Luận văn tốt nghiệp: Sử dụng kính Takahashi nghiên cứu quang trắc cụm sao mở rộng

BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP.HCM KHOA VẬT LÝ

Nguyễn Phước

SỬ DỤNG KÍNH TAKAHASHI NGHIÊN CỨU QUANG TRẮC CỤM SAO MỞ RỘNG - OPEN CLUSTER

Ngành: SƯ PHẠM VẬT LÝ

Mã số: 102

NGƯỜI HƯỚNG DẪN KHOA HỌC:

TS. CAO ANH TUẤN

Hồ Chí Minh - 2011

LỜI CẢM ƠN

  

Đề tài “Sử dụng kính Takahashi nghiên cứu quang trắc cụm sao mở

rộng - Open Cluster” phụ thuộc rất nhiều vào thời tiết và đặc thù của đề tài này là

phải chụp vào buổi tối từ 18h đến 4h sáng ngày hôm sau, nên ban đầu em gặp

nhiều khó khăn. Từ khi bắt tay vào làm đề tài thì ở thành phố Hồ Chí Minh mưa

và sương mù khoảng 2 tháng vì ảnh hưởng các cơn bão ở Miền Trung, trong thời gian đó em cảm thấy rất nản chí, nhưng với sự hướng dẫn và chỉ bảo của Thầy

Cao Anh Tuấn, dần dần rồi em cũng hết thất vọng và bở ngỡ. Ban đầu em cứ nghĩ

không thực hiện được đề tài vì thời tiết xấu, hơn nữa kính còn bị trục trặc, nhưng

em cảm nhận từ Thầy lòng đam mê nghiên cứu, nên em quyết tâm cùng Thầy sửa

chữa và học cách điều khiển kính một cách tốt nhất.

Thầy đã tạo mọi điều kiện tốt nhất cho em hoàn thành tốt đề tài này, hướng

dẫn em qua các thao tác điều khiển kính, phần mềm, xử lý ảnh mà còn hướng dẫn

em phương pháp tiếp cận với môn khoa học mới ở nước ta, môn Thiên Văn Học.

Em xin gởi lời cảm ơn chân thành tới Thầy Cao Anh Tuấn, cảm ơn Thầy Cô

của khoa Vật lý đã truyền thụ kiến thức cho em, tạo điều kiện cho em. Em cũng

xin gởi lời cảm ơn đến ban giám hiệu của Trường Trung Học Thực Hành đã tạo

điều kiện để em làm việc qua đêm trên đài quan sát thiên văn của trường Đại Học

Sư Phạm.

Xin cảm ơn các bạn của tôi đã động viên tôi hoàn thành luận văn này.

TP. Hồ Chí Minh, ngày 20 tháng 4 năm 2011.

Sinh viên thực hiện

Nguyễn Phước

1 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý

MỤC LỤC

Trang phụ bìa Trang

Danh mục cung cấp ký hiệu và chữ viết tắt.............................................................. 5

Danh mục cung cấp bảng biểu và sơ đồ.................................................................... 8

Danh mục cung cấp hình vẽ và biểu đồ .................................................................... 9

PHẦN MỞ ĐẦU ...................................................................................................... 11

PHẦN TỔNG QUAN .............................................................................................. 14

CHƯƠNG 1: THIÊN HÀ VÀ CÁC ĐẶC TRƯNG CỦA SAO ............................. 16

1.1. THIÊN HÀ .............................................................................................. 16

1.2. ĐỊNH CÁC ĐẶC TRƯNG CƠ BẢN CỦA SAO VÀ PHƯƠNG PHÁP XÁC ................................................................................................................. 16

1.2.1. Độ sáng của sao, cấp sao nhìn thấy....................................................... 17

1.2.2. Khoảng cách đến các sao...................................................................... 18

1.2.3. Kích thước của sao và mật độ công suất bức xạ toàn phần ................... 18

1.2.4. Nhiệt độ quang cầu của sao .................................................................. 19

1.2.5. Xác định khối lượng của sao ................................................................ 21

1.2.6. Phân loại sao theo đặc trưng quang phổ................................................ 22

1.2.7. Họa đồ H – R ....................................................................................... 23

1.1.7.1. Phân loại các sao........................................................................... 23

1.1.7.2. Tiến hóa của sao ........................................................................... 25

1.3. GIAI ĐOẠN CHÍNH TRONG QUÁ TRÌNH TIẾN HÓA CỦA CÁC SAO ................................................................................................................. 25

1.3.1. Giai đoạn 1: Đám mây vật chất (the inter – stellar Medium)................. 26

1.3.2. Giai đoạn 2: Thời kỳ nguyên thủy của sao (the proto – star) hay còn gọi là thời kỳ “tiền sao” ............................................................................................ 27

1.3.3. Giai đoạn 3: Thời kỳ sao trẻ ................................................................. 27

Nguyễn Phước

1.3.4. Giai đoạn 4: Thời kỳ sao trưởng thành (the mature star)....................... 28

2 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý

1.3.5. Giai đoạn 5: Thời kỳ hấp hối của sao: Sao lùn trắng (The White Dwarf) và sao siêu mới (The Supernova) ........................................................................ 28

 *  8 ............. 29 1.3.5.2. Với những sao có khối lượng trung bình 4 1.3.5.3. Với những sao có khối lượng  *  8......................................... 30

1.3.5.1. Với những sao có khối lượng 0,1  *  4 (được gọi là sao loại nhỏ, sao nhẹ)............................................................................................ 29

1.3.6. Giai đoạn 6: Thời kỳ tàn dư của các sao: sao lùn đen (Black Dwarf), punxa (Pulsars), sao notron (Neutron star) và hố đen (Black Hole)..................... 30

1.3.6.1. Sao lùn đen ................................................................................... 30

1.3.6.2. Số phận của sao sau bùng nổ sao siêu mới loại II, 1,4   * < 3 ...................................................................................................... 31

1.3.6.3.

Số phận cuối cùng của sao siêu nặng với *  8 ........................ 31 1.4. CỤM SAO MỞ ....................................................................................... 31

1.4.1. Khái niệm ............................................................................................ 31

1.4.2. Lịch sử quang trắc................................................................................ 32

1.4.3. Sự hình thành ....................................................................................... 34

1.4.4. Số lượng và phân phối.......................................................................... 35

1.4.5. Sự tiến hóa của sao............................................................................... 37

CHƯƠNG 2: THIẾT BỊ QUANG TRẮC ........................................................... 40

2.1. THIẾT BỊ KỸ THUẬT .......................................................................... 40

2.1.1. Cấu tạo của CCD ................................................................................. 40

2.1.2. Nguyên tắc hoạt động của CCD ........................................................... 41

2.1.3. Các đặc tính ......................................................................................... 43

2.1.3.1. Readout noise (đọc nhiễu )............................................................ 43

2.1.3.2. Pixel binning................................................................................. 44

2.1.3.3. CCD gain (hệ số của CCD) ........................................................... 44

2.1.3.4. Thermal Noise (nhiễu do nhiệt)..................................................... 46

2.1.4. Các thông số của CCD ST7.................................................................. 46

2.2. PHẦN MỀM IRIS................................................................................... 47

Nguyễn Phước

2.3. CÁC LOẠI HÌNH ẢNH CHỤP QUA CCD ST7................................... 47

3 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý

CHƯƠNG 3: KÍNH TAKAHASHI EM - 200 ....................................................... 49

3.1. THÔNG SỐ KỸ THUẬT ....................................................................... 49

3.2. HỆ THỐNG ĐIỀU KHIỂN.................................................................... 49

3.3. TRỤC CỰC THÂN KÍNH ĐẾN SAO BẮC CỰC ................................ 50

3.3.1. Yêu cầu và lý do .................................................................................. 50

3.3.2. Điều chỉnh – tác dụng – yêu cầu của vòng chia độ ............................... 50

3.3.3. Điều khiển bằng tay – hộp điều khiển................................................... 50

CHƯƠNG 4: LẬP KẾ HOẠCH QUAN SÁT VÀ XỬ LÝ KẾT QUẢ QUANG

TRẮC ....................................................................................................................... 52

LẬP DANH SÁCH CỤM SAO CẦU VÀ CỤM SAO MỞ QUAN SÁT 4.1. ĐƯỢC ................................................................................................................. 52

4.1.1. Cơ sở quan sát...................................................................................... 52

4.1.1.1. Địa điểm, thời gian và điều kiện quan sát ...................................... 52

4.1.1.2. Cách tìm khoảng giờ sao tại nơi quan sát trong một khoảng thời gian ...................................................................................................... 52

4.1.1.3. Cách tìm khoảng cách thiên đỉnh z................................................ 53

4.1.2. Danh sách các cụm sao quan sát được trong tháng 10/2010.................. 53

4.1.2.1. Danh sách các chòm sao quan sát được trên bầu trời vào tháng 10 năm 2010 ...................................................................................................... 53

4.1.2.2. Giờ sao tại Greenwich lúc 0h tháng 10/2010 ................................. 55

4.1.2.3. Giờ sao tại nơi quan sát lúc 18h và 3h .......................................... 55

4.1.2.4. Danh sách các cụm sao quan sát được trong tháng 10/2010........... 59

4.1.3. Danh sách một số cụm sao quan sát được trong tháng 3/2011 .............. 60

4.2. ĐIỀU KHIỂN KÍNH TAKAHASHI...................................................... 61

4.2.1. Cách làm việc tại đài quan sát thiên văn ............................................... 61

4.2.2. Điền khiển kính thiên văn .................................................................... 62

4.2.3. Khi kết thúc quan sát............................................................................ 64

4.3. CHỤP ẢNH QUA CCD ST7 .................................................................. 64

4.3.1. Các bước điều chỉnh phần mềm điều khiển CCD ................................. 64

Nguyễn Phước

4.3.2. Cách chụp cụm sao qua các kính lọc sắc .............................................. 66

4 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý

4.3.3. Ảnh hưởng của nhiệt độ môi trường đến CCD ..................................... 66

4.4. PHƯƠNG PHÁP XỬ LÝ ẢNH.............................................................. 67

4.4.1. Cơ sở lý thuyết..................................................................................... 67

4.4.2. Các bước xử lý ảnh .............................................................................. 71

4.5. XỬ LÝ KẾT QUẢ QUANG TRẮC MỘT SỐ CỤM SAO MỞ ............ 72

4.5.1. Kết quả quang trắc ............................................................................... 72

4.5.2. Xử lý kết quả quang trắc ...................................................................... 73

PHỤ LỤC: Danh sách các cụm sao chụp được và so sánh với hình ảnh trên Internet .................................................................................................................... 85

KẾT LUẬN ........................................................................................................... 101

KIẾN NGHỊ VỀ NHỮNG NGHIÊN CỨU TIẾP THEO ....................................102

Nguyễn Phước

TÀI LIỆU THAM KHẢO .................................................................................... 103

5 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý

Danh mục cung cấp ký hiệu và chữ viết tắt

TVH: Thiên văn học.

H – R: Họa đồ Hertzsprung – Russel.

CCD ST7: Charge – Coupled devices ST7.

m*: Cấp sao nhìn thấy của một ngôi sao.

EA: Độ dọi sáng của sao A.

EB: Độ dọi sáng của sao B.

d*: Khoảng cách từ Trái Đất đến sao.

L*: Độ trưng của sao.

E*: Độ dọi sáng của sao.

D*: Đường kính sao.

r*: Bán kính thực của sao.

P(r): Áp suất theo bán kính.

T*: Nhiệt độ sao.

( )r : Mật độ khối lượng.

*: Khối lượng của sao.

(r): Năng lượng tạo thành.

K: Hệ số hấp thụ.

: Tỷ số nhiệt và áp suất để khí là khí lý tưởng bằng 5/3.

t: Thời gian sao tồn tại.

Sao OB: Là sao loại O và loại B.

K: Đơn vị nhiệt độ Kenvi.

A/D: Anolog – to – digital (bộ chuyển đổi tín hiệu điện thành tín hiệu số).

Nguyễn Phước

CPU: Central Processing Unit (đơn vị xử lý trung tâm).

6 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý

: Năng lượng của photon.

f: Tần số photon.

ADU: Đơn vị tín hiệu.

z: Khoảng cách từ thiên đỉnh đến ngôi sao.

A: Độ phương.

: Xích kinh.

: Xích vĩ.

: Vĩ độ.

 : Kinh độ.

t: Góc giờ.

S: Giờ sao.

qsS : Giờ sao trung bình tại nơi quan sát.

Sqs: Giờ sao tại nơi quan sát.

S07: Giờ sao lúc 0h tại múi số 7.

Sqs: Sai số giờ sao tại nơi quan sát.

S0G: Giờ sao lúc 0h tại Greenwich.

S7: Giờ sao tại múi số 7 lúc T giờ.

qs: Kinh độ tại nơi quan sát.

múi: Kinh độ tại múi.

Aap: Diện tích vòng tròn chứa ngôi sao.

Ssky: Diện tích nền trời.

Nap: Tổng số đếm trong diện tích chứa ngôi sao.

Nguyễn Phước

texp: Thời gian phơi ảnh.

7 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý

FWHM: Bề rộng một nửa chiều cao của tổng số đếm của sao.

PSF: (Point spread function) hàm phân bố.

X: Trục nằm ngang.

Y: Trục thẳng đứng.

R : Bán kính mặt trời.

T : Nhiệt độ Mặt Trời.

W: Công suất bức xạ.

: Hệ số Stefan – Boftmanm.

 : Khối lượng Mặt Trời.

Nguyễn Phước

max: Bước sóng lớn nhất.

8 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý

Danh mục cung cấp bảng biểu và sơ đồ

Bảng 1.1: Phân loại sao ............................................................................................21

Bảng 1.2: Đặc trưng cơ bản của sao theo quang phổ .................................................23

Bảng 4.1: Chòm sao quan sát được trong tháng 10 tại TP. HCM ..............................55

Bảng 4.2: Giờ sao tại Greenwich lúc 0h ...................................................................56

Bảng 4.3: Giờ sao tại HCM lúc 18h ..........................................................................57

Bảng 4.4: Giờ sao tại HCM lúc 3h ............................................................................59

Bảng 4.5: Một số cụm sao mở quan sát được trong tháng 10 ....................................61

Bảng 4.6: Một số cụm sao mở quan sát được trong tháng 3 ......................................62

Bảng 4.7: Danh sách các đối tượng chụp được .........................................................73

Bảng 4.8: Số liệu các sao trong NGC6709 ................................................................84

Sơ đồ 1.1: Khối lượng và thành phần nguyên tố .......................................................18

Nguyễn Phước

Sơ đồ 2.1: Cấu tạo CCD ...........................................................................................43

9 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý

Danh mục cung cấp hình vẽ và biểu đồ

Hình 1.1: Phân loại sao ............................................................................................25

Hình 1.2: Họa đồ H – R ...........................................................................................26

Hình 1.3: Quá trình tiến hóa của sao ........................................................................27

Hình 1.4: Đám mây vật chất .....................................................................................27

Hình 1.5: Cấu trúc của sao .......................................................................................30

Hình 2.1: Cấu tạo CCD ............................................................................................41

Hình 2.2: Sơ đồ điện của phần tử CCD ....................................................................41

Hình 2.3: Mô phỏng nguyên lý hoạt động của CCD .................................................42

Hình 2.4: Gộp các ảnh điểm .....................................................................................44

Hình 2.5: Giới hạn Photon đi vào .............................................................................45

Hình 2.6: Nhiễu do nhiệt ..........................................................................................47

Hình 3.1: Bảng điều khiển ........................................................................................50

Hình 3.2: Vòng chia độ dùng để xác định xích vĩ và xích kinh của thiên thể ............51

Hình 3.3: Vòng chia độ trên kính thiên văn Takahashi .............................................52

Hình 3.4: Sơ đồ hộp điều khiển bằng tay ..................................................................52

Hình 4.1: Nhập kinh độ, vĩ độ nơi quan sát ..............................................................63

Hình 4.2: Chọn tọa độ của sao ..................................................................................63

Hình 4.3: Nhập xích vĩ, xích kinh của sao quan sát ..................................................64

Hình 4.4: Cài đặt cho CCD ......................................................................................66

Hình 4.5: Điều chỉnh nhiệt độ CCD .........................................................................66

Hình 4.6: Nút chỉnh hội tụ ........................................................................................66

Hình 4.7: Chụp ngôi sao để chỉnh hội tụ ..................................................................66

Nguyễn Phước

Hình 4.8: Chọn các chế độ chụp ...............................................................................66

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 10

Hình 4.9: Chọn các chức năng trong processing .......................................................69

Hình 4.10: M12.5 và M12.6 .....................................................................................70

Hình 4.11: Gộp M12.5 và M12.6 .............................................................................70

Hình 4.12: Apeture photometry.................................................................................71

Hình 4.13: Chọn sao để tìm cấp sao ..........................................................................71

Hình 4.14: Cấp sao nhìn thấy và thông tin của ngôi sao ...........................................71

Hình 4.15: Thứ tự trong ra R1, R2, R3 .......................................................................71

Hình 4.16: Họa độ H – R của cụm sao mở ...............................................................71

Hình 4.17: Kính lọc màu bị hỏng .............................................................................73

Hình 4.18: NGC6709 chụp qua kính lọc trắng ..........................................................76

Hình 4.19: Dark .......................................................................................................77

Hình 4.20: NGC6709 – Dark ...................................................................................77

Hình 4.21: Flat field .................................................................................................77

Hình 4.22: Flat field – Dark .....................................................................................78

Hình 4.23: NGC6709 đã khử nhiễu ..........................................................................78

Hình 4.24: Cụm sao NGC6709 đã khử nhiễu ...........................................................80

Hình 4.25: NGC6709.13 và NGC6709.14 ................................................................80

Hình 4.26: NGC6709 sau khi đã gộp NGC6709.13 và NGC6709.14 ........................81

Hình 4.27: NGC6709 sau khi đã gộp 10 tấm đã khử nhiễu .......................................81

Hình 4.28: Chọn ngôi sao để fix phân bố theo hàm Gauss ........................................82

Hình 4.29: Chọn lệnh Shape .....................................................................................82

Hình 4.30: Fix theo phân bố Gauss ..........................................................................83

Nguyễn Phước

Hình 4.31: Cấp sao nhìn thấy của một ngôi sao trong cụm NGC6709 ......................84

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 11

PHẦN MỞ ĐẦU

1. LÝ DO CHỌN ĐỀ TÀI

Từ xa xưa việc quan sát thiên văn trở nên quan trọng trong cuộc sống và trong

nghiên cứu khoa học.

Đài quan sát thiên văn đầu tiên xuất hiện từ năm 1259 ở thành phố miền Bắc Iran

và xuất hiện nhiều hơn trong các thập niên tiếp theo, mở ra một thời đại mới về nghiên

cứu vũ trụ.

Galileo là nhà bác học đã tạo ra sự đột phá khi chế tạo thành công kính viễn vọng

giúp cho Trái Đất và vũ trụ bao la thu hẹp khoảng cách. Kể từ lúc đó lĩnh vực quan sát

thiên văn phát triển mạnh, nhiều thiết bị được ra đời và hiện đại nhất là kính viễn vọng

không gian Hubble một dụng cụ “làm con người chạm tay vào các vật thể trong vũ trụ”

cách chúng ta hàng trăm tỷ kilomet và còn xa hơn nữa.

Sử dụng thiết bị để ghi nhận cường độ bức xạ của Thiên Hà, Cụm Sao, Sao được

gọi là quang trắc. Ở nước ta ngành thiên văn học (TVH) chưa được phát triển, chỉ được

dạy ở các trường Đại Học Sư Phạm nhưng chỉ dạy toàn lý thuyết, thực hành còn hạn chế.

Trong khi thế giới đã bay vào vũ trụ và còn nhiều hơn thế nữa. Còn ngành thiên văn vũ

trụ của nước ta chỉ mới bắt đầu, điều đó thật đáng buồn.

Từ lâu em đã rất yêu thích ngành thiên văn vũ trụ, vật lý sao và sở thích đó càng

thêm mảnh liệt khi em được học bộ môn TVH lúc là sinh viên năm 4. Kể từ đó em luôn

tìm hiểu các lĩnh vực về TVH và ao ước có cơ hội để được nghiên cứu sâu hơn. Thật

may mắn khi được Khoa chọn làm đề tài luận văn tốt nghiệp, vì thế em không ngần ngại

đăng ký bộ môn TVH. Đó là lý do mà em chọn đề tài “Sử dụng kính Takahashi nghiên cứu quang trắc cụm sao mở rộng - Open Cluster”.

2. MỤC ĐÍCH

Mục đích chính của đề tài là tìm hiểu phương pháp quang trắc, xử lý hình ảnh chụp cụm sao mở qua phần mềm IRIS, IRAF hoặc CCD soft từ đó tìm cấp sao nhìn thấy của cụm sao và vẽ họa đồ H – R, đồng thời tính nhiệt độ của cụm sao. Đề tài cũng

cung cấp những kiến thức về cách lập kế hoạch quan sát trong thời gian quang trắc. So

Nguyễn Phước

sánh các bức ảnh chụp được cụm sao mở, cụm sao cầu qua kính Takahashi và CCD

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 12

ST7 của trường Đại Học Sư Phạm TP. Hồ Chí Minh với các bức ảnh chụp được ở

nước ngoài.

3. ĐỐI TƯỢNG

Sử dụng kính Takahashi, CCD ST7 và các phần mềm liên quan như: Iris,

TT2000, CCDSoft Version 5, Starry Night Pro Plus 6 để quang trắc cụm sao mở.

4. PHẠM VI NGHIÊN CỨU

Tìm hiểu thế nào là một cụm sao mở. Cơ sở hình thành và các đặc trưng của cụm

sao mở.

Xây dựng các bước chụp cụm sao qua CCD ST7 với các kính lọc sắc và cách

điều khiển kính Takahashi.

Từ hình ảnh thu được qua CCD với các kính lọc sắc khác nhau, ta sẽ thu được

cường độ bức xạ của cụm sao gởi đến Trái Đất.

Tiến hành xử lý hình ảnh qua phần mềm IRIS và CCDSoft Version 5 để tìm cấp

sao nhìn thấy của cụm sao qua các kính lọc B, V. Từ đó vẽ họa đồ H – R của cụm sao

và tính được nhiệt độ của cụm sao đó.

So sánh hình ảnh chụp được với hình ảnh trên Internet.

5. Ý NGHĨA KHOA HỌC VÀ THỰC TIỄN ĐỀ TÀI NGHIÊN CỨU

Qua đề tài nghiên cứu giúp chúng ta hiểu biết thêm về cách đo cường độ bức xạ

của cụm sao mở qua sử dụng kính Takahashi, CCD ST7. Dùng phần mềm IRAF, IRIS

để xử lý hình ảnh chụp được qua CCD ST7 với các kính lọc khác nhau.

6. PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU

Phương pháp nghiên cứu lý thuyết:

 Nghiên cứu các tài liệu liên quan đến kính Takahashi, CCD ST7 và một số

phần mềm cần thiết khác.

 Nghiên cứu lý thuyết về cụm sao mở.

Nguyễn Phước

Phương pháp nghiên cứu thực tiễn:

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 13

 Tìm hiểu về cách vận hành kính Takahashi.

 Nguyên tắc hoạt động của CCD ST7.

 Cách làm việc của các phần mềm điều khiển kính và điều khiển CCD ST7: phần mềm TT2000 và CCD Soft Version 5.

Nguyễn Phước

 Cách xử lý ảnh qua các phần mềm Iris, Iraf và CCD Soft Version 5.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 14

PHẦN TỔNG QUAN

Hầu hết các công trình nghiên cứu khoa học của các tác giả nước ngoài đều sử

dụng phương pháp trắc phổ để xác định cấu tạo hóa học, nhiệt độ, họa độ H – R và các thông số vật lý khác của cụm sao.

Liên quan đến đề tài đang nghiên cứu thì có đề tài của bộ phận nghiên cứu khoa

học thuộc trường Đại Học Pusan, Hàn Quốc. Tên đề tài là “Boao photometric survey

of galactic open clusters and Physical parameters of 12 open clusters”. Nội dung của đề tài nói về cách trắc quang cụm sao mở và thông số vật lý của 12 cụm sao mở trong

thời gian 4 năm từ năm 1998 đến 2002.

Ở trường Đại Học Sư Phạm thành phố Hồ Chí Minh chỉ có thiết bị đo cường độ

bức xạ của các thiên thể, không có thiết bị chụp phổ. Qua bài báo cáo khoa học của

trường Đại Học Pusan, em cũng học hỏi thêm về cách vẽ họa đồ H – R và tìm các

Nguyễn Phước

thông số vật lý của cụm sao.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 15

Đây là họa đồ H – R thể hiện sự phân bố các ngôi sao trong một số cụm sao mở

Nguyễn Phước

mà bộ phận nghiên cứu khoa học của trường đại học Hàn Quốc đã công bố tháng 2 năm 2002.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 16

CHƯƠNG 1

THIÊN HÀ VÀ CÁC ĐẶC TRƯNG CỦA SAO

1.1. THIÊN HÀ

Thiên hà là một tập hợp từ khoảng 10 triệu (107) đến nghìn tỷ (1012) các ngôi sao khác nhau xen lẫn bụi, khí và có thể cả các vật chất tối xoay chung quay một khối tâm.

Đường kính trung bình của thiên hà là từ 1.500 đến 300.000 năm ánh sáng. Ở dạng đĩa

dẹt, thiên hà có các hình dạng khác nhau như thiên hà xoắn ốc hay thiên hà bầu dục. Khu vực gần tâm của thiên hà có kích thước ước chừng 1.000 năm ánh sáng, và có mật

độ sao cao nhất cũng như kích thước các sao lớn nhất.

Dù vật chất tối lý thuyết dường như chiếm khoảng 90% khối lượng đa số thiên hà,

tình trạng của những thành phần không nhìn thấy được này vẫn chưa được hiểu biết

đầy đủ. Có một số bằng chứng cho thấy rằng những hố đen khối lượng siêu lớn có thể

tồn tại tại trung tâm của đa số, nếu không phải là toàn bộ, các thiên hà.

Không gian liên thiên hà, khoảng không nằm giữa các thiên hà, được lấp đầy

plasma loãng với mật độ trung bình chưa tới một nguyên tử trên mỗi mét khối. Có lẽ có hơn một trăm tỷ (1011) thiên hà trong khoảng không gian vũ trụ có thể quan sát được của chúng ta.

Trái Đất nằm trong một hệ mặt trời thuộc một thiên hà có tên là Ngân Hà; Hệ

Mặt Trời của chúng ta nằm ở phía ngoài rìa của đĩa Ngân Hà, trên nhánh Tráng Sĩ.

Vào các buổi tối mùa hè, từ Trái Đất nhìn vào tâm sẽ thấy một dải các sao thường

được gọi là dải Ngân Hà. Tuổi của Ngân Hà được ước lượng vào khoảng 13 tỷ năm,

ngoài ra tuổi đời còn được tính bằng số vòng quay của nó.

Thiên hà gần Ngân Hà nhất có tên là thiên hà Andromeda. Các thiên hà ở gần

nhau có xu hướng tiến lại gần và sát nhập vào nhau, tạo thành một thiên hà lớn hơn.

1.2. CÁC ĐẶC TRƯNG CƠ BẢN CỦA SAO VÀ PHƯƠNG PHÁP XÁC ĐỊNH

Nguyễn Phước

Trên quan điểm bảo toàn và chuyển hóa năng lượng, Vogt và Russell đã độc lập nêu ra định đề nổi tiếng: Khối lượng và thành phần nguyên tố cấu tạo nên các sao sẽ

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 17

quy định bán kính, độ trưng và cấu trúc nội tại cũng như quá trình tiến hóa của chính

các sao đó.

Khối lượng M

Cấp sao nhìn thấy

Độ trưng của sao L

Bán kính quang cầu của sao R

Khoảng cách đến các sao D*

Nhiệt độ trung bình của quang cầu T

Độ phổ biến các nguyên tố trong sao (X, Y, Z)

Sơ đồ 1. 1: Khối lượng và thành phần nguyên tố

Từ định đề này ta sẽ thấy những đại lượng nào được coi là đại lượng đặc trưng

cho các sao. Ta sẽ lần lượt tìm hiểu thực chất các đại lượng đó là gì và trên quan điểm

vật lý sẽ lý giải tại sao nó có vai trò như nó đã có trong sơ đồ được rút ra từ định đề

Vogt – Russell:

1.2.1. Độ sáng của sao, cấp sao nhìn thấy

Do các sao ở quá xa nên chúng chỉ là nguồn điểm. Vì lẽ đó chúng ta dùng thang

đo đặc biệt để đánh giá độ sáng của sao. Độ dọi sáng của các sao được đánh giá thông

qua cường độ bức xạ trong vùng quang học do sao gởi đến Trái Đất chúng ta. Rõ ràng

độ dọi phụ thuộc vào công suất bức xạ của sao và khoảng cách từ ngôi sao đó đến Trái

Đất.

Nếu việc đánh giá độ dọi sáng của sao nhờ mắt người quan sát ở Trái Đất người ta dùng đại lượng gọi là cấp sao nhìn thấy hoặc cấp sao biểu kiến m* của sao đó. Là thang đo đại lượng trắc quang cơ bản đầu tiên do thiên văn Hi Lạp Hipparchus đề xuất. Sau này được mở rộng và ra đời các loại cấp sao khác tương ứng dựa trên định luật Vebe – Phixnher với nội dung: Khi kích thích lên mắt theo cấp số nhân thì cảm giác mắt nhận được sẽ tăng theo cấp số cộng.

Nguyễn Phước

Với quy ước ban đầu thì:

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 18

Sao càng sáng, cấp sao của nó càng nhỏ.

Sao kém sáng nhất (độ dọi nhỏ nhất) mà mắt người còn nhận ra được là sao có

m* = +6.

Hai sao có cấp sao nhìn thấy sai khác nhau 5 cấp sao thì độ dọi sáng của nó đến

mắt ta khác nhau đến 100 lần.

Sao sáng nhất trên bầu trời có m* = 0 (trừ Mặt Trời ra).

Đến năm 1856 N. N. Pogxon đề nghị mô tả quan hệ giữa độ dọi sáng và cấp sao

(

 m m

)





2, 500 lg

2, 512 A

nhìn thấy của hai ngôi sao A và B thỏa mãn các quy ước trên như sau:

E E

E   E

(1.1)

1.2.2. Khoảng cách đến các sao

Bằng phương pháp thị sai quang phổ (mối quan hệ giữa độ trưng và quang phổ) người ta có thể xác định được khoảng cách đến các sao dựa vào cấp sao tuyệt đối của

nó: M = m + 5 – 5 lgd.

Từ năm 1912 nhà nữ thiên văn Mỹ Leavitt đã nhận thấy một số sao biến quang

trong chùm sao Cepheus (Thiên vương) có chu kì biến quang tỷ lệ với cấp sao tuyệt

đối: Chu kỳ càng dài cấp sao tuyệt đối càng lớn. Như vậy dựa vào chu kỳ biến quang

của sao biến quang loại này (gọi là các sao Cepheid) người ta có thể tính được cấp sao

tuyệt đối của chúng, từ đó xác định được khoảng cách đến chúng (chu kỳ này rất dễ

xác định bằng quang trắc thiên văn).

1.2.3. Kích thước của sao và mật độ công suất bức xạ toàn phần

Thời gian gần đây, phép đo trắc quang đã đạt được độ chính xác cao cho phép các nhà thiên văn đo gián tiếp bán kính góc của sao thuộc hệ sao đôi che khuất lẫn nhau (Eclipsing binaries). Nếu đo được tốc độ A lướt qua B theo phương của đường kính sao B và thời gian lướt qua, ta sẽ biết được đường kính sao B nhờ công thức: 2r =

Nguyễn Phước

VAB. t

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 19

Các nhà thiên văn đo vAB nhờ hiệu ứng Doppler ngang của bức xạ đi từ sao A, còn đo thời gian che khuất t nhờ ta đo thời gian thay đổi độ dọi sáng của hệ A + B

trên đường biểu diễn sự thay đổi độ dọi sáng đó theo thời gian.

Ngoài ra ta có thể xác định kích thước của sao nhờ định luật Stefan – Boftzmann,

công suất bức xạ toàn phần (của vật hình cầu, bán kính R, nhiệt độ T) là: W = 4R2T4.

T2

.

Vậy công suất bức xạ của Mặt Trời là: W = 4R2

T  T

L L 

  

  

(1.2) ;  = 5,67.10-8 W/m2.K4 :hệ số Stefan –  Bán kính sao R = R

Boftzmann.

1.2.4. Nhiệt độ quang cầu của sao

Nếu xem quang cầu bức xạ như vật đen, vì nhiệt độ quang cầu đủ lớn nên phổ bức xạ là phổ liên tục. Từ Trái Đất với những ngôi sao ta đo được cấp sao tuyệt đối M*, đo được bán kính nhờ phép đo khoảng cách và bán kính góc của sao, ta sẽ biết được công suất bức xạ L* và mật độ công suất bức xạ toàn phần. Áp dụng định luật Stefan – Boltzmann ta tìm được nhiệt độ quang cầu của sao:

  

T *

  T *

L *  R 4 *

(1.3)

Về mặt lý thuyết nếu ta có thiết bị để phân tích bức xạ thu được theo phổ của nó,

ta sẽ thu được phân bố năng lượng bức xạ theo mọi bước sóng trong bức xạ. Từ sự phụ



thuộc đó ta sẽ tìm ra Max, tại đó quang cầu bức xạ với công suất mạnh nhất. Áp dụng định luật dịch chuyển Wien ta sẽ được:

b 

Max

(1.4) với b = 0,0029 mK

Nguyễn Phước

Vì hai cách tính không cho cùng một kết quả bởi vì quang cầu chỉ được coi là vật bức xạ gần như một vật đen. Do đó nhiệt độ tính theo (1.3) là nhiệt độ hiệu dụng, còn theo (1.4) gọi là nhiệt độ chói hay nhiệt độ màu.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 20

Trong thiên văn còn một phép đo nhiệt độ chỉ dựa số liệu quang trắc trực tiếp từ



Trái Đất, kèm theo hiệu chỉ sự mất mát trên đường truyền. Đây là phương pháp đo

 ,2 = 4200 500A

phép ta đánh giá lần lượt ở 3 vùng bước sóng (1 = 5500 500A



nhiệt độ thông qua chỉ số màu (color index). Để đơn giản hệ thiết bị đo độ sáng cho  , 3  ) được gọi là hệ thống trắc quang U, B, V. Trong hệ này người ta quy = 6400 500A  ước cấp sao nhìn thấy tương ứng là mU, mB, mV hay ghi là U, B, V; còn cấp sao tuyệt đối thì ghi là MU, MB, MV. Khi đó nhiệt độ quang cầu của một ngôi sao bức xạ như một vật đen sẽ được đánh giá qua biểu thức:

7090 K   B V ) 0, 71

(

(1.5)

3 4.10

K T

 

Nhưng thực ra quang cầu bức xạ gần đúng như vật đen nên trong miền



thì nhiệt độ được xác định:

8540 K   B V ) 0,865

(

(1.6)

Theo công thức (1.6) thì nhệt độ chỉ phụ thuộc vào hệ (B,V) nhưng do cần hiệu

chỉnh tới sự mất mát năng lượng bức xạ trên đường truyền, do đó phin lọc thứ ba giúp

ta chỉnh sửa sự tăng chỉ số màu do mất mát đó.

Nhiệt độ các sao qua các công thức (1.5) và (1.6) được gọi là nhiệt độ màu. Tuy

nhiên nó cho độ chính xác không cao (liên quan đến số phin lọc chọn quá ít và mức độ

truyền quá rộng).

Một cách đo nhiệt độ quang cầu sao chính xác hơn là dựa vào đặc trưng của phổ

vạch hấp thụ xuất hiện trên nền phổ vạch liên tục tương ứng với vạch hấp thụ do hyđrô, do ion canxi gây ra … Nhờ đó đã đo nhiệt độ các sao với nhiệt độ bất định từ



 

Màu

Ví dụ

Lớ p

Nhiệt độ (K)

Đường kính (R)

sao

Đường phổ nổi bật

Khối lượng sao (M)

Xanh đậm O

Naos

40000 He+

20  100 12  25

Nguyễn Phước

Bảng 1.1: Phân loại sao

Hơi xanh

Rigel, Spica

18000

He+, H

4  20

4  12

Xanh

Sirus, Vega

10000

2  4

1.5  4

Trắng

Canopus, Prolyon

7000

H, Ca+

1.05  2

1.1  1.5

Vàng nhạt

Mặt Trời, Capella

5500

H, Ca+

0.8  1.05

0.81  1.1

Da cam

Arcturus,Aldebaran

4000

0.5  0.8

0.6  0.85

Kim loại, Ca+

Đỏ

Betelgues, Aptares

3000

0.08  0.5

0.1  0.6

Phân tử khí và

trung hòa

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 21

1.2.5. Xác định khối lượng của sao

Khối lượng của sao đóng vai trò quyết định đến các đặc trưng đã nêu và quyết

định sự hình thành, tiến hóa và chết đi của bản thân từng ngôi sao cụ thể. Tránh nhầm

lẫn với ký hiệu cấp sao m, M khối lượng sao được ký hiệu là * và được hiểu là đại lượng vô hướng để đo mức độ hấp dẫn và mức độ quán tính của vật chất chứa trong

sao. Người ta đo khối lượng * của sao dựa vào hiệu ứng hấp dẫn do nó gây ra cho vật thể ở trong trường hấp dẫn đó.

Thông thường người ta hay đo khối lượng các sao trong hệ lấy khối lượng Mặt Trời  làm đơn vị. Khi đó chu kỳ T, bán trục lớn a của hệ sao đôi được tính trong hệ

đơn vị tương ứng là năm xuân phân (1 năm xuân phân = 365,2422 ngày) và đơn vị thiên văn (1 đvtv = 150.106km).

Áp dụng định luật 3 Kepler tính được khối lượng tổng cộng của hệ sao đôi là

  *

a T

(1.7)

Ví dụ: Quan sát sao đôi Cận tinh (chòm Bán nhân mã) có chu kỳ T = 80 năm, a =

22 đvtv thì khối lượng chung của hệ sao này là: * = 1,7.

Nếu những sao không thể đo được chu kỳ T và bán trục lớn a bằng phương pháp

Nguyễn Phước

vừa nêu, khi đó ta có thể dựa vào quan hệ phụ thuộc giữa khối lượng * và công suất bức xạ toàn phần L* trong dãi chính.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 22

*L 

(1.8)

Với những hiểu biết hiện nay về thế giới sao, người ta thấy rằng các sao ngoài

dãy chính; ví dụ sao kềnh, sao trắt… giữa khối lượng và độ trưng cũng có mối quan hệ nhưng không thỏa mãn công thức (1.8). Cũng từ (1.8) chúng ta có thể sơ bộ đánh giá

được một sao có khối lượng * nó có thể sống (life time) được bao lâu. Để đánh giá, ta chú ý rằng sao sống nhờ nguồn năng lượng được sản sinh từ trong lòng sao. Nguồn

năng lượng này do chuyển hóa khối lượng thành năng lượng theo công Einstein E = *c2. Năng lượng E *, còn độ trưng L* tức là tốc độ tiêu thụ năng lượng L ~ * (theo công thức 1.8). Như vậy thời gian sống của sao:

* ~

E L

1 2  *

~ (1.9)

Khi nói đến sao già hay sao trẻ phải nói đến những sao có cùng * như nhau,

nhưng tuổi khác nhau.

1.2.6. Phân loại sao theo đặc trưng quang phổ

Bằng cách phân tích quang phổ của các sao người ta có thể biết được nhiệt độ và

màu sắc ứng với nhiệt độ đó. Đồng thời phân tích quang phổ còn cho biết thành phần

hóa học của vật chất cấu tạo sao. Dựa trên đặc tính quang phổ người ta chia sao thành

8 loại chính, được ký hiệu 8 chữ cái.

W – 0 – B – A – F – G – K – M.

Bảng 1.2: Đặc trưng cơ bản của sao theo quang phổ

Loại Nhiệt độ Màu Vạch quang phổ nổi bật

(0K)

W 50000 Lam Vạch phát xạ He+, He, N

O 30000 Lam

Vạch hấp thụ He+, He, H và ion C, Si, N, O

Nguyễn Phước

B 20000 Trắng lam Vạch He

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 23

10000 Trắng Vạch H A

8000 Trắng vàng Vạch Ca+, Mg+, H yếu F

Vàng Vạch Ca+, Fe, Ti G 6000

Da cam Vạch Fe, Ti K 4000

Đỏ Dải hấp thụ của phân tử TiO M 3000

Ghi chú:

 Chỉ trong quang phổ loại W mới có các vạch phát xạ. Các sao loại này gọi là

sao Wolf – Rayet.

 Mặt trời là sao có quang phổ loại G.

 Trong quá trình tìm hiểu sự phụ thuộc giữa vạch hấp thụ với nhiệt độ môi trường chứa vật chất đã bức xạ, các nhà thiên văn thấy thêm rằng độ rộng và mức độ

đậm nhạt của vạch phổ hấp thụ còn phụ thuộc vào áp suất. Từ đó các sao trong cùng

một nhóm có thể chia thành nhiều phân nhóm khác nhau.

1.2.7. Họa đồ H – R

Để biết quá trình tiến triển của một sao cụ thể, ngoài nhiệt độ của sao ta phải cần

một dấu hiệu nữa. Trong nghiên cứu sao, các nhà nghiên cứu đã đi theo con đường do

Ejner Hertzsprung người Đan Mạch và Henry N.Russel người Đức đề xướng ra dấu hiệu nhiệt độ T và độ trưng L làm 2 dấu hiệu để phân loại sao. Cách phân loại này

được biểu diễn trên sơ đồ hai chiều, gọi là họa đồ quang phổ độ trưng hay viết gọn là

họa đồ quang phổ H – R.

Từ họa đồ H – R có thể:

1.1.7.1. Phân loại các sao

Các sao được biểu diễn trên biểu đồ qua cặp thông số của chúng là cấp sao tuyệt

L L

đối M và nhiệt độ (T) hay độ trưng và quang phổ.

Người ta thấy các sao hợp thành những nhóm trên họa đồ, trong các nhóm đó các

Nguyễn Phước

sao có đặc tính khác nhau.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 24

Hình 1. 1: Phân loại sao

Phần lớn các sao tập trung theo một đường kéo dài theo đường chéo (trái trên -

dưới phải) gọi là dải chính - dải I (Main - Sequence). Một số tập trung ở phía trên bên

phải - dải II và phía dưới bên trái - dải III.

Mặt trời được biểu diễn như một sao nằm giữa dải chính.

Dựa trên (hình 1.1) người ta phân loại các sao như sau:

 Các sao trên dải chính (Dwarfs): Gọi là sao lùn (Dwarfs). Một số ở góc phải

phía dưới ứng với nhiệt độ thấp gọi lùn đỏ (nhỏ và có nhiệt độ thấp).

 Sao kềnh – Kềnh đỏ - Siêu kềnh II (Giants, Red Giants, Super Giants): Các sao thuộc dải II ứng với nhiệt độ không lớn (quang phổ G – M, nhiệt độ 60000 – 30000K).

Nguyễn Phước

 Sao lùn trắng (White dwarfs): Là những sao thuộc dãi III. Chúng có nhiệt độ rất cao (quang phổ B – A – F hay T = 20.000  80000K) với cấp sao tuyệt đối (cở + 5  + 10), tức ứng với độ trưng thấp. Vậy chúng phải có kích thước rất nhỏ, tức rất lùn, vì có màu trắng nên gọi là lùn trắng.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 25

1.1.7.2. Tiến hóa của sao

Hình 1. 2: Họa đồ H – R

Nếu giữa độ trưng L (hoặc cấp sao tuyệt đối M) và nhiệt độ T (hoặc loại quang

phổ) không có mối quan hệ với nhau thì vị trí các sao trong họa đồ sẽ phân bố ngẫu

nhiên đồng đều khắp mọi nơi. Nhìn lên họa đồ H – R, ta sẽ thấy con đường tiến hóa có

thể xảy ra cho một sao nhất định.

Trong thực tế, sự tiến hóa của sao S diễn ra theo con đường cong phức tạp hơn

nhiều, nếu đem biểu diễn lên họa đồ H – R. Người ta gọi con đường ta vừa nói tới là

“vết tiến hóa” của sao trên họa đồ H – R. Việc phân loại sao theo nhóm và phân nhóm

ta vừa đề cập ở phần trên giúp ta dễ xác định vết tiến hóa của chúng.

Trong trường hợp này ta dùng phương pháp ngoại suy trên cơ sở của họa đồ H –

R và thừa nhận rằng sao cùng phân nhóm (cùng nhiệt độ, cùng áp suất) sẽ có cùng cấp sao tuyệt đối M* dù nó ở gần hay ở xa chúng ta. Đây là cơ sở của phép đo khoảng cách dựa trên phép đo thị sai quang phổ (Spectroscopic Parallax).

1.3. GIAI ĐOẠN CHÍNH TRONG QUÁ TRÌNH TIẾN HÓA CỦA CÁC SAO

Sao là một thực thể vật lý, nó được sinh ra, lớn lên rồi già đi và sẽ chết. Quá trình

Nguyễn Phước

đó kéo dài hàng tỷ năm và có thể chia thành 6 giai đoạn chính sau đây:

Sao xanh Siêu khổng lồ

Siêu tân tinh

Tinh tú đang hình thành

Siêu tân tinh loại II

Sao xanh khổng lồ

Lỗ đen

Sao Neutron

Giả thuyết của sao đầu tiên

Sao đỏ khổng lồ

Lùn trắng

Lùn đỏ

Hành tinh tinh vân

Lùn nâu

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 26

Hình 1.3: Quá trình tiến hóa của sao

Hình 1. 4: Đám mây vật chất

1.3.1. Giai đoạn 1: Đám mây vật chất (the inter – stellar Medium)

Nguyễn Phước

Không gian giữa các sao là môi trường chân không lý tưởng, nó chỉ chứa 10-5  1 hạt trong 1 cm3. Tại những miền có mật độ vật chất lớn, dưới tác dụng của lực hấp

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 27

dẫn ngày càng lớn hơn vật chất ngưng tụ đạt đến độ đậm đặc có hơn một hạt trong 1 cm3 và trở thành đám mây vật chất sao (an inter – stellar cloud). Nếu đám mây có được kích thước hàng tỷ Kilomet, lực hấp dẫn giữa các hạt sẽ đủ lớn để gắn chúng lại, một phần năng lượng hấp dẫn sẽ làm nóng khối vật chất đến nhiệt độ 102 K. (hình 1.4)

1.3.2. Giai đoạn 2: Thời kỳ nguyên thủy của sao (the proto – star) hay còn gọi là thời kỳ “tiền sao”

Lực hấp dẫn tiếp tục nén đám mây plasma, làm cho nó trở nên sáng loáng, nhiệt độ tại trung tâm của tiền sao vào khoảng 150.000K, còn ở phía ngoài cùng thì thấp hơn,

chỉ cỡ 3500K. Ở giai đoạn này, tiền sao có thể tiến triển theo hai hướng tùy thuộc khối

lượng của nó.

1 12

 Nếu khối lượng không đủ lớn (chỉ bằng ), quá trình nén vật chất không

đủ để khởi tạo phản ứng nhiệt hạch trong lòng tiền sao, thì nó sẽ trở thành hành tinh

khổng lồ chứa khí nóng sáng. Nhưng có thể đủ nhiệt độ để châm ngòi cho phản ứng

1D ).





3 He Q

 (1.10)

với Deuteri (đồng vị của H, viết tắt là

1D ít nên chúng chỉ tồn tại cỡ

Đó là sao lùn nâu (Brown – dwarfs). Do lượng

mấy triệu năm, cạn kiệt nhiên liệu, không phát sáng và trở thành lùn đen (Black

Dwarfs).

 Nếu khối lượng đủ lớn, lực hấp dẫn làm cho khối lượng vật chất tiếp tục co giảm thể tích. Tại trung tâm lõi tiền sao, nhiệt độ đủ cao (khoảng 15 triệu độ) giam giữ các hạt trong không gian nhỏ hơn bán kính tác dụng của lực hạt nhân, phản ứng nhiệt hạch bắt đầu khởi phát và tiền sao trở thành ngôi sao đúng nghĩa của nó.

1.3.3. Giai đoạn 3: Thời kỳ sao trẻ

Khi nhiệt độ ở vùng quanh tâm sao trẻ đạt đến 15 triệu độ, lực hạt nhân trở nên đáng kể, chi phối phản ứng nhiệt hạch và tỏa ra năng lượng rất lớn duy trì sự sống của sao. Tổ hợp sao Pleiades trong chòm sao Kim Ngưu (Taurus) là một trong những cụm

Nguyễn Phước

sao trẻ khếch tán (a young open cluster).

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 28

1.3.4. Giai đoạn 4: Thời kỳ sao trưởng thành (the mature star)

1 12

Nếu sao đạt khối lượng > thì nhiệt độ có thể lên đến 1070 K, đủ để xảy ra

phản ứng nhiệt hạch tổng hợp Hydro (như ở Mặt Trời) một sao đã hình thành. Nó còn

tồn tại khi bảo đảm các điều kiện cân bằng thủy động học giữa lực phát sinh bởi khối khí tham gia phản ứng hạt nhân và lực hấp dẫn. Khi đó, sao phải thỏa mãn những điều

kiện sau.

r ( )

 

Phương trình cân bằng thủy động học (Hydrostatic equilibrium):

dP dr

  ( ) G r 2 r

(1.11)



2   4 r

r ( )

Khối lượng liên tục (Mass continuity):

 d dr

(1.12)

Năng lượng truyền dẫn (Energy transport – Radiative and convective: Truyền

dẫn bằng đối lưu hay bức xạ):

L r ( )



dT dr

 3 ( )  K r r ( ) 3 2 64  r T r ( )

dT dr

1 

( ) T r P r ( )

dP dr

  1 

   

  

     

  

 (1.13)



24   

r ( ) ( ) r

Cân bằng nhiệt động (Energy generation – Thermal equilibrium):

dL dr

(1.14)

P r ( )



Phương trình trạng thái (Equation Of State):

k  

( ) r T r ( ) r m ( ) H

(1.15)

1.3.5. Giai đoạn 5: Thời kỳ hấp hối của sao: Sao lùn trắng (The White Dwarf) và sao siêu mới (The Supernova)

Nguyễn Phước

Một khi hyđro đã chuyển hết thành heli và đại bộ phận hạt nhân heli đã chuyển thành cacbon và oxy, nguồn nhiên liệu đã cạn kiệt, áp lực hấp dẫn lấn át áp lực bức xạ từ trong đi ra làm cho miền lõi chứa hạt nhân cacbon của sao trở nên vô cùng đậm đặc.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 29

Nhiệt độ tăng lên và tại phần ngoài của lõi sao đạt tới 5 đến 10 nghìn độ K. Đến thời

điểm này số phận cuối cùng của sao sẽ do khối lượng ban đầu của sao quyết định. Cụ

thể là:

1.3.5.1. Với những sao có khối lượng 0,1  *  4 (được gọi là sao loại nhỏ, sao nhẹ)

Phần lõi sao tuy nhiệt độ và kích thước đều giảm nhưng nó vẫn còn đủ duy trì độ sáng trong một thời gian. Người ta gọi sao thời kì này là sao lùn trắng (The White Dwarf).

Mật độ của nó rất lớn, trung bình cỡ 4.106 g/cm3, ở nhân có thể gấp 6 lần. Sao lùn trắng có thể tồn tại như vậy hàng tỷ năm. Sau đó nó mất hết năng lượng trở thành sao

lùn đen (Black Dwarf) lặng lẽ trong vũ trụ.

 *  8

1.3.5.2. Với những sao có khối lượng trung bình 4

Do có khối lượng, nên khi đã hết nhiên liệu cho phản ứng hạt nhân, sao bị sụp đổ

nhanh chóng do lực hấp dẫn. Lõi sao bay giờ là một khối hạt nhân cacbon bị nén chặt

nhưng chưa đủ để xảy ra phản ứng tổ hợp hạt nhân cacbon, mãi tới khi bị nén tới nhiệt

độ 600 triệu độ K, phản ứng tổ hợp hạt nhân cacbon bắt đầu xảy ra để tạo thành các

hạt nhân như neon, natri, magie...

Đến thời điểm này, sự giản nở của lõi chứa cacbon không bù trừ được sự gia tăng

áp suất bức xạ từ trong “lò” phản ứng nhiệt hạch đốt cháy cacbon, nên một vụ nổ lớn

sẽ xảy ra ở nhiệt độ và áp suất cao hơn nhiều so với vụ nổ do heli (Super – Nova).

Công suất của vụ nổ đủ mạnh để phóng hết mọi lớp vật chất của vỏ sao vào không

gian, số còn lại chỉ là một phần rất nhỏ của lõi sao bị nén chặt. Như vậy có thể nói vụ nổ sao siêu mới là vụ nổ do cacbon.

Hình 1. 5: Cấu trúc của sao

Nguyễn Phước

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 30

1.3.5.3. Với những sao có khối lượng  *  8

Khi sao đã dùng hết nhiên liệu hyđro, heli, sao có khối lượng lớn nên phát ra bức xạ điện từ chứa nhiều photon có năng lượng cao, những photon này khi đó ra ngoài đã

làm cho mật độ vật chất lõi sao giảm xuống khiến cho lõi sao loại này không đủ đậm

đặc như loại sao trung bình ở cùng giai đoạn.

Tại một số điểm, khi nhiệt độ lõi đạt tới 600 triệu độ, sẽ khởi phát phản ứng tổng hợp hạt nhân cacbon nhưng với tốc độ không cao như loại sao nói ở mục 1.3.5.2 (bởi mật độ vật chất thấp hơn), nhiệt độ vùng lõi tăng chậm hơn và đạt đến giá trị để xảy ra

phản ứng tổ hợp hạt nhân oxy.

Quá trình “đốt cháy” hạt nhân để tạo ra hạt nhân nặng hơn hạt nhân ban đầu

không chỉ được diễn ra trong vùng lõi sao nặng này mà còn có thể xảy ra ngay tại các

lớp ở phần ngoài bao quanh lõi. Do đó, vào gần cuối của giai đoạn này sao có khối

lượng lớn nằm trong miền từ 8 đến 40 lần khối lượng Mặt Trời sẽ có cấu trúc tương tự

như (hình 1.5). Trong đó lõi của sao chủ yếu là sắt, coban, niken, do “đốt cháy” silic,

photpho, lưu huỳnh. Kế tiếp là tổng hợp heli để trở thành cacbon, oxy, neon, còn lớp

ngoài cùng là do hyđro bốc cháy để thành heli. Ước tính có đến 60% tổng khối lượng

ban đầu của sao đã được “đốt cháy”, còn lại 40% khối lượng mà phần lớn là hyđro.

Như vậy, những sao mà thành phần của nó chứa nhiều nguyên tố nặng phải được

sinh ra sau các vụ nổ sao siêu mới loại II.

1.3.6. Giai đoạn 6: Thời kỳ tàn dư của các sao: sao lùn đen (Black Dwarf), punxa (Pulsars), sao notron (Neutron star) và hố đen (Black Hole)

1.3.6.1. Sao lùn đen

Nguyễn Phước

Sao trắng do nhiệt độ thấp, kích thước nhỏ nên nó nguộn dần một cách chậm chạp, dẫn đến ta sẽ thấy màu sắc của nó biến dần từ sáng trắng đến màu vàng, da cam, đỏ và cuối cùng trở thành khối vật chất đậm đặc không màu, ta gọi nó là sao lùn đen (The Black Dwarf).

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 31

1.3.6.2. Số phận của sao sau bùng nổ sao siêu mới loại II, 1,4   * < 3

Khi diễn ra bùng nổ sao siêu mới loại II, lõi sao còn lại bị nén mạnh đến nỗi các electron tự do gắn kết với các proton để trở thành nơtron. Nơtron tự do là các hạt rất

không bền, nhưng khi bị giam giữ trong lõi sao đậm đặc đó, chúng không có cơ hội để

kịp phân rã. Lực nén hấp dẫn tiếp tục nén lõi sao chỉ toàn nơtron đến kích thước hình

cầu bán kính chỉ khoảng 10 đến 20 km, chứa lượng vật chất với mật độ khoảng 1 tỷ tấn trong 1cm3. Áp lực khí nơtron suy biến đã giữ cho sao nơtron đạt trạng thái cân bằng. Như vậy, sao nơtron chính là giai đoạn cuối cùng của sao có khối lượng trung

bình.

1.3.6.3. Số phận cuối cùng của sao siêu nặng với *  8

Sau vụ nổ sao siêu mới loại II xảy ra ở ngôi sao mà phần lõi của nó rất giàu

 *

nguyên tố sắt, lõi của nó bị hấp dẫn của sao nén chặt đến nỗi vận tốc thoát



v II

G 2 R *

xấp xỉ tốc độ ánh sáng. Tức là sao chuyển về trạng thái có thể giữ lại mọi

vật, mọi thông tin đã và sẽ đi tới nó. Các nhà thiên văn gọi đó là hố đen (black hole).

Vật chất trong hố đen được nén đến trạng thái tới hạn có nhiều đặc tính kỳ lạ. Thực ra

thuật ngữ hố đen thường để chỉ miền không gian chứa lõi vật chất suy biến của sao.

Nó xác định ranh giới giữa những nơi chúng ta có thể nhìn thấy được và những nơi

không thể nhìn thấy gì hết. Mặt cầu ranh giới đó gọi là chân trời sự kiện (event

horizon).

1.4. CỤM SAO MỞ

1.4.1. Khái niệm

Một cụm sao mở là một nhóm lên đến vài ngàn sao mà được hình thành từ cùng

một đám mây phân tử khổng lồ và có cùng độ tuổi.

Các ngôi sao trong cụm sao mở được liên kết với nhau bởi lực hút hấp dẫn và bị gián đoạn do chúng gần với các cụm sao khác và các đám mây khí khi chúng quay quanh trung tâm Thiên Hà, khi đó các sao trong cụm sao sẽ bị tách ra. Cụm sao mở

thường tồn tại trong khoảng vài trăm triệu năm. Ngược lại, khối lượng của các cụm

Nguyễn Phước

sao cầu lớn nên lực hấp dẫn mạnh hút các sao vào trong tâm nên tồn tại hàng tỷ năm.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 32

Cụm sao mở được tìm thấy trong vòng xoáy và các Thiên Hà không đều, trong đó hoạt

động hình thành sao đang diễn ra.

Cụm sao mở trẻ vẫn có thể được chứa trong các đám mây phân tử nơi chúng được hình thành. Theo thời gian, áp suất bức xạ từ các đám mây sẽ xua tan các đám

mây phân tử. Thông thường, khoảng 10 % khối lượng của một đám mây khí sẽ kết lại

thành những ngôi sao trước khi áp suất bức xạ truyền đến phần còn lại của khí.

Cụm sao mở là các đối tượng quan trọng trong việc nghiên cứu sự tiến hóa của sao. Bởi vì các sao trong cụm sao có độ tuổi tương tự nhau và cùng thành phần hóa

học, nên những tác động đến đặc tính của sao được xác định dễ dàng hơn là các ngôi

sao đứng cô lập. Một số cụm sao mở, chẳng hạn như cụm Pleiades, Hyades hoặc các

cụm Alpha Persei nhìn thấy được bằng mắt thường. Một số cụm sao khác, chẳng hạn

như các sao đôi, hầu như không thể nhận thấy mà không có dụng cụ. Có thể sử dụng

ống nhòm hay kính thiên văn để quan sát nhiều cụm sao khác. The Wild Duck Cluster,

M11 là một ví dụ.

1.4.2. Lịch sử quang trắc

Cụm sao mở nổi bật nhất như cụm Pleiades đã được biết đến và công nhận là

cụm sao mở có nhiều ngôi sao già nhất. Những cụm khác đã được biết đến như những

mảng có ánh sáng mờ, nhưng phải chờ đợi cho đến khi phát minh ra kính viễn vọng,

mới khám phá được các ngôi sao thành phần của chúng. Thật vậy, năm 1603 Johann

Bayer đã cho biết ba trong số các cụm sao như là một cụm sao duy nhất. Trong luận án

của Galileo Galilei năm 1610 “Sidereus Nuncius”, dựa trên quan sát của ông với kính

viễn vọng, Galileo đã viết "Thiên Hà là không có gì khác nhưng khối lượng của sao thì

khác nhau trong cụm". Có thể nhà thiên văn học đầu tiên sử dụng kính thiên văn để tìm cụm sao mở mà trước đây chưa được khám phá là Giovanni Hodierna, trong năm 1654 chính ông đã xác định các đối tượng mà bây giờ gọi là Messier 41, Messier 47, NGC 2362 và NGC 2451. Từ 1774 - 1781, nhà thiên văn học người Pháp Charles Messier đã xuất bản một danh mục các vật thể vũ trụ xuất hiện tương tự như các sao

chổi. Danh mục này gồm 26 cụm sao mở.

Trong các cụm sao mở các ngôi sao tuân theo quy luật tự nhiên. Trong năm 1790

Nguyễn Phước

nhà thiên văn học Anh William Herschel đã bắt đầu nghiên cứu các vật thể trong vũ

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 33

trụ. Ông phát hiện ra rằng nhiều đặc trưng có thể được giải quyết trong nhóm của các

ngôi sao. Ông có ý tưởng rằng ban đầu các ngôi sao nằm rải rác trong không gian,

nhưng sau đó đã trở thành một nhóm như các hệ thống sao vì lực hút hấp dẫn. Herschel chia tinh vân thành tám lớp, với các lớp VI đến VIII được sử dụng để phân

loại các cụm sao.

Vào năm 1930, Robert Trumpler đã phân loại các cụm sao mở với các chữ số La

Mã từ I - IV, các chữ số sẽ cho biết các sự tập trung của các sao trong cụm (tập trung từ mạnh đến yếu) và các lĩnh vực khác xung quanh cụm, các chữ số Ả Rập 1 - 3 cho

biết vùng phát sáng của các ngôi sao trong cụm (từ nhỏ đến lớn) và p, m, hay r để chỉ

một cụm sao chứa rất ít, trung bình hay rất nhiều sao. Phía sau có chữ 'n' nối tiếp nếu cụm sao nằm trong đám mây mờ.

Theo nghiên cứu của Trumpler, các ngôi sao trong cụm Pleiades thuộc phân loại

I3rn (ngôi sao tập trung nhiều và đa dạng nằm trong đám mây mờ), trong khi các ngôi

sao trong cụm Hyades gần đó thuộc loại II3m (các ngôi sao trong cụm phân tán và ít

sao hơn).

Hàng trăm cụm sao mở đã được liệt kê trong danh mục NGC và IC. Kính quan

sát cho thấy hai loại cụm sao riêng biệt, trong đó có hàng nghìn ngôi sao trong dạng

hình cầu và đã được tìm thấy theo hướng về trung tâm của dải Ngân Hà và nhiều ngôi

sao tập trung với hình dạng bất kỳ. Các nhà thiên văn gọi là quần tinh cầu và cụm sao

mở. Cụm sao mở đôi khi được gọi là cụm thiên hà, một thuật ngữ mà đã được giới

thiệu vào năm 1925 bởi Robert Julius Trumpler, bởi vì chúng hầu hết được tìm thấy

trong mặt phẳng Thiên Hà.

Khi đo sao đã trở nên chính xác hơn, cụm sao mở được tìm thấy phổ biến trong không gian, trong khi trắc phổ cho biết thông số vận tốc xuyên tâm, do đó cho ta thấy các cụm sao mở bao gồm các ngôi sao sinh ra cùng một lúc và liên kết với nhau thành một nhóm.

Trong khi cụm sao mở và các quần tinh cầu tạo thành hai nhóm khá khác biệt,

nhưng không có sự khác biệt lớn trong quá trình hình thành nên các quần tinh cầu và

các cụm sao mở. Một số nhà thiên văn học tin rằng hai loại cụm sao hình thành thông

Nguyễn Phước

qua các cơ chế cơ bản giống nhau, với sự khác biệt là các điều kiện cho phép sự hình

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 34

thành của nhiều quần tinh cầu có chứa hàng trăm ngàn sao không có nhiều trong thiên

hà của chúng ta.

1.4.3. Sự hình thành

Phần lớn các ngôi sao được hình thành ban đầu trong hệ thống sao. Bởi vì chỉ có

đám mây khí chứa khối lượng lớn hơn nhiều lần khối lượng của Mặt Trời thì mới có

khả năng sụp đổ dưới lực hấp dẫn của chính nó.

Sự hình thành của một cụm sao mở bắt đầu với sự sụp đổ một phần của một đám mây phân tử khổng lồ và một đám mây khí lạnh dày đặc có khối lượng lên đến hàng

ngàn lần khối lượng Mặt Trời. Nhiều yếu tố có thể gây ra sự sụp đổ của một đám mây

phân tử khổng lồ (hoặc một phần của nó) và kết quả là hình thành một cụm sao mở,

bao gồm các sóng xung kích gần siêu tân tinh và tương tác hấp dẫn. Sau khi một đám

mây phân tử khổng lồ bắt đầu sụp đổ, tiền sao hình thành thông qua các mảnh vở của

đám mây có khối lượng nhỏ và nhỏ hơn, kết quả cuối cùng là hình thành lên đến vài

nghìn ngôi sao. Trong Thiên Hà của chúng ta, tỷ lệ hình thành các cụm sao mở được

ước tính là vài nghìn mỗi năm.

Một khi đã bắt đầu hình thành sao và hầu hết các ngôi sao lớn (được gọi là sao

OB) sẽ phát ra một lượng dư của bức xạ tia cực tím. Bức xạ này nhanh chóng ion hóa

không khí xung quanh các đám mây phân tử khổng lồ, tạo thành một vùng H II.

Gió từ các ngôi sao lớn và áp lực bức xạ bắt đầu truyền các khí đi, sau một vài

triệu năm các cụm sao sẽ trải qua siêu tân tinh, trong giai đoạn này sẽ giải phóng khí từ

hệ thống. Sau vài chục triệu năm, cụm sao sẽ bị trơ khí và ngôi sao sẽ không tiếp tục

được hình thành tại nơi đó. Thông thường, ít hơn 10% khí ban đầu trong cụm sẽ hình thành những ngôi sao trước khi nó bị tiêu tan.

Khi xem cụm sao được hình thành từ một đám mây phân tử và khi một ngôi sao có khối lượng lớn bắt đầu tỏa sáng chúng sẽ giải phóng khí còn sót lại. Thời gian từ khi bắt đầu có sự co lại trong nhân của đám mây để giải phóng khí ra ngoài thường không quá từ 1 đến 3 triệu năm. Khi chỉ có 30 % đến 40 % khí trong lõi đám mây

hình thành sao, quá trình giải phóng khí còn sót lại gây tổn hại cho các cụm sao và có lẽ cho tất cả các ngôi sao của nó. Tất cả các cụm sao như vậy sẽ trải qua thời kỳ giảm

Nguyễn Phước

khối lượng, trong khi phần lớn ngôi sao chết từ thời sao trẻ. Các ngôi sao trẻ như vậy

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 35

được giải phóng từ cụm sao sẽ trở thành một phần của Thiên Hà. Bởi vì nếu không

phải hầu hết tất cả các ngôi sao tập trung thành cụm sao, các ngôi sao này đều được

xem là phần cơ bản của các Thiên Hà. Những sự kiện giải phóng khí trong cụm sao đã để lại dấu ấn trong cấu trúc hình thái học và động lực học của các Thiên Hà.

Đôi khi, hai cụm sinh ra cùng một lúc sẽ tạo thành một chùm sao đôi. Ví dụ nổi

tiếng nhất trong Ngân Hà là cụm sao đôi của NGC 869 và NGC 884. Chúng được biết

nhiều hơn trong các đám mây Magellanic lớn và nhỏ - chúng dễ dàng được phát hiện từ bên ngoài hơn là trong Thiên Hà của chúng ta.

Nhiều cụm sao mở chứa ít sao chỉ với một vài cụm lớn tích tụ chứa hàng ngàn

ngôi sao. Chúng thường có một lõi khá đặc biệt, bao quanh bởi các 'nhật hoa' của các

sao thành viên. Cốt lõi thường khoảng 3 - 4 năm ánh sáng, với nhật hoa kéo dài

khoảng 20 năm ánh sáng từ trung tâm cụm sao. Mật độ ngôi sao điển hình ở trung tâm của một cụm sao có khoảng 1,5 sao mỗi năm ánh sáng khối (mật độ sao gần mặt trời là khoảng 0,003 sao mỗi năm ánh sáng khối) (1 cubic light year = 8.46732407 × 1047 m3).

1.4.4. Số lượng và phân phối

Có hơn 1000 cụm sao mở được biết đến trong Thiên Hà của chúng ta, nhưng

tổng số thực tế có thể lớn hơn mười lần. Trong các thiên hà xoắn ốc, cụm sao mở luôn

được tìm thấy trong các cánh tay xoắn ốc, nơi mật độ khí cao nhất và vì vậy là nơi hầu

hết các ngôi sao được hình thành và các ngôi sao thường phân tán trước khi các ngôi

sao di chuyển ra ngoài cánh tay xoắn ốc của chúng. Cụm sao mở tập trung nhiều nhất

nơi gần với mặt phẳng Thiên Hà, với chiều cao trong Thiên Hà của chúng ta khoảng

180 năm ánh sáng, so với bán kính Thiên Hà khoảng 100.000 năm ánh sáng.

Trong các Thiên Hà không đều, cụm sao mở có thể được tìm thấy trên khắp Thiên Hà, mặc dù nồng độ của Thiên Hà là cao nhất và cũng là nơi có mật độ khí cao nhất. Cụm sao mở không tìm thấy trong các Thiên Hà hình elip. Việc hình thành sao đã không còn trong khoảng nhiều triệu năm trước trong Thiên Hà ellip.

Trong Thiên Hà của chúng ta, sự phân bố các cụm sao phụ thuộc vào tuổi tác, với

các cụm sao lớn tuổi được tìm thấy ở những khoảng cách lớn hơn từ trung tâm Thiên Hà. Lực thủy triều mạnh hơn gần trung tâm của Thiên Hà, làm tăng tỷ lệ rối loạn trong

Nguyễn Phước

các cụm sao và đám mây phân tử khổng lồ cũng gây ra sự rối loạn trong các cụm sao.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 36

Các cụm sao tập trung ở khu vực bên trong của Thiên Hà có tuổi trẻ hơn so với các

cụm sao tập trung bên ngoài Thiên Hà.

Vì cụm sao mở có xu hướng phân tán trước khi hầu hết các ngôi sao trong cụm đến giai đoạn cuối sự sống. Các ánh sáng từ các cụm sao có thể bị chi phối bởi các

ngôi sao trẻ nóng màu xanh. Những ngôi sao này có khối lượng rất lớn và thời gian

sống của nó khoảng vài chục triệu năm. Các cụm sao mở lớn tuổi chứa nhiều ngôi sao

có nhiệt độ màu vàng hơn.

Một số cụm sao mở chứa nhiều ngôi sao nóng màu xanh dường như chúng trẻ

hơn nhiều so với các ngôi sao trong cụm. Những ánh sáng màu xanh hỗn loạn cũng

được quan sát thấy trong các quần tinh cầu và trong lõi rất dày đặc của cụm sao cầu

chúng được cho là phát ra khi các ngôi sao va vào nhau, làm nhiệt độ trong cụm tăng

nhanh lớn hơn rất nhiều nhiệt độ của các sao cộng lại. Tuy nhiên, mật độ sao trong

cụm sao mở là thấp hơn nhiều so với trong các quần tinh cầu và sự va chạm của các

ngôi sao không thể giải thích cho những ánh sáng màu xanh hỗn loạn. Thay vào đó,

người ta cho rằng hầu hết trong số chúng có lẽ bắt nguồn khi tương tác động lực học

với các ngôi sao khác gây ra trong hệ sao đôi.

Khi cụm sao đã cạn kiệt năng lượng hydro của chúng do phản ứng tổng hợp hạt

nhân, các ngôi sao có khối lượng nhỏ thoát ra lớp bên ngoài của chúng để tạo thành

một tinh vân hành tinh và phát triển thành sao lùn trắng. Trong khi hầu hết các cụm

sao phân tán trước khi một phần lớn các ngôi sao trong cụm đạt đến giai đoạn sao lùn

trắng, số sao lùn trắng trong các cụm sao mở vẫn thường thấp hơn nhiều so với dự

đoán với độ tuổi và sự phân bố khối lượng dự kiến ban đầu của các ngôi sao. Có thể

một cách giải thích cho việc ít các sao lùn trắng là khi một sao lùn đỏ khổng lồ giải

phóng lớp bên ngoài của nó để trở thành một tinh vân hành tinh, một sự bất đối xứng về sự thiếu hụt của vật chất có thể là một cú hít làm các ngôi sao có vận tốc một vài km/giây đủ để đẩy nó ra khỏi cụm sao.

Nhiều cụm sao mở vốn không ổn định, với một cụm sao có khối lượng nhỏ có

vận tốc của hệ thống sao là thấp hơn vận tốc trung bình của các ngôi sao thành phần.

Nguyễn Phước

Các cụm sao này sẽ nhanh chóng giải tán trong vòng vài triệu năm. Trong nhiều

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 37

trường hợp, khí trong các cụm sao phụt ra ngoài do áp suất bức xạ của ngôi sao trẻ

nóng làm giảm khối lượng của cụm sao đi nhanh chống và cụm sao sẽ bị phân tán.

Cụm sao có khối lượng lớn thì lực hấp dẫn của chúng đủ lớn để hút một tinh vân đã bốc hơi hết chuyển động xung quanh hàng chục triệu năm, nhưng theo thời gian

quá trình bên trong và bên ngoài có xu hướng giải tán tinh vân này đi. Bên trong cụm,

sự va chạm giữa các thành viên trong cụm sẽ cho kết quả vận tốc của các ngôi sao

được tăng lên vượt quá vận tốc thoát của cụm, kết quả là các ngôi sao trong cụm bị bốc hơi 'dần dần'. Bên ngoài cụm, khoảng nửa tỷ năm hoặc lâu hơn một cụm sao mở sẽ

chịu ảnh hưởng khi đi lại gần hoặc qua một đám mây phân tử. Các lực hấp dẫn và lực

thủy triều được tạo ra bởi cuộc gặp gỡ như vậy có xu hướng phá vỡ các cụm sao. Cuối cùng, các ngôi sao chịu tác dụng sẽ chuyển động thành dòng ngôi sao, vì không đủ gần

để ảnh hưởng đến cả cụm sao nhưng tất cả các ngôi sao trong cụm đều liên quan và di

chuyển theo hướng tương tự với tốc độ như nhau. Dự kiến khoảng 150 - 800 triệu năm

một nữa các sao trong nhóm sẽ bị mất, tùy thuộc vào mật độ ban đầu.

Sau khi một cụm sao không bị ràng buộc bởi lực hấp dẫn thì các ngôi sao thành

viên của nó vẫn sẽ được di chuyển qua không gian trên quỹ đạo tương tự, chúng giống

như là hội sao, di chuyển theo cụm hoặc di chuyển theo nhóm. Một trong số những

ngôi sao sáng nhất của chòm Ursa Major là 'Plough' từng là thành viên của một cụm

sao mở mà bây giờ như một hội các ngôi sao, trong trường hợp này chòm Ursa Major

đã di chuyển. Cuối cùng với vận tốc khác nhau nên chúng rải rác trong Thiên Hà. Một

cụm sao lớn hơn chuyển động thành một dòng được khám phá ra với vận tốc các ngôi

sao thành viên là giống nhau và độ tuổi của các ngôi sao không liên quan với nhau.

1.4.5. Sự tiến hóa của sao

Hầu hết các ngôi sao trong cụm sao mở đều nằm trên dãy chính của họa đồ Hertzsprung - Russell. Các ngôi sao có khối lượng lớn thì bắt đầu phát triển ra khỏi dãy chính và trở thành sao kềnh đỏ, vị trí của ngôi sao thoát ra dãy chính có thể được sử dụng để ước tính tuổi của cụm. Bởi vì các ngôi sao trong cụm có khoảng cách xấp

xỉ bằng nhau đến Trái Đất và được sinh ra xấp xỉ cùng một thời gian từ các kim loại

yếu giống nhau, sự khác biệt về độ sáng biểu kiến giữa các thành viên trong nhóm là

Nguyễn Phước

do khối lượng khác nhau của chúng. Điều này làm cho các cụm sao mở rất hữu ích

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 38

trong việc nghiên cứu sự tiến hóa của sao, bởi vì khi so sánh một ngôi sao khác, nhiều

tham số của cụm sao mở là cố định.

Các nghiên cứu cho thấy có rất nhiều lithium và berili trong cụm sao mở, có thể cung cấp manh mối quan trọng về sự tiến hóa của các ngôi sao và các cấu trúc bên

trong của chúng. Trong lòng hạt nhân, hydro có thể không tổng hợp tạo thành heli cho

đến khi nhiệt độ đạt khoảng 10 triệu K, lithium và berili bị phá huỷ ở nhiệt độ 2,5 triệu

K và 3,5 triệu K tương ứng. Điều này có nghĩa là sự phong phú của chúng phụ thuộc mạnh mẽ vào quá trình bên trong sao. Bằng cách nghiên cứu sự phong phú của chúng

bên trong cụm sao mở, cho ta biết tuổi và thành phần hóa học là cố định.

Xác định khoảng cách đến đối tượng thiên văn là rất quan trọng để hiểu được

chúng, nhưng phần lớn các đối tượng có khoảng cách là quá xa để có thể xác định trực

tiếp. Hiệu chỉnh khoảng cách thiên văn dựa trên một chuỗi các phép đo. Khi các ngôi

sao ở quá xa, phép đo không chắc chắn nên cần đo gián tiếp qua các đối tượng gần nó.

Cụm sao mở là đối tượng mà dùng cách này để đo khoảng cách của chúng đến Trái

Đất.

Các cụm sao mở gần nhất có thể có khoảng cách đo trực tiếp bằng một trong hai

phương pháp. Thứ nhất, đo được thị sai (thị sai hằng năm của thiên thể S là góc tưởng

tượng từ thiên thể đó nhìn bán kính quĩ đạo chuyển động của Trái Đất quanh Mặt Trời)

của các ngôi sao trong cụm, cách đo giống như các ngôi sao khác. Cụm sao như

Pleiades, Hyades và một vài cụm khác trong vòng khoảng 500 năm ánh sáng là đủ gần

để áp dụng phương pháp này và kết quả đo khoảng cách một số cụm từ vệ tinh

Hipparcos mang lại khá chính xác. Thứ hai là phương pháp đo trực tiếp gọi là phương

pháp di chuyển cụm. Điều này dựa trên thực tế là các ngôi sao của một số cụm sao

chuyển động phổ biến trong không gian. Đo chuyển động của các ngôi sao trong cụm và hình vẽ chuyển động biểu kiến của chúng trên bầu trời sẽ cho ta biết điểm hội tụ của chúng. Các vận tốc xuyên tâm của các ngôi sao trong cụm có thể được xác định từ sự thay đổi quang phổ do hiệu ứng Doppler. Nếu biết vận tốc tia của chuyển động và

Nguyễn Phước

khoảng cách góc từ cụm sao đến điểm hội tụ được biết đến thì sẽ tính được khoảng cách đến cụm đó qua các phép tính lượng giác. Ứng dụng phương pháp này để đo khoảng cách của Cụm Hyades được 46,3 parsec.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 39

Một khi khoảng cách của một cụm sao được biết đến, với kỹ thuật cao hơn có thể

xác định khoảng cách đến nhiều cụm xa hơn. Bằng cách kết hợp dãy chính trên họa đồ

Hertzsprung - Russell cho cụm sao ở một khoảng cách đã được biết thì có thể ước tính khoảng cách của cụm sao xa hơn. Các cụm sao mở xa nhất được biết đến trong thiên

hà của chúng ta là Berkeley 29, ở khoảng cách khoảng 15.000 parsec. Cụm sao mở

cũng dễ dàng phát hiện trong nhiều Thiên Hà của Nhóm Địa phương.

Kiến thức về khoảng cách chính xác cụm sao mở là sự sống còn đối với việc xác định chu kỳ - độ sáng và mối quan hệ của ngôi sao biến quang như sao Cepheid và RR

Lyrae. Những ngôi sao sáng có thể được phát hiện ở những khoảng cách xa và sau đó

Nguyễn Phước

được sử dụng để nghiên cứu các Thiên Hà gần đó trong Nhóm địa phương.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 40

CHƯƠNG 2

THIẾT BỊ QUANG TRẮC

2.1. THIẾT BỊ KỸ THUẬT

Silicon, vật liệu bán dẫn này rất quan trọng trong kỹ thuật và cuộc sống của chúng ta. Nó được sử dụng rất nhiều bao gồm như: Dầu silicon bôi trơn, cấy ghép để

thay đổi hình dáng bên ngoài của cơ thể, trong tất cả các mạch điện, chảo không dính

và thiết bị tích điện kép (CCD).

CCD được sử dụng trong lĩnh vực thiên văn. Chúng ta sẽ không thảo luận CCD

trong máy chụp hình bình thường và trong các thiết bị công nghiệp khác. CCD rất hữu ích trong vùng quang học có bước sóng từ 3000 A0 đến 10000 A0, nên dùng CCD để quang trắc trong bộ môn Thiên Văn rất tốt.

2.1.1. Cấu tạo của CCD

CCD là thiết bị tích điện kép, là một tấm silic loại p hoặc loại n, có độ dày

khoảng 10m, bên trên có phủ lớp oxit của bán dẫn đó với độ dày khoảng 1/10 độ dày

tấm bán dẫn, trên tấm oxit cách điện này có gắn điện cực trong suốt với bức xạ dọi tới.

Nhìn bề ngoài CCD có dạng như (hình 2.1) bộ phận chủ yếu của CCD là tấm

phẳng gồm (n.m) phần tử bắt photon, mỗi phần tử được gọi là 1 pixel hay một ô. Thực

chất mỗi ô là một đơn vị của tế bào quang điện loại p hoặc n hoạt động dựa trên hiệu

ứng quang điện trong.

Sơ đồ nguyên lý cấu tạo và sơ đồ điện của phần tử CCD loại p được trình bày ở

(hình 2.2).

Hình 2.2: Sơ đồ điện của phần tử CCD

Hình 2.1: Cấu tạo của CCD

Nguyễn Phước

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 41

2.1.2. Nguyên tắc hoạt động của CCD

Khi bức xạ có năng lượng  = hf dọi tới, bán dẫn loại p hấp thụ photon đó, làm

xuất hiện một cặp e và lỗ trống. Sau khi bứt ra khỏi liên kết, electron đủ năng lượng vượt qua vùng cấm lên miền dẫn, tại đây chúng có thể di chuyển tự do trong tinh thể

dưới tác dụng chuyển động nhiệt và có thể tái nhập với lỗ trống. Để loại khả năng tái

nhập, người ta đặt hiệu điện thế hút electron tự do về miền lưu trữ ở gần điện cực và

cô lập chúng tại đây, đồng thời đẩy lổ trống vào tấm bán dẫn và chúng sẽ biến mất trong đó. Nhờ vậy tại miền lưu trữ electron, ta thu được lượng điện tích tự do có độ

lớn tỷ lệ với thông lượng bức xạ dọi tới.

Nhờ kỹ thuật vi mạch, người ta tạo được một mãng gồm (n.m) đơn vị thu gom

các electron để có thể đưa vào bộ chuyển đổi A/D tạo ra các mức logic cao thấp tương

ứng với các photon dọi tới. Nhờ dữ liệu này, máy tính sẽ hiển thị lên ảnh các đối tượng

quang trắc, cứ một nhóm điện tích lưu trữ trong một ô sẽ tạo nên một ảnh điểm tương

ứng trên màn hình máy tính. Vì CCD có (n.m) ô nên trên màn hình ta sẽ thấy (n.m) chi

tiết của đối tượng cần quang trắc.

Quá trình nêu trên được thực hiện tương tự như ví dụ sau: Để biết phân bố lượng

mức mưa rơi xuống cách đồng, ta đặt các xô hứng nước tại các vị trí khác nhau. Sau

cơn mưa, những xô chứa nước mưa rơi xuống được mang về trạm đo lường thông qua

một băng chuyền nào đó. Căn cứ vào lượng nước thu được ở từng xô, trạm đo lường sẽ

“số hóa” và căn cứ vào số liệu đó để biểu diễn trên giấy vẽ bức tranh toàn cảnh về sự

phân bố lượng nước mưa trên cánh đồng như (hình 2.3).

Hình 2.3: Mô phỏng nguyên lý hoạt động của CCD

Nguyễn Phước

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 42

Hình ảnh đối tượng cần quang trắc, được tạo bởi CCD gắn với CPU gồm 4 khâu

chính sau đây:

Tạo ra electron nhờ photon dọi tới các ô tế bào quang điện của CCD.

Tập trung điện tích trong từ ô đến lúc nhận được lệnh để chuyển tới bộ chuyển

đổi A/D. Vì sự lưu trữ điện tích trong mỗi ô tế bào quang điện là có giới hạn, nên nếu

đối tượng gửi đến quá nhiều photon, sẽ gây ra hiện tượng điện tích trào ra ngoài ô lưu

trữ và có thể chảy vào ô bên cạnh làm ảnh hưởng chất lượng ảnh thu được tạo ra sau này.

Dẫn truyền, khuyết đại và chuyển đổi A/D. Các hạt quang electron trong từng ô

sẽ được truyền tới bộ chuyển đổi A/D theo phương thức giống như quét hình trong vô

tuyến truyền hình, nghĩa là quét từ trái sang phải, từ trên xuống dưới.

Ví dụ: Trong tấm tế bào quang điện lớn của CCD gồm (n.m) ô xếp thành n hàng

ngang và m cột. Phía trên cùng là thanh ghi đặt tại y = 0.

Sơ đồ 2.1: Cấu tạo CCD

y = 1

y = n

x = m

x = 1

Lối ra

Hàng y = 1 được đọc đầu tiên: Khi đó tín hiệu ở các ô 1j chuyển lên ô 0j tương

Nguyễn Phước

ứng (với j = 1, 2, 3 ...) rồi lần lượt được đưa vào lối ra theo thứ tự từ phải qua trái. Tiếp

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 43

đó hàng hai chuyển lên hàng một,... hàng n lên hàng (n – 1) để điện tích hàng 1 lại

được chuyển lên thanh ghi rồi đi ra. Tiếp tục thứ tự này cho đến khi điện tích hàng thứ

n được lấy ra.

Hiển thị tín hiệu: CCD được kết nối với máy tính qua một cáp truyền dẫn. Chức

năng của cáp này là truyền các lệnh từ phần mềm đã cài đặt trong máy tính để thiết lập

và điều khiển các lệnh hoạt động của CCD ở vùng nhiệt độ và thời gian đóng mở cửa

bức xạ dọi vào CCD về CPU để máy hiện thị kết quả lên màn hình.

2.1.3. Các đặc tính

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.

Hình 2.4: Gộp các ảnh điểm

Nguyễn Phước

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 44

Hình 2.5: Giới hạn photon đi vào

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

Nguyễn Phước

từ 1 đến 150 photon hay nhiều hơn.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 45

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

Nguyễn Phước

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.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 46

2.1.3.4. Thermal Noise (nhiễu do nhiệt)

Hình 2.6: 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.

Nguyễn Phước

Dung lượng của mỗi pixel: 105e/1 pixel.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 47

Độ ổn 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.

Nguyễn Phước

 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

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 48

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.

Nguyễn Phước

 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.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 49

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.

1 và 2

8: Nơi nối kết máy kiểm tra hệ thống.

Hình 3.1: Bảng điều khiển

Nguyễn Phước

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 50

3.3. TRỤC CỰC THÂN KÍNH ĐẾN SAO BẮC CỰC

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.

Hình 3.2 : Vòng chia độ dùng để xác định xích vĩ và xích kinh của thiên thể

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

Nguyễn Phước

và S2 rất ít được sử dụng.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 51

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.

Vòng chia độ dùng để xác định xích vĩ

Vòng chia độ dùng để xác định xích kinh

Hình 3.3 : Vòng chia độ trên kính thiên văn Takahashi

S1 và S2

Nút dùng để thay đổi tốc độ dịch chuyển của hệ thấu kính

Nguyễn Phước

Hình 3.4: Sơ đồ hộp điều khiển bằng tay

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 52

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

 = 10045’00’’

Địa điểm tại Thành Phố Hồ Chí Minh (HCM) có vĩ độ  và kinh độ  là:

 = 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

Nguyễn Phước

Hay tổng quát: S0 = S0G – 9,856s/h. h (4.1)

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 53

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

Dựa vào phần mềm Starry night pro plus 6 để tìm chòm sao nào xuất hiện trên

Nguyễn Phước

bầu trời vào tháng 10/2010.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 54

Bảng 4.1: Chòm sao quan sát được trong tháng 10 tại TP.HCM

Hướng Tên chòm sao Hướng Tên chòm sao

Hướng đông Taurus Hướng nam Grus

Perseus Cetus

Sculptor Andromeda

Formax Triangulum

Eridanus Aries

Piscis Austrinus Pisces

Pavo Cetus

Indus Formax

Telescopium Sculptor

Sagittarius Eridanus

Corona Hướng tây Aquila

Capricornus Mieroscopium

Phoenix Sagittarius

Tucana Corona

Australis Borealis

Telescopium Hướng bắc Lyra

Herculer Capricornus

Cygnus Scutum

Draco Serpens

Cepheus Ophiuchus

Nguyễn Phước

Lacerta Sagitta

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 55

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

Ngày Ngày

1 – 10 2 – 10 3 – 10 4 – 10 5 – 10 6 – 10 7 – 10 8 – 10 9 – 10 10 – 10 11 – 10 12 – 10 13 – 10 14 – 10 15 – 10 16 – 10 Giờ sao tại Greenwich lúc 0h 0 h 38 m 27.5 s 0 h 42 m 24.1 s 0 h 46 m 20.6 s 0 h 50 m 17.2 s 0 h 54 m 13.7 s 0 h 58 m 10.3 s 1 h 2 m 6.8 s 1 h 6 m 3.4 s 1 h 9 m 59.6 s 1 h 13 m 57.6 s 1 h 17 m 54.2 s 1 h 21 m 50.8 s 1 h 25 m 47.3 s 1 h 29 m 43.9 s 1 h 33 m 40.4 s 1 h 37 m 37.0 s 17 – 10 18 – 10 19 – 10 20 – 10 21 – 10 22 – 10 23 – 10 24 – 10 25 – 10 26 – 10 27 – 10 28 – 10 29 – 10 30 – 10 31 – 10 Giờ sao tại Greenwich lúc 0h 1 h 41 m 33.5 s 1 h 45 m 30.1 s 1 h 49 m 26.6 s 1 h 53 m 23.2 s 1 h 57 m 19.8 s 2 h 01 m 16.3 s 2 h 05 m 12.9 s 2 h 09 m 09.4 s 2 h 13 m 06.0 s 2 h 17 m 02.5 s 2 h 20 m 59.1 s 2 h 24 m 55.6 s 2 h 28 m 52.2 s 2 h 32 m 48.8 s 2 h 36 m 45.3 s

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 

Nguyễn Phước

31/10/2010.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 56

qsS ).

Bước 2: Tính giá trị trung bình giờ sao lúc 18h và 3h trong tháng 10(

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

Áp dụng công thức (4.2) S7 = S07 + T + Th.9,856 s/h

 S7 = 19 h 15 m 46.02 s

Áp dụng công thức (4.3) qs - múi = Sqs – S7

 Sqs = 19 h 22 m 26.02 s

Tương tự ta tính được giờ sao tại HCM lúc 18h qua các ngày khác nhau:

 Sqs = S7 + qs - múi

Ngày

Giờ sao tại TP. Hồ Chí Minh lúc 18h (Sqs)

Bảng 4.3: Giờ sao tại HCM lúc 18h

19 h 46 m 5.42 s

1 – 10 18 h 46 m 55.92 s

19 h 50 m 1.92 s

2 – 10 18 h 50 m 52.52 s

19 h 53 m 58.52 s

3 – 10 18 h 54 m 49.02 s

19 h 57 m 55.02 s

4 – 10 18 h 58 m 45.62 s

20 h 1 m 51.62 s

5 – 10 19 h 2 m 42.12 s 16 – 10 17 – 10 18 – 10 19 – 10 20 – 10

20 h 5 m 48.22 s

6 – 10 19 h 6 m 38.72 s 21 – 10

20 h 9 m 44.72 s

Nguyễn Phước

7 – 10 19 h 10 m 35.22 s 22 – 10

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 57

20 h 13 m 41.32 s

8 – 10 19 h 14 m 31.82 s 23 – 10

20 h 17 m 37.82 s

9 – 10 19 h 18 m 28.02 s 24 – 10

19 h 22 m 26.02 s

20 h 21 m 34.42 s

10 – 10 25 – 10

19 h 26 m 22.62 s

20 h 25 m 30.92 s

11 – 10 26 – 10

19 h 30 m 19.22 s

20 h 29 m 27.52 s

12 – 10 27 – 10

19 h 34 m 15.72 s

20 h 33 m 24.02 s

13 – 10 28 – 10

19 h 38 m 12.32 s

20 h 37 m 21.62 s

14 – 10 29 – 10

19 h 42 m 8.82 s

20 h 37 m 21.62 s

15 – 10 30 – 10

20 h 45 m 13.72 s

Giờ sao trung bình tại HCM lúc 18h:



  ...

31 – 10

= 19 h 46 m 1.36 s

qsS =

11 31

Sai số của giờ sao tại HCM lúc 18h:









...





 Giờ sao tại nơi quan sát lúc 3h.

= 0 h 30 m 20.43 s Sqs =

Ví dụ: Tính giờ sao tại nơi quan sát lúc 3h vào ngày 10/10/2010.

 S07 = 1 h 12 m 48.61 s

Áp dụng công thức (4.1) S07 = S0G – 9,856 s/h. 7h

 S7 = 4 h 13 m 18.18 s

Áp dụng công thức (4.2) S7 = S07 + T + Th.9,856 s/h

Áp dụng công thức (4.3) qs - múi = Sqs – S7

Nguyễn Phước

 Sqs = S7 + qs - múi

 Sqs = 4 h 19 m 58.18 s

Tương tự ta tính được giờ sao tại HCM lúc 3h qua các ngày khác nhau:

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 58

Bảng 4.4: Giờ sao tại HCM lúc 3h

Ngày Giờ sao tại HCM lúc

Ngày Giờ sao tại HCM lúc 3h

3h (Sqs) (Sqs)

4 h 43 m 37.58 s

1 – 10 3 h 44 m 28.08 s 16 – 10

4 h 47 m 34.08 s

2 – 10 3 h 48 m 24.68 s 17 – 10

4 h 51 m 30.68 s

3 – 10 3 h 52 m 21.18 s 18 – 10

4 h 55 m 27.18 s

4 – 10 3 h 56 m 17.78 s 19 – 10

4 h 59 m 23.78 s

5 – 10 4 h 0 m 14.28 s 20 – 10

5 h 3 m 20.38 s

6 – 10 4 h 4 m 10.88 s 21 – 10

5 h 7 m 16.88 s

7 – 10 4 h 8 m 7.38 s 22 – 10

5 h 11 m 13.48 s

8 – 10 4 h 12 m 3.98 s 23 – 10

5 h 15 m 9.98 s

9 – 10 4 h 16 m 0.18 s 24 – 10

5 h 19 m 6.58 s

25 – 10 10 – 10 4 h 19 m 58.18 s

5 h 23 m 3.08 s

26 – 10 11 – 10 4 h 23 m 54.78 s

4 h 27 m 51.38 s

5 h 26 m 59.68 s

27 – 10

5 h 30 m 56.18 s

28 – 10 12 – 10 13 – 10 4 h 31 m 47.88 s

5 h 34 m 52.78 s

29 – 10 14 – 10 4 h 35 m 44.48 s

5 h 38 m 49.38 s

30 – 10 15 – 10 4 h 39 m 40.98 s

5 h 42 m 45.88 s

Giờ sao trung bình tại HCM lúc 3h trong tháng 10/2010:

Nguyễn Phước

31 – 10

qsS = 4 h 43 m 35.93 s

Sai số của giờ sao tại HCM lúc 3h trong tháng 10/2010:

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 59

Sqs = 0 h 30 m 32.82 s

Vậy giờ sao tại HCM lúc 3h và 18h:

Sqs [19 h 46 m 1.36 s  0 h 30 m 20.43 s ; 4 h 43 m 35.93 s  0 h 30 m

32.82 s]

4.1.2.4. Danh sách các cụm sao quan sát được trong tháng 10/2010

Các cụm sao phải thỏa 2 điều kiện:

Điều kiện 1:

cụm sao  Sqs= [19 h 46 m 1.36 s  0 h 30 m 20.43 s ; 4 h 43 m 35.93 s  0 h

30 m 32.82 s]

Điều kiện 2: Áp dụng công thức: cosz = sin.sin + cos.cos.cost để tìm z.

z < 400. Với:

Ví dụ: Tính z của cụm sao mở Berkeley 88.

Với:

 = 480 8’ 22’’ ;  = 20 h 21 m 13.6 s ;  = 10045’.

t = Sqs -  = 19 h 46 m 1.36 s – 20 h 21 m 13.6 s = - 0 h 35 m 12.24 s (- 80 48’

3.6’’).

Từ phương trình cosz = sin.sin + cos.cos.cost  z = 380 6’ 42.73’’  có

Nguyễn Phước

thể quan sát được cụm sao mở Berkeley 88 vào khoảng 18h.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 60

Bảng 4.5: Một số Cụm sao mở quan sát được trong tháng 10

ID (tên) z  

Chòm sao

(h) (m) (s) (0) ( ') ( '' ) (0) ( ') ( '' )

Lyra Berkeley 88 Berkeley 89 20 20 21 24 13.6 +48 08 22 38 6 42.73 28.7 +46 02 46 36 14 5.82

(s)

Cyg

(s)

20 20 20 20 20 18 9.9 2.5 05 5.7 4.9 00 00 34 00 +40 43 36 30 48 1.36 +41 22 00 31 3 48.62 +42 06 00 31 33 24.4 +41 12 00 30 45 8.41 +40 32 00 30 5 56.68

Collinder 419 Dolidze 2 Dolidze 36 Dolidze 38 Dolidze- Dzimselejsvili 10 NGC 6866 NGC 6895 Berkeley 49 Berkeley 51 Berkeley 54 Berkeley 56 20 20 19 20 21 21 03 16 59 11 2 17 55.1 +44 09 33 27 31 58.81 23.3 +50 14 26 33 37 55.15 29.6 +34 38 30 24 5 18.12 24 22 42.12 54.0 +34 24 6 58.6 +40 25 51 34 12 16.82 36 58 38.35 35.9 +41 49 7

Berkeley 84 20 4 42.5 +33 54 9 23 32 38.76

Berkeley 85 Berkeley 86 20 20 18 20 47.6 +37 44 22 27 58 26.1 13.2 +38 40 42 29 2 17.66

Berkeley 87 20 21 37.8 +37 23 24 27 49 2.64

Biurakan 1 20 7 43.5 +35 43 09 25 26 59.57

4.1.3. Danh sách một số cụm sao quan sát được trong tháng 3/2011

Nguyễn Phước

Áp dụng tương tự các bước lập danh sách cụm sao trong tháng 10/2010 ta tìm được cụm sao quan sát được trong tháng 3/2011.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 61

Bảng 4.6: Một số Cụm Sao Mở quan sát được trong tháng 3

Chòm sao

z ID (tên)  

(h) (m) (s) (0) ( ') ( '' ) (0) ( ') ( '' )

44 6 -23 52 00 39 7 22,6 M93 7

10 82 -12 48 05 34 0,04 22 NGC2539 8 Puppis (s)

37 15 -13 47 04 29 7,68 38 NGC2423 7

41 08 -14 49 00 38 57,42 56 M47 7

36 06 -14 30 00 37 20,24 42 NGC2422 7

13 08 -5 48 00 40 58 M48 8 27,05 Hydra (s)

Auriga M37 52 04 32 32 00 21 53 39,08 5 (s)

Canis M41 6 47 00 -20 44 00 35 10 25,68 Major (s)

Gemini NGC2353 14 24 -10 10 00 23 46 44,69 7 (s)

M50 09 19 -5 51 04 8 8 47,29 Monocer 6

os (s) NGC2232 27 17 -2 10 03 16 55 49,77 6

4.2. ĐIỀU KHIỂN KÍNH TAKAHASHI

4.2.1. Cách làm việc tại đài quan sát thiên văn

Mở mái che của đài thiên văn, khóa các chốt của mái che lại để tránh việc mái va

chạm với ống kính.

Tắt hệ thống máy lạnh.

Khởi động máy vi tính.

Bật công tắt nguồn của ổn áp lên.

Nguyễn Phước

Bật công tắt của kính thiên văn, chờ vài phút để kính hoạt động bình thường.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 62

4.2.2. Điền khiển kính thiên văn

Điều khiển kính vào vị trí làm việc (trục kính nằm ngang, ống kính hướng lên

thiên đỉnh).

Cắm các dây cấp giữ liệu của kính thiên văn với máy tính.

Sử dụng chương trình Telescope tracer 2000a (TT2000) để điều khiển kính thiên

văn.

 Các bước điều khiển kính đến sao cần quan sát trên bầu trời sử dụng chương

trình TT2000.

Hình 4.1: Nhập kinh độ, vĩ độ tại nơi quan sát

Hình 4.2: Chọn tọa độ của Sao

Nguyễn Phước

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 63

Hình 4.3: Nhập xích vĩ, xích kinh của Sao quan sát

Bước 1: Chạy chương trình TT2000, vào file/ port và chọn COM5 (COM5 là cổng

kết nối với kính thiên văn).

Bước 2: Chọn lnit từ bảng điều khiển nhập kinh độ, vĩ độ nơi quan sát (HCM có 

= 10045’00’’,  = 106040’00’’) như (hình 4.1) chọn “Ok”. Sau đó adjust thiên đỉnh.

Bước 3: Chọn ngôi sao bất kỳ nằm bên hướng đông để kiểm tra kính có chạy

chính xác hay không.

Bước 4: Sau khi kiểm tra, chúng ta chọn bất kỳ sao nào trên màng hình sơ đồ sao

của chương trình, sau đó nháp chuột trái và chọn vào phần tọa độ của sao như (hình 4.2).

Bước 5: Nhập tọa độ xích kinh, xích vĩ của sao cần quan sát vào bảng tọa độ như

(hình 4.3).

Bước 6: Bấm “Go” kính thiên văn sẽ quay đến vị trí sao đã chọn.

 Đặc điểm của kính quay:

- Nếu quan sát các sao ở phía đông thì ống kính sẽ quay sang phía tây và ngược lại.

Nguyễn Phước

- Nếu quan sát các sao ở phía nam thì ống kính sẽ quay sang phía bắc và ngược lại.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 64

Chú ý: Trong quá trình kính quay phải xem xét không cho ống kính bị vướng hoặc

va chạm với bất cứ vật gì. Nếu trường hợp xảy ra thì bấm “stop” trên bảng điều khiển để

ngừng hoạt động của kính và dùng thiết bị điều khiển bằng tay để xoay kính ra khỏi vị trí va chạm.

4.2.3. Khi kết thúc quan sát

Mở máy lạnh ở nhiệt độ 260, ở nhiệt độ đó thì tránh được sự chênh lệch giữa

nhiệt độ bên trong và bên ngoài đài thiên văn hạn chế tác động nhiệt đối với kính.

Tắt hết các thiết bị. Đặc biệt xem xét công tắt nguồn của ổn áp đã tắt hay chưa.

Vì nếu không tắt thì kính thiên văn sẽ tự nhật động và ống kính sẽ va vào mái che dẫn

đến ống kính bị hư hỏng.

4.3. CHỤP ẢNH QUA CCD ST7

4.3.1. Các bước điều chỉnh phần mềm điều khiển CCD

Bước 1: Lấp CCD ST7 (gọi tắt là CCD) vào ống kính thiên văn.

Bước 2: Bật máy biến thế 220 V – 24 V để cung cấp điện áp 24V cho CCD hoạt

động. Đèn phía dưới của CCD sẽ sáng lên, chờ vài giây để CCD hoạt động bình thường.

Bước 3: Sử dụng phần mềm CCD soft CCD Astronomy software version 5 (gọi tắt

CCDsoft) để chụp các đối tượng quang trắc. Chạy phần mềm CCDsoft 

camera/control  setup như (hình 4.4).

Bước 4: Trong mục camera chọn SBIGST7/7E/7xE sau đó chọn Temperature chọn

nhiệt độ (50) khi chụp như (hình 4.8).

Nguyễn Phước

Bước 5: Chụp một ngôi sao có độ sáng vừa phải để chỉnh hội tụ.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 65

Hình 4.5: Điều chỉnh nhiệt độ CCD

Hình 4.4: Cài đặt cho CCD

Hình 4.6: Nút chỉnh hội tụ

Hình 4.7: Chụp ngôi Sao để chỉnh hội tụ

Hình 4.8: Chọn các chế độ chụp

Nguyễn Phước

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 66

 Chỉnh hội tụ: Xoay nút như (hình 4.6) để thay đổi khoảng cách giữa gương cầu và gương phản xạ. Ban đầu chúng ta xoay hết theo chiều kim đồng hồ, sau đó

xoay chậm ngược lại, chụp ngôi sao đến khi nào cho hình ảnh rõ nét như (hình 4.7). Ghi lại số vòng quay được (7,5 vòng).

Bước 6: Chụp ảnh ở các trạng thái Light, Dark, Flat field.

Vào CCDsoft  camera/control  Take Image và chọn các lệnh tương ứng với

từng cách chụp ảnh (hình 4.8).

4.3.2. Cách chụp cụm sao qua các kính lọc sắc

Chụp Light:

Lắp 3 kính lọc sắc; màu trắng, màu xanh dương (B), màu xanh lá cây (V).

Đầu tiên chụp ngôi sao gần cụm sao cần chụp qua kính lọc trắng, để đưa hình ảnh

ngôi sao vào giữa hình ảnh một cách nhanh nhất, sau đó điều khiển kính đến đối tượng

quang trắc và chụp với các kính lọc sắc B, V .

Chụp Dark: Ngay sau khi chụp Light.

Chụp Flat field: Chụp bầu trời với các kính lọc sắc B, V khoảng 4h – 4h30 sáng

và chụp Dark ngay sau khi chụp Flat field.

Chú ý:

 Thời gian chụp đối tượng ở các chế độ Light, Dark, Flat field phải bằng nhau.

 Thời gian phơi ảnh không quá lâu vì chuyển động của kính và ngôi sao không

đồng nhất  kết quả chụp không chính xác. Để có kết quả chính xác ta cần chụp nhiều

lần, trong thời gian ngắn.

Ví dụ: Cần chụp cụm sao đó trong 600s chúng ta nên chia 3 lần chụp, chụp trong

60s. Sau đó chúng ta cộng gộp 3 tấm hình đó lại.

4.3.3. Ảnh hưởng của nhiệt độ môi trường đến CCD

 Nhiệt độ.

Khi điều chỉnh nhiệt độ của CCD để thực hiện việc chụp ảnh, nên điều chỉnh nhiệt độ

Nguyễn Phước

không thấp hơn nhiệt độ mà phần mềm cho phép.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 67

Như (hình 4.8) trong mục recommended selpoint là giới hạn nhiệt độ hiện tại.

Nhiệt độ càng nhỏ thì làm giảm sự chuyển động nhiệt của các electron tự do (nên

chọn 50).

Nếu nhiệt độ lớn thì electron tự do chuyển động nhanh làm nhiệt độ CCD tăng

lên, độ nhạy trên các ảnh điểm sẽ chênh lệch lớn làm kết quả chụp sẽ không chính xác

và làm khó khăn trong quá trình xử lý kết quả.

 Mây, gió, độ rung của tòa nhà.

Các yếu tố mây, gió hay độ rung của tòa nhà đều ảnh hưởng đến hình ảnh chụp

qua CCD. Mây, gió làm cho hình ảnh không rõ nét và bị nhèo. Còn độ rung của tòa

nhà làm ảnh hướng tới thân kính làm sai lệch khi thân kính chuyển động theo ngôi sao.

4.4. PHƯƠNG PHÁP XỬ LÝ ẢNH

4.4.1. Cơ sở lý thuyết

Quá trình xử lý hình ảnh chụp qua CCD chủ yếu là quá trình hiệu chỉnh và khử

nhiễu. Thiết lập hình ảnh với 3 ảnh hiệu chỉnh: bias, dark và flat field và hình ảnh light

của đối tượng quang trắc. Những ảnh tối không chỉ cung cấp các mức độ thông tin và

độ đen tối hiện tại mà nó còn cung cấp những thông tin sai lệch của một hình ảnh.

Việc sử dụng các thiết lập cơ bản để hiệu chỉnh các hình ảnh CCD là như sau: Đầu tiên

trừ đi cho ảnh Dark từ ảnh đối tượng của bạn (light). Sau đó, chia cho kết quả của ảnh

Flat field sau khi đã trừ cho Dark. Đó là tất cả việc cần làm để khử nhiễu của một hình

ảnh. Ở dạng phương trình, quá trình hiệu chỉnh có thể viết như sau:

Ảnh Light – Ảnh Dark

(4.4)

Ảnh đã hiệu chỉnh

Ảnh Flat Field – Ảnh Dark

Nguyễn Phước

Để chúng ta vẽ được họa đồ H – R, thấy được phân bố sao trong cụm sao thì phải dựa vào các ảnh đã qua hiệu chỉnh khi chụp ở các kính lọc U, B, V. Vì các ngôi sao trong cụm sao mở đều có khoảng cách đến Trái Đất gần như nhau nên chỉ cần chụp đối tượng quan sát qua hai kính lọc là B, V là có thể đủ cơ sở để biểu diễn sự phân bố sao trong cụm sao.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 68

Hình 4.9: Chọn các chức năng trong Processing

 Khử nhiễu

Để khử nhiễu do CCD và nền trời gây ra, ta lấy hình chụp Light của đối tượng

quang trắc trừ đi cho Dark, sau đó chia cho hình chụp Flat field khi đã trừ Dark. Ta

dùng các chức năng trong mục Processing của phần mềm IRIS như (hình 4.9)

 Cộng gộp hình ảnh

Vì ở mỗi lần chụp điều kiện môi trường khác nhau nên độ sáng của ngôi sao ở

mỗi lần chụp sẽ khác nhau nên ta gộp nhiều tấm hình đã khử nhiễu để có tấm hình với

độ sáng của các ngôi sao hoàn chỉnh. Sử dụng chức năng Command trong phần mềm

IRIS.

Ví dụ: Gộp 2 tấm hình M12.5 và M12.6 đã khử nhiễu (hình 4.10) (chụp vào tối

8/3/2011).

Viết câu lệnh trong chức năng Command: “coregister M12.5 M12.6”

Ta được một hình ảnh với độ sáng của các ngôi sao hoàn chỉnh hơn (hình 4.11).

Nguyễn Phước

Để có thể vẽ được họa đồ H – R của cụm sao ta phải tìm được cấp sao nhìn thấy (mB, mV) của các ngôi sao trong cụm sao đó. Dùng phần mềm IRIS, CCDSoft Version 5 hoặc IRAF đều có thể tìm được cấp sao nhìn thấy (m) của ngôi sao.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 69

 Tìm cấp sao nhìn thấy của ngôi sao dùng phần mềm IRIS (ví dụ về cụm sao

cầu M12 được chụp vào tối ngày 8/3/2011)

Đầu tiên ta tìm FWHM của ngôi sao đó. Sau đó vào mục Analysic của phần mềm

IRIS  vào Aperture Photometry như (hình 4.12). Chọn số vòng, bán kính vòng tròn

và cấp sao giới hạn (m = 16) trong mục Circle number  Ok.

Đưa vòng tròn vào chính giữa ngôi sao cần tìm cấp sao rồi nhấp chuột trái. Trong

bảng hiện ra cho ta thông số và cấp sao của ngôi sao đó như (hình 4.14).

Hình 4.10: M12.5 và M12.6

Hình 4.11: Gộp M12.5 và M12.6

Nguyễn Phước

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 70

Hình 4.12: Aperture photometry

Hình 4.13: Chọn Sao để tìm cấp sao

Hình 4.14: Cấp Sao nhìn thấy và thông tin của ngôi sao

Hình 4.15: Thứ tự từ trong ra R1, R2, R3.

Hình 4.16: Họa đồ H – R của cụm sao mở

Nguyễn Phước

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 71

Để tính được cấp sao nhìn thấy của một ngôi sao dựa trên cơ sở sau (hình 4.15).

Chọn vòng tròn R1 cho diện tích xung quanh sao Aap, R2 và R3 cho diện tích nền

trời. Sau đó ta thực hiện như sau:

Đo số đếm trên mỗi pixel của nền trời Ssky bằng cách lấy tổng số đếm giới hạn

bởi R2, R3, chia cho diện tích nền trời.

Đo tổng số đếm của sao giới hạn bởi R1 là Nap.

Cấp sao được tính theo công thức:



A S ap

sky

 

2.5 lg



exp

   

   

(4.5)

Với C = 23,5 ÷ 26, texp là thời gian mở ống kính khi chụp.

Việc xác định bán kính R1 cần được chọn sao cho toàn bộ thông lượng của sao phải chứa 100%, R1 = 3.FWHM. Với FWHM là bề rộng một nửa chiều cao của tổng số đếm của sao. Để xác định vị trí đỉnh và FWHM chúng ta cần phải hiệu chỉnh số

đếm sao theo hàm Gauss ta được hàm PSF (Point spread function).

4.4.2. Các bước xử lý ảnh

Bước 1: Chụp đối tượng quang trắc với các kính lọc B, V ở các chế độ (Light,

Flat Field, Dark).

Bước 2: Khử nhiễu qua công thức (4.4), sau đó gộp các hình ảnh đã khử nhiễu để

được hình ảnh hoàn thiện.

Bước 3: Dùng chức năng Analysic (phân tích) của phần mềm IRIS để tìm cấp sao

nhìn thấy của ngôi sao trong các hình chụp ở chế độ B, V.

Bước 4: Tìm cấp sao nhìn thấy của nhiều ngôi sao trong cụm sao. Từ đó ta tìm

được hiệu mB – mV của từng ngôi sao trong cụm.

Bước 5: Vẽ lên trục ox là mB – mV, oy là mv áp dụng cho từng ngôi sao trong

cụm từ đó ta vẽ được dãy chính của sự phân bố sao trong cụm sao đang quang trắc như



(hình 4.16). Sau đó tìm nhiệt độ của từng ngôi sao trong cụm qua công thức

K  ) 0,865

(

8540  m m V

Nguyễn Phước

(4.6)

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 72

4.5. XỬ LÝ KẾT QUẢ QUANG TRẮC MỘT SỐ CỤM SAO MỞ

Vì kính lọc R, B, V của CCD ST7 trong phòng thiên văn của trường có những mảng bám lớn do oxi hóa nên ánh sáng không đi qua được (hình 4.17), chỉ sử dụng

được kính lọc trắng. Trong thời gian làm luận văn thì chưa sửa chữa xong các kính lọc

màu, nên trong luận văn xin được trình bày cách xử lý kết quả quang trắc với hình ảnh

chụp được qua kính lọc trắng. Áp dụng cách xử lý tương tự cho hình ảnh chụp qua các kính lọc sắc.

Hình 4.17: Kính lọc màu bị hỏng

4.5.1. Kết quả quang trắc

Thời gian quang trắc: 18h đến 3h sáng từ ngày 10/10/2011 đến 1/4/2011.

Những đối tượng đã chụp được trong thời gian nghiên cứu:

Bảng 4.7: Danh sách các đối tượng chụp được

STT Tên Xích kinh Xích vĩ Thời gian texp Cấp sao

Sirius 6 h 45 m -1,46 5 s 19/10/2010 1

M50 7 h 3,2 m 30/11/2010 5,9 30 s 2

M44 8 h 40 m 7/12/2010 3,1 20 s 3

NGC2169 6 h 8,4 m 16/12/2010 5,9 40 s 4

M45 3 h 47 m 1,6 10 s 5

M44 8 h 40 m 3,1 30 s 6

Nguyễn Phước

Hyades 4 h 27 m - 160 42’ -80 20’ 190 59’ 130 57’ 240 7’ 190 59’ 150 52’ 0,5 20 s 7

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 73

3,9 20 s NGC2232 6 h 28 m 8

4,8 10 s NGC2244 6 h 31 m 9

0,5 30 s 19/12/2010 Hyades 4 h 27 m 10

5,9 30 s M50 7 h 3,2 m 11

20/12/2010 3,1 20 s M44 8 h 40 m 12

NGC1918 5 h 19 m CXĐ 60 s 13

4 h 27 m 0,5 20 s 14 Mel25Hyades

27/12/2010 1,6 5 s M45 3 h 47 m 15

4,2 30 s NGC1981 5 h 35 m 16

CXĐ 30 s NGC1918 5 h 19 m 17

6/1/2011 3,9 20 s NGC2232 6 h 28 m 18

4,8 20 s NGC2244 6 h 31 m 19

3,9 60 s 21/1/2011 NGC2232 6 h 28 m 20

4,8 20 s 24/1/2011 NGC2244 6 h 31 m 21

30 s Ic4665 17 h 46 m 8,27 22

5,8 30 s M5 15 h 18,6m 23

6,6 30 s M10 16 h 47 m 24

6,6 30 s M12 16 h 47 m 25

8/3/2011 7,5 30 s M18 18 h 19,9m 26

6,5 30 s M21 18 h 4,6 m 27

3,7 30 s M44 8 h 40,1m 28

6,1 30 s M67 8 h 40,1m 29

6,7 30 s NGC6709 18 h 51 m 30

- 40 50’ 40 56’ 150 52’ -80 20’ 190 59’ - 690 39’ 160 00’ 240 7’ - 40 25’ - 690 39’ - 40 50’ 40 56’ - 40 50’ 40 56’ 50 43’ 20 05’ - 40 06’ - 10 56’ - 170 8’ - 220 30’ 190 59’ 110 49’ 100 19’ - 40 25’ 4,2 30 s M53 5 h 35 m 31

4.5.2. Xử lý kết quả quang trắc

Đối tượng chọn để xử lý là cụm sao mở NGC 6709 (chụp vào tối ngày 8/3/2011).

Nguyễn Phước

Thông tin về cụm sao mở NGC 6709: Cụm sao mở NGC 6709 có khoảng 60 ngôi sao và có tuổi khoảng 315 triệu năm. Nó nằm khoảng 5° về phía tây nam của sao

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 74

Zeta Aquilae và khoảng 6° đông bắc của cụm mở IC 4756. Ba trong số những ngôi sao

nổi bật nhất của nó tạo thành hình dạng của một tam giác bên phải.

NGC 6709 có:

Xích vĩ: 18h 51m 18s; Xích kinh: +100 19’ 06’’; Kinh độ: 420120’; Vĩ độ: 40715’.

Khoảng cách đến trái đất: 1075 ps ; cấp sao nhìn thấy m = 6,7.

Tuổi của cụm sao: 315 triệu năm.

Kết quả chụp cụm sao mở NGC 6709 qua CCD ST7 với kính lọc màu trắng (hình

Nguyễn Phước

4.18):

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 75

Hình 4.18: NGC6709 chụp qua kính lọc trắng

Các bước xử lý ảnh của cụm sao NGC6709:

Bước 1: Khử nhiễu

Lấy từng tấm hình của NGC 6709 chụp Light (hình 4.18) trừ Dark ta được (hình

4.20).

Lấy Flat field (hình 4.21) trừ Dark ta được (hình 4.22). Sau đó lấy (hình 4.20)

chia cho (hình 4.22) được (hình 4.23) như thế là ta đã khử nhiễu hình ảnh NGC6709.

Nguyễn Phước

Lần lượt khử nhiễu với các tấm hình còn lại.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 76

Hình 4.19: Dark

Hình 4.20: NGC6709 – Dark

Hình 4.21: Flat field

Nguyễn Phước

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 77

Hình 4.22: Flat field – Dark

Hình 4.23: NGC6709 đã khử nhiễu

Nguyễn Phước

Các tấm hình đã được khử nhiễu của NGC6709 như (hình 4.24).

Nguyễn Phước

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 78

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 79

Hình 4.24: Cụm sao NGC 6709 đã khử nhiễu

Bước 2: Gộp các hình NGC 6709 đã được khử nhiễu (hình 4.24) để được tấm

hình với độ sáng của ngôi sao trong cụm hoàn chỉnh hơn.

Dùng chức năng “command” trong phần mềm IRIS, viết câu lệnh “coregister

ngc6709.13 ngc6709.14” để gộp 2 hình NGC6709.13 và NGC6709.14 (hình 4.25) ta

được (hình 4.26).

Hình 4.25: NGC6709.13 và NGC 6709.14

Nguyễn Phước

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 80

Hình 4.26: NGC6709 sau khi gộp NGC6709.13 và NGC6709.14

Sau đó ta lấy (hình 4.26), chúng ta tiếp tục gộp với các tấm hình tiếp theo

Ta được kết quả cuối cùng như (hình 4.27).

Bước 3: Fix hàm phân bố xác suất photon đến các phần tử CCD theo phân bố

Gauss.

Hình 4.27: NGC6709 sau khi gộp 10 tấm đã khử nhiễu

Nguyễn Phước

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 81

Hình 4.28: Chọn ngôi sao để fix phân bố theo hàm Gauss

Chọn ngôi sao cần fix theo phân bố Gauss (hình 4.28).

Nhấp chuột phải chọn Shape như (hình 4.29).

Sau đó nhấp chuột trái ta fix đồ thị phân bố xác suất photon đến phần tử CCD

theo phân bố Gauss như (hình 4.30), qua đó cho biết thông số để tìm FWHM và diện

tích đỉnh của hàm phân bố.

Hình 4.29: Chọn lệnh Shape

Nguyễn Phước

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 82

Hình 4.30: Fix theo phân bố Gauss

Bước 4: Tìm cấp sao nhìn thấy của từng ngôi sao trong cụm NGC6709.

FWHM của ngôi sao trên là 4,5  chọn R1 = 14.

Trong (hình 4.31) ta tìm được cấp sao nhìn thấy của ngôi sao có X = 258, Y =

377 là m = 3,042.

Với các đối tượng quang trắc được chụp qua kính lọc B, V, ta áp dụng các bước

xử lý tương tự như trên thì ta tìm được cấp sao nhìn thấy của từng ngôi sao trong cụm



sao cần quang trắc, từ đó ta vẽ được họa đồ H – R thể hiện sự phân bố của các ngôi sao trong cụm sao, đồng thời tìm được nhiệt độ của cụm sao qua công thức

K  ) 0,865

(

8540  m m V

Nguyễn Phước

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 83

Hình 4.31: Cấp sao nhìn thấy của một ngôi sao trong cụm NGC6709

Cấp sao của các sao trong cụm sao mở NGC 6709

Bảng 4.8: Số liệu các sao trong NGC 6709

STT X Cấp sao Y R1 R2 R3

377 258 14 20 25 3,042 1

401 765 14 20 25 3,050 2

368 289 14 20 25 1,927 3

449 249 14 20 25 3,092 4

380 458 14 20 25 3,991 5

430 618 14 20 25 3,989 6

335 623 14 20 25 4,712 7

344 53 14 20 25 5,124 8

241 39 14 20 25 4,419 9

65 422 14 20 25 4,402 10

128 407 14 20 25 5,059 11

455 492 14 20 25 4,839 12

Nguyễn Phước

325 181 14 20 25 4,661 13

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 84

378 484 14 20 25 4,873 14

296 156 14 20 25 3,865 15

206 156 15 20 25 5,892 16

109 183 15 20 25 6,185 17

97 246 15 20 25 6,047 18

198 227 15 20 25 6,250 19

378 363 15 20 25 5,941 20

560 97 15 20 25 5,609 21

541 316 15 20 25 5,609 22

758 413 15 20 25 6,505 23

165 161 15 20 25 6,363 24

525 356 15 20 25 6,287 25

303 289 15 20 25 6,863 26

396 440 15 20 25 6,256 27

138 298 15 20 25 7,823 28

311 248 15 20 25 7,177 29

596 244 15 20 25 8,153 30

543 315 15 20 25 6,370 31

Cấp sao nhìn thấy trung bình của cụm sao NGC6709 chụp được qua kính

Nguyễn Phước

Takahashi và CCD ST7: m = 5,09.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 85

PHỤ LỤC

Danh sách các cụm sao chụp được và so sánh với hình ảnh trên Internet

1. Ngày 19/10/2010

Đối tượng quang trắc: Sao sirius, có xích vĩ -16042’58,017’’; xích kinh 6 h 45 m. Cấp sao nhìn thấy m = - 1,46.

Hình 2: Sirius trên trang wikipedia

Hình 1: Sirius chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

Cấp sao nhìn thấy tính được m = - 1,50.

2. Ngày 30/11/2010

Đối tượng quang trắc: Cụm Sao mở M50, có xích vĩ -80 20’ ; xích kinh 7 h 3,2 m.

Hình 4: M50 trên trang seds.org

Hình 3: M50 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

Nguyễn Phước

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 86

3. Ngày 7/12/2010

Đối tượng quang trắc: Cụm Sao mở M44, có xích vĩ 190 59’; xích kinh 8 h 40 m.

Hình 6: M44 trên trang nightskyinfo

Hình 5: M44 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

4. Ngày 16/12/2010

Đối tượng quang trắc: Cụm Sao mở Hyades, M44, M45, NGC2169, NGC2232,

NGC2244.

 Cụm sao mở Hyades

Có: Xích vĩ 150 52’; xích kinh 4 h 27 m.

Hình 8: Hyades trên trang wikipedia

Hình 7: Hyades chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

Nguyễn Phước

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 87

 Cụm sao mở M44

Có: Xích vĩ 190 59’; xích kinh 8 h 40 m.

Hình 10: M44 trên trang nightskyinfo

Hình 9: M44 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

 Cụm sao mở M45

Có: Xích vĩ 240 7’ ; xích kinh 3 h 47 m

Hình 12: M45 trên trang wikipedia

Hình 11: M45 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

Nguyễn Phước

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 88

 Cụm sao mở NGC2169

Có: Xích vĩ 130 57’ ; xích kinh 6 h 8,4 m.

Hình 14: NGC2169 trên trang wikipedia

Hình 13: NGC2169 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

 Cụm sao mở NGC2232 Có: Xích vĩ - 40 50’ ; xích kinh 6 h 28 m.

Hình 16: NGC2232 trên trang wikipedia

Hình 15: NGC2232 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

Nguyễn Phước

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 89

 Cụm sao mở NGC2244

Có: Xích vĩ 40 56’ ; xích kinh 6 h 31 m.

Hình 18: NGC2244 trên trang Univice.ac

Hình 17: NGC2244 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

5. Ngày 19/12/2010

Đối tượng quang trắc: Cụm Sao mở Hyades, có xích vĩ 150 52’; xích kinh 4 h 27 m.

Hình 20: Hyades trên trang wikipedia

Hình 19: Hyades chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

Nguyễn Phước

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 90

6. Ngày 20/12/2010

Đối tượng quang trắc: Cụm Sao mở M44, M50, NGC1918

 Cụm sao mở M44

Có: Xích vĩ 190 59’ ; xích kinh 8 h 40 m.

Hình 22: M44 trên trang nightskyinfo

Hình 21: M44 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

 Cụm sao mở M50

Có: Xích vĩ -80 20’ ; xích kinh 7 h 3,2 m.

Hình 24: M50 trên trang seds.org

Hình 23: M50 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

Nguyễn Phước

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 91

 Cụm sao mở NGC1918

Có: Xích vĩ - 690 39’ ; xích kinh 5 h 19 m.

Hình 25: NGC1918 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

7. Ngày 27/12/2010

Đối tượng quang trắc: Cụm Sao mở Mel25 hyades, M45, NGC1981.

 Cụm sao mở Mel25 hyades. Có: Xích vĩ 160 00’ ; xích kinh 4 h 31 m.

Hình 27: Mel25hyades trên trang seds.org

Hình 26: Mel25hyades chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

Nguyễn Phước

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 92

 Cụm sao mở M45

Có: Xích vĩ 240 7’ ; xích kinh 3 h 47 m.

Hình 29: M45 trên trang wikipedia

Hình 28: M45 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

 Cụm sao mở NGC1981

Có: Xích vĩ - 40 25’ ; xích kinh 5 h 35 m.

Hình 31: NGC1981 trên trang wikipedia

Hình 30: NGC1981 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

Nguyễn Phước

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 93

8. Ngày 6/1/2011

Đối tượng quang trắc: Cụm Sao mở NGC1918, NGC2232, NGC2244

 Cụm sao mở NGC1918

Có: Xích vĩ - 690 39’ ; xích kinh 5 h 19 m.

Hình 32: NGC1918 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

 Cụm sao mở NGC2232

Có: Xích vĩ - 40 50’ ; xích kinh 6 h 28 m.

Hình 34: NGC2232 trên trang wikipedia

Hình 33: NGC2232 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

Nguyễn Phước

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 94

 Cụm sao mở NGC2244

Có: Xích vĩ 40 56’ ; xích kinh 6 h 31 m.

Hình 36: NGC2244 trên trang Univice.ac

Hình 35: NGC2244 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

9. Ngày 21/1/2011

Đối tượng quang trắc: Cụm Sao NGC2232, có xích vĩ - 40 50’ ; xích kinh 6 h 28 m.

Hình 38: NGC2232 trên trang wikipedia

Hình 37: NGC2232 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

10. Ngày 24/1/2011

Nguyễn Phước

Đối tượng quang trắc: Cụm Sao mở NGC2244, có xích vĩ 40 56’ ; xích kinh 6 h 31 m.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 95

Hình 34: NGC2244 trên trang Univice.ac Hình 40: NGC2244 trên trang Univice.ac

Hình 39: NGC2244 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

11. Ngày 8/3/2011

Đối tượng quang trắc: Cụm Sao mở IC4665, M18, M21, M44, M67.

Cụm sao cầu M5, M10, M12, M53.

 Cụm sao mở IC4665

Có: Xích vĩ 50 43’ ; xích kinh 17 h 46 m.

Hình 42: IC4665 trên trang Univice.ac

Hình 41: IC4665 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

Nguyễn Phước

 Cụm sao mở M18

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 96

Có: Xích vĩ - 170 8’ ; xích kinh 18 h 19,9m.

Hình 44: M18 trên trang wikipedia

Hình 43: M18 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

 Cụm sao mở M21 Có: xích vĩ - 220 30’ ; xích kinh 18 h 4,6 m.

Hình 46: M21 trên trang wikipedia

Hình 45: M21 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

 Cụm sao mở M44

Nguyễn Phước

Có: Xích vĩ 190 59’ ; xích kinh 8 h 40,1m.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 97

Hình 48: M44 trên trang nightskyinfo

Hình 47: M44 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

 Cụm sao mở M67

Có: Xích vĩ 110 49’ ; xích kinh 8 h 40,1m.

Hình 50: M67 trên trang nightskyinfo

Hình 49: M67 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

 Cụm sao mở NGC6709

Nguyễn Phước

Có: Xích vĩ 100 19’ ; xích kinh 18 h 51 m.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 98

Hình 52: NGC6709 trên trang wikipedia

Hình 51: NGC6709 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

 Cụm sao cầu M5 Có: Xích vĩ 20 05’ ; xích kinh 15 h 18,6 m.

Hình 54: M5 trên trang wikipedia

Hình 53: M5 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

 Cụm sao cầu M10

Nguyễn Phước

Có: Xích vĩ - 40 06’ ; xích kinh 16 h 47 m.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 99

Hình 56: M10 trên trang wikipedia

Hình 55: M10 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

 Cụm sao cầu M12

Có: Xích vĩ - 10 56’ ; xích kinh 16 h 47 m.

Hình 58: M12 trên trang wikipedia

Hình 57: M12 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

 Cụm sao cầu M53

Nguyễn Phước

Có: Xích vĩ - 40 25’ ; xích kinh 5 h 35 m.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 100

Hình 60: M53 trên trang wikipedia

Hình 59: M53 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

Nguyễn Phước

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 101

KẾT LUẬN

Trong luận văn em đã tìm hiểu và nghiên cứu được những kết quả sau:

Tìm hiểu thế nào gọi là cụm sao mở, quá trình hình thành và các đặc trưng của

cụm sao mở.

Trong luận văn em đã trình bày chi tiết các bước lập kế hoạch quan sát để qua đó

biết được cụm sao nào có thể quan sát tại thành phố Hồ Chí Minh trong một khoảng

thời gian bất kỳ, giúp chúng ta có kế hoạch quang trắc tốt nhất.

Các bước điều khiển kính TAKAHASHI để quan sát một cụm sao mở hay cụm

sao cầu cũng được nêu chi tiết trong luận văn.

Nêu cách sử dụng CCD ST7 để chụp cụm sao mở hay cụm sao cầu qua các kính

lọc. Vì kính lọc màu đỏ, xanh dương và xanh da trời bị hỏng nên trong luận văn em

chỉ trình bày cách chụp đối tượng qua kính lọc trắng. Từ đó áp dụng tương tự cho các

kính lọc màu khác.

Em cũng đã trình bày cách sử dụng phần mềm IRIS để xử lý hình ảnh, từ đó tìm

được cấp sao nhìn thấy của từng ngôi sao trong cụm sao quang trắc.

Vì các kính lọc màu bị hỏng, nên em chỉ tìm cấp sao nhìn thấy của các ngôi sao

trong cụm sao mà chưa vẽ họa đồ H – R và tìm nhiệt độ của cụm sao.

Vì đề tài phụ thuộc rất nhiều vào thời tiết, nhưng khi nhận đề tài thì ở thành phố

Hồ Chí Minh chịu ảnh hưởng của 2 cơn bão ở Miền Trung và nhiều ngày áp thấp nhiệt

đới làm cho em và Thầy hướng dẫn gặp nhiều khó khăn để thực hiện công việc của

mình. Vì thời gian làm luận văn không dài, điều kiện thời tiết không thuận lợi; tìm

Nguyễn Phước

hiểu phương pháp quang trắc và sử dụng các phần mềm điều khiển rất bỡ ngỡ với em, nên trong luận văn khó tránh khỏi những sai sót, em kính mong các Thầy, Cô sửa chữa và góp ý để em rút ra những kinh nghiệm và hoàn thiện hơn sau này.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 102

KIẾN NGHỊ VỀ NHỮNG NGHIÊN CỨU TIẾP THEO

Em có 4 kiến nghị để nghiên cứu tiếp lĩnh vực đã tìm hiểu được thông qua đề tài

này.

Thứ nhất: Mong khoa và nhà trường tạo điều kiện cho đài thiên văn của khoa Vật

Lý được trang bị các kính lọc đã bị hỏng. Qua đó có thể chụp cụm sao cầu và cụm sao

mở qua các kính lọc từ đó vẽ được họa đồ H – R và tìm nhiệt độ cụm sao quan sát mà

trong đề tài em còn thiếu sót.

Thứ hai: Sử dụng kính TAKAHASHI chụp cụm sao mở, cụm sao cầu qua thiết bị

trắc phổ từ đó đi phân tích phổ của cụm sao từ đó biết được các thông số như: Độ

trưng, nhiệt độ, cấp sao nhìn thấy, khoảng cách đến Trái Đất và tuổi của cụm sao đó.

Thứ ba: Cái gì là nguồn gốc của quang phổ khối lượng sao.

Thứ tư: Nghiên cứu kỹ hơn về sự hình thành sao và hành tinh.

Em rất mong có cơ hội để nghiên cứu nhiều hơn nữa các lĩnh vực thuộc về Thiên

Nguyễn Phước

Văn Học.

Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 103

TÀI LIỆU THAM KHẢO

Tiếng Việt

[1] Trần Quốc Hà (2008), Giáo Trình Thiên Văn Học Đại Cương, Ban ấn bản phát

hành nội bộ Đại Học Sư Phạm TP. Hồ Chí Minh, TP. Hồ Chí Minh.

[2] Lê Thị Thu Huệ (2010), Luận Văn Tốt Nghiệp, Trường Đại Học Sư Phạm TP. Hồ

Chí Minh, TP. Hồ Chí Minh.

[3] Đặng Mộng Lân, Ngô Quốc Quýnh (1976), Từ Điển Vật Lý Anh – Việt, Nhà xuất bản khoa học và kỹ thuật Hà Nội, TP. Hà Nội.

[4] Lê Phước Lộc (1993), Bài Tập Và Hướng Dẫn Quan Sát Thiên Văn, Trường Đại

Học Cần Thơ Khoa Toán Lý, TP. Cần Thơ.

[5] Nguyễn Đình Noãn, Phan Văn Đồng, Nguyễn Đình Huân, Nguyễn Quỳnh Lan

(2008), Giáo Trình Vật Lý Thiên Văn, Nhà xuất bản giáo dục, TP. Việt Trì - Phú Thọ.

Tiếng Anh

[6] A. C. Phillips (2003), The Physics Of Stars, Department of Physics and Astronomy

the University of Manchester, England.

[7] H. B. Ann and S. H. Lee (2002), BOAO Photometric Survey Of Galactic Open

Cluster. Physical Parameters Of 12 Open Cluster, Department of Earth science Pussan

National University, Korea.

[8] Stenve B.Howell (2000), Handbook Of CCD Astronomy, Cambridge University

Nguyễn Phước

Press, New York.

Luận văn tốt nghiệp: Sử dụng kính Takahashi nghiên cứu quang trắc cụm sao mở rộng - Open Cluster

BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP.HCM KHOA VẬT LÝ

Nguyễn Phước

SỬ DỤNG KÍNH TAKAHASHI NGHIÊN CỨU QUANG TRẮC CỤM SAO MỞ RỘNG - OPEN CLUSTER

Ngành: SƯ PHẠM VẬT LÝ

Mã số: 102

NGƯỜI HƯỚNG DẪN KHOA HỌC:

TS. CAO ANH TUẤN

Hình 1. 1: Phân loại sao

Hình 1. 2: Họa đồ H – R

Hình 1.3: Quá trình tiến hóa của sao

Hình 1. 4: Đám mây vật chất

Hình 1. 5: Cấu trúc của sao

2.1. THIẾT BỊ KỸ THUẬT

Hình 2.2: Sơ đồ điện của phần tử CCD

Hình 2.1: Cấu tạo của CCD

Hình 2.3: Mô phỏng nguyên lý hoạt động của CCD

Sơ đồ 2.1: Cấu tạo CCD

Hình 2.4: Gộp các ảnh điểm

Hình 2.5: Giới hạn photon đi vào

Hình 2.6: Nhiễu do nhiệt

Hình 3.1: Bảng điều khiển

 = 10045’00’’ vĩ độ nơi quan sát.

= 19 h 46 m 1.36 s

Bảng 4.4: Giờ sao tại HCM lúc 3h

Chòm sao

Chòm sao

Hình 4.1: Nhập kinh độ, vĩ độ tại nơi quan sát

Hình 4.2: Chọn tọa độ của Sao

Hình 4.3: Nhập xích vĩ, xích kinh của Sao quan sát

Hình 4.5: Điều chỉnh nhiệt độ CCD

Hình 4.4: Cài đặt cho CCD

Hình 4.6: Nút chỉnh hội tụ

Hình 4.7: Chụp ngôi Sao để chỉnh hội tụ

Hình 4.8: Chọn các chế độ chụp

(4.4)

Hình 4.9: Chọn các chức năng trong Processing

Hình 4.10: M12.5 và M12.6

Hình 4.11: Gộp M12.5 và M12.6

Hình 4.12: Aperture photometry

Hình 4.13: Chọn Sao để tìm cấp sao

Hình 4.14: Cấp Sao nhìn thấy và thông tin của ngôi sao

Hình 4.15: Thứ tự từ trong ra R1, R2, R3.

Hình 4.16: Họa đồ H – R của cụm sao mở

Hình 4.17: Kính lọc màu bị hỏng

Hình 4.18: NGC6709 chụp qua kính lọc trắng

Hình 4.19: Dark

Hình 4.20: NGC6709 – Dark

Hình 4.21: Flat field

Hình 4.22: Flat field – Dark

Hình 4.23: NGC6709 đã khử nhiễu

Hình 4.24: Cụm sao NGC 6709 đã khử nhiễu

Hình 4.25: NGC6709.13 và NGC 6709.14

Hình 4.26: NGC6709 sau khi gộp NGC6709.13 và NGC6709.14

Hình 4.27: NGC6709 sau khi gộp 10 tấm đã khử nhiễu

Hình 4.28: Chọn ngôi sao để fix phân bố theo hàm Gauss

Hình 4.29: Chọn lệnh Shape

Hình 4.30: Fix theo phân bố Gauss

Hình 4.31: Cấp sao nhìn thấy của một ngôi sao trong cụm NGC6709

Hình 2: Sirius trên trang wikipedia

Hình 1: Sirius chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

Hình 4: M50 trên trang seds.org

Hình 3: M50 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

Hình 6: M44 trên trang nightskyinfo

Hình 5: M44 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

Hình 8: Hyades trên trang wikipedia

Hình 7: Hyades chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

Hình 10: M44 trên trang nightskyinfo

Hình 9: M44 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

Hình 12: M45 trên trang wikipedia

Hình 11: M45 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

Hình 14: NGC2169 trên trang wikipedia

Hình 13: NGC2169 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

Hình 16: NGC2232 trên trang wikipedia

Hình 15: NGC2232 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

Hình 18: NGC2244 trên trang Univice.ac

Hình 17: NGC2244 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

Hình 20: Hyades trên trang wikipedia

Hình 19: Hyades chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM

Hình 22: M44 trên trang nightskyinfo