Trong chương này, đã tiến hành thí nghiệm chụp phổ của nguồn chuẩn đèn hơi thuỷ ngân thu được các vạch phát xạ của nguồn. Xác định các đỉnh năng lượng của phổ, chọn vùng làm việc với ba vạch tương ứng với các bước sóng 4358Å, 5461Å, 5782Å. Tiến hành chụp các đối tượng thiên văn và đã chụp được phổ mặt trăng qua máy quang phổ cách tử truyền qua. Thực hiện việc khử nhiễu cho ảnh phổ thu được gồm trừ phông nền, hiệu chỉnh độ nhạy của pixel và loại bỏ tia vũ trụ qua phần mềm IRAF. Qua các bước phân tích phổ và hiệu chỉnh với nguồn phổ chuẩn để xác định giá trị bước sóng tương ứng của đỉnh phổ. Qua đó thu được các vạch phổ hydro trong vùng ánh sáng nhìn thấy như Hα ; Hβ; Hγvà vạch neon. Tìm các đặc điểm của phổ vạch như bề rộng, thông lượng và FWHM.
KẾT LUẬN VÀ KIẾN NGHỊ
KẾT LUẬN
Trong luận văn này chúng tôi đã nghiên cứu và lắp đặt hệ phổ kế dùng cách tử truyền qua và cách tử phản xạ, kết hợp với kính thiên văn Takahshi EM 200 và CCD ST7 để chụp phổ các đối tượng thiên văn trong vùng khả kiến.
Sử dụng phần mềm IRAF để khử nhiễu phổ và hiệu chỉnh phổ của đối tượng chụp.
Kết quả đạt được: Đã chế tạo máy quang phổ dùng hệ tán sắc là cách tử nhiễu xạ, với năng suất phân giải thấpR∈(64,122), độ tán sắc góc 277 (Å/độ), độ tán sắc dài 198,85 (Å/mm). Kết nối với kính thiên văn Takahashi và CCD để chụp phổ đối tượng thiên văn, hiện tại chỉ chụp được phổ của Mặt Trăng. Ánh sáng mất cường độ khi tương tác với môi trường vật chất và bị suy yếu khi qua hệ thấu kính hội tụ, cách tử nhiễu xạ làm cho ánh sáng ngôi sao với cường độ nhỏ khó có thể đến được CCD. Chúng tôi đã chế tạo máy quang phổ dùng cách tử phản xạ và thêm bộ phận gương phản xạ để hạn chế sự mất mát cường độ khi qua hệ quang học. Phổ của đối tượng thiên văn cần phải khử nhiễu do các nguyên nhân chuyển động nhiệt của các electron trong CCD, độ nhạy giữa các pixel không đồng đều và các tia vũ trụ. Chúng tôi dùng phần mềm IRAF khử nhiễu phổ đối tượng và sử dụng phổ của nguồn chuẩn đã biết các đỉnh năng lượng để hiệu chỉnh quang phổ qua đó thu được các vạch phổ phát xạ và vạch phổ hấp thụ của đối tượng chụp. Từ kết quả phân tích phổ qua phần mềm IRAF chúng tôi thu được các vạch hydro đặc trưng của dãy Balmer trong vùng ánh sáng nhìn thấy.
KIẾN NGHỊ
Để tính các đại lượng đặc trưng của máy quang phổ dùng cách tử phản xạ chúng tôi cần biết số vạch của cách tử phản xạ, nên cần trang bị cách tử phản xạ hoặc nguồn đơn sắc để từ đó tính số vạch trên milimet của đĩa CD đóng vai trò là cách tử phản xạ. Trang bị hay chế tạo nguồn hiệu chỉnh để kết nối với máy quang phổ từ đó thực hiện việc hiệu chỉnh chính xác hơn. Thời tiết ở thành phố Hồ Chí Minh mây mù, bụi rất dày và ánh sáng thành phố, nên cần thiết xây dựng phòng nghiên cứu thiên văn ở nơi hạn chế các điều nói trên.
TÀI LIỆU THAM KHẢO Tiếng Việt
1. Phùng Quốc Bảo (2002), Quang học sóng, Nxb giáo dục, TP. Việt Trì - Phú Thọ.
2. Phạm Luận (2006), Phương pháp phân tích phổ nguyên tử, Nxb đại học quốc gia Hà Nội, TP. Hà Nội.
3. Nguyễn Hữu Mẫm (2012), Sử dụng phần mềm IRAF trong quang trắc thiên văn,Luận Văn Tốt Nghiệp, Trường Đại Học Sư Phạm TP. Hồ Chí Minh.
4. Nguyễn Trần Trắc, Diệp Ngọc Anh (2005), Quang Học, Nxb đại học quốc gia, TP. Hồ Chí Minh.
Tiếng Anh
5. A. C. Phillips (2003), The Physics Of Stars, Department of Physics and Astronomy the University of Manchester, England.
6. Bohren, C. F, Huffman, D. R (1983), Absorption and Scattering of Light by Small
Particles, New York.
7. Christian Buil (2012), Design A Spectrograph, Theoretical Parameters For The Design Of A Classical Spectrograph, English.
8. Ken M. Harrison (2011), Astronomical Spectrocopy for Amateurs, Springer New York Dordrecht Heidelberg, London.
9. Richard Walker (2013), Analysis And Interpretation Of Astronomical Spectra, New York. 10. R.van Boekel, M.Min, L.B.F.M.Waters, A.deKoter,C.Dominik, M. E. van den Ancker,
and J. Bouwman (2005), “A 10 µm Spectroscopic Survey Of Herbig Ae Star Disks Grain Growth And Crystallization”, A&A 437, pp.109 – 205.
11. Shelia J.Kannappan, Daniel G. Fabricant, Charles B. Hughes (2002), “Building A CCD Spectrograph For Educational Or Amateur Astronomy”, The Astronomical Society Of
The Pacific 114, pp.577 – 585.
12. Stenve B.Howell (2000), Handbook Of CCD Astronomy, Cambridge University Press, New York.
13. Soren S.Larsen (2011), IRAF Notes For Observational Astrophysics I, The national optical astronomy observatories, USA.
15. Takahashi (2004), Instruction Manual Equatorial Mount EM – 200 USD – IT, Takahashi Seisakusho Ltd, Japan.
16. T. Pino, E. Dartois, A.-T.Cao, Y. Carpentier, Th. Chamaillé, R.Vasquez, A.P.Jones, L. d’Hendecourt , and Ph. Bréchignac (2008), “The 6.2 µm band position in laboratory and astrophysical spectra a tracer of the aliphatic to aromatic evolution of interstellar carbonaceous dust”, A&A 490, pp.667 – 672.
Website
PHỤ LỤC
KHỬ NHIỄU TRÊN ẢNH PHỔ QUA IRAF
Xử lý nhiễu trên ảnh phổ cũng tương tự như xử lý nhiễu ảnh quang trắc.
CÁC BƯỚC XỬ LÝ ẢNH [3] Bước 1: Mở terminal gõ vào.
xgterm &
Bước 2: Trong cửa sổ xgterm gõ lệnh sau để mở DS9 và vào IRAF.
ds9 &
cl
Tôi đã có được những hình ảnh Dark và Flat field chụp cùng thời gian, tôi gọi Dark này là Dark1 và hình ảnh Light và Dark chụp cùng thời gian, Dark này tôi gọi là Dark2, bây giờ tôi sẽ bắt đầu xử lý chúng.
Bước 3:Để biết các ảnh có thời gian chụp là bao lâu tôi có thể kiểm tra bằng lệnh sau:
imhead object.fits l+
Chú ý thông số exposure chính là thời gian chụp ảnh.
Bước 4: Xử lý những ảnh Dark1 sử dụng lệnh darkcombine để kết hợp các ảnh Dark1.
imred
ccdred
Chỉnh sửa một số thông số trong darkcombine gõ.
epar darkcombine
Kết quả sẽ xuất hiện một danh sách các thông số. Dùng các phím mũi tên để di chuyển xuống và thay đổi các thông số sau.
combine = “average” reject = “minmax” ccdtype = “none” process = “no” scale = “none”
Nhấn tổ hợp phím “Ctrl + D” để lưu lại và thoát ra ngoài. Kết hợp những ảnh Dark.
combine (Những ảnh Dark cần combine cách nhau dấu phẩy) (Tên mới của ảnh được tạo ra, tôi đặt tên là Dark1.fits).
Bước 5: Xử lí những ảnh Flat field sử dụng lệnh flatcombine để kết hợp các ảnh Flat field.
Tương tự tôi vào gói imred và ccdred.
imred
ccdred
Chỉnh sửa một số thông số trong flatcombine.
epar flatcombine
Kết quả sẽ xuất hiện một danh sách các thông số, dùng phím mũi tên di chuyển xuống để thay đổi các thông số sau.
combine = “median”
ccdtype = “none” reject = “none” scale = “mode” process = “no”
Nhấn tổ hợp phím “Ctrl + D” để lưu lại và thoát ra ngoài. Kết hợp những ảnh Flat field.
combine (Những ảnh Flat field cần combine cách nhau dấu phẩy) (Tên mới của ảnh được tạo ra, tôi đặt là Flat.fits).
Bước 6: Sử dụng lệnh imarithđể xử lý ảnh Dark1.fits với ảnh Flat.fits.
imarith Flat.fits – Dark1.fits FlattruDark.fits
Tôi sẽ tìm giá trị Mean của ảnh FlattruDark.fits bằng lệnh imstat.
imstat FlattruDark.fits
Sau đó tôi sẽ lấy ảnh FlattruDark chia cho Mean.
imarithFlattruDark.fits / Mean FlattruDarkchiaMean.fits Bước 7: Xử lý những ảnh Dark2 tương tự sử dụng lệnh darkcombine.
imred
combine (Những ảnh Dark cần combine cách nhau dấu phẩy) (Tên mới của ảnh được tạo ra, tôi đặt tên là Dark2.fits).
Bước 8: Lấy các ảnh Light trừ cho Dark2 ta sử dụng lệnh imarith.
imarith Light1.fits – Dark2.fits trudark1.fits
imarith Light2.fits – Dark2.fits trudark2.fits
…
Như vậy tôi có được một số hình ảnh đã trừ Dark2, tiếp theo tôi sẽ lấy các ảnh trudark.fits này chia cho ảnh FlattruDarkchiaMean.fits tôi sẽ được các hình ảnh đã hiệu chỉnh.
imarith trudark1.fits / FlattruDarkchiaMean.fits hieuchinh1.fits
imarith trudark2.fits / FlattruDarkchiaMean.fits hieuchinh2.fits
…
Như vậy tôi sẽ có được một số hình ảnh đã hiệu chỉnh.
Bước 9: Tìm tọa độ của ngôi sao làm chuẩn và một hình ảnh làm hệ qui chiếu.
Trước tiên sử dụng lệnh display để hiện thị tất cả các hình ảnh hieuchinh.fits lên các frame khác nhau của ds9.
display hieuchinh1.fits 1
display hieuchinh2.fits 2
…
Tôi sẽ chọn một hình ảnh làm chuẩn, ở đây tôi chọn ảnh hieuchinh3.fits, tiếp theo tôi chọn một ngôi sao làm chuẩn và tìm tọa độ của ngôi sao chuẩn này trên mỗi ảnh.
Tôi sẽ bắt đầu với ngôi sao chuẩn của hieuchinh1.fits trên frame số 1,di chuyển con trỏ chuột đến vị trí ngôi sao chuẩn này, nhấn phím “ c” sẽ tự động tạo ra file chứa tọa độ của ngôi sao này, thực hiện thao tác này trên các ảnh hieuchinh.fits ở các frame còn lại bằng cách sử dụng phím “Tab”, nên ghi nhớ tọa độ của ngôi sao chuẩn này của ảnh hieuchinh3.fits, sau đó tôi lưu tập tin tọa độ này với tên là scoord.txt trong thư mục chứa ngôi sao cần xử lý.
Bước 10: Tìm sự thay đổi tọa độ tương đối giữa các hình ảnh.
Mở một terminal mới (không vào iraf) chọn đường dẫn vào thư mục chứa ngôi sao cần xử lý.
Vị trí của ngôi sao chuẩn ở mỗi ảnh khác nhau, nên tôi cần tìm sự thay đổi này, tôi sẽ tạo ra một file shiftlist.txt bằng lệnh sau.
awk‘{printf(“%5i %5i”, refx-$1, refy-$2)}’ coords.txt > shiftlist.txt
Với refx và refy là tọa độ của ngôi sao chuẩn ở ảnh hieuchinh3.fits Bước 11:Tạo ra hai tập tin inlist.txt và outlist.txt.
ls hieuchinh*.fits > inlist.txt
cat inlist.txt | sed ’s/ .fits/ align.fits/’ > outlist.txt Bước 12 :Quay trở lại cửa sổ xgterm chạy lệnh imalign.
imalign@inlist.txthieuchinh3.fitscoords.txt @outlist.txt shifts=shiftlist.txt
Như vậy tôi đã có được những hình ảnh đã align có tên như sau: hieuchinh1_align.fits, hieuchinh2_align.fits, …
Bước 13: Kết hợp những hình ảnh vừa được tạo ra, tôi sử dụng lệnh imcombine.
imcombine (Những hình ảnh đưa vào để combine) output= (Tên ảnh hoàn chỉnh được tạo ra).
Ở đây tôi đặt tên ảnh hoàn chỉnh tạo ra là saohoanchinh.fits