Khóa luận tốt nghiệp: Xác định sai số của hệ đo quang trắc dùng kính thiên văn Takahashi ở trường Đại học Sư Phạm Tp.HCM

Chia sẻ: _ _ | Ngày: | Loại File: PDF | Số trang:57

Thêm vào BST

Báo xấu

23
lượt xem 9
download

Download Vui lòng tải xuống để xem tài liệu đầy đủ

Mục tiêu của đề tài là thu nhận bộ số liệu về size seeing và cấp sao của các ngôi sao chụp được bằng kính thiên văn tại trường Đại học Sư phạm TP.HCM. Xác định sai số của cấp sao nhìn thấy đo được bằng hệ đo quang trắc dùng kính thiên văn Takahashi ở trường Đại học Sư phạm TP.HCM so với cấp sao chính xác của các ngôi sao. Mời các bạn cùng tham khảo!

Chủ đề:

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

Lưu

Nội dung Text: Khóa luận tốt nghiệp: Xác định sai số của hệ đo quang trắc dùng kính thiên văn Takahashi ở trường Đại học Sư Phạm Tp.HCM

BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM THÀNH PHỐ HỒ CHÍ MINH KHOA VẬT LÝ XÁC ĐỊNH SAI SỐ CỦA HỆ ĐO QUANG TRẮC DÙNG KÍNH THIÊN VĂN TAKAHASHI Ở TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP.HCM Giảng viên hướng dẫn : TS. Cao Anh Tuấn Sinh viên thực hiện : Lê Minh Phương Năm 2019
Lời cảm ơn Đầu tiên, em xin được gửi lời cảm ơn của mình đến thầy Cao Anh Tuấn, thầy đã tận tình chỉ bảo, hướng dẫn em nghiên cứu, sử dụng và điều khiển thành thạo kính thiên văn, cũng như giúp đỡ em trong những lúc gặp khó khăn để em có thể hoàn thành tốt luận văn này. Qua thời gian học tập và làm việc chung với thầy, em có thể cảm nhận được niềm đam mê cháy bỏng và sự quan tâm sâu sắc của thầy dành cho thiên văn học, điều khiến em rất cảm kích và giúp em thấy được thiên văn học là một ngành khoa học lý thú và bổ ích như thế nào. Kế đến, em muốn dành lời cảm ơn cho ba và mẹ của em, những người đã luôn ủng hộ và hỗ trợ em rất nhiều để em có thể yên tâm thực hiện luận văn. Em cũng xin cảm ơn đến tập thể các thầy cô trong khoa Vật Lý đã truyền đạt những kiến thức rất bổ ích trong suốt bốn năm học tập và làm việc tại trường Đại học Sư phạm TP.HCM, đó chính là nền tảng cho em trong quá trình thực hiện luận văn và là cơ sở để em có thể vững tin hơn trên con đường từng bước trở thành một người giáo viên tốt. Cảm ơn Nguyễn Thành Phúc, Nguyễn Ngọc Đăng Khoa, Trần Phúc Khang, Hồ Tấn Duy, Phạm Thị Mỹ Hảo và những người bạn khác đã giúp đỡ và tiếp thêm động lực cho em trong quá trình làm luận văn. Lời cuối cùng em muốn chúc thầy cô thật nhiều sức khỏe, luôn gặt hái được nhiều thành công trong sự nghiệp giáo dục của mình. TP. Hồ Chí Minh, tháng 5 năm 2019 Lê Minh Phương
MỤC LỤC Danh mục kí hiệu và chữ viết tắt .......................................................................................... 1 Danh mục hình ảnh và đồ thị ................................................................................................ 2 Danh mục các bảng số liệu ................................................................................................... 4 PHẦN MỞ ĐẦU.................................................................................................................. 5 1. Lý do chọn đề tài .......................................................................................................... 5 2. Mục đích của đề tài ...................................................................................................... 5 3. Mục tiêu của đề tài ....................................................................................................... 5 4. Cách tiếp cận ................................................................................................................ 6 5. Phương pháp nghiên cứu .............................................................................................. 6 PHẦN 1 ............................................................................................................................... 7 CƠ SỞ LÝ THUYẾT ........................................................................................................... 7 1.1. Lý thuyết quang trắc thiên văn................................................................................... 7 1.2. Cấp sao nhìn thấy (cấp sao biểu kiến) ........................................................................ 8 1.3. Cấp sao tuyệt đối ....................................................................................................... 8 1.4. Kính thiên văn ........................................................................................................... 9 1.4.1. Phân loại kính ..................................................................................................... 9 1.4.2. Các đặc trưng của kính thiên văn ...................................................................... 11 1.4.3. Các kiểu đặt kính .............................................................................................. 12 PHẦN 2 ............................................................................................................................. 14 SIZE SEEING .................................................................................................................... 14 2.1. Full Width at Half Maximum (FWHM) ................................................................... 15 2.2. Kích thước hình ảnh (hay độ phân giải của CCD) – Image Scale ............................. 25 2.3. Size Seeing .............................................................................................................. 25 PHẦN 3 ............................................................................................................................. 34 HỆ KÍNH THIÊN VĂN TAKAHASHI Ở TRƯỜNG ĐẠI HỌC ....................................... 34 SƯ PHẠM TP.HCM VÀ CÁC PHẦN MỀM SỬ DỤNG ĐỂ ............................................ 34 QUANG TRẮC ................................................................................................................. 34 3.1. Hệ kính thiên văn Takahashi (hình 3.1) ................................................................... 34 3.2. CCD ST7 (hình 3.2) ................................................................................................ 35 3.3. Phần mềm IRAF ...................................................................................................... 35 3.4. Phần mềm Stellarium .............................................................................................. 36
PHẦN 4 ............................................................................................................................. 37 TÍNH TOÁN SAI SỐ CỦA HỆ KÍNH Ở TP.HCM............................................................ 37 4.1. Xác định cấp sao nhìn thấy của các thiên thể bằng phần mềm IRAF........................ 37 4.1.1. Xác định cấp sao của một ngôi sao ................................................................... 37 4.1.2. Xác định cấp sao của một cụm sao.................................................................... 41 4.2. Kết quả đo cấp sao và sai số so với cấp sao lý thuyết ............................................... 45 KẾT LUẬN VÀ HƯỚNG PHÁT TRIỂN .......................................................................... 52 TÀI LIỆU THAM KHẢO .................................................................................................. 53
Danh mục kí hiệu và chữ viết tắt E: độ rọi của sao m: cấp sao nhìn thấy của sao M: cấp sao tuyệt đối của sao π: góc thị sai d: khoảng cách từ Trái Đất tới ngôi sao TP.HCM: Thành phố Hồ Chí Minh IRAF: Interactive Reduction and Analysis Facility CCD ST7: Charge – Coupled Devices ST7 FWHM: Full Width at Half Maximum MFWHM: Max Full Width at Half Maximum mTN: cấp sao đo được từ thực nghiệm mLT: cấp sao chính xác trên lý thuyết 1
Danh mục hình ảnh và đồ thị Hình 1.1: Cấu tạo chủ yếu của kính thiên văn khúc xạ ....................................................... 9 Hình 1.2: Sơ đồ cấu tạo và cách hoạt động của kính thiên văn khúc xạ kiểu Kepler ..........10 Hình 1.3: Cấu tạo của kính thiên văn phản xạ kiểu Newton ...............................................11 Hình 2.1: Airy disk ...........................................................................................................14 Hình 2.2: Seeing disk ........................................................................................................14 Hình 2.3: Ảnh light của tinh vân M42 10s .........................................................................15 Hình 2.4: Ảnh dark 10s .....................................................................................................16 Hình 2.5: Ảnh flat field 5s .................................................................................................16 Hình 2.6: Chụp ảnh Flat field ............................................................................................ 17 Hình 2.7: Ảnh flat field đã trừ dark và chia Mean 5s .........................................................18 Hình 2.8: Ảnh SAO151702 đã được xử lý hoàn chỉnh .......................................................19 Hình 2.9: Ảnh cụm sao mở M41 đã được xử lý hoàn chỉnh ...............................................19 Hình 2.10: Ảnh cụm sao mở NGC2204 đã được xử lý hoàn chỉnh ....................................20 Hình 2.11: Ảnh SAO132323 đã được xử lý hoàn chỉnh .....................................................20 Hình 2.12: Ảnh SAO132323 đã được xử lý hoàn chỉnh .....................................................21 Hình 2.13: Ảnh tinh vân M42 đã được xử lý hoàn chỉnh ...................................................21 Hình 2.14: Ảnh SAO151751 đã được xử lý hoàn chỉnh .....................................................22 Hình 2.15: Ảnh SAO151625 đã được xử lý hoàn chỉnh .....................................................22 Hình 2.16: Đồ thị phân bố Gauss và FWHM của một ngôi sao trong tinh vân M42 ...........23 Hình 2.17: Hình vẽ phân bố số photon của SAO116863; size seeing 3,16 .........................30 Hình 3.1: Hệ kính thiên văn Takahashi.............................................................................. 34 Hình 3.2: CCD ST7...........................................................................................................35 Hình 3.3: Giao diện của phần mềm IRAF..........................................................................36 Hình 3.4: Giao diện của phần mềm Stellarium .................................................................36 Hình 4.1: Các thông số của gói phot ..................................................................................37 2
Hình 4.2: Các thông số của datapars..................................................................................38 Hình 4.3: Các thông số của centerpars............................................................................... 38 Hình 4.4: Các thông số của fitskypars ...............................................................................39 Hình 4.5: Các thông số của photpars .................................................................................39 Hình 4.6: Cấp sao chính xác của SAO116863 xác định bằng phần mềm Stellarium ..........40 Hình 4.7: Cấp sao của SAO116863 đo được bằng phần mềm IRAF ..................................41 Hình 4.8: FWHM của SAO116863 ...................................................................................43 Hình 4.9: Các ngôi sao được đánh dấu trong cụm sao mở M50 .........................................43 Hình 4.10: Các thông tin của các ngôi sao trong cụm sao mở M50....................................44 3
Danh mục các bảng số liệu Bảng 2.1: Giá trị FWHM năm 2011 ..................................................................................24 Bảng 2.2: Giá trị FWHM năm 2019 ..................................................................................24 Bảng 2.3: Giá trị size seeing năm 2011 .............................................................................26 Bảng 2.4: Giá trị size seeing năm 2019 .............................................................................28 Bảng 2.5: Hình vẽ phân bố số photon của các sao, sao trong cụm sao năm 2011 ...............31 Bảng 2.6: Hình vẽ phân bố số photon của các sao, sao trong cụm sao năm 2019 ...............32 Bảng 4.1: Kết quả đo cấp sao năm 2011 ............................................................................45 Bảng 4.2: Cấp sao trung bình và sai số năm 2011 ..............................................................47 Bảng 4.3: Kết quả đo cấp sao năm 2019 ............................................................................47 Bảng 4.4: Cấp sao trung bình và sai số năm 2019 ..............................................................50 4
PHẦN MỞ ĐẦU 1. Lý do chọn đề tài Hệ kính thiên văn Takahashi ở Khoa Vật lý Trường Đại học Sư phạm TP.Hồ Chí Minh được khảo sát từ năm 2004 và chính thức đưa vào sử dụng từ năm 2008. Kính được sử dụng để nghiên cứu và tổ chức quan sát cho sinh viên. Đến nay đã hơn mười năm sử dụng, hệ kính đã được sử dụng để thực hiện hai đề tài nghiên cứu cấp cơ sở, hướng dẫn nhiều luận văn sinh viên: sáu luận văn, một đề tài nghiên cứu khoa học sinh viên, tổ chức cho sinh viên thực hành quan sát sử dụng kính. Nhiều người cảm thấy thích thú với thiên văn học vì nó rất trực quan và thú vị. Những hình ảnh đẹp tuyệt vời của các thiên thể được chụp bởi kính thiên văn khiến chúng ta không khỏi rời mắt. Tuy nhiên, để nghiên cứu về thiên văn học thì ta cần nhiều hơn là ảnh chụp. Muốn tìm hiểu kĩ hơn, ta phải biết được các số đo các thuộc tính của thiên thể. Việc quan sát thiên văn chỉ thật sự có ý nghĩa khi chúng ta có thể trả lời định lượng được các câu hỏi như: Thiên thể đó cách chúng ta bao xa ? Có bao nhiêu năng lượng mà nó phát ra ? Thiên thể nóng tới cỡ nào ? Thông tin cơ bản nhất mà ta có thể đo được của một thiên thể đó là năng lượng dưới dạng bức xạ điện từ mà ta nhận được từ nó. Sử dụng các thiết bị để ghi nhận cường độ bức xạ của thiên hà, cụm sao, sao được gọi là quang trắc. Hệ đo quang trắc là hệ thống kính thiên văn kết hợp với Charge – Coupled Devices (CCD) camera được sử dụng để quang trắc. Sai số của hệ này phụ thuộc vào nhiều yếu tố: việc điều chỉnh kính của người sử dụng, độ ổn định của khí hậu, độ cao nơi đặt kính, ảnh hưởng của gió, của độ sáng môi trường xung quanh, size seeing,... Việc xác định sai số là rất cần thiết để có cơ sở so sánh với những kết quả trước đây, từ đó có hướng khắc phục, điều chỉnh giúp kính đạt độ chính xác cao nhất. Tuy nhiên, sai số của hệ đo quang trắc này chưa được khảo sát trong các nghiên cứu trước đây. 2. Mục đích của đề tài Thu nhận bộ số liệu về size seeing và cấp sao của các ngôi sao chụp được bằng kính thiên văn tại trường Đại học Sư phạm TP.HCM. 3. Mục tiêu của đề tài Xác định sai số của cấp sao nhìn thấy đo được bằng hệ đo quang trắc dùng kính thiên văn Takahashi ở trường Đại học Sư phạm TP.HCM so với cấp sao chính xác của các ngôi sao. 5
4. Cách tiếp cận Tìm hiểu về size seeing (một trong các yếu tố ảnh hưởng đến sai số của hệ kính). Sau đó tính toán giá trị size seeing ở TP.Hồ Chí Minh thông qua FWHM. Sử dụng kính thiên văn để chụp ảnh sao, cụm sao và xử lý hình ảnh bằng phần mềm IRAF và DS9. Từ đó đo cấp sao nhìn thấy của cụm sao và sao. Tính toán sai số của cấp sao nhìn thấy đo được so với cấp sao chính xác. 5. Phương pháp nghiên cứu Phương pháp nghiên cứu lý thuyết: - Đọc các tài liệu có liên quan đến CCD và size seeing. Phương pháp nghiên cứu thực tiễn: - Xử lý ảnh và đo cấp sao qua phần mềm IRAF và DS9. 6
PHẦN 1 CƠ SỞ LÝ THUYẾT 1.1. Lý thuyết quang trắc thiên văn Quang trắc thiên văn là một phần của thiên văn vật lý nghiên cứu cường độ bức xạ mà ta nhận được của các thiên thể như: thiên hà, cụm sao, sao,... Bức xạ đó được đặc trưng bởi độ rọi (brightness). Nói cách khác, cường độ bức xạ đo được của một thiên thể được xác định bởi độ rọi do nó tạo ra. Độ rọi trong thiên văn nhận hệ đơn vị của thiên văn gọi là cấp sao (độ rọi trong vật lý được tính qua flux). Việc đánh giá độ rọi của sao qua cấp sao được nhà thiên văn Hy Lạp Hipparchus tìm ra từ thế kỉ II TCN. Nó dựa trên cơ sở mắt người có thể nhận ra sự khác biệt giữa hai nguồn sáng nếu độ rọi của chúng hơn nhau 2,5 lần. [1] Bằng cách đo cường độ bức xạ của một thiên thể, ta có thể biết được một số thuộc tính của nó. Chẳng hạn như ta có thể ước đoán khoảng cách từ Trái Đất tới một thiên thể. Ngoài ra, nó còn cung cấp cho ta thông tin về toàn bộ năng lượng bên ngoài, nhiệt độ, kích thước và một số thuộc tính khác của thiên thể. [5] Bên cạnh đó, nếu số liệu đo được là chính xác, ta có thể cung cấp cho các nhà khoa học để họ nghiên cứu, từ đó họ có thể đưa ra các mô hình chính xác về cách mà vũ trụ hoạt động như thế nào, giúp chúng ta hiểu hơn về vũ trụ bao la rộng lớn ngoài kia. Ngược lại, nếu số liệu bị sai sót, nó sẽ dẫn tới việc các nhà khoa học đưa ra các mô hình sai lầm, điều đó sẽ khiến chúng ta hiểu lầm và cản trở sự phát triển của thiên văn học. [6] Có hai loại quang trắc thường được sử dụng trong thiên văn: - Quang trắc vi sai (differential photometry): Cấp sao đo được từ một ngôi sao được so sánh với cấp sao của những ngôi sao đã biết cấp sao ở vùng gần đó tại cùng một thời điểm, từ đó, “cấp sao tiêu chuẩn” của ngôi sao có thể được xác định. - Quang trắc nền trời (all-sky photometry): Đây là quá trình phức tạp hơn khi mà cấp sao được đo trực tiếp bằng cách sử dụng kết quả hiệu chỉnh ban đêm của hệ thống và điều kiện môi trường hiện tại bằng cách sử dụng một bộ các sao tiêu chuẩn bên ngoài trường nhìn. Phương pháp quang trắc vi sai dễ hơn nhiều so với cách còn lại. Nó cũng dễ chấp nhận hơn khi điều kiện quan sát không được lý tưởng. Ví dụ, nếu có một đám mây nhỏ bay ngang qua vùng trời nơi mà bạn đang chụp thì có khả năng cao là nó sẽ ảnh hưởng tới cấp sao của ngôi sao được dùng để so sánh nhiều hơn so với cấp sao của sao bạn cần chụp. [6] 7
1.2. Cấp sao nhìn thấy (cấp sao biểu kiến) Cấp sao nhìn thấy là thang xác định độ rọi sáng của các thiên thể trong thiên văn, kí hiệu là m với quy ước: sao có độ rọi càng lớn (tức là càng sáng) thì cấp sao nhìn thấy càng bé. Hai sao khác nhau một cấp có độ rọi khác nhau 2,512 lần. Như vậy, hai sao khác nhau năm cấp có độ rọi khác nhau 100 lần. [1] E1 = (2,512) = (2,5125)5 = 100 (1.1) E2 với E1 là độ rọi của ngôi sao 1, m1 là cấp sao nhìn thấy ứng với E1 E2 là độ rọi của ngôi sao 2, m2 là cấp sao nhìn thấy ứng với E2 Hay có thể viết dưới dạng: E1 lg = 0,4(m2 – m1) (1.2) E2 Như vậy, cấp sao nhìn thấy có thể được tính qua công thức: E0 m = 2,5lg (1.3) E với E0 là độ rọi của sao chuẩn E là độ rọi của sao đang xét Sao mờ nhất mà mắt ta còn thấy được là sao cấp 6. Với kính thiên văn, ta có thể thấy được sao cấp 20. Như vậy, kính thiên văn có công dụng phát hiện thêm những thiên thể trên bầu trời mà mắt ta không thấy được. [1] Cấp sao nhìn thấy là một đại lượng có thể xác định được bằng quang trắc (thông qua độ rọi). Vì cấp sao nhìn thấy của một ngôi sao ổn định là không thay đổi nên độ rọi là một đại lượng không đổi, đặc trưng cho ngôi sao đó. [1] 1.3. Cấp sao tuyệt đối Cấp sao tuyệt đối của các sao là cấp sao nhìn thấy của chúng nếu như khoảng cách từ chúng đến Trái Đất là 10 parsec (1 parsec ứng với góc thị sai hằng năm bằng 1 giây), kí hiệu của cấp sao tuyệt đối là M. M = m + 5 + 5lg π = m + 5 – 5lg d (1.4) với M là cấp sao tuyệt đối m là cấp sao nhìn thấy π là góc thị sai d là khoảng cách giữa sao với Trái Đất 8
1.4. Kính thiên văn Kính thiên văn là dụng cụ để nhìn những vật ở xa. Đó là dụng cụ dùng để thu tín hiệu (bức xạ điện từ) phát ra từ các thiên thể. Do khí quyển Trái Đất chỉ cho bức xạ điện từ ở vùng ánh sáng nhìn thấy và vùng sóng vô tuyến đi qua nên có hai loại kính thiên văn trên Trái Đất là kính thiên văn quang học và kính thiên văn vô tuyến. Ở đây ta chỉ xét kính thiên văn quang học. Nguyên tắc của kính này là thu gom ánh sáng từ thiên thể để có thể nhìn được những sao có cấp sao lớn mà mắt thường không nhận ra và khuếch đại ảnh lên. Vì là dụng cụ quang học nên kính thường chịu những sai lệch quang học (quang sai, sắc sai) làm méo, nhòe ảnh nên người ta làm kính từ thủy tinh tốt và kết hợp chúng để loại trừ sai lệch. Ngoài ra, vì là dụng cụ thu bức xạ điện từ (những bức xạ này dễ bị ảnh hưởng của môi trường) nên kính thường được đặt ở những vùng núi cao, không khí trong lành khô ráo, khí quyển ít bị xáo động. Ngày nay, kính thiên văn là dụng cụ cần thiết không thể thiếu được trong quan sát thiên văn. [1] 1.4.1. Phân loại kính a) Kính thiên văn khúc xạ Kính thiên văn được cấu tạo chủ yếu bởi hai phần: vật kính và thị kính. Ở kính thiên văn khúc xạ, vật kính là thấu kính (thị kính cũng là thấu kính có tác dụng phóng đại ảnh) (Hình 1.1). Hình 1.1: Cấu tạo chủ yếu của kính thiên văn khúc xạ [8] Kính thiên văn khúc xạ là loại kính viễn vọng đầu tiên được phát minh, và Galileo là người đầu tiên hướng một chiếc kính nhìn xa như vậy lên bầu trời đêm từ năm 1609. Những chiếc kính thiên văn khúc xạ đầu tiên có một thấu kính vật kính đơn với dạng cong phỏng cầu. Điều này khiến cho ảnh bị biến dạng nhiều ở gần rìa của trường nhìn. Cùng với đó, các ánh sáng đỏ, lục, và xanh cũng bị hội tụ ở những điểm khác nhau, một vấn đề được gọi là "sắc sai" (chromatic aberration). Sắc sai khiến cho ảnh của các ngôi sao và các hành tinh có 9
một "quầng màu" xung quanh. Để giảm những vấn đề này, các kính thiên văn khúc xạ đầu tiên cần phải có tỷ lệ tiêu cự lớn, có nghĩa là cho dù kính thiên văn có một thấu kính vật kính nhỏ thì nó cũng vô cùng dài, từ ba đến sáu mét hoặc hơn. Nhưng vào giữa thập niên 1750, một luật sư có tên là Chester Moore đã phát minh một chiếc kính khúc xạ với hai thấu kính vật kính, mỗi thấu kính được làm từ một loại thủy tinh khác nhau để hiệu chỉnh từng phần hiện tượng sắc sai. Ngày nay, tất cả các kính thiên văn khúc xạ đều có vật kính kiểu "vô sắc" (achromatic) như vậy. [8] Loại kính này đã được biết đến từ lâu và thường được gọi là ống nhòm. Trong số này có kính kiểu Kepler (Hình 1.2), kiểu Galileo,… Nhược điểm của loại kính này là khả năng thu gom ánh sáng không cao và bị sắc sai làm nhòe ảnh. [1] Hình 1.2: Sơ đồ cấu tạo và cách hoạt động của kính thiên văn khúc xạ kiểu Kepler [9] b) Kính thiên văn phản xạ Loại kính này có vật kính là gương cầu hoặc gương parabol. Thị kính vẫn là thấu kính. Có nhiều kiểu như kiểu Newton (Hình 1.3), kiểu Cassegrain, kiểu Conde. [1] Isaac Newton phát minh ra chiếc kính thiên văn phản xạ đầu tiên vào cuối thế kỷ 17. Ông sử dụng một gương chéo nhỏ thứ hai để bẻ góc ánh sáng ra ngoài kính thiên văn đến một thị kính. Thiết kế vô cùng thiết thực của ông, ngày nay gọi là kính thiên văn Newtonian, là dạng chính của kính thiên văn phản xạ đơn thuần được sử dụng ngày nay bởi các nhà thiên văn học nghiệp dư. [8] 10
Hình 1.3: Cấu tạo của kính thiên văn phản xạ kiểu Newton [10] 1.4.2. Các đặc trưng của kính thiên văn Mục đích của kính thiên văn là thu gom bức xạ của thiên thể để làm tăng mật độ bức xạ. Do vậy mà nó có thể giúp ta thấy được những thiên thể mà mắt thường không thể thấy được và tách rõ các chi tiết ở gần làm ta phân biệt rõ các chi tiết của thiên thể. Kính thiên văn cũng có khả năng phóng đại hình ảnh thiên thể. [1] a) Khả năng thu gom ánh sáng của kính thiên văn (LGP) LGP là đại lượng đặc trưng cho khả năng thu gom ánh sáng của kính, nó là đại lượng để so sánh và không có thứ nguyên. Ta biết vật kính có đường kính D càng lớn thì càng gom được nhiều ánh sáng, tức càng có khả năng nhận được những độ rọi thấp. [1] Giả sử kính 1 có đường kính D1 thu được độ rọi E1 kính 2 có đường kính D2 thu được độ rọi E2 LGP là đại lượng so sánh giữa hai kính: LGP1,2 = [1] (1.5) Như vậy, kính có đường kính lớn sẽ có khả năng thu gom ánh sáng LGP lớn. Con ngươi của mắt người có đường kính là d = 6mm và có thể nhìn đến sao cấp 6. Từ đây ta có thể suy ra công thức xác định khả năng nhìn thấy đến cấp sao nào của kính khi biết đường kính D (mm) của kính đó: mkính = 2,1 + 5lgD [1] (1.6) 11
Vậy đường kính vật kính của kính thiên văn là một thông số rất quan trọng. Nó càng lớn thì ta càng có thể nhìn được nhiều vật thể trong vũ trụ hơn. Tuy nhiên, ta không thể tăng D lên mãi được, vì nó sẽ làm tăng thêm những sai lệch quang học và làm ảnh không chính xác. Ngày nay, người ta phối hợp nhiều kính nhỏ để tăng D mà không làm méo ảnh. [1] b) Độ bội giác Độ phóng đại của ảnh là: K= [1] (1.7) với F là tiêu cự của vật kính, f là tiêu cự của thị kính Khả năng phóng đại cực đại của kính là: K = 2D [1] (1.8) với D là đường kính vật kính (mm) c) Năng suất phân giải Năng suất phân giải đặc trưng cho khoảng cách góc giới hạn giữa hai điểm của vật mà mắt còn phân biệt được. [1] Năng suất phân giải với kính thiên văn quang học là: " e≈ [1] (1.9) 1.4.3. Các kiểu đặt kính a) Lắp đặt phương vị Trong cách này thì hai trục quay của kính được đặt theo phương thẳng đứng và phương nằm ngang. Do đó cách đặt kính này có thể cho ta quan sát thiên thể trong hệ tọa độ chân trời. Và vì hệ này phụ thuộc vào nhật động nên chỉ có thể dùng để quan sát nhất thời mà thôi. [1] b) Lắp đặt xích đạo Trong cách này một trục của kính (trục cực) được đặt song song chính xác với trục Trái Đất. Trục vuông góc với trục cực (trục nghiêng) sẽ song song với xích đạo trời và xích đạo Trái Đất. Cách đặt kính này cho phép ta quan sát các thiên thể trong hệ tọa độ xích đạo, tức không phụ thuộc nhật động, và cũng nhờ cách này mà ta có thể chụp được ảnh thiên thể và 12
quan sát thiên thể một cách liên tục [1]. Hệ kính thiên văn Takahashi ở trường Đại học Sư phạm TP.HCM sử dụng cách lắp đặt này. Ngoài ra thì với sự tiến bộ của ngành hàng không vũ trụ như hiện nay, người ta đã có thể đặt kính thiên văn ở ngoài Trái Đất, do đó tránh được ảnh hưởng của khí quyển và giúp thu được nhiều thông tin hơn. Chẳng hạn như kính thiên văn Hubble của Mĩ (1990). [1] 13
PHẦN 2 SIZE SEEING Nếu không có khí quyển, các tia sáng từ các ngôi sao ở xa truyền tới kính thiên văn của chúng ta sẽ song song với nhau. Kính sẽ hội tụ các tia sáng này thành một chấm sáng nhỏ. Thật ra, do hiện tượng nhiễu xạ, hình ảnh thu được không chính xác là một chấm sáng, mà là một hình ảnh nhiễu xạ gồm các vân tròn sáng tối xen kẽ nhau. Hình ảnh này gọi là Airy disk (Hình 2.1). [5] Tuy nhiên, trong thực tế, ánh sáng từ các ngôi sao phải truyền xuyên qua tầng khí quyển của Trái Đất. Trong quá trình này, các tia sáng bị khí quyển của Trái Đất làm nhiễu loạn. Và khi truyền tới kính thiên văn, hình ảnh của ngôi sao sẽ bị nhòe đi và nở rộng ra. Seeing là thuật ngữ mà các nhà thiên văn học dùng để chỉ hiện tượng này. Seeing làm cho hình ảnh của ngôi sao lớn hơn nhiều so với ảnh nhiễu xạ, và làm cho ảnh bị mờ đi. Chấm sáng thể hiện hình ảnh của ngôi sao mà CCD chụp được gọi là Seeing disk (Hình 2.2), vì điều kiện quan sát ảnh hưởng rất lớn đến cường độ sáng. [6] Hình 2.1: Airy disk Hình 2.2: Seeing disk Kích thước của seeing disk (size seeing) (đường kính góc của chấm sáng mà CCD chụp được) được đo thông qua Full Width at Half Maximum (FWHM). FWHM là bề rộng của một nửa độ cao của hàm phân bố Gauss. Tổng số photon của một ngôi sao khi truyền tới các pixel tuân theo phân bố Gauss. Và FWHM là bề rộng của một nửa độ cao của hàm phân bố này. Đơn vị của size seeing là arcsecond (arcsec). Size seeing phụ thuộc rất nhiều vào điều kiện môi trường ở thời điểm quan sát: mây, gió, nhiệt độ, độ cao đặt kính,… Độ cao đặt kính càng cao thì seeing càng tốt (size seeing càng nhỏ), đơn giản bởi vì càng cao thì càng ít không khí mà kính phải nhìn xuyên qua. Như vậy, size seeing càng nhỏ thì điều kiện quan sát càng lý tưởng. Ở một số địa điểm quan sát tốt như núi Mauna Kea (cao 4200m so với mực nước biển) ở tiểu bang Hawaii của Hoa Kì, size seeing có giá trị là 0,5 arcsec. 14
Ở đây, em sẽ tính toán giá trị của size seeing ở TP.HCM, cụ thể là tại Đại học Sư phạm TP.HCM. 2.1. Full Width at Half Maximum (FWHM) Để tính toán size seeing, ta cần biết giá trị của FWHM. Để đo được FWHM, cần sử dụng kính và CCD chụp ảnh các ngôi sao, sau đó xử lý ảnh và xác định FWHM bằng phần mềm IRAF. 1. Chụp ảnh các ngôi sao bằng CCD và kính thiên văn Quá trình chụp hình ảnh các ngôi sao là quá trình chụp các loại ảnh: light, dark và flat field của ngôi sao cần chụp. Ảnh light là những ảnh chụp trực tiếp các ngôi sao, cụm sao trên bầu trời (Hình 2.3). Những ảnh dark giúp cho việc loại bỏ nhiễu do nhiệt độ làm các electron trong CCD chuyển động được ghi nhận thành tín hiệu [3] (Hình 2.4). Ảnh dark có thể được chụp bằng cách đóng ống kính của CCD. Cuối cùng, những ảnh flat field dùng để hiệu chỉnh độ nhạy sáng của những pixel vì các pixel có độ nhạy khác nhau [3] (Hình 2.5). Ảnh flat field có thể chụp bằng cách hướng kính thiên văn tới một tờ giấy trắng (Hình 2.6). Hình 2.3: Ảnh light của tinh vân M42 10s 15
Hình 2.4: Ảnh dark 10s Hình 2.5: Ảnh flat field 5s 16