Khóa luận tốt nghiệp Vật lý: Lắp đặt và sử dụng bộ kính lọc RGB kết hợp với kính thiên văn Takahashi trong quang trắc

Hệ kính mang một giá trị lớn lao không chi với riêng tôi mà còn với các thế hệ sinh viên trẻ tiếp nối, sẽ nghiên cứu và tiếp tục phát triển bộ mõn Thiên văn của khoa Vật lý.. Lý do chọn

BO GIAO DUC VA DAO TAO

TRƯỜNG DAI HOC SU PHAM THÀNH PHO HO CHÍ MINH

KHOA VAT LY

HUA QUANG SIÊU

LAP DAT VA SU DUNG BO KiNH LOC RGB

KET HỢP VỚI KÍNH THIÊN VAN TAKAHASHI

TRONG QUANG TRẮC

Ngành: VẬT LÝ HỌC

Mã số: 105

GV Phaw didn NGUOI HUONG DAN KHOA HOC:

TS CAO ANH TUAN

Lời cảm ơn

Dằng sau bất cứ thành công nào cũng có sự hỗ trợ chỉ bảo từ các phía.

Dé hoàn thành luận văn này, tdi xin tỏ lòng biết ơn sâu sắc đến thay Cac

Anh Tuấn Người thay đã đồng hành, tận tình giúp đỡ tôi trong quá trình thựchiện để tài nghiên cứu khoa học sinh viên và hoàn thành luận văn này Hai năm

không phải là quãng thời gian quá dài nhưng đủ để tôi tiếp thu từ thầy những kiến thức về đề tài nghiên cứu cũng như cảm hứng sáng tạo và niềm đam mê

với Thiên văn học Chúc thầy có thêm nhiều sức khỏe và thành công trong cuộcsống để tiếp tục diu dat các thế hệ trẻ thiên văn mai sau.

Tôi xin chân thành gửi lời cảm ơn đến cô Trần Quốc Hà, người đã mang hệ

kính thiên văn Takahashi (bao gồm CCD) về với khoa Vat Ly An quả nhỏ kẻ trồng cây, nhờ cd mà tôi có cơ hội được tiếp xúc và thao tác với hệ kính để thực

hiện quan sắt, ghi nhận thiên văn Hệ kính mang một giá trị lớn lao không chi

với riêng tôi mà còn với các thế hệ sinh viên trẻ tiếp nối, sẽ nghiên cứu và tiếp

tục phát triển bộ mõn Thiên văn của khoa Vật lý.

Cảm ơn Nguyễn Đức Tuyến, người bạn đã đồng hành và chia sẻ sự đam mênghiên cứu thiên văn trong suốt quá trình nghiên cứu khoa học tại khoa Vật lý

Dối với một sinh viên chuyên ngành Vật lý Hạt nhân như tôi, việc được nghiên

cứu thiên văn, tiếp xúc các thiết bị hiện đại và làm các thí nghiệm thiên văn

quả là một cái duyên khó tìm Một lần nữa xin gửi lời cảm ơn chân thành tớiquý Thay, Cõ trong khoa Vật Lý - Trường Dai Học Sư Phạm TP HCM đã tận

tình truyền đạt kiến thức trong bốn năm học Với vốn kiến thức tiếp thu trong

quá trình học không chỉ là nền tảng cho quá trình nghiên cứu khóa luận và còn

là hành trang quý báu để tôi bước vào đời một cách vững chắc và tự tin.

Cuối cùng tôi xin chúc quý Thay, Cõ dồi dào sức khỏe và thành công trong

sự nghiệp trồng người cao quý

Tp HCM, ngày 5 tháng 3 nam 2015

Hứa Quang Siêu

$2 MORBINHMAUƯNEE 835 số §ố: BAS Heise Hes RES 4

SEGRE mem tua Gọi BAN ERIS BORN 0(09snseug eae 8 5

3 PHUGNG TIEN QUAN SAT VA QUANG TRAC 9

3.1 KINH THIEN VAN TAKAHASHI 9 q3: TINH TT sec res vat stosddag thu cover xoa c ll

3.3 MAY CHỤP ANH THIÊN VANCCD , 11

Ý4 PHAN MEAIIBAYG sec Bói con cac con cc cóc : 12

4 PHƯƠNG PHÁP THỰC NGHIỆM 14

41 PHƯƠNG PHAP XU LÝ HÌNH ẢNH 14

42 PHƯƠNG PHÁP QUANG TRAC APERTURE l5

£3 QUANG TRAC BANG IRAP oc, cas cac co ŸỶŸ nẽa xox c 18

44 TÍNH DỘ LỆCH MÀU 19

4.5 CÁCH GHÉP ANH CUM SAO, TINH VAN BẰNG IRAF

46 PHƯƠNG PHAP QUANG TRAC CUM SAO

47 VEGIANDOH-R OS'S VU Of ceike 6/4626 10 s92 Oe

48 TẠO ANH MÀU BẰNG CHUONG TRÌNH DS9

S- 6:50 Geis ere oG of eted ie Woe S.s.S

5.2 KET QUA QUANG TRAC CÁC NGÔI SAO DONLE

5.3 KẾT QUẢ CỤM SAO MỞ RỘNG

GSE (Cem edo môrÔ@ngMNB ccc cà šv vỉ wae ere ee wera

Ose (OgmaenomÐr@ngMBT oi es Me OUMNH

5.3.3 Khó khăn trong ghi nhận và quang trắc cụm sao

G4 ANH MẪU 266 248 Oar

55 THU VIỆN DU LIEU

Kết luận và hướng phát triển đề tài

Tài liệu tham khảo

ii

20 21 24 24

Danh sách hình vẽ

3) MôlinimàuRBB¿¿œc¿¿ss¿ec: cv: (oi Oe Se 4

Ze GOOEY, vớ (92a 60006660100 \ VVa 09 GON, 0994200262006 6

3.1 Hệ kính Takahashi tại trường đại học Sư Phạm TP Hồ Chí Minh 10

SA BO Rihibe RSE: tao (626/062 ví Weds ene 00666 10

3.3 CCD camera ST7 được gắn thêm bộ kính lọc 12

4.1 Tăng cường ảnh ee te ee 15

4.2 Photon từ ngôi sao và nền trời đến con chip của CCD 16

43 Phuong pháp quang trắc Aperture 17

44 Ba ngôi sao làm chuẩn để xét độ lệch cho các ảnh với nhau 214.5 Nội dung trong file coords.txt, shiftlist.txt, inlist.txt, outist.txt 22 46: Comeae MAG ies 22% 05S KGAA vá li cái OS 23

4.7 Cụm sao M48 từ IRAF được vẽ ra giấy - 23

48 Cụm sao M48 từ Stellarium được vẽ ra giấy 24 4.9 Các đối tượng trên ba ảnh màu bị lệch - 25

4.10 File coords.txt và shiftlist.txt để hiệu chỉnh độ lệch cho IC4665 26

4.11 Sau khi đã hiệu chỉnh, ba ảnh màu của IC4665 được ghép lai 264.12 Caged DS0+và côês»ôRGB ‹.‹: EG ORS HK 27

5.1 Gian đồ H-R các ngõi sao đơn lé 31

5.2 Cum sao mở rộng M48 qua 2 kính lọc 33

5.3 Tương đồng giữa các ngéi sao trong M48 ghi nhận được với

Stel-DI NHI c222924203 v06 bit LORS SEER SARS KR KEES 03/638 33

5.4 Giản dé H-R cho sao C, E, F, G trong cụm sao M48 34 5.5 Hai Vj trí các sao C, E, F, G trên dãy chính của giản đồ H-R 34

5.6 Cụm sao mở rộng M67 qua 2 kính loc 36

5.7 Tương đồng giữa các ngôi sao trong M67 ghi nhận được với

Stel-JAKE 6 te ca kAC6 Here VỲÀ026760330320)230/00h ape eestor 36

5.8 Giản đồ H-R thực nghiệm cho M67 375.9 Gian dé H-R cho M67 từ www.astrophysicsspectator.com 38

5.10 Cum sao mở rộng M67 qua kính Blue trước và sau khi xử lý 39

5.11 Cụm sao mở rộng C4665 qua kính Blue trước và sau khi xử lý 395.12 Cum sao mở rộng [C4756 qua kính Blue trước và sau khi xử lý 40

B.S Tỉnhven MẪU: scree Kaw toc ERSTE HG ca co 41

TRINA REN, eisxsxs Hi Hán han get9 me «¿co 42

5.15 Cụm sao mở rộng ICAG65 ỐẮ 42

iv

Kết quả quang trắc các sao trong M67

or 6 © 6 Ore @ Ue, (6 6e Se (6° 6

eee eer ee B00 @ Ẳ@:629~/62.0

Lý do chọn đề tài

Trong linh vực nghiên cứu thiên văn vũ trụ thì phép quang trắc vô cùng quan trong vì qua đó ta sẽ thu được nhiều thông tin giá trị về các sao, thiên

hà, vũ trụ Trên thế giới, lĩnh vực thiên văn càng ngày càng phát triển cùng

với sự tiến bộ của công nghệ và kĩ thuật Ở Việt Nam, lĩnh vực này cũng đã có

bước phát triển tốt Với hệ kính thiên văn hiện đại Takahashi đặt tại trường đại

học Sư Phạm TP Hồ Chí Minh, ta có thể bước đầu tiếp cận với lĩnh vực mới

mẻ này Trên là lý do tôi chọn đề tài này để góp phần xây dựng bộ dữ liệu thiên

văn cho trường Và qua khóa luận tốt nghiệp này, kết quả thu được sẽ bổ sungthêm các số liệu mới cho hệ thống dữ liệu của kính từ trước tới nay và cũng làmtiền đề cho công tác nghiên cứu và giảng dạy mai sau

Mục đích nghiên cứu

Đề tài này đặt mục đích là sử dụng phần mềm chuyên dụng trong thiên văn

là IRAF và DS9 để xử lý, quang trắc sao qua hệ kính loc RGB kết hợp với kính

thiên văn Takahashi Khi quang trắc xong sẽ thu được thông tin về sao và từ

đây ta vẽ sao lên giản đồ H-R Cuối cùng là lập thư viện các ảnh chụp cũng như

các dit liệu liên quan dé làm nguồn tư liệu cho học tập và nghiên cứu về sau.

Đối tượng nghiên cứu

Sử dụng kính hệ kính Takahashi và CCD ST7 để chụp ảnh thiên hà, sao, cụm sao, tỉnh vân, hành tỉnh qua bộ kính loc RGB Quang trắc sao bằng phần

mềm IRAF và DS9

Nhiệm vụ nghiên cứu

e Khoi phục hệ kính lọc RGB và kính thiên văn Takahashi.

e Tìm hiểu cách sử dung chương trình IRAF và DS9 trong việc xử lý và quang

trắc ảnh thiên văn đã được ghi nhận qua kính lọc

e Chụp ảnh sao qua hệ kính loc, xử lý, quang trắc và vẻ sao đó lên giản đồ

H-R.

e Lập thư viện dit liệu thiên văn.

Ý nghĩa khoa học và thực tiễn đề tài nghiên cứu

Những vấn đề trong luận văn này là quan trọng cho việc học hỏi và tiếp cận

đến lĩnh vực thiên văn quan sát Tuy có thé sẽ không đạt được những giá trị tốt

nhất nhưng luận văn này là quá trình tiếp theo sau đề tài nghiên cứu khoa học

trước của tôi Do đó luận văn sẽ có thêm cái mới, cải tạo những việc hạn chế của dé tài khoa học Nhưng trên hết là xây dựng một bộ dif liệu cho trường dé

tạo điều kiện phát triển cho các nghiên cứu sau này.

Phương pháp nghiên cứu

Phương pháp nghiên cứu lý thuyết

e Nghiên cứu tài liệu về hệ kính lọc trong quang trắc.

e Nghiên cứu hai phương pháp quang trắc trong chương trình IRAF.

Chưcng 1

TONG QUAN

Việc mắm sao đã trở nên hữu ích từ ngàn xưa Thuở sơ khai của ngành thiên

văn đó làviệc ngắm sao, mô tả bâu trời, xác định vị trí sao Theo sự tiến bộ

của khoahoe, ki thuật ngành thiên văn đã có một bước tiến rất xa và phát triển

một ngath mới đó là vật ly thiên văn Các nhà khoa học đã dẫn biết đến các

ngôi sao nờ hơn, xa hơn so với thời gian trước Ngoài ra con người đã biết thêmrất nhiều về khoảng cách, nhiệt độ, mật độ và các tính chất khác của các thành

viên trons vũ trụ như thiên hà, sao, cụm sao, quasar Cho đến nay, với số liệu

kết quả tìu được về các thành viên này, các nhà khoa học vẫn chưa thỏa mãn

và ho var tiếp tục tìm tòi, phát hiện thêm thiên thể mới, thậm chí làm đi làm lại các th nghiệm quan sát để mong tiếp cận đến sự chính xác hơn.

Nghiên cứu về độ lệch màu của các ngôi sao, cụm sao là một hướng nghiên

cứu đã x:ất hiện từ lâu Việc quang trắc đóng vai trò rất quan trọng và trong

đó có phương pháp quang trắc qua các kính lọc để tính được độ lệch màu Từ

những thing tin đo đạc ta có thể hiểu thêm các tính chất của sao hay các thiên

thể khác, Mặc dù sớm hình thành nhưng hướng nghiên cứu này vẫn còn tiếp tục được phá: triển và được quan tâm từ nhiễu nhà khoa học Ở Việt Nam, hướng

nghiên cứu quan sát, quang trắc thiên văn vin chưa phát triển do đó để tiếp

cận lĩnh vực này cũng khá khó khăn.

Thang 5/1953, bài báo của H.L Johnson và W,W Morgan được phát hành.

Bài báo này có đề cập đến độ lệch màu của các ngôi sao Trong đó tác giả có trình bày về hệ thống quang trắc gồm có dãy bước sóng ở vùng hồng ngoại và

tử ngoại Bài báo này còn đưa ra một đanh sách các ngôi sao kèm theo các giátrị B-V, V, M, Bang số liệu này có thể được dùng tham khảo trong luận văn.

Nhưng bộ số liệu này vẫn chưa day đủ, chưa bao hàm các ngôi sao trên bau trời Nên có một vài ngôi sao quang trắc được thì trong bảng số liệu này không có.

Hiện tại phần mềm Stellarium có thể thay thế để lấy thong tin và so sánh kếtquả quang trắc

Nam 1992, Arlo U Landolt viết một bài báo nói về quan sát của ông bằng hệ thống quang trắc UBVRI UBVRI là hệ thống 5 dãy bước sóng ứng với vùng tử

ngoại, ánh sáng lam, ánh sáng lục, ánh sáng d6, vùng hồng ngoại Ông quang

trắc những ngôi sao có cấp sao từ 11.5 đến 16.0 Một ngôi sao được thực hiện

quang trắc trung bình khoảng 29 lan trong 19 đêm nên kết quả của 6ng rất chi

tiết và có độ chính xác cao So với thời gian làm luận văn, thời tiết và thiết bị,

kĩ thuật hiện tại thì kết quả của luận văn này cũng chỉ dừng ở mức tham khảo.

Bên cạnh hai bài báo trên là bài nghiên cứu khoa học sinh viên của tôi vào

nam 2014 Nghiên cứu năm vừa rồi chỉ dừng ở việc quang trắc cấp sao và hiệu

chỉnh lại kính Luận văn này sẽ tiếp tục nghiên cứu về quang trắc nhưng có gắn

thêm kính lọc Với bộ kính lọc RGB không đủ điều kiện để có thể làm quang

trắc qua hệ thống UBVRI như của Landolt và hệ thống thiên văn cũng khôngtốt cũng như nơi quan sát không lý tưởng nên mục đích luận văn này là nghiên

cứu về cách thực hiện quang trắc qua kính lọc và so sánh một số kết quả quang trấc được so với bộ số liệu của Stellarium.

Chương 2

CƠ SỞ LÝ THUYET

2.1 BỨC XA ĐIỆN TỪ

Bức xạ điện từ bao gồm từ trường và điện trường kết hợp với nhau Chúng

biển thiên và lan truyền với vận tốc ánh sáng trong không gian Mọi bức xạ đều

đặc trưng ở bước sóng và gồm các bước sóng trải dài trên thang sóng điện từ

Thang sóng điện từ bao gồm bước sóng của bức xa gamma, tia X, tử ngoại, ánhsáng nhìn thấy, hồng ngoại, vô tuyến Ngoài ra bức xạ điện từ còn mang tính

chất hạt Nghia là bức xạ điện từ là các hat photon mang năng lượng = hc/À

và đi chuyển bằng vận tốc ánh sáng.

Bức xạ điện từ chiếu đến sẽ mang thông tin về nơi chúng sinh ra Do đó khi

nghiên cứu về bức xạ điện từ từ các thiên thể ta sẽ biết được thông tin và tính chất của chúng Bức xạ từ vũ trụ gửi tới bị hấp thụ hoặc phản xạ bởi khí quyển

Trái Đất trên một dai rộng của phố điện từ Tia gamma, tia X và bức xạ tử

ngoại bị hap thụ bởi các nguyên tử và phan tử trong khí quyền Trái Đất Bức

xạ hồng ngoại bị hấp thy trong một vùng phổ rộng bởi các phân tử nước và

dioxit cacbon Sóng vô tuyến có bước sóng dài bị phản xạ ngược vào vũ trụ bởi

các lớp quyển ion ở phía trên khí quyển trái đất [1] Bức xạ vũ trụ truyền đến

mặt đất chỉ có bước sóng thuộc 2 vùng Đó là:

e \~ 0,4 — 3m thuộc vùng ánh sáng khả kiến và hồng ngoại gần.

® A ~ Imm — 30m thuộc vùng vô tuyến.

22 \fO HINH MAU RGB

2.2 MO HÌNH MAU RGB

Anh sáng kha kiến là bức xa điện từ có bước sóng từ 400 — 700nm Trong

thang sóng diện từ môi ánh sáng đơn sắc có bước sóng trong khoảng nào đó.

Nhưng cảm giác mau sắc chỉ mang ý nghĩa vẻ mat sinh học, còn trong vật lý

nói đến mau sắc là phải được đặc trưng bởi bước sóng M6 hình mau RGB quan

niệm ánh sáng khả kiến được chia làm ba vùng chính: đỗ (A = 600 — 700nm)

lục (A = 500 — 600mm), lam (A = 100 — 500nm) ứng với ba thanh phan mau

được ki hiệu là R, G, B Điều đó có nghĩa là ánh sang khả kiến là sự tong hợp

tit ba ánh sáng đơn sắc trên Ví dụ vật có mau trắng là vật đó phản xạ ánh sáng

có ba thành phan bang nhau Vat có màu đỏ là vật phan xa ánh sang có thành

phan đỏ nhiêu hơn Tóm lại khi thay đổi tỉ lệ các thành phan H G và B, người

ta có thể tạo ra vô số màu khác nhau

23 CAP SAO

2.3 CAP SAO

2.3.1 Cấp sao biểu kiến

Cấp sao biểu kiến là đại lượng đặc trưng cho độ sáng của ngôi sao ở khoảng

cách thực từ nơi quan sát tới sao Một số quy ước cho cắp sao biểu kiến:

e Thiên thể càng sáng giá trị cấp sao biểu kiến càng nhỏ Mắt người có thé

quan sát được thiên thể mờ có cấp sao biểu kiến là 6.

e Độ sáng thiên thể tăng 100 lần thì giá trị cấp sao biểu kiến giảm đi 5 cấp.

e Sao Vega được lấy làm chuẩn trong thang đo cấp sao biểu kiến Do đó, cap

sao biểu kiến của sao Vega bằng không.

Nếu thiên thể và sao Vega có độ roi là E và Ep thì cắp sao biểu kiến của thiên

thể đó được tính theo công thức 2.1.

tà

m= 2.5log- (2.1)

2.3.2 Cấp sao tuyệt đối

Thiên thể sẽ sáng hon hay mờ đi khi khoảng cách tới nơi quan sát gần hay

xa Diễu đó cho thấy cấp sao biểu kiến không thể đánh giá được độ sáng thực tế của thiên thể Người ta đưa ra đại lượng cấp sao tuyệt đối để thé hiện độ sáng thực của thién thể Cấp sao tuyệt đối là cắp sao quan sát được khi thiên thể đó

ở khoảng cách 10ps Một thiên thể có cấp sao biểu kiến m và ở khoảng cách d

thì cấp sao tuyệt đối M được tính bằng công thức 2.2.

M =m+5 — 5logd (2.2)

2.4 GIẢN ĐỒ H-R

Giản đồ H-R do hai nhà thiên văn học là Hertzsprung và Russell thành lập

năm 1910 Giản dé thể hiện thành công mối quan hệ giữa nhiệt độ với độ trưng

của các sao Các sao có đặc tính giống nhau sẽ hợp thành từng nhóm trên giản

5

24 GIẢN ĐÔ H-R

đà, Dita trên giản đồ chính ta có thể xác định được các tính chất của sao trong

các giai đoạn tiến hóa

Hình 2.2: Giản đỏ H-R

Sao hình thành từ bụi và khí Bui và khí co lại do hấp dẫn, hình thành tiền

sao Tiên sao nim ở vị trí phải đưới của giản đồ, tiền sao tiếp tục co lại hìnhthành sao Khi sao tiễn hóa, độ sáng và màu sắc thay đổi, vi vay chúng di chuyểntrên đáy chính, Sao nặng và nóng nim trên cùng diay chính Sao nhẹ và lạnh ở

cuối day chính Dén một giai đoạn tiếp theo, chúng sẽ rời khỏi day chính hìnhthành xao kénh, Với những sao nặng hau hết sẽ tiến hóa rất nhanh, khi chúng

rời khôi dãy chính, chúng sẽ dé dan hình thành sao siêu kênh đỏ nam ở phải

trên giản đỏ Cuối cùng thi các ngôi sao số có sự kết thúc khác nhau, trong đó

có sao lin trắng nam ở trái dưới của giản đỏ

Ngoài ra giản dé H-R còn thể hiện mối tương quan giữa quang phố và cấp sao tuyệt đối Hoặc quang phố được thể hiện thông qua độ lệch mau B-V.

25 CUM SAO

2.5 CUM SAO

2.5.1 Cum sao cầu

Các ngôi sao tập hợp lại với độ tập trung như một khối cầu được gọi là cụm sao cau Các ngõi sao trong cụm sao cầu sinh ra cùng thời với thiên hà nên các sao này là sao già Chúng phân bố quanh Ngân Hà như vệ tỉnh Ngân Hà và có

thành phần €, Fe ít hơn mặt trời

2.5.2 Cum sao mở rộng

Cụm sao gồm các ngôi sao tập hợp lại nhưng rải rác không có độ tập trungcao như cụm sao cầu được gọi là cụm sao mở rộng Các ngôi sao này được hình

thành từ một đám mây phân tử nên chúng có cùng thời điểm sinh ra nhưng có

sự tiến hóa khác nhau Các sao trong cụm mở rộng còn khá trẻ và đang trong

giai đoạn ổn định nén chúng nằm rải rác trên dãy chính của giản dé H-R.

2.6 ĐỘ LECH MÀU B-V

Màu sắc của ngôi sao phụ thuộc vào nhiệt độ của nó Sao nóng sẽ có sắc

xanh hơn và sao lạnh hơn sẽ có sắc đỏ hơn Kính lọc màu được sử dụng để đo

bước sóng khác nhau của ánh sáng từ ngôi sao [2] Với mỗi kính lọc màu ta sẽ

thu được bức xạ điện từ ứng với dãy màu mà kính lọc được, từ đó tính đượccấp sao ứng với từng dãy màu

Kính lọc B (blue) là kính lọc xanh đương, ánh sáng qua kính lọc nằm trong

vùng ánh sáng xanh bước sóng từ 400 — 500nm Kính lọc V (visual) là kính lọcvùng ánh sáng nhìn thấy Kính lọc này cho bức xạ điện từ có bước sóng gin

vùng xanh lá - vàng qua [2] Với 2 loại kính lọc này, ta quang trắc được cấp sao thiết bị tương ứng là mạ và my Giá trị cấp sao qua kính lọc có một hệ thống tiêu chuẩn quang trắc UBV được Jonhson va Morgan công bé vào năm 1953 [3] Cấp sao chuẩn này được cho bởi công thức 2.3 và 2.4 [4].

B =m, + Tb(m¿ — my) + Zb (2.3)

V =m, + Tu(mạ — m,) + Zu (2.4)

ĩ

26 DO LECH MAU B-V

Trong dé:

e B, V là cắp sao chuẩn

@ mụ, m, là cấp sao thiết bị.

e Tb, Tv là hệ số chuyển đối ứng với loại kính lọc B, V.

e Zb, Zv là lượng hiệu chỉnh cấp sao ứng với loại kính lọc b,v.

Có được B, V ta sẽ có được chỉ số B-V B, V là một trong hai chỉ số màu

trong hệ thống quang tric UBV Như đã nói ở trên độ lệch màu B-V còn là

một thông số trên giản đồ H-R Theo định luật chuyển đời Wien thì ứng với

một nhiệt độ, thì ngôi sao sé bức xạ ra cường độ cực đại ở một bước sóng xác

định Cấp sao phụ thuộc vào cường độ ánh sáng bức xạ Cho nên với hai kínhlọc này, ta quang trắc được cấp sao sẽ có được giá trị B-V đặc trưng cho quang

phổ cũng như nhiệt độ của ngôi sao đó Chỉ số B-V ứng với nhiệt độ và quang phổ được trình bày ở bảng 2.1 [5].

Bảng 2.1: Tương ứng giữa loại quang phổ, nhiệt độ,

Chương 3

PHƯƠNG TIỆN QUAN SÁT VÀ

QUANG TRẮC

3.1 KINH THIÊN VAN TAKAHASHI

Kính thiên văn Takahashi là hệ kính thiên văn hiện đại có chan dé lấp theo kiểu xích đạo và động cơ khử nhật động Kính được lắp đặt tại trường Đại học

Su Phạm thành phố Hồ Chí Minh {6}

Thông số kĩ thuật

e Kính phản xa dạng ống, kính tìm, CN - 212 đường kính vật kính 22,5em.

e Kính khúc xa dang ống, kính tim, FS - 78 đường kính vật kính 12cm.

e Hệ khử nhật động trong hệ tọa độ xích đạo EM-200.

e Trụ đỡ nhôm đường kính 12-13em, dài 120cm.

e Sử dụng phần mềm điều khiển Telescope Tracer 2000

e 2 đối trọng.

LÍ KÍNH THIÊN VAN TAKAHASHI

Hình 3.1: Hệ kính Takahashi tại trường đại hoe Sư Phạm TP Hỗ Chí Minh.

II

32 KINH LOC

3.2 KINH LOC

Bộ kính lọc RGB được sử dụng gồm 3 kính lọc hiệu Kenko SP đường kính

49mm.

e Kính lọc Red cho ánh sáng có 600nm < A < 700nm đi qua.

e Kính lọc Green cho ánh sáng có 500nm < A < 600nm đi qua.

e Kính lọc Blue cho ánh sáng có 400nm < A < 500nm đi qua.

3.3 MAY CHỤP ANH THIEN VĂN CCD

Máy chụp ảnh thiên van CCD hoạt động dựa trên hiện tượng quang điện trong CCD là bộ phận chính của máy chụp ảnh thiên van được làm từ silic

loại p hoặc n, dày khoảng 10um Trên mặt CCD có tráng một lớp mỏng oxit

cách điện day khoảng 1/10 tắm silic Bên trên lớp oxit, gắn một điện cực trong

suốt để ánh sáng có thể truyền qua [7] CCD được chia thành nxm phần tử bắt

photon hay gọi là píxel.

Máy chụp ảnh thiên văn CCD xuất ra một loại ảnh đối tượng (light) và ba

ảnh hiệu chỉnh (flat field, dark, bias):

e Ảnh light là ảnh đối tượng cần quan sát Nghĩa là ảnh light ghi nhận photon

từ thiên thể nhưng đồng thời cũng ghi nhận photon nhiễu từ nền trời cũng

như tín hiệu do electron chuyển động nhiệt.

e Ảnh flat field là ảnh hiệu chỉnh ghi nhận photon nền trời và cũng chịu ảnh

hưởng của electron chuyển động nhiệt,

e Anh dark là ảnh chỉ ghi nhận tín hiệu nhiễu từ electron chuyển động nhiệt.

e Ảnh bias ghi nhận tín hiệu nhiễu từ mach điện tử, tin hiệu này được gọi

là tín hiệu bias, Tín hiệu bias tao ra sai khác giữa các pixel ảnh Trong

ảnh dark cũng có tín hiệu bias nên tôi không cần sử dụng ảnh bias để hiệuchỉnh.

Máy chụp ảnh thiên văn CCD được sử dụng là CCD CAMERA ST7 với các

thông số kĩ thuật [8} [6]:

ll

141 PHAN MEM IRAP

e Cau tạo từ bán dẫn silic (1,14 eV - 5eV)

e Kích thước CCD: (4590 x 6804).

e Tổng số pixel: 390 150.

e Dung lượng của mỗi pixel: 10° e/pixel.

e Nhiễu loạn nhiệt: Ie/1pixel/1s ở nhiệt độ 0°C.

e Phương thức làm lạnh: bộ T.E dùng mạch điện tử.

e Mã chuyển doi A/D: 16 bit.

e CẤp sao giới hạn: m=+14 khi t=1 giây và m =+18 khi tel phút.

3.4 PHAN MEM IRAF

IRAF là từ viết tắt của "Image Reduction and Analysis Facility”, là hệ thông

gom các gói phan mềm ứng dụng cho việc xứ lý và phân tích dữ liệu thiên văn.

Chương trình được viết và pho biến bởi nhóm lập trình viên IRAF của dai quan sát thiên văn quốc gia (The National Optical Astronomy Observatories -

12

34 PHAN MEM IRAF

NOAO) ở thành phố Tucson, thuộc tiểu ban Arizona, Hoa Ki NOAO được điều

hành bởi hiệp hội các trường đại hoc nghiên cứu về thiên van (The Association

of Universities for Research in Astronomy - AURA) Dưới sự thỏa thuận hợp

tác của quỹ khoa học quốc gia, http://iraf.noao.edu/iraf/web/ (The National

Science Foundation) [9||10]

IRAF sử dung giao diện dòng lệnh để thực hiện công việc xử lí và phan tích hình ảnh, mỗi cõng việc có một tập tin kèm theo gồm các tham số mà người

dùng có thể thay đổi để hiệu chỉnh giá trị đầu ra để đạt kết quả phù hợp Bên

cạnh đó, IRAF còn cung cắp các gói lệnh khác phục vụ cho việc nghién cứu,

người dùng có thể truy xuất từ nhiều nguồn khác qua cửa sé khai báo lệnh một

cách dé dang [10], [1]

13

mỗi 6 pixel gây ra độ nhạy khác nhau cho từng 6 pixel nên sau khi khử tín hiệu

nhiễu nhiệt, ảnh light phải được xử lý bằng ảnh flat để hiệu chỉnh lại các pixel

có độ nhạy khác nhau.

Ảnh light được hiệu chỉnh xong được gọi là ảnh hiệu chỉnh Ảnh hiệu chỉnh,

light, flat và dark liên hệ nhau bởi công thức:

ảnh light — ảnh dark (ảnh flat — ảnh dark)/mean

Trong đó mean là giá trị trung bình số photon của ảnh flat sau khi trừ dark

Dé tăng tín hiệu của mỗi 6 pixel, các tim ảnh hiệu chỉnh phải được ghép lại

với nhau Việc ghép các ảnh này lại được gọi là tăng cường ảnh Tăng cường ảnh sẽ cho ảnh hoàn chỉnh có tín hiệu rõ hơn Khi ghép ảnh phải đảm bảo vị

trí sao trên mỗi tắm ảnh phải chồng lên khớp với nhau thì số tín hiệu trên mỗi

6 của từng ảnh mới có sự tăng giảm giống nhau Việc ghép các ảnh chồng lên

nhau và tín hiệu của ảnh ghép rõ hơn được minh họa qua hình 4.1.

ảnh hiệu chỉnh = (4.1)

4.2 PHƯƠNG PHAP QUANG TRAC APERTURE

ay =.

) (c)

Hình 4.1: Tăng cường Anh.

4.2 PHƯƠNG PHÁP QUANG TRAC APERTURE

Quá trình photon đập lên oon chip của CCD là quá trình ngẫu nhiên va được

thế hiện rõ qua hình 1.2 Có thé thấy rõ số photon đập lén con chip có sự đóng góp từ nền trời và ngôi sao xì vay trên vùng ảnh có ngôi sao luôn có sự đồng

góp photon từ nền trời và ngõi sao Phương pháp này là phương pháp đo số

photon của ngôi sao đập vào con chip hay nói cách khác là tính số photon từ

ngôi sao đến và được hiển thị rrên hình ảnh [8] [6] [12).

Hình 4.3 cho thấy ba đường tròn được vẽ xung quanh ngôi sao để tính toán

số photon của sao Tổng số photon Ä'¿„„ (nền trời và ngôi sao} rơi vào vùng hình

tròn xanh được tính qua biếu thức:

Nà = Noas + Ngày (4.2)

e No là số photon tit ngôi sao đến con chip của CCD

e N,,,, là số photon từ nên trời tới con chip CCD

n

"+ : P “AI a+ g ` ` ` P ` ` `

Toàn bộ phan diện tích giới hạn bởi 2 đường tron mâu cam eó miu nén déu

nhau (những chấm trắng đều nhau), điều đó cho biết toàn bộ photon đập lên

\

42 PHƯƠNG PHÁP QUANG TRAC APERTURE

Hình 4.2; Photon từ ngôi sao và nên trời đến con chip của CCD

phần diện tích này đến từ nền trời Do photon đến từ nền trời là đêu nhau nên

có thể tính được mật độ photon từ nền trời z đập lên vùng diện tích nay qua

biểu thức 4.3.

tổng số photon trên diện tích vành khăn

~ điện tích vành khăn

Vậy số photon từ nên trời được hiển thị trên tam ảnh tại một vùnz điện tích

s bất kì bằng tích của mật độ với diện tích s Ap dụng mật độ này cho vùng

điện tích giới hạn bởi đường tròn xanh thì tong số photon đập lên con chip có

thé tính được là:

a (4.3)

Nhưng Lư Neo + Sa (4.4)

e Slà điện tích giới hạn hỏi đường tròn màu xanh.

12 PHUONG PHÁP QUANG TRAC AIERTURI

Hình 4.3: Phương pháp quang trắc Aperture

® @ là thông lượng ánh sáng từ ngôi sao tới CCD

e s là diệc tich mat cầu chứa ngôi sao làm tâm và bán kính là khoảng cách

đến tre cat

CCD dược thiết kế phù hợp hoạt động trong một khoảng bước sóng nào đó,

ngoài ra qua trình tiễn hóa của ngôi sao rất lâu và năng lượng ánh sáng tới từ

ngôi sao that lâu mới biến thiên (khoáng cách sao tới trái đất đến hàng triệu

năm Anh sine) nên có thé xem năng lượng ánh sáng từ sao tới CCD là hang số.

Khi đó thone lượng ánh sáng gửi tới CCD là

!

e © là nang lượng photon ánh sáng từ ngôi sao.

ef là thời gian phơi ảnh

Lúc này công thức tính cấp sao 2.1 được bien đối thành

43 QUANG TRAC BẰNG IRAF

Như da dé cập ở trên thì e = hằng số va diện tích s phụ thuộc khoảng cách

từ trái đất đến ngôi sao, do khoảng cách này rất xa nên có thể xem s không đổi.

Do sao Vega là seo được lấy làm chuẩn với cap sao m=0 nên Ey = hằng số Vậy

có thể đặt 2.5logE — 2.5log(z/s) = C = hằng số để suy ra công thức tính cấp

sao cuối cùng là:

Ä.-ẩ

im ~2.ãlog—ts, —T” +C (4.9)

Việc xác định bán kính các hình tròn trên hình 4.3 đều dựa trên bán kính R

của đường tròn màu xanh Bán kính R được chọn sao cho toàn bộ photon ánh

sáng từ ngôi sao đều rơi trọn trong đường tròn xanh bán kính R này R được

tính R = 3.FWHM trong đó FWHM là chiều rộng độ cao một nữa của tổng

số đếm photon sao trong khoảng thời gian phơi ảnh t Photon rơi vào con chip

CCD là quá trình ngẫu nhiên và tuân theo hàm phan bố Gauss,

4.3 QUANG TRAC BẰNG IRAF

Theo phương pháp quang trắc Aperture, IRAF đưa ra công thức cấp sao:

Mag = Zmag — 2, 5log( Flux) + 2, Slog(Itime) (4.10)

e Mag là cấp sao nhìn thấy quang trắc được.

@ Zmag là lượng hiệu chỉnh lại điểm gốc để tính cấp sao.

e [time là thời gian phơi sáng của tấm ảnh.

Zmag là lượng hiệu chỉnh giữa cấp sao thực nghiệm và cắp sao chính xác Do

đó quang trắc phải được thực hiện với các ngõi sao dé có thể tính được Zmag

hoàn hao, Zmag phụ thuộc vào thời tiết, nhiễu loạn không khí của từng đêm và

thiết bị Do đó trước khi quang trắc tính toán cấp sao, thong số Zmag cho đêm

đó phải được tính và khai báo lại cho chương trình.

Theo công thức 4.10, cấp sao đo được bằng IRAF MAGry và cấp sao lý

thuyết A/ 4G; được tính:

MAG rn = 25 — 2, 5log( ƒluz) + 2, 5log(Itime) (4.11)

M AGrr = Zmag — 2, 5log( flux) + 2, 5log(Itime) (4.12)

18

44 TÍNH DO LECH MÀU

Giá trị 25 ở phương trình 4.11 là giá trị Zmag mac định của IRAF, Lượng

hiệu chỉnh Zmag ứng với MAG zr là giá trị cần tìm Thực nghiệm và lý thuyết phải xét trên cùng một ngõi sao và cùng điều kiện ghi nhận do đó khi lấy phương

trình 4.11 trừ cho 4.12 sẽ thu được phương trình 4.13 là biểu thức tính Zmag.

MAGry — MAG,r = 25 — Zmag (4.13)

Sau khi lượng hiệu chỉnh Zmag được tính, giá trị này phải được khai báo lại

thay cho Zmag đã mặc định trong IRAF.

4.4 TINH DO LECH MAU

Sao chụp qua kính lọc được quang trắc bằng phương pháp Aperture dé tim giá

trị cấp sao thiết bị mạ, m„ Trong hệ thống tiêu chuẩn quang trắc của Johnson

và Morgan có rất nhiều ngôi sao đã được tính toán ra cắp sao chuẩn Việc tính

toán hệ số chuyển đổi và lượng hiệu chỉnh cho kính đòi hỏi phải tìm hai sao để

làm chuẩn Hai sao đó phải có cắp sao phù hợp với kính và cùng thời điểm quan