›

Khóa luận Quang trắc sao biến quang bằng kính thiên văn Takahashi ở đại học sư phạm TP.HCM và phần mềm IRAF

pdf 69 trang thiennha21 15/04/2022 4260
Download
Bạn đang xem 20 trang mẫu của tài liệu "Khóa luận Quang trắc sao biến quang bằng kính thiên văn Takahashi ở đại học sư phạm TP.HCM và phần mềm IRAF", để tải tài liệu gốc về máy bạn click vào nút DOWNLOAD ở trên

Tài liệu đính kèm:

  • pdfkhoa_luan_quang_trac_sao_bien_quang_bang_kinh_thien_van_taka.pdf

Nội dung text: Khóa luận Quang trắc sao biến quang bằng kính thiên văn Takahashi ở đại học sư phạm TP.HCM và phần mềm IRAF

  1. BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM THÀNH PHỐ HỒ CHÍ MINH Nguyễn Trọng Nhân QUANG TRẮC SAO BIẾN QUANG BẰNG KÍNH THIÊN VĂN TAKAHASHI Ở ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP.HCM VÀ PHẦN MỀM IRAF KHÓA LUẬN TỐT NGHIỆP ĐẠI HỌC Thành phố Hồ Chí Minh - 2020
  2. BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM THÀNH PHỐ HỒ CHÍ MINH Nguyễn Trọng Nhân QUANG TRẮC SAO BIẾN QUANG BẰNG KÍNH THIÊN VĂN TAKAHASHI Ở ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP.HCM VÀ PHẦN MỀM IRAF Chuyên ngành : Sư phạm Vật lí KHÓA LUẬN TỐT NGHIỆP ĐẠI HỌC NGƯỜI HƯỚNG DẪN KHOA HỌC: TS. CAO ANH TUẤN Thành phố Hồ Chí Minh - năm 2020
  3. LỜI CẢM ƠN o0o Để có thể hoàn thành khóa luận tốt nghiệp này, em xin trân trọng gửi lời cảm ơn chân thành đến thầy Cao Anh Tuấn giảng viên hướng dẫn đề tài, người đã dành nhiều thời gian quý báu để theo sát và hướng dẫn, hỗ trợ em trong suốt quá trình thực hiện. Thầy là người đã giúp em thực hiện đề tài đúng mục tiêu và kịp tiến độ, phát hiện những lỗi sai, những điều còn thiếu sót. Những lời khuyên quý báu, lời góp ý và phê bình sâu sắc, cùng sự giúp đỡ tận tình của Thầy đã giúp em hoàn thành và hoàn thiện luận văn này. Em xin trân trọng cảm ơn các thầy cô Trường Đại học Sư phạm TPHCM đã truyền đạt cho em những kiến thức và kỹ năng nền tảng trong suốt quá trình theo học tại đây. Với những hạn chế về kiến thức của bản thân nên báo cáo khóa luận của em không tránh khỏi những sai sót. Em rất mong nhận được những ý kiến đóng góp, nhận xét từ quý thầy, cô để em được hoàn thiện hơn và rút ra những bài học kinh nghiệm bổ ích để có thể áp dụng vào thực tiễn một cách hiệu quả trong tương lai. Em kính chúc các quý thầy, cô luôn có nhiều sức khỏe, niềm vui và thành công trong công việc. Xin chân thành cảm ơn!
  4. Mục Lục Mở Đầu 1 CHƯƠNG 1 3 LÝ THUYẾT QUANG TRẮC THIÊN VĂN 3 1.1 Quan sát bầu trời 3 1.1.1 Thiên cầu 3 1.1.2 Hệ tọa độ chân trời 3 1.1.3 Hệ tọa độ xích đạo 4 1.2 Lý thuyết quan trắc thiên văn 5 1.3 Cấp sao 6 1.3.1 Cấp sao nhìn thấy (Apparent magnitude) 6 1.3.2 Cấp sao tuyệt đối (Absolute Magnitude) 7 1.4.1 Đại cương về sao 9 1.4.2 Sao biến quang 9 CHƯƠNG 2 11 HỆ KÍNH THIÊN VĂN TAKAHASHI Ở TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP.HCM VÀ CÁC PHẦN MỀM SỬ DỤNG ĐỂ QUANG TRẮC 11 2.1 Hệ kính thiên văn Takahashi 11 2.2 CCD camera 12 2.2.1 Cấu tạo CCD 12 2.2.2 Nguyên tắc hoạt động của CCD 13 2.3 Phương pháp xử lí ảnh 15 2.3.1 Phương pháp xử lí nhiễu 16 2.3.2 Phương pháp quang trắc 16 PHẦN 3 18 PHẦN MỀM IRAF VÀ CÁC BƯỚC XỬ LÍ ẢNH 18 3.1 Phần mềm IRAF 18 3.2.1 Các bước xử lí ảnh 19 i
  5. 3.2.2 Đo cấp sao nhìn thấy 36 CHƯƠNG 4 40 KẾT QUẢ QUANG TRẮC SAO BIẾN QUANG 40 4.1 Cụm sao M42 40 4.1.1 Cụm sao M42 qua kính lọc F2 40 4.1.2 Cụm sao M42 qua kính lọc F3 42 4.1.3 Cụm sao M42 qua kính lọc F4 45 4.2 Sao Erori 46 4.2.1 Sao Erori qua kính lọc F2 48 4.2.2 Sao Erori qua kính lọc F3 50 4.2.3 Sao Erori qua kính lọc F4 52 4.3 Sao 98955 54 4.4 Sao Arcturus 55 4.5 Sao Regulus 56 4.6 Kết luận 57 TÀI LIỆU THAM KHẢO 59 ii
  6. Danh mục hình ảnh Hình 1.1: Hệ tọa độ chân trời 4 Hình 1.2: Hệ tọa độ xích đạo 5 Hình 2.1: Hệ kính thiên văn Takahashi 11 Hình 2.2: CCD ST7 12 Hình 2.3: Cấu tạo của CCD [5] 13 Hình 2.4: Quá trình electron của từng điểm ảnh lần lượt được chuyển đến bộ phận đọc giá trị [4] 14 Hình 2.5: Giao diện phần mền CCDsoft và thẻ điều khiển camera [4] 14 Hình 2.6: CCD H18 15 Hình 2.7: Thứ tự bán kính R1, R2 và R3 17 Hình 3.1: Giao diện phần mền IRAF 19 Hình 3.2: Các thông số của darkcombine 21 Hình 3.3: Ảnh Dark 22 Hình 3.4: Các thông số của flatcombine 23 Hình 3.5: Ảnh Flat 24 Hình 3.6: Ảnh Flattrudarkchiamean 25 Hình 3.7: Ảnh light của sao 98995 28 Hình 3.8: Ảnh sao 98955 đã được xử lí hoàn chỉnh 28 Hình 3.9: Tinh vân M42 qua kính lọc F2 được xử lí hoàn chỉnh 30 Hình 3.10: Tinh vân M42 qua kính lọc F3 được xử lí hoàn chỉnh 31 Hình 3.11:Tinh vân M42 qua kính lọc F4 được xử lí hoàn chỉnh 32 Hình 3.12: Sao Erori chụp qua kính lọc F4 được xử lí hoàn chỉnh 32 Hình 3.13: Sao Regulus qua kính lọc F3 được xử lí hoàn chỉnh. 33 Hình 3.14: Sao 98955 qua kính lọc F2 được xử lí hoàn chỉnh 33 Hình 3.15: Sao 98955 qua kính lọc F3 được xử lí hoàn chỉnh. 34 Hình 3.16: Sao 98955 qua kính lọc F4 được xử lí hoàn chỉnh 35 Hình 3.17: Sao Arcturus qua kính lọc F2 được xử lí hoàn chỉnh. 35 Hình 3.18: Đồ thị biểu diễn đường phân bố Gauss của một ngôi sao trong Cụm M42 37 Hình 3.19: Các thông số của gói phot 38 Hình 3.20: Cấp sao của một ngôi sao trong cụm sao M42 39 Hình 4.1: Các ngôi sao quang trắc trong cụm sao M42 qua kính lọc F2 41 Hình 4.2: Các ngôi sao quang trắc trong cụm sao M42 qua kính lọc F3 43 iii
  7. Hình 4.3: Các ngôi sao quang trắc trong cụm sao M42 qua kính lọc F4 45 Hình 4.4: Các ngôi sao Erori qua kính lọc F2 49 Hình 4.5: Các ngôi sao Erori qua kính lọc F3 51 Hình 4.6: Các ngôi sao Erori qua kính lọc F4 52 Hình 4.7: Sao 98955 qua kính lọc F3 54 Hình 4.8: Đồ thị biểu diễn đường phân bố Gauss của sao 98955 55 Hình 4.9: Sao Arcturus qua kính lọc F2 55 Hình 4.10: Đồ thị biểu diễn đường phân bố Gauss của sao Arcturus 56 Hình 4.11: Sao Regulus qua kính lọc F2 56 Hình 4.12: Đồ thị biểu diễn đường phân bố Gauss của sao Regulus 57 iv
  8. Danh mục Bảng Bảng 3.1: Danh sách thiên thể quang trắc 29 Bảng 4.1: Cấp sao của một số sao trong cụm sao M42 qua các kính lọc F2, F3 và F4 40 Bảng 4.2: Cấp sao của cụm sao M42 qua kính lọc F2 41 Bảng 4.3: Cấp sao của cụm sao M42 qua kính lọc F3 44 Bảng 4.4: Cấp sao của cụm sao M42 qua kính lọc F4 45 Bảng 4.5: Cấp sao của sao Erori qua các kính lọc F2, F3 và F4 48 Bảng 4.6: Cấp sao của sao Erori qua kính lọc F2 50 Bảng 4.7: Cấp sao của sao Erori qua kính lọc F3 51 Bảng 4.8: Cấp sao của sao Erori qua kính lọc F4 53 v
  9. Danh mục đồ thị Đồ thị 4.1: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao trong cụm sao M42 qua kính lọc F2 42 Đồ thị 4.2: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao trong cụm sao M42 qua kính lọc F3 44 Đồ thị 4.3: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao trong cụm sao M42 qua kính lọc F4 46 Đồ thị 4.4: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao trong cụm M42 qua ba kính lọc 46 Đồ thị 4.5: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao Erori qua kính lọc F2 50 Đồ thị 4.6: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao Erori qua kính lọc F3 52 Đồ thị 4.7: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao Erori qua kính lọc F4 53 Đồ thị 4.8: Đồ thị biểu diễn cấp sao Erori qua ba kính lọc 54 vi
  10. Danh mục Ký hiệu và chữ viết tắt CCD ST7: Charge – Coupled Devices ST7. IRAF: Interactive Reduction and Analysis Facility. α: Xích kinh. 휹: Xích vĩ. A: Độ phương. h: Góc tính từ đường chân trời lên thiên thể. 휺: Năng lượng photon. E: Độ rọi của sao. L: Độ trưng của sao. M: Cấp sao tuyệt đối của sao. m: Cấp sao nhìn thấy của sao. d: Khoảng cách từ trái đất tới ngôi sao. Aap: Mật độ số đếm. Ssky: Diện tích vòng tròn chứa ngôi sao. Nap: Tổng số đếm trong diện tích chứa ngôi sao. texp: Thời gian phơi ảnh. FWHM: Full at Half Maximum ( Bề rộng một nữa chiều cao của tổng số điểm của sao). vii
  11. Mở Đầu Lí do chọn đề tại Từ xa xưa con người đã quan sát và tìm hiều thiên văn, đồng thời dựa vào sự chuyển động của các thiên thể để ứng dụng vào trong cuộc sống. Quang trắc là phép đo cơ bản của thiên văn quan sát thực nghiệm. Giúp ta có thể xác định được năng lượng của thiên hà, cụm sao, sao và thiên thể ở xa trong vũ trụ gửi đến kính thiên văn từ đó ta có thể suy ra cấp sao. Từ cấp sao và kết hợp một số phương pháp khác ta có thể xác định khoảng cách sao đến Trái Đất, đo khối lượng sao và tính tuổi sao. Sao biến quang là sao có độ sáng thay đổi. Sao biến quang có chu kì sáng thay đổi đều đặn hoặc không đều đặn. Chu kì biến đổi sáng từ vài giờ đến hàng năm. Biên độ dao động của độ sáng có thể dao động từ vài phần trăm cấp sao đến 15-17 cấp sao. Việc nghiên cứu sao biến quang giúp ta biết được các quá trình vật lí diễn ra bên trong, trên và xung quanh ngôi sao. Sao biến quang còn cho ta biết các thông tin về quá trình hình thành các thiên thể trong vũ trụ. Mục đích của đề tài Sử dụng kính thiên văn Takahashi quang trắc sao biến quang và xử lí hình ảnh bằng chương trình IRAF. Sau đó so sánh kết quả thu được qua ba kính lọc. Mục tiêu của đề tài Đo cấp sao nhìn thấy của sao biến quang chụp bằng kính thiên văn Takahashi và so sánh các kết quả thu được. Đối tượng Sử dụng kính thiên văn Takahashi, CCD H18, CCD ST7 để chụp ảnh sao biến quang. Dùng phần mền IRAF phân tích hình ảnh, đo cấp sao của sao biến quang. Phạm vi nghiên cứu Tìm hiểu kính thiên văn Takahashi Đại học Sư phạm TP.HCM, CCD ST7, CCD H18 và phần mềm IRAF trên hệ điều hành Linux. 1
  12. Phương pháp nghiên cứu Lý thuyết thu thập và xử lí thông tin từ sách, báo, luận văn .Trao đổi với giảng viên hướng dẫn. Thực hành chụp ảnh sao biến quang bằng kính thiên văn Takahashi và CCD. Đo cấp sao bằng phần mềm IRAF và DS9. Ý nghĩa thực tiễn Đề tài này giúp ta biết được cách đo cấp sao của sao biến quang và bổ sung một số dữ liệu vào thư viện thiên văn Đại học Sư phạm Thành phố Hồ Chí Minh. 2
  13. CHƯƠNG 1 LÝ THUYẾT QUANG TRẮC THIÊN VĂN 1.1 Quan sát bầu trời 1.1.1 Thiên cầu Khi quan sát bầu trời từ trái đất, ta quá nhỏ bé so với trái đất, tầm nhìn bị giới hạn bởi đường chân trời, đường chân trời bao quanh chúng ta, khi đó ta có thể tưởng tượng bầu trời như một mặt cầu khổng lồ bao quanh trái đất, và ta gọi nó là thiên cầu. Trên thiên cầu có các vì sao và các thiên thể, chúng được xác định bằng hệ tọa độ chân trời và hệ tọa độ xích đạo. [1] Trên thiên cầu, các vì sao được con người chia thành nhiều nhóm gọi là các chòm sao, khoảng cách giữa chúng gần như không đổi.Vì trái đất quay, nên ta quan sát sẽ thấy các vì sao chuyển động cùng nhau vạch ra những quỹ đạo của chúng gọi là đường nhật động. Những đường nhật động là những đường tròn đồng tâm, có tâm gần sao Bắc Đẩu. 1.1.2 Hệ tọa độ chân trời Để xác định tọa độ của một ngôi sao trên thiên thể ta có thể sử dụng các hệ tọa độ trong thiên văn. Thiên thể M có tọa độ được xác định bằng hai thông số: độ cao h và độ phương A. Trong đó độ cao h: góc tính từ đường chân trời lên thiên thể, và độ phương A: góc tính từ điểm Nam đến hình chiếu M’ của thiên thể trên đường chân trời (Hình 1.1). Độ cao h và độ phương A của thiên thể M sẽ bị thay đổi do nhật động, do đó hệ 3
  14. tọa này không thể ghi chép chính xác vị trí của một thiên thể. Hình 1.1: Hệ tọa độ chân trời 1.1.3 Hệ tọa độ xích đạo Thiên thể M có tọa độ được xác định bằng xích vĩ  và xích kinh α (góc từ điểm xuân phân γ đến hình chiếu M’ lên đường xích đạo trời) (Hình 1.2). Vì điểm xuân phân γ gần như nằm yên trong không gian nên xích kinh α của thiên thể không bị thay đổi vì nhật động, bên cạnh đó nó cũng không phụ thuộc vào nơi quan sát. Như vậy ta thấy cả xích kinh và xích vĩ đều không thay đổi vì nhật động và cũng không phụ thuộc vào nơi quan sát, nên hệ tọa độ này dùng để xác định vị trí của các thiên thể trên bầu trời trong các bản đồ sao và dùng trên toàn thế giới. 4
  15. Hình 1.2: Hệ tọa độ xích đạo 1.2 Lý thuyết quan trắc thiên văn Quang trắc thiên văn là một phần của thiên văn vật lý nghiên cứu cường độ bức xạ mà ta nhận được từ các thiên thể như: thiên hà, cụm sao, sao, Bức xạ đó được đặc trưng bởi độ rọi (Brightness). Nói chung, cường độ bức xạ đo được của một thiên thể được xác định bởi độ rọi mà nó tạo ra. Trong thiên văn độ rọi có đơn vị là cấp sao (độ 5
  16. rọi trong vật lí được tính qua flux) [3]. Quan sát độ rọi của sao qua cấp sao được phát hiện từ rất sớm khoảng thế kỉ II TCN bởi nhà thiên văn người Hy Lạp là Hipparchus. Dựa trên cơ sở là mắt người có thể nhận ra sự khác biệt của hai nguồn sáng nếu độ rọi của chúng hơn kém nhau 2,5 lần. Việc đo đạc cường độ bức xạ của các thiên thể giúp ta biết được các thuộc tính của các thiên thể đó. Cường độ bức xạ của một thiên thể cho ta biết các thông tin của thiên thể đó như: nhiệt độ, năng lượng, kích thước và những thuộc tính khác của thiên thể. Đặc biệt từ cường độ bức xạ của thiên thể ta có thể ước lượng khoảng cách từ thiên thể đến Trái Đất. 1.3 Cấp sao 1.3.1 Cấp sao nhìn thấy (Apparent magnitude) Cấp sao nhìn thấy là một thang đơn vị đặc biệt biểu diễn độ rọi của các thiên thể trong thiên văn, ký hiệu của cấp sao nhìn thấy là m với quy ước là: sao có cấp sao nhìn thấy càng bé thì sao có độ rọi càng lớn (tức là càng sáng). Nếu hai sao khác nhau n cấp thì độ rọi khác nhau (2,512)n lần. Như vậy ta có thể suy ra được nếu hai sao khác nhau 5 cấp thì độ rọi khác nhau 100 lần. Ta có tỷ số độ rọi: 1 = (2,512) 2− 1 (1.1) 2 trong đó: m1 cấp sao nhìn thấy ứng với E1, m2 là cấp sao nhìn thấy ứng với E2. Như vậy ta có thể suy ra 2 sao khác nhau năm cấp thì 1 = (2,512)5 = 100 (1.2) 2 trong đó: E1 là độ rọi của sao 1, E2 là độ rọi của sao thứ 2. Ta có thể viết lại dưới dạng khác 6
  17. 1 log = 0,4( 2 − 1) (1.3) 2 Công thức trên gọi là công thức Pogson (đặt theo tên nhà thiên văn Anh N.R Pogson) Sao mờ nhất mà mắt ta còn nhìn thấy được là sao cấp 6. Với kính thiên văn thì ta có thể thấy được sao cấp 20. Như vậy, công dụng của kính thiên văn giúp ta phát hiện thêm những thiên thể trên bầu trời mà mắt trần không nhìn thấy được. Cấp sao nhìn thấy là một đại lượng có thể xác định được bằng quang trắc (thông qua độ rọi). Vì cấp sao nhìn thấy của một ngôi sao ổn định là không thay đổi nên độ rọi là một đại lượng không đổi, đặc trưng cho ngôi sao đó [1]. 1.3.2 Cấp sao tuyệt đối (Absolute Magnitude) Cấp sao của một ngôi sao không chỉ phụ thuộc vào năng lượng bức xạ mà còn phụ thuộc vào khoảng cách của nó đến Trái Đất. Cấp sao nhìn thấy không thể thể hiện được điều này, nên trong thiên văn người ta quy định thêm cấp sao tuyệt đối. Cấp sao tuyệt đối (M) của các sao là cấp sao nhìn thấy của chúng nếu như khoảng cách của chúng đến trái đất là 10 parsec (1 parsec ứng với góc thị sai hàng năm bằng giây). Cấp sao tuyệt đối của một ngôi sao có thể xác định qua cấp sao nhìn thấy và thị sai hàng năm . Ta đã biết cấp sao nhìn thấy của một ngôi sao là m và khoảng cách thực của nó đến Trái Đất là d (parsec). Cấp sao tuyệt đối M của một thiên thể được xác định bởi biểu thức: = + 5 + 5 log = + 5 − 5 log (1.4) trong đó: M là cấp sao tuyệt đối. m là cấp sao nhìn thấy. là thị sai hàng năm d là khoảng cách từ sao đến Trái Đất. 7
  18. Vào năm 1912 một nhà thiên văn nữ người Mỹ đã nhận thấy một số sao biến quang trong chùm sao Cepheus (Thiên Vương) có chu kỳ biến quang tỷ lệ với cấp sao tuyệt đối: chu kỳ càng dài, cấp sao càng lớn. Vậy ta có thể dựa vào chu kỳ biến quang của những sao loại này để có thể tính được cấp sao tuyệt đối của chúng, từ đó có thể xác định khoảng cách của chúng. Chu kỳ này có thể xác định bằng quang trắc thiên văn. Như vậy cấp sao tuyệt đối phản ánh chính xác hơn về khả năng bức xạ của sao. Năng suất bức xạ càng lớn thì cấp sao tuyệt đối càng nhỏ. 1.3.3 Độ trưng (Luminosity). Khái niệm độ trưng là đại lượng đặc trưng cho công suất bức xạ của các thiên thể (L). Khác với công suất bức xạ trong vật lý, thì trong thiên văn độ trưng có mối liên hệ mật thiết với cấp sao tuyệt đối. Mối liên hệ giữa độ rọi và công suất bức xạ mà ta nhận được từ các thiên thể chiếu đến Trái Đất 퐿 = 4 2 (1.6) trong đó d: khoảng cách đến thiên thể. Nếu ta tính tỷ số công suất bức xạ giữa hai thiên thể 1 và 2 thì ta có: 2 퐿1 1 1 = 2 (1.7) 퐿2 2 2 Nếu khoảng cách của các thiên thể đến với Trái Đất là như nhau thì ta có thể viết lại: 2 퐿1 1 1 1 = 2 = (1.8) 퐿2 2 2 2 Áp dụng công thức Pogson 1 log = 0,4( 2 − 1) (1.9) 2 8
  19. Như vậy cấp sao tuyệt đối có thể phản ánh chính xác hơn về khả năng bức xạ của sao. Năng suất bức xạ càng lớn thì cấp sao tuyệt đối càng nhỏ. [1] 1.4 Sao 1.4.1 Đại cương về sao Sao là một trong những vật thể trong vũ trụ, nó là một quả cầu khí khổng lồ nóng sáng, là lò phản ứng hạt nhân tự nhiên tỏa ra năng lượng vô cùng lớn và nơi vật chất tồn tại dưới dạng plasma. Ta chỉ có thể nghiên cứu sao thông qua bức xạ của nó gửi đến trái đất từ đó ta có thể xác định được các đại lượng như cấp sao nhìn thấy, cấp sao tuyệt đối từ các đại lượng trên ta có thể biết được các thông tin cơ bản của ngôi sao như bán kính, khối lượng, nhiệt độ . Từ đó ta có thể dự đoán được các quá trình vật lý diễn ra trên bề mặt của ngôi sao. Dựa vào bức xạ của sao ta có thể chia sao thành hai loại chính là: sao thường và sao biến quang. Sao thường là sao ở giai đoạn ổn định cho bức xạ không đổi do đó nhiệt độ, cấp sao, gần như không đổi. Sao biến quang là sao có cường độ sáng thay đổi. 1.4.2 Sao biến quang Sao biến quang là những ngôi sao có độ sáng thay đổi đáng kể do các quá trình vật lí bên trong, trên hoặc xung quanh ngôi sao. Có nhiều loại sao biến quang và mỗi loại đại diện cho một cách thay đổi khác nhau của ngôi sao. Các ngôi sao có thể thay đổi kích thước, hình dạng hoặc nhiệt độ theo thời gian, chúng có thể thay đổi nhanh chóng cường độ bức xạ do các quá trình vật lý xung quanh ngôi sao (bồi tụ và phun trào) hoặc sự thay đổi này có thể bị che khuất bởi các ngôi sao hoặc hành tinh trên quỹ đạo xung quanh chúng. Điều quan trọng là một cái gì đó đang xảy ra về mặt vật lý đối với chính ngôi sao hoặc ở khu vực lân cận [6]. Ta có thể thấy một ngôi sao lấp lánh trên bầu trời, nhưng sự biến đổi đó có thể do bầu khí quyển Trái Đất. Các ngôi sao biến quang tự thay đổi, không phụ thuộc vào bất cứ điều gì xảy ra ở đây trên Trái đất. [6] Các ngôi sao biến quang được ví như một phòng thí nghiệm trong vũ trụ, nếu chúng ta có thể hiểu được ánh sáng từ một ngôi sao biến quang thay đổi như thế nào thì chúng ta có thể hiểu các quá trình vật lý diễn ra ở ngôi sao. Nghiên cứu sao biến quang 9
  20. có thể cho chúng ta biết về quá trình tiến hóa sao từ lúc hình thành đến lúc chết, từ đó giúp ta xây dựng một bức tranh hoàn chỉnh hơn về vũ trụ mà chúng ta đang sống. Các nhà khoa học chia sao biến quang thành ba loại chính đó là sao biến quang co nở, sao biến quang đột biến, và sao biến quang do che khuất. Mỗi loại sao biến quang có những đặc điểm riêng. Sao biến quang do che khuất là các hệ sao đôi (Binary – stars) hay hệ sao kép (Doubles-stars). Độ sáng của mỗi ngôi sao không thay đổi nhưng do quá trình chuyển động xung quanh một khối tâm chung nên chúng che khuất lẫn nhau. Nên quang thông đến nơi quan sát biến thiên tuần hoàn. Sao biến quang co nở (Variable – stars) là sao có độ sáng biến đổi một cách tuần hoàn do quá trình vận động vật chất của ngôi sao gây nên. Chu kỳ của sao này từ vài phút đến vài năm tùy thuộc vào kích thước của sao. Sao biến quang đột biến là những sao chỉ có thể nhìn thấy qua kính thiên văn cực mạnh, nhưng có những thời điểm chúng bùng sáng lên một cách đột ngột. độ sáng có thể tăng lên hàng chục vạn lần (sao mới) hoặc cỡ triệu lần rồi tắt đi. Đó là sao mới và sao siêu mới. [1] 10
  21. CHƯƠNG 2 HỆ KÍNH THIÊN VĂN TAKAHASHI Ở TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP.HCM VÀ CÁC PHẦN MỀM SỬ DỤNG ĐỂ QUANG TRẮC 2.1 Hệ kính thiên văn Takahashi Hình 2.1: Hệ kính thiên văn Takahashi Hệ kính gồm: - Một kính thiên văn phản xạ Takahashi CN – 212, đường kính vật kính 22.5cm, tiêu cự 2630mm (2,65m). - Kính thiên văn khúc xạ Takahashi dạng ống, kính tìm FS – 78, đường kính vật kính 12cm, tiêu cự 630mm (63cm). 11
  22. - Bộ chân đế lắp theo kiểu xích đạo và động cơ khử nhật động EM – 200 có thể điều khiển bằng tay, hoặc điều khiển nhờ phần mềm Telescope Tracer 2000. [2] 2.2 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 m = +14 khi t = 1s, m = +18 khi t = 1min. Dung lượng của mỗi pixel: 105e/pixel. Nhiễu nhiệt: 1e/ 1pixel/ 1s ở nhiệt độ 00C. Phương thức làm lạnh: bộ T.E ( hiệu ứng penche ngược). Mã chuyễn đổi A/D: 16 bit. [2] Hình 2.2: CCD ST7 2.2.1 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 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 rọi tới, bộ phận chủ yếu của CCD là tấm phẳng gồm (m.n) phân tử bắt photon, mỗi phân tử được gọi là 1 pixel hay một ô hay một điểm ảnh. 12
  23. Hình 2.3: Cấu tạo của CCD [5] Mỗi điểm ảnh thực chất là một tế bào quang điện loại p hoặc n hoạt động dựa trên hiệu ứng quang điện trong. 2.2.2 Nguyên tắc hoạt động của CCD Khi bức xạ có năng lượng 힮 rọi tới, bán dẫn hấp thụ photon đó, làm xuất hiện một cặp e và lỗ trống. Sau khi bức 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 của 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 lưu trữ chúng tại đây. Như 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 và điều đó đúng cho mọi điểm ảnh khác. Mỗi điểm ảnh có thể có số electron khác nhau từ quá trình trên (tức là có ô chứa nhiều electron tùy vào số photon rọi tới). Số eletron đó của từng điểm ảnh sẽ lần lượt được chuyển đến bộ phận đọc giá trị theo từng hàng. Giá trị mỗi điểm ảnh sẽ được khuếch đại và đưa vào bộ chuyển đổi tín hiệu tương tự sang tín hiệu số, cuối cùng đổ vào bộ xử lí để tái hiện hình ảnh đã chụp. Cũng cần biết là mỗi điểm ảnh chỉ có thể chứa tối đa một số electron nào đó mà thôi. [5] 13
  24. Hình 2.4: Quá trình electron của từng điểm ảnh lần lượt được chuyển đến bộ phận đọc giá trị [4] Hình 2.5: Giao diện phần mền CCDsoft và thẻ điều khiển camera [4] Ta có thể chụp ảnh sao bằng CCD H18, khi sử dụng CCD H18 thì ta dùng phần mềm Starlight để điều khiển. 14
  25. Các thông số của CCD H18: CCD type: Kodak KAF 8300 ‘Blue Plus’ full-frame CCD imager CCD size: Actvie area 17.96 x 13.52mm Pixcel size: 5.4 x 5.4uM Number of pixels: 8,328,304 QE peak: approx 56% at 550Nm Spectral response: KAF-8300 Quantum Efiiclency Hình 2.6: CCD H18 2.3 Phương pháp xử lí ảnh 15
  26. 2.3.1 Phương pháp xử lí nhiễu Quá trình xử lí ảnh là quá trình hiệu chỉnh và khử nhiễu. Ta thiết lập hình ảnh với 3 ảnh hiệu chỉnh: bias, dark, flat field và ảnh light của đối tượng quang trắc. Sau khi có các ảnh ta hiệu chỉnh như sau: đầu tiên từ ảnh đối tượng light trừ đi cho ảnh dark. Sau đó ta chia kết quả vừa thu được cho ảnh flat field sau khi đã trừ cho ảnh dark và đã chia cho Mean. Ở đây các ảnh chụp và ảnh dark phải có thời gian chụp bằng nhau. Ta có thể viết lại quá trình hiệu chỉnh bằng phương trình sau: Ảnh hoàn chỉnh = (Ảnh light - Ảnh dark) / [(Ảnh flat field - Ảnh dark) / Mean] Ta dùng phần mền IRAF để xử lí ảnh cuối cùng ta được ảnh đã xử lí hoành chỉnh. 2.3.2 Phương pháp quang trắc Sau khi có ảnh hoàn chỉnh ta dùng phương pháp quang trắc Aperture (Aperture Photometry) để xác định cấp sao, công thức tính cấp sao − 푆 = −2.5 log 푠 + [2] 푡푒 Trong đó C =23,5 ± 26, texp là thời gian mở ống kính khi chụp. 16
  27. Hình 2.7: Thứ tự bán kính R1, R2 và R3 Với R1 bán kính vòng tròn xung quanh sao, R2 và R3 là bán kính để tính diện tích của nền trời. Xác định mật độ số đếm trên nền trời được giới hạn bởi R2, R3 bằng cách lấy tổng số đếm giới hạn bởi R2 R3, sau đó ta chia cho diện tích nền trời ta được Aap. Tổng số đếm của sao vùng Aperture được giới hạn bởi R1 là Nap. Xác định bán kính R1 = 3.FWHM với FWHM là bề rộng một nửa chiều cao tổng số đếm của sao. Các photon của sao đến các pixel tuân theo hàm phân bố Gauss. [2] 17
  28. PHẦN 3 PHẦN MỀM IRAF VÀ CÁC BƯỚC XỬ LÍ ẢNH 3.1 Phần mềm IRAF Phần mềm IRAF (viết tắt của Interactive Reduction and Analysis Facility) là phần mềm mã nguồn mở trên nền hệ điều hành LINUX được sử dụng bởi các nhà thiên văn học trên thế giới để xử lí các loại dữ liệu thiên văn khác nhau. [7] IRAF gồm nhiều gói cho phép thực hiện nhiều chức năng khác nhau. Tuy nhiên IRAF là phần mềm khá phức tạp, sử dụng giao diện dòng lệnh để làm việc. Mỗi phần việc trong IRAF đều có một tập tin đính kèm, có thể dễ dàng thay đổi các tham số để hiệu chỉnh thông số đầu ra cho kết quả phù hợp. Để xem hình ảnh từ CCD cũng như hình ảnh xuất ra từ IRAF cần dùng phần mềm hiển thị hình ảnh. Phần mềm tương thích với IRAF nhất là DS9. DS9 có thể cho chúng ta hiển thị 16 hình ảnh trên 16 frame cùng lúc và cho phép tương tác với hình ảnh, thay đổi độ tương phản, chọn điểm muốn tương tác bằng chuột hoặc một thiết bị chọn điểm khác. Hệ điều hành điều hành IRAF và DS9 có thể cài đặt từ internet hoàn toàn miễn phí. 18
  29. Hình 3.1: Giao diện phần mền IRAF 3.2.1 Các bước xử lí ảnh Bước 1: Mở terminal gõ lệnh: > Xgterm & Bước 2: Gõ các lệnh sau để mở DS9 và vào IRAF từ cửa sổ xgterm [2] > ds9 & > cl Bước 3: kiểm tra thời gian chụp của ảnh > imhead object.fit l+ thông số exposure chính là thời gian chụp ảnh. Nếu các ảnh đã chụp cùng thời gian thì ta không cần thực hiện bước 3. Bước 4: dùng lệnh darkcombine kết hợp các ảnh Dark1. 19
  30. > imred > ccdred Chỉnh sửa các thông số trong darkcombine ta gõ: > epar darkcombine Kết quả sẽ xuất hiện danh sách các thông số như 20
  31. Hình 3.2: Các thông số của darkcombine Ở đây ta chỉ chú ý các thông số: combine = “average” reject = “minmax” ccdtype = “none” process = “no” scale = “none” Nhấn tổ hợp phím “Ctrl + D” để lưu và thoát ra ngoài Kết hợp những ảnh Dark dùng lệnh: > darkcombine image1.fit image2.fit image10.fit Sau đó tôi đặt tên ảnh mới là Dark1.fit Chú ý: image1.fit đến image10.fit trong trường hợp này là các ảnh Dark chụp cùng thời gian. 21
  32. Ảnh Dark1.fit sau khi xử lí như hình 3.3 Hình 3.3: Ảnh Dark Bước 5: Xử lí ảnh flat filed ta sử dụng lệnh flatcombine để kết hợp các ảnh Flat field. > imred > ccdred Chỉnh sửa các thông số trong flatcombine ta dùng lệnh > epar flatcombine Kết quả sẽ xuất hiện một danh sách các thông số như hình 3.4 ở đây ta chỉ chú ý các thông số sau: 22
  33. Hình 3.4: Các thông số của flatcombine Combine = “median” 23
  34. Ccdtype = “none” Reject = “none” Scale = “ mode” Process = “no” Nhấn tổ hợp phím “ Ctrl + D” để lưu các thay đổi và thoát ra ngoài Dùng lệnh flatcombine để kết hợp các ảnh Flat field:  flatcombine image1.fit, imge2.fit, , imge10.fit Tôi đặt tên ảnh mới là Flat.fit Chú ý trong trường hợp này image1.fit, .image10.fit là những ảnh Flat chụp cùng thời gian. Sau khi kết hợp tôi được ảnh Flat như hình 3.5 Hình 3.5: Ảnh Flat 24
  35. Bước 6: Dùng lệnh imarith để xử lí ảnh Dark1.fit với ảnh Flat.fit > imarith Flat.fit – Dark1.fit FlattruDark.fit Dùng lệnh imstat tìm giá trị Mean của ảnh FlattruDark chia Mean > imarith FlattruDark.fit > imarith FlattruDark.fit / Mean FlattruDarkchiaMean.fit Dưới đây là ảnh FlattruDarkchiaMean.fit đã được xử lí. Hình 3.6: Ảnh Flattrudarkchiamean Bước 7: Xử lý những ảnh Dark2 tương tự như ảnh Dark1 sử dụng lệnh darkcombine > imred > ccdre 25
  36. > darkcombine image1.fit, .image10.fit Tên mới của ảnh tôi đặt là Dark2.fit Bước 8: lấy ảnh Light trừ Dark2.fit bằng lệnh imarith > imarith Light1.fit – Dark2.fit trudark1.fit > imarith Light2.fit – Dark2.fit trudark2.fit > > imarith Light10.fit – Dark2.fit trudark10.fit Tìm các hình ảnh đã hiệu chỉnh bằng các lệnh sau: > imarith trudark1.fit / FlattruDarkchiaMean.fit hieuchinh1.fit > imarith trudark2.fit / FlattruDarkchiaMean.fit hieuchinh2.fit > > imarith trudark10.fit / FlattruDarkchiaMean.fit hieuchinh10.fit Tìm tọa độ ngôi sao làm chuẩn và một ảnh làm hệ quy chiếu: Hiển thị các ảnh trên các frame khác nhau của ds9 > display hieuchinh1.fit 1 > > display hieuchinh10.fit 10 Chọn hình ảnh làm chuẩn, ở đây tôi chọn ảnh hieuchinh3.fit, Trong ảnh chuẩn tôi chọn một ngôi sao làm chuẩn và tìm tọa độ ngôi sao chuẩn này. Cần nhớ tọa độ ngôi sao chuẩn này. Tìm tọa độ của ngôi sao chuẩn bắt đầu từ hieuchinh1.fit trên frame số 1, để con trỏ tại vị trí ngôi sao chuẩn này, nhấn phím “c” sẽ tự động tạo ra một ra file chứa tọa độ ngôi sao này, thực hiện tương tự thao tác này trên các ảnh hieuchinh.fit ở các frame khác bằng cách sử dụng phím “Tab”. Sau khi xử lí các ảnh tôi lưu tập tin tọa độ với tên là scoord.txt trong thư mục chứa ngôi sao cần xử lí.[2] 26
  37. Bước 10: Tìm sự thay đổi tương ứng giữa các hình ảnh Mở một terminal mới chọn đường dẫn vào thư mục chứa ngôi sao cần xử lí: > cd Tìm sự thay đổi của ngôi sao chuẩn trên các ảnh khác nhau, tôi sẽ tạo ra một file shiftlist.txt bằng lệnh: > Awk ‘{printf(“%5i %5i”\n refx - $1, refy - $2)]}’ coords.txt > shiflist.txt Với refx, refy lần lượt là tọa độ của ngôi sao chuẩn ở ảnh hieuchinh3.fit Bước 11: Tạo hai tập tin inlist.txt và outlist.txt bằng lệnh: > ls hieuchinh*.fit > inlist.txt > Cat inlist.txt | sed’s/ .fit/ _align.fit/’ > outlist.txt Bước 12: trở về cửa sổ xgterm ban đầu và chạy lệnh imalign [2] >imalign@inlist.txt hieuchinh3.fit coord.txt @outlist.txt shifts=shiftlist.txt Sau khi chạy lệnh tôi được các ảnh có đuôi hieuchinh1_align.fit, hieuchinh2_align.fit , Bước 13: Kết hợp ảnh vừa được tạo ra bằng lệnh imcombine > imcombine hieuchinh1_align.fit, ,hieuchinh10_align.fit output = sao hoanchinh.fit Ở đây saohoanchinh.fit là ảnh đã được xử lí hoàn chỉnh. Như vậy, tôi đã hoàn thành việc xử lí ảnh. 27
  38. Hình 3.7: Ảnh light của sao 98995 Hình 3.8: Ảnh sao 98955 đã được xử lí hoàn chỉnh Các thiên thể quang trắc: 28
  39. Bảng 3.1: Danh sách thiên thể quang trắc Thời Tên Số hình Ngày chụp SST Thiên thể gian kính lọc ảnh chụp chụp ảnh Tinh vân M42 F2 10 10s 27/11/2019 1 (훼: 5h37m17.315s, F3 10 10s 27/11/2019 훿: -5033’28.0’’) F4 10 10s 27/11/2019 Sao ERORI F2 10 10S 27/11/2019 2 (훼: 9h22m42.4’, F3 10 10S 27/11/2019 훿: -55005’58.4’) F4 10 10S 27/11/2019 Regulus F2 10 1s 27/11/2019 3 (훼: 10h08m21.96s, F3 10 1s 27/11/2019 훿: -11058’03.0’’) F4 10 1s 27/11/2019 Sao 98955 F2 10 10s 27/11/2019 4 (훼: 10h07.33m, F3 10 10s 27/11/2019 훿: 16039.9’) F4 10 10s 27/11/2019 ARCTURUS F2 10 0,2s 27/11/2019 5 (훼: 14h15m38.27s, F3 10 0,2s 27/11/2019 훿: -11058’03.0’’) F4 10 0,2s 27/11/2019 Dưới đây là ảnh các ngôi sao đã được xử lí hoàn chỉnh. 29
  40. Hình 3.9: Tinh vân M42 qua kính lọc F2 được xử lí hoàn chỉnh 30
  41. Hình 3.10: Tinh vân M42 qua kính lọc F3 được xử lí hoàn chỉnh 31
  42. Hình 3.11:Tinh vân M42 qua kính lọc F4 được xử lí hoàn chỉnh Hình 3.12: Sao Erori chụp qua kính lọc F4 được xử lí hoàn chỉnh 32
  43. Hình 3.13: Sao Regulus qua kính lọc F3 được xử lí hoàn chỉnh. Hình 3.14: Sao 98955 qua kính lọc F2 được xử lí hoàn chỉnh 33
  44. Hình 3.15: Sao 98955 qua kính lọc F3 được xử lí hoàn chỉnh. 34
  45. Hình 3.16: Sao 98955 qua kính lọc F4 được xử lí hoàn chỉnh Hình 3.17: Sao Arcturus qua kính lọc F2 được xử lí hoàn chỉnh. 35
  46. 3.2.2 Đo cấp sao nhìn thấy Đo cấp sao nhìn thấy với lệnh Daofind, Daofind là lệnh dùng để kiểm tra cụm sao. Bước 1: đăng nhập vào daofind: > digiphot > apphot Bước 2: Hiển thị hình ảnh trên DS9 > display saohoanchinh.fit 1 Bước 3: Xác định FWHM bằng lệnh imexamine: > imexamine Xác định FWHM: Đặt con trỏ lên một ngôi sao, rồi nhấn phím “r” sẽ hiển thị một đồ thị biểu diễn đường phân bố Gauss (Hình 3.2). Cột cuối cùng trên hình chính là giá trị FWHM. Một cách khác để xác định giá trị FWHM là nhấn “,” để in dữ liệu về ngôi sao và cột cuối cùng là MFWHM (giá trị tối đa của FWHM). [5] 36
  47. Hình 3.18: Đồ thị biểu diễn đường phân bố Gauss của một ngôi sao trong Cụm M42 Sau khi tìm FWHM ta nhấn phím ‘q’ thoát khỏi imexamine. Bước 5: Đo cấp sao nhìn thấy bằng gói phot Kiểm tra các thông số trong gói phot ta thực hiện như sau: > epar phot Kết quả sẽ xuất hiện một bản thông số như (hình 3.20) 37
  48. Hình 3.19: Các thông số của gói phot Ở đây để đo cấp sao ta cần chỉnh các thông số: cbox, annulus, dannulus, apertures. Để chỉnh các thông số cbox, annulus, dannulus, apertures. ta làm như sau: Tại “datapar”, “centerp” , “fitskyp” và “photpar” ta nhấn “:e” các cửa sổ lệnh sẽ hiện ra và ta có thể tùy chỉnh các thông số trên được tính như sau: cbox = 2*FWHM hoặc 5.0 annulus = 4* FWHM dannulus = 3.5*FWHM apertures = 3*FWHM Sau khi tùy chỉnh các thông số ta nhấn “Ctrl +D” để lưu và thoát. Tại cửa sổ Xgterm ta gõ lệnh > phot 38
  49. đồng thời tại cửa sổ DS9 con trỏ chuyển sang nhấp nháy, ta di chuyển con trỏ đến đối tượng cần đo và nhấn “F” thì tại cửa sổ Xgterm sẽ cho kết quả cấp sao của đối tượng vừa đo (hình 3.21) Hình 3.20: Cấp sao của một ngôi sao trong cụm sao M42 Ta nhấn “q” để thoát ds9. Các thông tin của ngôi sao sẽ được in ra trên cửa sổ IRAF, cột cuối cùng chính là cấp sao.Sau khi hoàn thành việc đo đạt nhập “bye” để thoát gói digiphot, gõ “logout” để thoát khỏi IRAF, cuối cùng gõ “exit” để đóng cửa sổ lệnh 39
  50. CHƯƠNG 4 KẾT QUẢ QUANG TRẮC SAO BIẾN QUANG 4.1 Cụm sao M42 Trong cụm sao M42 tôi chỉ quan tâm đến một số đối tượng được đánh dấu như trong hình. Cấp sao của các đối tượng trên ứng với các kính lọc F2, F3, F4 được ghi trong bảng số liệu sau. Bảng 4.1: Cấp sao của một số sao trong cụm sao M42 qua các kính lọc F2, F3 và F4 Cấp sao qua Kính lọc STT Thiên thể F2 F3 F4 1 Sao 1 11.550 10.648 11.340 2 Sao 2 13.382 12.938 14.172 3 Sao 3 12.701 11.637 12.205 4 Sao4 11.914 11.041 11.723 5 Sao 5 11.766 10.852 11.457 6 Sao 6 13.707 12.787 13.463 7 Sao 7 14.727 14.383 15.725 8 Sao 8 13.655 13.116 14.165 9 Sao 9 13.719 13.719 14.622 10 Sao 10 9.510 9.510 10.297 Tại đây tôi chọn cấp sao của ngôi sao thứ nhất làm chuẩn. Tôi lấy cấp sao của các ngôi sao khác chia cho cấp sao của ngôi sao chuẩn này ở mỗi kính lọc tôi được các bảng số liệu ứng với các kính lọc. 4.1.1 Cụm sao M42 qua kính lọc F2 40
  51. Hình 4.1: Các ngôi sao quang trắc trong cụm sao M42 qua kính lọc F2 Bảng 4.2: Cấp sao của cụm sao M42 qua kính lọc F2 Cấp sao qua kính STT Thiên Thể (cấp sao i)/(cấp sao 1) lọc F2 1 Sao 1 11.550 1.000 2 Sao 2 13.382 1.158 3 Sao 3 12.701 1.100 4 Sao 4 11.914 1.032 5 Sao 5 11.766 1.020 6 Sao 6 13.707 1.187 7 Sao 7 14.527 1.258 41
  52. 8 Sao 8 13.655 1.182 9 Sao 9 14.395 1.250 10 Sao 10 10.242 0.886 (cấp sao i)/(cấp sao 1) 1.4 1.2 1 0.8 0.6 0.4 0.2 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Đồ thị 4.1: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao trong cụm sao M42 qua kính lọc F2 4.1.2 Cụm sao M42 qua kính lọc F3 42
  53. Hình 4.2: Các ngôi sao quang trắc trong cụm sao M42 qua kính lọc F3 43
  54. Bảng 4.3: Cấp sao của cụm sao M42 qua kính lọc F3 Cấp sao qua kính STT Thiên Thể (cấp sao i)/ (cấp sao 1) lọc F3 1 Sao 1 10.648 1.000 2 Sao 2 12.938 1.215 3 Sao 3 11.637 1.093 4 Sao 4 11.041 1.037 5 Sao 5 10.852 1.019 6 Sao 6 12.787 1.200 7 Sao 7 14.383 1.351 8 Sao 8 13.116 1.231 9 Sao 9 13.719 1.288 10 Sao 10 9.510 0.860 (cấp sao i)/(cấp sao 1) 1.6 1.4 1.2 1 0.8 0.6 0.4 0.2 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Đồ thị 4.2: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao trong cụm sao M42 qua kính lọc F3 44
  55. 4.1.3 Cụm sao M42 qua kính lọc F4 Hình 4.3: Các ngôi sao quang trắc trong cụm sao M42 qua kính lọc F4 Bảng 4.4: Cấp sao của cụm sao M42 qua kính lọc F4 Cấp sao qua kính STT Thiên Thể (cấp sao i)/(cấp sao 1) lọc F4 1 Sao 1 11.340 1.000 2 Sao 2 14.172 1.250 3 Sao 3 12.205 1.0762 4 Sao 4 11.723 1.034 5 Sao 5 11.457 1.010 6 Sao 6 13.463 1.187 7 Sao 7 15.725 1.387 8 Sao 8 14.165 1.250 9 Sao 9 14.622 1.290 45
  56. 10 Sao 10 10.297 0.908 (cấp sao i)/(cấp sao 1) 1.6 1.4 1.2 1 0.8 0.6 0.4 0.2 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Đồ thị 4.3: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao trong cụm sao M42 qua kính lọc F4 (Cấp sao i)/(cấp sao 1) 1.6 1.4 1.2 1 0.8 0.6 0.4 0.2 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 F2 F3 F4 Đồ thị 4.4: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao trong cụm M42 qua ba kính lọc Ta thấy khi quang trắc trên một sao nhưng qua các kính lọc khác nhau sẽ cho kết quả cấp sao khác nhau. Nó cho thấy kết quả quang trắc phụ thuộc một phần vào kính lọc và nơi quan sát. 4.2 Sao Erori 46
  57. Làm tương tự như cụm sao M42, ta có kết quả quang trắc của sao Erori 47
  58. Bảng 4.5: Cấp sao của sao Erori qua các kính lọc F2, F3 và F4 Cấp sao qua kính lọc STT Thiên thể F2 F3 F4 1 Sao 1 15.916 15.131 15.748 2 Sao 2 15.301 14.184 14.874 3 Sao 3 14.247 15.476 15.819 4 Sao 4 15.572 15.508 16.097 5 Sao 5 12.476 12.537 13.317 6 Sao 6 14.585 14.382 14.866 7 Sao 7 13.443 13.266 13.844 8 Sao 8 14.052 14.418 14.398 9 Sao 9 14.767 17.706 15.211 10 Sao 10 14.309 14.418 15.298 4.2.1 Sao Erori qua kính lọc F2 48
  59. Hình 4.4: Các ngôi sao Erori qua kính lọc F2 49
  60. Bảng 4.6: Cấp sao của sao Erori qua kính lọc F2 Cấp sao qua kính lọc STT Thiên thể (cấp sao i)/ (cấp sao 1) F2 1 Sao 1 15.916 1.000 2 Sao 2 15.301 0.961 3 Sao 3 14.247 0.895 4 Sao 4 15.572 0.980 5 Sao 5 12.476 0.784 6 Sao 6 14.585 0.916 7 Sao 7 13.443 0.844 8 Sao 8 14.052 0.883 9 Sao 9 14.767 0.927 10 Sao 10 14.309 0.900 (cấp sao i)/(cấp sao 1) 1.2 1 0.8 0.6 0.4 0.2 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Đồ thị 4.5: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao Erori qua kính lọc F2 4.2.2 Sao Erori qua kính lọc F3 50
  61. Hình 4.5: Các ngôi sao Erori qua kính lọc F3 Bảng 4.7: Cấp sao của sao Erori qua kính lọc F3 Cấp sao qua kính STT Thiên thể (cấp sao i)/(cấp sao 1) lọc F3 1 Sao 1 15.131 1.000 2 Sao 2 14.184 0.937 3 Sao 3 15.476 1.023 4 Sao 4 15.508 1.025 5 Sao 5 12.537 0.830 6 Sao 6 14.382 0.950 7 Sao 7 13.266 0.876 8 Sao 8 14.418 0.953 9 Sao 9 17.706 1.170 10 Sao 10 14.418 0.953 51
  62. (cấp sao i)/ (cấp sao 1) 1.4 1.2 1 0.8 0.6 0.4 0.2 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Đồ thị 4.6: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao Erori qua kính lọc F3 4.2.3 Sao Erori qua kính lọc F4 Hình 4.6: Các ngôi sao Erori qua kính lọc F4 52
  63. Bảng 4.8: Cấp sao của sao Erori qua kính lọc F4 Cấp sao qua kính STT Thiên thể (cấp sao i)/(cấp sao 1) lọc F4 1 Sao 1 15.748 1.000 2 Sao 2 14.874 0.944 3 Sao 3 15.819 1.005 4 Sao 4 16.097 1.022 5 Sao 5 13.317 0.850 6 Sao 6 14.866 0.944 7 Sao 7 13.844 0.880 8 Sao 8 14.398 0.914 9 Sao 9 15.211 0.965 10 Sao 10 15.298 0.971 (cấp sao i)/(cấp sao 1) 1.2 1 0.8 0.6 0.4 0.2 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Đồ thị 4.7: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao Erori qua kính lọc F4 53
  64. (Cấp sao i)/(cấp sao 1) 1.4 1.2 1 0.8 0.6 0.4 0.2 0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 F2 F3 F4 Đồ thị 4.8: Đồ thị biểu diễn cấp sao Erori qua ba kính lọc 4.3 Sao 98955 Hình 4.7: Sao 98955 qua kính lọc F3 54
  65. Hình 4.8: Đồ thị biểu diễn đường phân bố Gauss của sao 98955 Ta thấy đồ thị không biểu diễn theo phân bố Gauss nên kết quả quang trắc kém chính xác. Ta cũng có thể nhìn vào giá trị FWHM, nếu FWHM càng lớn thì sai số của phép đo càng lớn. Việc sai số này có thể là do trong quá trình cộng gộp các bức ảnh với nhau có những sai lệch làm ảnh hưởng đến kết quả quang trắc. 4.4 Sao Arcturus Hình 4.9: Sao Arcturus qua kính lọc F2 55
  66. Hình 4.10: Đồ thị biểu diễn đường phân bố Gauss của sao Arcturus 4.5 Sao Regulus Hình 4.11: Sao Regulus qua kính lọc F2 56
  67. Hình 4.12: Đồ thị biểu diễn đường phân bố Gauss của sao Regulus Ta thấy các giá trị FWHM lớn nên kết quả có độ tin cậy chưa cao. Điều này có thể do điều kiện của khí quyển lúc quan sát có thể bị ô nhiễm hoặc do các yếu tố vật lí bên ngoài như: nhiệt độ, gió, mây, hoặc do ánh sáng từ các nguồn phát khác gây nhiễu. Ngoài ra còn do qua trình cộng gộp các bức ảnh có những sai lệch nhất định nên ảnh hưởng đến giá trị FWHM. 4.6 Kết luận Trong đề tài này, tôi đã tìm hiểu cách xử lí ảnh và đo cấp sao bằng phần mềm IRAF và DS9, và tôi đã đạt được một số kết quả là đo cấp sao của một số ngôi sao trong cụm sao M42 và sao Erori so sánh kết quả của những ngôi sao này qua ba kính lọc khác nhau. Ta thấy kết quả đo cấp sao của một ngôi sao phụ thuộc một phần vào kính lọc. Ở đây tôi có hướng nghiên cứu tiếp theo của đề tài này, nếu quang trắc cùng một đối tượng nhưng ở địa điểm khác TP. Hồ Chí Minh mà có bầu khí quyển không bị ô nhiễm thì khi so sánh kết quả sẽ khác nhau, sự khác nhau này cho ta biết sự chênh lệch các thông số của khí quyển tại TP. Hồ Chí Minh từ đó ta có thể suy ra mức độ ô nhiễm khí quyển tại TP. Hồ Chí Minh. 57
  68. Ngoài những thuận lợi như được sự hướng dẫn tận tình từ Thầy và những luận văn của các anh chị khóa trước, thì quá trình thực hiện đề tài tôi vẫn gặp một số khó khăn là tình hình dịch bệnh Covid kéo dài nên trường không hoạt động dẫn đến không thể trực tiếp quan sát và chụp ảnh sao, mà sử dụng ảnh chụp vào tháng 11 năm 2019, ngoài ra trong quá trình cộng gộp các tấm ảnh thì việc căn chỉnh đúng tâm các tấm ảnh có những rủi ro nhất định dẫn đến kết quả quang trắc không được chính xác. Vì vậy, việc căn chỉnh phải được tính toán thật kĩ để kết quả quang trắc được chính xác. 58
  69. TÀI LIỆU THAM KHẢO Tiếng việt [1] Trần Quốc Hà (2004), “giáo trình thiên văn học đại cương”, Đại học sư phạm thành phố Hồ chí Minh. [2] Nguyễn Hữu Mẫn (2012), “Sử dụng phần mền IRAF trong quang trắc thiên văn”, Luận văn tốt nghiệp đại học, khoa vật lí, Đại học sự phạm TP.HCM. [3] Lê Minh Phương (2019), “Xác định sai số của hệ đo quang trắc dùng kính thiên văn Takahashi ở trường Đại học sư phạm TP. HCM”, Luận văn tốt nghiệp đại học, khoa vật lí, Đại học sư phạm TP.HCM. [4] Nguyễn Văn Mạnh (2016), “Quang trắc sao bằng kính thiên văn Takahashi với phần mền APT”, Khóa luận tốt nghiệp đại học, khoa vật lí, Đại học sư phạm TP.HCM. [5] Hồng Hiếu Đạt (2013), “Nghiên cứu và thiết kế kết hợp với kính thiên văn Takahashi”, Khóa luận tốt nghiệp đại học, khoa vật lí, Đại học sư phạm TP.HCM. Tiếng Anh [6] AAVSO (2014), The AAVSO Guide to CCD photometry. [7] W. Romannisshin (2006), An Introduction to Astronomical Photometry Using CCDs University of Oklahoma, NewYork. 59