Các phép đo cơ bản trong thiên văn học (2017)

ra, cụ thể hơn, đa dạng hơn: Mặt Trời, Mặt Trăng, sao chổi, thiên thạch …đến các vệ tinh nhân tạo, các thiên hà …, trong đó có những vật thể chỉ mớiphát hiện trong khoảng thời gian gần đ

TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM HÀ NỘI 2.

KHOA VẬT LÝ

ĐẶNG THỊ MẾN

CÁC PHÉP ĐO CƠ BẢN TRONG THIÊN VĂN HỌCChuyên ngành: Vật lí Đại cương

KHOÁ LUẬN TỐT NGHIỆP ĐẠI HỌC

Hà Nội, 2017

LỜI CẢM ƠN

Em xin chân thành cảm ơn:

- TS Nguyễn Hữu Tình đã tận tình hướng dẫn, giúp đỡ em đểhoàn thành khóa luận này

- Các thầy cô trong hội đồng giám khảo bảo vệ đề cương vàHội đồng giám khảo bảo vệ và đánh giá khóa luận tốt nghiệp trườngĐại học Sư Phạm Hà Nội 2 đã không quản thời gian để đọc và tham giagóp ý cho khóa luận được hoàn thành

- Bạn bè và người thân đã quan tâm giúp đỡ

Hà Nội, tháng 4 năm 2017

Tác giả

Đặng Thị Mến

LỜI CAM ĐOAN

Tôi xin cam đoan rằng số liệu và kết quả nghiên cứu trong khóa luậnnày là trung thực và không trùng lặp với các đề tài khác Tôi cũng xin camđoan rằng mọi sự giúp đỡ cho việc thực hiện khóa luận này đã được cảm ơn

và các thông tin trích dẫn trong khóa luận đã được chỉ rõ nguồn gốc

Hà Nội, tháng 4 năm 2017

Tác giả

Đặng Thị Mến

MỤC LỤC

MỞ ĐẦU 1

1 Lí do chọn đề tài 1

2 Mục đích nghiên cứu 1

3 Đối tượng và phạm vi nghiên cứu 1

4 Nhiệm vụ nghiên cứu 1

5 Phương pháp nghiên cứu 2

6 Cấu trúc khoá luận 2

Chương 1 MỘT SỐ PHÉP ĐO CƠ BẢN TRONG THIÊN VĂN HỌC 3

1.1 Đo các toạ độ địa lí 3

1.1.1 Đo vĩ độ φ 3

1.1.2 Đo kinh độ λ 4

1.2 Đo thời gian, đồng hồ Mặt Trời 5

1.2.1 Đồng hồ Mặt Trời kiểu xích đạo 6

1.2.2 Đồng hồ Mặt Trời kiểu chân trời 6

1.3 Đo khoảng cách đến các thiên thể 7

1.3.1 Đo khoảng cách đến các thiên thể ở gần (trong dải Ngân Hà) 7

1.3.1.1 Phương pháp vô tuyến định vị (radar) 7

1.3.1.2 Phương pháp xác định khoảng cách bằng thị sai 8

1.3.1.3 Xác định khoảng cách theo cấp sao 12

1.3.2 Xác định khoảng cách đến các thiên thể ở xa (ngoài dải Ngân Hà) 13

1.3.2.1 Phổ sai (Spectroscopic parallax) 13

1.3.2.2 Định luật Hubble 14

1.3.2.3 Xác định khoảng cách qua sao biến quang 15

1.3.2.4 Xác định khoảng cách qua hiệu ứng Doppler 15

1.3.3 Các đơn vị đo khoảng cách trong thiên văn học 16

1.4 Xác định kích thước thiên thể 17

1.4.1 Xác định kích thước thiên thể ở gần 17

1.4.2 Xác định kích thước thiên thể ở xa 18

1.5 Đo khoảng cách đỉnh kính lục phân 19

1.5.1 Kính đo góc 19

1.5.2 Đo khoảng cách đỉnh kính lục phân 20

1.6 Xác định nhiệt độ 22

1.6.1 Bức xạ nhiệt 22

1.6.2 Bức xạ của vật đen tuyệt đối 22

1.7 Xác định thành phần cấu tạo 23

1.8 Xác định khối lượng 24

1.9 Xác định từ trường 25

1.10 Phương pháp để tìm các ngoại hành tinh trong các năm gần đây 26

1.10.1 Sử dụng sự biến quang của chính sao đó 26

1.10.2 Kính thiên văn Kepler 27

1.10.3 Kính thiên văn hồng ngoại Spitzer 27

Chương 2 MỘT SỐ VÍ DỤ VỀ CÁC PHÉP ĐO CƠ BẢN 28

2.1 Ví dụ về xác định tọa độ địa lí 28

2.2 Ví dụ về đo thời gian, đồng hồ Mặt Trời 28

2.3 Ví dụ về đo khoảng cách giữa các thiên thể 31

2.4 Ví dụ về xác định kích thước thiên thể 33

2.5 Ví dụ về đo khoảng cách đỉnh kính lục phân 34

Chương 3 HỆ THỐNG CÁC BÀI TẬP DỰA TRÊN CÁC PHÉP ĐO

TRONG THIÊN VĂN 36

3.1 Đề bài 36

3.2 Lời giải 38

KẾT LUẬN 47

TÀI LIỆU THAM KHẢO 48

DANH MỤC CÁC BẢNG

Bảng 1 Bảng thống kê chỉ số của các nguyên tố hóa học phổ biến nhấttrong vũ trụ, lấy chuẩn chỉ số của Hiđrô bằng 1000000) 24

ra, cụ thể hơn, đa dạng hơn: Mặt Trời, Mặt Trăng, sao chổi, thiên thạch …đến các vệ tinh nhân tạo, các thiên hà …, trong đó có những vật thể chỉ mớiphát hiện trong khoảng thời gian gần đây như: Lỗ đen, sao neutron, quaza, …Trong đó có những hiện tượng chúng ta có thể thấy ngay bằng mắt thường,hay có những hiện tượng chúng ta phải dùng kính thiên văn hoặc các tính toán

hỗ trợ

Do đó, việc nghiên cứu các phương pháp đo đạc là rất cần thiết, nó đápứng nhu cầu đời sống như xác định thời gian, xác định toạ độ địa lí, xác địnhphương hướng … hoặc phục vụ nhu cầu phát triển khoa học như xác địnhkhoảng cách tới các thiên thể, xác định kích thước của chúng

Vì vậy, em đã chọn đề tài “Các phép đo cơ bản trong thiên văn học”

làm đề tài khoá luận tốt nghiệp của mình

2 Mục đích nghiên cứu

- Tìm hiểu về các phép đo cơ bản trong thiên văn học

- Tìm hiểu về các dụng cụ sử dụng trong các phép đo thiên văn

3 Đối tượng và phạm vi nghiên cứu

- Các phép đo cơ bản và một số ví dụ về các phép đo

4 Nhiệm vụ nghiên cứu

- Nghiên cứu cơ sở lí thuyết về các phép đo cơ bản trong thiên văn học

- Các ví dụ về các phép đo và các bài tập liên quan

5 Phương pháp nghiên cứu

- Đọc và tra cứu tài liệu

- Tổng hợp và phân tích

6 Cấu trúc khoá luận

Ngoài phần mở đầu, kết luận, các tài liệu tham khảo, khoá luận gồm 3chương:

Chương 1 Một số phép đo cơ bản trong thiên văn học

Chương 2 Một số ví dụ về các phép đo cơ bản

Chương 3 Hệ thống các bài tập dựa trên các phép đo cơ bản trong thiênvăn

Chương 1 MỘT SỐ PHÉP ĐO CƠ BẢN TRONG THIÊN VĂN HỌC.

1.1 Đo các toạ độ địa lí

1.1.1 Đo vĩ độ φ

Độ vĩ nơi quan sát có giá trị bằng độ cao thiên cực, nhưng thiên cực làmột điểm tưởng tượng nên người ta thường xác định độ vĩ qua độ cao củathiên thể Phương pháp tổng quát là áp dụng công thức chuyển toạ độ [1]

cos = sin.sin + cos.coscost (1) (t = s -  với ,  là toạ độ xích đạo của thiên thể, Z, s là khoảng cách

đỉnh và giờ sao lúc ta quan sát)

Nếu biết khoảng cách đỉnh Z của một thiên thể có toạ độ xích đạo đãbiết ở một thời điểm xác định, ta có thể xác định được độ vĩ φ nơi quan sát

Việc xác định độ vĩ φ càng chính xác nếu phép đo khoảng cách đỉnh Zcàng chính xác Phép đo khoảng cách đỉnh chính xác nhất khi thiên thể đi quakinh tuyến trên, trong trường hợp này góc giờ t của thiên thể bằng không,cost = 1 nên:

cosZ = sin.sin + cos.cos



hay cosZ = cos( -) (3)

 Z (4)

Lấy dấu (+) khi thiên thể qua kinh tuyến trên phía Nam thiên đỉnh.Lấy dấu (-) khi thiên thể qua kinh tuyến trên phía Bắc thiên đỉnh

Ngoài ra, xác định vĩ độ địa lí và số hiệu chính u của đồng hồ bằngquan sát hai thiên thể ở cùng khoảng cách đỉnh (cùng độ cao) Nếu hai thiên

thể có tọa độ xích đạo tương ứng là , và , được quan sát tại haithời

có trị số tương tự như nhau thì từ công thức:

cosZ = sin.sin +cos.cos.cost [1]

và t = T’ + u

Ta viết được phương trình:

sin.sin+ cos.cos.cos (T2’+ u – 



Trong đó ẩn số là vàu

Nếu lặp lại quan sát cho một cặp sao thứ hai nữa thì ta viết thêm đượcphương trình thứ hai Giải hệ phương trình này ta sẽ thu được vàu

quan sát hai cặp sao ở cùng khoảng cách đỉnh được ứng dụng rộng rãi trongthiên văn đo đạc Ưu điểm của phương pháp là không cần đo khoảng cáchđỉnh mà chỉ có động tác ghi thời điểm lúc hai cặp thiên thể đi qua một vòngđồng cao nào đó

địa phương của Grinuych thì:

 = T – T0 (6)

Như vậy việc xác định kinh độ của một nơi nào đó quy về việc xác địnhgiờ địa phương tại nơi đó và tại kinh tuyến gốc ở cùng một thời điểm vật lí

được phát bằng vô tuyến điện

một sao nào đó để xác định số hiệu chỉnh u của đồng hồ đối với kinh tuyếnnơi

quan sát Trước và sau quan sát sao đó người ta thu tín hiệu giờ của kinh

điểm quan sát sao trên

 = u – u0 (7) Vì  = T – T0

Nên  = (T’ + u) – (T’ + u0)

Như vậy việc xác định kinh độ quy về việc xác định số hiệu chính củađồng hồ

1.2 Đo thời gian, đồng hồ Mặt Trời

Để đo giờ Mặt trời thực, người ta dùng đồng hồ Mặt trời Nguyên tắchoạt động của đồng hồ là dựa vào nhật động của Mặt trời và một vật chuẩn

Hàng ngày Mặt trời nhật động Trái Đất (quanh trục vũ trụ) Nếu cómột cái que đặt theo phương song song với trục vũ trụ thì bóng của que nàytrên tấm ván đặt thẳng vuông góc với que cũng sẽ quay đều Đó là cơ sở đểtạo ra một đồng hồ được gọi là đồng hồ Mặt Trời Có hai loại đồng hồ Mặttrời:

Đồng hồ Mặt Trời kiểu xích đạo: mặt đồng hồ song song với mặtphẳng xích đạo trời

Đồng hồ Mặt Trời kiểu chân trời: mặt đồng hồ song song với mặt

phẳng chân trời, không vuông góc với kim đồng hồ hướng theo trục vũ trụ.

1.2.1 Đồng hồ Mặt Trời kiểu xích đạo

Đồng hồ này gồm một cái que cắm thẳng góc với một tấm ván Tấmván làm mặt đồng hồ Mặt đồng hồ được đặt song song với mặt phẳng xíchđạo và do đó que sẽ nằm theo phương song song với trục vũ trụ (H.2)

Hình 2

- là vĩ độ nơi đặt đồng hồ)

Do nhật động của Mặt Trời từ Đông sang Tây mà bóng của que cũng

1.2.2 Đồng hồ Mặt Trời kiểu chân trời

Mặt đồng hồ loại này được đặt theo phương nằm ngang Que được cắmnghiêng với mặt một góc bằng vĩ độ địa lí Đồng hồ được đặt sao cho quenằm song song với trục vũ trụ (H.3)

Hình 3

Do nhật động Mặt Trời chuyển động quanh trục vũ trụ (quanh que)trong mặt phẳng thẳng góc với trục vũ trụ Như vậy mặt đồng hồ không song

các vạch chia giờ trên mặt đồng hồ này cũng không đều Muốn khắc giờ trênmặt ta phải tính góc quay của bóng que ứng với từng giờ nhất định trong ngày

Cần biết rằng đồng hồ Mặt Trời chỉ giờ Mặt Trời thực địa phương.Muốn quy về giờ sinh hoạt (giờ múi) thì phải hiệu chỉnh với phương trình thờigian và kinh độ nơi đặt đồng hồ Trong sinh hoạt bình thường không đòi hỏi

độ chính xác cao thì ta có thể sử dụng giờ của đồng hồ Mặt Trời

1.3 Đo khoảng cách đến các thiên thể

1.3.1 Đo khoảng cách đến các thiên thể ở gần (trong dải Ngân Hà)

1.3.1.1 Phương pháp vô tuyến định vị (radar)

Kĩ thuật radar là kĩ thuật mà người ta truyền đi một chùm xung vô

tuyến có cường độ lớn và thu sóng phản xạ lại bằng máy thu Bằng cách phântích sóng phản xạ, vật phản xạ được định vị và đôi khi được xác định hìnhdạng Chỉ với một lượng nhỏ sóng phản xạ, tín hiệu radio có thể dễ dàng thu

nhận và khuếch đại Sóng radio có thể dễ dàng tạo ra với cường độ thích hợp,

có thể phát hiện một lượng sóng cực nhỏ và sau đó khuếch đại vài lần Vì thếradar thích hợp để định vị vật ở khoảng cách mà các sự phản xạ khác như của

âm thanh hay của ánh sáng là quá yếu không đủ để xác định

Kĩ thuật radar trong thiên văn, người ta phát những xung laze mạnh

lên các thiên thể và thu lại xung phản hồi Từ thời gian truyền khứ hồi củaxung đó sẽ tính được khoảng cách đến các thiên thể,

Qua hình dạng của xung có thể đoán nhận về hình dạng và mức độnhẵn của bề mặt thiên thể Cũng có thể xác định sự quay của thiên thể quahiệu ứng Đốple

Như vậy với đặc điểm của xung vô tuyến điện thì ta chỉ dùng phươngpháp này để nghiên cứu các thiên thể ở gần (trong hệ Mặt Trời)

1.3.1.2 Phương pháp xác định khoảng cách bằng thị sai

Thị sai trong thiên văn học là góc giữa hai hướng đi qua hai vị trí

khác nhau đến thiên thể được quan sát Khoảng cách của các vật thể trong vũtrụ và cả trên bề mặt Trái Đất được tính toán bằng cách xác định thị sai Vìvậy, thị sai trong thiên văn học thường được hiểu là khoảng cách

Thị sai xuất hiện từ sự thay đổi vị trí biểu kiến của vật thể trên thiêncầu, được gây ra do sự thay đổi điểm gốc của hệ tọa độ gắn với người quansát Vị trí tức thời của một thiên thể là hình chiếu của thiên thể đó trên thiêncầu, theo tia chiếu đi qua vị trí người quan sát Hình chiếu này phụ thuộc vào

vị trí của người quan sát, vì từ các vị trí khác nhau trên bề mặt Trái Đất haytrong không gian, thiên thể được chiếu vào nhiều hướng khác nhau

Sự thay đổi vị trí quan sát đối với thiên thể được quan sát là kết quả củachuyển động xoay của Trái Đất quanh trục của mình, chuyển động của TráiĐất quanh Mặt Trời và chuyển động của Hệ Mặt Trời trong không gian.Những chuyển động tự nhiên này tạo ra khoảng cách giữa hai vị trí quan sát

Khi khoảng cách này càng lớn, thị sai càng lớn, ứng với khả năng xác địnhkhoảng cách của thiên thể càng cao.

Thị sai ngày (thị sai địa tâm) là thay đổi vị trí của thiên thể trên thiên

cầu, quan sát từ bề mặt của Trái Đất đối với vị trí của nó nếu được quan sát từtâm Trái Đất Thị sai ngày của các thiên thể trong Hệ Mặt Trời bị thay đổi dochuyển động xoay của Trái Đất quanh trục của mình, từ các giá trị nhỏ nhấttại kinh tuyến trời đến giá trị lớn nhất tại chân trời

Hình 4

phương nhìn đến thiên thể đó từ tâm Trái Đất được gọi là thị sai ngày củathiên thể đó (góc p trên hình 4):

Hay góc từ thiên thể nhìn bán kính Trái Đất

Khi thiên thể ở thiên đỉnh thì thị sai ngày của nó bằng không

Khi thiên thể nằm trên đường chân trời thì có trị số lớn nhất và đượcgọi là thị sai chân trời (p0) Với p0 = AS1O

Thị sai năm

Đối với các sao (ngoài hệ Mặt Trời) vì ở quá xa nhau nên thị sai chântrời của chúng quá bé không thể xác định được Người ta phải sử dụng thị sai

của Trái Đất quanh Mặt Trời từ sao đó Trên hình 5 vòng tròn là quỹ đạochuyển động của Trái Đất Đ (M là Mặt Trời)

Góc ĐSM = 

Từ hình 5 ta có:

Hình 5

Với là thị sai năm của thiên thể S

a là khoảng cách từ Trái Đất đến Mặt Trời

từ đó =

Xác định thị sai chân trời.

Hình 6

Mà p1 = p0sinZ1

vậy p0 (sinZ1 +sinZ2) =

( như nhau)   trong đó (hình 6)

Ta có ̂ : khoảng cách đỉnh của thiên thể S tại A1

Biết thị sai chân trời p0 của một thiên thể ta có thể tính được khoảngcách đến Trái Đất:

(Bằng cách này người ta xác định được thị sai của Mặt Trăng là:

p0T = 57'2''67 + 0''06

từ đó khoảng cách từ Trái Đất tới Mặt Trăng là: r = 384400 km

Thị sai chân trời của Mặt Trời nếu xác định bằng phương pháp này sẽmắc sai số khá lớn, vì Mặt Trời ở khá xa Trái Đất Cuối thế kỉ XVII người taxác định gián tiếp thị sai của Mặt Trời qua thị sai của sao hỏa khi hành tinhnày giao hội với Trái Đất Kết hợp với phương pháp vô tuyến định vị năm

1964 Hội Thiên văn Quốc tế xác định giá trị thị sai chân trời của Mặt Trời là

1.3.1.3 Xác định khoảng cách theo cấp sao

Theo định nghĩa về cấp sao ta có: M = m + 5 – 5.lgd (12)Dựa vào công thức (12) cho ta xác định khoảng cách d nếu biết cấp sao.Cách xác định này được dùng để xác định khoảng cách đến các sao trongNgân Hà

1.3.2 Xác định khoảng cách đến các thiên thể ở xa (ngoài dải Ngân Hà)

1.3.2.1 Phổ sai (Spectroscopic parallax)

Với các ngôi sao ở xa hoặc các thiên hà khác, không thể dùng phươngpháp thị sai dựa vào sự thay đổi của góc nhìn Các nhà thiên văn sử dụng mộtphương pháp khác gọi là phổ sai, tức là dựa vào sự chênh lệch thu được từquang phổ của ngôi sao để xác định khoảng cách

Biểu đồ Hertzaprung – Russel, đây là biểu đồ phân chia các sao trong

vũ trụ dựa vào màu sắc quang phổ thu được của chúng Từ màu sắc của quangphổ thu được và đối chiếu trên biểu đồ này, người ta biết được sao thuộcnhóm nào và có thể xác minh tương đối chính xác độ sáng tuyệt đối của nó(độ sáng tuyệt đối là độ sáng thu được của một ngôi sao bất kì khi quan sát tạikhoảng cách quy ước là 10 parsec, độ sáng này do đó không phụ thuộc vàokhoảng cách ngôi sao đến Trái Đất)

Để xác định phổ sai của ngôi sao, người ta so sánh độ sáng tuyệt đốinày với độ sáng biểu biến Độ sáng biểu kiến này mới chính là độ sáng củacác ngôi sao mà chúng ta hàng đêm nhìn thấy trên bầu trời Độ sáng này phụthuộc vào khoảng cách Các sao trong thiên hà có khoảng cách tới chúng takhác nhau, nếu hai ngôi sao có cùng độ sáng tuyệt đối thì ngôi sao ở xa hơn sẽ

có độ sáng biểu kiến nhỏ hơn So sánh hai độ sáng này, các nhà thiên văn cóthể tìm ra khoảng cách của các ngôi sao

Đối với các thiên hà khác, không phải các ngôi sao trong thiên hàMilky Way của chúng ta, người ta không thể sử dụng biểu đồ Hertzaprung –– Russel do biểu đồ này không dành cho tập hợp lớn như thiên hà, quần thiên

hà Phương pháp phổ sai trong trường hợp này được thực hiện theo mộthướng khác, đó là dựa vào các sao biến quang Cephied

Biểu đồ Hertzaprung – Russel

1.3.2.2 Định luật Hubble

Năm 1929, Edwin Hubble khám phá ra sự ra đời của các thiên hà nhờdịch chuyển về phía đỏ trên quang phổ của chúng Phát hiện này đã dẫn đếnnhững kết luận chúng ta đang sống trong một vũ trụ đang dãn nở, đi kèm với

nó là định luật Hubble về tốc độ dịch chuyển của các thiên hà so với chúng ta

Công thức của định luật này như sau: v = H r

Trong đó v là vận tốc dịch chuyển ra xa của thiên hà, H là hằng sốHubble và r là khoảng cách hiện tại của thiên hà

Hằng số Hubble (H) tới nay được xác định tương đối chính xác vì nóđưa ra kết quả tính toán tuổi vũ trụ rất khớp với kết quả tính toán ra từ việcquan sát bức xạ nền của vũ trụ Vận tốc v có thể tính ra qua theo dõi dịchchuyển đỏ (red shift) của thiên hà Từ đó người ta có thể tính ngay ra khoảngcách r của thiên hà được quan sát

Phương pháp sử dụng định luật Hubble này được sử dụng rộng rãitrong việc đo khoảng cách của các thiên hà ở xa Tuy vậy nó lại không được

áp dụng trong các trường hợp sử dụng thị sai và phổ sai nêu trên, vì các saotrong cùng thiên hà của chúng ta thì không có chuyển động dịch xa theo địnhluật Hubble, còn các thiên hà quá gần thì có dịch chuyển đỏ nhỏ, khó có thể

xác định chính xác.

1.3.2.3 Xác định khoảng cách qua sao biến quang

Dựa vào loại sao biến quang Cepheid, có chu kì biến quang tỉ lệ với cấpsao tuyệt đối Chu kì càng dài, cấp sao càng lớn Dựa vào chu kì biến quangcủa loại sao biến quang này trong các thiên hà ở xa người ta có thể tính đượccấp sao tuyệt đối của chúng, và từ đó xác định được khoảng cách đến chúng.Mối liên hệ giữa chu kì P (tính theo đơn vị ngày) và cấp sao tuyệt đối Mvđược tính theo công thức sau:

( ( (13) Từ (13), ta tìm được M, đo m rồi thay vào (12) ta sẽ xác định đượckhoảng cách d Dựa vào các sao biến quang loại này, Hubble đã ước tnhkhoảng cách tới các tinh vân: Kết quả cho thấy chúng quá xa để có thể đượccoi là một phần của Ngân Hà Từ đó người ta biết được về những thiên hàkhác, ngoài Ngân Hà

1.3.2.4 Xác định khoảng cách qua hiệu ứng Doppler

Hiệu ứng Doppler là một hiệu ứng vật lí đặt tên theo A Doppler, trong

đó tần số và bước sóng của các sóng âm, sóng điện từ hay các sóng nói chung

bị thay đổi khi mà nguồn phát sóng chuyển động tương đối với người quansát

Giả sử khi nguồn sáng nằm yên đối với người quan sát thì sóng ánhsáng thu được có tần số Nếu có sự dịch chuyển tương đối giữa nguồn sáng

và người quan sát với vận tốc V thì tần số sẽ khác trước và bằng thỏa mãnđẳng thức:

Độ biến thiên bước sóng  được gọi là độ dịch chuyển Doppler

Hiệu ứng Doppler có vị trí quan trọng trong thiên văn học vì nó chophép ta khảo sát sự chuyển động của các thiên thể Nó cũng cho phép ta xácđịnh được sự quay của các thiên thể ở gần, như Mặt Trời, và sự dịch chuyểncủa một thiên thể quanh một thiên thể khác

Như vậy, phương pháp xác định khoảng cách qua hiệu ứng Doppler ápdụng cho các thiên thể ở rất xa, nằm ngoài dải Ngân Hà

1.3.3 Các đơn vị đo khoảng cách trong thiên văn học

Vì khoảng cách đến các thiên thể rất lớn, nên trong thiên văn học,người ta đã quy định các đơn vị đo khoảng cách như sau:

a) Đơn vị thiên văn: (đvtv) có độ dài bằng khoảng cách trung bình từTrái Đất đến Mặt Trời (còn viết tắt là a) – hay AU (Astronomical Unit)

Vì các sao (ở ngoài hệ Mặt Trời) ở rất xa nên khoảng cách được đobằng pasêc hay năm ánh sáng Trong trường hợp này thì

ps

Hay n.a.s

Chẳng hạn như sao Cận Tinh (sao ở gần nhất) trong chòm Nhân Mã có

1.4 Xác định kích thước thiên thể

1.4.1 Xác định kích thước thiên thể ở gần

Ta đã biết phương pháp xác định khoảng cách đến các thiên thể Nếubiết thêm bán kính góc của các thiên thể thì dễ dàng tnh được kích thướccủa chúng Bán kính góc của các tnh thể ở gần như Mặt Trời, Mặt Trăng,các hành tinh có thể xác định trực tếp bằng kính đo góc

Bán kính góc của thiên thể S có thể đo bằng kính đo góc Nó bằng góc

Rút ra

Hay

sinp0 = p0suy ra r = (16)

- Những ngôi sao ở xa phải dùng phương pháp khác

- Bán kính góc Mặt Trời, Mặt Trăng thay đổi tùy theo vị trí của chúng trên quỹ đạo

Ví dụ: Mặt Trời

Khi Trái Đất ở cận điểm là lớn nhất max = 16’18’’ (hay 16’,3) ứng với

Khi Trái Đất ở viễn điểm là nhỏ nhất min = 15’46’’ (hay 15’,7) ứng

trực tiếp xác định bán kính của chúng bằng phương pháp thiên văn đo đạc(đo bán kính góc) Có nhiều phương pháp gián tiếp xác định bán kính của cácsao Phương pháp được sử dụng rộng rãi là xác định qua độ trưng và nhiệt độhiệu dụng của sao Cụ thể là:

Từ công suất bức xạ của sao:

và công suất bức xạ của Mặt Trời (MT):

Ta có độ trưng của sao L:

(17)(18)

1.5 Đo khoảng cách đỉnh kính lục phân

1.5.1 Kính đo góc

Trong nhiều phép đo, chẳng hạn như đo khoảng cách đỉnh (Z), đo độphương (A) của các thiên thể … đều quy về phép đo góc trong mặt phẳngthẳng đứng hay trong mặt phẳng ngang (và ghi thời điểm đo ấy)

Trong thiên văn, có nhiều loại kính đo góc được cấu tạo khác nhau đápứng những đối tượng đo khác nhau

Cấu tạo cơ bản và chung nhất của các loại kính đo góc là một ống kính

cỡ nhỏ có thể quay quanh hai trục đặt thẳng góc – trục nằm ngang vàtrục

thẳng đứng Góc quay được xác định trên mâm chia độ (gắn với trục quay) có

du xích Hiện nay người ta đã tạo nên du xích có thể cho phép đo góc với độchính xác đến phần nhỏ của giây

1.5.2 Đo khoảng cách đỉnh kính lục phân

Kính lục phân là dụng cụ đo góc xách tay đơn giản thường được dùngtrong giao thông hàng hải và hàng không để xác định vị trí của con tàu trongcác cuộc hành trình, để đo độ của một g ó c g iữa hai vật trông thấy Dụng

cụ này được sử dụng lần đầu năm 1730 bởi J oh n H a d l ey (1682–1744) và Th o m as G od f rey (1704–1749) nhưng nguyên lý này cũng được

I s aac N e w t o n (1643–1727) xưa hơn nữa ghi nhận

Kính lục phân được dùng chính trong ngành hàng hải để đo góc cạnh

giữa một thiên thể và chân trời và từ đó có thể tính tuyến vị trí (position line)

trên hải đồ Trường hợp phổ biến là dùng kính lục phân đo góc cạnh của MặtTrời khi đứng bóng để định vĩ độ

Bộ phận chủ yếu của kính lục phân là hai tấm gương nhỏ G1 và G2(Hình 8)

Hình 8

một

nửa phản chiếu ánh sáng và một nửa trong suốt.

Muốn xác định khoảng cách đỉnh của thiên thể nào đó, chẳng hạn củasao S thì ta tiến hành như sau:

Hướng kính về phía sao S và tìm ngắm một vật nào đó V nằm cố định ởkhá xa trên mặt đất theo hướng đó Ta sẽ thấy trực tiếp vật V qua phần trong

sẽ thu được hai ảnh của vật V trùng lên nhau (một nhìn trực tiếp, một phản

xạ qua hai gương) Qua thang chia độ, ta ghi lấy vị trí thứ nhất này của

vẽ G1N1 là pháp tuyến của gương G1 ứng với vị trí thứ nhất, G1N2 là pháp

góc:

̂̂̂(20) ̂̂ ̂ (21) Trừ (20) cho (21)

ta được:

trí của gương G1 tức là góc quay của gương G1 Còn góc SG1V chính là độ

song song với mặt đất)

Vì độ cao của thiên thể có trị số lớn nhất là 900 nên góc quay tối đa củagương G1 chỉ là 450 Vì vậy mâm chia độ gắn với trục quay của gương G1chỉ cần

một hình quạt mà góc ở đỉnh bằng vòng tròn là thỏa mãn phép

đo Chính vì lẽ đó mà kính được gọi là kính lục phân

Mặt khác để tránh động tác nhân đôi góc quay, người ta đã khắc lên

mâm chia độ với giá trị gấp đôi (cung 600 được ghi thành 1200).

1.6 Xác định nhiệt độ

1.6.1 Bức xạ nhiệt

Các thiên thể nóng sáng đều bức xạ năng lượng theo đủ loại bước sóngtheo thang sóng điện từ và được gọi là bức xạ nhiệt Cường độ bức xạ của cácvùng phổ khác nhau phụ thuộc vào nhiệt độ của nguồn bức xạ Ở nhiệt

độ dưới 1000K thì bức xạ chủ yếu là hồng ngoại và vô tuyến Phổ bức xạ sẽthay đổi khi nhiệt độ thay đổi

Ứng với một nhiệt độ xác định thì vật bức xạ mạnh nhất ở vùngphổ xác định mà ta thấy vật có màu của vùng phổ ấy Song cũng cần biếtrằng, sự phân bố chính xác về năng lượng và các dạng cụ thể của phổ bức xạcòn phụ thuộc vào thành phần cấu tạo hóa học và các trạng thái vật lý khácnhau của đối tượng bức xạ

1.6.2 Bức xạ của vật đen tuyệt đối

Các nhà vật lý đã rút ra những định luật vật lý về bức xạ nhiệt của mộtvật đặc biệt – vật đen tuyệt đối Bức xạ của vật đen tuyệt đối có phổ liên tục,trong đó công suất bức xạ phụ thuộc vào bước sóng theo công thức Plăng:

 

theo mọi phương theo một giây và trong khoảng phổ có bước sóng từ đến  +

 Nếu đem chia (22) cho thì ta được độ chói của mặt vật bức xạ

Ta thấy rằng ứng với mỗi đường cong có cực đại ứng với bước sóngxác định Vin đã rút ra được định luật sau: Nhiệt độ càng tăng thì cực đại củabức xạ vật đen tuyệt đối càng dịch về phía sóng ngắn của quang phổ bức xạ.Định luật này được gọi là định luật Vin và được biểu diễn qua công thức:

 (23)