Tài liệu Nghiên cứu và thiết kế hệ phổ kế kết hợp với kính thiên văn Takahashi

BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM THÀNH PHỐ HỒ CHÍ MINH KHOA VẬT LÝ Hồng Hiếu Đạt NGHIÊN CỨU VÀ THIẾT KẾ HỆ PHỔ KẾ KẾT HỢP VỚI KÍNH THIÊN VĂN TAKAHASHI LUẬN VĂN TỐT NGHIỆP ĐẠI HỌC Thành Phố Hồ Chí Minh – 2013 BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP.HCM KHOA VẬT LÝ Hồng Hiếu Đạt NGHIÊN CỨU VÀ THIẾT KẾ HỆ PHỔ KẾ KẾT HỢP VỚI KÍNH THIÊN VĂN TAKAHASHI Ngành: VẬT LÝ Mã số: 105 NGƯỜI HƯỚNG DẪN KHOA HỌC: Ts. Cao Anh Tuấn Thành Phố Hồ Chí Minh – 2013 LỜI CÁM ƠN Trong quá trình thực hiện và hoàn thành luận văn này, tôi đã nhận được rất nhiều sự quan tâm động viên, giúp đỡ tận tình của quý thầy cô, bạn bè và gia đình. Xin cho phép tôi được bày tỏ lòng biết ơn chân thành của mình đến: TS. Cao Anh Tuấn - người đã trực tiếp hướng dẫn, dìu dắt tôi thực hiện luận văn, giúp tôi có những kiến thức về mặt chuyên môn cũng như kiến thức thực tế trong quá trình thực hiện khóa luận. Quý thầy, cô trong khoa Vật Lý trường Đại học Sư phạm TP.HCM đã truyền đạt cho tôi những kiến thức bổ ích trong suốt quá trình học tập tại trường. Quý thầy, cô phản biện và hội đồng chấm luận văn đã đọc và có những nhận xét quý giá về luận văn. Anh Nguyễn Phước – người cộng sự với tôi, đã giúp đỡ tôi rất nhiều trong suốt quá trình nghiên cứu và xây dựng hệ phổ kế. Cuối cùng, tôi xin cảm ơn gia đình và bạn bè đã luôn động viên và giúp đỡ tôi trong những lúc tôi gặp khó khăn. Thành phố Hồ Chí Minh, tháng 5 năm 2013 HỒNG HIẾU ĐẠT MỤC LỤC Trang MỤC LỤC ......................................................................................................... 4 DANH MỤC CÁC HÌNH VẼ, ĐỒ THỊ ........................................................... 6 DANH MỤC CÁC BẢNG BIỂU. ..................................................................... 8 MỞ ĐẦU ........................................................................................................... 9 TỔNG QUAN ................................................................................................. 11 Chương 1: LÝ THUYẾT THIÊN VĂN ĐẠI CƯƠNG ................................. 13 1.1. Thiên cầu và các đường, các điểm cơ bản trên thiên cầu. ...................13 1.2. Các hệ tọa độ. ...........................................................................................14 1.3. Các đại lượng thiên văn. .........................................................................17 1.4. Sao. ............................................................................................................18 1.4.1. Giới hạn Chandrasekhar. .............................................................18 1.4.2. Sự tiến hóa của sao. .......................................................................19 1.4.3. Giản đồ Hertzsprung – Russel. ....................................................20 1.5. Quang phổ. ...............................................................................................20 Chương 2: GIỚI THIỆU CÁC CÔNG CỤ, THIẾT BỊ ................................ 23 2.1. Máy quang phổ. .......................................................................................23 2.2. Kính thiên văn Takahashi. .....................................................................24 2.3. Thiết bị tích điện kép (CCD). .................................................................24 2.3.1. Khái niệm. ......................................................................................24 2.3.2. Cấu tạo. ...........................................................................................25 2.3.3. Nguyên tắc hoạt động. ...................................................................26 Chương 3: NGHIÊN CỨU, THIẾT KẾ VÀ LẮP ĐẶT HỆ PHỔ KẾ. ......... 27 3.1. Mục tiêu. ...................................................................................................27 3.2. Tiến trình xây dựng hệ phổ kế. ..............................................................27 Chương 4: KẾT QUẢ CHỤP ẢNH ............................................................... 36 4.1. Kết quả chụp phổ. ...................................................................................36 4.2. Kết quả chụp ảnh các sao. ......................................................................38 Chương 5: ỨNG DỤNG PHẦN MỀM IRAF ................................................ 40 5.1. Giới thiệu. .................................................................................................40 5.2. Ứng dụng. .................................................................................................40 5.2.1. Đo cấp sao.......................................................................................40 5.2.2. Xử lý ảnh phổ. ................................................................................53 KẾT LUẬN VÀ KIẾN NGHỊ ........................................................................ 68 TÀI LIỆU THAM KHẢO .............................................................................. 69 PHỤ LỤC 1 CÁCH TỬ NHIỄU XẠ – MÁY QUANG PHỔ CÁCH TỬ NHIỄU XẠ. ..................................................................................................... 71 PHỤ LỤC 2 CÁCH TỬ PHẢN XẠ................................................................ 75 DANH MỤC CÁC HÌNH VẼ, ĐỒ THỊ Hình 1.1: Thiên cầu và các đường, các điểm cơ bản của thiên cầu .......................... 11 Hình 1.2: Hệ tọa độ chân trời .................................................................................... 12 Hình 1.3: Hệ tọa độ xích đạo .................................................................................... 13 Hình 1.4: Hệ tọa độ hoàng đạo.................................................................................. 13 Hình 1.5: Thị sai hàng ngày ...................................................................................... 14 Hình 1.6: Thị sai hàng năm ....................................................................................... 14 Hình 1.7: Sơ đồ giả thiết quá trình tiến hóa của sao ................................................. 16 Hình 1.8: Giản đồ Hertzsprung – Russel .................................................................. 17 Hình 1.9: Các loại quang phổ với hệ tán sắc là cách tử nhiễu xạ. ............................ 18 Hình 1.10: Các loại quang phổ với hệ tán sắc là lăng kính (Copyright © 2005 Pearson Prentice Hall, Inc.) ..................................................................... 19 Hình 2.1: Sơ đồ máy quang phổ lăng kính................................................................ 20 Hình 2.2: Kính thiên văn Takahashi ......................................................................... 21 Hình 2.3: CCD .......................................................................................................... 21 Hình 2.4: Cấu tạo của CCD....................................................................................... 22 Hình 2.5: Cấu tạo mỗi pixel ...................................................................................... 22 Hình 2.6: Quá trình các electron của từng điểm ảnh lần lượt được chuyển đến bộ phận đọc giá trị ......................................................................................... 23 Hình 3.1: Máy quang phổ trong phòng thí nghiệm trường Đại Học Sư Phạm Thành Phố Hồ Chí Minh ...................................................................................... 24 Hình 3.2: Ảnh phổ của đèn thủy ngân chụp được bằng webcam ............................. 25 Hình 3.3: Hệ phổ kế phác họa ................................................................................... 26 Hình 3.4: Hệ thống đế đỡ .......................................................................................... 28 Hình 3.5: Hệ phổ kế hoàn chỉnh................................................................................ 29 Hình 3.6: Mô hình hệ phổ kế cách tử phản xạ .......................................................... 30 Hình 3.7: Hệ phổ kế có hệ tán sắc là đĩa CD ............................................................ 31 Hình 3.8: Hệ phổ kế CD kết hợp với webcam .......................................................... 32 Hình 3.9: Phổ đèn hơi thủy ngân trong phòng thí nghiệm chụp được bằng webcam kết hợp với hệ phổ kế ở hình 3.8 .............................................................. 32 Hình 4.1: Quang phổ của ánh sáng Mặt Trời (trong đó, các vạch tối được đánh số thứ tự đặc trưng cho từng nguyên tố) ....................................................... 33 Hình 4.2: Phổ đèn hơi Natri trong phòng thí nghiệm được chụp bằng webcam kết hợp với hệ phổ kế ở hình 3.1.................................................................... 34 Hình 4.3: Phổ của Mặt Trăng chụp bằng CCD kết hợp với hệ phổ kế ở hình 3.5 .... 34 Hình 4.4: Phổ đèn hơi Natri trong phòng thí nghiệm chụp được bằng webcam kết hợp với hệ phổ kế ở hình 3.8.................................................................... 34 Hình 5.1: Tìm stddev và FWHM .............................................................................. 38 Hình 5.2: Bảng thông số lệnh tvmark ....................................................................... 40 Hình 5.3: Các ngôi sao được đánh dấu ..................................................................... 41 Hình 5.4: Các thông số của lệnh qphot ..................................................................... 42 Hình 5.5: Nội dung tập tin saohoanchinh.fits.mag.1 ................................................ 43 Hình 5.6: Nội dung tập tin ccdphot.txt...................................................................... 44 Hình 5.7: Các thông số của lệnh appall .................................................................... 51 Hình 5.8: Đồ thị của ảnh pho.fits .............................................................................. 52 Hình 5.9: Một đỉnh phổ sau khi được zoom trái và zoom phải ................................ 53 Hình 5.10: Khẩu độ của đỉnh phổ được xác định ..................................................... 54 Hình 5.11: Khẩu độ mới của đỉnh phổ được xác định .............................................. 54 Hình 5.12: Phông nền của đỉnh phổ được xác định .................................................. 55 Hình 5.13: Phông nền mới của đỉnh phổ được xác định ........................................... 56 Hình 5.14: Các vị trí đo được và đường làm khớp (lúc này là bậc 2)....................... 57 Hình 5.15: Đường làm khớp lúc này là bậc 8 ........................................................... 58 Hình 5.16: Đường làm khớp bậc 8 sau khi đã xóa bớt một vị trí (chỗ đánh dấu x) . 58 Hình 5.17: Đồ thị phổ được trích xuất ...................................................................... 59 Hình 5.18: Đồ thị phổ................................................................................................ 61 Hình 5.19: Các đỉnh phổ được dán nhãn ................................................................... 62 Hình 5.20: Dùng lệnh :order làm khớp các vị trí được đánh dấu ............................. 62 Hình 5.21: Bảng các thông số của lệnh refspec. ....................................................... 63 Hình 5.22: Vị trí và cường độ vạch phổ được xác định ............................................ 64 DANH MỤC CÁC BẢNG BIỂU. Bảng 1.1: Tóm tắt sơ lược về các loại quang phổ ..................................................... 17 Bảng 4.1: Danh mục các ảnh đo cấp sao ................................................................... 36 Bảng 5.1: Các bước đo cấp sao trên IRAF ................................................................ 38 Bảng 5.2: Danh mục các kết quả đo cấp sao ............................................................. 46 Bảng 5.3: Các bước xử lý phổ trên IRAF ................................................................. 51 MỞ ĐẦU 1. Lí do chọn đề tài. Từ cổ chí kim, con người ta luôn muốn khám phá về vạn vật xung quanh, luôn muốn tìm hiểu cấu thành cũng như là sự vận động của chúng. Điều đó đưa đến việc ra đời của một loạt những giả thuyết về việc cấu thành và vận động của vũ trụ, để rồi sau đó định luật vạn vật hấp dẫn của Newton xuất hiện và giành thắng lợi hoàn toàn. Từ đó về sau, với sự phát triển không ngừng của khoa học nhất là về mặt kỹ thuật công nghệ, con người ta đã tiến đi xa hơn trong việc nghiên cứu tìm hiểu về vũ trụ. Con người đã có thể đặt chân lên được Mặt Trăng, đã có thể phóng các phi thuyền vào không gian để thám hiểm và cũng đã có thể đưa vào không gian các kính thiên văn để phục vụ cho việc quan sát, … Việc nghiên cứu không ngừng ở đó, thiên văn học ngày nay đã đạt được những thành tựu rất lớn lao. Không chỉ trong việc tìm hiểu về nguồn gốc của vũ trụ mà trong cả việc xác định thành phần vật chất ở mỗi hành tinh cũng như sự sống có tồn tại được ở đó hay không?… Bởi con người ta luôn muốn tìm kiếm một nền văn minh khác ngoài hành tinh xanh thân yêu của chúng ta – Trái Đất. Vậy thì làm sao con người biết được sự có mặt của các nguyên tố H, He, C, … trên Mặt Trời? Làm sao biết được trên Hỏa tinh – nơi mà từng đồn đại là có sự sống – chứa đầy các khí CO, N, Ag, …? Câu trả lời được tìm thấy chính nhờ vào sự ra đời của các hệ phổ kế tiên tiến cũng những thiết bị phân tích phổ hiện đại ngày càng được hoàn thiện. Điều đó đưa chúng ta đến với bài luận văn này: Nghiên cứu và thiết lập hệ phổ kế kết hợp với kính thiên văn Takahashi. Nhằm mục đích chế tạo được một hệ phổ kế kết hợp với kính thiên văn Takahashi để thu nhận các tín hiệu phổ từ các hành tinh, để rồi từ đó nghiệm lại sự có mặt của H ở các hành tinh trong vũ trụ. Và đó cũng là lí do đề tài này được chọn. 2. Mục đích. Tìm hiểu, thiết kế và chế tạo hệ phổ kế kết hợp với kính thiên văn Takahashi để chụp ảnh phổ của các thiên thể 3. Đối tượng. Sử dụng kính Takahashi, CCD (Charge Couple Device – Thiết bị tích điện kép) ST7, hệ phổ kế tự tạo để chụp ảnh phổ của các thiên thể và phần mềm IRAF để xử lý phổ. 4. Phạm vi nghiên cứu. Tiến hành xây dựng hệ phổ kế dựa trên kiến thức đã học. Dùng hệ phổ kế đó kết hợp với kính thiên văn Takahashi và CCD để chụp ảnh phổ thiên thể. Sau đó dùng phần mềm IRAF để xử lý phổ. 5. Ý nghĩa khoa học và thực tiễn của đề tài. Việc thu nhận các phổ của các nguyên tố có một ý nghĩa thực tiễn vô cùng quan trọng. Với các tín hiệu phổ thu được từ các hệ phổ kế hiện đại, thông qua việc xử lý bằng những máy phân tích phổ càng ngày được hoàn thiện, ta có thể biết được hàm lượng cũng như thành phần các nguyên tố có mặt trên hành tinh đó. Để rồi biết được cấu thành vật chất cũng như điều kiện môi trường tại đó. Điều này góp phần không nhỏ trong việc nghiên cứu, tìm tòi về một hành tinh mang sự sống, mà nó còn mang một vai trò lớn lao hơn: là cơ sở thực nghiệm kiểm nghiệm cho lý thuyết về sự hình thành và phát triển của vũ trụ - thuyết Big Bang. TỔNG QUAN Việc nghiên cứu quang phổ các ngôi sao được bắt đầu vào những năm của đầu thế kỷ 19. Lúc này, con người bắt đầu hướng vào cấu tạo và sự tiến hóa của các thiên thể cũng như bản chất vật lý và các quá trình diễn ra trong vũ trụ. Năm 1802, William Hyde Wollaston phát hiện ra những vạch sẫm rất mảnh cắt ngang phổ của ánh sáng Mặt Trời. Sau đó 12 năm, Fraunhoffer đã giải thích được nguyên nhân của những vạch tối đó là do các chất khí của Mặt Trời đã hấp thu ánh sáng. Ứng dụng hiện tượng nhiễu xạ ánh sáng, ông đã đo được bước sóng của những vạch quan sát được và tên ông được đặt cho những vạch hấp thụ này [11]. Kirchhoff và Robert Bunsen sau đó đã so sánh bước sóng của những vạch Fraunhoffer và phát hiện ra Na, Fe, Mg, Ca, Cr và những kim loại khác trên Mặt Trời. Về sau, người ta tiếp tục phát hiện ra nguyên tố H và He. Sự nghiên cứu về phổ trên các hành tinh khác được quan tâm, và rồi các danh mục phổ sao được ra đời. Từ đó đến nay, thiên văn học phát triển mạnh mẽ hơn và có nhiều bước tiến vượt bậc. Nhờ vào việc nghiên cứu phổ của những thiên thể, người ta không chỉ biết được định tính các nguyên tố có mặt trên thiên thể đó, mà còn xác định được cả hàm lượng của từng nguyên tố. Hơn nữa, giản đồ Hertzsprung – Russel cũng được xác lập dựa vào việc nghiên cứu phổ của các ngôi sao. Đó chính là phép phân tích quang phổ. Như vậy ta thấy, song song theo đà phát triển của vật lý thiên văn là sự phát triển không ngừng về khoa học kỹ thuật. Việc nghiên cứu về phổ các ngôi sao kéo theo sự ra đời của một loạt các hệ phổ kế từ thô sơ cho đến hiện đại nhằm phục vụ cho nghiên cứu thiên văn. Từ đó đến nay, hệ phổ kế không ngừng được phát triển và hoàn thiện. Tuy nhiên, thiên văn vật lý là một ngành còn rất mới mẻ ở Việt Nam, chính vì vậy nước ta chưa có nhiều nghiên cứu cụ thể dành cho nó. Chỉ có những hệ phổ kế dùng phục vụ cho việc quan sát phổ trong phòng thí nghiệm mà thôi. Cũng có một số ít công trình của một số trường đại học nghiên cứu về hệ phổ kế, nhưng chưa có một trường hợp nào thực sự đưa nó ứng dụng vào vật lý thiên văn, bởi những khó khăn về quang trắc và một số trở ngại khách quan khác. Trường đại học sư phạm thành phố Hồ Chí Minh may mắn có được một trong những chiếc kính thiên văn hiện đại vào bậc nhất của Việt Nam – kính Takahashi. Chính vì vậy, với điều kiện sẵn có, tôi tiến hành nghiên cứu và xây dựng một hệ phổ kế để kết hợp với kính thiên văn Takahashi nhằm chụp ảnh quang phổ của các thiên thể - ứng dụng thực tiễn đầu tiên của Việt Nam trong vật lý thiên văn. Chương 1: LÝ THUYẾT THIÊN VĂN ĐẠI CƯƠNG Chương này trình bày những lý thuyết cơ bản phục vụ cho việc quan sát và nghiên cứu thiên văn nhằm tạo sự thuận lợi cơ bản cho việc tiến hành thực nghiệm. 1.1. Thiên cầu và các đường, các điểm cơ bản trên thiên cầu. - Thiên cầu: là một mặt cầu tưởng tượng có bán kính vô cùng lớn, trên đó có gắn các vì sao và các thiên thể, trong đó tâm của thiên cầu là nơi ta đứng quan sát. - Các điểm cơ bản trên thiên cầu: gồm có: + Thiên đỉnh Z, thiên để Z’: là hai điểm thẳng hàng và đối xứng nhau qua tâm thiên cầu, trong đó thiên đỉnh là điểm nằm trên đỉnh đầu của ta (ta đứng ở tâm thiên cầu) khi ta ngước nhìn thẳng lên trên. + Thiên cực P, P’: là hai điểm trùng với cực Bắc và cực Nam của trục Trái Đất. Trục thiên cực song song với trục của Trái Đất, do trục Trái Đất quay nên suy ra trục thiên cực cũng quay, hay nói cách khác là thiên cầu quay. + Các cực Đông, Tây, Nam, Bắc (Đ, T, N, B): nằm trên mặt phẳng chân trời (mặt phẳng chân trời là mặt phẳng có bán kính bằng bán kính của thiên cầu và vuông góc với đường nối hai điểm thiên đỉnh và thiên để), cách đều nhau một góc 90o và theo thứ tự: nếu ta đứng tại tâm O nhìn về hướng Bắc thì tay phải là Đ, tay trái là T và sau lưng là N. - Các đường cơ bản trên thiên cầu: gồm có: + Đường chân trời: là đường tròn giới hạn của mặt phẳng chân trời. + Xích đạo trời: là đường tròn giới hạn của mặt phẳng (có bán kính bằng bán kính thiên cầu) chứa tâm thiên cầu và vuông góc với đường nối hai thiên cực. Có vô số đường xích đạo trời. + Kinh tuyến trời: là đường tròn có bán kính bằng bán kính thiên cầu và đi qua bốn điểm: hai thiên cực, thiên đỉnh và thiên để. Có vô số đường kinh tuyến trời. + Đường nửa ngày: là hình chiếu của kinh tuyến trời lên mặt phẳng chân trời. Đường nửa ngày là một đường thẳng. + Vòng thẳng đứng: là đường tròn có bán kính bằng bán kính thiên cầu, đi qua thiên đỉnh, thiên để và vuông góc với mặt phẳng chân trời. Có vô số vòng thằng đứng. + Vòng giờ: là đường tròn có bán kính bằng bán kính thiên cầu và đi qua hai thiên cực. Có vô số vòng giờ. + Vòng nhật động: là những đường tròn nhỏ được vẽ nên bởi sự chuyển động của các thiên thể song song với đường xích đạo trời. Sự chuyển động này là thường xuyên và tuân theo một qui luật (sự nhật động) với hướng chuyển động (hướng nhật động) ngược chiều quay với trục Trái Đất (nghĩa là cùng chiều quay với thiên cầu). Đường kinh tuyến trời Z P Đường nửa ngày Đường xích đạo trời Đường chân trời Đ N B T P’ Z’ Hình 1.1: Thiên cầu và các đường, các điểm cơ bản của thiên cầu. 1.2. Các hệ tọa độ. Có 3 loại hệ tọa độ: - Hệ tọa độ chân trời (vòng cơ bản: đường chân trời ĐTNB, điểm cơ bản: thiên đỉnh): Tọa độ của thiên thể M xác định bằng độ cao h (góc tính từ đường chân trời lên thiên thể) và độ phương A (góc từ điểm Bắc đến hình chiếu M’ của thiên thể trên đường chân trời) - (hình 1.2). Vì nhật động, độ cao h và độ phương A của thiên thể M sẽ thay đổi, bên cạnh đó, từ những điểm khác nhau trên mặt đất sẽ quan sát thấy thiên thể M ở những vị trí khác nhau, chính vì vậy hệ này phụ thuộc vào vị trí người quan sát và thời điểm quan sát, do đó hệ tọa độ này không thể ghi chép vị trí chính xác của một thiên thể. Hình 1.2: Hệ tọa độ chân trời. - Hệ tọa độ xích đạo: dùng xác định tọa độ nhất định của một thiên thể. + Hệ tọa độ xích đạo 1 (vòng cơ bản: xích đạo trời XγX’Đ và kinh tuyến trời PM’P’P): Tọa độ của thiên thể M xác định bằng xích vĩ δ (góc tính từ đường xích đạo trời đến thiên thể) và góc giờ t (là góc giữa kinh tuyến trời và vòng giờ qua thiên thể M) - (hình 1.3). Do nhật động nên thiên thể vẽ những vòng tròn nhỏ song song với xích đạo trời, do đó xích vĩ không thay đổi. Bên cạnh đó, nó cũng không phụ thuộc nơi quan sát. Góc giờ t thì thay đổi theo nhật động và phụ thuộc vào nơi quan sát. + Hệ tọa độ xích đạo 2 (vòng cơ bản: xích đạo trời, điểm cơ bản: điểm Xuân phân γ): Tọa độ của thiên thể M xác định bằng xích vĩ δ và xích kinh α (góc từ điểm Xuân phân γ đến hình chiếu M’ lên đường xích đạo trời) - (hình 1.3). Vì điểm Xuân phân γ gần như nằm yên trong không gian (bỏ qua sự tiến động) nên xích kinh α của thiên thể không bị thay đổi vì nhật động, bên cạnh đó nó cũng không phụ thuộc vào nơi quan sát. Như vậy ta thấy cả xích kinh và xích vĩ đều không thay đổi vì nhật động và cũng không phụ thuộc nơi quan sát nên hệ tọa độ này dùng để xác định vị trí của các thiên thể trên bầu trời trong các bản đồ sao và dùng trên toàn thế giới. Hình 1.3: Hệ tọa độ xích đạo. - Hệ tọa độ Hoàng đạo (vòng cơ bản: vòng Hoàng đạo HγH’H với Bắc Hoàng đạo π và Nam Hoàng đạo π’): Tọa độ của thiên thể S được xác định bởi Hoàng vĩ B (khoảng cách góc từ thiên thể đến đường Hoàng đạo) và Hoàng kinh L (khoảng cách từ điểm Xuân phân γ theo chiều ngược với chiều nhật động đến hình chiếu S’ của thiên thể lên đường Hoàng đạo) – (hình 1.4). Hệ tọa độ này được sử dụng thuận tiện cho việc theo dõi vị trí của các thiên thể trong hệ Mặt Trời. Đường xích đạo trời P π Đường hoàng đạo B S L O γ π’ P’ Hình 1.4: Hệ tọa độ Hoàng đạo. 1.3. Các đại lượng thiên văn. - Thị sai: là đại lượng biểu thị sự sai khác trong mối tương quan quan sát các thiên thể từ những điểm khác nhau trên mặt đất. + Thị sai hàng ngày p: là góc giữa phương nhìn thiên thể từ một điểm trên mặt đất và từ tâm của Trái Đất. Khi thiên thể đi qua thiên đỉnh thì: p = p z = 0, còn khi thiên thể nằm trên đường chân trời thì thị sai hàng ngày đạt cực đại: p = p o . Thị sai hàng ngày dùng cho các thiên thể trong hệ Mặt Trời. p1 p2 Hình 1.5: Thị sai hàng ngày. + Thị sai hàng năm π: là góc nhìn bán kính quỹ đạo của Mặt Trời và Trái Đất (lúc này giả sử Mặt Trời quay quanh Trái Đất). Thị sai hàng năm dùng cho các thiên thể ngoài hệ Mặt Trời bởi lúc này các thị sai hàng ngày rất nhỏ. π2 Hình 1.6: Thị sai hàng năm. π1 - Cấp sao: là đại lượng dùng để khảo sát về độ rọi (độ sáng nhìn thấy) và về năng lượng bức xạ của các sao. + Cấp sao nhìn thấy m: là thang xác định độ rọi E của các sao. Trong đó, độ rọi (là quang thông của một nguồn sáng truyền đến một đơn vị diện tích: E = Φ/S) tỉ lệ nghịch với cấp sao nhìn thấy, tức là độ rọi càng lớn thì cấp sao càng nhỏ. Ta có qui ước: cứ hai sao cách nhau 5 cấp sao thì độ rọi khác nhau 100 lần, và ta có mối liên hệ sau: trong đó: 𝐸1 = 2.512(𝑚2−𝑚1) 𝐸2 E 1 và E 2 lần lượt là độ rọi của sao thứ nhất và thứ hai (1.1) m 1 và m 2 lần lượt là cấp sao của sao thứ nhất và thứ hai + Cấp sao tuyệt đối M: là đại lượng dùng để so sánh năng lượng thực có của các sao. Cấp sao tuyệt đối của các sao được qui ước là cấp sao nhìn thấy nếu khoảng cách từ chúng đến Trái Đất nhỏ hơn hoặc bằng 10 pasec. Ta có mối liên hệ giữa cấp sao tuyệt đối và cấp sao nhìn thấy như sau: M = m + 5 - 5logd = m + 5 + 5logπ (vì d = 1/π) (1.2) (1.3) trong đó d là khoảng cách từ sao đến Trái Đất và π là thị sai hàng năm. 1.4. Sao. 1.4.1. Giới hạn Chandrasekhar. - Giới hạn Chandrasekhar là giới hạn về vòng đời của một ngôi sao, xét về mặt khối lượng. Biểu thức giới hạn Chandrasekhar: M g/h = 1,4 M MT (1.4) - Từ đó, nếu gọi M là khối lượng của sao đang xét thì: + Nếu M < M g/h thì sao sẽ trở thành sao lùn trắng. + Nếu M = 1,4 ÷ 2M g/h thì sao sẽ trở thành sao neutron. + Nếu M = 8 ÷ 10M g/h thì sao sẽ trở thành lỗ đen. Khi đó bán kính của lỗ đen sẽ được tính theo công thức: Rg = 2𝐺𝑀 𝑐2 (1.5) 1.4.2. Sự tiến hóa của sao. Các đám bụi khí sinh ra bởi Big Bang hoặc vụ nổ của các sao trước đó (với thành phần chủ yếu là Hydro). Phần trung tâm của đám bụi khí tích tụ và co nhanh lại dưới tác dụng của lực hấp dẫn tạo thành phôi sao, phôi sao nóng dần lên do va chạm và sức nén của lực hấp dẫn. Nhiệt độ bề mặt lúc này chỉ cỡ vài trăm K nên bức xạ tia hồng ngoại (sao lùn đỏ). Xung quanh sao lúc này vẫn bị bao bọc bởi lớp bụi khí. Phôi sao lại tiếp tục co tiếp, các nguyên tử khí bị cọ sát làm nhiệt độ tăng lên, đến cỡ 107 K thì phản ứng hạt nhân bắt đầu xảy ra. Khi đó, tùy theo khối lượng mà sao tích tụ được, chúng sẽ trở thành các loại sao tương ứng trên giản đồ H - R. Sao rất nhẹ: Sao lùn nâu Sao nhẹ (M = 1 ÷ 1,4MMT) Sao nặng (M = 10 ÷ 20MMT) Mất khối lượng. Vỏ phình ra mấy chục lần so với kích thước ban đầu. Sao kềnh đỏ (sao siêu mới loại 1) Kéo dài chục ngàn năm, rồi nhân co lại và phun vật chất tạo thành vỏ và bụi bao xung quanh. Sao siêu kềnh Nổ sao siêu mới loại 2. Sao neutron và tàn dư Tinh vân hành tinh và sao lùn trắng (sao siêu mới loại 1) Lỗ đen và vành khí nóng Nếu sao lùn trắng ở gần sao kềnh đỏ  có thể sinh ra nổ sao siêu mới loại 1. Cháy hết nhiên liệu cho phản ứng hạt nhân, từ đó hết phát sáng. Sao lùn đen Do nhiệt độ thấp, không đủ để có phản ứng tổng hợp H thành He nhưng có đủ nhiệt độ cho phản ứng 1D2: 2 1 3 1D + 1H = 2He + Q Do 1D2 ít nên sao chỉ tồn tại vài triệu năm, cạn kiệt nhiên liệu, không phát sáng. Hình 1.7: Sơ đồ giả thiết quá trình tiến hóa của sao. 1.4.3. Giản đồ Hertzsprung – Russel. Hình 1.8: Giản đồ Hertzsprung – Russel. 1.5. Quang phổ. Bảng 1.1: Tóm tắt sơ lược về các loại quang phổ khả kiến. Định nghĩa Quang phổ liên tục Quang phổ vạch phát xạ - Là một dải màu - Là những vạch màu - Là những vệt tối trên liên tục biến thiên riêng rẽ ngăn cách nhau nền màu của quang phổ từ đỏ đến tím. bởi những khoảng tối. liên tục. - Chất rắn, lỏng, - Chất khí ở áp suất thấp - Chiếu ánh sáng trắng bị nung nóng. qua một chất khí bị kích - Chất khí khi có dòng thích (nhiệt độ của nguồn điện phóng qua. chiếu phải lớn hơn nhiệt Nguồn khí ở áp suất cao phát sinh được nung nóng. Quang phổ hấp thụ độ của chất khí).