Khóa luận tốt nghiệp Vật lý: Xác định sai số của hệ đo quang trắc dùng kính thiên văn takahashi ở trường Đại học Sư phạm thành phố Hồ Chí Minh

Lời cảm ơnĐầu 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 nh

BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠOTRUONG ĐẠI HỌC SƯ PHAM THÀNH PHO 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.

TP Hồ Chí Minh, tháng 5 năm 2019

Lê Minh Phương

WSR Ghai Daag T1 ớ ớ ởớớaơớcớ ớ ớẢớcẢCẢCẽ-nốẽnaố gã 5

2 Mure dich 0/7 1 7 ố adaaagg.ẽăẽăậ 5

OO | onsssnoeoaeobseirooeenioiinitnooodttitoginttgtny2050182112936559305898075988038851058855958857g56 5

"on .aỞ34 6

5: Phuong PBHAD.TEHIơH:GỨN;:::::::::::::::::::221212231411232112251364523156655355553514385336333555565536953525335ssể 6

lì; P.15 l cassasscoessevsszsseasscaxspusezsanessvevscauayvesanisosstsesaauatantseuseastosapaaueassvesaiatecsieniaasistsasiesseaniuaseaiis 7(SOI TH: nsniiinibiatiiiiitiiiittiitttiiigii12461003810116315003680188031188881818330813864408803380 7

Rie a ee 7 1.2 Cap sao nhìn thay (cấp sao biểu Kién) ccsssesssscessssossssscsssssesssssassussnssussavcvsssssussssensss §

1.3, Cấp sao tuyệt đối - c1 2 1 1 2122112211111 21117211211111117111111100112111711 011111 test 8

J4 Kinh thiÊD VẶN:¿:::::issccccpcciipnct00025000025020013608631656635016635356831158811668833568855568855888688 15883880 9

J:4:1./PHSDIOBIIERTĂ:¿ssssisssssarsssiaragiirasiE0ES0002221100203215221117251110066111245575856135888555533553888885Ẻ 9 1.4.2 Các đặc trưng của kính thiên văn ng ng ng ll

WA: cide ca GRE UAB cscccscozscccsescsscccesccssesosszessxocesecossoscscossexosscossseserecsstossonerenesteessze 12

FBHN” acc cốc ca acc cốc 0.2 14

SIE SEENNG c co GGC con co nn0000 H02 006416100 6815 0950526665456663508666856969095666836 0956 14

2.1 Full Width at Half Maximum (FWHM|), cc HH HH ke, 15 2.2 Kích thước hình ảnh (hay độ phan giải của CCD) — Image Scale 25

DED: (0126.1300)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.oeccccsccccssecccsesocsssesessscucssessussucsessesessesucstsscesesreacsusacseesecsesneaceassesansaceueaecess 34

3:I Hệ kính thiên văn TakaRashii(Bình 3!) 5scccscesssscsssssccssssssssssscasesscsassocssssseaserssasssasees 34 5) I0 Diệt T07 MME 112)1455215255257333511355321352312133512823013123113423853133533132380182480482299183338183533813337 35

51L IP hàn mơ II EEES :-.2425210662/257<:150551007210222221000221105223-22100221023722310223012275211302302-31 35

TÍNH TỐN SAI SO CUA HỆ KÍNH Ở TP.HCM ceeeiiiiiiee 37

4.1 Xác định cấp sao nhìn thay của các thiên thẻ bằng phan mềm IR.AF 37

4.1.1 Xác định cấp S801600I7100INGĐII980.-s4:2642520222120-621402122020452320252222535222/22236045555756555 37 4.1.2 Xác định cấp S90 Của IiỨ'CỤHfi(SĐÕ:::ccccccicstccc2220222241663572222017352650856001466658555508656 4I

4.2 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

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.¿:2:49914102141211121601422416015004125110315)1)61410314544116130111340401813310213014853111122 l6

HN 10.0 nu0 AED MRE ROAD iaaaiaieiaaeaaoaraaoraoaraoenoariẳẽ: 17

Hình 2.7: Anh flat field đã trừ dark và chia Mean 5s - s-52ccecc<cceccecxersecsereee 18Hình 2.8: Ảnh SAO151702 đã được xử lý hoàn chỉnh -¿- 6525652 Sxvcsccsrxres 19Hình 2.9: Anh cụm sao mớ M41 đã được xứ lý hoàn chỉnh -2-25©ccccsecxccss 19Hình 2.10: Ảnh cụm sao mở NGC2204 đã được xử lý hoàn chỉnh - 52 20Hình 2.11: Ảnh SAO132323 đã được xử lý hoản chỉnh 55c s5sssvcsscxrsee 20

Hình 2.12: Ảnh SAO132323 đã được xử lý hoản chính 5-22 5scsccscceczscserree 21

Hình 2.13: Anh tinh vân M42 đã được xử lý hoàn chỉnh 5 cu Series 21Hình 2.14: Anh SAO151751 đã được xử lý hoản chinh 2-5555 csccsccsrcscsercee 22

Hình 2.15: Ảnh SAO151625 đã được xử lý hoàn chỉnh 2- 5 5c s52cscscsecse- 22

Hình 2.16: Đồ thị phân bố Gauss va FWHM của một ngôi sao trong tinh vân M42 23

Hình 2.17: Hình vẽ phân bó số photon của SAO116863: size seeing 3,16 - 30

Hinh.3:1: Hệ kính.thiên văn Takaliashitt sss iisscisssisccssscossiscossssscsisascasiscassiieassssscacisascnasscasiiccs 34

Hinh 3:2:'(CODISTäiocecooeoniieonoiiioooieniiaatitiossni1025010226115635028658368ã633604685685885531635336855368855 35

Hình 3:3: Giao điện của phần mém IE.AF -cccccccccccccccsscsccesasoeee 36

Hình 3.4: Giao diện của phần mềm Stcllarium -.- s5 s55 s5 xvcsccrrxces 36Hình 4.1: Các thông số của gói pphhOLL -2- 2-22 S22 xe eEExecxeEkrrerrkrrrerrkrrrerrecrerree 37

Hữnh:4'5:'©áo thống số củã HBEifiGfBicoceoooiiiooiiiiiiodibiiiitiii0421014020010643612683081261664) 38Hibs) 3: CSc thông số của cenbenpane ss scaisisscsssecssasseussssnosassesasavsscansossssnsoacersooasianesasiseasivre 38Flesh 4:4: Các thống số của ÍfilslyPAFS c SG Go bán H200 00001000021106618061605650 1602 39Hnh:4:5: Calc tông số 'cbBDÏIGÌBBTEsuseesrosnnnesoiinsiiiiiiioiiitiitttiintidiiiotiiisiireaitnel 39

Hình 4.6: Cấp sao chính xác của SAO1 16863 xác định bằng phan mềm Stellarium 40

Hình 4.7: Cấp sao của SAO1168§63 đo được bằng phân mềm IRAE - 41

HH 8 IEMNHNIGEIISA)116B0 2 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:cccccic221002222002212112211101233112291612833813593356885588358.5 24

Bang 2.3: Giá tri size seeing năm 20 Í Í S1 Thy TH ng cờ 26

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 31 Bảng 2.6: Hình vẽ phan bo số photon của các sao, sao trong cụm sao năm 2019 32

Bảng 4.1: Kết qua do cấp sao năm 201 1 25-225 ct 2222 xecreErcrkrrkrrrkecrerrrerrrrrre 45Bảng 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 St n1 S3 11 2111172511122 11172 1117321126 47

Bảng 4.4: 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 sinhviên: 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 Nhữnghình 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 dangbức xạ điện từ mà ta nhận được từ nó Sử dụng các thiết bị để ghi nhận cường độ bức xạ củathiên hà, cụm sao, sao được gọi là quang trắc Hệ đo quang trắc là hệ thông kính thiên văn kếthợp 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

2 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.HCM.

3 Mục tiêu của đề tài

Xác định sai số của cấp sao nhìn thấy đo được bằng hệ đo quang trắc ding kính thiên vănTakahashi ở trường Đại học Sư phạm TP.HCM so với cắp sao chính xác của các ngôi sao

5

4 Cách tiếp cận

Tìm hiểu về size seeing (một trong các yêu to ảnh hưởng đến sai số của hệ kính) Sau đótính 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

5 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

1.1 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 tanhận 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 (độroi trong vật lý được tinh qua flux) Việc đánh giá độ roi của sao qua cap sao được nha thiênvan 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 [1]

Băng cách đo cường độ bức xạ của một thiên thé, ta có thé biết được một số thuộc tinhcủa nó Chang hạn như ta có thể ước đoán khoảng cách từ Trai Dat tới một thiên thẻ Ngoài

ra, nó còn cung cap cho ta thông tin vẻ toàn bộ năng lượng bên ngoàải, nhiệt độ, kích thước vamột số thuộc tính khác của thiên thê [5]

Bên cạnh đó, néu số liệu đo được là chính xác, ta có thê cung cấp cho các nha khoa học

dé họ nghiên cứu, từ đó họ có thé đưa ra các mô hình chính xác vẻ cách mà vũ trụ hoạt động

như thé nao, giúp chúng ta hiểu hơn vẻ vũ trụ bao la rộng lớn ngoài kia Ngược lại, nêu sốliệu bị sai sót, nó sẽ dẫn tới việc các nhà khoa học đưa ra các mô hình sai làm, điều đó sẽ khiến chúng ta hiểu lâm và cản trở sự phát triển của thiên văn học [6]

Có hai loại quang trắc thường được sử dụng trong thiên van:

- Quang trắc vi sai (differential photometry): Cấp sao đo được từ một ngôi sao được so

sánh với cap sao của những ngôi sao đã biết cấp sao ở vùng gan đó tại cùng một thời điểm,

từ đó, "cấp sao tiêu chuẩn” của ngôi sao có thé được xác định

- Quang trắc nên trời (all-sky photometry); Đây là quá trình phức tap hơn khi ma cấp saođược đo trực tiếp bằng cách sử dụng kết quả hiệu chỉnh ban đêm của hệ thông và điều kiệnmôi trường hiện tại bang cách sử dung một bộ các sao tiêu chuẩn bên ngoài trường nhìn

Phương pháp quang trắc vi sai để hơn nhiêu so với cách còn lại Nó cũng để chấp nhận

hơn khí điều kiện quan sát không được lý tưởng Ví đụ, nếu có một đám mây nhỏ bay ngangqua vùng trời nơi ma bạn đang chụp thì có khả nang cao là nó sẽ ảnh hưởng tới cap sao củangôi sao được dùng dé so sánh nhiều hơn so với cấp sao của sao bạn cần chụp [6]

1.2 Cấp sao nhìn thấy (cấp sao biểu kiến)

Cấp sao nhìn thấy là thang xác định độ rọi sáng của các thiên thẻ trong thiên văn, kí hiệu

là m với quy ước: sao có độ rọi càng lớn (tức là càng sáng) thì cap sao nhìn thay càng bé Haisao khác nhau một cấp có độ roi khác nhau 2,512 lần Như vậy, hai sao khác nhau năm cấp

có độ rọi khác nhau 100 lần [1]

Et = (2,512)TM2-TM = (2,5125)5 = 100 =thở

với E; là độ roi của ngôi sao 1, mị là cap sao nhìn thay ứng với Ei

E> là độ roi của ngôi sao 2, m› là cap sao nhìn thay ứng với E>

Hay có thẻ viết dưới đạng:

lee 0.4(m2— mì) (1.2)

Như vậy, cấp sao nhìn thay có thé được tính qua công thức:

E

với Eu là độ roi của sao chuan

E là độ rọi của sao đang xét

Sao mờ nhất ma mắt ta còn thấy được là sao cấp 6 Với kính thiên văn, ta có thé thay được

sao cấp 20 Như vậy, kính thiên văn có công dụng phát hiện thêm những thiên thẻ trên bầu

trời mà mắt ta không thấy được [1]

Cấp sao nhìn thấy là một đại lượng có thẻ xác định được bằng quang trắc (thông qua độ

rọï) Vì cấp sao nhìn thay của một ngôi sao ôn định là không thay đổi nên độ roi là một đạilượng không đôi, đặc trưng cho ngôi sao đó [1]

1.3 Cấp sao tuyệt đối

Cấp sao tuyệt đối của các sao là cấp sao nhìn thay của chúng nếu như khoảng cách từ

chúng đến Trai Dat là 10 parsec (1 parsec ứng với góc thị sai hằng năm bang 1 giây), kí hiệu

của cấp sao tuyệt đối là M

1.4 Kính thiên văn

Kính thiên van là dụng cụ dé nhìn những vật ở xa Đó là dụng cụ dùng dé thu tín hiệu (bức

xạ điện từ) phát ra từ các thiên thẻ Do khí quyền Trái Dat chi cho bức xạ điện từ ở vùng ánhsáng nhìn thay và vùng sóng vô tuyến đi qua nên có hai loại kính thiên văn trên Trái Dat làkính thiên văn quang học va kính thiên văn vô tuyển Ở đây ta chỉ xét kinh thiên văn quanghọc Nguyên tắc của kính này là thu gom ánh sáng từ thiên thẻ để có thẻ nhìn được những sao

có cấp sao lớn mà mắt thường không nhận ra và khuếch đại ánh lên Vì là đụng cụ quang học

nên kính thường chịu những sai lệch quang học (quang sai, sắc sai) làm méo, nhỏe ảnh nên

người ta làm kính từ thủy tinh tốt và kết hợp chúng dé loại trừ sai lệch Ngoài ra, vì là dụng

cụ thu bức xạ điện từ (những bức xạ này dé bị ảnh hưởng của môi trường) nên kính thường

được đặt ở những vùng núi cao, không khí trong lành khô rao, khí quyền ít bị xáo động Ngàynay, kính thiên van là dụng cụ cần thiết không thẻ thiểu được trong quan sát thiên van [1]

1.4.1 Phân loại kính

a) Kính thiên văn khúc xa

Kính thiên văn được cau tạo chủ yếu bởi hai phan: vật kính và thị kính

O kính thiên van khúc xa, vật kính là thâu kính (thị kinh cũng là thâu kính có tác dụng

phóng đại ảnh) (Hình 1.1).

Hình 1.1: Cau tạo chủ yếu của kính thiên văn khúc xạ [8]

Kính thiên văn khúc xạ là loại kính viễn vọng dau tiên được phát minh, va Galileo làngười đầu tiên hướng một chiếc kính nhìn xa như vậy lên bau trời đêm từ năm 1609 Những

chiếc kính thiên van khúc xạ đầu tiên có một thấu kính vật kính đơn với dạng cong phỏng

cau Điều này khiến cho ảnh bị biến dang nhiều ở gan ria của trường nhìn Cùng với đó, các

ánh sáng đỏ lục, và xanh cũng bị hội tụ ở những điểm khác nhau, một van đề được gọi là

"sắc sai" (chromatic aberration) Sắc sai khiến cho ảnh của các ngôi sao va các hanh tinh có

9

một "quảng màu” xung quanh Dé giảm những van dé nay, các kính thiên văn khúc xạ đầu

tiên cần phải có tỷ lệ tiêu cự lớn, có nghĩa là cho di kính thiên văn có một thấu kính vật

kính nhỏ thì nó cũng vô củng dai, từ ba đến sáu mét hoặc hơn Nhưng vao giữa thập niên

1750, một luật sư có tên là Chester Moore đã phát minh một chiếc kính khúc xạ với hai thấukính vật kinh, mỗi thấu kính được làm từ một loại thủy tỉnh khác nhau dé hiệu chỉnh từngphan hiện tượng sắc sai Ngày nay, tất cả các kính thiên văn khúc xạ đều có vật kính kiều

"vô sắc" (achromatic) như vậy [8]

Loại kính nảy đã được biết đến từ lâu và thường được gọi là ống nhỏm Trong số nảy cókính kiểu Kepler (Hình 1.2), kiều Galileo Nhược điểm của loại kính này là khả năng thu

gom ánh sáng không cao va bị sắc sai làm nhoe ảnh [1]

Hình 1.2: Sơ dé cầu tạo và cách hoạt động của kính thiên văn khúc xạ kiéu Kepler [9]

b) Kinh thiên van phan xạ

Loại kính này có vật kính là gương cầu hoặc gương parabol Thị kính vẫn 1a thấu kính

Có nhiều kiểu như kiêu Newton (Hình 1.3), kiểu Cassegrain, kiểu Conde [1]

Isaac Newton phát minh ra chiếc kính thiên văn phản xạ đầu tiên vào cuối thé kỷ 17.

Ong sử dụng một gương chéo nhỏ thứ hai dé bẻ góc ánh sáng ra ngoài kinh thiên văn đến

một thị kính Thiết kế vô cùng thiết thực của ông, ngày nay gọi là kính thiên văn Newtonian,

là dạng chính của kính thiên văn phản xạ đơn thuần được sử dụng ngày nay bởi các nhà

thiên văn học nghiệp dư [8]

10

Nguỏn sảng f

Hình 1.3: Cau tạo của kính thiên văn phản xạ kiểu Newton [10]

1.4.2 Các đặc trưng của kính thiên văn

Mục dich của kính thiên văn là thu gom bức xạ của thiên thé dé làm tăng mật độ bức xạ

Do vậy ma nó có thé giúp ta thay được những thiên thé mà mắt thường không thé thấy được

và tách rõ các chỉ tiết ở gần làm ta phân biệt rõ các chỉ tiết của thiên thẻ Kính thiên văn

cũng có khả năng phóng đại hình ảnh thiên thê [1]

a) Kha năng thu gom anh sáng của kính thiên van (LGP)

LGP là đại lượng đặc trưng cho khả nang thu gom anh sang cua kính, nó là đại lượng để

so sánh và không có thứ nguyên Ta biết vật kính có đường kính D càng lớn thì cảng gomđược nhiều ánh sáng, tức càng có khả năng nhận được những độ rọi thấp [1]

Gia sử kính 1 có đường kính D; thu được độ roi E;¡

kính 2 có đường kính D2 thu được độ roi Ea

LGP là đại lượng so sánh giữa hai kính:

LGP;2= (2) [1] (1.5)

Như vậy, kính có đường kính lớn sẽ có kha năng thu gom ánh sang LGP lớn.

Con ngươi của mat người có đường kính là d = 6mm và có thê nhìn đến sao cấp 6 Từ đây ta có thê suy ra công thức xác định khả năng nhìn thấy đến cấp sao nảo của kính khi

biết đường kinh D (mm) của kính đó:

minh = 2,1+ 5SIgD [1] (1.6)

II

Vậy đường kính vật kính của kính thiên văn là một thông số rat quan trọng Nó càng lớn

thì ta cảng có thê nhìn được nhiều vật thể trong vũ trụ hơn Tuy nhiên, ta không thể tăng D

lên mãi được, vi nó sẽ làm tăng thêm những sai lệch quang học va lam ảnh không chính

xác Ngày nay, người ta phôi hợp nhiều kính nhỏ đề tang D mà không làm méo ảnh [1]

với D là đường kính vat kính (mm)

c) Năng suất phân giải

Năng suất phân giải đặc trưng cho khoảng cách góc giới hạn giữa hai điểm của vật mamắt còn phân biệt được [1]

Năng suất phân giải với kính thiên văn quang học là:

120”

D [1ì (1.9)c=

1.4.3 Các kiểu đặt kính

a) Lắp đặt phương vị

Trong cách nảy thì hai trục quay của kính được đặt theo phương thăng đứng và phương

năm ngang Do đó cách đặt kinh này có thể cho ta quan sát thiên thé trong hệ toa độ chânười Và vì hệ nay phụ thuộc vào nhật động nên chỉ có thé ding dé quan sát nhất thời ma

thôi [1]

h) Lắp đặt xích đạo

Trong cách này một trục của kính (trục cực) được đặt song song chính xác với trục Trái

Dat Trục vuông góc với trục cực (trục nghiêng) sẽ song song với xích đạo trời và xích đạoTrai Đất Cách đặt kính này cho phép ta quan sát các thiên thé trong hệ tọa độ xích đạo, tứckhông phụ thuộc nhật động, và cũng nhờ cách này mà ta có thé chụp được ảnh thiên thé va

12

quan sát thiên thé một cách liên tục [1] Hệ kính thiên văn Takahashi ở trường Đại học Sư

phạm TP.HCM sử dụng cách lắp đặt này.

Ngoai ra thì với sự tiến bộ của ngành hang không vũ trụ như hiện nay, người ta đã có

thé đặt kính thiên văn ở ngoài Trái Dat, do đó tránh được ảnh hưởng của khí quyền và giúpthu được nhiều thông tin hơn Chang hạn như kính thiên văn Hubble của Mĩ (1990) [1]

lầ

PHẢN 2

SIZE SEEING

Nếu không có khí quyền, các tia sáng từ các ngôi sao ở xa truyền tới kính thiên văn của

chúng ta sẽ song song với nhau Kính sẽ hội tụ các tia sáng này thành một chấm sáng nhỏ.Thật ra, do hiện tượng nhiễu xạ, hình ảnh thu được không chính xác la một cham sang, ma la

một hình ảnh nhiễu xạ gồm các vân tron sáng tôi xen kế nhau Hình ảnh này gọi là Airy disk

(Hình 2.1) [5]

Tuy nhiên, trong thực tế, ánh sáng từ các ngôi sao phải truyền xuyên qua tang khí quyền

của Trái Đất Trong quá trình này, các tia sáng bị khí quyên của Trái Đất làm nhiễu loạn Và

khi truyền tới kính thiên văn, hình anh của ngôi sao sẽ bị nhỏe di va no rộng ra Seeing làthuật ngữ mà các nhà thiên văn học dùng dé chỉ hiện tượng này Seeing làm cho hình ảnh của

ngôi sao lớn hơn nhiều so với ảnh nhiễu xạ, va làm cho anh bị mờ di Cham sang thé hién

hình ảnh của ngôi sao mà CCD chụp được gọi là Seeing disk (Hình 2.2), vì điều kiện quan sat

ảnh hưởng rất lớn đến cường độ sáng [6]

Kích thước của seeing disk (size seeing) (đường kính góc của cham sáng mà CCD chụp

được) được đo thông qua Full Width at Half Maximum (FWHM) FWHM là bẻ rộng của mộtnửa độ cao cúa hàm phân bó Gauss Tong số photon của một ngôi sao khi truyền tới các pixeltuân theo phân bố Gauss Và FWHM là bê rộng của một nửa độ cao của hàm phân bố này

Đơn vị của size seeing là arcsecond (arcsec) Size seeing phụ thuộc rất nhiều vào điều kiện môi trường ở thời điểm quan sát: mây, gió, nhiệt độ, độ cao đặt kính Độ cao đặt kính càng cao thi seeing càng tốt (size seeing càng nhỏ), đơn gián bởi vì càng cao thì cảng it không khí

mà kính phải nhìn xuyên qua Như vậy, size seeing càng nhỏ thì điều kiện quan sát càng lýtưởng Ở một số địa diem quan sát tốt như núi Mauna Kea (cao 4200m so với mực nước bien)

ở tiêu bang Hawaii của Hoa Ki, size seeing có giá trị là 0,5 arcsec.

14

Ở đây, em sẽ tính toán giá trị của size seeing ở TP.HCM, cụ thẻ là tại Đại học Sư phạm

TP.HCM.

2.1 Full Width at Half Maximum (FWHM)

Đề tính toán size seeing, ta cần biết giá trị của FWHM Dé đo được FWHM, can sử dung

kính và CCD chụp ảnh các ngôi sao, sau đó xử lý ảnh và xác định FWHM bằng phan mém

IRAF,

I Chụp anh các ngôi sao bằng CCD và kính thiên văn

Quá trình chụp hình ảnh các ngôi sao là quá trình chụp các loại anh: fight, dark và

flat field của ngôi sao cần chụp

Anh ight là những ảnh chụp trực tiếp các ngôi sao, cụm sao trên bau trời (Hình 2.3)

Những anh dark giúp cho việc loại bỏ nhiễu do nhiệt độ làm các electron trong CCD

chuyên động được ghi nhận thành tín hiệu [3] (Hình 2.4) Anh dark có thé được chụpbang cách đóng ông kính của CCD Cuỗi cùng, những anh flat field dùng dé hiệu chỉnh

độ nhạy sáng của những pixel vì các pixel có độ nhạy khác nhau [3] (Hình 2.5) Ảnh flat

field có thé chụp bằng cách hướng kính thiên văn tới một tờ giấy trắng (Hình 2.6)

15

Hình 2.4: Anh dark 10s

16

Xứ lý anh

Quá trình xử lý hình ảnh chụp chủ yếu 1a quá trình hiệu chỉnh và khử nhiễu Dé hiệu

chỉnh các hình ảnh, ta làm như sau: Đâu tiên lay ảnh /ighr trừ đi cho ảnh dark Sau đó,

chia cho kết quá của anh flat field sau khi đã trừ cho anh dark va đã chia cho Mean (Hình 2.7) Thời gian chụp của các ảnh và dark của chúng phải bằng nhau [3] Sau khi hiệu

chỉnh, ta được ảnh đã hiệu chỉnh, Ở đạng phương trình, quá trình hiệu chính có thê viết

như sau:

Anh light Anh dark

Anh đã hiệu chỉnh = (Anh flat field — Anh dark) ¿ Mean [3]

Trong đó: Mean là giá trị trung bình số photon trên mỗi pixel của anh flat field sau

khi đã trừ ảnh dark.

Quá trình này có thé được thực hiện bằng phần mềm IRAE

Sau đây là một số hình ảnh em đã xử lý được:

op cad 0 ảnh Thời gian

A #eErommap | ¡ | họ

Cụm sao mở Mái (Hình 2.9) a 0103/2019

Cum sao mé NGC2204 (Hinh 2.10)

Pao) sara aman sa

Hình 2.8: Anh SAOI$1702 đã được xứ Í hoàn chính

19

Hình 2.10: Anh cum sao mo NGC2204 đã được xứ ly hoàn chính

20

129292 4

I }

Hình 2.12: Anh S4O132323 đã được xứ ly hoàn chính

Hình 2.14: Anh SAQISI751 đã được xư ly hoàn chính

22

3 Xác định FWHM

Sau khi xử lý ảnh xong, ta sẽ xác định FWHM của các ngôi sao cũng bằng phần mềmIRAF Ta có thé thực hiện điều này bảng cách ding lệnh imexam:

Bước |: Hiền thị hình anh can do FWHM lên DS9,

Bước 2: Chạy lệnh imexam

imexam <enter>

Lúc này, con trỏ chuột sẽ chuyển sang nhấp nháy Dưa con trỏ chuột vào vị trí ngôisao can đo FWHM trong cửa số DS9, nhắn phím “r’ Một cửa số sẽ hiện lên Đây là đôthị biểu diễn một nửa đường phân bỗ Gauss của ngôi sao (Hình 2.16) Giá trị FWHM là

giá trị ở góc đưới cùng bên phải.

Hình 2.16: Dé thị phân bố Gauss và FWHM cua một ngôi sao trong tinh vân M42

NM we

Ở đây, em sử dụng những ảnh đã được chụp trong luận văn trước đây và một số ảnh emchụp được ở thời điềm hiện tại Sau đây là các giá trị FWHM mà em đã đo được:

Bang 2.1: Giá trị FWHM năm 2011

Thiên the | Ngày chụp

24