Mở mái che của đài thiên văn, khóa các chốt của mái che lại để tránh việc mái va chạm với ống kính.
Tắt hệ thống máy lạnh.
Khởi động máy vi tính.
Bật công tắt nguồn của ổn áp lên.
4.2.2. Điền khiển kính thiên văn
Điều khiển kính vào vị trí làm việc (trục kính nằm ngang, ống kính hướng lên thiên đỉnh).
Cắm các dây cấp giữ liệu của kính thiên văn với máy tính.
Sử dụng chương trình Telescope tracer 2000a (TT2000) để điều khiển kính thiên văn.
Các bước điều khiển kính đến sao cần quan sát trên bầu trời sử dụng chương trình TT2000.
Bước 1: Chạy chương trình TT2000, vào file/ port và chọn COM5 (COM5 là cổng kết nối với kính thiên văn).
Bước 2: Chọn lnit từ bảng điều khiển nhập kinh độ, vĩ độ nơi quan sát (HCM có
= 10045’00’’, = 106040’00’’) như (hình 4.1) chọn “Ok”. Sau đó adjust thiên đỉnh. Bước 3: Chọn ngôi sao bất kỳ nằm bên hướng đông để kiểm tra kính có chạy chính xác hay không.
Bước 4: Sau khi kiểm tra, chúng ta chọn bất kỳ sao nào trên màng hình sơ đồ sao của chương trình, sau đó nháp chuột trái và chọn vào phần tọa độ của sao như (hình 4.2).
Bước 5: Nhập tọa độ xích kinh, xích vĩ của sao cần quan sát vào bảng tọa độ như (hình 4.3).
Bước 6: Bấm “Go” kính thiên văn sẽ quay đến vị trí sao đã chọn.
Đặc điểm của kính quay:
- Nếu quan sát các sao ở phía đông thì ống kính sẽ quay sang phía tây và ngược lại.
- Nếu quan sát các sao ở phía nam thì ống kính sẽ quay sang phía bắc và ngược lại.
Chú ý: Trong quá trình kính quay phải xem xét không cho ống kính bị vướng hoặc va chạm với bất cứ vật gì. Nếu trường hợp xảy ra thì bấm “stop” trên bảng điều khiển để ngừng hoạt động của kính và dùng thiết bị điều khiển bằng tay để xoay kính ra khỏi vị trí va chạm.
4.2.3. Khi kết thúc quan sát
Mở máy lạnh ở nhiệt độ 260,ở nhiệt độ đó thì tránh được sự chênh lệch giữa nhiệt độ bên trong và bên ngoài đài thiên văn hạn chế tác động nhiệt đối với kính.
Tắt hết các thiết bị. Đặc biệt xem xét công tắt nguồn của ổn áp đã tắt hay chưa. Vì nếu không tắt thì kính thiên văn sẽ tự nhật động và ống kính sẽ va vào mái che dẫn đến ống kính bị hư hỏng.
4.3. CHỤP ẢNH QUA CCD ST7
4.3.1. Các bước điều chỉnh phần mềm điều khiển CCD
Bước 1: Lấp CCD ST7 (gọi tắt là CCD) vào ống kính thiên văn.
Bước 2: Bật máy biến thế 220 V – 24 V để cung cấp điện áp 24V cho CCD hoạt động. Đèn phía dưới của CCD sẽ sáng lên, chờ vài giây để CCD hoạt động bình thường.
Bước 3: Sử dụng phần mềm CCD soft CCD Astronomy software version 5 (gọi tắt CCDsoft) để chụp các đối tượng quang trắc. Chạy phần mềm CCDsoft
camera/control setup như (hình 4.4).
Bước 4: Trong mục camera chọn SBIGST7/7E/7xE sau đó chọn Temperature chọn nhiệt độ (50) khi chụp như (hình 4.8).
Hình 4.8: Chọn các chế độ chụp
Hình 4.4: Cài đặt cho CCD Hình 4.5: Điều chỉnh nhiệt độ CCD
Hình 4.7: Chụp ngôi Sao để chỉnh hội tụ Hình 4.6: Nút chỉnh hội tụ
Chỉnh hội tụ: Xoay nút như (hình 4.6) để thay đổi khoảng cách giữa gương cầu và gương phản xạ. Ban đầu chúng ta xoay hết theo chiều kim đồng hồ, sau đó xoay chậm ngược lại, chụp ngôi sao đến khi nào cho hình ảnh rõ nét như (hình 4.7). Ghi lại số vòng quay được (7,5 vòng).
Bước 6: Chụp ảnh ở các trạng thái Light, Dark, Flat field.
Vào CCDsoft camera/control Take Image và chọn các lệnh tương ứng với từng cách chụp ảnh (hình 4.8).
4.3.2. Cách chụp cụm sao qua các kính lọc sắc
Chụp Light:
Lắp 3 kính lọc sắc; màu trắng, màu xanh dương (B), màu xanh lá cây (V).
Đầu tiên chụp ngôi sao gần cụm sao cần chụp qua kính lọc trắng, để đưa hình ảnh ngôi sao vào giữa hình ảnh một cách nhanh nhất, sau đó điều khiển kính đến đối tượng quang trắc và chụp với các kính lọc sắc B, V .
Chụp Dark: Ngay sau khi chụp Light.
Chụp Flat field: Chụp bầu trời với các kính lọc sắc B, V khoảng 4h – 4h30 sáng và chụp Dark ngay sau khi chụp Flat field.
Chú ý:
Thời gian chụp đối tượng ở các chế độ Light, Dark, Flat field phải bằng nhau.
Thời gian phơi ảnh không quá lâu vì chuyển động của kính và ngôi sao không đồng nhất kết quả chụp không chính xác. Để có kết quả chính xác ta cần chụp nhiều lần, trong thời gian ngắn.
Ví dụ: Cần chụp cụm sao đó trong 600s chúng ta nên chia 3 lần chụp, chụp trong 60s. Sau đó chúng ta cộng gộp 3 tấm hình đó lại.
4.3.3. Ảnh hưởng của nhiệt độ môi trường đến CCD Nhiệt độ. Nhiệt độ.
Khi điều chỉnh nhiệt độ của CCD để thực hiện việc chụp ảnh, nên điều chỉnh nhiệt độ không thấp hơn nhiệt độ mà phần mềm cho phép.
Như (hình 4.8) trong mục recommended selpoint là giới hạn nhiệt độ hiện tại.
Nhiệt độ càng nhỏ thì làm giảm sự chuyển động nhiệt của các electron tự do (nên chọn 50).
Nếu nhiệt độ lớn thì electron tự do chuyển động nhanh làm nhiệt độ CCD tăng lên, độ nhạy trên các ảnh điểm sẽ chênh lệch lớn làm kết quả chụp sẽ không chính xác và làm khó khăn trong quá trình xử lý kết quả.
Mây, gió, độ rung của tòa nhà.
Các yếu tố mây, gió hay độ rung của tòa nhà đều ảnh hưởng đến hình ảnh chụp qua CCD. Mây, gió làm cho hình ảnh không rõ nét và bị nhèo. Còn độ rung của tòa nhà làm ảnh hướng tới thân kính làm sai lệch khi thân kính chuyển động theo ngôi sao.
4.4. PHƯƠNG PHÁP XỬ LÝ ẢNH 4.4.1. Cơ sở lý thuyết
Quá trình xử lý hình ảnh chụp qua CCD chủ yếu là quá trình hiệu chỉnh và khử nhiễu. Thiết lập hình ảnh với 3 ảnh hiệu chỉnh: bias, dark và flat field và hình ảnh light của đối tượng quang trắc. Những ảnh tối không chỉ cung cấp các mức độ thông tin và độ đen tối hiện tại mà nó còn cung cấp những thông tin sai lệch của một hình ảnh. Việc sử dụng các thiết lập cơ bản để hiệu chỉnh các hình ảnh CCD là như sau: Đầu tiên trừ đi cho ảnh Dark từảnh đối tượng của bạn (light). Sau đó, chia cho kết quả của ảnh
Flat field sau khi đã trừ cho Dark. Đó là tất cả việc cần làm để khử nhiễu của một hình ảnh. Ở dạng phương trình, quá trình hiệu chỉnh có thể viết như sau:
Để chúng ta vẽ được họa đồ H – R, thấy được phân bố sao trong cụm sao thì phải dựa vào các ảnh đã qua hiệu chỉnh khi chụp ở các kính lọc U, B, V. Vì các ngôi sao trong cụm sao mở đều có khoảng cách đến Trái Đất gần như nhau nên chỉ cần chụp đối tượng quan sát qua hai kính lọc là B, V là có thể đủ cơ sở để biểu diễn sự phân bố sao trong cụm sao.
Ảnh đã hiệu chỉnh =
Ảnh Light – Ảnh Dark
Ảnh Flat Field – Ảnh Dark
Khử nhiễu
Để khử nhiễu do CCD và nền trời gây ra, ta lấy hình chụp Light của đối tượng quang trắc trừ đi cho Dark, sau đó chia cho hình chụp Flat field khi đã trừ Dark. Ta dùng các chức năng trong mục Processing của phần mềm IRIS như (hình 4.9)
Cộng gộp hình ảnh
Vì ở mỗi lần chụp điều kiện môi trường khác nhau nên độ sáng của ngôi sao ở mỗi lần chụp sẽ khác nhau nên ta gộp nhiều tấm hình đã khử nhiễu để có tấm hình với độ sáng của các ngôi sao hoàn chỉnh. Sử dụng chức năng Command trong phần mềm IRIS.
Ví dụ: Gộp 2 tấm hình M12.5 và M12.6 đã khử nhiễu (hình 4.10) (chụp vào tối 8/3/2011).
Viết câu lệnh trong chức năng Command: “coregister M12.5 M12.6”
Ta được một hình ảnh với độ sáng của các ngôi sao hoàn chỉnh hơn (hình 4.11).
Để có thể vẽ được họa đồ H – R của cụm sao ta phải tìm được cấp sao nhìn thấy (mB, mV) của các ngôi sao trong cụm sao đó. Dùng phần mềm IRIS, CCDSoft Version 5 hoặc IRAF đều có thể tìm được cấp sao nhìn thấy (m) của ngôi sao.
Tìm cấp sao nhìn thấy của ngôi sao dùng phần mềm IRIS (ví dụ về cụm sao cầu M12 được chụp vào tối ngày 8/3/2011)
Đầu tiên ta tìm FWHM của ngôi sao đó. Sau đó vào mục Analysic của phần mềm IRIS vào Aperture Photometry như (hình 4.12). Chọn số vòng, bán kính vòng tròn và cấp sao giới hạn (m = 16) trong mục Circle number Ok.
Đưa vòng tròn vào chính giữa ngôi sao cần tìm cấp sao rồi nhấp chuột trái. Trong bảng hiện ra cho ta thông số và cấp sao của ngôi sao đó như (hình 4.14).
Hình 4.10: M12.5 và M12.6
Hình 4.14: Cấp Sao nhìn thấy và thông tin của ngôi sao
Hình 4.15: Thứ tự từ trong
Để tính được cấp sao nhìn thấy của một ngôi sao dựa trên cơ sở sau (hình 4.15).
Chọn vòng tròn R1 cho diện tích xung quanh sao Aap, R2 và R3 cho diện tích nền trời. Sau đó ta thực hiện như sau:
Đo số đếm trên mỗi pixel của nền trời Ssky bằng cách lấy tổng số đếm giới hạn bởi R2, R3, chia cho diện tích nền trời.
Đo tổng số đếm của sao giới hạn bởi R1 là Nap. Cấp sao được tính theo công thức:
(4.5)
Với C = 23,5 ÷ 26, texp là thời gian mởống kính khi chụp.
Việc xác định bán kính R1 cần được chọn sao cho toàn bộ thông lượng của sao phải chứa 100%, R1 = 3.FWHM. Với FWHM là bề rộng một nửa chiều cao của tổng số đếm của sao. Để xác định vị trí đỉnh và FWHM chúng ta cần phải hiệu chỉnh số đếm sao theo hàm Gauss ta được hàm PSF (Point spread function).
4.4.2. Các bước xử lý ảnh
Bước 1: Chụp đối tượng quang trắc với các kính lọc B, V ở các chế độ (Light, Flat Field, Dark).
Bước 2: Khử nhiễu qua công thức (4.4), sau đó gộp các hình ảnh đã khử nhiễu để được hình ảnh hoàn thiện.
Bước 3: Dùng chức năng Analysic (phân tích) của phần mềm IRIS để tìm cấp sao nhìn thấy của ngôi sao trong các hình chụp ở chế độ B, V.
Bước 4: Tìm cấp sao nhìn thấy của nhiều ngôi sao trong cụm sao. Từ đó ta tìm được hiệu mB – mV của từng ngôi sao trong cụm.
Bước 5: Vẽ lên trục ox là mB – mV, oy là mv áp dụng cho từng ngôi sao trong cụm từ đó ta vẽ được dãy chính của sự phân bố sao trong cụm sao đang quang trắc như
(hình 4.16). Sau đó tìm nhiệt độ của từng ngôi sao trong cụm qua công thức
8540 ( B V) 0,865 K T m m (4.6) exp 2.5 lg Nap A Sap sky m C t
4.5. XỬ LÝ KẾT QUẢ QUANG TRẮC MỘT SỐ CỤM SAO MỞ
Vì kính lọc R, B, V của CCD ST7 trong phòng thiên văn của trường có những mảng bám lớn do oxi hóa nên ánh sáng không đi qua được (hình 4.17), chỉ sử dụng được kính lọc trắng. Trong thời gian làm luận văn thì chưa sửa chữa xong các kính lọc màu, nên trong luận văn xin được trình bày cách xử lý kết quả quang trắc với hình ảnh chụp được qua kính lọc trắng. Áp dụng cách xử lý tương tự cho hình ảnh chụp qua các kính lọc sắc.
4.5.1. Kết quả quang trắc
Thời gian quang trắc: 18h đến 3h sáng từ ngày 10/10/2011 đến 1/4/2011.
Những đối tượng đã chụp được trong thời gian nghiên cứu:
Bảng 4.7: Danh sách các đối tượng chụp được STT Tên Xích kinh Xích vĩ Cấp sao texp Thời gian 1 Sirius 6 h 45 m - 160 42’ -1,46 5 s 19/10/2010 2 M50 7 h 3,2 m -80 20’ 5,9 30 s 30/11/2010 3 M44 8 h 40 m 190 59’ 3,1 20 s 7/12/2010 4 NGC2169 6 h 8,4 m 130 57’ 5,9 40 s 5 M45 3 h 47 m 240 7’ 1,6 10 s 6 M44 8 h 40 m 190 59’ 3,1 30 s 7 Hyades 4 h 27 m 150 52’ 0,5 20 s 16/12/2010 Hình 4.17: Kính lọc màu bị hỏng
8 NGC2232 6 h 28 m - 40 50’ 3,9 20 s 9 NGC2244 6 h 31 m 40 56’ 4,8 10 s 10 Hyades 4 h 27 m 150 52’ 0,5 30 s 19/12/2010 11 M50 7 h 3,2 m -80 20’ 5,9 30 s 12 M44 8 h 40 m 190 59’ 3,1 20 s 13 NGC1918 5 h 19 m - 690 39’ CXĐ 60 s 20/12/2010 14 Mel25Hyades 4 h 27 m 160 00’ 0,5 20 s 15 M45 3 h 47 m 240 7’ 1,6 5 s 16 NGC1981 5 h 35 m - 40 25’ 4,2 30 s 27/12/2010 17 NGC1918 5 h 19 m - 690 39’ CXĐ 30 s 18 NGC2232 6 h 28 m - 40 50’ 3,9 20 s 19 NGC2244 6 h 31 m 40 56’ 4,8 20 s 6/1/2011 20 NGC2232 6 h 28 m - 40 50’ 3,9 60 s 21/1/2011 21 NGC2244 6 h 31 m 40 56’ 4,8 20 s 24/1/2011 22 Ic4665 17 h 46 m 50 43’ 8,27 30 s 23 M5 15 h 18,6m 20 05’ 5,8 30 s 24 M10 16 h 47 m - 40 06’ 6,6 30 s 25 M12 16 h 47 m - 10 56’ 6,6 30 s 26 M18 18 h 19,9m - 170 8’ 7,5 30 s 27 M21 18 h 4,6 m - 220 30’ 6,5 30 s 28 M44 8 h 40,1m 190 59’ 3,7 30 s 29 M67 8 h 40,1m 110 49’ 6,1 30 s 30 NGC6709 18 h 51 m 100 19’ 6,7 30 s 31 M53 5 h 35 m - 40 25’ 4,2 30 s 8/3/2011 4.5.2. Xử lý kết quả quang trắc
Đối tượng chọn để xử lý là cụm sao mở NGC 6709 (chụp vào tối ngày 8/3/2011).
Thông tin về cụm sao mở NGC 6709: Cụm sao mở NGC 6709 có khoảng 60 ngôi sao và có tuổi khoảng 315 triệu năm. Nó nằm khoảng 5° về phía tây nam của sao
Zeta Aquilae và khoảng 6° đông bắc của cụm mở IC 4756. Ba trong số những ngôi sao nổi bật nhất của nó tạo thành hình dạng của một tam giác bên phải.
NGC 6709 có:
Xích vĩ: 18h 51m 18s; Xích kinh: +100 19’ 06’’; Kinh độ: 420120’; Vĩ độ: 40715’. Khoảng cách đến trái đất: 1075 ps ; cấp sao nhìn thấy m = 6,7.
Tuổi của cụm sao: 315 triệu năm.
Kết quả chụp cụm sao mở NGC 6709 qua CCD ST7 với kính lọc màu trắng (hình 4.18):
Các bước xử lý ảnh của cụm sao NGC6709:
Bước 1: Khử nhiễu
Lấy từng tấm hình của NGC 6709 chụp Light (hình 4.18) trừ Dark ta được (hình 4.20).
Lấy Flat field (hình 4.21) trừ Dark ta được (hình 4.22). Sau đó lấy (hình 4.20) chia cho (hình 4.22) được (hình 4.23) như thế là ta đã khử nhiễu hình ảnh NGC6709.
Lần lượt khử nhiễu với các tấm hình còn lại.
Hình 4.20: NGC6709 – Dark Hình 4.19: Dark
Các tấm hình đã được khử nhiễu của NGC6709 như (hình 4.24).
Hình 4.22: Flat field – Dark
Bước 2: Gộp các hình NGC 6709 đã được khử nhiễu (hình 4.24) để được tấm hình với độ sáng của ngôi sao trong cụm hoàn chỉnh hơn.
Dùng chức năng “command” trong phần mềm IRIS, viết câu lệnh “coregister ngc6709.13 ngc6709.14” để gộp 2 hình NGC6709.13 và NGC6709.14 (hình 4.25) ta được (hình 4.26).
Hình 4.24: Cụm sao NGC 6709 đã khử nhiễu
Sau đó ta lấy (hình 4.26), chúng ta tiếp tục gộp với các tấm hình tiếp theo
Ta được kết quả cuối cùng như (hình 4.27).
Bước 3: Fix hàm phân bố xác suất photon đến các phần tử CCD theo phân bố Gauss.
Hình 4.27: NGC6709 sau khi gộp 10 tấm đã khử nhiễu
Chọn ngôi sao cần fix theo phân bố Gauss (hình 4.28).
Nhấp chuột phải chọn Shape như (hình 4.29).
Sau đó nhấp chuột trái ta fix đồ thị phân bố xác suất photon đến phần tử CCD theo phân bố Gauss như (hình 4.30), qua đó cho biết thông số để tìm FWHM và diện