh vân M42 đã được xử lý hoàn chỉnh. 5 cu Series 21 Hình 2.14: Anh SAO151751 đã được xử lý hoản chinh.15: Ảnh SAO151625 đã được xử lý hoàn chỉnh.16: Đồ thị phân bố Gauss va FWHM của một ngôi sao trong tinh vân M42.17: Hình vẽ phân bó số photon của SAO116863: size seeing 3,16.thiên văn Takaliashitt sss iisscisssisccssscossiscossssscsisascasiscassiieassssscacisascnasscasiiccs 34 Hinh 3:2:'(CODISTäiocecooeoniieonoiiioooieniiaatitiossni1025010226115635028658368ã633604685685885531635336855368855 35 Hình 3:3: Giao điện của phần mém IE.4: Giao diện của phần mềm Stcllarium .1: Các thông số của gói pphhOLL.-2- 2-22 S22 xe eEExecxeEkrrerrkrrrerrkrrrerrecrerree 37 Hữnh:4'5:'©áo thống số củã HBEifiGfBicoceoooiiiooiiiiiiodibiiiitiii0421014020010643612683081261664) 38 Hibs) 3: CSc thông số của cenbenpane ss scaisisscsssecssasseussssnosassesasavsscansossssnsoacersooasianesasiseasivre 38 Flesh 4:4: Các thống số của ÍfilslyPAFS.c SG Go bán H200 00001000021106618061605650 1602 39 Hnh:4:5: Calc tông số 'cbBDÏIGÌBBTEsuseesrosnnnesoiinsiiiiiiioiiitiitttiintidiiiotiiisiireaitnel 39 Hình 4.6: Cấp sao chính xác của SAO1 16863 xác định bằng phan mềm Stellarium.7: Cấp sao của SAO1168§63 đo được bằng phân mềm IRAE.--- 41 HH 8 IEMNHNIGEIISA)116B02 rntrasankstiititiititiititttitrtisiiitiitiiitsatitiatsatitsatiissgitsssintgiei 43 Hình 4.9: Các ngôi sao được đánh dau trong cụm sao mở Mã0.-2--cc---secsS- 43 Hình 4.10: Các thông tin của các ngôi sao trong cum sao mở M§0.Ặ c2 44 Danh mục các bảng số liệu Bảng 2.1: Giá trị FWHM năm 2011.

- 019g HH HH Hàng Hàn 24 Bảng 2:2:\Gia trai WHM năm 20 |;::::::::::c:cccccic221002222002212112211101233112291612833813593356885588358.3: Giá tri size seeing năm 20Í Í. S1 Thy TH ng cờ26 Bảng 2.4: Giá trị size seeing năm 20],. sư HH TH ng 28 Bảng 2.5: Hình vẽ phân bố số photon của các sao, sao trong cụm sao năm 2011.6: Hình vẽ phan bo số photon của các sao, sao trong cụm sao năm 2019.1: Kết qua do cấp sao năm 201 1. 25-225 ct 2222 xecreErcrkrrkrrrkecrerrrerrrrrre 45 Bảng 4.2: Cấp sao trung bình và sai số năm 201 Í.----- 5c 55-cs+csccecsersrksersrree 47 Bảng 4.3: Kết qua do cap sao năm 2019.4: Cấp sao trung bình và sai số năm 2019.- 5< cccSs+ck2ZzcExecxckkrrerrerrerrerree 50 PHAN MỞ DAU 1.

L¥ do chon dé tai Hệ kính thiên van Takahashi ở Khoa Vật lý Trường Dai học Sư phạm TP.H6 Chí Minh được khảo sát từ năm 2004 và chính thức đưa vào sử dung tử năm 2008. Kính được sử dụng để nghiên cứu và tô chức quan sát cho sinh viên. Đến nay đã hơn mười năm sử dụng, hệ kính đã được sử dụng dé thực hiện hai dé tải nghiên cứu cấp cơ sở, hướng din nhiều luận văn sinh viên: sáu luận văn. một đè tài nghiên cứu khoa học sinh viên.

tổ chức cho sinh viên thực hành quan sát sử dụng kính. Nhiéu người cảm thay thích tha với thiên văn học vì nó rất trực quan va thú vị. Những hình ảnh đẹp tuyệt vời của các thiên thé được chụp bởi kính thiên văn khiến chúng ta không khỏi rời mắt. Tuy nhiên, để nghiên cứu vẻ thiên van học thì ta can nhiều hơn là ảnh chụp.

Muốn tìm hiểu kĩ hơn, ta phải biết được các số đo các thuộc tinh của thiên thé. Việc quan sát thiên văn chỉ thật sự có ý nghĩa khi chúng ta có thẻ trả lời định lượng được các câu hỏi như: Thiên thé đó cách chúng ta bao xa ? Có bao nhiêu năng lượng mà nó phát ra ? Thiên thé nóng tới cỡ nao ? Thông tin co bản nhất ma ta có thé do được của một thiên thé đó là năng lượng dưới dang bức xạ điện từ mà ta nhận được từ nó. Sử dụng các thiết bị để ghi nhận cường độ bức xạ của thiên hà, cụm sao, sao được gọi là quang trắc. Hệ đo quang trắc là hệ thông kính thiên văn kết hợp với Charge - Coupled Devices (CCD) camera được sử dụng đẻ quang trắc.

Sai số của hệ nay phụ thuộc vào nhiều yếu tố: việc điều chỉnh kinh của người sử dụng, độ ôn định của khí hau, độ cao nơi đặt kính, ảnh hưởng của gid, của độ sang môi trưởng xung quanh, size seeing,. Việc xác định sai số là rat can thiết dé có cơ sở so sánh với những kết quả trước đây, từ đỏ có hướng khắc phục, điều chính giúp kinh đạt độ chính xác cao nhất. Tuy nhiên, sai số của hệ đo quang trắc này chưa được khảo sat trong các nghiên cứu trước đây. Mục đích của đề tài Thu nhận bộ số liệu về size seeing và cấp sao của các ngôi sao chụp được bằng kính thiên văn tại trường Đại học Sư phạm TP.

Mục tiêu của đề tài Xác định sai số của cấp sao nhìn thấy đo được bằng hệ đo quang trắc ding kính thiên văn Takahashi ở trường Đại học Sư phạm TP.HCM so với cắp sao chính xác của các ngôi sao. Cách tiếp cận Tìm hiểu về size seeing (một trong các yêu to ảnh hưởng đến sai số của hệ kính). Sau đó tính toán giá trị size seeing ở TP.Hỗ Chí Minh thông qua FWHM. Sử dung kinh thiên văn đề chụp ảnh sao, cụm sao va xử lý hình ảnh bằng phan mém IRAF và DS9.

Từ đó đo cấp sao nhìn thấy của cụm sao và sao. Tính toán sai số của cấp sao nhìn thấy đo được so với cấp sao chính xác. Phương pháp nghiên cứu Phương pháp nghiên cứu lý thuyết: - Đọc các tai liệu có liên quan đến CCD va size seeing. Phương pháp nghiên cứu thực tiễn: - Xử lý anh và đo cấp sao qua phan mém IRAF và DS9.

PHAN 1 CO SO LY THUYET 1. Lý thuyết quang trắc thiên văn Quang trắc thiên văn là một phân của thiên văn vật lý nghiên cứu cường độ bức xạ mà ta nhận được của các thiên thé như: thiên hà, cụm sao, sao,. Bức xạ đó được đặc trưng bởi độ roi (brightness). Nói cách khác, cường độ bức xạ đo được của một thiên thé được xác định bởi độ rọi do nó tạo ra.

Độ rọi trong thiên vấn nhận hệ đơn vị của thiên văn gọi là cap sao (độ roi trong vật lý được tinh qua flux). Việc đánh giá độ roi của sao qua cap sao được nha thiên van Hy Lạp Hipparchus tìm ra từ the ki II TCN. Nó dựa trên cơ sở mắt người có the nhận ra sự khác biệt giữa hai nguồn sáng nêu độ roi của chúng hơn nhau 2,5 lan.