Khóa luận tốt nghiệp đại học: Các phép đo cơ bản trong thiên văn học

Chia sẻ: Minh Nhân | Ngày: | Loại File: PDF | Số trang:54

Thêm vào BST

Báo xấu

23
lượt xem 7
download

Download Vui lòng tải xuống để xem tài liệu đầy đủ

Khóa luận gồm 3 chương như sau: Chương 1 - Một số phép đo cơ bản trong thiên văn học, Chương 2 - Một số ví dụ về các phép đo cơ bản, Chương 3 - Hệ thống các bài tập dựa trên các phép đo cơ bản trong thiên văn.

Chủ đề:

Bình luận(0) Đăng nhập để gửi bình luận!

Lưu

Nội dung Text: Khóa luận tốt nghiệp đại học: Các phép đo cơ bản trong thiên văn học

TRƢỜNG ĐẠI HỌC SƢ PHẠM HÀ NỘI 2. KHOA VẬT LÝ ĐẶNG THỊ MẾN CÁC PHÉP ĐO CƠ BẢN TRONG THIÊN VĂN HỌC Chuyên ngành: Vật lí Đại cƣơng KHOÁ LUẬN TỐT NGHIỆP ĐẠI HỌC Hà Nội, 2017
LỜI CẢM ƠN Em xin chân thành cảm ơn: - TS. Nguyễn Hữu Tình đã tận tình hƣớng dẫn, giúp đỡ em để hoàn thành khóa luận này. - Các thầy cô trong hội đồng giám khảo bảo vệ đề cƣơng và Hội đồng giám khảo bảo vệ và đánh giá khóa luận tốt nghiệp trƣờng Đại học Sƣ Phạm Hà Nội 2 đã không quản thời gian để đọc và tham gia góp ý cho khóa luận đƣợc hoàn thành. - Bạn bè và ngƣời thân đã quan tâm giúp đỡ. Hà Nội, tháng 4 năm 2017 Tác giả Đặng Thị Mến i
LỜI CAM ĐOAN Tôi xin cam đoan rằng số liệu và kết quả nghiên cứu trong khóa luận này là trung thực và không trùng lặp với các đề tài khác. Tôi cũng xin cam đoan rằng mọi sự giúp đỡ cho việc thực hiện khóa luận này đã đƣợc cảm ơn và các thông tin trích dẫn trong khóa luận đã đƣợc chỉ rõ nguồn gốc. Hà Nội, tháng 4 năm 2017 Tác giả Đặng Thị Mến ii
MỤC LỤC MỞ ĐẦU ........................................................................................................... 1 1. Lí do chọn đề tài ............................................................................................ 1 2. Mục đích nghiên cứu ..................................................................................... 1 3. Đối tƣợng và phạm vi nghiên cứu................................................................. 1 4. Nhiệm vụ nghiên cứu .................................................................................... 1 5. Phƣơng pháp nghiên cứu............................................................................... 2 6. Cấu trúc khoá luận ........................................................................................ 2 Chƣơng 1. MỘT SỐ PHÉP ĐO CƠ BẢN TRONG THIÊN VĂN HỌC. ........ 3 1.1. Đo các toạ độ địa lí..................................................................................... 3 1.1.1. Đo vĩ độ φ............................................................................................. 3 1.1.2. Đo kinh độ λ ......................................................................................... 4 1.2. Đo thời gian, đồng hồ Mặt Trời ................................................................. 5 1.2.1. Đồng hồ Mặt Trời kiểu xích đạo .......................................................... 6 1.2.2. Đồng hồ Mặt Trời kiểu chân trời ......................................................... 6 1.3. Đo khoảng cách đến các thiên thể .............................................................. 7 1.3.1. Đo khoảng cách đến các thiên thể ở gần (trong dải Ngân Hà) ............ 7 1.3.1.1. Phƣơng pháp vô tuyến định vị (radar) ............................................ 7 1.3.1.2. Phƣơng pháp xác định khoảng cách bằng thị sai ............................ 8 1.3.1.3. Xác định khoảng cách theo cấp sao .............................................. 12 1.3.2. Xác định khoảng cách đến các thiên thể ở xa (ngoài dải Ngân Hà) .. 13 1.3.2.1. Phổ sai (Spectroscopic parallax) ................................................... 13 1.3.2.2. Định luật Hubble ........................................................................... 14 1.3.2.3. Xác định khoảng cách qua sao biến quang ................................... 15 1.3.2.4. Xác định khoảng cách qua hiệu ứng Doppler ............................... 15 1.3.3. Các đơn vị đo khoảng cách trong thiên văn học ................................ 16 1.4. Xác định kích thƣớc thiên thể .................................................................. 17 iii
1.4.1. Xác định kích thƣớc thiên thể ở gần ................................................... 17 1.4.2. Xác định kích thƣớc thiên thể ở xa ..................................................... 18 1.5. Đo khoảng cách đỉnh kính lục phân ......................................................... 19 1.5.1. Kính đo góc ......................................................................................... 19 1.5.2. Đo khoảng cách đỉnh kính lục phân .................................................... 20 1.6. Xác định nhiệt độ ..................................................................................... 22 1.6.1. Bức xạ nhiệt ........................................................................................ 22 1.6.2. Bức xạ của vật đen tuyệt đối ............................................................... 22 1.7. Xác định thành phần cấu tạo .................................................................... 23 1.8. Xác định khối lƣợng ................................................................................. 24 1.9. Xác định từ trƣờng ................................................................................... 25 1.10. Phƣơng pháp để tìm các ngoại hành tinh trong các năm gần đây.......... 26 1.10.1. Sử dụng sự biến quang của chính sao đó .......................................... 26 1.10.2. Kính thiên văn Kepler ....................................................................... 27 1.10.3. Kính thiên văn hồng ngoại Spitzer.................................................... 27 Chƣơng 2. MỘT SỐ VÍ DỤ VỀ CÁC PHÉP ĐO CƠ BẢN .......................... 28 2.1. Ví dụ về xác định tọa độ địa lí ................................................................. 28 2.2. Ví dụ về đo thời gian, đồng hồ Mặt Trời ................................................. 28 2.3. Ví dụ về đo khoảng cách giữa các thiên thể ............................................ 31 2.4. Ví dụ về xác định kích thƣớc thiên thể .................................................... 33 2.5. Ví dụ về đo khoảng cách đỉnh kính lục phân ........................................... 34 Chƣơng 3. HỆ THỐNG CÁC BÀI TẬP DỰA TRÊN CÁC PHÉP ĐO ............ TRONG THIÊN VĂN .................................................................................... 36 3.1. Đề bài ....................................................................................................... 36 3.2. Lời giải ..................................................................................................... 38 KẾT LUẬN ..................................................................................................... 47 TÀI LIỆU THAM KHẢO ............................................................................... 48 iv
DANH MỤC CÁC BẢNG Bảng 1. Bảng thống kê chỉ số của các nguyên tố hóa học phổ biến nhất trong vũ trụ, lấy chuẩn chỉ số của Hiđrô bằng 1000000) .................. 24 v
MỞ ĐẦU 1. Lí do chọn đề tài Thiên văn học là một trong số những môn khoa học đƣợc coi là ra đời sớm nhất của nhân loại cùng với những môn khoa học đầu tiên nhƣ toán học, triết học … Đối tƣợng nghiên cứu của Thiên văn học đƣợc mở rộng từ khái niệm “thiên thể” ban đầu đƣợc hiểu là các vật thể trên bầu trời, đƣợc mở rộng ra, cụ thể hơn, đa dạng hơn: Mặt Trời, Mặt Trăng, sao chổi, thiên thạch … đến các vệ tinh nhân tạo, các thiên hà …, trong đó có những vật thể chỉ mới phát hiện trong khoảng thời gian gần đây nhƣ: Lỗ đen, sao neutron, quaza, … Trong đó có những hiện tƣợng chúng ta có thể thấy ngay bằng mắt thƣờng, hay có những hiện tƣợng chúng ta phải dùng kính thiên văn hoặc các tính toán hỗ trợ. Do đó, việc nghiên cứu các phƣơng pháp đo đạc là rất cần thiết, nó đáp ứng nhu cầu đời sống nhƣ xác định thời gian, xác định toạ độ địa lí, xác định phƣơng hƣớng … hoặc phục vụ nhu cầu phát triển khoa học nhƣ xác định khoảng cách tới các thiên thể, xác định kích thƣớc của chúng. Vì vậy, em đã chọn đề tài “Các phép đo cơ bản trong thiên văn học” làm đề tài khoá luận tốt nghiệp của mình. 2. Mục đích nghiên cứu - Tìm hiểu về các phép đo cơ bản trong thiên văn học. - Tìm hiểu về các dụng cụ sử dụng trong các phép đo thiên văn. 3. Đối tƣợng và phạm vi nghiên cứu - Các phép đo cơ bản và một số ví dụ về các phép đo. 4. Nhiệm vụ nghiên cứu - Nghiên cứu cơ sở lí thuyết về các phép đo cơ bản trong thiên văn học. - Các ví dụ về các phép đo và các bài tập liên quan. 1
5. Phƣơng pháp nghiên cứu - Đọc và tra cứu tài liệu. - Tổng hợp và phân tích. 6. Cấu trúc khoá luận Ngoài phần mở đầu, kết luận, các tài liệu tham khảo, khoá luận gồm 3 chƣơng: Chƣơng 1. Một số phép đo cơ bản trong thiên văn học. Chƣơng 2. Một số ví dụ về các phép đo cơ bản. Chƣơng 3. Hệ thống các bài tập dựa trên các phép đo cơ bản trong thiên văn. 2
Chƣơng 1 MỘT SỐ PHÉP ĐO CƠ BẢN TRONG THIÊN VĂN HỌC. 1.1. Đo các toạ độ địa lí 1.1.1. Đo vĩ độ φ Độ vĩ nơi quan sát có giá trị bằng độ cao thiên cực, nhƣng thiên cực là một điểm tƣởng tƣợng nên ngƣời ta thƣờng xác định độ vĩ qua độ cao của thiên thể. Phƣơng pháp tổng quát là áp dụng công thức chuyển toạ độ [1] cos = sin.sin + cos.coscost (1) (t = s -  với ,  là toạ độ xích đạo của thiên thể, Z, s là khoảng cách đỉnh và giờ sao lúc ta quan sát). Nếu biết khoảng cách đỉnh Z của một thiên thể có toạ độ xích đạo đã biết ở một thời điểm xác định, ta có thể xác định đƣợc độ vĩ φ nơi quan sát. Việc xác định độ vĩ φ càng chính xác nếu phép đo khoảng cách đỉnh Z càng chính xác. Phép đo khoảng cách đỉnh chính xác nhất khi thiên thể đi qua kinh tuyến trên, trong trƣờng hợp này góc giờ t của thiên thể bằng không, cost = 1 nên: cosZ = sin.sin + cos.cos  hay cosZ = cos( -) (3)  Z (4) Lấy dấu (+) khi thiên thể qua kinh tuyến trên phía Nam thiên đỉnh. Lấy dấu (-) khi thiên thể qua kinh tuyến trên phía Bắc thiên đỉnh. Ngoài ra, xác định vĩ độ địa lí và số hiệu chính u của đồng hồ bằng quan sát hai thiên thể ở cùng khoảng cách đỉnh (cùng độ cao). Nếu hai thiên thể có tọa độ xích đạo tƣơng ứng là , và , đƣợc quan sát tại hai thời điểm tƣơng ứng là T1’ và T2’. Lúc quan sát nếu khoảng cách đỉnh của chúng 3
có trị số tƣơng tự nhƣ nhau thì từ công thức: cosZ = sin.sin + cos.cos.cost [1] và t = T’ + u - [1] ( Với u: hiệu chính của đồng hồ; T’ là giờ đồng hồ sao; t: là góc giờ) Ta viết đƣợc phƣơng trình: sin.sin + cos.cos.cos (T1’ + u -  sin.sin+ cos.cos.cos (T2’+ u –   Trong đó ẩn số là vàu Nếu lặp lại quan sát cho một cặp sao thứ hai nữa thì ta viết thêm đƣợc phƣơng trình thứ hai. Giải hệ phƣơng trình này ta sẽ thu đƣợc vàu. Phƣơng pháp xác định vĩ độ vàsố hiệu chỉnh u của đồng hồ bằng quan sát hai cặp sao ở cùng khoảng cách đỉnh đƣợc ứng dụng rộng rãi trong thiên văn đo đạc. Ƣu điểm của phƣơng pháp là không cần đo khoảng cách đỉnh mà chỉ có động tác ghi thời điểm lúc hai cặp thiên thể đi qua một vòng đồng cao nào đó. 1.1.2. Đo kinh độ λ Ngƣời ta dựa vào cơ sở hiệu giờ địa phƣơng tại hai nơi (tính ở cùng một thời điểm vật lí) bằng hiệu kinh độ của hai nơi đó [1] S1 - S2 = 1 - 2 T01 – T02 =1 - 2 Tm1 - Tm2 = 1 - 2 Trong đó S1 - S2 là hiệu giờ sao địa phƣơng; T01 – T02 là hiệu giờ Mặt Trời thực địa phƣơng; Tm1 - Tm2 là hiệu Mặt Trời trung bình địa phƣơng. Kinh độ địa lí của mỗi nơi đƣợc tính từ kinh tuyến gốc (0 = 0). Nếu T là giờ địa phƣơng của kinh tuyến (ở về phía đông Grinuych) và nếu T0 là giờ địa phƣơng của Grinuych thì: 4
 = T – T0 (6) Nhƣ vậy việc xác định kinh độ của một nơi nào đó quy về việc xác định giờ địa phƣơng tại nơi đó và tại kinh tuyến gốc ở cùng một thời điểm vật lí. Ngày nay tín hiệu giờ địa phƣơng chính xác T0 của kinh tuyến gốc hàng ngày đƣợc phát bằng vô tuyến điện. Quá trình tiến hành xác định độ kinh  nhƣ sau: ngƣời ta quan sát một sao nào đó để xác định số hiệu chỉnh u của đồng hồ đối với kinh tuyến nơi quan sát. Trƣớc và sau quan sát sao đó ngƣời ta thu tín hiệu giờ của kinh tuyến gốc để tính số hiệu chính u0 của đồng hồ đối với kinh tuyến gốc tại thời điểm quan sát sao trên. Dựa vào T = T’ + u [1] và (6) ta sẽ tính đƣợc:  = u – u0 (7) Vì  = T – T0 Nên  = (T’ + u) – (T’ + u0) Nhƣ vậy việc xác định kinh độ quy về việc xác định số hiệu chính của đồng hồ. 1.2. Đo thời gian, đồng hồ Mặt Trời Để đo giờ Mặt trời thực, ngƣời ta dùng đồng hồ Mặt trời. Nguyên tắc hoạt động của đồng hồ là dựa vào nhật động của Mặt trời và một vật chuẩn. Hàng ngày Mặt trời nhật động Trái Đất (quanh trục vũ trụ). Nếu có một cái que đặt theo phƣơng song song với trục vũ trụ thì bóng của que này trên tấm ván đặt thẳng vuông góc với que cũng sẽ quay đều. Đó là cơ sở để tạo ra một đồng hồ đƣợc gọi là đồng hồ Mặt Trời. Có hai loại đồng hồ Mặt trời: Đồng hồ Mặt Trời kiểu xích đạo: mặt đồng hồ song song với mặt phẳng xích đạo trời. Đồng hồ Mặt Trời kiểu chân trời: mặt đồng hồ song song với mặt 5
phẳng chân trời, không vuông góc với kim đồng hồ hƣớng theo trục vũ trụ. 1.2.1. Đồng hồ Mặt Trời kiểu xích đạo Đồng hồ này gồm một cái que cắm thẳng góc với một tấm ván. Tấm ván làm mặt đồng hồ. Mặt đồng hồ đƣợc đặt song song với mặt phẳng xích đạo và do đó que sẽ nằm theo phƣơng song song với trục vũ trụ (H.2) Hình 2 Nhƣ vậy mặt đồng hồ nghiêng với phƣơng nằm ngang một góc 900 – - là vĩ độ nơi đặt đồng hồ) Do nhật động của Mặt Trời từ Đông sang Tây mà bóng của que cũng quay đều trên mặt từ Tây sang Đông, cứ mỗi giờ thì bóng quay đƣợc 150. Rõ ràng lúc giữa trƣa bóng que in theo phƣơng đƣờng Bắc Nam (12h). 1.2.2. Đồng hồ Mặt Trời kiểu chân trời Mặt đồng hồ loại này đƣợc đặt theo phƣơng nằm ngang. Que đƣợc cắm nghiêng với mặt một góc bằng vĩ độ địa lí. Đồng hồ đƣợc đặt sao cho que nằm song song với trục vũ trụ (H.3) 6
Hình 3 Do nhật động Mặt Trời chuyển động quanh trục vũ trụ (quanh que) trong mặt phẳng thẳng góc với trục vũ trụ. Nhƣ vậy mặt đồng hồ không song song với mặt phẳng nhật động của Mặt Trời (nghiêng một góc bằng 900 – - nên bóng que quét trên mặt đồng hồ với vận tốc không đều, từ đó các vạch chia giờ trên mặt đồng hồ này cũng không đều. Muốn khắc giờ trên mặt ta phải tính góc quay của bóng que ứng với từng giờ nhất định trong ngày. Cần biết rằng đồng hồ Mặt Trời chỉ giờ Mặt Trời thực địa phƣơng. Muốn quy về giờ sinh hoạt (giờ múi) thì phải hiệu chỉnh với phƣơng trình thời gian và kinh độ nơi đặt đồng hồ. Trong sinh hoạt bình thƣờng không đòi hỏi độ chính xác cao thì ta có thể sử dụng giờ của đồng hồ Mặt Trời. 1.3. Đo khoảng cách đến các thiên thể 1.3.1. Đo khoảng cách đến các thiên thể ở gần (trong dải Ngân Hà) 1.3.1.1. Phương pháp vô tuyến định vị (radar) Kĩ thuật radar là kĩ thuật mà ngƣời ta truyền đi một chùm xung vô tuyến có cƣờng độ lớn và thu sóng phản xạ lại bằng máy thu. Bằng cách phân tích sóng phản xạ, vật phản xạ đƣợc định vị và đôi khi đƣợc xác định hình dạng. Chỉ với một lƣợng nhỏ sóng phản xạ, tín hiệu radio có thể dễ dàng thu 7
nhận và khuếch đại. Sóng radio có thể dễ dàng tạo ra với cƣờng độ thích hợp, có thể phát hiện một lƣợng sóng cực nhỏ và sau đó khuếch đại vài lần. Vì thế radar thích hợp để định vị vật ở khoảng cách mà các sự phản xạ khác nhƣ của âm thanh hay của ánh sáng là quá yếu không đủ để xác định. Kĩ thuật radar trong thiên văn, ngƣời ta phát những xung laze mạnh lên các thiên thể và thu lại xung phản hồi. Từ thời gian truyền khứ hồi của xung đó sẽ tính đƣợc khoảng cách đến các thiên thể, Qua hình dạng của xung có thể đoán nhận về hình dạng và mức độ nhẵn của bề mặt thiên thể. Cũng có thể xác định sự quay của thiên thể qua hiệu ứng Đốple. Nhƣ vậy với đặc điểm của xung vô tuyến điện thì ta chỉ dùng phƣơng pháp này để nghiên cứu các thiên thể ở gần (trong hệ Mặt Trời). 1.3.1.2. Phương pháp xác định khoảng cách bằng thị sai Thị sai trong thiên văn học là góc giữa hai hƣớng đi qua hai vị trí khác nhau đến thiên thể đƣợc quan sát. Khoảng cách của các vật thể trong vũ trụ và cả trên bề mặt Trái Đất đƣợc tính toán bằng cách xác định thị sai. Vì vậy, thị sai trong thiên văn học thƣờng đƣợc hiểu là khoảng cách. Thị sai xuất hiện từ sự thay đổi vị trí biểu kiến của vật thể trên thiên cầu, đƣợc gây ra do sự thay đổi điểm gốc của hệ tọa độ gắn với ngƣời quan sát. Vị trí tức thời của một thiên thể là hình chiếu của thiên thể đó trên thiên cầu, theo tia chiếu đi qua vị trí ngƣời quan sát. Hình chiếu này phụ thuộc vào vị trí của ngƣời quan sát, vì từ các vị trí khác nhau trên bề mặt Trái Đất hay trong không gian, thiên thể đƣợc chiếu vào nhiều hƣớng khác nhau. Sự thay đổi vị trí quan sát đối với thiên thể đƣợc quan sát là kết quả của chuyển động xoay của Trái Đất quanh trục của mình, chuyển động của Trái Đất quanh Mặt Trời và chuyển động của Hệ Mặt Trời trong không gian. Những chuyển động tự nhiên này tạo ra khoảng cách giữa hai vị trí quan sát. 8
Khi khoảng cách này càng lớn, thị sai càng lớn, ứng với khả năng xác định khoảng cách của thiên thể càng cao. Thị sai ngày (thị sai địa tâm) là thay đổi vị trí của thiên thể trên thiên cầu, quan sát từ bề mặt của Trái Đất đối với vị trí của nó nếu đƣợc quan sát từ tâm Trái Đất. Thị sai ngày của các thiên thể trong Hệ Mặt Trời bị thay đổi do chuyển động xoay của Trái Đất quanh trục của mình, từ các giá trị nhỏ nhất tại kinh tuyến trời đến giá trị lớn nhất tại chân trời. Hình 4 Góc tạo bởi phƣơng nhìn trên thiên thể S2 từ một điểm trên mặt đất và phƣơng nhìn đến thiên thể đó từ tâm Trái Đất đƣợc gọi là thị sai ngày của thiên thể đó (góc p trên hình 4): p = AS2O Hay góc từ thiên thể nhìn bán kính Trái Đất. Khi thiên thể ở thiên đỉnh thì thị sai ngày của nó bằng không. Khi thiên thể nằm trên đƣờng chân trời thì có trị số lớn nhất và đƣợc gọi là thị sai chân trời (p0). Với p0 = AS1O Với S1: thiên thể S1 khi nằm ở trên đƣờng chân trời. Thị sai năm Đối với các sao (ngoài hệ Mặt Trời) vì ở quá xa nhau nên thị sai chân trời của chúng quá bé không thể xác định đƣợc. Ngƣời ta phải sử dụng thị sai 9
năm. Thị sai năm (của một sao là góc nhìn bán kính quỹ đạo chuyển động của Trái Đất quanh Mặt Trời từ sao đó. Trên hình 5 vòng tròn là quỹ đạo chuyển động của Trái Đất Đ (M là Mặt Trời). Hình 5 Góc ĐSM =  Từ hình 5 ta có: Với là thị sai năm của thiên thể S a là khoảng cách từ Trái Đất đến Mặt Trời từ đó = Xác định thị sai chân trời. Hình 6 10
Giả sử từ hai vị trí A1 và A2 trên mặt đất nằm trên cùng một kinh tuyến ( nhƣ nhau)   trong đó (hình 6) Ta có ̂ : khoảng cách đỉnh của thiên thể S tại A1 ̂ : khoảng cách đỉnh của thiên thể S tại A2 ̂ ̂ Xét tứ giác OA1SA2: A2OA1 + OA1S + A1SA2 + SA2O = 3600 ( ( ( ( Hay (8) Mà p1 = p0sinZ1 p2 = p0sinZ2 vậy p0 (sinZ1 +sinZ2) = do đó (9) Từ hình 4, ta xét có: ( Xét vuông tại A có: Từ đó Vì và p nhỏ nên có thể viết: p = p0sinZ (10) Trong đó R: bán kính Trái Đất là khoảng cách từ tâm Trái Đất đến thiên thể 11
Biết thị sai chân trời p0 của một thiên thể ta có thể tính đƣợc khoảng cách đến Trái Đất: ( Bằng cách này ngƣời ta xác định đƣợc thị sai của Mặt Trăng là: p0T = 57'2''67 + 0''06 từ đó khoảng cách từ Trái Đất tới Mặt Trăng là: r = 384400 km Thị sai chân trời của Mặt Trời nếu xác định bằng phƣơng pháp này sẽ mắc sai số khá lớn, vì Mặt Trời ở khá xa Trái Đất. Cuối thế kỉ XVII ngƣời ta xác định gián tiếp thị sai của Mặt Trời qua thị sai của sao hỏa khi hành tinh này giao hội với Trái Đất. Kết hợp với phƣơng pháp vô tuyến định vị năm 1964 Hội Thiên văn Quốc tế xác định giá trị thị sai chân trời của Mặt Trời là p0MT = 8’’794 Từ đó khoảng cách từ Trái Đất đến Mặt Trời là một đơn vị thiên văn bằng: A = 1đvtv = 1AU = 1,496. 1011 m Đối với các thiên thể ở xa thì khoảng cách đến nó đƣợc xác định qua thị sai năm và đơn vị thiên văn. Nhƣ vậy, với phƣơng pháp tìm khoảng cách qua thị sai ta xác định đƣợc khoảng cách tới các thiên thể ở xa hơn so với phƣơng pháp vô tuyến định vị. Tuy nhiên, khoảng cách này cũng không thể quá xa hơn và chỉ giới hạn trong giải Ngân Hà. 1.3.1.3. Xác định khoảng cách theo cấp sao Theo định nghĩa về cấp sao ta có: M = m + 5 – 5.lgd (12) Dựa vào công thức (12) cho ta xác định khoảng cách d nếu biết cấp sao. Cách xác định này đƣợc dùng để xác định khoảng cách đến các sao trong Ngân Hà. 12
1.3.2. Xác định khoảng cách đến các thiên thể ở xa (ngoài dải Ngân Hà) 1.3.2.1. Phổ sai (Spectroscopic parallax) Với các ngôi sao ở xa hoặc các thiên hà khác, không thể dùng phƣơng pháp thị sai dựa vào sự thay đổi của góc nhìn. Các nhà thiên văn sử dụng một phƣơng pháp khác gọi là phổ sai, tức là dựa vào sự chênh lệch thu đƣợc từ quang phổ của ngôi sao để xác định khoảng cách. Biểu đồ Hertzaprung – Russel, đây là biểu đồ phân chia các sao trong vũ trụ dựa vào màu sắc quang phổ thu đƣợc của chúng. Từ màu sắc của quang phổ thu đƣợc và đối chiếu trên biểu đồ này, ngƣời ta biết đƣợc sao thuộc nhóm nào và có thể xác minh tƣơng đối chính xác độ sáng tuyệt đối của nó (độ sáng tuyệt đối là độ sáng thu đƣợc của một ngôi sao bất kì khi quan sát tại khoảng cách quy ƣớc là 10 parsec, độ sáng này do đó không phụ thuộc vào khoảng cách ngôi sao đến Trái Đất). Để xác định phổ sai của ngôi sao, ngƣời ta so sánh độ sáng tuyệt đối này với độ sáng biểu biến. Độ sáng biểu kiến này mới chính là độ sáng của các ngôi sao mà chúng ta hàng đêm nhìn thấy trên bầu trời. Độ sáng này phụ thuộc vào khoảng cách. Các sao trong thiên hà có khoảng cách tới chúng ta khác nhau, nếu hai ngôi sao có cùng độ sáng tuyệt đối thì ngôi sao ở xa hơn sẽ có độ sáng biểu kiến nhỏ hơn. So sánh hai độ sáng này, các nhà thiên văn có thể tìm ra khoảng cách của các ngôi sao. Đối với các thiên hà khác, không phải các ngôi sao trong thiên hà Milky Way của chúng ta, ngƣời ta không thể sử dụng biểu đồ Hertzaprung – – Russel do biểu đồ này không dành cho tập hợp lớn nhƣ thiên hà, quần thiên hà. Phƣơng pháp phổ sai trong trƣờng hợp này đƣợc thực hiện theo một hƣớng khác, đó là dựa vào các sao biến quang Cephied. 13
Biểu đồ Hertzaprung – Russel 1.3.2.2. Định luật Hubble Năm 1929, Edwin Hubble khám phá ra sự ra đời của các thiên hà nhờ dịch chuyển về phía đỏ trên quang phổ của chúng. Phát hiện này đã dẫn đến những kết luận chúng ta đang sống trong một vũ trụ đang dãn nở, đi kèm với nó là định luật Hubble về tốc độ dịch chuyển của các thiên hà so với chúng ta. Công thức của định luật này nhƣ sau: v = H. r Trong đó v là vận tốc dịch chuyển ra xa của thiên hà, H là hằng số Hubble và r là khoảng cách hiện tại của thiên hà. Hằng số Hubble (H) tới nay đƣợc xác định tƣơng đối chính xác vì nó đƣa ra kết quả tính toán tuổi vũ trụ rất khớp với kết quả tính toán ra từ việc quan sát bức xạ nền của vũ trụ. Vận tốc v có thể tính ra qua theo dõi dịch chuyển đỏ (red shift) của thiên hà. Từ đó ngƣời ta có thể tính ngay ra khoảng cách r của thiên hà đƣợc quan sát. Phƣơng pháp sử dụng định luật Hubble này đƣợc sử dụng rộng rãi trong việc đo khoảng cách của các thiên hà ở xa. Tuy vậy nó lại không đƣợc áp dụng trong các trƣờng hợp sử dụng thị sai và phổ sai nêu trên, vì các sao trong cùng thiên hà của chúng ta thì không có chuyển động dịch xa theo định luật Hubble, còn các thiên hà quá gần thì có dịch chuyển đỏ nhỏ, khó có thể 14