STT Thiên thể Size seeing
(arcsec) Ảnh Hình vẽ phân bố số photon
1 SAO151702 8,27
2 SAO132323 11,24
STT Thiên thể Size seeing
(arcsec) Ảnh Hình vẽ phân bố số photon
4 Tinh vân M42 2,74
5 SAO151751 6,23
6 SAO151625 6,49
Ta có thể thấy, hầu hết các hình vẽ của các sao ở năm 2019 có size seeing lớn, chúng có hình dạng khơng giống với phân bố Gauss, cho thấy điều kiện chụp và việc chỉnh focus của kính thiên văn chưa tốt. Như đã nói ở trên, điều kiện thời tiết mây mù, gió mạnh là nguyên nhân chính dẫn tới việc này. Duy nhất chỉ có tinh vân M42 là có size seeing nhỏ nhất và cũng là tốt nhất, nên hình vẽ phân bố số photon của tinh vân M42 khá gần đường phân bố Gauss. Ngược lại, các hình vẽ của các sao ở năm 2011 có size seeing nhỏ, chúng có hình dạng khá gần với phân bố Gauss với đỉnh nhọn, chứng tỏ điều kiện chụp và việc chỉnh focus của kính được thực hiện tốt.
PHẦN 3
HỆ KÍNH THIÊN VĂN TAKAHASHI Ở TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP.HCM VÀ CÁC PHẦN MỀM SỬ DỤNG ĐỂ
QUANG TRẮC
3.1. Hệ kính thiên văn Takahashi (hình 3.1) Hệ kính bao gồm: Hệ kính bao gồm: - Kính phản xạ dạng ống, kính tìm CN – 212, đường kính vật kính 22.5cm, tiêu cự 2630mm (2,65m). - Kính khúc xạ dạng ống, kính tìm FS – 78, đường kính vật kính 12cm, tiêu cự 630mm (63cm). - Hệ khử nhật động kiểu xích đạo EM – 200. - Phần mềm điều khiển Telescope Tracer 2000. [2]
3.2. CCD ST7 (hình 3.2)
CCD camera ST7 là loại sử dụng bán dẫn silic (1,14 eV – 5eV) - Kích thước CCD: (4590 x 6804)μm.
- Tổng số pixel: 390150.
- Dung lượng của mỗi pixel: 105e/pixel. Nhiễu nhiệt: 1e/ 1pixel/ 1 s ở nhiệt độ 00C. - Phương thức làm lạnh: bộ T.E dùng mạch điện tử.
- Mã chuyển đổi A/D: 16 bit. [2]
3.3. Phần mềm IRAF
IRAF (Image Reduction and Analysis Facility) là phần mềm được viết bởi National Optical Astronomy Observatory (NOAO), được các nhà thiên văn học sử dụng để xử lý các dữ liệu thiên văn (Hình 3.3).
IRAF được phát triển trên hệ điều hành UNIX và thường được các nhà thiên văn học sử dụng trên hệ điều hành Linux. Các lệnh của IRAF được sắp xếp theo cấu trúc gói. Những gói lệnh mở rộng có thể được thêm vào IRAF để phục vụ nhiều mục đích khác nhau.
3.4. Phần mềm Stellarium
Stellarium là một phần mềm mã nguồn mở miễn phí dành cho máy tính. Phần mềm này sẽ tái hiện lại bầu trời sao dưới dạng 3D một cách chân thực ngay trên màn hình máy tính, giống như những gì chúng ta thấy bầu trời bằng mắt thường, ống nhịm hay kính thiên văn thực sự [11]. Bên cạnh đó, Stellarium cịn cung cấp cho chúng ta tất cả các thông tin của các thiên thể trên bầu trời như: loại sao, cấp sao nhìn thấy, cấp sao tuyệt đối, độ lệch màu,… (Hình 3.4). Trong luận văn này, em sẽ dùng phần mềm Stellarium để xác định cấp sao chính xác trên lý thuyết mLT của các thiên thể.
Hình 3.4: Giao diện của phần mềm Stellarium Hình 3.3: Giao diện của phần mềm IRAF Hình 3.3: Giao diện của phần mềm IRAF
PHẦN 4
TÍNH TỐN SAI SỐ CỦA HỆ KÍNH Ở TP.HCM
Để xác định sai số của hệ kính, ta sẽ tiến hành đo cấp sao của các ngôi sao thông qua các ảnh chụp đã xử lý bằng phần mềm IRAF. Sau đó tính tốn sai số của cấp sao vừa đo được với cấp sao chính xác.
4.1. Xác định cấp sao nhìn thấy của các thiên thể bằng phần mềm IRAF 4.1.1. Xác định cấp sao của một ngôi sao 4.1.1. Xác định cấp sao của một ngơi sao
Gói phot của IRAF cho phép ta đo cấp sao của các ngôi sao dựa trên phương pháp quang trắc Aperture. Đặc biệt, gói này rất thuận tiện cho việc đo cấp sao của chỉ một ngôi sao, rất dễ dàng và tiện lợi.
Bước 1: Ta có thể truy cập gói này bằng cách gõ như sau: digiphot <enter>
apphot <enter>
Bước 2: Trước khi thực hiện đo cấp sao, ta cần chỉnh sửa một vài thơng số của gói này (Hình 4.1):
epar phot <enter>
Ta chỉ quan tâm đến các thông số: datapars, centerpars, fitskypars và photpars. Gõ “:e” ở mỗi thông số để chỉnh sửa các thông số ẩn bên trong.
Chỉnh sửa các thơng số của datapars (Hình 4.2), centerpars (Hình 4.3), fitskypars (Hình 4.4), và photpars (Hình 4.5) như trong hình:
Hình 4.2: Các thơng số của datapars
Đối với các thông số cbox, annulus, dannulus, apertures ta xác định như sau: cbox = 2*FWHM
annulus = 4*FWHM dannulus = 3,5*FWHM apertures = 3*FWHM [3]
Hình 4.4: Các thông số của fitskypars
Một thông số mà ta cần quan tâm nữa là zmag. zmag là điểm gốc tính cấp sao. Giá trị zmag là đặc trưng cho từng đêm, nó phụ thuộc vào điều kiện thời tiết, mơi trường ở đêm đó. Vì vậy, mỗi khi đo cấp sao của ảnh chụp ở một đêm bất kỳ, ta phải tính tốn lại giá trị zmag để điều chỉnh lại trong IRAF.
Để tính giá trị zmag, ban đầu ta lấy một ngôi sao làm chuẩn. Ta sẽ xác định cấp sao chính xác trên lý thuyết mLT của sao này bằng phần mềm Stellarium (Hình 4.6). Sau đó, ta sẽ đo cấp sao trên thực nghiệm mTN bằng phần mềm IRAF khi zmag = 25 (giá trị zmag mặc định của IRAF là 25):
Bước 3: Để đo cấp sao mTN, ta truy cập vào gói phot: phot <enter>
Nhập tên của hình ảnh chứa ngơi sao cần đo (ví dụ: sao116863_hoanchinh.fits) rồi nhấn Enter. Lúc này, con trỏ chuột sẽ chuyển sang nhấp nháy. Đưa chuột qua cửa sổ DS9 tới vị trí ngơi sao cần đo, nhấn phím F. Trên cửa sổ IRAF sẽ xuất hiện các thơng tin của ngơi sao, trong đó có cấp sao (Hình 4.7).
Bước 4: Sau khi đã có hai giá trị mTN và mLT, ta sẽ xác định zmag bằng phương trình sau: mTN – mLT = 25 – zmag [4]
Bước 5: Sau khi xác định xong giá trị zmag của đêm đó, ta sẽ điều chỉnh lại giá trị này trong thơng số photpars. Sau đó, ta sẽ giữ nguyên giá trị này để tính tốn cấp sao cho những ngôi sao khác.
Bước 6: Thực hiện lại bước 3 để đo cấp sao của những ngôi sao khác. 4.1.2. Xác định cấp sao của một cụm sao
Gói phot của IRAF cho phép ta đo cấp sao của một ngôi sao khá tiện lợi. Nhưng đối với hình ảnh có rất nhiều ngơi sao, chẳng hạn như hình ảnh của một cụm sao thì gói này khơng phù hợp. Do đó, để xác định cấp sao của nhiều ngơi sao trên cùng một hình ảnh, ta sẽ sử dụng gói qphot. Gói qphot cơ bản cũng giống phot nhưng nó cho phép ta quản lý thông tin các ngôi sao thơng qua một tệp tọa độ. Từ đó, IRAF sẽ tự động đưa ra các thơng tin của tất cả các ngơi sao có trên hình.
Bước 1: Truy cập gói qphot digiphot <enter>
apphot <enter>
Bước 2: Hiển thị hình ảnh đã xử lý lên DS9. Xác định stddev và FWHM Hình 4.7: Cấp sao của SAO116863 đo được bằng phần mềm IRAF
imexam <enter>
Xác định stddev bằng cách di chuyển chuột vào điểm bất kỳ trên nền trời rồi nhấn m. Trên cửa sổ IRAF sẽ xuất hiện các số liệu, trong đó có stddev. Thực hiện nhiều lần thao tác này để tìm giá trị stddev trung bình.
Tiếp theo, ta sẽ xác định giá trị của FWHM. Cũng giống như phần trên, ta cũng đưa chuột vào ngôi sao rồi nhấn “r”. Một cửa sổ hiện ra (Hình 4.8), ta ghi nhận giá trị FWHM là giá trị ở góc dưới bên phải, MFWHM là giá trị nằm ngay cạnh giá trị FWHM.
Thoát khỏi imexam bằng cách nhấn “q” ở cửa sổ DS9. Bước 3: Quay lại cửa sổ IRAF, nhập:
daofind tên hình ảnh.fits fwhmpsf=MFWHM sigma=stddev verify- <enter> Một tập tin có tên của ngơi sao nhưng đuôi .coo được tạo ra.
Bước 4: Chỉnh sửa tvmark bằng cách: epar tvmark <enter>
Chỉnh sửa các thông số: label no
number yes interac yes Nhấn Ctrl + D để thoát.
Bước 5: Chạy lệnh tvmark, nhập:
tvmark 1 coords=tên hình ảnh.fits.coo.1 interac+ <enter>
Lúc này, con trỏ chuột lại chuyển sang nhấp nháy. Ta nhấn “l” ở cửa sổ DS9 để hiển thị các ngơi sao được đánh dấu (Hình 4.9).
Tương tự, nhấn “q” để thốt.
Hình 4.8: FWHM của SAO116863
Bước 6: Chỉnh sửa các thơng số của gói qphot: epar qphot <enter>
Chỉnh sửa các thông số cbox, annulus, dannulus, aperture và zmag tương tự như gói phot. Sau đó, ta nhập:
qphot tên hình ảnh.fits cbox annulus dannulus aperture coords=tên hình ảnh.fits.coo.1 <enter>
Con trỏ chuột chuyển sang nhấp nháy. Đưa chuột vào cửa sổ DS9, nhấn phím “l”. Lúc này, ở cửa sổ IRAF sẽ hiển thị thông tin của tất cả ngôi sao được đánh dấu trên hình (Hình 4.10), trong đó có cấp sao. Đồng thời, trong thư mục chứa ngôi sao sẽ tạo ra một tập tin có đi .mag (ví dụ: sao116863_hoanchinh.fits.mag.1).
Nhấn “q” để thốt.
Bước 7: Trích các thơng tin của các ngơi sao mà ta cần:
txdump tên hình ảnh.fits.mag.1 ID,XEN,YCEN,MAG,MERR > ccdphot.txt
Mở file ccdphot.txt lên, cấp sao của các ngôi sao được hiển thị ở kế bên cột cuối cùng. Hình 4.10: Các thơng tin của các ngơi sao trong cụm sao mở M50
4.2. Kết quả đo cấp sao và sai số so với cấp sao lý thuyết
Sau khi thực hiện đo cấp sao trên các ngôi sao, cụm sao thì em thu được các kết quả: Bảng 4.1: Kết quả đo cấp sao năm 2011
STT Thiên thể Ngày chụp Cấp sao đo được
1 Tinh vân M42 29/12/2011
2 Cụm sao mở
NGC1981 29/12/2011
STT Thiên thể Ngày chụp Cấp sao đo được
4 Cụm sao mở M50 30/12/2011
5 Cụm sao cầu M3 30/12/2011
Bảng 4.2: Cấp sao trung bình và sai số năm 2011
STT Thiên thể Ngày chụp Size seeing (arcsec) Cấp sao trung bình Cấp sao lý thuyết Sai số (%) 1 Tinh vân M42 29/12/2011 3,29 3,804 4,00 4,9% 2 Cụm sao mở NGC1981 29/12/2011 2,62 4,380 4,20 4,3% 3 Thiên hà M74 29/12/2011 3,93 8,339 9,39 11% 4 Cụm sao mở M50 30/12/2011 3,85 6,663 5,90 13% 5 Cụm sao cầu M3 30/12/2011 3,12 6,975 6,20 13% 6 Thiên hà M51 30/12/2011 4,19 9,227 8,10 14%
Bảng 4.3: Kết quả đo cấp sao năm 2019
STT Thiên thể Ngày chụp Cấp sao đo được
1 SAO151702 29/03/2019
STT Thiên thể Ngày chụp Cấp sao đo được
3 Cụm sao mở
NGC2204 29/03/2019
4 SAO132323 29/03/2019
STT Thiên thể Ngày chụp Cấp sao đo được
6 Tinh vân M42 1/4/2019
7 SAO151751 16/04/2019
Bảng 4.4: Cấp sao trung bình và sai số năm 2019
STT Thiên thể Ngày chụp Size seeing (arcsec) Cấp sao trung bình Cấp sao lý thuyết Sai số (%) 1 SAO151702 29/03/2019 8,27 3,169 3,95 20% 2 Cụm sao mở M41 29/03/2019 8,13 7,857 4,50 75% 3 Cụm sao mở NGC2204 29/03/2019 7,96 7,517 8,60 13% 4 SAO132323 29/03/2019 11,24 3,531 2,75 28% 5 SAO132323 1/4/2019 7,91 2,939 2,75 6,9% 6 Tinh vân M42 1/4/2019 2,74 3,799 4,00 5,0% 7 SAO151751 16/04/2019 6,23 5,457 4,80 14% 8 SAO151625 16/04/2019 6,49 5,593 6,25 11%
Sai số trên bao gồm:
- Sai số do người dùng điều chỉnh kính:
Sai số này do sự thiếu chính xác trong q trình điều chỉnh kính của người dùng, dẫn tới chụp nhầm ngơi sao. Ngồi ra thì việc chỉnh focus của kính thiên văn khơng tốt dẫn tới ảnh ngôi sao khơng trịn đều mà bị nhịe hoặc méo mó.
Có thể khắc phục sai số này bằng cách chụp nhiều lần cùng một ngôi sao ở cùng một điều kiện (tốt nhất chụp trong các đêm có size seeing gần bằng nhau) và điều chỉnh focus của kính thiên văn sao cho hình ảnh ngơi sao chụp được trịn đều và rõ nhất có thể.
- Sai số do kính thiên văn, CCD:
Sai số này gây ra do lỗi của các thiết bị:
Kính thiên văn khử nhật động chưa được tốt.
CCD khi chụp vẫn còn rung dẫn tới ảnh bị nhịe.
Kính thiên văn và phần mềm điều khiển trên máy tính khơng được đồng bộ tốt.
Nhiều bụi bám trên CCD làm cho ảnh khơng đạt độ chính xác cao nhất. Sai số này có thể khắc phục nhờ việc sửa chữa và cải thiện thiết bị.
- Sai số do size seeing:
Đây là yếu tố quan trọng nhất gây nên sai số của hệ kính. Ở các bảng kết quả trên thì ta có thể thấy các sao có giá trị size seeing lớn hơn 6 hầu hết đều có sai số lớn hơn 10%. Trong khi đó, các sao có giá trị size seeing nhỏ hơn 4 có sai số nhỏ hơn 10%.
Vì size seeing phụ thuộc rất nhiều vào điều kiện thời tiết tại thời điểm chụp như: tốc độ gió, mây, độ ẩm,… nên sai số này rất khó khắc phục, bởi vì chỉ trong một đêm, điều kiện thời tiết đã thay đổi rất nhiều, khi gió mạnh khi gió nhẹ, khi nhiều mây, khi ít mây. Ta chỉ có thể khắc phục sai số này bằng cách chọn thời điểm chụp khi trời “đẹp” (trời trong, ít mây, gió nhẹ,…). Bên cạnh đó, việc đặt kính cao hơn cũng có thể khắc phục được sai số này. Nhưng việc di chuyển hệ kính là khá khó khăn nên cách khả thi nhất vẫn là chọn thời điểm chụp cho phù hợp.
KẾT LUẬN VÀ HƯỚNG PHÁT TRIỂN
Trong luận văn này, em đã nghiên cứu và làm quen với việc sử dụng các phần mềm IRAF và DS9 để xử lý ảnh và đo cấp sao. Những tài liệu của các anh chị đi trước đã giúp ích cho em rất nhiều. Tuy nhiên, trong q trình đó, em vẫn gặp một số khó khăn. Các hình ảnh xử lý được vẫn cịn một số lỗi, một số hình ảnh khi xử lý xong bị lõm ở những vị trí có bụi. Điều này gây nên do ảnh Flat, em đã thử chụp nhiều ảnh Flat khác nhau để xử lý nhưng ảnh sau khi xử lý vẫn bị lõm. Điều này có thể ảnh hưởng đến độ chính xác trong việc xử lý số liệu của IRAF, dẫn tới kết quả đo cấp sao khơng chính xác. Vì vậy, em mong rằng các đề tài sau sẽ có hướng khắc phục vấn đề này.
Qua một quá trình thực hiện luận văn, em có thể kết luận rằng, sai số của hệ kính phụ thuộc phần lớn vào size seeing. Ở những đêm có điều kiện tốt, size seeing thấp thì sai số nhỏ. Và ngược lại, những đêm có điều kiện xấu, mây mù, gió mạnh, size seeing cao dẫn tới sai số của hệ kính lớn. Cụ thể là sai số của các sao có size seeing lớn (lớn hơn 6) hầu hết đều lớn hơn 10%, sai số này là rất lớn và có thể ảnh hưởng tới độ chính xác của các phép đo khác. Bên cạnh đó, việc chỉnh focus của kính thiên văn cũng rất quan trọng và gây ảnh hưởng không nhỏ lên size seeing. Vì thời gian khơng cho phép nên việc chỉnh focus của kính thiên văn chưa được thực hiện tốt, dẫn tới các cấp sao đo được có sai số lớn. Do đó, em mong rằng các đề tài sau có sử dụng kính sẽ lưu tâm hơn đến vấn đề này. Ngồi ra, như đã nói ở trên thì thời tiết ở TP.HCM khá xấu, trời thường có nhiều mây. Yếu tố này cũng ảnh hưởng không nhỏ tới size seeing và không thể khắc phục được. Tuy nhiên, ta có thể giảm giá trị của size seeing nếu hệ kính được đặt cao hơn. Vì vậy, em hy vọng rằng, trong tương lai, hệ kính sẽ được lắp đặt ở tòa nhà cao hơn, điều kiện về độ ẩm tốt hơn để giảm thiểu sai số của hệ kính.
Bên cạnh đó, vì thời gian thực hiện luận văn là khơng nhiều nên số liệu về cấp sao thu được cịn ít và khơng chính xác, cấp sao trung bình của cụm sao và tinh vân cần có cách đo khác hợp lý và chính xác hơn. Vì trong một cụm sao thường có rất nhiều ngơi sao (một cụm