A. Kính thiên văn
3.1.1.2. Hệt ọa độ xích đạo 1
Vòng cơ bản: Xích đạo trời QQ’ và kinh tuyến trời.
Điểm cơ bản: Thiên cực Bắc P và điểm cắt giữa xích đạo trời và kinh tuyến trời Q’.
Tọa độ: Độ xích vĩ (δ ), góc giờ (t).
• Muốn xác định tọa độ của thiên thể M trong hệ tọa độ xích đạo 1 ta cần thực hiện các bước như sau:
Bước 1: Từ thiên cực Bắc vẽ vòng giờ qua M cắt xích đạo trời tại M’ và đi đến thiên cực Nam. Khi đó độ xích vĩ của thiên thể M chính là cung MM′ hay chính là góc MOM′. Giá trị của độ xích vĩ nằm trong khoảng từ 00 đến ± 900, dấu (+) tương ứng với các thiên thểở nửa thiên cực Bắc, dấu trừ (-) tương ứng với các thiên thể ở nửa thiên cực Nam. Khi xác định được độ xích vĩ thì cũng có nghĩa là ta đã biết được khoảng cách góc từ thiên thểđến xích đạo trời.
Bước 2: Xác định góc giờ t của thiên thể, góc giờ t của thiên thể là góc hợp bởi kinh tuyến trên và vòng giờđi qua thiên thểđó – cung Q’M’ hay góc Q OM′ ′, nó được tính từ kinh tuyến trên theo chiều nhật động (tức hướng từĐông sang Tây) và có giá trị từ 0 đến 3600 hay từ 0h đến 24h như vậy 1 giờ tương ứng với 150, còn 10 tương ứng với 1/15 giờ tức là 4 phút thời gian.
Đặc điểm của hệ tọa độ: Do nhật động các thiên thể sẽ vẽ nên các vòng tròn song song với xích đạo trời nên:
+ Độ xích vĩ của các thiên thể không thay đổi theo thời gian và nó cũng không phụ thuộc vào nơi quan sát vì thiên cực và đường chân trời là không đổi đối với người quan sát.
+ Ngược lại, góc giờ t của thiên thể mặc dù biến thiên tuần hoàn (từ 0 đến 3600 hay từ 0h đến 24h) với chu kỳ của nhật động nhưng nó còn phụ thuộc vào vị trí người quan sát.
95
Hình 3. 6: Hệ tọa độ xích đạo 1 và 2
3.1.1.3. Hệ tọa độ xích đạo 2
Như vậy vẫn chưa thể lập được danh sách các sao trong 2 hệ tọa độ trên, vì có một thành phần tọa độ thay đổi theo thời gian. Muốn lập đươc danh sách các sao chúng ta cần chọn một hệ tọa độ mà có các thành phần tọa độ không đổi, như vậy phải chọn một hệ quy chiếu sao cho hệ đó cũng quay cùng các thiên thể. Điều này có thể làm được vì thiên cầu trong vòng quay một ngày đêm (nhật động) di chuyển như một khối cầu. Và hệ tọa độ xích đạo 2 là hệđáp ứng được điều này.
Vòng cơ bản: Xích đạo trời QQ’ Điểm cơ bản: Điểm xuân phân γ.
Tọa độ: độ xích vĩ δ , và độ xích kinh α.
• Muốn xác định tọa độ của thiên thể trong hệ tọa độ này thì chúng ta cần tìm độ xích vĩ δ , và độ xích kinh α, nhưng trước hết hãy làm quen với các định nghĩa sau đây:
Hoàng Đạo: Là quỹ đạo chuyển động biểu kiến của Mặt trời trên thiên cầu trong một năm, một ngày Mặt trời chuyển động gần 10 trên Hoàng đạo theo chiều thuận (từ Tây sang Đông). Hoàng Đạo cắt xích đạo trời tại hai điểm: Xuân phân (γ)
96
và thu phân (Ω). Điểm xuân phân là một điểm tưởng tượng không có thật trên bầu trời và nó là giao điểm của hai mặt phẳng: Hoàng đạo và xích đạo trời sao cho góc hợp bởi giữa chúng là 23027’. Mặt trời mỗi năm ở tại điểm này một lần vào khoảng ngày 21 tháng 3, ngoài ra không có bất kỳ một tinh tú nào khác ởđây.
Bước 1: Xác định độ xích vĩ, cũng giống như trong hệ tọa độ xích đạo thứ 1 từ thiên cực Bắc vẽ vòng giờ qua M cắt xích đạo trời tại M’ và đi đến thiên cực Nam. Khi đó độ xích vĩ của thiên thể M chính là cung MM′ hay chính là góc
MOM′ có giá trị biến thiên trong khoảng từ 00 đến ± 900. Dấu (+) tương ứng với các thiên thể ở nửa thiên cực Bắc, dấu trừ (-) tương ứng với các thiên thể ở nửa thiên cực Nam.
Bước 2: Xác định độ xích kinh, bằng cách xác định điểm xuân phân. Vẽ đường hoàng đạo và đường hoàng đạo này cắt xích đạo trời tại điểm xuân phân. Khi đó độ xích kinh α của thiên thể M là góc giữa vòng giờ qua điểm xuân phân (γ) và vòng giờ qua M tức bằng cung
M
γ ′ hay góc
OM
γ ′. Hay còn có thể nói độ xích kinh α là khoảng cách góc được tính từđiểm xuân phân đến đường tròn xích vĩ của thiên thể tính trên xích đạo hướng ngược với vòng nhật động tức là hướng từ Tây sang Đông.
Đặc điểm của hệ tọa độ: Điểm xuân phân được coi là đứng yên trong không gian vì nó là giao điểm của 2 Mặt phẳng cốđịnh, cho nên các thiên thể , điểm xuân phân cũng như các Ngôi sao khác đều nhật động vì vậy mà xích kinh của chúng không thay đổi vì nhật động. Và nó cũng không phụ thuộc vào nơi quan sát. Chính vì điều này mà độ xích vĩ cùng với độ xích kinh tạo nên một hệ tọa độ được dùng để ghi tọa độ của các thiên thể trên bầu trời trong các bản đồ sao và dùng trên toàn thế giới.
97
3.1.1.4.Hệ tọa độ hoàng đạo
Hình 3. 7: Hệ tọa độ Hoàng đạo
Vòng cơ bản: Hoàng đạo
Điểm cơ bản: Hoàng cực Bắc Π, Hoàng cực Nam Π′ (trong đó ΠΠ′ vuông góc với Hoàng đạo)
Tọa độ: Hoàng vĩ B, Hoàng kinh L
Mặt phẳng hoàng đạo hợp với mặt phẳng xích đạo trời một góc là 23027’ Đường thẳng vuông góc với Hoàng đạo cắt thiên cầu tại hai điểm là hoàng cực Bắc Π, và hoàng cực Nam là Π′.
• Muốn xác định vị trí của thiên thể trong hệ tọa độ này thì chúng ta phải xác định được Hoàng vĩ và Hoàng kinh. Các bước chúng ta thực hiện như sau:
Bước 1: Vẽ đường tròn lớn qua hoàng cực Bắc và thiên thể M cắt hoàng đạo HH’ tại M’ đến hoàng cực Nam. Khi đó hoàng vĩ được xác định bằng cung
MM′ hay góc MOM′, có giá trị từ 00 đến ±900, với dấu (+) là các thiên thể ở Bắc hoàng đạo, và dấu (-) là các thiên thểở Nam hoàng đạo.
98
Bước 2: Với mặt phẳng hoàng đạo đã có, ta đi xác định điểm xuân phân (γ). Khi đó hoàng kinh L là cung γM′ hay góc γOM′ theo ngược chiều nhật động (hướng từ Tây sang Đông) và có sốđo từ 00 →3600.
Đặc điểm của hệ tọa độ: Hoàng vĩ và hoàng kinh của thiên thể trong hệ
tọa độ này không đổi theo thời gian và không phụ thuộc và nơi quan sát nên hệ này rất thuận tiện trong việc quan sát các hành tinh và cho việc lập kế hoạch xuyên hành tinh.
3.1.2. Kính thiên văn
Năm 1609 chiếc kính thiên văn đầu tiên của nhân loại được ra đời bởi nhà bác học Galileo, với dụng cụ thô sơ chỉ gồm một ống bằng chì bên trong được đặt vào 2 thấu kính một phẳng lồi và một phẳng lõm ông đã quan sát bầu trời và phát hiện ra rất nhiều điều bí ẩn về Vũ trụ mà trước đó con người chưa một ai nhìn thấy cũng như chưa hề giải thích được nguyên nhân. “Sau khi đưa mắt lại gần thấu kính phẳng lõm, tôi thấy những đồ vật to hơn và gần hơn, bởi vì chúng như tiến lại gần tôi chỉ còn cách tôi khoảng chừng 1/3 khoảng cách thực tế khi quan sát bằng mắt thường” – Galileo đã tả như vậy.
Kính thiên văn theo tiếng Hilap là Telescope có nghĩa là dụng cụ để nhìn những vật ở xa, hay nó là dụng cụ dùng để thu tính hiệu (bức xạđiện từ) phát ra từ
vật thể. Mặt khác khí quyển Trái đất của chúng ta chỉ có hai cửa sổ cho bức xạđiện từ là vùng ánh sáng nhìn thấy và vùng sóng vô tuyến nên chỉ có thể có 2 loại kính thiên văn đặt trên Trái đất: Đó là kính thiên văn quang học và kính thiên văn vô tuyến. Nhưng trong quá trình nghiên cứu Mặt trời, một vật thể phát sáng nên ta chỉ đi tìm hiểu kính thiên văn quang học mà thôi.
Chú ý: Kính thiên văn là một dụng cụ quang học nên nó chịu những sai lệch quang học như quang sai, sắc sai và nó cũng là dụng cụ thu bức xạđiện từ nên nó chịu ảnh hưởng của môi trường.
99
3.1.2.1.Phân loại kính:
Kính thiên văn quang học được cấu tạo gồm hai bộ phận: Vật kính và thị
kính. Tùy thuộc vào hệ thống quang học kính mà người ta đã chia thành hai loại kính sau:
a. Kính thiên văn khúc xạ.
Hình 3. 8: Mô hình tạo ảnh bở kính thiên văn khúc xạ
Vật kính và thị kính đều là thấu kính.
Ống nhòm là thế hệ đầu tiên của loại kính này, một trong những kiểu kính vẫn còn sử dụng cho đến ngày nay là: Kiểu Galileo, Kepler (giống kiểu của Galileo nhưng Kepler thay thấu kính phân kỳ thành thấu kính hội tụ)….
Nhược điểm của loại kính này là khả năng thu gom ánh sáng không cao và bị sắc sai ánh sáng.
100
b. Kính thiên văn phản xạ
Hình 3. 9: Nguyên lý của kính thiên văn phản xạ
Hình 3. 10: Kính thiên văn phản xạ kiểu Newton
Vật kính là gương cầu hay gương parabol, thị kính là thấu kính.
Loại này gồm rất nhiều kiểu như: Newton (được chế tạo vào năm 1668 với chiều dài chỉ khoảng 15cm), Cassegrain (là một giáo viên trung học người pháp năm 1672 ông đã đưa ra cấu hình mới cho loại kính thiên văn gồm hai tấm gương, một có dạng parabol, một có dạng parabôlôit lồi), Grigorian, Conde…. Sự khác nhau giữa các kiểu này là ở chổđặt thêm kính phụ tại tiêu điểm nhằm tăng thêm khả
101
Ưu điểm: Khắc phục được các nhược điểm của kính khúc xạ
+ Việc chế tạo một gương cầu lõm rồi tráng bạc dễ dàng hơn việc đúc một thấu kính lớn, do đó có lợi thế về độ mở ống kính, giảm tối đa cầu sai (hiện tượng ánh sáng hội tụ không chính xác tại một điểm – phụ thuộc vào chiết xuất của loại kính và sự gia công) và sắc sai (là hiện tượng ánh sáng trắng sau khi đi qua thấu kính hoặc lăng kính bị tán sắc – cho một chùm ánh sáng với sự phân bố từđỏđến tím), cho ảnh sáng và rõ nét.
+ Thị kính ở trên thân kính nên việc quan sát dễ dàng hơn.
Nhược điểm: Ống kính to và cồng kềnh hơn kính thiên văn khúc xạ
3.1.2.2.Các đặc trưng của kính thiên văn.
Là một dụng cụ dùng để thu gom ánh sáng từ thiên thể, giúp chúng ta thấy được những thiên thể mà mắt thường không thể nhìn thấy và không phân biệt được. Ngoài ra nó còn có khả năng phóng đại hình ảnh thiên thể, nhưng đây không phải là chức năng chính của kính thiên văn.
a. Khả năng thu gom ánh sáng của kính thiên văn (Light – Gathering Power – LGP).
Kính thiên văn là dụng cụ mà nếu vật kính có đường kính D càng lớn thì khả năng thu gom ánh sáng càng nhiều, tức có khả năng nhận được độ rọi (cường độ bức xạ của một vật thể đến Trái đất) thấp càng lớn, dẫn đến cấp sao nhìn thấy bằng kính thiên văn càng lớn, nó có thể nhìn thấy cả những Ngôi sao mờ mà mắt thường không nhìn thấy được.
LGD là một đại lượng không có thứ nguyên, và nếu giả sử rằng: Kính 1 có đường kính D1 thu được độ rọi là E1, còn kính 2 có đường kính D2 thu được độ rọi E2 thì LGD là đại lượng so sánh giữa hai kính, được biểu diễn bởi công thức sau:
2 1 1,2 2 D LGP D =
Bằng mắt thường với đường kính của con ngươi chỉ khoảng d = 6mm chúng ta có thể nhìn thấy sao cấp +6. Còn nếu một kính thiên văn có đường kính là D (đổi
102
ra mm) khi đem so sánh với con ngươi của mắt người thì kính đó có thể nhìn thấy cấp sao là bao nhiêu? Công thức biểu thị mối quan hệđó là:
mkính = 2,1 + 5lgD
Sở dĩ chúng ta thu được công thức đó là do chúng ta xuất phát từ công thức Pogson: lg mat 0, 4 kinh E E = (mkính - mmắt)
Trong đó: Emắt, Ekính, mmắt, mkính lần lượt là độ rọi và cấp sao nhình thấy của mắt và của kính. Mặt khác: Do E 12 D ∼ nên 2 mat kinh E D E d ∼
Như vậy vật kính của kính thiên văn là một thông số rất quan trọng, nếu vật kính càng lớn thì ta có thể nhìn được nhiều vật thể trong Vũ trụ, nhưng không thể tăng D của vật kính lên quá lớn được. D = 6m được coi là lớn nhất thế giới hiện nay, kính này được đặt ởđài thiên văn Pastukhop của Nga.
b. Độ bội giác – hay độ phóng đại (Magnifying Power – MP).
Kính thiên văn là dụng cụ dùng để quan sát các vật thể trên bầu trời nên điều ta cần là ảnh phải thật rõ ràng, không cần to do đó độ phóng đại ảnh không phải là đặc tính quan trọng của kính thiên văn. Khi ảnh được phóng đại càng lớn thì
ảnh càng bị mờ, và nguyên nhân dẫn đến điều đó là: Kính thiên văn thường có vật kính không đổi nên lượng ánh sáng gom được cũng không đổi, do đó khi càng được phóng thì ảnh càng bị mờ. ∗ Độ phóng đại của ảnh là: F K f =
trong đó: F – là tiêu cụ của vật kính và f – là tiêu cự của thị kính.
∗ Độ phóng đại của kính thiên văn là:
K = 2D
103
c. Năng suất phân giải (Resolving Power).
Năng suất phân giải là một đại lượng nói lên khả năng của kính có thể cho ta quan quan sát được hai điểm sáng gần nhau nhất của nguồn sáng là bao nhiêu.
Công thức tính năng suất phân giải (e) theo bước sóng quan sát λ và đường kính vật kính D là: 1, 22 e D λ = (rad). Nếu e tính ra giây cung còn λ, D tính ra mm thì: e = 2,5.105 D λ
Mặt khác mắt người thường nhạy cảm với bước sóng λ= 0,5.10-6m. Cho nên năng suất phân giải với kính thiên văn quang học là:
e = 120
( )
D mm
′′
3.1.2.3.Hệ khử nhật động.
Việc lắp đặt kính thiên văn phải đáp ứng yêu cầu sao cho kính thiên văn có thể quay xung quanh hai trục vuông góc nhau, như thế nó sẽ cho phép hướng kính thiên văn lên bất kỳ vùng nào trên bầu trời và có thể theo dõi chuyển động ngày đêm của các vật thể (nhật động). Các kiểu lắp đặt này người ta còn gọi là các hệ khử
nhật động.
a. Hệ khử nhật động trong tọa độ chân trời (Altitude – Azimuth mount)
Hệ này được lắp đặt sao cho một trục của kính hướng lên thiên đỉnh, trục còn lại nằm theo phương ngang song song với đường chân trời, do đó ta có thể quan sát được các vật thể trong hệ tọa độ chân trời.
Ưu điểm: Lắp đặt kính theo hệ này rất dễ dàng so với các kiểu lắp đặt hệ
khác vì trọng lượng của kính luôn tác dụng song song với trục quay thẳng đứng, nên đem lại độ chính xác rất cao.
Nhược điểm: Hệ tọa độ chân trời phụ thuộc vào nhật động nên chỉ quan sát trong một thời gian ngắn.
104
Hình 3. 11: Chân đế của hệ khử nhật động trong hệ tọa độ chân trời
b. Hệ khử nhật động trong hệ tọa độ xích đạo (Equatorian mount).
Hệ này được lắp đặt sao cho một trục của kính song song chính xác với trục của Trái đất, trục kia song song với xích đạo trời và xích đạo Trái đất. Hệ này cho phép ta quan sát vật thể trong hệ tọa độ xích đạo 2, và trong khi quan sát kính có thể
chỉ quay quanh một trục song song với trục quay của Trái đất với vận tốc 23 giờ 56 phút.
Ưu điểm: Hệ tọa độ xích đạo 2 không phụ thuộc vào nhật động nên ta có