Tài liệu Sử dụng kính Takahashi nghiên cứu quang trắc cụm sao mở rộng - Open cluster

BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP.HCM KHOA VẬT LÝ Nguyễn Phước SỬ DỤNG KÍNH TAKAHASHI NGHIÊN CỨU QUANG TRẮC CỤM SAO MỞ RỘNG OPEN CLUSTER Ngành: SƯ PHẠM VẬT LÝ Mã số: 102 NGƯỜI HƯỚNG DẪN KHOA HỌC: TS. CAO ANH TUẤN Hồ Chí Minh - 2011 LỜI CẢM ƠN    Đề tài “Sử dụng kính Takahashi nghiên cứu quang trắc cụm sao mở rộng - Open Cluster” phụ thuộc rất nhiều vào thời tiết và đặc thù của đề tài này là phải chụp vào buổi tối từ 18h đến 4h sáng ngày hôm sau, nên ban đầu em gặp nhiều khó khăn. Từ khi bắt tay vào làm đề tài thì ở thành phố Hồ Chí Minh mưa và sương mù khoảng 2 tháng vì ảnh hưởng các cơn bão ở Miền Trung, trong thời gian đó em cảm thấy rất nản chí, nhưng với sự hướng dẫn và chỉ bảo của Thầy Cao Anh Tuấn, dần dần rồi em cũng hết thất vọng và bở ngỡ. Ban đầu em cứ nghĩ không thực hiện được đề tài vì thời tiết xấu, hơn nữa kính còn bị trục trặc, nhưng em cảm nhận từ Thầy lòng đam mê nghiên cứu, nên em quyết tâm cùng Thầy sửa chữa và học cách điều khiển kính một cách tốt nhất. Thầy đã tạo mọi điều kiện tốt nhất cho em hoàn thành tốt đề tài này, hướng dẫn em qua các thao tác điều khiển kính, phần mềm, xử lý ảnh mà còn hướng dẫn em phương pháp tiếp cận với môn khoa học mới ở nước ta, môn Thiên Văn Học. Em xin gởi lời cảm ơn chân thành tới Thầy Cao Anh Tuấn, cảm ơn Thầy Cô của khoa Vật lý đã truyền thụ kiến thức cho em, tạo điều kiện cho em. Em cũng xin gởi lời cảm ơn đến ban giám hiệu của Trường Trung Học Thực Hành đã tạo điều kiện để em làm việc qua đêm trên đài quan sát thiên văn của trường Đại Học Sư Phạm. Xin cảm ơn các bạn của tôi đã động viên tôi hoàn thành luận văn này. TP. Hồ Chí Minh, ngày 20 tháng 4 năm 2011. Sinh viên thực hiện Nguyễn Phước 1 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý MỤC LỤC Trang phụ bìa Trang Danh mục cung cấp ký hiệu và chữ viết tắt.............................................................. 5 Danh mục cung cấp bảng biểu và sơ đồ.................................................................... 8 Danh mục cung cấp hình vẽ và biểu đồ .................................................................... 9 PHẦN MỞ ĐẦU ...................................................................................................... 11 PHẦN TỔNG QUAN .............................................................................................. 14 CHƯƠNG 1: THIÊN HÀ VÀ CÁC ĐẶC TRƯNG CỦA SAO ............................. 16 1.1. THIÊN HÀ .............................................................................................. 16 1.2. CÁC ĐẶC TRƯNG CƠ BẢN CỦA SAO VÀ PHƯƠNG PHÁP XÁC ĐỊNH ................................................................................................................. 16 1.2.1. Độ sáng của sao, cấp sao nhìn thấy....................................................... 17 1.2.2. Khoảng cách đến các sao...................................................................... 18 1.2.3. Kích thước của sao và mật độ công suất bức xạ toàn phần ................... 18 1.2.4. Nhiệt độ quang cầu của sao .................................................................. 19 1.2.5. Xác định khối lượng của sao ................................................................ 21 1.2.6. Phân loại sao theo đặc trưng quang phổ................................................ 22 1.2.7. Họa đồ H – R ....................................................................................... 23 1.1.7.1. Phân loại các sao........................................................................... 23 1.1.7.2. Tiến hóa của sao ........................................................................... 25 1.3. SAO GIAI ĐOẠN CHÍNH TRONG QUÁ TRÌNH TIẾN HÓA CỦA CÁC ................................................................................................................. 25 1.3.1. Giai đoạn 1: Đám mây vật chất (the inter – stellar Medium)................. 26 1.3.2. Giai đoạn 2: Thời kỳ nguyên thủy của sao (the proto – star) hay còn gọi là thời kỳ “tiền sao” ............................................................................................ 27 1.3.3. Giai đoạn 3: Thời kỳ sao trẻ ................................................................. 27 1.3.4. Giai đoạn 4: Thời kỳ sao trưởng thành (the mature star)....................... 28 Nguyễn Phước 2 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý 1.3.5. Giai đoạn 5: Thời kỳ hấp hối của sao: Sao lùn trắng (The White Dwarf) và sao siêu mới (The Supernova) ........................................................................ 28 1.3.5.1. Với những sao có khối lượng 0,1  *  4 (được gọi là sao loại nhỏ, sao nhẹ)............................................................................................ 29 1.3.5.2. Với những sao có khối lượng trung bình 4  *  8 ............. 29 1.3.5.3. Với những sao có khối lượng  *  8......................................... 30 1.3.6. Giai đoạn 6: Thời kỳ tàn dư của các sao: sao lùn đen (Black Dwarf), punxa (Pulsars), sao notron (Neutron star) và hố đen (Black Hole)..................... 30 1.3.6.1. Sao lùn đen ................................................................................... 30 1.3.6.2. Số phận của sao sau bùng nổ sao siêu mới loại II, 1,4   * < 3 ...................................................................................................... 31 1.3.6.3. Số phận cuối cùng của sao siêu nặng với *  8 ........................ 31 1.4. CỤM SAO MỞ ....................................................................................... 31 1.4.1. Khái niệm ............................................................................................ 31 1.4.2. Lịch sử quang trắc................................................................................ 32 1.4.3. Sự hình thành ....................................................................................... 34 1.4.4. Số lượng và phân phối.......................................................................... 35 1.4.5. Sự tiến hóa của sao............................................................................... 37 CHƯƠNG 2: THIẾT BỊ QUANG TRẮC ........................................................... 40 2.1. THIẾT BỊ KỸ THUẬT .......................................................................... 40 2.1.1. Cấu tạo của CCD ................................................................................. 40 2.1.2. Nguyên tắc hoạt động của CCD ........................................................... 41 2.1.3. Các đặc tính ......................................................................................... 43 2.1.3.1. Readout noise (đọc nhiễu )............................................................ 43 2.1.3.2. Pixel binning................................................................................. 44 2.1.3.3. CCD gain (hệ số của CCD) ........................................................... 44 2.1.3.4. Thermal Noise (nhiễu do nhiệt)..................................................... 46 2.1.4. Các thông số của CCD ST7.................................................................. 46 2.2. PHẦN MỀM IRIS................................................................................... 47 2.3. CÁC LOẠI HÌNH ẢNH CHỤP QUA CCD ST7................................... 47 Nguyễn Phước 3 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý CHƯƠNG 3: KÍNH TAKAHASHI EM - 200 ....................................................... 49 3.1. THÔNG SỐ KỸ THUẬT ....................................................................... 49 3.2. HỆ THỐNG ĐIỀU KHIỂN.................................................................... 49 3.3. TRỤC CỰC THÂN KÍNH ĐẾN SAO BẮC CỰC ................................ 50 3.3.1. Yêu cầu và lý do .................................................................................. 50 3.3.2. Điều chỉnh – tác dụng – yêu cầu của vòng chia độ ............................... 50 3.3.3. Điều khiển bằng tay – hộp điều khiển................................................... 50 CHƯƠNG 4: LẬP KẾ HOẠCH QUAN SÁT VÀ XỬ LÝ KẾT QUẢ QUANG TRẮC ....................................................................................................................... 52 4.1. LẬP DANH SÁCH CỤM SAO CẦU VÀ CỤM SAO MỞ QUAN SÁT ĐƯỢC ................................................................................................................. 52 Cơ sở quan sát...................................................................................... 52 4.1.1. 4.1.1.1. Địa điểm, thời gian và điều kiện quan sát ...................................... 52 4.1.1.2. Cách tìm khoảng giờ sao tại nơi quan sát trong một khoảng thời gian ...................................................................................................... 52 4.1.1.3. Cách tìm khoảng cách thiên đỉnh z................................................ 53 Danh sách các cụm sao quan sát được trong tháng 10/2010.................. 53 4.1.2. 4.1.2.1. Danh sách các chòm sao quan sát được trên bầu trời vào tháng 10 năm 2010 ...................................................................................................... 53 4.1.2.2. Giờ sao tại Greenwich lúc 0h tháng 10/2010 ................................. 55 4.1.2.3. Giờ sao tại nơi quan sát lúc 18h và 3h .......................................... 55 4.1.2.4. Danh sách các cụm sao quan sát được trong tháng 10/2010........... 59 Danh sách một số cụm sao quan sát được trong tháng 3/2011 .............. 60 4.1.3. 4.2. ĐIỀU KHIỂN KÍNH TAKAHASHI...................................................... 61 4.2.1. Cách làm việc tại đài quan sát thiên văn ............................................... 61 4.2.2. Điền khiển kính thiên văn .................................................................... 62 4.2.3. Khi kết thúc quan sát............................................................................ 64 4.3. CHỤP ẢNH QUA CCD ST7 .................................................................. 64 4.3.1. Các bước điều chỉnh phần mềm điều khiển CCD ................................. 64 4.3.2. Cách chụp cụm sao qua các kính lọc sắc .............................................. 66 Nguyễn Phước 4 Luận văn tốt nghiệp 2011 Ảnh hưởng của nhiệt độ môi trường đến CCD ..................................... 66 4.3.3. 4.4. Khoa Vật Lý PHƯƠNG PHÁP XỬ LÝ ẢNH.............................................................. 67 4.4.1. Cơ sở lý thuyết..................................................................................... 67 4.4.2. Các bước xử lý ảnh .............................................................................. 71 4.5. XỬ LÝ KẾT QUẢ QUANG TRẮC MỘT SỐ CỤM SAO MỞ ............ 72 4.5.1. Kết quả quang trắc ............................................................................... 72 4.5.2. Xử lý kết quả quang trắc ...................................................................... 73 PHỤ LỤC: Danh sách các cụm sao chụp được và so sánh với hình ảnh trên Internet .................................................................................................................... 85 KẾT LUẬN ........................................................................................................... 101 KIẾN NGHỊ VỀ NHỮNG NGHIÊN CỨU TIẾP THEO ....................................102 TÀI LIỆU THAM KHẢO .................................................................................... 103 Nguyễn Phước 5 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Danh mục cung cấp ký hiệu và chữ viết tắt TVH: Thiên văn học. H – R: Họa đồ Hertzsprung – Russel. CCD ST7: Charge – Coupled devices ST7. m*: Cấp sao nhìn thấy của một ngôi sao. EA: Độ dọi sáng của sao A. EB: Độ dọi sáng của sao B. d*: Khoảng cách từ Trái Đất đến sao. L*: Độ trưng của sao. E*: Độ dọi sáng của sao. D*: Đường kính sao. r*: Bán kính thực của sao. P(r): Áp suất theo bán kính. T*: Nhiệt độ sao. *: Khối lượng của sao.  (r ) : Mật độ khối lượng. (r): Năng lượng tạo thành. K: Hệ số hấp thụ. : Tỷ số nhiệt và áp suất để khí là khí lý tưởng bằng 5/3. t: Thời gian sao tồn tại. Sao OB: Là sao loại O và loại B. K: Đơn vị nhiệt độ Kenvi. A/D: Anolog – to – digital (bộ chuyển đổi tín hiệu điện thành tín hiệu số). CPU: Central Processing Unit (đơn vị xử lý trung tâm). Nguyễn Phước 6 Luận văn tốt nghiệp 2011 : Năng lượng của photon. f: Tần số photon. ADU: Đơn vị tín hiệu. z: Khoảng cách từ thiên đỉnh đến ngôi sao. A: Độ phương. : Xích kinh. : Xích vĩ.  : Kinh độ.  : Vĩ độ. t: Góc giờ. S: Giờ sao. Sqs: Giờ sao tại nơi quan sát. S qs : Giờ sao trung bình tại nơi quan sát. S07: Giờ sao lúc 0h tại múi số 7. Sqs: Sai số giờ sao tại nơi quan sát. S0G: Giờ sao lúc 0h tại Greenwich. S7: Giờ sao tại múi số 7 lúc T giờ. qs: Kinh độ tại nơi quan sát. múi: Kinh độ tại múi. Aap: Diện tích vòng tròn chứa ngôi sao. Ssky: Diện tích nền trời. Nap: Tổng số đếm trong diện tích chứa ngôi sao. texp: Thời gian phơi ảnh. Nguyễn Phước Khoa Vật Lý 7 Luận văn tốt nghiệp 2011 FWHM: Bề rộng một nửa chiều cao của tổng số đếm của sao. PSF: (Point spread function) hàm phân bố. X: Trục nằm ngang. Y: Trục thẳng đứng. W: Công suất bức xạ. R : Bán kính mặt trời. T : Nhiệt độ Mặt Trời. : Hệ số Stefan – Boftmanm. max: Bước sóng lớn nhất.  : Khối lượng Mặt Trời. Nguyễn Phước Khoa Vật Lý 8 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Danh mục cung cấp bảng biểu và sơ đồ Bảng 1.1: Phân loại sao ............................................................................................21 Bảng 1.2: Đặc trưng cơ bản của sao theo quang phổ .................................................23 Bảng 4.1: Chòm sao quan sát được trong tháng 10 tại TP. HCM ..............................55 Bảng 4.2: Giờ sao tại Greenwich lúc 0h ...................................................................56 Bảng 4.3: Giờ sao tại HCM lúc 18h ..........................................................................57 Bảng 4.4: Giờ sao tại HCM lúc 3h ............................................................................59 Bảng 4.5: Một số cụm sao mở quan sát được trong tháng 10 ....................................61 Bảng 4.6: Một số cụm sao mở quan sát được trong tháng 3 ......................................62 Bảng 4.7: Danh sách các đối tượng chụp được .........................................................73 Bảng 4.8: Số liệu các sao trong NGC6709 ................................................................84 Sơ đồ 1.1: Khối lượng và thành phần nguyên tố .......................................................18 Sơ đồ 2.1: Cấu tạo CCD ...........................................................................................43 Nguyễn Phước 9 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Danh mục cung cấp hình vẽ và biểu đồ Hình 1.1: Phân loại sao ............................................................................................25 Hình 1.2: Họa đồ H – R ...........................................................................................26 Hình 1.3: Quá trình tiến hóa của sao ........................................................................27 Hình 1.4: Đám mây vật chất .....................................................................................27 Hình 1.5: Cấu trúc của sao .......................................................................................30 Hình 2.1: Cấu tạo CCD ............................................................................................41 Hình 2.2: Sơ đồ điện của phần tử CCD ....................................................................41 Hình 2.3: Mô phỏng nguyên lý hoạt động của CCD .................................................42 Hình 2.4: Gộp các ảnh điểm .....................................................................................44 Hình 2.5: Giới hạn Photon đi vào .............................................................................45 Hình 2.6: Nhiễu do nhiệt ..........................................................................................47 Hình 3.1: Bảng điều khiển ........................................................................................50 Hình 3.2: Vòng chia độ dùng để xác định xích vĩ và xích kinh của thiên thể ............51 Hình 3.3: Vòng chia độ trên kính thiên văn Takahashi .............................................52 Hình 3.4: Sơ đồ hộp điều khiển bằng tay ..................................................................52 Hình 4.1: Nhập kinh độ, vĩ độ nơi quan sát ..............................................................63 Hình 4.2: Chọn tọa độ của sao ..................................................................................63 Hình 4.3: Nhập xích vĩ, xích kinh của sao quan sát ..................................................64 Hình 4.4: Cài đặt cho CCD ......................................................................................66 Hình 4.5: Điều chỉnh nhiệt độ CCD .........................................................................66 Hình 4.6: Nút chỉnh hội tụ ........................................................................................66 Hình 4.7: Chụp ngôi sao để chỉnh hội tụ ..................................................................66 Hình 4.8: Chọn các chế độ chụp ...............................................................................66 Nguyễn Phước 10 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Hình 4.9: Chọn các chức năng trong processing .......................................................69 Hình 4.10: M12.5 và M12.6 .....................................................................................70 Hình 4.11: Gộp M12.5 và M12.6 .............................................................................70 Hình 4.12: Apeture photometry.................................................................................71 Hình 4.13: Chọn sao để tìm cấp sao ..........................................................................71 Hình 4.14: Cấp sao nhìn thấy và thông tin của ngôi sao ...........................................71 Hình 4.15: Thứ tự trong ra R1, R2, R3 .......................................................................71 Hình 4.16: Họa độ H – R của cụm sao mở ...............................................................71 Hình 4.17: Kính lọc màu bị hỏng .............................................................................73 Hình 4.18: NGC6709 chụp qua kính lọc trắng ..........................................................76 Hình 4.19: Dark .......................................................................................................77 Hình 4.20: NGC6709 – Dark ...................................................................................77 Hình 4.21: Flat field .................................................................................................77 Hình 4.22: Flat field – Dark .....................................................................................78 Hình 4.23: NGC6709 đã khử nhiễu ..........................................................................78 Hình 4.24: Cụm sao NGC6709 đã khử nhiễu ...........................................................80 Hình 4.25: NGC6709.13 và NGC6709.14 ................................................................80 Hình 4.26: NGC6709 sau khi đã gộp NGC6709.13 và NGC6709.14 ........................81 Hình 4.27: NGC6709 sau khi đã gộp 10 tấm đã khử nhiễu .......................................81 Hình 4.28: Chọn ngôi sao để fix phân bố theo hàm Gauss ........................................82 Hình 4.29: Chọn lệnh Shape .....................................................................................82 Hình 4.30: Fix theo phân bố Gauss ..........................................................................83 Hình 4.31: Cấp sao nhìn thấy của một ngôi sao trong cụm NGC6709 ......................84 Nguyễn Phước 11 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý PHẦN MỞ ĐẦU 1. LÝ DO CHỌN ĐỀ TÀI Từ xa xưa việc quan sát thiên văn trở nên quan trọng trong cuộc sống và trong nghiên cứu khoa học. Đài quan sát thiên văn đầu tiên xuất hiện từ năm 1259 ở thành phố miền Bắc Iran và xuất hiện nhiều hơn trong các thập niên tiếp theo, mở ra một thời đại mới về nghiên cứu vũ trụ. Galileo là nhà bác học đã tạo ra sự đột phá khi chế tạo thành công kính viễn vọng giúp cho Trái Đất và vũ trụ bao la thu hẹp khoảng cách. Kể từ lúc đó lĩnh vực quan sát thiên văn phát triển mạnh, nhiều thiết bị được ra đời và hiện đại nhất là kính viễn vọng không gian Hubble một dụng cụ “làm con người chạm tay vào các vật thể trong vũ trụ” cách chúng ta hàng trăm tỷ kilomet và còn xa hơn nữa. Sử dụng thiết bị để ghi nhận cường độ bức xạ của Thiên Hà, Cụm Sao, Sao được gọi là quang trắc. Ở nước ta ngành thiên văn học (TVH) chưa được phát triển, chỉ được dạy ở các trường Đại Học Sư Phạm nhưng chỉ dạy toàn lý thuyết, thực hành còn hạn chế. Trong khi thế giới đã bay vào vũ trụ và còn nhiều hơn thế nữa. Còn ngành thiên văn vũ trụ của nước ta chỉ mới bắt đầu, điều đó thật đáng buồn. Từ lâu em đã rất yêu thích ngành thiên văn vũ trụ, vật lý sao và sở thích đó càng thêm mảnh liệt khi em được học bộ môn TVH lúc là sinh viên năm 4. Kể từ đó em luôn tìm hiểu các lĩnh vực về TVH và ao ước có cơ hội để được nghiên cứu sâu hơn. Thật may mắn khi được Khoa chọn làm đề tài luận văn tốt nghiệp, vì thế em không ngần ngại đăng ký bộ môn TVH. Đó là lý do mà em chọn đề tài “Sử dụng kính Takahashi nghiên cứu quang trắc cụm sao mở rộng - Open Cluster”. 2. MỤC ĐÍCH Mục đích chính của đề tài là tìm hiểu phương pháp quang trắc, xử lý hình ảnh chụp cụm sao mở qua phần mềm IRIS, IRAF hoặc CCD soft từ đó tìm cấp sao nhìn thấy của cụm sao và vẽ họa đồ H – R, đồng thời tính nhiệt độ của cụm sao. Đề tài cũng cung cấp những kiến thức về cách lập kế hoạch quan sát trong thời gian quang trắc. So sánh các bức ảnh chụp được cụm sao mở, cụm sao cầu qua kính Takahashi và CCD Nguyễn Phước 12 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý ST7 của trường Đại Học Sư Phạm TP. Hồ Chí Minh với các bức ảnh chụp được ở nước ngoài. 3. ĐỐI TƯỢNG Sử dụng kính Takahashi, CCD ST7 và các phần mềm liên quan như: Iris, TT2000, CCDSoft Version 5, Starry Night Pro Plus 6 để quang trắc cụm sao mở. 4. PHẠM VI NGHIÊN CỨU Tìm hiểu thế nào là một cụm sao mở. Cơ sở hình thành và các đặc trưng của cụm sao mở. Xây dựng các bước chụp cụm sao qua CCD ST7 với các kính lọc sắc và cách điều khiển kính Takahashi. Từ hình ảnh thu được qua CCD với các kính lọc sắc khác nhau, ta sẽ thu được cường độ bức xạ của cụm sao gởi đến Trái Đất. Tiến hành xử lý hình ảnh qua phần mềm IRIS và CCDSoft Version 5 để tìm cấp sao nhìn thấy của cụm sao qua các kính lọc B, V. Từ đó vẽ họa đồ H – R của cụm sao và tính được nhiệt độ của cụm sao đó. So sánh hình ảnh chụp được với hình ảnh trên Internet. 5. Ý NGHĨA KHOA HỌC VÀ THỰC TIỄN ĐỀ TÀI NGHIÊN CỨU Qua đề tài nghiên cứu giúp chúng ta hiểu biết thêm về cách đo cường độ bức xạ của cụm sao mở qua sử dụng kính Takahashi, CCD ST7. Dùng phần mềm IRAF, IRIS để xử lý hình ảnh chụp được qua CCD ST7 với các kính lọc khác nhau. 6. PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU Phương pháp nghiên cứu lý thuyết:  Nghiên cứu các tài liệu liên quan đến kính Takahashi, CCD ST7 và một số phần mềm cần thiết khác.  Nghiên cứu lý thuyết về cụm sao mở. Phương pháp nghiên cứu thực tiễn: Nguyễn Phước 13 Luận văn tốt nghiệp 2011  Tìm hiểu về cách vận hành kính Takahashi.  Nguyên tắc hoạt động của CCD ST7. Khoa Vật Lý  Cách làm việc của các phần mềm điều khiển kính và điều khiển CCD ST7: phần mềm TT2000 và CCD Soft Version 5.  Cách xử lý ảnh qua các phần mềm Iris, Iraf và CCD Soft Version 5. Nguyễn Phước 14 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý PHẦN TỔNG QUAN Hầu hết các công trình nghiên cứu khoa học của các tác giả nước ngoài đều sử dụng phương pháp trắc phổ để xác định cấu tạo hóa học, nhiệt độ, họa độ H – R và các thông số vật lý khác của cụm sao. Liên quan đến đề tài đang nghiên cứu thì có đề tài của bộ phận nghiên cứu khoa học thuộc trường Đại Học Pusan, Hàn Quốc. Tên đề tài là “Boao photometric survey of galactic open clusters and Physical parameters of 12 open clusters”. Nội dung của đề tài nói về cách trắc quang cụm sao mở và thông số vật lý của 12 cụm sao mở trong thời gian 4 năm từ năm 1998 đến 2002. Ở trường Đại Học Sư Phạm thành phố Hồ Chí Minh chỉ có thiết bị đo cường độ bức xạ của các thiên thể, không có thiết bị chụp phổ. Qua bài báo cáo khoa học của trường Đại Học Pusan, em cũng học hỏi thêm về cách vẽ họa đồ H – R và tìm các thông số vật lý của cụm sao. Nguyễn Phước 15 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Đây là họa đồ H – R thể hiện sự phân bố các ngôi sao trong một số cụm sao mở mà bộ phận nghiên cứu khoa học của trường đại học Hàn Quốc đã công bố tháng 2 năm 2002. Nguyễn Phước 16 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý CHƯƠNG 1 THIÊN HÀ VÀ CÁC ĐẶC TRƯNG CỦA SAO 1.1. THIÊN HÀ Thiên hà là một tập hợp từ khoảng 10 triệu (107) đến nghìn tỷ (1012) các ngôi sao khác nhau xen lẫn bụi, khí và có thể cả các vật chất tối xoay chung quay một khối tâm. Đường kính trung bình của thiên hà là từ 1.500 đến 300.000 năm ánh sáng. Ở dạng đĩa dẹt, thiên hà có các hình dạng khác nhau như thiên hà xoắn ốc hay thiên hà bầu dục. Khu vực gần tâm của thiên hà có kích thước ước chừng 1.000 năm ánh sáng, và có mật độ sao cao nhất cũng như kích thước các sao lớn nhất. Dù vật chất tối lý thuyết dường như chiếm khoảng 90% khối lượng đa số thiên hà, tình trạng của những thành phần không nhìn thấy được này vẫn chưa được hiểu biết đầy đủ. Có một số bằng chứng cho thấy rằng những hố đen khối lượng siêu lớn có thể tồn tại tại trung tâm của đa số, nếu không phải là toàn bộ, các thiên hà. Không gian liên thiên hà, khoảng không nằm giữa các thiên hà, được lấp đầy plasma loãng với mật độ trung bình chưa tới một nguyên tử trên mỗi mét khối. Có lẽ có hơn một trăm tỷ (1011) thiên hà trong khoảng không gian vũ trụ có thể quan sát được của chúng ta. Trái Đất nằm trong một hệ mặt trời thuộc một thiên hà có tên là Ngân Hà; Hệ Mặt Trời của chúng ta nằm ở phía ngoài rìa của đĩa Ngân Hà, trên nhánh Tráng Sĩ. Vào các buổi tối mùa hè, từ Trái Đất nhìn vào tâm sẽ thấy một dải các sao thường được gọi là dải Ngân Hà. Tuổi của Ngân Hà được ước lượng vào khoảng 13 tỷ năm, ngoài ra tuổi đời còn được tính bằng số vòng quay của nó. Thiên hà gần Ngân Hà nhất có tên là thiên hà Andromeda. Các thiên hà ở gần nhau có xu hướng tiến lại gần và sát nhập vào nhau, tạo thành một thiên hà lớn hơn. 1.2. CÁC ĐẶC TRƯNG CƠ BẢN CỦA SAO VÀ PHƯƠNG PHÁP XÁC ĐỊNH Trên quan điểm bảo toàn và chuyển hóa năng lượng, Vogt và Russell đã độc lập nêu ra định đề nổi tiếng: Khối lượng và thành phần nguyên tố cấu tạo nên các sao sẽ Nguyễn Phước 17 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý quy định bán kính, độ trưng và cấu trúc nội tại cũng như quá trình tiến hóa của chính các sao đó. Sơ đồ 1. 1: Khối lượng và thành phần nguyên tố Khối lượng M Cấp sao nhìn thấy Độ phổ biến các nguyên tố trong sao (X, Y, Z) Độ trưng của sao L Khoảng cách đến các sao D* Bán kính quang cầu của sao R Nhiệt độ trung bình của quang cầu T Từ định đề này ta sẽ thấy những đại lượng nào được coi là đại lượng đặc trưng cho các sao. Ta sẽ lần lượt tìm hiểu thực chất các đại lượng đó là gì và trên quan điểm vật lý sẽ lý giải tại sao nó có vai trò như nó đã có trong sơ đồ được rút ra từ định đề Vogt – Russell: 1.2.1. Độ sáng của sao, cấp sao nhìn thấy Do các sao ở quá xa nên chúng chỉ là nguồn điểm. Vì lẽ đó chúng ta dùng thang đo đặc biệt để đánh giá độ sáng của sao. Độ dọi sáng của các sao được đánh giá thông qua cường độ bức xạ trong vùng quang học do sao gởi đến Trái Đất chúng ta. Rõ ràng độ dọi phụ thuộc vào công suất bức xạ của sao và khoảng cách từ ngôi sao đó đến Trái Đất. Nếu việc đánh giá độ dọi sáng của sao nhờ mắt người quan sát ở Trái Đất người ta dùng đại lượng gọi là cấp sao nhìn thấy hoặc cấp sao biểu kiến m* của sao đó. Là thang đo đại lượng trắc quang cơ bản đầu tiên do thiên văn Hi Lạp Hipparchus đề xuất. Sau này được mở rộng và ra đời các loại cấp sao khác tương ứng dựa trên định luật Vebe – Phixnher với nội dung: Khi kích thích lên mắt theo cấp số nhân thì cảm giác mắt nhận được sẽ tăng theo cấp số cộng. Với quy ước ban đầu thì: Nguyễn Phước 18 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Sao càng sáng, cấp sao của nó càng nhỏ. Sao kém sáng nhất (độ dọi nhỏ nhất) mà mắt người còn nhận ra được là sao có m* = +6. Hai sao có cấp sao nhìn thấy sai khác nhau 5 cấp sao thì độ dọi sáng của nó đến mắt ta khác nhau đến 100 lần. Sao sáng nhất trên bầu trời có m* = 0 (trừ Mặt Trời ra). Đến năm 1856 N. N. Pogxon đề nghị mô tả quan hệ giữa độ dọi sáng và cấp sao nhìn thấy của hai ngôi sao A và B thỏa mãn các quy ước trên như sau: m A  m B  2, 500 lg EB E  B  2, 512 ( m A  m B ) (1.1) EA EA 1.2.2. Khoảng cách đến các sao Bằng phương pháp thị sai quang phổ (mối quan hệ giữa độ trưng và quang phổ) người ta có thể xác định được khoảng cách đến các sao dựa vào cấp sao tuyệt đối của nó: M = m + 5 – 5 lgd. Từ năm 1912 nhà nữ thiên văn Mỹ Leavitt đã nhận thấy một số sao biến quang trong chùm sao Cepheus (Thiên vương) có chu kì biến quang tỷ lệ với cấp sao tuyệt đối: Chu kỳ càng dài cấp sao tuyệt đối càng lớn. Như vậy dựa vào chu kỳ biến quang của sao biến quang loại này (gọi là các sao Cepheid) người ta có thể tính được cấp sao tuyệt đối của chúng, từ đó xác định được khoảng cách đến chúng (chu kỳ này rất dễ xác định bằng quang trắc thiên văn). 1.2.3. Kích thước của sao và mật độ công suất bức xạ toàn phần Thời gian gần đây, phép đo trắc quang đã đạt được độ chính xác cao cho phép các nhà thiên văn đo gián tiếp bán kính góc của sao thuộc hệ sao đôi che khuất lẫn nhau (Eclipsing binaries). Nếu đo được tốc độ A lướt qua B theo phương của đường kính sao B và thời gian lướt qua, ta sẽ biết được đường kính sao B nhờ công thức: 2r = VAB. t Nguyễn Phước