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.
Mục tiêu của đề tài
Bài viết này tập trung vào việc xác định sai số của cấp sao nhìn thấy được, được đo bằng hệ đo quang trắc sử dụng kính thiên văn Takahashi tại trường Đại học Sư phạm TP.HCM, so sánh với cấp sao chính xác của các ngôi sao.
Cách tiếp cận
Size seeing là một trong những yếu tố quan trọng ảnh hưởng đến sai số của hệ kính Để hiểu rõ hơn về vấn đề này, chúng ta sẽ tính toán giá trị size seeing tại TP.Hồ Chí Minh thông qua chỉ số FWHM (Full Width at Half Maximum) Việc này giúp xác định chất lượng hình ảnh và độ phân giải của hệ thống quang học trong điều kiện khí quyển cụ thể của thành phố.
Sử dụng kính thiên văn để chụp ảnh các sao và cụm sao, sau đó xử lý hình ảnh bằng phần mềm IRAF và DS9, giúp đo lường cấp sao nhìn thấy của các sao và cụm sao một cách chính xác.
Tính toán sai số của cấp sao nhìn thấy đo được so với cấp sao chính xác.
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
Lý thuyết quang trắc thiên văn
Quang trắc thiên văn là lĩnh vực nghiên cứu cường độ bức xạ từ các thiên thể như thiên hà, cụm sao và sao, với độ rọi (brightness) là chỉ số chính Cường độ bức xạ được xác định bởi độ rọi mà thiên thể phát ra, và trong thiên văn, độ rọi được đo bằng cấp sao, một hệ đơn vị đặc trưng Khái niệm này được nhà thiên văn Hy Lạp Hipparchus phát triển từ thế kỷ II TCN, dựa trên khả năng của mắt người để phân biệt giữa hai nguồn sáng khi độ rọi của chúng chênh lệch 2,5 lần.
Bằng cách đo cường độ bức xạ của một thiên thể, chúng ta có thể xác định các thuộc tính quan trọng như khoảng cách từ Trái Đất đến thiên thể đó, năng lượng phát ra, nhiệt độ, kích thước và nhiều đặc điểm khác.
Việc đo đạc chính xác dữ liệu là rất quan trọng, vì nó giúp các nhà khoa học nghiên cứu và xây dựng các mô hình chính xác về hoạt động của vũ trụ Điều này không chỉ giúp chúng ta hiểu rõ hơn về vũ trụ bao la, mà còn tránh những sai lầm trong nghiên cứu, từ đó ngăn chặn sự phát triển của thiên văn học.
Có hai loại quang trắc thường được sử dụng trong thiên văn:
Quang trắc vi sai (differential photometry) là phương pháp đo độ sáng của một ngôi sao bằng cách so sánh với những ngôi sao đã biết cấp sao trong khu vực lân cận tại cùng một thời điểm Qua đó, cấp sao tiêu chuẩn của ngôi sao được xác định một cách chính xác.
Quang trắc nền trời (all-sky photometry) là một quy trình phức tạp, trong đó cấp sao được đo trực tiếp thông qua việc sử dụng kết quả hiệu chỉnh ban đêm của hệ thống cùng với các điều kiện môi trường hiện tại Quá trình này cũng cần đến một bộ các sao tiêu chuẩn bên ngoài trường nhìn để đảm bảo độ chính xác trong các phép đo.
Phương pháp quang trắc vi sai là lựa chọn dễ dàng hơn và dễ chấp nhận hơn trong các điều kiện quan sát không lý tưởng Chẳng hạn, khi có một đám mây nhỏ che khuất bầu trời, nó có thể ảnh hưởng nhiều hơn đến độ sáng của ngôi sao so sánh so với ngôi sao mà bạn đang chụp.
Cấp sao nhìn thấy (cấp sao biểu kiến)
Cấp sao nhìn thấy, kí hiệu là m, là thang xác định độ rọi sáng của các thiên thể trong thiên văn, với quy ước rằng sao có độ rọi lớn hơn sẽ có cấp sao nhìn thấy bé hơn Hai sao khác nhau một cấp có độ rọi khác nhau 2,512 lần, trong khi hai sao khác nhau năm cấp có độ rọi khác nhau 100 lần.
E2 = (2,512) = (2,5125) 5 = 100 (1.1) 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: lg E1
Như vậy, cấp sao nhìn thấy có thể được tính qua công thức: m = 2,5lg E0
E (1.3) với E0 là độ rọi của sao chuẩn
E là độ rọi của sao đang xét
Sao mờ nhất mà mắt thường có thể nhìn thấy là sao cấp 6, trong khi với kính thiên văn, chúng ta có thể quan sát được những sao có cấp độ lên đến 20 Điều này cho thấy kính thiên văn giúp phát hiện thêm nhiều thiên thể trên bầu trời mà mắt thường không thể nhìn thấy.
Cấp sao nhìn thấy là đại lượng xác định qua quang trắc, cụ thể là độ rọi Độ rọi của một ngôi sao ổn định không thay đổi, do đó nó là đặc trưng không đổi cho ngôi sao đó.
Cấp sao tuyệt đối
Cấp sao tuyệt đối (M) của các sao được xác định là độ sáng của chúng khi ở khoảng cách 10 parsec từ Trái Đất, tương ứng với góc thị sai hàng năm 1 giây.
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
Kính thiên văn
Kính thiên văn là dụng cụ thiết yếu để quan sát các thiên thể ở xa, thu tín hiệu bức xạ điện từ từ chúng Trên Trái Đất, có hai loại kính thiên văn chính: kính thiên văn quang học và kính thiên văn vô tuyến; bài viết này chỉ tập trung vào kính thiên văn quang học Nguyên lý hoạt động của kính quang học là thu gom ánh sáng từ các thiên thể, giúp nhìn thấy những ngôi sao có độ sáng thấp mà mắt thường không thể nhận ra và khuếch đại hình ảnh Tuy nhiên, kính quang học thường gặp phải các sai lệch quang học như quang sai và sắc sai, vì vậy người ta sử dụng thủy tinh chất lượng cao và thiết kế kết hợp để giảm thiểu các sai lệch này Để tối ưu hóa khả năng quan sát, kính thiên văn thường được đặt ở những vùng núi cao, nơi có không khí trong lành và ít bị xáo trộn Kính thiên văn quang học đóng vai trò quan trọng trong việc nghiên cứu và quan sát vũ trụ.
Kính thiên văn bao gồm hai thành phần chính: vật kính và thị kính Trong kính thiên văn khúc xạ, vật kính được cấu tạo từ thấu kính, trong khi thị kính cũng là thấu kính có chức năng phóng đại hình ảnh.
Kính thiên văn khúc xạ là loại kính viễn vọng đầu tiên được phát minh, với Galileo là người đầu tiên sử dụng nó để quan sát bầu trời đêm vào năm 1609 Những chiếc kính này có thấu kính vật kính đơn với hình dạng cong phỏng cầu, dẫn đến hiện tượng biến dạng ảnh ở gần rìa trường nhìn Ngoài ra, các ánh sáng đỏ, lục và xanh cũng hội tụ tại những điểm khác nhau, gây ra vấn đề quang sai màu.
"sắc sai" (chromatic aberration) Sắc sai khiến cho ảnh của các ngôi sao và các hành tinh có
Hình 1.1: Cấu tạo chủ yếu của kính thiên văn khúc xạ [8]
Để giảm thiểu hiện tượng "quầng màu" xung quanh, kính thiên văn khúc xạ cần có tỷ lệ tiêu cự lớn Điều này có nghĩa là ngay cả khi kính thiên văn sử dụng thấu kính vật kính nhỏ, chiều dài của nó vẫn phải từ ba đến sáu mét hoặc hơn.
Năm 1750, luật sư Chester Moore phát minh ra kính khúc xạ với hai thấu kính vật kính, mỗi thấu kính được chế tạo từ loại thủy tinh khác nhau nhằm hiệu chỉnh hiện tượng sắc sai Hiện nay, tất cả các kính thiên văn khúc xạ đều sử dụng thiết kế vật kính này.
"vô sắc" (achromatic) như vậy [8]
Kính thiên văn, thường được biết đến với tên gọi ống nhòm, bao gồm các loại như kính kiểu Kepler và Galileo Tuy nhiên, nhược điểm chính của những loại kính này là khả năng thu thập ánh sáng hạn chế và hiện tượng sắc sai, dẫn đến hình ảnh bị nhòe Kính thiên văn phản xạ là một giải pháp khác để khắc phục những vấn đề này.
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 kính thiên văn phản xạ đầu tiên vào cuối thế kỷ 17, sử dụng một gương chéo nhỏ để bẻ góc ánh sáng đến thị kính Thiết kế thực tiễn này, được gọi là kính thiên văn Newtonian, trở thành dạng chính của kính thiên văn phản xạ mà các nhà thiên văn học nghiệp dư sử dụng ngày nay.
Hình 1.2: Sơ đồ cấu tạo và cách hoạt động của kính thiên văn khúc xạ kiểu Kepler [9]
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
Kính thiên văn giúp chúng ta quan sát những thiên thể mà mắt thường không thể nhìn thấy, đồng thời tách biệt rõ các chi tiết gần, giúp phân biệt các đặc điểm của thiên thể Ngoài ra, kính thiên văn còn có khả năng phóng đại hình ảnh của các thiên thể, nhờ vào khả năng thu gom ánh sáng hiệu quả.
LGP là chỉ số thể hiện khả năng thu gom ánh sáng của kính, dùng để so sánh mà không có đơn vị đo Đường kính D của vật kính càng lớn thì khả năng thu nhận ánh sáng càng cao, giúp nhận diện những độ rọi thấp hơn.
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:
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 6mm và có khả năng nhìn thấy sao cấp 6 Từ đó, ta có công thức xác định khả năng nhìn thấy của kính dựa trên đường kính D (mm) của kính: mkính = 2,1 + 5lgD.
Hình 1.3: Cấu tạo của kính thiên văn phản xạ kiểu Newton [10]
Đường kính vật kính của kính thiên văn là thông số quan trọng, ảnh hưởng đến khả năng quan sát các vật thể trong vũ trụ Kích thước lớn hơn giúp nhìn thấy nhiều hơn, nhưng việc tăng D quá mức có thể gây ra sai lệch quang học và làm ảnh không chính xác Hiện nay, người ta thường kết hợp nhiều kính nhỏ để gia tăng D mà vẫn giữ được độ chính xác của hình ảnh.
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 phương pháp này, hai trục quay của kính được sắp xếp theo hướng thẳng đứng và ngang, cho phép quan sát thiên thể theo hệ tọa độ chân trời Tuy nhiên, do hệ tọa độ này phụ thuộc vào chuyển động của Mặt Trời, nó chỉ phù hợp cho việc quan sát tạm thời.
Khi đặt kính thiên văn với trục cực song song với trục Trái Đất, trục nghiêng sẽ song song với xích đạo trời và xích đạo Trái Đất Phương pháp này cho phép quan sát các thiên thể trong hệ tọa độ xích đạo, không bị ảnh hưởng bởi nhật động, từ đó giúp chúng ta chụp được hình ảnh của các thiên thể một cách hiệu quả.
13 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
Sự phát triển của ngành hàng không vũ trụ đã cho phép đặt kính thiên văn ngoài Trái Đất, giúp giảm thiểu ảnh hưởng của khí quyển và thu thập thông tin chính xác hơn Một ví dụ điển hình là kính thiên văn Hubble của Mỹ, được ra mắt vào năm 1990.
Full Width at Half Maximum (FWHM)
Để xác định kích thước seeing, việc đo giá trị FWHM là cần thiết Điều này được thực hiện bằng cách sử dụng kính thiên văn và CCD để chụp ảnh các ngôi sao, sau đó xử lý ảnh và xác định FWHM thông qua phần mềm IRAF.
1 Chụp ảnh các ngôi sao bằng CCD và kính thiên văn
Quá trình chụp hình ảnh các ngôi sao bao gồm việc ghi lại ba loại ảnh: light, dark và flat field Ảnh light là những hình ảnh chụp trực tiếp các ngôi sao và cụm sao trên bầu trời Ảnh dark giúp loại bỏ nhiễu do nhiệt độ, khi các electron trong CCD chuyển động và được ghi nhận thành tín hiệu Những ảnh này được chụp bằng cách đóng ống kính của CCD Cuối cùng, ảnh flat field được sử dụng để hiệu chỉnh độ nhạy sáng của các pixel, vì mỗi pixel có độ nhạy khác nhau, và có thể được chụp bằng cách hướng kính thiên văn tới một tờ giấy trắng.
Hình 2.3: Ảnh light của tinh vân M42 10s
Quá trình xử lý hình ảnh bao gồm hiệu chỉnh và khử nhiễu Để hiệu chỉnh, trước tiên ta lấy ảnh light trừ đi ảnh dark, sau đó chia kết quả cho ảnh flat field đã được xử lý tương ứng Điều quan trọng là thời gian chụp của ảnh light và dark phải bằng nhau Kết quả cuối cùng là ảnh đã được hiệu chỉnh, có thể được diễn đạt bằng phương trình: Ảnh đã hiệu chỉnh = Ảnh light – Ảnh dark.
(Ảnh flat field – Ảnh dark) / Mean [3]
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
Hình 2.6: Chụp ảnh flat field
Sau đây là một số hình ảnh em đã xử lý được:
STT Thiên thể Số ảnh chụp
Thời gian chụp Ngày chụp
3 Cụm sao mở NGC2204 (Hình 2.10) 5 10s
Hình 2.7: Ảnh flat field đã trừ dark và chia Mean 5s
19 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
20 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
Hình 2.13: Ảnh tinh vân M42 đã được xử lý hoàn chỉnh Hình 2.12: Ảnh SAO132323 đã được xử lý hoàn chỉnh
22 Hình 2.14: Ảnh SAO151751 đã được xử lý hoàn chỉnh
Hình 2.15: Ảnh SAO151625 đã được xử lý hoàn chỉnh
Sau khi hoàn tất quá trình xử lý ảnh, chúng ta sẽ xác định FWHM của các ngôi sao bằng phần mềm IRAF Việc này có thể được thực hiện thông qua lệnh imexam.
Bước 1: Hiển thị hình ảnh cần đo FWHM lên DS9
Bước 2: Chạy lệnh imexam imexam
Khi con trỏ chuột nhấp nháy, hãy di chuyển nó đến vị trí ngôi sao cần đo FWHM trong cửa sổ DS9 và nhấn phím “r” Một cửa sổ sẽ xuất hiện, hiển thị đồ thị biểu diễn nửa đường phân bố Gauss của ngôi sao (Hình 2.16) Giá trị FWHM sẽ được hiển thị ở góc dưới cùng bên phải.
Hình 2.16: Đồ thị phân bố Gauss và FWHM của một ngôi sao trong tinh vân M42
Trong bài viết này, tôi đã sử dụng những hình ảnh từ luận văn trước và một số hình ảnh chụp gần đây Dưới đây là các giá trị FWHM mà tôi đã đo được.
Bảng 2.1: Giá trị FWHM năm 2011
STT Thiên thể Ngày chụp Số ảnh chụp
Bảng 2.2: Giá trị FWHM năm 2019
STT Thiên thể Ngày chụp Số ảnh chụp
Kích thước hình ảnh (hay độ phân giải của CCD) – Image Scale
Để xác định giá trị của size seeing, cần hiểu độ phân giải của CCD, được xác định qua kích thước pixel của CCD và tiêu cự của kính thiên văn.
Image Scale = (CCD pixel size / Focal length) x 206 265
(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 được sử dụng là loại ST7 với kích thước pixel 9 μm Kính thiên văn Takahashi CN-212 có tiêu cự 2630 mm, từ đó có thể tính toán Image Scale.
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):
Bảng 2.3: Giá trị size seeing năm 2011
STT Thiên thể Ngày chụp Ảnh FWHM
STT Thiên thể Ngày chụp Ảnh FWHM
Bảng 2.4: Giá trị size seeing năm 2019
STT Thiên thể Ngày chụp Ảnh FWHM
STT Thiên thể Ngày chụp Ảnh FWHM
Điều kiện thời tiết có ảnh hưởng đáng kể đến giá trị size seeing, với các yếu tố như tốc độ gió, mây, và độ ẩm có tác động trực tiếp Ví dụ, vào ngày 1/4/2019, với trời trong và ít mây, size seeing của tinh vân M42 chỉ đạt 2,97 Trong khi đó, các hình ảnh chụp năm 2011 cho thấy size seeing dao động từ 2,62 đến 4,19, cho thấy điều kiện chụp tốt hơn Ngược lại, các giá trị size seeing vào năm 2019 đều cao, trên 6, cho thấy điều kiện chụp không thuận lợi do trời nhiều mây và gió mạnh Thêm vào đó, việc kính thiên văn chưa được focus tốt cũng góp phần làm tăng giá trị size seeing, như trường hợp hình ảnh SAO132323 chụp ngày 29/03/2019 với size seeing lên tới 11,24.
Size seeing là yếu tố quyết định gây ra sai số trong hệ kính thiên văn Để hiểu rõ hơn về ảnh hưởng của size seeing và việc điều chỉnh tiêu cự kính, chúng ta có thể so sánh các hình vẽ phân bố số photon từ các ngôi sao.
Các photon từ ngôi sao chiếu tới kính thiên văn theo phân bố Gauss, vì vậy, độ chính xác của hình vẽ phân bố số photon sẽ cao hơn khi nó gần với đường phân bố Gauss Để tạo hình vẽ phân bố số photon (surface plot), chúng ta sử dụng công cụ imexam Đầu tiên, hiển thị hình ảnh cần khảo sát trên DS9, sau đó thực hiện lệnh imexam bằng cách gõ: 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
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
STT Thiên thể Size seeing
(arcsec) Ảnh Hình vẽ phân bố số photon
STT Thiên thể Size seeing
(arcsec) Ảnh Hình vẽ phân bố số photon
Bảng 2.6: Hình vẽ phân bố số photon của các sao, sao trong cụm sao năm 2019
STT Thiên thể Size seeing
(arcsec) Ảnh Hình vẽ phân bố số photon
STT Thiên thể Size seeing
(arcsec) Ảnh Hình vẽ phân bố số photon
Năm 2019, hầu hết các hình vẽ sao có kích thước seeing lớn và hình dạng không giống phân bố Gauss, cho thấy điều kiện chụp và việc chỉnh focus của kính thiên văn chưa đạt yêu cầu, chủ yếu do thời tiết mây mù và gió mạnh Tuy nhiên, tinh vân M42 nổi bật với kích thước seeing nhỏ nhất và gần đạt phân bố Gauss, phản ánh điều kiện chụp tốt hơn Ngược lại, năm 2011, các hình vẽ sao có kích thước seeing nhỏ và hình dạng gần với phân bố Gauss, với đỉnh nhọn, chứng tỏ việc chỉnh focus và điều kiện chụp được thực hiện tốt.
Hệ kính thiên văn Takahashi (hình 3.1)
- 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
CCD ST7 (hình 3.2)
CCD camera ST7 là loại sử dụng bán dẫn silic (1,14 eV – 5eV)
- 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
Phần mềm IRAF
IRAF (Image Reduction and Analysis Facility) is software developed by the National Optical Astronomy Observatory (NOAO) that astronomers utilize for processing astronomical data.
IRAF là một phần mềm được phát triển trên hệ điều hành UNIX và thường được sử dụng bởi các nhà thiên văn học trên hệ điều hành Linux Các lệnh trong IRAF được tổ chức theo cấu trúc gói, cho phép người dùng mở rộng thêm các gói lệnh để phục vụ cho nhiều mục đích khác nhau.
Phần mềm Stellarium
Stellarium là phần mềm mã nguồn mở miễn phí cho máy tính, cho phép tái hiện bầu trời sao 3D chân thực trên màn hình Nó cung cấp thông tin chi tiết về các thiên thể như loại sao, cấp sao nhìn thấy, cấp sao tuyệt đối và độ lệch màu Trong luận văn này, tôi sẽ sử dụng Stellarium để xác định cấp sao chính xác theo lý thuyết mLT của các thiên thể.
Hình 3.4: Giao diện của phần mềm Stellarium Hình 3.3: Giao diện của phần mềm IRAF
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 hỗ trợ đo cấp sao của các ngôi sao thông qua phương pháp quang trắc Aperture, mang lại sự thuận tiện đặc biệt khi đo cấp sao cho từng ngôi sao riêng lẻ.
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
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
39 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
Một thông số quan trọng trong việc đo cấp sao là zmag, điểm gốc tính cấp sao, có giá trị đặc trưng cho từng đêm và phụ thuộc vào điều kiện thời tiết Khi đo cấp sao của ảnh chụp, cần tính toán lại giá trị zmag để điều chỉnh trong IRAF Để xác định giá trị zmag, ta chọn một ngôi sao làm chuẩn và xác định cấp sao lý thuyết mLT bằng phần mềm Stellarium Sau đó, ta sẽ đo cấp sao thực nghiệm mTN bằng IRAF với zmag mặc định là 25.
Bước 3: Để đo cấp sao mTN, ta truy cập vào gói phot: phot
Nhập tên hình ảnh chứa ngôi sao cần đo, chẳng hạn như sao116863_hoanchinh.fits, và nhấn Enter Con trỏ chuột sẽ chuyển sang chế độ nhấp nháy Di chuyển chuột đến vị trí ngôi sao trong cửa sổ DS9 và nhấn phím F Thông tin về ngôi sao, bao gồm cả cấp sao, sẽ xuất hiện trên cửa sổ IRAF (Hình 4.7).
Hình 4.6: Cấp sao chính xác của SAO116863 xác định bằng phần mềm Stellarium
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]
Sau khi xác định giá trị zmag cho đêm đó, chúng ta cần điều chỉnh giá trị này trong thông số photpars Tiếp theo, giữ nguyên giá trị zmag này để tính toán cấp sao cho các 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 rất tiện lợi cho việc đo cấp sao của một ngôi sao đơn lẻ, nhưng không phù hợp với hình ảnh có nhiều ngôi sao như cụm sao Để xác định cấp sao của nhiều ngôi sao trong cùng một hình ảnh, gói qphot là lựa chọn tối ưu Gói qphot tương tự như gói phot, nhưng cho phép quản lý thông tin các ngôi sao thông qua một tệp tọa độ, giúp IRAF tự động cung cấp thông tin cho tất cả các ngôi sao trong hình ảnh.
Bước 1: Truy cập gói qphot digiphot apphot
Bước 2: Hiển thị hình ảnh đã xử lý lên DS9 Xác định stddev và FWHM
Hình 4.7: Cấp sao của SAO116863 đo được bằng phần mềm IRAF
Để xác định giá trị stddev, bạn hãy di chuyển chuột đến một điểm bất kỳ trên nền trời và nhấn phím m Sau đó, cửa sổ IRAF sẽ hiển thị các số liệu, bao gồm cả stddev Thực hiện thao tác này nhiều lần để tính toán giá trị stddev trung bình.
Để xác định giá trị FWHM, bạn chỉ cần di chuyển chuột vào ngôi sao và nhấn phím “r” Một cửa sổ sẽ xuất hiện (Hình 4.8), trong đó giá trị FWHM được ghi ở góc dưới bên phải, trong khi giá trị MFWHM 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
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)
Tương tự, nhấn “q” để thoát
Hình 4.9: Các ngôi sao được đánh dấu trong cụm sao mở M50
Bước 6: Chỉnh sửa các thông số của gói qphot: epar qphot
Để chỉnh sửa các thông số cbox, annulus, dannulus, aperture và zmag giống như gói phot, bạn cần nhập lệnh: qphot tên hình ảnh.fits cbox annulus dannulus aperture coords=tên hình ảnh.fits.coo.1 và nhấn .
Để hiển thị thông tin của tất cả ngôi sao được đánh dấu trong cửa sổ DS9, bạn cần đưa chuột vào cửa sổ và nhấn phím “l” Khi thực hiện thao tác này, thông tin về cấp sao sẽ xuất hiện trong cửa sổ IRAF (Hình 4.10) Đồng thời, một tập tin có đuôi mag sẽ được tạo ra trong thư mục chứa ngôi sao, ví dụ như sao116863_hoanchinh.fits.mag.1.
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
Hình 4.10: Các thông tin của các ngôi sao trong cụm sao mở M50
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
STT Thiên thể Ngày chụp Cấp sao đo được
Bảng 4.2: Cấp sao trung bình và sai số năm 2011
STT Thiên thể Ngày chụp Size seeing
Bảng 4.3: Kết quả đo cấp sao năm 2019
STT Thiên thể Ngày chụp Cấp sao đo được
STT Thiên thể Ngày chụp Cấp sao đo được
STT Thiên thể Ngày chụp Cấp sao đo được
Bảng 4.4: Cấp sao trung bình và sai số năm 2019
STT Thiên thể Ngày chụp Size seeing
Sai số trên bao gồm:
- Sai số do người dùng điều chỉnh kính:
Sai số trong việc điều chỉnh kính thiên văn thường xảy ra do người dùng không chính xác, dẫn đến việc chụp nhầm ngôi sao Bên cạnh đó, việc lấy nét không tốt cũng khiến hình ảnh ngôi sao bị nhòe hoặc méo mó, làm giảm chất lượng quan sát.
Để khắc phục sai số khi chụp ảnh ngôi sao, bạn nên chụp nhiều lần trong cùng một điều kiện, ưu tiên các đêm có kích thước seeing tương đồng Đồng thời, hãy điều chỉnh focus của kính thiên văn để đảm bảo hình ảnh ngôi sao tròn đều và rõ nét nhất.
- 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
Sai số do kích thước seeing là yếu tố quan trọng nhất ảnh hưởng đến độ chính xác của hệ kính Các bảng kết quả cho thấy, những sao có kích thước seeing lớn hơn 6 thường có sai số vượt quá 10%, trong khi những sao có kích thước seeing nhỏ hơn 4 lại có sai số dưới 10%.
Kích thước nhìn thấy phụ thuộc nhiều vào điều kiện thời tiết như tốc độ gió, mây và độ ẩm, dẫn đến sai số khó khắc phục Chỉ trong một đêm, điều kiện này có thể thay đổi đáng kể Để giảm thiểu sai số, nên chọn thời điểm chụp khi thời tiết đẹp, tức là trời trong, ít mây và gió nhẹ Ngoài ra, việc đặt kính ở độ cao hơn cũng giúp cải thiện sai số, nhưng di chuyển hệ kính khá khó khăn Do đó, lựa chọn thời điểm chụp phù hợp vẫn là cách khả thi nhất.
KẾT LUẬN VÀ HƯỚNG PHÁT TRIỂN
Trong luận văn này, tôi đã nghiên cứu và làm quen với việc sử dụng phần mềm IRAF và DS9 để xử lý ảnh và đo cấp sao Tài liệu từ các anh chị đi trước đã hỗ trợ tôi rất nhiều, nhưng tôi vẫn gặp một số khó khăn trong quá trình xử lý Một số hình ảnh còn tồn tại lỗi, đặc biệt là hiện tượng lõm ở các vị trí có bụi do ảnh Flat gây ra Dù đã thử chụp nhiều ảnh Flat khác nhau, nhưng tình trạng lõm vẫn không được khắc phục, ảnh hưởng đến độ chính xác trong xử lý dữ liệu của IRAF và kết quả đo cấp sao Tôi hy vọng rằng các nghiên cứu sau sẽ tìm ra giải pháp cho vấn đề này.
Qua quá trình thực hiện luận văn, tôi rút ra kết luận rằng sai số của hệ kính phụ chủ yếu phụ thuộc vào kích thước seeing Trong những đêm có điều kiện tốt và kích thước seeing thấp, sai số sẽ giảm thiểu đáng kể.
Điều kiện thời tiết xấu như mây mù, gió mạnh và size seeing cao dẫn đến sai số lớn cho hệ kính thiên văn, đặc biệt là với các sao có size seeing lớn hơn 6, sai số có thể vượt quá 10% Việc chỉnh focus của kính thiên văn cũng rất quan trọng, nhưng do thời gian hạn chế, việc này chưa được thực hiện tốt, làm gia tăng sai số trong các phép đo Thời tiết ở TP.HCM thường có nhiều mây, ảnh hưởng đến size seeing, tuy nhiên, nếu hệ kính được lắp đặt ở độ cao hơn, giá trị size seeing có thể giảm Do đó, hy vọng trong tương lai, hệ kính sẽ được lắp đặt ở tòa nhà cao hơn với điều kiện độ ẩm tốt hơn để giảm thiểu sai số.
Thời gian thực hiện luận văn hạn chế đã dẫn đến việc thu thập số liệu về cấp sao không đầy đủ và không chính xác Để cải thiện độ chính xác của cấp sao trung bình trong cụm sao và tinh vân, cần áp dụng phương pháp đo hợp lý hơn, vì mỗi ngôi sao trong cụm có cấp sao khác nhau Việc tính toán trung bình cấp sao của hàng trăm ngôi sao sẽ tốn thời gian và có thể không chính xác Do đó, tôi đề xuất nghiên cứu sâu hơn về việc đo cấp sao của một cụm sao hoặc một ngôi sao cụ thể, thực hiện nhiều lần trong cùng điều kiện thời tiết Việc chụp hình ảnh trong các khoảng thời gian có size seeing tương đồng sẽ giúp giảm thiểu sai số trong phép đo, từ đó xác định độ lệch giữa kết quả đo được và cấp sao chính xác.