PHẦN MỞ ĐẦU 1. Lý do chọn đề tài Hệ kính thiên văn Takahashi ở Khoa Vật lý Trường Đại học Sư phạm TP.Hồ Chí Minh được khảo sát từ năm 2004 và chính thức đưa vào sử dụng từ năm 2008. Kính được sử dụng để nghiên cứu và tổ chức quan sát cho sinh viên. Đến nay đã hơn mười năm sử dụng, hệ kính đã được sử dụng để thực hiện hai đề tài nghiên cứu cấp cơ sở, hướng dẫn nhiều luận văn sinh viên: sáu luận văn, một đề tài nghiên cứu khoa học sinh viên, tổ chức cho sinh viên thực hành quan sát sử dụng kính.
Nhiều người cảm thấy thích thú với thiên văn học vì nó rất trực quan và thú vị. Những hình ảnh đẹp tuyệt vời của các thiên thể được chụp bởi kính thiên văn khiến chúng ta không khỏi rời mắt. Tuy nhiên, để nghiên cứu về thiên văn học thì ta cần nhiều hơn là ảnh chụp. Muốn tìm hiểu kĩ hơn, ta phải biết được các số đo các thuộc tính của thiên thể.
Việc quan sát thiên văn chỉ thật sự có ý nghĩa khi chúng ta có thể trả lời định lượng được các câu hỏi như: Thiên thể đó cách chúng ta bao xa ? Có bao nhiêu năng lượng mà nó phát ra ? Thiên thể nóng tới cỡ nào ? Thông tin cơ bản nhất mà ta có thể đo được của một thiên thể đó là năng lượng dưới dạng 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 thống kính thiên văn kết hợp với Charge – Coupled Devices (CCD) camera được sử dụng để quang trắc. Sai số của hệ này phụ thuộc vào nhiều yếu tố: việc điều chỉnh kính của người sử dụng, độ ổn định của khí hậu, độ cao nơi đặt kính, ảnh hưởng của gió, của độ sáng môi trường xung quanh, size seeing,.
Việc xác định sai số là rất cần thiết để có cơ sở so sánh với những kết quả trước đây, từ đó có hướng khắc phục, điều chỉnh giúp kính đạt độ chính xác cao nhất. Tuy nhiên, sai số của hệ đo quang trắc này chưa được khảo sát 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 dùng kính thiên văn Takahashi ở trường Đại học Sư phạm TP.HCM so với cấp sao chính xác của các ngôi sao.
Cách tiếp cận Tìm hiểu về size seeing (một trong các yếu tố ảnh hưởng đến sai số của hệ kính). Sau đó tính toán giá trị size seeing ở TP.Hồ Chí Minh thông qua FWHM. Sử dụng kính thiên văn để chụp ảnh sao, cụm sao và xử lý hình ảnh bằng phần mềm 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 tài liệu có liên quan đến CCD và size seeing. Phương pháp nghiên cứu thực tiễn: - Xử lý ảnh và đo cấp sao qua phần mềm IRAF và DS9. 6 Luan van PHẦN 1 CƠ SỞ LÝ THUYẾT 1.
Lý thuyết quang 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 của các thiên thể như: thiên hà, cụm sao, sao,. Bức xạ đó được đặc trưng bởi độ rọi (brightness). Nói cách khác, cường độ bức xạ đo được của một thiên thể được xác định bởi độ rọi do nó tạo ra. Độ rọi trong thiên văn nhận hệ đơn vị của thiên văn gọi là cấp sao (độ rọi trong vật lý được tính qua flux).
Việc đánh giá độ rọi của sao qua cấp sao được nhà thiên văn Hy Lạp Hipparchus tìm ra từ thế kỉ II TCN. Nó dựa trên cơ sở mắt người có thể nhận ra sự khác biệt giữa hai nguồn sáng nếu độ rọi của chúng hơn nhau 2,5 lần. [1] Bằng cách đo cường độ bức xạ của một thiên thể, ta có thể biết được một số thuộc tính của nó. Chẳng hạn như ta có thể ước đoán khoảng cách từ Trái Đất tới một thiên thể.
Ngoài ra, nó còn cung cấp cho ta thông tin về toàn bộ năng lượng bên ngoài, nhiệt độ, kích thước và một số thuộc tính khác của thiên thể. [5] Bên cạnh đó, nếu số liệu đo được là chính xác, ta có thể cung cấp cho các nhà khoa học để họ nghiên cứu, từ đó họ có thể đưa ra các mô hình chính xác về cách mà vũ trụ hoạt động như thế nào, giúp chúng ta hiểu hơn về vũ trụ bao la rộng lớn ngoài kia. Ngược lại, nếu số liệu bị sai sót, nó sẽ dẫn tới việc các nhà khoa học đưa ra các mô hình sai lầm, điều đó sẽ khiến chúng ta hiểu lầm và cản trở sự phát triển của thiên văn học. [6] Có hai loại quang trắc thường được sử dụng trong thiên văn: - Quang trắc vi sai (differential photometry): Cấp sao đo được từ một ngôi sao được so sánh với cấp sao của những ngôi sao đã biết cấp sao ở vùng gần đó tại cùng một thời điểm, từ đó, “cấp sao tiêu chuẩn” của ngôi sao có thể được xác định.
- Quang trắc nền trời (all-sky photometry): Đây là quá trình phức tạp hơn khi mà cấp sao được đo trực tiếp bằng cách sử dụng kết quả hiệu chỉnh ban đêm của hệ thống và điều kiện môi trường hiện tại bằng cách sử dụng một bộ các sao tiêu chuẩn bên ngoài trường nhìn. Phương pháp quang trắc vi sai dễ hơn nhiều so với cách còn lại. Nó cũng dễ chấp nhận hơn khi điều kiện quan sát không được lý tưởng. Ví dụ, nếu có một đám mây nhỏ bay ngang qua vùng trời nơi mà bạn đang chụp thì có khả năng cao là nó sẽ ảnh hưởng tới cấp sao của ngôi sao được dùng để so sánh nhiều hơn so với cấp sao của sao bạn cần chụp.
Cấp sao nhìn thấy (cấp sao biểu kiến) Cấp sao nhìn thấy là thang xác định độ rọi sáng của các thiên thể trong thiên văn, kí hiệu là m với quy ước: sao có độ rọi càng lớn (tức là càng sáng) thì cấp sao nhìn thấy càng bé. Hai sao khác nhau một cấp có độ rọi khác nhau 2,512 lần. Như vậy, hai sao khác nhau năm cấp có độ rọi khác nhau 100 lần.1) E2 với E1 là độ rọi của ngôi sao 1, m1 là cấp sao nhìn thấy ứng với E1 E2 là độ rọi của ngôi sao 2, m2 là cấp sao nhìn thấy ứng với E2 Hay có thể viết dưới dạng: E1 lg = 0,4(m2 – m1) (1.2) E2 Như vậy, cấp sao nhìn thấy có thể được tính qua công thức: E0 m = 2,5lg (1.3) E với E0 là độ rọi của sao chuẩn E là độ rọi của sao đang xét Sao mờ nhất mà mắt ta còn thấy được là sao cấp 6. Với kính thiên văn, ta có thể thấy được sao cấp 20.
Như vậy, kính thiên văn có công dụng phát hiện thêm những thiên thể trên bầu trời mà mắt ta không thấy được. 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. Cấp sao tuyệt đối Cấp sao tuyệt đối của các sao là cấp sao nhìn thấy của chúng nếu như khoảng cách từ chúng đến Trái Đất là 10 parsec (1 parsec ứng với góc thị sai hằng năm bằng 1 giây), kí hiệu của cấp sao tuyệt đối là M.4) với M là cấp sao tuyệt đối m là cấp sao nhìn thấy π là góc thị sai d là khoảng cách giữa sao với Trái Đất 8 Luan van 1. Kính thiên văn Kính thiên văn là dụng cụ để nhìn những vật ở xa.
Đó là dụng cụ dùng để thu tín hiệu (bức xạ điện từ) phát ra từ các thiên thể. Do khí quyển Trái Đất chỉ cho bức xạ điện từ ở vùng ánh sáng nhìn thấy và vùng sóng vô tuyến đi qua nên có hai loại kính thiên văn trên Trái Đất là kính thiên văn quang học và kính thiên văn vô tuyến. Ở đây ta chỉ xét kính thiên văn quang học. Nguyên tắc của kính này là thu gom ánh sáng từ thiên thể để có thể nhìn được những sao có cấp sao lớn mà mắt thường không nhận ra và khuếch đại ảnh lên.
Vì là dụng cụ quang học nên kính thường chịu những sai lệch quang học (quang sai, sắc sai) làm méo, nhòe ảnh nên người ta làm kính từ thủy tinh tốt và kết hợp chúng để loại trừ sai lệch. Ngoài ra, vì là dụng cụ thu bức xạ điện từ (những bức xạ này dễ bị ảnh hưởng của môi trường) nên kính thường được đặt ở những vùng núi cao, không khí trong lành khô ráo, khí quyển ít bị xáo động. Ngày nay, kính thiên văn là dụng cụ cần thiết không thể thiếu được trong quan sát thiên văn. Phân loại kính a) Kính thiên văn khúc xạ Kính thiên văn được cấu tạo chủ yếu bởi hai phần: vật kính và thị kính.
Ở kính thiên văn khúc xạ, vật kính là thấu kính (thị kính cũng là thấu kính có tác dụng phóng đại ảnh) (Hình 1.1: Cấu tạo chủ yếu của kính thiên văn khúc xạ [8] Kính thiên văn khúc xạ là loại kính viễn vọng đầu tiên được phát minh, và Galileo là người đầu tiên hướng một chiếc kính nhìn xa như vậy lên bầu trời đêm từ năm 1609. Những chiếc kính thiên văn khúc xạ đầu tiên có một thấu kính vật kính đơn với dạng cong phỏng cầu. Điều này khiến cho ảnh bị biến dạng nhiều ở gần rìa của trường nhìn. Cùng với đó, các ánh sáng đỏ, lục, và xanh cũng bị hội tụ ở những điểm khác nhau, một vấn đề được gọi là "sắc sai" (chromatic aberration).
Sắc sai khiến cho ảnh của các ngôi sao và các hành tinh có 9 Luan van một "quầng màu" xung quanh. Để giảm những vấn đề này, các kính thiên văn khúc xạ đầu tiên cần phải có tỷ lệ tiêu cự lớn, có nghĩa là cho dù kính thiên văn có một thấu kính vật kính nhỏ thì nó cũng vô cùng dài, từ ba đến sáu mét hoặc hơn. Nhưng vào giữa thập niên 1750, một luật sư có tên là Chester Moore đã phát minh một chiếc kính khúc xạ với hai thấu kính vật kính, mỗi thấu kính được làm từ một loại thủy tinh khác nhau để hiệu chỉnh từng phần hiện tượng sắc sai.