›

Khóa luận Xác định sai số của hệ đo quang trắc dùng kính thiên văn Takahashi ở trường Đại học Sư phạm TP.HCM

pdf 57 trang thiennha21 16/04/2022 4481
Download
Bạn đang xem 20 trang mẫu của tài liệu "Khóa luận Xác định sai số của hệ đo quang trắc dùng kính thiên văn Takahashi ở trường Đại học Sư phạm TP.HCM", để tải tài liệu gốc về máy bạn click vào nút DOWNLOAD ở trên

Tài liệu đính kèm:

  • pdfkhoa_luan_xac_dinh_sai_so_cua_he_do_quang_trac_dung_kinh_thi.pdf

Nội dung text: Khóa luận Xác định sai số của hệ đo quang trắc dùng kính thiên văn Takahashi ở trường Đại học Sư phạm TP.HCM

  1. BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM THÀNH PHỐ HỒ CHÍ MINH KHOA VẬT LÝ XÁC ĐỊNH SAI SỐ CỦA HỆ ĐO QUANG TRẮC DÙNG KÍNH THIÊN VĂN TAKAHASHI Ở TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP.HCM Giảng viên hướng dẫn : TS. Cao Anh Tuấn Sinh viên thực hiện : Lê Minh Phương Năm 2019
  2. Lời cảm ơn Đầu tiên, em xin được gửi lời cảm ơn của mình đến thầy Cao Anh Tuấn, thầy đã tận tình chỉ bảo, hướng dẫn em nghiên cứu, sử dụng và điều khiển thành thạo kính thiên văn, cũng như giúp đỡ em trong những lúc gặp khó khăn để em có thể hoàn thành tốt luận văn này. Qua thời gian học tập và làm việc chung với thầy, em có thể cảm nhận được niềm đam mê cháy bỏng và sự quan tâm sâu sắc của thầy dành cho thiên văn học, điều khiến em rất cảm kích và giúp em thấy được thiên văn học là một ngành khoa học lý thú và bổ ích như thế nào. Kế đến, em muốn dành lời cảm ơn cho ba và mẹ của em, những người đã luôn ủng hộ và hỗ trợ em rất nhiều để em có thể yên tâm thực hiện luận văn. Em cũng xin cảm ơn đến tập thể các thầy cô trong khoa Vật Lý đã truyền đạt những kiến thức rất bổ ích trong suốt bốn năm học tập và làm việc tại trường Đại học Sư phạm TP.HCM, đó chính là nền tảng cho em trong quá trình thực hiện luận văn và là cơ sở để em có thể vững tin hơn trên con đường từng bước trở thành một người giáo viên tốt. Cảm ơn Nguyễn Thành Phúc, Nguyễn Ngọc Đăng Khoa, Trần Phúc Khang, Hồ Tấn Duy, Phạm Thị Mỹ Hảo và những người bạn khác đã giúp đỡ và tiếp thêm động lực cho em trong quá trình làm luận văn. Lời cuối cùng em muốn chúc thầy cô thật nhiều sức khỏe, luôn gặt hái được nhiều thành công trong sự nghiệp giáo dục của mình. TP. Hồ Chí Minh, tháng 5 năm 2019 Lê Minh Phương
  3. MỤC LỤC Danh mục kí hiệu và chữ viết tắt 1 Danh mục hình ảnh và đồ thị 2 Danh mục các bảng số liệu 4 PHẦN MỞ ĐẦU 5 1. Lý do chọn đề tài 5 2. Mục đích của đề tài 5 3. Mục tiêu của đề tài 5 4. Cách tiếp cận 6 5. Phương pháp nghiên cứu 6 PHẦN 1 7 CƠ SỞ LÝ THUYẾT 7 1.1. Lý thuyết quang trắc thiên văn 7 1.2. Cấp sao nhìn thấy (cấp sao biểu kiến) 8 1.3. Cấp sao tuyệt đối 8 1.4. Kính thiên văn 9 1.4.1. Phân loại kính 9 1.4.2. Các đặc trưng của kính thiên văn 11 1.4.3. Các kiểu đặt kính 12 PHẦN 2 14 SIZE SEEING 14 2.1. Full Width at Half Maximum (FWHM) 15 2.2. Kích thước hình ảnh (hay độ phân giải của CCD) – Image Scale 25 2.3. Size Seeing 25 PHẦN 3 34 HỆ KÍNH THIÊN VĂN TAKAHASHI Ở TRƯỜNG ĐẠI HỌC 34 SƯ PHẠM TP.HCM VÀ CÁC PHẦN MỀM SỬ DỤNG ĐỂ 34 QUANG TRẮC 34 3.1. Hệ kính thiên văn Takahashi (hình 3.1) 34 3.2. CCD ST7 (hình 3.2) 35 3.3. Phần mềm IRAF 35 3.4. Phần mềm Stellarium 36
  4. PHẦN 4 37 TÍNH TOÁN SAI SỐ CỦA HỆ KÍNH Ở TP.HCM 37 4.1. Xác định cấp sao nhìn thấy của các thiên thể bằng phần mềm IRAF 37 4.1.1. Xác định cấp sao của một ngôi sao 37 4.1.2. Xác định cấp sao của một cụm sao 41 4.2. Kết quả đo cấp sao và sai số so với cấp sao lý thuyết 45 KẾT LUẬN VÀ HƯỚNG PHÁT TRIỂN 52 TÀI LIỆU THAM KHẢO 53
  5. Danh mục kí hiệu và chữ viết tắt E: độ rọi của sao m: cấp sao nhìn thấy của sao M: cấp sao tuyệt đối của sao π: góc thị sai d: khoảng cách từ Trái Đất tới ngôi sao TP.HCM: Thành phố Hồ Chí Minh IRAF: Interactive Reduction and Analysis Facility CCD ST7: Charge – Coupled Devices ST7 FWHM: Full Width at Half Maximum MFWHM: Max Full Width at Half Maximum mTN: cấp sao đo được từ thực nghiệm mLT: cấp sao chính xác trên lý thuyết 1
  6. Danh mục hình ảnh và đồ thị Hình 1.1: Cấu tạo chủ yếu của kính thiên văn khúc xạ 9 Hình 1.2: Sơ đồ cấu tạo và cách hoạt động của kính thiên văn khúc xạ kiểu Kepler 10 Hình 1.3: Cấu tạo của kính thiên văn phản xạ kiểu Newton 11 Hình 2.1: Airy disk 14 Hình 2.2: Seeing disk 14 Hình 2.3: Ảnh light của tinh vân M42 10s 15 Hình 2.4: Ảnh dark 10s 16 Hình 2.5: Ảnh flat field 5s 16 Hình 2.6: Chụp ảnh Flat field 17 Hình 2.7: Ảnh flat field đã trừ dark và chia Mean 5s 18 Hình 2.8: Ảnh SAO151702 đã được xử lý hoàn chỉnh 19 Hình 2.9: Ảnh cụm sao mở M41 đã được xử lý hoàn chỉnh 19 Hình 2.10: Ảnh cụm sao mở NGC2204 đã được xử lý hoàn chỉnh 20 Hình 2.11: Ảnh SAO132323 đã được xử lý hoàn chỉnh 20 Hình 2.12: Ảnh SAO132323 đã được xử lý hoàn chỉnh 21 Hình 2.13: Ảnh tinh vân M42 đã được xử lý hoàn chỉnh 21 Hình 2.14: Ảnh SAO151751 đã được xử lý hoàn chỉnh 22 Hình 2.15: Ảnh SAO151625 đã được xử lý hoàn chỉnh 22 Hình 2.16: Đồ thị phân bố Gauss và FWHM của một ngôi sao trong tinh vân M42 23 Hình 2.17: Hình vẽ phân bố số photon của SAO116863; size seeing 3,16 30 Hình 3.1: Hệ kính thiên văn Takahashi 34 Hình 3.2: CCD ST7 35 Hình 3.3: Giao diện của phần mềm IRAF 36 Hình 3.4: Giao diện của phần mềm Stellarium 36 Hình 4.1: Các thông số của gói phot 37 2
  7. Hình 4.2: Các thông số của datapars 38 Hình 4.3: Các thông số của centerpars 38 Hình 4.4: Các thông số của fitskypars 39 Hình 4.5: Các thông số của photpars 39 Hình 4.6: Cấp sao chính xác của SAO116863 xác định bằng phần mềm Stellarium 40 Hình 4.7: Cấp sao của SAO116863 đo được bằng phần mềm IRAF 41 Hình 4.8: FWHM của SAO116863 43 Hình 4.9: Các ngôi sao được đánh dấu trong cụm sao mở M50 43 Hình 4.10: Các thông tin của các ngôi sao trong cụm sao mở M50 44 3
  8. Danh mục các bảng số liệu Bảng 2.1: Giá trị FWHM năm 2011 24 Bảng 2.2: Giá trị FWHM năm 2019 24 Bảng 2.3: Giá trị size seeing năm 2011 26 Bảng 2.4: Giá trị size seeing năm 2019 28 Bảng 2.5: Hình vẽ phân bố số photon của các sao, sao trong cụm sao năm 2011 31 Bảng 2.6: Hình vẽ phân bố số photon của các sao, sao trong cụm sao năm 2019 32 Bảng 4.1: Kết quả đo cấp sao năm 2011 45 Bảng 4.2: Cấp sao trung bình và sai số năm 2011 47 Bảng 4.3: Kết quả đo cấp sao năm 2019 47 Bảng 4.4: Cấp sao trung bình và sai số năm 2019 50 4
  9. PHẦN MỞ ĐẦU 1. Lý do chọn đề tài Hệ kính thiên văn Takahashi ở Khoa Vật lý Trường Đại học Sư phạm TP.Hồ Chí Minh được khảo sát từ năm 2004 và chính thức đưa vào sử dụng từ năm 2008. Kính được sử dụng để nghiên cứu và tổ chức quan sát cho sinh viên. Đến nay đã hơn mười năm sử dụng, hệ kính đã được sử dụng để thực hiện hai đề tài nghiên cứu cấp cơ sở, hướng dẫn nhiều luận văn sinh viên: sáu luận văn, một đề tài nghiên cứu khoa học sinh viên, tổ chức cho sinh viên thực hành quan sát sử dụng kính. Nhiều người cảm thấy thích thú với thiên văn học vì nó rất trực quan và thú vị. Những hình ảnh đẹp tuyệt vời của các thiên thể được chụp bởi kính thiên văn khiến chúng ta không khỏi rời mắt. Tuy nhiên, để nghiên cứu về thiên văn học thì ta cần nhiều hơn là ảnh chụp. Muốn tìm hiểu kĩ hơn, ta phải biết được các số đo các thuộc tính của thiên thể. Việc quan sát thiên văn chỉ thật sự có ý nghĩa khi chúng ta có thể trả lời định lượng được các câu hỏi như: Thiên thể đó cách chúng ta bao xa ? Có bao nhiêu năng lượng mà nó phát ra ? Thiên thể nóng tới cỡ nào ? Thông tin cơ bản nhất mà ta có thể đo được của một thiên thể đó là năng lượng dưới dạng bức xạ điện từ mà ta nhận được từ nó. Sử dụng các thiết bị để ghi nhận cường độ bức xạ của thiên hà, cụm sao, sao được gọi là quang trắc. Hệ đo quang trắc là hệ thống kính thiên văn kết hợp với Charge – Coupled Devices (CCD) camera được sử dụng để quang trắc. Sai số của hệ này phụ thuộc vào nhiều yếu tố: việc điều chỉnh kính của người sử dụng, độ ổn định của khí hậu, độ cao nơi đặt kính, ảnh hưởng của gió, của độ sáng môi trường xung quanh, size seeing, Việc xác định sai số là rất cần thiết để có cơ sở so sánh với những kết quả trước đây, từ đó có hướng khắc phục, điều chỉnh giúp kính đạt độ chính xác cao nhất. Tuy nhiên, sai số của hệ đo quang trắc này chưa được khảo sát trong các nghiên cứu trước đây. 2. Mục đích của đề tài Thu nhận bộ số liệu về size seeing và cấp sao của các ngôi sao chụp được bằng kính thiên văn tại trường Đại học Sư phạm TP.HCM. 3. Mục tiêu của đề tài Xác định sai số của cấp sao nhìn thấy đo được bằng hệ đo quang trắc dùng kính thiên văn Takahashi ở trường Đại học Sư phạm TP.HCM so với cấp sao chính xác của các ngôi sao. 5
  10. 4. Cách tiếp cận Tìm hiểu về size seeing (một trong các yếu tố ảnh hưởng đến sai số của hệ kính). Sau đó tính toán giá trị size seeing ở TP.Hồ Chí Minh thông qua FWHM. Sử dụng kính thiên văn để chụp ảnh sao, cụm sao và xử lý hình ảnh bằng phần mềm IRAF và DS9. Từ đó đo cấp sao nhìn thấy của cụm sao và sao. Tính toán sai số của cấp sao nhìn thấy đo được so với cấp sao chính xác. 5. Phương pháp nghiên cứu Phương pháp nghiên cứu lý thuyết: - Đọc các tài liệu có liên quan đến CCD và size seeing. Phương pháp nghiên cứu thực tiễn: - Xử lý ảnh và đo cấp sao qua phần mềm IRAF và DS9. 6
  11. PHẦN 1 CƠ SỞ LÝ THUYẾT 1.1. Lý thuyết quang trắc thiên văn Quang trắc thiên văn là một phần của thiên văn vật lý nghiên cứu cường độ bức xạ mà ta nhận được của các thiên thể như: thiên hà, cụm sao, sao, Bức xạ đó được đặc trưng bởi độ rọi (brightness). Nói cách khác, cường độ bức xạ đo được của một thiên thể được xác định bởi độ rọi do nó tạo ra. Độ rọi trong thiên văn nhận hệ đơn vị của thiên văn gọi là cấp sao (độ rọi trong vật lý được tính qua flux). Việc đánh giá độ rọi của sao qua cấp sao được nhà thiên văn Hy Lạp Hipparchus tìm ra từ thế kỉ II TCN. Nó dựa trên cơ sở mắt người có thể nhận ra sự khác biệt giữa hai nguồn sáng nếu độ rọi của chúng hơn nhau 2,5 lần. [1] Bằng cách đo cường độ bức xạ của một thiên thể, ta có thể biết được một số thuộc tính của nó. Chẳng hạn như ta có thể ước đoán khoảng cách từ Trái Đất tới một thiên thể. Ngoài ra, nó còn cung cấp cho ta thông tin về toàn bộ năng lượng bên ngoài, nhiệt độ, kích thước và một số thuộc tính khác của thiên thể. [5] Bên cạnh đó, nếu số liệu đo được là chính xác, ta có thể cung cấp cho các nhà khoa học để họ nghiên cứu, từ đó họ có thể đưa ra các mô hình chính xác về cách mà vũ trụ hoạt động như thế nào, giúp chúng ta hiểu hơn về vũ trụ bao la rộng lớn ngoài kia. Ngược lại, nếu số liệu bị sai sót, nó sẽ dẫn tới việc các nhà khoa học đưa ra các mô hình sai lầm, điều đó sẽ khiến chúng ta hiểu lầm và cản trở sự phát triển của thiên văn học. [6] Có hai loại quang trắc thường được sử dụng trong thiên văn: - Quang trắc vi sai (differential photometry): Cấp sao đo được từ một ngôi sao được so sánh với cấp sao của những ngôi sao đã biết cấp sao ở vùng gần đó tại cùng một thời điểm, từ đó, “cấp sao tiêu chuẩn” của ngôi sao có thể được xác định. - Quang trắc nền trời (all-sky photometry): Đây là quá trình phức tạp hơn khi mà cấp sao được đo trực tiếp bằng cách sử dụng kết quả hiệu chỉnh ban đêm của hệ thống và điều kiện môi trường hiện tại bằng cách sử dụng một bộ các sao tiêu chuẩn bên ngoài trường nhìn. Phương pháp quang trắc vi sai dễ hơn nhiều so với cách còn lại. Nó cũng dễ chấp nhận hơn khi điều kiện quan sát không được lý tưởng. Ví dụ, nếu có một đám mây nhỏ bay ngang qua vùng trời nơi mà bạn đang chụp thì có khả năng cao là nó sẽ ảnh hưởng tới cấp sao của ngôi sao được dùng để so sánh nhiều hơn so với cấp sao của sao bạn cần chụp. [6] 7
  12. 1.2. Cấp sao nhìn thấy (cấp sao biểu kiến) Cấp sao nhìn thấy là thang xác định độ rọi sáng của các thiên thể trong thiên văn, kí hiệu là m với quy ước: sao có độ rọi càng lớn (tức là càng sáng) thì cấp sao nhìn thấy càng bé. Hai sao khác nhau một cấp có độ rọi khác nhau 2,512 lần. Như vậy, hai sao khác nhau năm cấp có độ rọi khác nhau 100 lần. [1] E1 = (2,512) = (2,5125)5 = 100 (1.1) E2 với E1 là độ rọi của ngôi sao 1, m1 là cấp sao nhìn thấy ứng với E1 E2 là độ rọi của ngôi sao 2, m2 là cấp sao nhìn thấy ứng với E2 Hay có thể viết dưới dạng: E1 lg = 0,4(m2 – m1) (1.2) E2 Như vậy, cấp sao nhìn thấy có thể được tính qua công thức: E0 m = 2,5lg (1.3) E với E0 là độ rọi của sao chuẩn E là độ rọi của sao đang xét Sao mờ nhất mà mắt ta còn thấy được là sao cấp 6. Với kính thiên văn, ta có thể thấy được sao cấp 20. Như vậy, kính thiên văn có công dụng phát hiện thêm những thiên thể trên bầu trời mà mắt ta không thấy được. [1] Cấp sao nhìn thấy là một đại lượng có thể xác định được bằng quang trắc (thông qua độ rọi). Vì cấp sao nhìn thấy của một ngôi sao ổn định là không thay đổi nên độ rọi là một đại lượng không đổi, đặc trưng cho ngôi sao đó. [1] 1.3. Cấp sao tuyệt đối Cấp sao tuyệt đối của các sao là cấp sao nhìn thấy của chúng nếu như khoảng cách từ chúng đến Trái Đất là 10 parsec (1 parsec ứng với góc thị sai hằng năm bằng 1 giây), kí hiệu của cấp sao tuyệt đối là M. M = m + 5 + 5lg π = m + 5 – 5lg d (1.4) với M là cấp sao tuyệt đối m là cấp sao nhìn thấy π là góc thị sai d là khoảng cách giữa sao với Trái Đất 8
  13. 1.4. Kính thiên văn Kính thiên văn là dụng cụ để nhìn những vật ở xa. Đó là dụng cụ dùng để thu tín hiệu (bức xạ điện từ) phát ra từ các thiên thể. Do khí quyển Trái Đất chỉ cho bức xạ điện từ ở vùng ánh sáng nhìn thấy và vùng sóng vô tuyến đi qua nên có hai loại kính thiên văn trên Trái Đất là kính thiên văn quang học và kính thiên văn vô tuyến. Ở đây ta chỉ xét kính thiên văn quang học. Nguyên tắc của kính này là thu gom ánh sáng từ thiên thể để có thể nhìn được những sao có cấp sao lớn mà mắt thường không nhận ra và khuếch đại ảnh lên. Vì là dụng cụ quang học nên kính thường chịu những sai lệch quang học (quang sai, sắc sai) làm méo, nhòe ảnh nên người ta làm kính từ thủy tinh tốt và kết hợp chúng để loại trừ sai lệch. Ngoài ra, vì là dụng cụ thu bức xạ điện từ (những bức xạ này dễ bị ảnh hưởng của môi trường) nên kính thường được đặt ở những vùng núi cao, không khí trong lành khô ráo, khí quyển ít bị xáo động. Ngày nay, kính thiên văn là dụng cụ cần thiết không thể thiếu được trong quan sát thiên văn. [1] 1.4.1. Phân loại kính a) Kính thiên văn khúc xạ Kính thiên văn được cấu tạo chủ yếu bởi hai phần: vật kính và thị kính. Ở kính thiên văn khúc xạ, vật kính là thấu kính (thị kính cũng là thấu kính có tác dụng phóng đại ảnh) (Hình 1.1). Hình 1.1: Cấu tạo chủ yếu của kính thiên văn khúc xạ [8] Kính thiên văn khúc xạ là loại kính viễn vọng đầu tiên được phát minh, và Galileo là người đầu tiên hướng một chiếc kính nhìn xa như vậy lên bầu trời đêm từ năm 1609. Những chiếc kính thiên văn khúc xạ đầu tiên có một thấu kính vật kính đơn với dạng cong phỏng cầu. Điều này khiến cho ảnh bị biến dạng nhiều ở gần rìa của trường nhìn. Cùng với đó, các ánh sáng đỏ, lục, và xanh cũng bị hội tụ ở những điểm khác nhau, một vấn đề được gọi là "sắc sai" (chromatic aberration). Sắc sai khiến cho ảnh của các ngôi sao và các hành tinh có 9
  14. một "quầng màu" xung quanh. Để giảm những vấn đề này, các kính thiên văn khúc xạ đầu tiên cần phải có tỷ lệ tiêu cự lớn, có nghĩa là cho dù kính thiên văn có một thấu kính vật kính nhỏ thì nó cũng vô cùng dài, từ ba đến sáu mét hoặc hơn. Nhưng vào giữa thập niên 1750, một luật sư có tên là Chester Moore đã phát minh một chiếc kính khúc xạ với hai thấu kính vật kính, mỗi thấu kính được làm từ một loại thủy tinh khác nhau để hiệu chỉnh từng phần hiện tượng sắc sai. Ngày nay, tất cả các kính thiên văn khúc xạ đều có vật kính kiểu "vô sắc" (achromatic) như vậy. [8] Loại kính này đã được biết đến từ lâu và thường được gọi là ống nhòm. Trong số này có kính kiểu Kepler (Hình 1.2), kiểu Galileo, Nhược điểm của loại kính này là khả năng thu gom ánh sáng không cao và bị sắc sai làm nhòe ảnh. [1] Hình 1.2: Sơ đồ cấu tạo và cách hoạt động của kính thiên văn khúc xạ kiểu Kepler [9] b) Kính thiên văn phản xạ Loại kính này có vật kính là gương cầu hoặc gương parabol. Thị kính vẫn là thấu kính. Có nhiều kiểu như kiểu Newton (Hình 1.3), kiểu Cassegrain, kiểu Conde. [1] Isaac Newton phát minh ra chiếc kính thiên văn phản xạ đầu tiên vào cuối thế kỷ 17. Ông sử dụng một gương chéo nhỏ thứ hai để bẻ góc ánh sáng ra ngoài kính thiên văn đến một thị kính. Thiết kế vô cùng thiết thực của ông, ngày nay gọi là kính thiên văn Newtonian, là dạng chính của kính thiên văn phản xạ đơn thuần được sử dụng ngày nay bởi các nhà thiên văn học nghiệp dư. [8] 10
  15. Hình 1.3: Cấu tạo của kính thiên văn phản xạ kiểu Newton [10] 1.4.2. Các đặc trưng của kính thiên văn Mục đích của kính thiên văn là thu gom bức xạ của thiên thể để làm tăng mật độ bức xạ. Do vậy mà nó có thể giúp ta thấy được những thiên thể mà mắt thường không thể thấy được và tách rõ các chi tiết ở gần làm ta phân biệt rõ các chi tiết của thiên thể. Kính thiên văn cũng có khả năng phóng đại hình ảnh thiên thể. [1] a) Khả năng thu gom ánh sáng của kính thiên văn (LGP) LGP là đại lượng đặc trưng cho khả năng thu gom ánh sáng của kính, nó là đại lượng để so sánh và không có thứ nguyên. Ta biết vật kính có đường kính D càng lớn thì càng gom được nhiều ánh sáng, tức càng có khả năng nhận được những độ rọi thấp. [1] Giả sử kính 1 có đường kính D1 thu được độ rọi E1 kính 2 có đường kính D2 thu được độ rọi E2 LGP là đại lượng so sánh giữa hai kính: LGP1,2 = [1] (1.5) Như vậy, kính có đường kính lớn sẽ có khả năng thu gom ánh sáng LGP lớn. Con ngươi của mắt người có đường kính là d = 6mm và có thể nhìn đến sao cấp 6. Từ đây ta có thể suy ra công thức xác định khả năng nhìn thấy đến cấp sao nào của kính khi biết đường kính D (mm) của kính đó: mkính = 2,1 + 5lgD [1] (1.6) 11
  16. Vậy đường kính vật kính của kính thiên văn là một thông số rất quan trọng. Nó càng lớn thì ta càng có thể nhìn được nhiều vật thể trong vũ trụ hơn. Tuy nhiên, ta không thể tăng D lên mãi được, vì nó sẽ làm tăng thêm những sai lệch quang học và làm ảnh không chính xác. Ngày nay, người ta phối hợp nhiều kính nhỏ để tăng D mà không làm méo ảnh. [1] b) Độ bội giác Độ phóng đại của ảnh là: K = [1] (1.7) với F là tiêu cự của vật kính, f là tiêu cự của thị kính Khả năng phóng đại cực đại của kính là: K = 2D [1] (1.8) với D là đường kính vật kính (mm) c) Năng suất phân giải Năng suất phân giải đặc trưng cho khoảng cách góc giới hạn giữa hai điểm của vật mà mắt còn phân biệt được. [1] Năng suất phân giải với kính thiên văn quang học là: " e ≈ [1] (1.9) 1.4.3. Các kiểu đặt kính a) Lắp đặt phương vị Trong cách này thì hai trục quay của kính được đặt theo phương thẳng đứng và phương nằm ngang. Do đó cách đặt kính này có thể cho ta quan sát thiên thể trong hệ tọa độ chân trời. Và vì hệ này phụ thuộc vào nhật động nên chỉ có thể dùng để quan sát nhất thời mà thôi. [1] b) Lắp đặt xích đạo Trong cách này một trục của kính (trục cực) được đặt song song chính xác với trục Trái Đất. Trục vuông góc với trục cực (trục nghiêng) sẽ song song với xích đạo trời và xích đạo Trái Đất. Cách đặt kính này cho phép ta quan sát các thiên thể trong hệ tọa độ xích đạo, tức không phụ thuộc nhật động, và cũng nhờ cách này mà ta có thể chụp được ảnh thiên thể và 12
  17. quan sát thiên thể một cách liên tục [1]. Hệ kính thiên văn Takahashi ở trường Đại học Sư phạm TP.HCM sử dụng cách lắp đặt này. Ngoài ra thì với sự tiến bộ của ngành hàng không vũ trụ như hiện nay, người ta đã có thể đặt kính thiên văn ở ngoài Trái Đất, do đó tránh được ảnh hưởng của khí quyển và giúp thu được nhiều thông tin hơn. Chẳng hạn như kính thiên văn Hubble của Mĩ (1990). [1] 13
  18. PHẦN 2 SIZE SEEING Nếu không có khí quyển, các tia sáng từ các ngôi sao ở xa truyền tới kính thiên văn của chúng ta sẽ song song với nhau. Kính sẽ hội tụ các tia sáng này thành một chấm sáng nhỏ. Thật ra, do hiện tượng nhiễu xạ, hình ảnh thu được không chính xác là một chấm sáng, mà là một hình ảnh nhiễu xạ gồm các vân tròn sáng tối xen kẽ nhau. Hình ảnh này gọi là Airy disk (Hình 2.1). [5] Tuy nhiên, trong thực tế, ánh sáng từ các ngôi sao phải truyền xuyên qua tầng khí quyển của Trái Đất. Trong quá trình này, các tia sáng bị khí quyển của Trái Đất làm nhiễu loạn. Và khi truyền tới kính thiên văn, hình ảnh của ngôi sao sẽ bị nhòe đi và nở rộng ra. Seeing là thuật ngữ mà các nhà thiên văn học dùng để chỉ hiện tượng này. Seeing làm cho hình ảnh của ngôi sao lớn hơn nhiều so với ảnh nhiễu xạ, và làm cho ảnh bị mờ đi. Chấm sáng thể hiện hình ảnh của ngôi sao mà CCD chụp được gọi là Seeing disk (Hình 2.2), vì điều kiện quan sát ảnh hưởng rất lớn đến cường độ sáng. [6] Hình 2.1: Airy disk Hình 2.2: Seeing disk Kích thước của seeing disk (size seeing) (đường kính góc của chấm sáng mà CCD chụp được) được đo thông qua Full Width at Half Maximum (FWHM). FWHM là bề rộng của một nửa độ cao của hàm phân bố Gauss. Tổng số photon của một ngôi sao khi truyền tới các pixel tuân theo phân bố Gauss. Và FWHM là bề rộng của một nửa độ cao của hàm phân bố này. Đơn vị của size seeing là arcsecond (arcsec). Size seeing phụ thuộc rất nhiều vào điều kiện môi trường ở thời điểm quan sát: mây, gió, nhiệt độ, độ cao đặt kính, Độ cao đặt kính càng cao thì seeing càng tốt (size seeing càng nhỏ), đơn giản bởi vì càng cao thì càng ít không khí mà kính phải nhìn xuyên qua. Như vậy, size seeing càng nhỏ thì điều kiện quan sát càng lý tưởng. Ở một số địa điểm quan sát tốt như núi Mauna Kea (cao 4200m so với mực nước biển) ở tiểu bang Hawaii của Hoa Kì, size seeing có giá trị là 0,5 arcsec. 14
  19. Ở đây, em sẽ tính toán giá trị của size seeing ở TP.HCM, cụ thể là tại Đại học Sư phạm TP.HCM. 2.1. Full Width at Half Maximum (FWHM) Để tính toán size seeing, ta cần biết giá trị của FWHM. Để đo được FWHM, cần sử dụng kính và CCD chụp ảnh các ngôi sao, sau đó xử lý ảnh và xác định FWHM bằng phần mềm IRAF. 1. Chụp ảnh các ngôi sao bằng CCD và kính thiên văn Quá trình chụp hình ảnh các ngôi sao là quá trình chụp các loại ảnh: light, dark và flat field của ngôi sao cần chụp. Ảnh light là những ảnh chụp trực tiếp các ngôi sao, cụm sao trên bầu trời (Hình 2.3). Những ảnh dark giúp cho việc loại bỏ nhiễu do nhiệt độ làm các electron trong CCD chuyển động được ghi nhận thành tín hiệu [3] (Hình 2.4). Ảnh dark có thể được chụp bằng cách đóng ống kính của CCD. Cuối cùng, những ảnh flat field dùng để hiệu chỉnh độ nhạy sáng của những pixel vì các pixel có độ nhạy khác nhau [3] (Hình 2.5). Ảnh flat field có thể chụp bằng cách hướng kính thiên văn tới một tờ giấy trắng (Hình 2.6). Hình 2.3: Ảnh light của tinh vân M42 10s 15
  20. Hình 2.4: Ảnh dark 10s Hình 2.5: Ảnh flat field 5s 16
  21. Hình 2.6: Chụp ảnh flat field 2. Xử lý ảnh Quá trình xử lý hình ảnh chụp chủ yếu là quá trình hiệu chỉnh và khử nhiễu. Để hiệu chỉnh các hình ảnh, ta làm như sau: Đầu tiên lấy ảnh light trừ đi cho ảnh dark. Sau đó, chia cho kết quả của ảnh flat field sau khi đã trừ cho ảnh dark và đã chia cho Mean (Hình 2.7). Thời gian chụp của các ảnh và dark của chúng phải bằng nhau [3]. Sau khi hiệu chỉnh, ta được ảnh đã hiệu chỉnh. Ở dạng phương trình, quá trình hiệu chỉnh có thể viết như sau: Ảnh light – Ảnh dark Ảnh đã hiệu chỉnh = [3] (Ảnh flat field – Ảnh dark) / Mean Trong đó: Mean là giá trị trung bình số photon trên mỗi pixel của ảnh flat field sau khi đã trừ ảnh dark. Quá trình này có thể được thực hiện bằng phần mềm IRAF. 17
  22. Sau đây là một số hình ảnh em đã xử lý được: Số ảnh Thời gian STT Thiên thể Ngày chụp chụp chụp 1 SAO151702 (Hình 2.8) 5 1s 2 Cụm sao mở M41 (Hình 2.9) 5 5s 29/03/2019 3 Cụm sao mở NGC2204 (Hình 2.10) 5 10s 4 SAO132323 (Hình 2.11) 5 1s 5 SAO132323 (Hình 2.12) 5 10s 1/4/2019 6 Tinh vân M42 (Hình 2.13) 5 10s 7 SAO151751 (Hình 2.14) 5 1s 16/04/2019 8 SAO151625 (Hình 2.15) 5 3s Hình 2.7: Ảnh flat field đã trừ dark và chia Mean 5s 18
  23. Hình 2.8: Ảnh SAO151702 đã được xử lý hoàn chỉnh Hình 2.9: Ảnh cụm sao mở M41 đã được xử lý hoàn chỉnh 19
  24. Hình 2.10: Ảnh cụm sao mở NGC2204 đã được xử lý hoàn chỉnh Hình 2.11: Ảnh SAO132323 đã được xử lý hoàn chỉnh 20
  25. Hình 2.12: Ảnh SAO132323 đã được xử lý hoàn chỉnh Hình 2.13: Ảnh tinh vân M42 đã được xử lý hoàn chỉnh 21
  26. Hình 2.14: Ảnh SAO151751 đã được xử lý hoàn chỉnh Hình 2.15: Ảnh SAO151625 đã được xử lý hoàn chỉnh 22
  27. 3. Xác định FWHM Sau khi xử lý ảnh xong, ta sẽ xác định FWHM của các ngôi sao cũng bằng phần mềm IRAF. Ta có thể thực hiện điều này bằng cách dùng lệnh imexam: Bước 1: Hiển thị hình ảnh cần đo FWHM lên DS9. Bước 2: Chạy lệnh imexam imexam Lúc này, con trỏ chuột sẽ chuyển sang nhấp nháy. Đưa con trỏ chuột vào vị trí ngôi sao cần đo FWHM trong cửa sổ DS9, nhấn phím “r”. Một cửa sổ sẽ hiện lên. Đây là đồ thị biểu diễn một nửa đường phân bố Gauss của ngôi sao (Hình 2.16). Giá trị FWHM là giá trị ở góc dưới cùng bên phải. Hình 2.16: Đồ thị phân bố Gauss và FWHM của một ngôi sao trong tinh vân M42 23
  28. Ở đây, em sử dụng những ảnh đã được chụp trong luận văn trước đây và một số ảnh em chụp được ở thời điểm hiện tại. Sau đây là các giá trị FWHM mà em đã đo được: Bảng 2.1: Giá trị FWHM năm 2011 Số ảnh Thời gian Giờ bắt Giờ kết FWHM STT Thiên thể Ngày chụp chụp chụp đầu thúc (pixel) 1 Tinh vân M42 29/12/2011 5 30s 21:13 21:23 4,66 Cụm sao mở 2 29/12/2011 5 30s 21:31 21:34 3,71 NGC1981 3 Thiên hà M74 29/12/2011 4 30s 21:53 21:59 5,57 4 SAO116863 30/12/2011 5 0,3s 00:36 00:37 4,47 Cụm sao mở 5 30/12/2011 5 30s 02:38 02:43 5,46 M50 Cụm sao cầu 6 30/12/2011 5 15s 03:01 03:03 4,42 M3 7 Thiên hà M51 30/12/2011 5 20s 03:29 03:31 5,93 Bảng 2.2: Giá trị FWHM năm 2019 Số ảnh Thời gian Giờ bắt Giờ kết FWHM STT Thiên thể Ngày chụp chụp chụp đầu thúc (pixel) 1 SAO151702 29/03/2019 5 1s 20:05 20:09 11,72 Cụm sao mở 2 29/03/2019 5 5s 20:11 20:15 11,51 M41 Cụm sao mở 3 29/03/2019 5 10s 20:18 20:22 11,27 NGC2204 4 SAO132323 29/03/2019 5 1s 20:24 20:48 15,92 5 SAO132323 1/4/2019 5 10s 20:41 20:45 11,21 6 Tinh vân M42 1/4/2019 5 10s 20:56 20:58 3,88 7 SAO151751 16/04/2019 5 1s 20:14 20:15 8,82 8 SAO151625 16/04/2019 5 3s 20:22 20:23 9,19 24
  29. 2.2. Kích thước hình ảnh (hay độ phân giải của CCD) – Image Scale Để đo được giá trị của size seeing, ta phải biết được độ phân giải của CCD (Image Scale). Độ phân giải của CCD có thể được xác định thông qua kích thước pixel của CCD (CCD pixel size) và tiêu cự của kính thiên văn dùng để quan sát (focal length): 206 265 Image Scale = (CCD pixel size / Focal length) x [6] 1000 (Image scale: arcsec/pixel; CCD pixel size: μm; Focal length: mm) với 206 265 là số arcsecond trong 1 radian (1 radian ≈ 206 265 arcseconds) và chia 1000 để đổi từ μm sang mm CCD sử dụng là loại CCD ST7, có kích thước pixel là 9 μm. Tiêu cự của kính thiên văn Takahashi CN-212 là 2630 mm. Như vậy, Image Scale sẽ được tính như sau: 206 265 Image Scale = (9/2630) x ≈ 0,706 arcsec/pixel 1000 2.3. Size Seeing Size seeing sẽ được tính bằng công thức: Size Seeing = Image scale x FWHM [6] Qua đó, giá trị size seeing mà em tính được tương ứng với các giá trị FWHM ở trên là (Bảng 2.3, 2.4): 25
  30. Bảng 2.3: Giá trị size seeing năm 2011 FWHM Size seeing STT Thiên thể Ngày chụp Ảnh (pixel) (arcsec) Tinh vân 1 29/12/2011 4,66 3,29 M42 Cụm sao mở 2 29/12/2011 3,71 2,62 NGC1981 Thiên hà 3 29/12/2011 5,57 3,93 M74 4 SAO116863 30/12/2011 4,47 3,16 26
  31. FWHM Size seeing STT Thiên thể Ngày chụp Ảnh (pixel) (arcsec) Cụm sao mở 5 30/12/2011 5,46 3,85 M50 Cụm sao cầu 6 30/12/2011 4,42 3,12 M3 Thiên hà 7 30/12/2011 5,93 4,19 M51 27
  32. Bảng 2.4: Giá trị size seeing năm 2019 FWHM Size seeing STT Thiên thể Ngày chụp Ảnh (pixel) (arcsec) 1 SAO151702 29/03/2019 11,72 8,27 Cụm sao mở 2 29/03/2019 11,51 8,13 M41 Cụm sao mở 3 29/03/2019 11,27 7,96 NGC2204 4 SAO132323 29/03/2019 15,92 11,24 28
  33. FWHM Size seeing STT Thiên thể Ngày chụp Ảnh (pixel) (arcsec) 5 SAO132323 1/4/2019 11,21 7,91 Tinh vân 6 1/4/2019 3,88 2,74 M42 7 SAO151751 16/04/2019 8,82 6,23 8 SAO151625 16/04/2019 9,19 6,49 29
  34. Từ các giá trị size seeing trên đây, ta có thể nhận xét về ảnh hưởng của điều kiện thời tiết vào thời điểm chụp lên size seeing. Trong đó, có thể kể đến các điều kiện như: tốc độ gió, mây, nhiệt độ, độ ẩm, Các thống kê cho thấy nhiệt độ chỉ ảnh hưởng gián tiếp, trong khi đó tốc độ gió, mây và độ ẩm lại có ảnh hưởng trực tiếp tới size seeing [7]. Thật vậy ở ngày 1/4/2019, trời khá trong, ít mây, giá trị size seeing của tinh vân M42 chỉ là 2,97. Tương tự với những hình ảnh chụp ở năm 2011, size seeing chỉ từ 2,62 tới 4,19, chứng tỏ điều kiện chụp ở năm 2011 khá tốt. Ngược lại, ta thấy các giá trị size seeing ở năm 2019 hầu hết đều khá cao (đều trên 6), chứng tỏ điều kiện chụp không tốt. Thực tế là những ngày em chụp thì trời rất nhiều mây, gió mạnh. Một yếu tố nữa ảnh hưởng tới giá trị size seeing xấu như vậy là do kính thiên văn focus chưa tốt. Một số hình ảnh như SAO132323 chụp ngày 29/03/2019 có size seeing là 11,24 (trên 10) cho thấy kính thiên văn chưa được focus tốt. Mặt khác, size seeing là yếu tố quan trọng nhất gây nên sai số của hệ kính. Để có cái nhìn tổng quát hơn về ảnh hưởng của size seeing và việc chỉnh focus của kính thiên văn đối với sai số của hệ kính, ta có thể so sánh hình vẽ phân bố số photon của các ngôi sao. Vì các photon của ngôi sao rọi tới kính thiên văn tuân theo phân bố Gauss, nên nếu hình vẽ phân bố số photon càng gần với đường phân bố Gauss thì sai số càng nhỏ, tức là càng chính xác. Để vẽ hình vẽ phân bố số photon (surface plot), ta cũng sử dụng imexam. Đầu tiên, ta cũng hiển thị hình ảnh cần khảo sát lên DS9. Sau đó, chạy lệnh imexam: imexam Di chuyển con trỏ chuột vào vị trí ngôi sao cần khảo sát trên cửa sổ DS9, nhấn phím “s”. Trên màn hình sẽ xuất hiện hình vẽ phân bố số photon của ngôi sao đó (Hình 2.17). Hình 2.17: Hình vẽ phân bố số photon của SAO116863; size seeing 3,16 30
  35. Sau đây là các hình vẽ phân bố số photon của các sao: Bảng 2.5: Hình vẽ phân bố số photon của các sao, sao trong cụm sao năm 2011 Size seeing STT Thiên thể Ảnh Hình vẽ phân bố số photon (arcsec) Tinh vân 1 3,29 M42 Cụm sao mở 2 2,62 NGC1981 3 SAO116863 3,16 Cụm sao mở 4 3,85 M50 31
  36. Size seeing STT Thiên thể Ảnh Hình vẽ phân bố số photon (arcsec) Cụm sao cầu 5 3,12 M3 Bảng 2.6: Hình vẽ phân bố số photon của các sao, sao trong cụm sao năm 2019 Size seeing STT Thiên thể Ảnh Hình vẽ phân bố số photon (arcsec) 1 SAO151702 8,27 2 SAO132323 11,24 3 SAO132323 7,91 32
  37. Size seeing STT Thiên thể Ảnh Hình vẽ phân bố số photon (arcsec) 4 Tinh vân M42 2,74 5 SAO151751 6,23 6 SAO151625 6,49 Ta có thể thấy, hầu hết các hình vẽ của các sao ở năm 2019 có size seeing lớn, chúng có hình dạng không giống với phân bố Gauss, cho thấy điều kiện chụp và việc chỉnh focus của kính thiên văn chưa tốt. Như đã nói ở trên, điều kiện thời tiết mây mù, gió mạnh là nguyên nhân chính dẫn tới việc này. Duy nhất chỉ có tinh vân M42 là có size seeing nhỏ nhất và cũng là tốt nhất, nên hình vẽ phân bố số photon của tinh vân M42 khá gần đường phân bố Gauss. Ngược lại, các hình vẽ của các sao ở năm 2011 có size seeing nhỏ, chúng có hình dạng khá gần với phân bố Gauss với đỉnh nhọn, chứng tỏ điều kiện chụp và việc chỉnh focus của kính được thực hiện tốt. 33
  38. PHẦN 3 HỆ KÍNH THIÊN VĂN TAKAHASHI Ở TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP.HCM VÀ CÁC PHẦN MỀM SỬ DỤNG ĐỂ QUANG TRẮC 3.1. Hệ kính thiên văn Takahashi (hình 3.1) Hệ kính bao gồm: - Kính phản xạ dạng ống, kính tìm CN – 212, đường kính vật kính 22.5cm, tiêu cự 2630mm (2,65m). - Kính khúc xạ dạng ống, kính tìm FS – 78, đường kính vật kính 12cm, tiêu cự 630mm (63cm). - Hệ khử nhật động kiểu xích đạo EM – 200. - Phần mềm điều khiển Telescope Tracer 2000. [2] Hình 3.1: Hệ kính thiên văn Takahashi 34
  39. 3.2. CCD ST7 (hình 3.2) 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. - Dung lượng của mỗi pixel: 105e/pixel. Nhiễu nhiệt: 1e/ 1pixel/ 1 s ở nhiệt độ 00C. - Phương thức làm lạnh: bộ T.E dùng mạch điện tử. - Mã chuyển đổi A/D: 16 bit. [2] Hình 3.2: CCD ST7 3.3. Phần mềm IRAF IRAF (Image Reduction and Analysis Facility) là phần mềm được viết bởi National Optical Astronomy Observatory (NOAO), được các nhà thiên văn học sử dụng để xử lý các dữ liệu thiên văn (Hình 3.3). IRAF được phát triển trên hệ điều hành UNIX và thường được các nhà thiên văn học sử dụng trên hệ điều hành Linux. Các lệnh của IRAF được sắp xếp theo cấu trúc gói. Những gói lệnh mở rộng có thể được thêm vào IRAF để phục vụ nhiều mục đích khác nhau. 35
  40. Hình 3.3: Giao diện của phần mềm IRAF 3.4. Phần mềm Stellarium Stellarium là một phần mềm mã nguồn mở miễn phí dành cho máy tính. Phần mềm này sẽ tái hiện lại bầu trời sao dưới dạng 3D một cách chân thực ngay trên màn hình máy tính, giống như những gì chúng ta thấy bầu trời bằng mắt thường, ống nhòm hay kính thiên văn thực sự [11]. Bên cạnh đó, Stellarium còn cung cấp cho chúng ta tất cả các thông tin của các thiên thể trên bầu trời như: loại sao, cấp sao nhìn thấy, cấp sao tuyệt đối, độ lệch màu, (Hình 3.4). Trong luận văn này, em sẽ dùng phần mềm Stellarium để xác định cấp sao chính xác trên lý thuyết mLT của các thiên thể. Hình 3.4: Giao diện của phần mềm Stellarium 36
  41. PHẦN 4 TÍNH TOÁN SAI SỐ CỦA HỆ KÍNH Ở TP.HCM Để xác định sai số của hệ kính, ta sẽ tiến hành đo cấp sao của các ngôi sao thông qua các ảnh chụp đã xử lý bằng phần mềm IRAF. Sau đó tính toán sai số của cấp sao vừa đo được với cấp sao chính xác. 4.1. Xác định cấp sao nhìn thấy của các thiên thể bằng phần mềm IRAF 4.1.1. Xác định cấp sao của một ngôi sao Gói phot của IRAF cho phép ta đo cấp sao của các ngôi sao dựa trên phương pháp quang trắc Aperture. Đặc biệt, gói này rất thuận tiện cho việc đo cấp sao của chỉ một ngôi sao, rất dễ dàng và tiện lợi. Bước 1: Ta có thể truy cập gói này bằng cách gõ như sau: digiphot apphot Bước 2: Trước khi thực hiện đo cấp sao, ta cần chỉnh sửa một vài thông số của gói này (Hình 4.1): epar phot Hình 4.1: Các thông số của gói phot 37
  42. Ta chỉ quan tâm đến các thông số: datapars, centerpars, fitskypars và photpars. Gõ “:e” ở mỗi thông số để chỉnh sửa các thông số ẩn bên trong. Chỉnh sửa các thông số của datapars (Hình 4.2), centerpars (Hình 4.3), fitskypars (Hình 4.4), và photpars (Hình 4.5) như trong hình: Hình 4.2: Các thông số của datapars Hình 4.3: Các thông số của centerpars 38
  43. Đối với các thông số cbox, annulus, dannulus, apertures ta xác định như sau: cbox = 2*FWHM annulus = 4*FWHM dannulus = 3,5*FWHM apertures = 3*FWHM [3] Hình 4.4: Các thông số của fitskypars Hình 4.5: Các thông số của photpars 39
  44. Một thông số mà ta cần quan tâm nữa là zmag. zmag là điểm gốc tính cấp sao. Giá trị zmag là đặc trưng cho từng đêm, nó phụ thuộc vào điều kiện thời tiết, môi trường ở đêm đó. Vì vậy, mỗi khi đo cấp sao của ảnh chụp ở một đêm bất kỳ, ta phải tính toán lại giá trị zmag để điều chỉnh lại trong IRAF. Để tính giá trị zmag, ban đầu ta lấy một ngôi sao làm chuẩn. Ta sẽ xác định cấp sao chính xác trên lý thuyết mLT của sao này bằng phần mềm Stellarium (Hình 4.6). Sau đó, ta sẽ đo cấp sao trên thực nghiệm mTN bằng phần mềm IRAF khi zmag = 25 (giá trị zmag mặc định của IRAF là 25): Bước 3: Để đo cấp sao mTN, ta truy cập vào gói phot: phot Nhập tên của hình ảnh chứa ngôi sao cần đo (ví dụ: sao116863_hoanchinh.fits) rồi nhấn Enter. Lúc này, con trỏ chuột sẽ chuyển sang nhấp nháy. Đưa chuột qua cửa sổ DS9 tới vị trí ngôi sao cần đo, nhấn phím F. Trên cửa sổ IRAF sẽ xuất hiện các thông tin của ngôi sao, trong đó có cấp sao (Hình 4.7). Hình 4.6: Cấp sao chính xác của SAO116863 xác định bằng phần mềm Stellarium 40
  45. Hình 4.7: Cấp sao của SAO116863 đo được bằng phần mềm IRAF Bước 4: Sau khi đã có hai giá trị mTN và mLT, ta sẽ xác định zmag bằng phương trình sau: mTN – mLT = 25 – zmag [4] Bước 5: Sau khi xác định xong giá trị zmag của đêm đó, ta sẽ điều chỉnh lại giá trị này trong thông số photpars. Sau đó, ta sẽ giữ nguyên giá trị này để tính toán cấp sao cho những ngôi sao khác. Bước 6: Thực hiện lại bước 3 để đo cấp sao của những ngôi sao khác. 4.1.2. Xác định cấp sao của một cụm sao Gói phot của IRAF cho phép ta đo cấp sao của một ngôi sao khá tiện lợi. Nhưng đối với hình ảnh có rất nhiều ngôi sao, chẳng hạn như hình ảnh của một cụm sao thì gói này không phù hợp. Do đó, để xác định cấp sao của nhiều ngôi sao trên cùng một hình ảnh, ta sẽ sử dụng gói qphot. Gói qphot cơ bản cũng giống phot nhưng nó cho phép ta quản lý thông tin các ngôi sao thông qua một tệp tọa độ. Từ đó, IRAF sẽ tự động đưa ra các thông tin của tất cả các ngôi sao có trên hình. Bước 1: Truy cập gói qphot digiphot apphot Bước 2: Hiển thị hình ảnh đã xử lý lên DS9. Xác định stddev và FWHM 41
  46. imexam Xác định stddev bằng cách di chuyển chuột vào điểm bất kỳ trên nền trời rồi nhấn m. Trên cửa sổ IRAF sẽ xuất hiện các số liệu, trong đó có stddev. Thực hiện nhiều lần thao tác này để tìm giá trị stddev trung bình. Tiếp theo, ta sẽ xác định giá trị của FWHM. Cũng giống như phần trên, ta cũng đưa chuột vào ngôi sao rồi nhấn “r”. Một cửa sổ hiện ra (Hình 4.8), ta ghi nhận giá trị FWHM là giá trị ở góc dưới bên phải, MFWHM là giá trị nằm ngay cạnh giá trị FWHM. Thoát khỏi imexam bằng cách nhấn “q” ở cửa sổ DS9. Bước 3: Quay lại cửa sổ IRAF, nhập: daofind tên hình ảnh.fits fwhmpsf=MFWHM sigma=stddev verify- Một tập tin có tên của ngôi sao nhưng đuôi .coo được tạo ra. Bước 4: Chỉnh sửa tvmark bằng cách: epar tvmark Chỉnh sửa các thông số: label no number yes interac yes Nhấn Ctrl + D để thoát. 42
  47. Hình 4.8: FWHM của SAO116863 Bước 5: Chạy lệnh tvmark, nhập: tvmark 1 coords=tên hình ảnh.fits.coo.1 interac+ Lúc này, con trỏ chuột lại chuyển sang nhấp nháy. Ta nhấn “l” ở cửa sổ DS9 để hiển thị các ngôi sao được đánh dấu (Hình 4.9). Hình 4.9: Các ngôi sao được đánh dấu trong cụm sao mở M50 Tương tự, nhấn “q” để thoát. 43
  48. Bước 6: Chỉnh sửa các thông số của gói qphot: epar qphot Chỉnh sửa các thông số cbox, annulus, dannulus, aperture và zmag tương tự như gói phot. Sau đó, ta nhập: qphot tên hình ảnh.fits cbox annulus dannulus aperture coords=tên hình ảnh.fits.coo.1 Con trỏ chuột chuyển sang nhấp nháy. Đưa chuột vào cửa sổ DS9, nhấn phím “l”. Lúc này, ở cửa sổ IRAF sẽ hiển thị thông tin của tất cả ngôi sao được đánh dấu trên hình (Hình 4.10), trong đó có cấp sao. Đồng thời, trong thư mục chứa ngôi sao sẽ tạo ra một tập tin có đuôi .mag (ví dụ: sao116863_hoanchinh.fits.mag.1). Hình 4.10: Các thông tin của các ngôi sao trong cụm sao mở M50 Nhấn “q” để thoát. Bước 7: Trích các thông tin của các ngôi sao mà ta cần: txdump tên hình ảnh.fits.mag.1 ID,XEN,YCEN,MAG,MERR > ccdphot.txt Mở file ccdphot.txt lên, cấp sao của các ngôi sao được hiển thị ở kế bên cột cuối cùng. 44
  49. 4.2. Kết quả đo cấp sao và sai số so với cấp sao lý thuyết Sau khi thực hiện đo cấp sao trên các ngôi sao, cụm sao thì em thu được các kết quả: Bảng 4.1: Kết quả đo cấp sao năm 2011 STT Thiên thể Ngày chụp Cấp sao đo được 1 Tinh vân M42 29/12/2011 Cụm sao mở 2 29/12/2011 NGC1981 3 Thiên hà M74 29/12/2011 45
  50. STT Thiên thể Ngày chụp Cấp sao đo được 4 Cụm sao mở M50 30/12/2011 5 Cụm sao cầu M3 30/12/2011 6 Thiên hà M51 30/12/2011 46
  51. Bảng 4.2: Cấp sao trung bình và sai số năm 2011 Size seeing Cấp sao Cấp sao Sai số STT Thiên thể Ngày chụp (arcsec) trung bình lý thuyết (%) 1 Tinh vân M42 29/12/2011 3,29 3,804 4,00 4,9% Cụm sao mở 2 29/12/2011 2,62 4,380 4,20 4,3% NGC1981 3 Thiên hà M74 29/12/2011 3,93 8,339 9,39 11% 4 Cụm sao mở M50 30/12/2011 3,85 6,663 5,90 13% 5 Cụm sao cầu M3 30/12/2011 3,12 6,975 6,20 13% 6 Thiên hà M51 30/12/2011 4,19 9,227 8,10 14% Bảng 4.3: Kết quả đo cấp sao năm 2019 STT Thiên thể Ngày chụp Cấp sao đo được 1 SAO151702 29/03/2019 2 Cụm sao mở M41 29/03/2019 47
  52. STT Thiên thể Ngày chụp Cấp sao đo được Cụm sao mở 3 29/03/2019 NGC2204 4 SAO132323 29/03/2019 5 SAO132323 1/4/2019 48
  53. STT Thiên thể Ngày chụp Cấp sao đo được 6 Tinh vân M42 1/4/2019 7 SAO151751 16/04/2019 8 SAO151625 16/04/2019 49
  54. Bảng 4.4: Cấp sao trung bình và sai số năm 2019 Size seeing Cấp sao Cấp sao Sai số STT Thiên thể Ngày chụp (arcsec) trung bình lý thuyết (%) 1 SAO151702 29/03/2019 8,27 3,169 3,95 20% 2 Cụm sao mở M41 29/03/2019 8,13 7,857 4,50 75% Cụm sao mở 3 29/03/2019 7,96 7,517 8,60 13% NGC2204 4 SAO132323 29/03/2019 11,24 3,531 2,75 28% 5 SAO132323 1/4/2019 7,91 2,939 2,75 6,9% 6 Tinh vân M42 1/4/2019 2,74 3,799 4,00 5,0% 7 SAO151751 16/04/2019 6,23 5,457 4,80 14% 8 SAO151625 16/04/2019 6,49 5,593 6,25 11% Sai số trên bao gồm: - Sai số do người dùng điều chỉnh kính: Sai số này do sự thiếu chính xác trong quá trình điều chỉnh kính của người dùng, dẫn tới chụp nhầm ngôi sao. Ngoài ra thì việc chỉnh focus của kính thiên văn không tốt dẫn tới ảnh ngôi sao không tròn đều mà bị nhòe hoặc méo mó. Có thể khắc phục sai số này bằng cách chụp nhiều lần cùng một ngôi sao ở cùng một điều kiện (tốt nhất chụp trong các đêm có size seeing gần bằng nhau) và điều chỉnh focus của kính thiên văn sao cho hình ảnh ngôi sao chụp được tròn đều và rõ nhất có thể. - Sai số do kính thiên văn, CCD: Sai số này gây ra do lỗi của các thiết bị: Kính thiên văn khử nhật động chưa được tốt. CCD khi chụp vẫn còn rung dẫn tới ảnh bị nhòe. Kính thiên văn và phần mềm điều khiển trên máy tính không được đồng bộ tốt. Nhiều bụi bám trên CCD làm cho ảnh không đạt độ chính xác cao nhất. Sai số này có thể khắc phục nhờ việc sửa chữa và cải thiện thiết bị. 50
  55. - Sai số do size seeing: Đây là yếu tố quan trọng nhất gây nên sai số của hệ kính. Ở các bảng kết quả trên thì ta có thể thấy các sao có giá trị size seeing lớn hơn 6 hầu hết đều có sai số lớn hơn 10%. Trong khi đó, các sao có giá trị size seeing nhỏ hơn 4 có sai số nhỏ hơn 10%. Vì size seeing phụ thuộc rất nhiều vào điều kiện thời tiết tại thời điểm chụp như: tốc độ gió, mây, độ ẩm, nên sai số này rất khó khắc phục, bởi vì chỉ trong một đêm, điều kiện thời tiết đã thay đổi rất nhiều, khi gió mạnh khi gió nhẹ, khi nhiều mây, khi ít mây. Ta chỉ có thể khắc phục sai số này bằng cách chọn thời điểm chụp khi trời “đẹp” (trời trong, ít mây, gió nhẹ, ). Bên cạnh đó, việc đặt kính cao hơn cũng có thể khắc phục được sai số này. Nhưng việc di chuyển hệ kính là khá khó khăn nên cách khả thi nhất vẫn là chọn thời điểm chụp cho phù hợp. 51
  56. KẾT LUẬN VÀ HƯỚNG PHÁT TRIỂN Trong luận văn này, em đã nghiên cứu và làm quen với việc sử dụng các phần mềm IRAF và DS9 để xử lý ảnh và đo cấp sao. Những tài liệu của các anh chị đi trước đã giúp ích cho em rất nhiều. Tuy nhiên, trong quá trình đó, em vẫn gặp một số khó khăn. Các hình ảnh xử lý được vẫn còn một số lỗi, một số hình ảnh khi xử lý xong bị lõm ở những vị trí có bụi. Điều này gây nên do ảnh Flat, em đã thử chụp nhiều ảnh Flat khác nhau để xử lý nhưng ảnh sau khi xử lý vẫn bị lõm. Điều này có thể ảnh hưởng đến độ chính xác trong việc xử lý số liệu của IRAF, dẫn tới kết quả đo cấp sao không chính xác. Vì vậy, em mong rằng các đề tài sau sẽ có hướng khắc phục vấn đề này. Qua một quá trình thực hiện luận văn, em có thể kết luận rằng, sai số của hệ kính phụ thuộc phần lớn vào size seeing. Ở những đêm có điều kiện tốt, size seeing thấp thì sai số nhỏ. Và ngược lại, những đêm có điều kiện xấu, mây mù, gió mạnh, size seeing cao dẫn tới sai số của hệ kính lớn. Cụ thể là sai số của các sao có size seeing lớn (lớn hơn 6) hầu hết đều lớn hơn 10%, sai số này là rất lớn và có thể ảnh hưởng tới độ chính xác của các phép đo khác. Bên cạnh đó, việc chỉnh focus của kính thiên văn cũng rất quan trọng và gây ảnh hưởng không nhỏ lên size seeing. Vì thời gian không cho phép nên việc chỉnh focus của kính thiên văn chưa được thực hiện tốt, dẫn tới các cấp sao đo được có sai số lớn. Do đó, em mong rằng các đề tài sau có sử dụng kính sẽ lưu tâm hơn đến vấn đề này. Ngoài ra, như đã nói ở trên thì thời tiết ở TP.HCM khá xấu, trời thường có nhiều mây. Yếu tố này cũng ảnh hưởng không nhỏ tới size seeing và không thể khắc phục được. Tuy nhiên, ta có thể giảm giá trị của size seeing nếu hệ kính được đặt cao hơn. Vì vậy, em hy vọng rằng, trong tương lai, hệ kính sẽ được lắp đặt ở tòa nhà cao hơn, điều kiện về độ ẩm tốt hơn để giảm thiểu sai số của hệ kính. Bên cạnh đó, vì thời gian thực hiện luận văn là không nhiều nên số liệu về cấp sao thu được còn ít và không chính xác, cấp sao trung bình của cụm sao và tinh vân cần có cách đo khác hợp lý và chính xác hơn. Vì trong một cụm sao thường có rất nhiều ngôi sao (một cụm sao có thể có tới hàng trăm ngôi sao), mà mỗi ngôi sao lại có cấp sao khác với các ngôi sao trong cụm, nên việc tính trung bình cấp sao của tất cả các sao rất tốn thời gian và rất có thể không chính xác. Do đó, cần có phương pháp khác để rút ngắn thời gian cũng như chính xác hơn là chỉ đơn thuần lấy trung bình tất cả các giá trị cấp sao. Từ những vấn đề này, em xin đưa ra kiến nghị về hướng phát triển cho các đề tài tiếp theo. Các đề tài sau có thể tập trung vào việc nghiên cứu đo cấp sao của một cụm sao hay một ngôi sao cụ thể nào đó, và thực hiện đo nhiều lần trong cùng một điều kiện thời tiết. Như đã đề cập ở trên, vì size seeing phụ thuộc rất nhiều vào điều kiện thời tiết, nên tốt nhất các hình ảnh phải được chụp ở những thời điểm có size seeing gần bằng nhau. Sau đó thực hiện tính toán sai số của phép đo (sai số này cũng sẽ phụ thuộc vào size seeing), từ đó tính độ lệch giữa kết quả cấp sao đo được với cấp sao chính xác. 52
  57. 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] Cao Anh Tuấn, Nguyễn Hữu Mẫm, Nguyễn Phước (2013), “Quang trắc sao qua hệ kính Takahashi tại Đại Học Sư Phạm thành phố Hồ Chí Minh”, Tạp chí khoa học trường Đại Học Sư Phạm TP. Hồ Chí Minh, số 47. [3] Nguyễn Hữu Mẫm (2012), “Sử dụng phần mềm IRAF trong quang trắc thiên văn”, Luận văn tốt nghiệp đại học, Khoa Vật lí, Đại học Sư phạm TP.HCM. [4] Hứa Quang Siêu (2015), “Lắp đặt và sử dụng bộ kính lọc RGB kết hợp với kính thiên văn Takahashi trong quang trắc”, Luận văn tốt nghiệp đại học, Khoa Vật Lý, Đại học Sư phạm TP.HCM. Tiếng Anh [5] W. Romanishin (2006), An Introduction to Astronomical Photometry Using CCDs, University of Oklahoma, New York. [6] AAVSO (2014), The AAVSO Guide to CCD Photometry, Cambridge, MA 02138. [7] Jakub Kolář, RNDr. Jiří Prudký (2015), “How to measure seeing”, Prostějov, The Czech Republic. Internet [8] chon-ong-nhom-va-kinh-thien-van-cho-nguoi-moi-bat-dau-4-phan-loai-kinh-thien-van.html [9] telescope-diagram.htm [10] [11] 53