Sử dụng kính Takahashi nghiên cứu quang trắc cụm sao mở rộng – Open cluster

Chia sẻ: ĐInh ĐInh | Ngày: | Loại File: PDF | Số trang:9

Thêm vào BST

Báo xấu

34
lượt xem 2
download

Download Vui lòng tải xuống để xem tài liệu đầy đủ

Đề tài chú trọng tìm hiểu phương pháp quang trắc và áp dụng quang trắc một số cụm sao mở. Đồng thời cũng cung cấp những kiến thức về cách lập kế hoạch quan sát, liệt kê danh sách cụm sao mở có thể quan sát được trên bầu trời từ tháng 10/2010 đến tháng 2/2011 tại thành phố Hồ Chí Minh.

Chủ đề:

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

Lưu

Nội dung Text: Sử dụng kính Takahashi nghiên cứu quang trắc cụm sao mở rộng – Open cluster

Kỷ yếu Hội nghị sinh viên NCKH SỬ DỤNG KÍNH TAKAHASHI NGHIÊN CỨU QUANG TRẮC CỤM SAO MỞ RỘNG – OPEN CLUSTER Nguyễn Phước SV năm 5, Khoa: Vật lý GVHD: TS Cao Anh Tuấn 1. Mở đầu Thiên văn học - Thiên văn vật lý là nhóm ngành khoa học rất phát triển và rất được quan tâm trên thế giới. Tuy nhiên hiện nay trong nước, sinh viên vẫn còn học môn này rất đại cương và toàn lý thuyết trong khi vũ trụ, bầu trời sao là cả một phòng thí nghiệm khổng lồ. Một trong những hướng nghiên cứu là tìm hiểu những đặc tính của sao và sự tiến hóa của sao. Công việc này đã được thực hiện từ năm 1980 bởi Adam Et Al., gọi là phương pháp quang trắc sử dụng CCD kết hợp với kính thiên văn. Phương pháp quang trắc cho phép đo cấp sao, từ đó suy ra các đặc tính của sao, áp dụng nghiên cứu cho các đối tượng như: sao biến quang, sự tiến hóa của cụm sao cầu, tiến hóa của cụm sao mở rộng, sự tiến hóa của sao lùn nâu, truy tìm hành tinh, hệ hành tinh ngoài thái dương hệ,… Cụm sao mở là đối tượng lý tưởng để nghiên cứu nhiều vấn đề về Vật lý thiên văn chẳng hạn như quá trình hình thành sao, sự tiến hóa và sự tiến hóa động học của sao. Do số lượng lớn, tính chất của các sao trong cụm hầu như giống nhau nên nó là đối tượng gián tiếp để từ đó nghiên cứu vũ trụ. 2. Mục đích, đối tượng, phạm vi nghiên cứu 2.1. Mục đích Đề tài chú trọng tìm hiểu phương pháp quang trắc và áp dụng quang trắc một số cụm sao mở. Đồng thời cũng cung cấp những kiến thức về cách lập kế hoạch quan sát, liệt kê danh sách cụm sao mở có thể quan sát được trên bầu trời từ tháng 10/2010 đến tháng 2/2011 tại thành phố Hồ Chí Minh. 2.2. Đối tượng Sử dụng kính Takahashi, CCD ST7 của trường Đại học Sư Phạm Thành phố Hồ Chí Minh và các phần mềm liên quan như: TT2000, Starry Night Pro Plus 6, IRIS, CCD Camera. Một số cụm sao mở tiêu biểu NGC6709, M12. 2.3. Phạm vi nghiên cứu Xây dựng các bước chụp cụm sao qua CCD ST7. Từ hình ảnh thu được qua CCD với các kính lọc sắc khác nhau, ta sẽ tính được năng lượng bức xạ của cụm sao gởi đến Trái Đất. Sau đó tiến hành xử lý qua phần mềm Iris để tìm cấp sao nhìn thấy của cụm sao và tính được nhiệt độ của cụm sao đó. 176
Năm học 2010 – 2011 3. Thiết bị kỹ thuật 3.1. Hệ kính Takahashi 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. Hệ khử nhật động kiểu xích đạo EM – 200. Phần mềm điều khiển Telescope Tracer 2000. 3.2. CCD camera CCD camera ST7 là loại sử dụng bán dẫn silic (1,14 eV – 5eV), kích thước CCD: (4590 x 6804)µm, tổng số pixel: 390150. Cấp sao giới hạn chụp được là m = +14 khi t = 1s, m = +18 khi t = 1 min. Dung lượng của mỗi pixel: 105e/1 pixel. Nhiễu 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. 4. Cơ sở lý thuyết hoạt động và thu ảnh của CCD 4.1. Cấu tạo CCD CCD là thiết bị tích điện kép, là một tấm silic loại p hoặc loại n, có độ dày khoảng 10µm, 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 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 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. Hình 1. Cấu tạo của CCD Hình 2. Sơ đồ điện của phần tử CCD 177
Kỷ yếu Hội nghị sinh viên NCKH 4.2. Nguyên tắc hoạt động của CCD Khi bức xạ có năng lượng ε = 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 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 (hình 3). Hình 3. Mô phỏng sơ đồ CCD 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 tích tụ 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 tràn ra 178
Năm học 2010 – 2011 ngoài ô lưu trữ và có thể chảy vào ô bên cạnh làm ảnh hưởng chất lượng ảnh thu được tạo ra sau này. - 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. - 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. 5. Phương pháp xử lý ảnh 5.1. Xử lý nhiễu 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, flat field và ảnh light của đối tượng quang trắc. Những ảnh bias và dark giúp cho việc loại bỏ nhiễu do nhiệt độ làm các electron trong CCD chuyển động được ghi nhận thành tín hiệu. Những ảnh flat field hiệu chỉnh về độ nhạy của những pixel, vì những pixel có độ nhạy khác nhau. Việc sử dụng các thiết lập cơ bản để hiệu chỉnh các hình ảnh CCD là như sau: Đầu tiên từ ảnh đối tượng light trừ đi cho ảnh dark. Sau đó, chia cho kết quả của ảnh flat field sau khi đã trừ cho ảnh (dark). Thời gian chụp của các ảnh và dark của chúng phải bằng nhau. Ở dạng phương trình, quá trình hiệu chỉnh có thể viết như sau: Ảnh Light – Ảnh Dark Ảnh đã hiệu chỉnh = Ảnh Flat Field – Ảnh Dark 5.2. Quang trắc sao Sau khi khử nhiễu, ta được một ảnh của một sao hoặc nhiều sao. Để đo cấp sao của chúng ta thực hiện phương pháp quang trắc aperture (Aperture Photometry). 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: Hình 4. Thứ tự từ trong ra ⎛ N ap − A ap S sky ⎞ R1, R2, R3 m = −2.5 lg⎜ ⎟+C ⎜ t exp ⎟ ⎝ ⎠ 179
Kỷ yếu Hội nghị sinh viên NCKH 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. Tổng số photon sao đến các pixel tuân theo phân bố hàm Gauss, 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). 6. Lập kết hoạch quan sát 6.1. Địa điểm, thời gian và điều kiện quan sát Địa điểm quan sát tại Thành Phố Hồ Chí Minh (TP HCM) có vĩ độ ϕ và kinh độ λ là: ϕ = 10045’00’’; λ = 106040’00’’. Quan sát từ ngày 10-10-2010 đến ngày 01-4-2011. Khoảng thời gian từ 18h đến 3h sáng ngày hôm sau. Để quan sát được một sao bất kỳ trên bầu trời thì thỏa mãn các điều kiện sau: Điều kiện 1: Xích kinh của đám sao đó phải thuộc khoảng giờ sao tại địa phương trong khoảng thời gian quang trắc (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 quang trắc. 6.2. Xác định 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 HCM tới 0h Greenwich là: 9,856s/h. λh 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 Hay tổng quát: S0λ = S0G – 9,856s/h. λh. Nhưng thời điểm cần tính là Th (TP HCM). Từ 0h đến lúc đó thì giờ sao tại TP HCM sẽ vượt thêm T.9s,856. Nghĩa là: S7 = S07 + Th + Th.9,856s/h (2.2) Thay (2.1) vào (2.2) ta được: S7 = S0G – 9,856s/h.7h + T + Th.9,856s/h ⇔ S7 = S0G + T + 9,856s/h (Th - λh) Áp dụng: λ1 - λ2 = S1 – S2 hay λqs - λmúi = Sqs – S7 ⇒ Sqs = S7 + λqs - λmúi. (2.3) Tính Sqs lúc 18h và lúc 3h, ứng với T = 18h và T = 3h. 180
Năm học 2010 – 2011 6.3. Cách tìm khoảng cách thiên đỉnh z Áp dụng công thức: cosz = sinδ.sin ϕ + cosδ.cos ϕ .cost (2.4) Với δ là xích vĩ của Cụm Sao. ϕ = 10045’00’’ vĩ độ nơi quan sát. t = Sqs - α, α xích kinh của Cụm Sao cần quan sát. 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. 7. Kết quả nghiên cứu Chúng tôi đã chụp được những đối tượng sau: Bảng 1. Danh sách các đối tượng chụp được STT Tên Xích kinh Xích vĩ Cấp texp Thời gian sao 0 1 M44 8 h 40 m 19 59’ 3,1 10 s 30-11-2010 0 2 Sirius 6 h 45 m - 16 42’ -1,46 5s 3 Hyades 4 h 27 m 150 52’ 0,5 20 s 4 M44 8 h 40 m 190 59’ 3,1 30 s 5 M45 3 h 47 m 240 7’ 1,6 10 s 16-12-2010 6 NGC2169 6 h 8,4 m 130 57’ 5,9 40 s 7 NGC2232 6 h 28 m - 40 50’ 3,9 20 s 8 NGC2244 6 h 31 m 40 56’ 4,8 10 s 9 M50 7 h 3,2 m -80 20’ 5,9 30 s 20-12-2010 10 NGC1918 5 h 19 m - 690 39’ CXĐ 60 s 11 Mel25Hyades 4 h 31 m 160 00’ 0,5 20 s 12 M45 3 h 47 m 240 7’ 1,6 5s 27-12-2010 13 NGC1981 5 h 35 m - 40 25’ 4,2 30 s 14 NGC1918 5 h 19 m - 690 39’ CXĐ 30 s 15 NGC2232 6 h 28 m - 40 50’ 3,9 20 s 06-01-2011 16 NGC2244 6 h 31 m 40 56’ 4,8 20 s 17 NGC2232 6 h 28 m - 40 50’ 3,9 60 s 21-01-2011 18 NGC2244 6 h 31 m 40 56’ 4,8 20 s 24-01-2011 19 Ic4665 17 h 46 m 50 43’ 8,27 30 s 20 M5 15 h 18,6m 20 05’ 5,8 30 s 21 M10 16 h 47 m - 40 06’ 6,6 30 s 22 M12 16 h 47 m - 10 56’ 6,6 30 s 08-3-2011 23 M18 18 h 19,9m - 170 8’ 7,5 30 s 24 M21 18 h 4,6 m - 220 30’ 6,5 30 s 25 M44 8 h 40,1m 190 59’ 3,7 30 s 181
Kỷ yếu Hội nghị sinh viên NCKH 26 M67 8 h 40,1m 110 49’ 6,1 30 s 27 NGC6709 18 h 51 m 100 19’ 6,7 30 s 28 M53 5 h 35 m - 40 25’ 4,2 30 s Sau đây là hình ảnh tiêu biểu đã xử lý: cụm sao cầu M12 và cụm sao mở NGC6709 Hình 5. Cấp Sao nhìn thấy và thông tin của 1 sao trong M12 Hình 6. NGC6709 Cấp sao của các sao trong cụm sao mở NGC 6709 Bảng 2. Số liệu các sao trong NGC 6709 STT X Y R1 R2 R3 Cấp sao 1 292 361 8 16 20 2,242 2 263 373 8 16 20 3,343 182
Năm học 2010 – 2011 3 258 450 8 16 20 3,470 4 623 426 8 16 20 4,33 5 427 61 8 16 20 4,780 6 413 127 8 16 20 5,431 7 185 332 6 12 18 5,339 8 385 479 6 12 18 5,632 9 220 16 6 12 18 5,411 10 546 377 6 12 18 6,081 11 632 330 6 12 18 5,537 12 56 342 6 12 18 5,652 13 271 439 6 12 18 5,279 14 545 378 6 12 18 6,025 15 212 151 6 12 18 6,745 16 101 241 6 12 18 7,052 17 721 284 5 10 15 6,482 18 564 91 5 10 15 6,936 19 385 360 5 10 15 6,954 20 139 33 5 10 15 6,991 21 186 322 5 10 15 5,602 22 205 223 5 10 15 7,415 23 327 228 5 10 15 7,090 24 548 314 3 6 10 8,789 25 100 238 3 6 10 8,875 26 197 118 3 6 10 8,417 27 213 429 3 6 10 7,377 28 310 280 3 6 10 8,748 29 255 150 3 6 10 9,216 30 581 407 3 6 10 8,161 31 718 264 3 6 10 8,631 Cấp sao nhìn thấy trung bình của cụm sao NGC6709 chụp được qua kính Takahashi và CCD ST7: m = 6,43. 8. Kết luận, đề xuất 8.1. Kết luận Đề tài trình bày chi tiết các bước lập kế hoạch quang trắc để qua đó biết được cụm sao nào có thể quang trắc tại TP HCM trong một khoảng thời gian bất kỳ, giúp chúng ta có kế hoạch quang trắc tốt nhất. Kết quả thu được của các cụm sao chứng tỏ phương pháp quang trắc được nghiên cứu và ứng dụng tốt. Trong đề tài chúng tôi chỉ trình bày cách chụp đối tượng quang trắc qua kính lọc trắng. Từ đó áp dụng tương tự cho các kính lọc màu khác. 183
Kỷ yếu Hội nghị sinh viên NCKH Trong đề tài chúng tôi đã 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. Đề tài chưa được hoàn chỉnh vì các kính lọc màu bị hỏng, nên chúng tôi 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. Đề tài phụ thuộc rất nhiều vào thời tiết, khi chúng tôi nhận đề tài thì ở TP HCM chịu ảnh hưởng của 2 cơn bão ở miền Trung và nhiều ngày áp thấp nhiệt đới và thời gian làm đề tài quá ngắn chỉ 4 tháng nên chúng tôi gặp nhiều khó khăn để thực hiện công việc của mình. Thành công nhất là chúng tôi đã hiệu chỉnh được kính và đưa kính hoạt động một cách chính xác, chụp được những đối tượng mờ không xác định được bằng mắt thường trên bầu trời. Những kết quả quang trắc thu đươc còn ít, chưa tính đến sai số, nhưng sẽ là tài liệu cần thiết để so sánh và phát triển về sau của đề tài. 8.2. Kiến nghị Thứ nhất, mong Khoa và Nhà trường trang bị các kính lọc mới cho phòng thiên văn của khoa Vật lý để 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 quang trắc mà trong đề tài chúng tôi chưa thực hiện được. Thứ hai, sử dụng kính TAKAHASHI chụp cụm sao mở, cụm sao cầu qua thiết bị quang 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. 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 HCM. 2. Lê Thị Thu Huệ (2010), Mặt trời - Tìm hiểu và quan sát qua kính thiên văn Takahashi, Trường Đại Học Sư Phạm TP HCM. 3. Đặng Mộng Lân, Ngô Quốc Quýnh (1976), Từ Điển Vật Lý Anh – Việt, Nxb Khoa học và kỹ thuật Hà Nội. 4. Lê Phước Lộc (1993), Bài tập và hướng dẫn quan sát Thiên văn, Trường Đại học Cần Thơ. 5. Nguyễn Đình Noãn, Phan Văn Đồng, Nguyễn Đình Huân, Nguyễn Quỳnh Lan (2008), Giáo trình Vật Lý thiên văn, Nxb Giáo dục, 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 Press, New York. 184