Khóa luận tốt nghiệp Sư phạm Vật lý: Khảo sát đặc tính một số sao biến quang ở thành phố Hồ Chí Minh

Giúp ta biết được năng lượng của thiên ha, cum sao, sao và thiên thể ở xa trong vũ trụ gửi đến kính thiên văn từ đó ta có thé xác định cấp sao.. Đường chân trời bao quanh chúng ta, khi đ

BỘ GIÁO ĐỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SU PHAM THÀNH PHO HO CHÍ MINH

“ ˆ

Lê Thành Đức

KHAO SÁT DAC TÍNH MOT SO SAO BIEN QUANG Ở THÀNH PHO HO CHÍ MINH

Thành phố Hỗ Chí Minh - 05/2021

KHÓA LUẬN TÓT NGHIỆP

Người hướng dẫn khoa học: TS Cao Anh Tuấn

Thành phố Hồ Chí Minh - 05/2021

NGƯỜI HƯỚNG DAN KHOA HOC

HQI DONG CHAM KHOA LUAN TOT NGHIEP

CHU TICH HOI DONG

LỜI CẢM ƠN

Đề tai “Khao sát đặc tính một số sao biến quang ở Thanh phố Hỗ ChiMinh” là nội dung em chọn dé nghiên cứu và làm khóa luận tốt nghiệp Với dé tài nàyyêu cau, đòi hỏi vẻ trình độ ngoại ngữ, tin học vì những nội dung nghiên cứu bao gồm

phan mém IRAF chạy trên hệ điều hành LINUX và một số tài liệu tham khảo nước

ngoài,

Dé hoan thành quá trình nghiên cứu và hoàn thiện khóa luận này, lời đầu tiên

em xin chân thành cảm ơn sâu sắc đến Thay Cao Anh Tuấn — khoa Vật lí — Trường Đại học Sư phạm Thanh phố Hồ Chi Minh Thay đã trực tiếp truyền đạt kiến thức, kinh nghiệm, chỉ bảo tận tình và nhiệt tình hướng dẫn cho em trong suốt quá trình thực

hiện nghiên cứu Em cảm thấy rất vinh dự được Thầy hướng dẫn vì qua việc hướng

dẫn của Thay, em mới biết được sự quan tâm và luôn tạo điều kiện tốt nhất dé em hoàn

thành khỏa luận tốt nghiệp nảy

Ngoài ra em xin chân thành cảm ơn các Thay, Cô trong khoa Vật lí đã đóng gópnhững ý kiến quý báu cho khóa luận tốt nghiệp này.

Cuỗi cùng, em xin cảm ơn những người thân, bạn bè đã luôn bên em, động viên

em hoàn thành khóa luận này.

Trần trọng cảm ơn!

Thành pho Hỗ Chí Minh, ngày 01 tháng 05 năm 2021

Sinh viên thực hiện

Lê Thành Đức

MỤC LỤC

0090010012100 HHĂ ÔỎ 6CHUONG 1 CƠ SỞ LÍ THUYET QUANG TRAC THIÊN VĂN 8

1.4.1 Dai cương VE $a0 c2 SE 21011151111 111 2111 111071110210 15 111 111111 cty 15

1 4D Sista UMAR hse sasvsnscianesnnessscossivonssssassenesenassauscssscosnicanisonsssesssesasevessvaseoiice 15

CHƯƠNG 2 HE KÍNH THIEN VAN TAKAHASHI Ở TRUONG DAI HỌC SƯ

PHAM THÀNH PHO HO CHÍ MINH VÀ CAC PHAN MEM HO TRỢ QUANG

28 Pini orig damp) tM UTA eN cs cscecccosceccs secccucesceassczase aces occstezbesecestecasssdeezenasteass 26

Be: PhidnieiBHADGIIRHETTAS-s.csc soi cn6250042917025170235012451223100251301511043101630016590583473885/32 26CHƯƠNG 3 PHAN MEM IRAF VÀ CAC BƯỚC XU Li ẢNH 28

HUÌIEhniifemiTRIAT ssisiii:21101221000201109002211822160838030361422038211300000102823230185023990420803210018 28

32-20 UIẾT Hài Ì!HTÌlks:s5x5s52:9165713555i25958151955521583512959135353143538535853183883158557385551555935518353187885195 28

3.2.1 Xữ binh ảnh CED [1 0) iscsscsscsissesssscesssecssssssssccsiseosssossissnsisenssssecssenisaeniieacion 28

3.2.2 Các bước xử li ảnh qua phần mềm IR.AE e© 5c ©2sseccvseccrvcee 34

CHƯƠNG 4 KÉT QUÁ THỰC NGHIỆM QUANG TRAC SAO BIEN QUANG

TRONG TINH VAN M42 QUA CAC KINH LQC cccccssssessssessssssssssssseessssecesssess 47

đ'II20736ñ0iM42:008/KIHiHIGEIE2icsiciiaiiiisiitiiiiiisiiiiitiiiiiti4411605101291101201143160135155216353518 47 4.2 Cụm sao M42 qua kính lọc E3 ác SH ng HH ng nghe 49

4.3:Cụm sao M42 qua Kính lot ÊÁ(:::::¡::::c:ci:esciicniieniiiroiiiinniisSii2820128351225351355585818888537 32

4.4 Kết luận

TÀI LIEU THAM KHẢO 2 SG St 4 E23 SE 3411 4 E111 15111211111 2311 222112 x2.

Hình 1.5 Đường cong ánh sang đơn Bian eeeeseeesseeeteeeeeeeeeeeseesseeateeeaeeerenss 17

Hình 1.6 Đường cong ánh sáng của hệ sao đôi (Sao biến quang do che khuất) 18

Hình 1.7 Đường cong ánh sáng của siêu tân tỉnh . -ssccce«xeceeeeeeereere 18 Hinh 2:1) Hệ inh thién văn Takahashi sci scccissccissccissacissacissacsssacissacssaassssacssoaesoas 20

Hình 2.2 Bộ chân dé kiểu xích đạo 2 -522ccvccercrtrrrrerrrrttrrrrrrrrrrrrrrree 21

Hinh 2.3 Số tay Thiên văn COD; Howell ccceococooe.2

Hinh2:4 GCDISTE:: -s ::::::::scisiiiiiiiiiioiiiitiii1115121113331203313605128331383333823353233522335 22

Hình 7:5 (inifpr6in(UD 000661000006 20021 00016602062 23

Hình 2.6 Quá trình electron của từng điểm ảnh lần lượt được chuyên đến bộ phận

(QC |EHAI|E ¡gigi8123151831113555135313595153955358158555183555853885118823588485853533838538578585189831385253855 24 Hình 2.7 Giao diện phần mềm CCDsoft và thẻ điều khiên Camera 24 Hinh/2:8 :GCDIHG¡¡:::¡¡:¡:s¿iiciiicciiniciitiiiitiiiitiiiiii11414411021121321113831128163382555536333138ã55 25

Hình 2.9 Thứ tự ban kính Ry, R2 và R Q SLn SH nh nà, 26 Hình 3.1 Hình ảnh CCT - nh Hàn HH HT Hàn Hà ngày 28

Hình 3.2 Quá trình xử lí ảnh - svcssseieeiirireiieriririiiririrrir 29

Hình 33 Ví dụ OverScan Bias Quang phô khe dai cho ESO 435-G20 sử dụng

Bồ 2.3m @DBS cciiisiigiosoiosiiiisiiiisitii3115133111331303511833155855185815333385331855335 8858 29

Hình 3.4 Hình ảnh đã được pixel fÏat cà cà St xsseervrreerrerrrrerrrree 31

Hình 3.5 Hình anh mô ta quá trình flat piXeÌ - 5-55 ss<<xs<sxeeeexeesesees 31

Hình 3.6 Hình anh Bias của SA98 HH ngu ngư 32 Hình3.7 Hinhidnh Darkcla 'SAQS: ::c:sccccccaissssssssassssassccasssasssssascssossessssscasssssscccase 32 Hình 3.8 Hình ảnh Dai V- flat của SA98 - ĂLc.c.iceeeie.eeseeesee 33

Hinh 3) Anii(BDISA Ea rnnnarnrrinrnraenarreannerrerer 33

Hình 3.10 Ảnh SA 98 đã được xử ÌÍ - - 5< St SE ExSEEEEEE SE xe cExcrkceerree 34 Hình 3.11 (Các thông số darkcombinie :.c sccssssesssossssassosescssassssscasssvasssnassonacosnons 35 Hinh 3017 Asai Beat hasssasessacssssssssasssssaazazzscasscssnsscosssssusosaunssansnnsconeaospeasscesnonsnsousse 36

Hình 3.13 Cac thông sô flatcombine - << Ă HH HH hư 37

Hình 3.14 Anh Flat Tinh vân M42 qua kính lọc F2 2-52 csec©5+ 38 Hình 3.15 Ảnh Flat Tinh vân M42 qua kính lọc E3 S«Ăcc<cx<e, 38

Hình 3.16 Anh Flat Tinh vân M42 qua kính lọc F4 - 5555555 xx<x 39

Hình 3.17 Ảnh FlattruDarkchiaMcan s ssccsssssssssesssssssssssssscssssesssscsssssssssesssnsssssees 40

Hình 3.18 Tỉnh vân M42 trước khi xử ÌÍ 5s SH tưới 42 Hình 3.19 Tinh vân M42 qua kính lọc F2 được xử lí hoàn chỉnh 42

Hình 3.20 Tinh vân M42 qua kính lọc F3 được xử lí hoàn chỉnh 4

Hình 3.21 Tinh van M42 qua kính lọc F4 được xử lí hoản chỉnh 43

Hình 3.22 Đồ thị biểu điễn đường phân bó Gauss ngôi sao trong cụm sao M42 44 Hình 3.23 Đồ thị biểu dién đường phân bố Gauss ngôi sao trong cụm sao M42 45

Hình 4.1 Các ngôi sao được quang trắc trong cụm sao M42 qua kính lọc F2 47

Hình 4.2 Các ngôi sao được quang trắc trong cụm sao M42 qua kính lọc F3 50

Hình 4.3 Các ngôi sao được quang trắc trong cụm sao M42 qua kính lọc F4 52

Danh mục kí hiệu và chữ viết tắt

A: Độ phương.

Asp: Mật độ số đếm

A/D: Anolog — to — digital (bộ chuyền đổi tín hiệu điện thành tín hiệu sô).

ADU: Đơn vị tín hiệu.

CCD: Charge - Coupled Devices.

d: Khoảng cách từ Trái đất tới ngôi sao.

E: Dộ rọi của sao.

FWHM: Full Width at Half Maximum (Bề rộng một nửa chiều cao của tông số điểm

của sao).

f: Tan số photon.

h: Góc tính từ đường chân trời lên thiên thé.

IRAE: Interactive Reduction and Analysis Facility.

L: Độ trưng cua sao.

M: Cap sao tuyệt đối của sao

MFWHM: Bè rộng chiều cao một nửa tối đa.

m: Cấp sao nhìn thấy của sao

Nap: Tong số đếm trong diện tích chứa ngôi sao

Sky: Diện tích vòng tròn chứa ngôi sao.

tep: Thời gian phơi anh.

a: Xích kinh.

ồ: Xích vĩ.

¢: Năng lượng photon.

m: Góc thi sai.

Đanh mục biểu bản

Bang 1.1 Dộ sáng của một nguồn sáng năm 1995, co tin s1 csrreg 17

Bang 4.1 Số đếm của các ngôi sao được quang trắc trong cụm sao M42 qua kính

LQG FD :ontiioogii2t5055311253535261515513583536535355813558355653839ã686955368383885538565385513885885835565359ãg38 48

Bang 4.2 Bang số liệu (cấp sao i/cấp sao 3) của ngôi sao được quang trắc trong

cụm sao M42 qua kính lọc: F2 - 5< ssv ng ng ng ng greg 48

Bảng 4.3 Số đếm của các ngôi sao được quang trắc trong cum sao M42 sssssciseasss 50

Bảng 4.4 Bảng số liệu (cấp sao i/cap sao 3) của ngôi sao được quang trắc trong

cụm sao M42 qua kính lọc F3 - «se ch ng ng ng re 51

Bang 4.5 Số đếm của các ngôi sao được quang trắc trong cụm sao M42 43 Bang 4.6 Bảng số liệu (cấp sao i/cấp sao 3) của ngôi sao được quang trắc trong

cụm sao!M42:quaikinhil0efFl::::::;:::::::::::cciiiiiiiiiiiiiii11111319453404112933326538 2938 53

PHAN MỞ DAULido chon dé tai

Từ thời xa xưa, nhân loại đã quan sát, tìm hiểu vé bau trời để phát biện ra

những hiện tượng thiên văn mà họ áp đặt rằng nó liên quan đến số mệnh của conngười Họ cho rằng vũ trụ được thần thánh hóa, mỗi ngôi sao trên bầu trời ứng với một

vị thần trên tran gian Nhung hau hết các nhà thiên văn thời xưa chi quan sát bau trời

và các hiện tượng nhật thực, nguyệt thực hay chỉ bằng mắt thường họ phát hiện một số ngôi sao đột nhiên xuất hiện rồi sau đó biến mat trong vòng vải tháng.

Cách đây cỡ 400 năm, Galileo Galilei là nhà khoa học tiên phong sử dụng kính

thiên văn dé quang trắc bau trời Tuy chiếc kính đơn sơ nhưng ông đã đưa ra kết quả

làm đảo lộn quan niệm vũ trụ của thế ki XVII

Quang trắc là phép do cơ ban của thiên văn quan sát thực nghiệm Giúp ta biết

được năng lượng của thiên ha, cum sao, sao và thiên thể ở xa trong vũ trụ gửi đến kính

thiên văn từ đó ta có thé xác định cấp sao Từ cấp sao và kết hợp một số phương pháp

khác ta có thé đo đạc khoảng cách sao đến Trái Dat, đo khối lượng va tính tudi sao

Sao biến quang là sao có độ sáng thay đôi theo thời gian Sao biến quang có chu

kì sáng thay đôi đều đặn hoặc không đều đặn Chu kì biến đổi sáng từ vai giờ đến hàngnăm Biên độ dao động của độ sang có thé đao động từ 15 - 17 cấp sao Việc nghiênnghiên cứu sao biến quang giúp ta biết được các quá trình vật lí diễn ra bên trong và

xung quanh ngôi sao Đồng thời cung cấp các thông tin về quá trình hình thành các thiên thê trong vũ trụ.

Như tất cả mọi người, ai cũng từng một lần ngắm sao trên bầu trời về đêm Em

cũng thế, em thích khám phá bên trong lòng vũ trụ ngay từ lúc đi học Đó cũng là

nguồn cảm hứng dé theo đuôi đam mê về Thiên văn học và muốn tìm hiểu sâu hơn Thật vinh dự khi được thay hướng dẫn về Thiên văn học chọn đẻ tải khóa luận tốt nghiệp “Khao sát đặc tính một số sao biến quang ở Thành phố Hồ Chí Minh”.

Mục đích của đề tài:

Sử dụng kính thiên văn Takahashi chụp ảnh sao biến quang và xử lí hình ảnh

bằng phần mềm IRAF Sau đó so sánh kết quả với một luận văn hay khóa luận khác xử

lí hình ảnh bằng phần mềm khác.

Mục tiêu của đề tài

Đo cấp sao nhìn thấy của sao biến quang chụp bằng kính thiên văn Takahashi

và so sánh các kết quả thu được

Đối tượng

Sử dụng kính thiên văn Takahashi, CCD dé chụp ảnh sao biến quang Dùng

phần mềm IRAF phân tích, xử lí hình ảnh, do cấp sao của sao biến quang.

Phạm vi nghiên cứu

Tìm hiểu kính thiên văn Takahashi ở Trường Đại học Sư phạm Thành pho Hồ Chi Minh, CCD va phan mềm IRAF trên hệ điều hành Linux.

Phương pháp nghiên cứu

Lí thuyết thu thập và xử lí thông tin từ sách, báo, luận văn và trao đôi với

GVHD.

Thực hành chụp ảnh sao biến quang bằng kính thiên văn Takahashi và CCD.

Do cấp sao bằng phần mém IRAF va DS9,

Ý nghĩa thực tiễn và ý nghĩa khoa học của dé tài nghiên cứu

Qua đề tài này, ta biết được cách sử dụng kính thiên văn và phần mềm IRAF dé

đo cấp sao của sao biến quang và bồ sung một số dit liệu vào thư viện Thiên văn Đạihọc Sư phạm Thanh phó Hồ Chí Minh

CHƯƠNG 1 CƠ SỞ LÍ THUYET QUANG TRAC THIÊN VĂN

Chương | nảy trình bày những lí thuyết cơ bản việc quan sát và nghiên cứu thiên văn

nhằm tạo nên tảng cho việc tiền hành thực nghiệm.

1.1 Quan sát bầu trời

1.1.1 Thiên cầu và các đường, các điểm cơ bản trên thiên cầu.

Khi ta quan sát bầu trời từ Trái đất, ta quá nhỏ bé so với Trái đất, tầm nhìn bị

giới han bởi đường chân trời Đường chân trời bao quanh chúng ta, khi đó bau trời như một mặt cầu không lỗ úp xuống, gọi là Thiên cầu [1] (có thể nói cách khác là một mặt cau tưởng tượng có bán kính vô cùng lớn, trên đó có gắn các vi sao va các thiên thé,

trong đó tâm của thiên cầu là nơi ta đứng quan sát) [3] trên đó có các vì sao và thiên

the Vị trí của mỗi thiên thé được xác định bằng hệ tọa độ: hệ tọa độ chân trời và hệ

tọa độ xích dao.[1]

Trên Thiên cầu, các vì sao được con người chia thành từng nhóm gọi là cácchỏm sao, khoảng cách giữa chúng gan như không đôi

Vì Trái đất quay, nên ta quan sát sẽ thấy các vì sao chuyên động củng nhau

vạch ra những quỳ đạo của chúng gọi là đường nhật động Những đường nhật động là

những đường tròn đồng tam, có tâm gần sao Bắc đâu.[3]

- Các điểm cơ bản trên thiên cầu [3]

+ Thiên đỉnh Z, thiên dé Z’: là hai điềm thang hang va đôi xứng nhau qua tâm thiêncau, trong đó thiên đình là điểm nằm trên đỉnh đầu của ta (ta đứng ở tâm thiên cầu) khi

ta ngước lên nhìn thăng lên trên.

+ Thiên cực P, P’: là hai điểm tring với cực Bắc và cực Nam của trục Trái Dat

Truc thiên cực song ong với trục của Trái Dat, do trục Trái Dat quay nên suy ra trục

thiên cực cũng quay, hay nói cách khác là thiên cầu quay

+ Các cực Đông, Tây, Nam, Bắc (Ð, T, N, B): nam trên mặt phẳng chân trời (mặtphăng chân trời là mặt phăng có bán kính của thiên cầu vả vuông góc với đường nỗi

hai điểm thiên đỉnh và thiên dé), cách đều nhau một góc 90° và theo thứ tự: nếu ta đứng tại tâm O nhìn về hướng Bắc thì tay phải là Ð, tay trái là T va sau lưng là N.

- Các đường cơ bản trên thiên cầu [3]

+ Đường chân trời: là đường tròn giới hạn của mặt phẳng chân trời.

+ Xích đạo trời: là đường tròn giới hạn của mặt phẳng (có bán kính bang bán kính

thiên cầu) chứa tâm thiên cầu và vuông góc với đường nỗi hai thiên cực Có vô số

đường xích đạo trời.

+ Kinh tuyến trời: là đường tròn có bán kính bằng bán kính thiên cầu và đi qua bốn

điềm: hai thiên cực, thiên đỉnh vả thiên để Có vô số đường kinh tuyến trời

+ Đường nửa ngày: là hình chiếu của kinh tuyến trời lên mặt phẳng chân trời Đường nửa ngày là một đường thăng.

+ Vòng thăng đứng: là đường tròn có bán kính bằng bán kính thiên cau, di qua thiên đỉnh, thiên để và vuông góc với mặt phăng chân trời Có vô số vòng thăng đứng.

+ Vòng giờ: là đường tròn có bán kính bằng bán kính thiên cầu và đi qua hai thiên

Đường kinh tuyên trời : ƒ” Tường xichdzoires

Dường chân trời -.

Hình 1.1 Các đường, điểm cơ bản trên thiên cầu

đường chân trời) - (hình1.2) Vì nhật động, độ cao h va độ phương A của thiên the M

sẽ thay đôi, bên cạnh đó, từ những điểm khác nhau trên mặt đất sẽ quan sát thấy thiên

thê M ở những vị trí khác nhau, chính vì vậy hệ này phụ thuộc vảo vị trí người quan

sát và thời điểm quan sát, đo đó hệ tọa độ này không thẻ ghi chép vị trí chính xác của

đà

`

một thiên thé.

Hình 1.2 Hệ tọa độ chân trời

- Hệ tọa độ xích đạo: dùng xác định tọa độ nhất định của một thiên thẻ

+ Hệ tọa độ xích đạo 1 (vòng cơ ban: xích đạo trời XyX°D và kinh tuyến trờiPM'P'P): Toa độ của thiên thé M xác định bằng xích vĩ 5 (góc tính từ đường xích đạo

trời đến thiên thé) - (hình 1.3) Do nhật động nên thiên thé vẽ những vòng trong nhỏ song song với xích đạo trời, do đó xích vĩ không thay đổi Bên cạnh đó, cũng không

thay phụ thuộc vả noi quan sat Góc giờ t thi thay đổi theo nhật động va phụ thuộc vao

nơi quan sát,

+ Hệ tọa độ xích đạo 2 (vòng cơ bản: xích đạo trời, điểm cơ bản: điểm Xuân phân

+): Toa độ thiên thé M xác định bằng xích vĩ ồ và xích kinh a (góc từ điểm Xuân phân

y đến hình chiếu M' lên đường xích đạo trời) - (hình) Vì điểm Xuân phân y gần nhưnằm yên trong không gian (bỏ qua sự biến động) nên xích kinh a của thiên thé không

bị thay đối vì nhật động, bên cạnh đó nó cũng không phụ thuộc vào nơi quan sát Như

vậy ta thay cả xích kinh và xích vĩ đều không thay đôi vì nhật động và cũng không phụ

10

thuộc nơi quan sát nên hệ tọa độ này dùng dé xác định vị tri của thiên thê trên bầu trời

trong các bản đồ sao va dùng toàn thé giới

Hình 1.3 Hệ tọa độ xích dao [3] ;

- Hệ tọa độ Hoang đạo (vòng cơ ban: vòng Hoang dao HyH’H với Bac Hoàng

đạo x va Nam Hoàng đạo `): Tọa độ của thiên thé S được xác định bởi Hoàng vĩ B

(khoảng cách góc từ thiên thé đến đường Hoàng đạo) và Hoàng kinh L (khoảng cách

từ điểm Xuân phân y theo chiều ngược với chiều nhật động đến hình chiếu S* của thiênthê lên đường Hoàng đạo) - (hình 1.4) Hệ tọa độ nảy được sử dụng thuận tiện cho việc

theo dõi vị trí của các thiên thé trong hệ Mặt Trời.

:

11

1.2 Lí thuyết quang trắc thiên văn

Quang trắc thiên văn là một phan của thiên văn vật lí nghiên cứu cường độ bức xạ ma

ta nhận được từ các thiên thể như: thiên hà, cụm sao sao Bức xạ đó được đặc trưng

bởi độ roi (Brightness), Nói chung, cường độ bức xạ đo được của một thiên thê được xác định bởi độ rọi mà nó tạo ra Trong thiên văn độ rọi có đơn vị là cấp sao (Độ rọi trong vật lí được tính qua flux).[3] Quan sát độ rọi của sao qua cấp sao được phát hiện

từ rat sớm bởi khoảng thé ki II TCN bởi nhà thiên văn người Hy lap là Hipparchus Dựa trên cơ sở là mat người có thê nhận ra sự khác biệt của hai nguôn sáng nếu độ roi của chúng hơn kém nhau 2,5 lan,

Việc đo đạc cường độ bức xạ của các thiên thê giúp ta biết được các thuộc tính của cácthiên thé 46, Cường độ bức xạ của một thiên thé cho ta biết các thông tin của thiên thé

đó như: nhiệt độ, năng lượng, kích thước và những thuộc tính khác của thiên thê Đặc biệt từ cường độ bức xạ của thiên thé ta có thé ước lượng khoảng cách từ thiên thẻ đến Trái Đất.

1.3 Cấp sao

1.3.1 Cấp sao nhìn thấy (cấp sao biểu kiến)

Cấp sao nhìn thấy (m - magnitude) của một thiên thể (ngôi sao, hành tỉnh, ) là một

thang đo về biéu kiến của vật thé tinh theo lôgarit của mật độ photon phát ra bởi vật

thê nhận được trong một đơn vị thời gian bởi máy thu Vật thê càng sáng thì m càng có

giá trị nhỏ (hay nói cách khác là một thang đơn vị đặc biệt biểu dién độ roi của các

thiên thể trong thiên văn, kí hiệu của cấp sao nhìn thấy là m với quy ước là: sao có cấp sao nhìn thấy càng bé thì sao có độ roi cảng lớn) Nếu hai sao khác nhau n cấp thì độ

roi khác nhau (2.512)? lan Như vậy ta có thé suy ra được nếu hai sao khác nhau 5 cấp

thì độ rọi khác nhau 100 lần Ta có tỉ số độ rọi:

m; cap sao nhìn thay ứng với Ey

m› là cap sao nhìn thấy ứng với E>

như vậy ta có thê suy ra 2 sao khác nhau năm cap thì:

12

—L =(2,512)”"” =100

Trong đó:

E; là độ roi của sao |

E> là độ roi của sao thứ 2

Ta có thé viết lại dưới dạng khác:

E

log = 0,4(m, — m,)

Công thức trên gọi la công thức Pogson (dat theo tên nhà thiên văn Anh N.R Pogson)

Sao mở nhất mà mắt ta còn nhìn thấy được là sao cấp 6 Với kính thiên văn thì

ta có thé thay được sao cấp 20 Như vậy, công dụng của kính thiên văn giúp ta phát hiện thêm những thiên thé trên bau trời ma mắt tran không nhìn thay được.

Cấp sao nhìn thấy là một đại lượng có thể xác định được bằng quang trắc (thông qua độ roi) Vì cấp sao nhìn thấy của một ngôi sao ôn định là không thay đôi nên độ roi là một đại lượng không đổi, đặc trưng cho ngôi sao đó Tuy nhiên nó không

biểu thị năng lượng bức xạ của sao [1]

1.3.2 Cấp sao tuyệt đối (Absolute Magnitude)

Cấp sao của một ngôi sao không chỉ phụ thuộc vào năng lượng bức xạ mả còn

phụ thuộc vào khoảng cách của nó đến Trái đất Cấp sao nhìn thay không thé thé hiệnđược điều nảy, nên trong thiên văn người ta quy định thêm cấp sao tuyệt đối

Cấp sao tuyệt đối (M) là cấp sao nhìn thay nếu như khoảng cách của chúng đếntrái dat bằng nhau (va không tính đến sự hap thụ của khí quyên) Khoảng cách nói trên

là 10 pasec (1 pasec ứng với góc thị sai hàng năm bằng giây) Cap sao tuyệt đối củamột ngôi sao có thê xác định qua cấp sao nhìn thấy và thị sai hàng năm

Cấp sao tuyệt đối M là đại lượng dùng dé so sánh năng lượng thực có của các

sao Cấp sao tuyệt đối của các sao được quy ước là cấp sao nhìn thấy néu khoảng cách

từ chúng đến Trái Dat nhỏ hơn hoặc bang 10 pasec Ta có mối liên hệ giữa cấp saotuyệt đối và cấp sao nhìn thay như sau:

M =m+5+S5logz7=m+5-—Slogd

trong do:

13

M là cấp sao tuyệt đối

m là cấp sao nhìn thấy

7 là thị sai hang nam

đ là khoảng cách từ sao đến trái đắt.

Vào năm 1912 Một nhà thiên văn nữ người Mỹ đã nhận thấy một số sao biếnquang trong chùm sao Cephheus (thiên vương) có chu kì biến quan tỉ lệ với cấp saotuyệt đối: Chu ki càng đài, cấp sao càng lớn Vậy ta có thể dựa vào chu kì biến quancủa những sao loại này dé có thé tính được cấp sao tuyệt đối của chúng, từ đó có thê

xác định khoảng cách của chúng chu kì nay có thé xác định bằng quang trắc thiên văn.

Như vậy cấp sao tuyệt đối phản ánh chính xác hơn về kha nang bức xạ của sao Năngsuất bức xạ càng lớn thì cap sao tuyệt đối càng nhỏ [1]

1.3.3 Độ trưng (Luminosity)

Khái niệm độ trưng là đại lượng đặc trưng cho công suất bức xạ của các thiên thẻ (L) Khác với công suất bức xạ trong vật lí, 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 thểchiếu đến trái đất

L=4nd°E

Trong đó d: khoảng cách đến thiên thé

Nếu ta tính ti số công suất bức xạ giữa giữa hai thiên thé | và 2 thì ta có:

1.4 Sao (Star)

1.4.1 Dai cương về sao

Sao, định tỉnh, tỉnh tú hay hằng tính là một trong những thiên thê plasma sángtrong vũ trụ, có khối lượng lớn được giữ bởi lực hấp dẫn Sao là một quả cầu khíkhông 16 nóng sáng, là lò phản ứng hạt nhân tự nhiên tỏa ra năng lượng vô cùng lớn

Ta chỉ có thé nghiên cứu sao thông qua bức xạ của nó gửi đến trái đất từ đó ta có théxác định được các đại lượng như cấp sao nhìn thay, cấp sao tuyệt đối từ các đại lượngtrên ta có thẻ biết được các thông tin cơ ban của ngôi sao như bán kính, khối lượng,nhiệt độ Từ đó ta có thẻ dự đoán được các quá trình vật lí vật lí điễn ra trên bề mặt

của ngôi sao.

Dựa vào bức xạ của sao ta có thẻ chia sao thành hai loại chính là: Sao thường

va sao biến quang Sao thưởng là sao ở giai đoạn ôn định cho bức xạ không đổi do đó

nhiệt độ, cấp sao gan như không đối Sao biến quang là sao có cường độ sáng thay

đôi.

1.4.2 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 điện cho một cách thay đổi khác nhau của ngôi sao Các ngôi sao có thé thay đổi kích thước, hình dạng hoặc nhiệt độ theo thời gian, chúng có thé thay đổi nhanh

chóng cường độ bức xạ do các quá trình vật lí xung quanh ngôi sao (bồi tụ và phun

trào) hoặc sự thay đôi này có thê bị che khuất bởi các ngôi sao hoặc hành tinh trên quỹ

đạo xung quanh chúng Điều quan trọng là một cai gì đó đang xảy ra về mặt vật lí đôi

với chính ngôi sao hoặc ở khu vực lân cận[6] Ta có thé thấy một ngôi sao lấp lánh

trên bau trời, nhưng sự biến đổi đó có thé do bau khí quyền Trái đất Các ngôi sao biếnquang tự thay đôi, không phụ thuộc vào bắt cứ điều gì xảy ra ở đây trên Trái đất.[6]

Ngôi sao biến quang đầu tiên được ghi lại vào năm 1638 khi Johan Holwarda

nhận thay rang Ceti (sau nay duge dat tén Mira) biến đổi theo chu ki 11 thang Tuy

nhiên, ngôi sao đã được phát hiện trước đó bởi David Fabricius vào năm 1596 nhưng

ông nghĩ rằng đó là một tân tỉnh Khám phá của Holwarda, kết hợp siêu tân tỉnh trước

15

đó của Tycho Brahe vào năm 1572 và của Johanes Kepler năm 1604, sự đột pha của

họ đã cho rằng các vì sao không thẻ bất biến như Aristotle và các nha khoa học khác

đã nghiên cứu Bằng cách này, việc phát hiện ra các ngôi sao biến quang đã góp phầnvào cuộc cách mạng thiên văn thé ki thứ XVI và đầu the ki thứ XVIL [9]

Ngôi sao biến quang thứ hai được mô tả là sao biến quang Algol bởi Geminiaro

Montanari vào năm 1669, nhưng sau này đã được John Goodricke trình bày và giải

thích về sự biến đổi của nó vào năm 1784 Khoảng thời gian dai sao biển quang x

Cygni được phát hiện vào năm 1686 bởi nhà thiên văn học Gottried Kirch Sau đó ngôi sao R Hydrae của Dominico Maraldi năm 1704 [9]

Dé hiéu được sự biến đôi ánh sáng của các ngôi sao như vậy, các nhà thiên văn

học đã phải quan sát sự thay đôi của chúng trong khoảng thời được chỉ định và vẽ một biéu đô hiện thị sự khác biệt về độ sáng theo thời gian Các đường biéu dién như vay gọi là đường cong ánh sáng Trong nghiên cứu về các thiên thé thay đổi độ sáng của

chúng theo thời gian, chăng hạn như các tân tỉnh, siêu tân tinh và các sao biến quang,

đường cong anh sáng là một phương pháp đơn giản nhưng có giá trị cho một nhà

nghiên cứu thiên văn học.

Các ngôi sao biến quang được ví như một phòng thí nghiệm trong vũ tru, nếu

chúng ta có the hiểu được ánh sáng từ một ngôi sao biến quang thay đổi như thé nào

thì chúng ta có thé hiểu các quá trình vật lí điển ra ở ngôi sao Nghiên cứu sao biếnquang có thé cho chúng ta biết vẻ quá trình tiễn hóa sao từ lúc hình thành đến lúc chết,

từ đó giúp ta xây đựng một bức tranh hoàn chỉnh hơn về vũ trụ mà chúng ta đangsông.[7]

Vi dụ chúng ta có các thông tin về một nguồn sáng cụ thé trong thời gian năm

1995:

Ngày, Độ sáng Ngày, Độ sáng

16

21/05 9.8 20/07 9.2 27/05 9,9 26/07 9.5

ia [es [5m 97

Bảng 1.1 Độ sáng của một nguồn sáng năm 1995 [13]

Từ ban số liệu trên, ta có được đô thi sau:

Brightness (Magnitude)

Hình 1.5 Đường cong ánh sáng don gián [13]

Biểu đồ thẻ hiện độ sáng của một vật thé thiên văn nhất định được quan sát qua

kính thiên văn qua kính thiên văn 6 ngày một lần trong một vài tháng Điều này cho

chúng ta một đường cong ánh sáng của đối tượng mả ta đã đo Nhưng các đường congánh sáng có thé được tạo ra cho bất kì phép do độ sáng nao được đo theo thời gian Vì

vậy, nêu chúng ta do số tia X được phat ra bởi một ngôi sao trong mỗi giây trong một

giờ chúng ta có thé tạo ra một đường cong ánh sáng từ những quan sát của chúng ta

Bản ghi vẽ về sự thay đổi độ sáng theo thời gian mà đường cong ánh sáng cho

chúng ta biết được quá trình nguyên lí hoạt động bên trong của các thiên thé mà chúng

ta nghiên cứu và xác định được các loại (hoặc lớp) cụ thé của các sự kiện biến đổi Vẻ

sau, khí một đường cong ánh sáng mới của sao biến quang được vẽ, chúng ta có thé so

sánh nó với đường cong ánh sáng dé xác định loại sao dang quan sát.

17

Nếu đường cong ánh sáng mà ta đo được như hình 1.6, ta sẽ xác định vật thê là

một hệ sao đôi che khuất Đường cong ánh sáng cũng cho chúng ta thay rằng phải mat

10 ngày dé một trong hai ngôi sao quay hết một vòng quanh ngôi sao còn lại Ta có thênói rằng hệ sao đôi này có chu kì quỹ đạo là 10 ngày.

Brightness (Magnitude) © ® —_

2 4 6 8 10 12

Days ———————**

Hình 1.6 Đường cong ánh sáng của hệ sao đôi (Sao biến quang do che khuất) [13]

Mặc khác, nêu đường cong ánh sáng ma ta đo được như hình 1.7, ta sẽ biết rằng

vật thê này là cái chết của một ngôi sao bởi một vụ nô lớn gọi là siêu tân tinh.

_ ui

Brightness ——» wn 3©

100 200

Time (days) ———}

Hình 1.7 Đường cong ánh sáng của siêu tân tinh [13]

Các nhà khoa học chia sao biến quan thành ba loại chính đó là sao biến quang

do che khuất, sao biến quang co nở và sao biến quang đột biến Mỗi loại sao biến

quang có những đặc điểm riêng.

Sao biến quang do che khuất là các hệ sao đôi (Binary — stars) hay hệ sao kép

(Doubles-stars) Độ sáng của mỗi ngôi sao không thay đổi nhưng do quá trình chuyển

18

động xung quanh một khối tâm chung nên chúng che khuất lẫn nhau dẫn đến quangthông đến nơi quan sát biến thiên tuần hoàn.

Sao biến quang co nở (Variable — stars) là sao có độ sáng biến đổi một cách

tuần hoàn đo quá trình vận động vật chất của ngôi gây nên Chu kì của sao này từ vài

phút đến vài năm tùy thuộc vảo kích thước của sao

Sao biến quang đột biển là những sao chỉ có thê nhìn thấy qua kính thiên văncực mạnh bong bừng sáng lên một cách đột ngột, độ sáng có thé tăng lên hàng chục

vạn lân (sao mới) hoặc cỡ triệu lan rôi tat đi Đó là sao mới và sao siêu mới [1]

19

CHƯƠNG 2 HỆ KÍNH THIÊN VĂN TAKAHASHI Ở TRƯỜNG ĐẠI

HỌC SU PHAM THÀNH PHO HO CHÍ MINH VÀ CÁC PHAN MEM

HO TRO QUANG TRAC

2.1 Hé kính thiên van Takahashi

Hệ kính thiên văn Takahashi gồm:

- Một kính thiên văn phan xạ Takahashi CN — 212 đường kính vật kính

22.5cm, tiêu cự 2630mm (2,65m).

- Kính thiên văn khúc xạ Takahashi dang ống, kính tìm FS — 78, đường kính

vật kính 12cm, tiêu cự 630mm (63cm).

20

- Bộ chân đề lắp theo kiểu xích đạo và động cơ khử nhật động EM - 200 có thê

điều khién bing tay, hoặc điều khiển nhờ phần mềm Telescope Tracer 2000.[2]

2.2 CCD camera

CCD duge phat minh vao nam 1969 boi Willard Boyle va George E Smith tai

AT&T Bell Labs [11]

Chúng được các nhà thiên văn học sử dung lần đầu tiên vào cuỗi những năm

1970, và nhanh chóng được sử dụng làm máy đò ưa thích CCD hiện nay là loại máy

đò phô biến nhất trên dai bước sóng rộng từ tia hong ngoại gần đến tia X [11]

Em chọn CCD bởi những lí do sau:

- Rat hiệu quả trong việc phát hiện các photon (hiệu quả 80-90% so với thường

<5% đỗi với tắm ảnh) làm tăng độ nhạy của kính thiên văn về:

+ Tiếng ồn tương đối thấp (nền nhạc cụ)+ Đáp ứng bước sóng rộng (tam ảnh nhạy với màu xanh lam)+ Dap ứng tuyến tính giúp hiệu chuẩn thông lượng được cái thiện (1 số

lượng trên mỗi photon)

21

Vào cuỗi những năm 1980, CCD đã thay thé các tắm anh cho tat ca trừ trường

ảnh rất lớn [8]

CHARGE COUPLED DEVICE (THINNED!

02 03 G4 09 OG OF Of 09 10 11

WAVELENGTH OF RADIATION [yeni

Hình 2.3 Số tay Thiên van CCD, Howell [I1]

2.2.1 Các thông số của CCD camera

CCD camera ST7 là loại sử dụng ban dẫn silic (1,14 eV — SeV), kích thướcCCD: (4590 x 6804) ym, tông số pixel: 390150 Cap sao giới hạn chụp được m = +14

khi t = 1s, m = +18 khi t= Imin Dung lượng của mỗi pixel: 105e(pixel Nhiều nhiệt:

le/ Ipixel 1s ở nhiệt độ 0°C Phương thức làm lạnh: bộ T.E ( hiệu ứng penche ngược).

Mã chuyển đôi A/D: 16 bit [2]

2.2.2 Cau tạo CCD

CCD (charge-coupled devices) là thiết bị tích điện kép, là một tam silic loại p

hoặc loại n, có độ dày khoảng 10um, bên trên phủ lớp oxit của ban dẫn đó với độ đày

khoảng 1/10 độ day tắm bán dẫn Trên tắm oxit cách điện này có gắn điện cực trong

suốt với bức xa roi tới, bộ phận chủ yếu của CCD là tam phăng gồm (m.n) phân tử bắt photon, mỗi phân tử được gọi la | pixel hay một 6 hay một điểm ảnh.

Các Pixel của CCD

Mỗi điểm ảnh thực chat là một tế bao quang điện loại p hoặc n hoạt động dựa

trên hiện tượng quang điện trong.

2.2.3 Nguyên tắc hoạt động của CCD

Khi bức xạ có năng lượng roi tới, bán dan hap thy photon đó, làm xuất hiện một

cặp e và lỗ trong Sau khi bức ra khỏi liên kết, electron da năng lượng vượt qua vùng

cam lên miền dẫn, tại đây chúng có thé di chuyên tự do trong tinh thé đưới tác dụng của chuyển động nhiệt và có thẻ tái nhập với lỗ trống Dé loại kha năng tái nhập, người

ta đặt hiệu điện thé hút electron tự do về miền lưu trữ ở gần điện cực va lưu trữ chúng

tại day Như vậy, tại miền lưu trữ electron, ta thu được lượng điện tích tự do có độ lớn

tỉ lệ với thông lượng bức xạ doi tới Và điều đó đúng cho mọi điểm anh khác.[6]

Mỗi điểm ảnh có thé có thê có số electron khác nhau từ quá trình trên (tức là có

ô chứa nhiều electron tùy vào số photon roi tới) Số eletron đó của từng điểm anh sẽlần lượt được chuyên đến bộ phận đọc giá trị theo từng hàng Giá trị mỗi điểm ảnh sẽđược khuếch đại và đưa vào bộ chuyến đổi tín hiệu tương tự sang tín hiệu số, cudicùng đồ vào bộ xử lí đề tái hiện hình ảnh đã chụp

23

Cũng cần biết là mỗi điểm ảnh chỉ có thé chứa tối đa một số electron nào đó mà

thôi, nêu vượt quá giới hạn chứa thi các electron sẽ bị tràn qua ô khác va từ đó sẽ làm

fae tae ve” btrugc Caves 'sssưcx Window thep

SUS OHO CHM RAQ 8 ‹c z9 CBO teow ix sw

oO|*+OB act 66 837 1§M® Pad aaiam

Sete TH trae | Homey fse] Adepsdr| Cater | ®4sSeee |

r Đeseze - [Me mm

Hình 2.7 Giao điện phần mềm CCDsoft và thẻ điều khién Camera [4]

24

Hoặc ta có thé chụp ảnh sao băng CCD H18, khi sử dung CCD HI§ thì ta dùng phan mềm Starlight dé điều khiên.

Các thông số của CCD HI8:

+ CCD type: Kodak KAF 8300 ‘Blue Plus’ full-frame CCD imager

« CCD size: Actvie area 17.96 x 13.52mm

« Pixcel size: 5.4 x 5.4uM

« Number of pixels: 8,328,304

« QE peak: approx 56% at 550Nm

+ Spectral response: KAF-8300 Quantum Efiiclency

2.3 Phương pháp xử lí ảnh

2.3.1 Phương pháp xử lí nhiễu

Quá trình xử lí ảnh là quá trình hiệu chỉnh và khử nhiễu Ta thiết lập hình ảnh

với 3 ảnh hiệu chỉnh: bias, dark, flat field va anh light của đối tượng quang trac.

Sau khi có các ảnh ta hiệu chỉnh như sau: Đầu tiên từ ảnh đối tượng light trừ đi cho anh dark Sau đó ta chia kết quả vừa thu được cho ảnh flat field sau khi đã trừ cho ảnh

dark và đã chia cho Mean Ở đây các ảnh chụp và anh dark phải có thời gian chụp

bằng nhau Ta có thẻ viết lại quá trình hiệu chính bằng phương trính sau:

Ảnh light - Ảnh dark

(Anh Flat Field - Anh dark)/Mean

Ta dùng phan mém IRAF để xử li ảnh cuỗi cùng ta được anh đã xử lí hoảnh chỉnh.

Ảnh đã hiệu chỉnh =

2.3.2 Phương pháp quang trắc

Sau khi có ảnh đã hiệu chỉnh ta dùng phương pháp quang trắc Aperture (Aperture

Photometry) dé xác định cấp sao, công thức tính cấp sao