2.1.3.1. Readout noise(đọc nhiễu )
Readout noise hay còn gọi là đọc nhiễu, thường được trích dẫn là số electron đưa vào trên mỗi Pixel gây ra độ nhiễu tín hiệu mà thiết bị nhận được. Nhiễu gồm 2 phần không tách rời nhau.
Thứ nhất: Sự không hoàn chỉnh khi chuyển đổi từ tín hiệu điện sang số.
Thứ hai: Sự sai lệch khi các electron đi vào miền dẫn.
Hai hiệu ứng đó kết hợp tạo thành giá trị làm cho tín hiệu bị sai lệch.
Kích thước của con chip khếch đại, mạch điện tích hợp, nhiệt độ của mạch khếch đại và độ nhạy trên mỗi Pixel tạo thành nhiễu của CCD. Thông thường, giảm tốc độ nhiễu, tạo ra nhiễu thấp hơn nhưng để giảm tốc độ nhiễu phải cân đối toàn bộ chế độ chu kỳ của máy ảnh. Một nguyên nhân nhỏ là nhiệt độ của bộ khếch đại có thể gây ra nhiễu giữa tín hiệu đầu và cuối của một hàng giống như một ô tích điện đi qua mạch hơi nóng. Tăng kích thước của vi mạch khếch đại có thể làm giảm nhiệt độ nhưng mạch khếch đại lớn phải có một điện dung (dung trở) đầu vào cao hơn, do đó làm giảm độ nhạy của bộ khếch đại.
2.1.3.2. Pixel binning
Ngày nay hầu hết CCD đều có chức năng tổng hợp ảnh điểm tùy chọn như một phần mềm. 2x2 binning làm tăng độ nhạy lên 4 lần nhưng độ phân giải hình ảnh bị giảm đi một nữa. Hầu hết các Pixel đều có khả năng như một đồng hồ đếm ảnh trên cả hàng dọc và ngang tạo thành điểm ảnh lớn hơn hoặc “siêu ảnh điểm”, đó là sự số hóa và lưu trữ hình ảnh cuối cùng (hình 2.4).
Các siêu ảnh điểm đại diện cho diện tích của tất cả các ảnh điểm để tích điện.
2.1.3.3. CCD gain (hệ số của CCD)
Hệ số của CCD được thiết lập bằng lượng điện tử và được xác định là tập hợp tất cả các điện tử trên mỗi pixel sẽ gây ra tín hiệu số trên hình ảnh đưa ra ngoài. Giá trị của hệ số thường được đưa ra trong khoảng số điện tử cần thiết để tạo ra một nấc tín hiệu trong mã chuyển đổi. Số điện tử trên một đơn vị tín hiệu (ADU) thường phổ biến từ 1 đến 150 photon hay nhiều hơn.
Tín hiệu số lớn nhất mà CCD có thể cung cấp là số bit trong mã chuyển đổi. Ví dụ: Nếu bạn có 14 mã chuyển đổi, thì phạm vi số từ 0 đến 16383. Nếu 16 bit phạm vi số từ 0 đến 65535 tín hiệu số.
(Hình 2.5) là một ví dụ cho biết giới hạn đường cong của CCD. Trong ví dụ, chúng ta có thể giả sử là 15 bit mã chuyển đổi có khả năng chuyển đổi và cung cấp giá trị ra bên ngoài trong phạm vi từ 0 đến 32767 tín hiệu, hệ số của thiết bị là 4,5 electron/một mã chuyển đổi (ADU) và sức chứa của mỗi pixel là 150000 electron. Giới hạn đường cong trong (hình 2.6) là điển hình cho một CCD, là giới hạn số photon đến CCD. Chú ý các loại CCD có thể đáp ứng để bù vào sự dịch chuyển nhỏ và cũng có loại CCD nhận với giá trị đi vào lớn.
Người sử dụng phải thành thạo 3 hệ số là giới hạn lớn nhất có thể sử dụng trên mỗi pixel trong hình ảnh đưa ra ngoài: 2 loại thường xảy ra là bảo hòa mã chuyển đổi và vượt quá sức chứa của mỗi pixel, thứ 3 là tính phi tuyến. Trong (hình 2.6) mã chuyển đổi sẽ bảo hòa xảy ra tại giá trị đi ra 32767 x 4,5 = 147451 Photon đi vào. Sức chứa của mỗi pixel là 150000 electron vì thế pixel sẽ bảo hòa tại giá trị 33333 ADU (150000/4,5).
Vì thế điều quan trọng là bạn phải biết được giới hạn của CCD của mình và sức chứa thật của mỗi pixel, mặc dù chúng không bảo hòa nhưng trong phạm vi phi tuyến do đó cũng không sử dụng được.
Một phương pháp quan sát đường cong giới hạn của CCD là quan sát trường sáng của một ngôi sao. Thời gian chiếu sáng đạt được là 1, 2, 4, 8, 16 … giây, bắt đầu với thời gian chiếu sáng ngắn nhất cần thiết để cung cấp tốt tỷ lệ tín hiệu nhiễu cho các ngôi sao và kết thúc khi một hoặc nhiều ngôi sao bắt đầu ngừng chiếu sáng. Từ khi bạn quan sát dãy với thời gian phơi sáng tăng gấp đôi của mỗi khung hình, thì số lượng photon thu được trong mỗi lần quan sát sẽ tăng lên 2 lần giúp quan sát tốt hơn. Vẽ sơ đồ với giá trị tín hiệu đi ra cho mỗi ngôi sao trong thời gian phơi sáng sẽ cho ta giới hạn đường cong của CCD.
2.1.3.4. Thermal Noise (nhiễu do nhiệt)
Thuật ngữ thông dụng nhất khi mô tả nhiễu do nhiệt là dòng tối. Điện tích nhiễu do nhiệt, biểu lộ như một điện tử, được sinh ra trong CCD của máy ảnh cho dù nó tiếp xúc với ánh sáng hay trong buồn tối.
Nhiễu do nhiệt phụ thuộc vào nhiệt độ (hình 2.6):
Nhiệt độ của CCD cao sẽ làm nhiễu do nhiệt cao hơn.
Nhiệt độ của CCD giảm làm cho nhiễu do nhiệt sẽ thấp.
Nhiễu do nhiệt được hạ xuống bằng cách giảm nhiệt độ CCD.
2.1.4. Các thông số của CCD ST7
Loại bán dẫn silic (1,14 eV – 5eV).
Kích thước CCD: (4590 x 6804)m.
Tổng số pixel: 390150.
Cấp sao giới hạn nhìn được m =14 khi t = 1s, m = + 18 khi t = 1 min.
Dung lượng của mỗi pixel: 105e/1 pixel.
Độổn nhiệt: 1e/ 1pixel/ 1 s ở nhiệt độ 0oC.
Phương thức làm lạnh: bộ T.E (hiệu ứng penche ngược)
Mã chuyển đổi A/D: 16 bit.
2.2. PHẦN MỀM IRIS
Phần mềm IRIS dùng để xử lý hình ảnh, trong phạm vi bài luận văn chỉ sử dụng các chức năng để: Khử nhiễu, cộng gộp hình ảnh, tìm cấp sao nhìn thấy của ngôi sao.
Khử nhiễu: Ta dùng các chứa năng Processing trong phần mềm IRIS. Vào Processing chọn các mục (Subtract, Multiply, Divide) để khử nhiễu.
Cộng gộp hình ảnh: Ta dùng chức năng Command trong phần mềm IRIS. Để gộp 2 tấm hình của một đối tượng quan sát qua lần 2 chụp khác nhau lại thành một, ta viết câu lệnh: coregister hinh_1 hinh_2. Ta sẽ được một tấm hình với độ sáng của các ngôi sao hoàn chỉnh hơn.
Tìm cấp sao nhìn thấy của ngôi sao: Dùng chức năng Analysic Aperture Photometry trong phần mềm IRIS.
2.3. CÁC LOẠI HÌNH ẢNH CHỤP QUA CCD ST7
Có 4 loại hình ảnh được chụp qua CCD: chụp Light, Bias, Dark và Flat Field.
Chụp Light: Ống kính của CCD được mở ra để hứng các ánh sáng từ ngôi sao chiếu tới.
Chụp Bias: Là loại hình ảnh của CCD mà không được chiếu sáng. Tấm chắn của CCD đóng lại. Mục đích của chụp Bias là giúp cho người sử dụng xác định nhiễu ở dưới của mỗi hình ảnh. Độ nhạy của mỗi pixel là không như nhau vì độ phóng đại của mỗi ảnh điểm là không giống nhau. Nên cần thiết phải chụp từ 10 tấm trở lên sau đó lấy giá trị trung bình để được tấm ảnh chụp Bias chính xác, để sử dụng trong quá trình xử lý hình ảnh.
Chụp Dark: Nếu một buồn tối phơi sáng 45 giây thì chúng ta cũng thu được một hình tối trong 45 giây. Có thể tránh được hình tối bằng giả định độ ồn nhiệt có thể tăng lên tới giới hạn thời gian và tỷ lệ có thể áp dụng được. Tuy nhiên, điều đó là
không thực tế. Hình tối là phương pháp có thể đo được nhiễu do nhiệt trong CCD. Chúng cũng có thể cung cấp cho bạn những thông tin về độ nhiễu trên mỗi ảnh điểm cũng như cung cấp tốt tỷ lệ ánh sáng từ vũ trụ. Trong phép cộng, các thiết bị rẽ tiền độ ổn định nhiệt thấp. Trong phép nhân, giá trị trung bình của hình tối cung cấp rất tốt cho việc xử lý.
Chụp Flat Field: Là hình ảnh chụp bức tường sáng, vòm trời sáng đồng nhất. Ta đã biết độ nhạy trên mỗi pixel là không giống nhau, nên dựa vào tấm hình chụp ở chế độ Flat Field ta có thể hiệu chỉnh độ nhạy các pixel cho như nhau.
CHƯƠNG 3 KÍNH TAKAHASHI EM - 200 3.1. THÔNG SỐ KỸ THUẬT Kính phản xạ dạng ống, kính tìm, CN – 212 đường kính vật kính 22.5 cm. Kính khúc xạ dạng ống, kính tìm, FS – 78 đường kính vật kính 12 cm. Kiểu lấp đặt: Hệ khử nhật động trong hệ tọa độ xích đạo EM – 200.
Trụ đỡ nhôm đường kính 12 – 13 cm, dài 120 cm.
3 đối trọng.
3.2. HỆ THỐNG ĐIỀU KHIỂN
Bảng điều khiển (hình 3.1)
1, 2: Đèn báo.
3: Công tắc Motor.
4: Công tác đóng mở ảnh hưởng của máy vi tính.
5: Nguồn vào bảng điều khiển.
6: Nơi nối hợp bảng điều khiển.
7: Nơi nốp kết với máy tính.
8: Nơi nối kết máy kiểm tra hệ thống.
Hình 3.1: Bảng điều khiển 1 và 2 3 4 5 7 8 6
3.3. TRỤC CỰC THÂN KÍNH ĐẾN SAO BẮC CỰC 3.3.1. Yêu cầu và lý do 3.3.1. Yêu cầu và lý do
Kính được lắp theo kiểu xích đạo nên phải có một trục hướng đến Bắc Cực, vì vậy yêu cầu phải hướng trục này đến Bắc Cực.
Ở thân kính có ống kính tìm hướng đến sao Bắc Cực. Sử dụng các núm khóa số 1 để chỉnh kính theo chiều ngang và núm số 2 để chỉnh theo độ cao.
3.3.2. Điều chỉnh – tác dụng – yêu cầu của vòng chia độ
Ưu điểm của việc lắp đặt kính theo kiểu xích đạo là nhanh chống tìm ra được xích vĩ và xích kinh các vật thể để xác định vị trí và tên gọi của chúng vì vậy chúng ta phải điều chỉnh 2 vòng chia độ được lắp đặt trên máy.
Để đo được giá trị chính xác thì từ vị trí lắp đặt đầu tiên ta hướng kính đến một vật thể đã biết rõ xích vĩ và xích kinh sau đó hiệu chỉnh hai vòng chia độ theo đúng giá trị đó. Dùng hộp điều chỉnh bằng tay, hướng ống kính đến một ngôi sao đó, nhìn giá trị tọa độ của nó trên hai vòng chia độ kết hợp với bảng đồ sao, ta sẽ biết được tên của ngôi sao đó. (hình 3.2 và 3.3).
3.3.3. Điều khiển bằng tay – hộp điều khiển
Gồm (hình 3.4): Các nút dùng thay đổi tốc độ như trên hình vẽ, nhưng hai nút S1
và S2 rất ít được sử dụng.
Hai nút màu xanh được dùng để quay kính theo trục nghiêng song song với trục cực.
Hai nút màu đỏ được dùng để quay kính theo trục cực.
S1 và S2 Nút dùng để thay
đổi tốc độ dịch chuyển của hệ thấu
kính
Hình 3.4: Sơ đồ hộp điều khiển bằng tay
Hình 3.3 : Vòng chia độ trên kính thiên văn Takahashi
Vòng chia độ dùng để xác định xích vĩ
Vòng chia độ dùng để xác định xích kinh
CHƯƠNG 4
LẬP KẾ HOẠCH QUAN SÁT VÀ XỬ LÝ KẾT QUẢ QUANG TRẮC 4.1. LẬP DANH SÁCH CỤM SAO CẦU VÀ CỤM SAO MỞ QUAN SÁT ĐƯỢC
4.1.1. Cơ sở quan sát
4.1.1.1. Địa điểm, thời gian và điều kiện quan sát
Địa điểm tại Thành Phố Hồ Chí Minh (HCM) có vĩ độ và kinh độ là:
= 10045’00’’
= 106040’00’’
Quan sát từ ngày 10/10/2010 đến 1/4/2011. Khoảng thời gian từ 18h đến 3h sáng ngày hôm sau.
Điều kiện quan sát
Để quan sát được một cụm sao bất kỳ trên bầu trời thì thỏa mãn các điều kiện sau:
Điều kiện 1: Xích kinh của cụm sao đó phải thuộc khoảng giờ sao tại địa phương trong khoảng thời gian quan sát (18h 3h).
Điều kiện 2: Khoảng cách thiên đỉnh z < 400 vì nếu z có góc lớn thì cụm sao sẽ gần đường chân trời lúc đó ánh sáng của thành phố, tòa nhà cao tầng, cây cối sẽ ảnh hướng đến kết quả quan sát.
4.1.1.2. Cách tìm khoảng giờ sao tại nơi quan sát trong một khoảng thời gian
Trước hết ta tìm giờ sao của kinh tuyến giữa của múi số 7 (S) lúc quan sát. 0h thường ở Việt Nam đến trước 0h quốc tế (múi số 0) 7 tiếng đồng hồ. Sau mỗi giờ thường thì giờ sao vượt lên phía trước 9s856 (số hiệu chỉnh cho 1h). Vậy số hiệu chỉnh cho giờ sao từ 0h TP Hồ Chí Minh tới 0h Greenwich là: 9,856s/h. h hay 9,856s/h.7h. Biết S0G là giờ sao lúc 0h ở Greenwich có thể tìm S07 là giờ sao lúc 0h của múi số 7.
S07 = S0G – 9,856s/h.7h
Nhưng thời điểm cần tính là Th (HCM). Từ 0h đến lúc đó thì giờ sao tại HCM sẽ vượt thêm T.9s,856. Nghĩa là:
S7 = S07 + Th + Th.9,856s/h (4.2)
Thay (4.1) vào (4.2) ta được:
S7 = S0G – 9,856s/h.7h + T + Th.9,856s/h S7 = S0G + T + 9,856s/h (Th - h) Áp dụng: 1 - 2 = S1 – S2 hay qs - múi = Sqs – S7 Sqs = S7 + qs - múi. (4.3) Tính Sqs lúc 18h và lúc 3h, ứng với T = 18h và T = 3h. 4.1.1.3. Cách tìm khoảng cách thiên đỉnh z
Áp dụng công thức: cosz = sin.sin + cos.cos.cost
Với là xích vĩ của Cụm Sao.
= 10045’00’’ vĩ độ nơi quan sát.
t = Sqs - , xích kinh của Cụm Sao.
Khi ta tính được Sqs lúc 18h và 3h góc giờ (t) của thiên thể lúc quan sát
Khoảng cách từ thiên thể đến thiên đỉnh z.
4.1.2. Danh sách các cụm sao quan sát được trong tháng 10/2010
4.1.2.1. Danh sách các chòm sao quan sát được trên bầu trời vào tháng 10 năm 2010 2010
Dựa vào phần mềm Starry night pro plus 6 để tìm chòm sao nào xuất hiện trên bầu trời vào tháng 10/2010.
Bảng 4.1: Chòm sao quan sát được trong tháng 10 tại TP.HCM
Hướng Tên chòm sao Hướng Tên chòm sao
Taurus Grus
Perseus Cetus
Andromeda Sculptor
Triangulum Formax
Aries Eridanus
Pisces Piscis Austrinus
Cetus Pavo Formax Indus Sculptor Telescopium Hướng đông Eridanus Sagittarius Aquila Corona Mieroscopium Capricornus Sagittarius Phoenix Corona Tucana Borealis Hướng nam Australis Telescopium Lyra Capricornus Herculer Scutum Cygnus Serpens Draco Ophiuchus Cepheus Hướng tây Sagitta Hướng bắc Lacerta
Vulpecula Andromeda Lyra Cassiopeia Cygnus Camelopardalis Herculer Perseus Draco Triangulum Lacerta 4.1.2.2. Giờ sao tại Greenwich lúc 0h tháng 10/2010 Bảng 4.2: Giờ sao tại Greenwich lúc 0h
4.1.2.3. Giờ sao tại nơi quan sát lúc 18h và 3h
Để thuận lợi trong việc lập danh sách quan sát các cụm sao, ta làm như sau:
Bước 1: Tính giờ sao tại nơi quan sát lúc 18h và 3h ứng với các ngày từ 1/10
31/10/2010. Ngày Giờ sao tại Greenwich lúc 0h Ngày Giờ sao tại Greenwich lúc 0h 1 – 10 0 h 38 m 27.5 s 17 – 10 1 h 41 m 33.5 s 2 – 10 0 h 42 m 24.1 s 18 – 10 1 h 45 m 30.1 s 3 – 10 0 h 46 m 20.6 s 19 – 10 1 h 49 m 26.6 s 4 – 10 0 h 50 m 17.2 s 20 – 10 1 h 53 m 23.2 s 5 – 10 0 h 54 m 13.7 s 21 – 10 1 h 57 m 19.8 s 6 – 10 0 h 58 m 10.3 s 22 – 10 2 h 01 m 16.3 s 7 – 10 1 h 2 m 6.8 s 23 – 10 2 h 05 m 12.9 s 8 – 10 1 h 6 m 3.4 s 24 – 10 2 h 09 m 09.4 s 9 – 10 1 h 9 m 59.6 s 25 – 10 2 h 13 m 06.0 s 10 – 10 1 h 13 m 57.6 s 26 – 10 2 h 17 m 02.5 s 11 – 10 1 h 17 m 54.2 s 27 – 10 2 h 20 m 59.1 s 12 – 10 1 h 21 m 50.8 s 28 – 10 2 h 24 m 55.6 s 13 – 10 1 h 25 m 47.3 s 29 – 10 2 h 28 m 52.2 s 14 – 10 1 h 29 m 43.9 s 30 – 10 2 h 32 m 48.8 s 15 – 10 1 h 33 m 40.4 s 31 – 10 2 h 36 m 45.3 s 16 – 10 1 h 37 m 37.0 s
Bước 2: Tính giá trị trung bình giờ sao lúc 18h và 3h trong tháng 10(Sqs). Bước 3: Tính sai số giờ sao.
Giờ sao tại nơi quan sát (HCM) lúc 18h.
Ví dụ: Tính giờ sao tại HCM lúc 18h vào ngày 10/10/2010.
Áp dụng công thức (4.1) S07 = S0G – 9,856 s/h. 7h S07 = 1 h 12 m 48.61 s