Kính thiên văn - Thiên hà - ngân hà - Quasar

Mục Lục Lời Nói Đầu. 2 . 3Kính Thiên Văn. 7 I.Phân loại kính thiên văn. 8 I.1.Kính thiên văn quang học:8 I.1.1.Kính thiên văn khúc xạ. 8 I.1.2.Kính thiên văn phản xạ. 9 I.1.3.Kính thiên văn tổ hợp. 11 II.Các kính thiên văn trên thế giới:14 II.1.Hệ thống kính vô tuyến Atacama Large Millimeter Array. 14 II.2.Kính Hubble:15 II.3.Kính viễn vọng khổng lồ GTC16 II.4.Kính viễn vọng đôi Keck. 17 II.5.Salt- "Con mắt châu Phi" trong không gian. 17 II.6.Hobby-Eberly. 18 II.7.Binocular. 19 III.Thông số kính thiên văn. 20 III.1.Các yếu ảnh hưởng đến kính thiên văn. 20 III.1.1.Hiện tương Cầu Sai:20 III.1.2.Hiện tượng nhiễu xạ. 20 III.2.Các đặt trưng của kính thiên văn. 21 III.2.1.Độ bội giác G21 III.2.2.Quang lực (A) và cấp sao nhìn thấy của kính(mk). 21 III.2.3.Năng suất phân giải:22 III.2.4.Liên hệ giữa năng suất phân giải và độ bội giác:23 III.2.5.Độ sáng của ảnh các thiên thể. 23 III.2.6.Thị trường:24 III.3.Các kiểu đặt kính:24 III.3.1.Lắp đặt phương vị (Altitude-Azimuth mount):24 III.3.2.Lắp đặt xích đạo (Equatorian mount):24 IV.Chế tạo kính thiên văn khúc xạ đơn giản. 25 V.Quan sát Mặt Trăng bằng kính thiên văn khúc xạ tự chế:27 THIÊN HÀ - NGÂN HÀ - QUASAR33 THIÊN HÀ - NGÂN HÀ - QUASAR34 VI.THIÊN HÀ34 VI.1.Tổng quan về thiên hà. 34 VI.2.Các kiểu thiên hà:35 VI.2.1.Thiên hà elip ( Eliptical Galaxy). 35 VI.2.2.Thiên hà xoắn ốc ( Spiral Galaxy):36 VI.2.3.Thiên hà vô định hình ( Irregular Galaxy). 37 VI.2.4.Thiên hà thấu kính ( Lentical galaxy). 37 VI.3.Phân biệt thiên hà với các tinh vân. 37 VI.3.1.Tinh vân sáng:38 VI.3.2.Tinh vân tối38 VI.3.3.Phân biệt thiên hà với các tinh vân. 39 VI.3.4.Cụm thiên hà, quần thiên hà và siêu quần thiên hà. 39 VI.4.Sự hình thành và phát triển của thiên hà. 40 VI.4.1.Hình thành:40 VI.4.2.Phát triển. 40 VII.Ngân Hà. 42 VII.1.Lịch sử phát hiện:42 VII.2.Các đặc điểm của Ngân Hà. 42 VII.2.1.Hình dạng. 42 VII.2.2.Khối lượng và kích thước. 43 VII.2.3.Vùng trung tâm Ngân Hà:43 VII.2.4.Các nhánh của Ngân Hà. 44 VII.2.5.Tuổi của Ngân Hà. 45 VII.2.6.Láng giềng của dải Ngân Hà. 45 VIII.QUASAR47 VIII.1.LỊCH SỬ PHÁT HIỆN .47 VIII.2.Bản chất và cấu tạo:48 VIII.2.1. Bản chất:48 VIII.2.2.Cấu tạo. 49 Kết Luận. 50

doc51 trang | Chia sẻ: lvcdongnoi | Ngày: 29/01/2013 | Lượt xem: 2624 | Lượt tải: 9download
Bạn đang xem nội dung tài liệu Kính thiên văn - Thiên hà - ngân hà - Quasar, để tải tài liệu về máy bạn click vào nút DOWNLOAD ở trên
Khoa Vật Lý - Đại Học Sư Phạm TP. HCM SP Vật Lý K34 Tiểu Luận Giảng viên hướng dẫn: Cao Anh Tuấn Sinh Viên Thực Hiện: Trần Hồng Nghĩa Lê Tấn Phúc Nguyễn Trần Minh Quang Nguyễn Hữu Hiếu Đoàn Thị Ánh Xuân Trần Thanh Thảo Tiên TP. HCM Ngày 3 tháng 12 năn 2010 Lời Nói Đầu Kính gửi bạn đọc! Thiên văn học là một môn khoa học lớn tương lai có thể dẫn dắt con người đi chinh phục vũ trụ. Từ những buổi sơ khai của cơ sở thiên văn học cho đến nay, thiên văn luôn có một công cụ hỗ trợ có thể nói là một người bạn đồng hành quan trọng đó là chiếc kính thiên văn. Kính thiên văn giữ vai trò quyết định trong việc nghiên cứu vũ trụ, nếu không có kính thiên văn thì chắc chắn sẽ không thể có được các định luật kepler, những quan niệm đúng đắn về vũ trụ, và thậm chí là những tiến bộ khoa học như ngày nay và trong tương lai. kính thiên văn còn có thể cho ta biết vị trí của chúng ta là ở đâu trong vũ trụ và khám phá được vô số điều bí ẩn khác của vũ trụ. Vậy, kính thiên văn có cấu tạo như thế nào, cấu tạo ấy sẽ thay đổi thế nào qua các thời kỳ lịch sử, chúng ta có thể chế tạo một chiếc kính thiên văn cho riêng mình hay không,liệu rằng với chiếc kính ấy chúng ta sẽ quan sát được gì, nơi ta đang đứng là ở đâu và trong vũ trụ còn những gì bí ẩn nữa ? Đó là lý do chúng tôi thực hiện tiểu luận này. Tiểu luận này được chia làm hai phần lớn: Phần 1 chúng tôi sẽ nói về kính thiêng văn và cách chế tạo nó Phần 2 chúng tôi sẽ giới thiệu với các bạn về thiên hà, ngân hà và quasar, đó là một vài trong số những điều bí ẩn của vũ trụ mà kính thiên văn đã khám phá được. Trong quá trình viết tiểu luận không thể tránh được sai sót, kính mong nhận được sự góp ý chân thành tự bạn đọc. Nhóm thực hiện. Mục Lục Kính Thiên Văn Kính thiên văn theo tiếng hy lạp là telescope có nghĩa là dụng cụ để nhìn những vật ở xa. Là dụng cụ để thu tín hiệu (bức xạ điện từ) phát ra từ thiên thể. Kính thiên văn có khả năng phóng đại giúp người quan sát thấy rõ ảnh của các thiên thể trong vũ trụ. Hans Lippershey Nguyên tắc quang học về  kính thiên văn được  diễn tả lần đầu tiên vào thế kỷ thứ 13 do nhà khoa học Anh Roger Bacon.  Tuy nhiên phải đợi đến năm 1608 mới được áp dụng bởi một người sản xuất kính ở Middleburg Hà Lan, ông   Hans Lippershey. Hans Lippershey tình cờ thấy hai đứa bé  cầm hai thấu kính để nhìn thì thấy cái chong chóng chỉ hướng gió của nhà thờ có vẻ gần hơn. Hans Lippershey thử thí nghiệm đặt một thấu kính hội tụ và  một thấu kính phân kỳ trong một cái ống và  ông đã tìm ra được một dụng cụ nhìn xa (viễn vọng kính). Trong thời điểm đó, có ít nhất hai người Ðức khác cũng đã phát minh. Lại có tin đồn rằng  viễn vọng kính đã có từ  thế kỷ thứ  16. Nhưng  Lippershey là người đã diễn tả bằng  văn. Tuy nhiên,  ông  không bảo vệ bằng phát minh của ông bởi vì chuyện này quá quan trọng để phải giữ bí mật. Lúc đầu người ta đặt tên  kính thiên văn là  ống quang học, mãi đến năm 1650 mới có tên là téléscope  (kính nhìn xa ). Tên này đã được nhà toán học  Hy  Lạp Ioannes Dimisiani đặt ra năm 1612.  Đầu tiên những  kính nhìn xa này chỉ được dùng trong quân đội để kiểm soát quân địch đến gấn.   Năm 1609 Galilée là người đầu tiên dùng "kính lại gần" để quan sát bầu trời. Phân loại kính thiên văn Do khí quyển của Trái Đất chỉ có hai cửa sổ cho bức xạ điện từ là vùng khả kiến và vùng sóng vô tuyến; nên có hai loai kính thiên văn phổ biến là kính thiên văn quang học và kính thiên văn vô tuyến. Kính thiên văn quang học: Kính thiên văn khúc xạ Cấu tạo: gồm thân kính, thị kính và vật kính.Vật kính và thị kính là thấu kính. Nguyên tắc tạo ảnh: Các kiểu kính thiên văn khúc xạ: kiểu Galileo, kiểu Kepler… Kính thiên văn khúc xạ lớn nhất hiện nay là ở Yerkes observatory tại wincosin (america) Đường kính vật kính D=1.5m Tiêu cự vật kính F=19.8m Tiêu cự thị kính f=2.8m Ưu điểm: Kính nhỏ gọn đơn giản, phóng đại ảnh. Dễ thao tác sử dụng, dễ chế tạo. Giá cả vừa phải Nhược điểm: Hầu hết các kính đều có hiện tượng sắc sai. Ống kính dài, thị trường nhỏ. Khắc phục: Có thể tráng lớp chống phản quan ở sau kính. Vật kính ở mặt sau nên là mặt phẳng. Dùng hệ thấu kính ghép để giảm sắc sai. Kính thiên văn phản xạ Cấu tạo: vật kính là gương cầu hoặc gương parapol, thị kính là thấu kính. Nguyên tắc tạo ảnh: Các kiểu kính thiên văn phản xạ: kiểu newton, kiểu cassegrain, kiểu grigorian, kiểu conde… Kiểu Cassegrain Kiểu Gregorian Các kiểu khác nhau ở chỗ đặt thêm kính phụ ở tiêu điểm nhằm tăng thêm khả năng nhìn của kính. Ưu điểm: Khắc phục được các nhược điểm của kính khúc xạ. Có lợi thế về độ mở ống kính. Giảm tối đa sắc sai, ảnh sáng, rõ nét. Thị kính đặt trên thân ống kính dễ quan sát. Nhược điểm: Ống kính to kềnh càng, khó thao tác và sử dụng. Giá cả cao, chế tạo phức tạp. Có tồn tại cầu sai. Khắc phục: Thay vì dùng gương cầu ta dùng gương parapol để khử cầu sai. Kính thiên văn tổ hợp Cấu tạo: là kết hợp của cả hai loại kính thiên văn khúc xạ và phản xạ. Các kiểu kính thiên văn tổ hợp: kiểu Schmidt, kiểu Schmidt-Cassegrain, kiểu Maksukov-Bouwer, kiểu Questar… Kiểu Schmidt Kiểu Schmidt-Cassegrain Kiểu Maksukov-Cassegrain Kiểu Questar Ưu điểm: Ống kính ngắn, gọn. Nhược điểm: Giá cả rất cao, khó chế tạo. Kính thiên văn vô tuyến Gọi là kính nhưng thực ra đây là một rada có nhiệm vụ dò sóng vô tuyến. Kính thiên văn vô tuyến không tiếp các bước sóng vùng ánh sáng khả kiến mà tiếp nhận các bước sóng thuộc vùng sóng vô tuyến bằng gương phản xạ parabol, sóng vô tuyến sẽ được đầu dò thu nhận thông tin gọi là tín hiệu và tín hiệu này sẽ được xử lý trước khi đưa ra thành hình ảnh. Các kính thiên văn trên thế giới: Hệ thống kính vô tuyến Atacama Large Millimeter Array Kính thiên văn vĩ đại này đang được xây dựng trên sa mạc khô cằn nhất trái đất. Qua 66 ăng ten parabol khổng lồ, các nhà khoa học muốn nhìn đến tận ranh giới của không gian và thời gian. Nhờ vào độ cao, bầu khí quyển khô và yên tịnh mà sa mạc Atacama là một trong những địa điểm tốt nhất cho nghiên cứu thiên văn học. Nếu như tại đây khách du lịch và người sử dụng kính thiên văn quang học thích thú ngắm nhìn bầu trời đầy sao rất ấn tượng vào ban đêm thì những nhà thiên văn học vô tuyến lại có thể quan sát được dấu tích của nguyên tử và phân tử. Ở những nơi khác trên Trái Đất không thể nhìn thấy được chúng. Nhờ kính thiên văn Apex, các nhà nghiên cứu đã khám phá ra được khí CO và phân tử hữu cơ phức tạp từ nơi sâu thẳm của vũ trụ. Họ cũng tìm thấy ngay đến nhiều phân tử tích điện chứa flo – việc chưa từng thành công trước đây. Tất cả những điều đó đã tiết lộ nhiều hơn về việc những ngôi sao và hành tinh như trái đất thành hình như thế nào. Alma có thể quan sát những vật thể phát xạ chính xác hơn gấp 10 lần so với kính Very Large Array (VLA) trong bang New Mexico của Mỹ. Kính thiên văn này, nổi tiếng một phần cũng nhờ vào phim "Contact", gồm 27 ăng ten parabol, mỗi chiếc có đường kính 25 m. Khác với VLA, Alma hoạt động trong vùng milimét và nhỏ hơn của thiên văn học vô tuyến. Trong khi VLA phân tích những sóng vô tuyến có bước sóng giữa 1 cm và 4 m, Alma tiến sâu vào những bước sóng từ 9,6 đến 0,3 mm. Kính Hubble: Kính viễn vọng không gian Hubble (tiếng Anh: Hubble Space Telescope, viết tắt HST) là một kính viễn vọng của NASA, mang tên của nhà thiên văn học Mỹ Edwin Powell Hubble (1889-1953), được đặt trong một quỹ đạo cách Trái đất khoảng 610 km. Đây là kính viễn vọng phản xạ được trang bị hệ thống máy tính và một gương thu ánh sáng có đường kính 240 cm. Kính viễn vọng Hubble được nghiên cứu từ thập niên 1970 và phóng lên không gian năm 1990, đã tạo ra một bước đột phá quan trọng trong quan sát thiên văn trong phổ quang học, tử ngoại và hồng ngoại cho thời kỳ này, nhờ vào ưu điểm là quan sát các thiên thể mà không bị ảnh hưởng bởi khí quyển Trái Đất. Nó có thể thu nhận ánh sáng từ vật thể cách xa 12 tỉ năm ánh sáng. Nó lần đầu tiên sử dụng công nghệ Multi-Anode Microchannel Array (MAMA) để ghi nhận tia tử ngoại nhưng loại trừ ánh sáng. Nó có sai số trong định hướng nhỏ tương đương với việc chiếu một tia laser đến đúng vào một đồng xu cách đó 320 km và giữ yên như thế. Việc thiết kế kính này theo dạng mô-đun cho phép các phi hành gia tháo gỡ, thay thế hoặc sửa chữa từng mảng bộ phận dù họ không có chuyên môn sâu về các thiết bị. Trong một lần sửa, độ phân giải của Hubble đã được tăng lên gấp 10. Hubble cung cấp khoảng 5-10 GB dữ liệu một ngày. Vài khám phá quan trọng do Hubble mang lại gồm có: Hình ảnh chi tiết của mọi loại tinh vân, đặc biệt là những tinh vân đang phát tán gần các thiên hà xoắn ốc. Hình ảnh những thiên hà đang va chạm nhau và những thiên hà quasar. Chứng cứ đầu tiên về sự hiện diện của lỗ đen. Vị trí chính xác những cơn bão bụi trên Sao Hỏa và thêm chi tiết về bầu khí quyển của hành tinh này; Chi tiết sự va đập của sao chổi Shoemaker-Levy 9 vào Sao Mộc; Chi tiết những cơn bão rộng hàng ngàn km trên Sao Thiên Vương; Xác định và tính toán sự giãn nở của vũ trụ. Theo kế hoạch của NASA, kính Hubble sẽ ngừng hoạt động vào năm 2014. Hiện nay, tàu con thoi Atlantis đã sửa chữa thành công để nâng cấp cho Hubble hoạt động lâu hơn và hình ảnh chuẩn hơn. Thay thế nó là kính thiên văn vũ trụ James Webb. Kính viễn vọng khổng lồ GTC Là dự án liên kết của Đức, Mexico cùng đại học Florida, Mỹ và từ phía Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), dự án GTC là 1 dự án kính viễn vọng rất lớn với tổng chi phí là 180 triệu đô la. Chiếc kính viễn vọng khổng lồ này được đặt ở độ cao 2.400 m, tại đỉnh 1 ngon núi lửa trên quần đảo Canary (một quần đảo nhỏ thuộc La Palma, Tây Ban Nha).  Chiếc kính viễn vọng  lớn nhất thế giới này vẫn được gọi với cái tên trìu mến là “kính viễn vọng khổng lồ đảo Canary”- Gtan Tecan (tên tiếng anh Grand Telescope Canarias - GTC). Chiếc kính đặc biệt này được thiết kế với độ mở ( đường kính) là 10,4m và 1 chiếc gương phản chiếu được đặt riêng làm từ Gốm thủy tinh của công ty Schott AG, Đức cho phép quan sát vũ trụ với những chi tiết cực đại.  Kính viễn vọng đôi Keck  Từng nằm ở vị trí quán quân thế giới trước khi bị GTC soán ngôi, WM Keck Keck là chiếc kính viễn vọng đôi bao gồm kính Keck I và Keck II với độ mở ở mỗi chiếc là 10 mét ( nhỏ hơn GTC 0,4m).  Hai chiếc kính với 36 phân đoạn trong cơ chế vận hành, chúng có thể hoạt động cùng lúc hoặc tự vận hành riêng biệt mà không gây ảnh hưởng đến nhau. Bằng cách kết hợp độ sáng từ bộ đôi kính này,Keck cho phép ta nhìn thấu, thậm chí còn đo được cả kích thước những những hành tinh vệ tinh bao quanh các vì tinh tú.  Kính viễn vọng này được đặt tên theo tên nhà khoa học William Myron Keck(W. M. Keck) và được xây dựng từ quỹ của ông với tổng chi phí 140 triệu đô la. Kính viễn vọng W. M. Keck được đặt ở độ cao là 4.145m trên đỉnh Mauna Kea, Hawaii.  Salt- "Con mắt châu Phi" trong không gian  Ngày 9-11, Nam Phi đã khánh thành SALT, chiếc kính này có nickname khá kêu là "Con mắt châu Phi".  Với một tấm kính sáu cạnh có đường kính 11 mét và chiều cao hơn 10 mét, SALT (Southern African Large Telescope) cho phép con người quan sát các vì sao và các thiên hà xa xăm trong vũ trụ. SALT được đặt tại vùng bán sa mạc Karoo thuộc thị trấn nhỏ Sutherland, tỉnh Nothern Cape. Lấy ý tưởng từ chiếc Hobby-Eberly (HET) ở Mỹ, SALT được xây dựng trong 5 năm với chi phí 25 triệu USD, trong đó 1/3 vốn từ Nam Phi và phần còn lại do các cơ quan khoa học Mỹ, Ba Lan, Đức, Anh và New Zealand tài trợ.  Hobby-Eberly  Có đường kính nhỏ hơn chút xíu (9,2 m) so vớiSALT, Hobby-Eberly, đặt tại núi Fowlkes, Texas đành ngậm ngùi nhận bậc 4.  Nhưng Hobby-Eberly vẫn gây ấn tượng với giới thiên văn học bởi  khả năng vận hành tốt dù mức đầu tư chỉ ở trong 1 khoản ngân sách khiêm tốn không được tiết lộ (nhiều khả năng chỉ bằng 80% chi phí của các công trình khác). Với thiết kế 1 trục nâng cao cố định  và hệ thống theo dõi rất sáng tạo, Hobby-Eberly rất xứng với câu nhận xét “khiêm tốn nhưng hiệu quả”.  Binocular  Là 1 phần trong dự tháp thiên văn quốc tế Mount Graham, và đang được xây dựng ở chân núiGraham  thuộc dãy Pinaleno phía đông nam Arizona, Mỹ. Chưa hoàn thiện 100% nhưng  nó đã được công nhận là chiếc kính viễn vọng lớn thứ năm trên thế giới.  Kính viễn vọng Binocular (Large Binocular Telescope LBT- hay tên gốc là dự án Columbus). Dự kiến khi hoàn thành xong kính có đường kính là 9,2m, có 1 bộ gương đôi phản chiếu có kích cỡ 8,4 m cho phép theo dõi những hình ảnh thực, sống động bên ngoài hệ Mặt trời. Thông số kính thiên văn Các yếu ảnh hưởng đến kính thiên văn Hiện tương Cầu Sai: Hieän töôïng caàu sai laø hieän töôïng caùc tia saùng khi ñi qua vaät kính laø thaáu kính hoaëc göông caàu. Tia saùng naøo caøng xa quang taâm (hay caøng gaàn rìa) thì hoäi tuï caøng gaàn vaät kính hôn. Làm ảnh nhòe và khó quan sát. Khắc Phục: đối với kính thiên văn khúc xạ, người ta dùng các thấu kính có cấu tạo phức tạp với các mặt cong khác nhau. Đối với kính phản xạ thay vì dùng gương cầu tròn thì nguời ta thay thế bằng các gương parabol. Hiện tượng nhiễu xạ Do bản chất của ánh sáng có tính chất sóng. Anh sáng từ một nguồn điểm trên bầu trời sau khi đi qua kính thiên văn sẽ cho ta ảnh của nguồn điểm sáng đó. Ảnh điểm này không phải là một điểm sáng mà là một hình tròn nhỏ có các màu xung quanh. Đây không phải do tán sắc mà là do hiện tượng nhiễu xạ. Hiện tượng nhiễu xạ làm giảm khả năng phân giải của kính. Chúng ta rất khó khử được hiên tượng nhiễu xạ ngay cả đối với các kính thiên văn hiện đại. Khắc Phục: Để tăng độ phân giải chúng ta chỉ còn cách tăng đường kính của vật kính. Các đặt trưng của kính thiên văn Độ bội giác G G là tỉ số giữa góc nhìn thiên thể qua kính thiên văn và góc nhìn thiên thể trực tiếp . Các thiên thể ở rất xa Trái Đất nên ta xem chùm sáng phát ra từ thiên thể gửi đến là song song. Khi kính thiên văn điều chỉnh trạng thái ngắm chừng ở vô cực: là tiêu cự của vật kính và thị kính. Ở kính thiên văn vật kính thường cố định, ta thay đổi độ phóng đại bằng cách thay đổi thị kính. Nhưng khi độ bội giác tăng lên thì ảnh càng mờ. Vì vậy độ phóng đại một kính không phải là vô hạn. Khả năng phóng đại lớn nhất của một kính G=2D D là đường kính vật kính (mm). Quang lực (A) và cấp sao nhìn thấy của kính(mk) Là đại lượng nói lên khả năng của kính cho phép ta nhìn thiên thể qua kính sẽ thu được lượng quag thông gấp bao nhiêu lần khi ta nhìn trực tiếp thiên thể đó. Ta có: độ dọi sáng : quang thông Nếu tăng D thì độ dọi càng lớn lúc này cấp sao nhìn thấy càng lớn. Có thể nhìn thấy những sao mờ mà mắt thường không quan sát được. Vậy vật kính có đường kính D càng lớn thì A càng lớn. Nếu thiên thể có độ dọi E, nhìn qua vật kính có đường kính D và nhìn qua mặt có đường kính d thì quang thông qua 2 kính lần lượt là: và Nếu xem thuỷ tinh thể của mắt người có d=6 mm và có thể nhìn đến sao cấp ; và kính thiên văn có đường kính D mm có thể giúp quan sát đến cấp sao Theo công thức Pogson: Ta dùng công thức này để tính khả năng quan sát đến cấp sao nào của kính thiên văn. Đường kính D của vất kính càng lớn thì khả năng quan sát các thiên thể ở xa càng tốt. Tuy nhiên không thể tăng D mãi được; vì khi D quá lớn sẽ xảy ra sai lệch quang học; ảnh quan sát được không trung thực. Năng suất phân giải: Là đại lượng đặt trưng cho góc giới hạn giữa hai điểm mà mắt có thể phân biệt được. Theo lý thuyết nhiễu xạ thì yêu cầu này thoã mãn khi vân sáng trung tâm của điểm này trùng với vân tối thứ nhất của điểm kia. Ánh sáng quan sát có bước sóng Nếu e tính ra dây cung ,D tính ra mm Mắt thường nhạy cảm với Liên hệ giữa năng suất phân giải và độ bội giác: Mắt người có thể phân biệt 2 điểm cách nhau 2’ nếu nhìn qua kính có độ phóng đại G và năng suất phân giải e thì góc nhìn được phóng đại lên là eG. Vậy độ phóng đại G cần thiết của kính để mắt phân biệt hai điểm cách nhau một khoảng bằng với khoảng cách ứng với năng suất phân giải của mắt phải thoã mãn: Thực tế cho thấy kính có năng suất phân giải tốt nhất khi có độ phóng đại Mà Vậy độ phóng đại thích hợp của kính khi quan sát bằng mắt có trị số bằng đường kính vật kính tính ra mm. Kích thước ảnh l của thiên thể có đường kính góc tại mặt phẳng tiêu của vật kính: Ta có Vật kính có tiêu cự càng lớn cho ảnh l càng dài. Trong khi quan sát các hành tinh trong hệ mặt trời người ta thường dùng kính có càng lớn để quan sát rõ các chi tiết trên bề mặt của hành tinh. Độ sáng của ảnh các thiên thể Đối với các thiên thể ở xa kính có D càng lớn chúng ta nhìn được những thiên thể càng mờ. Đối với thiên thể có như Mặt Trăng, hành tinh…Độ dọi sáng của ảnh qua kính tỉ lệ với quang thông của ánh sáng do thiên thể rọi qua vật kính và tỉ lệ nghịch với diện tích ảnh của thiên thể tại mặt phẳng tiêu của vật kính. D tính bằng mét Vậy với một kính thiên văn thị kính có tiêu cự càng nhỏ thì ảnh càng lớn, nhưng độ sáng ảnh giảm xuống. Đối với mắt người . Thị trường: Là khoảng cách góc vùng không gian quan sát đượcqua kính thiên văn. Thị trường phụ thuộc vào tiêu cự của vật kính và thị kính. +Với thị kính có tiêu cự cố định, vật kính có tiêu cự càng nhỏ thì thị trường càng lớn. +Với vật kính có tiêu cự cố định thì thị kính có tiêu cự càng lớn thị trường càng lớn. Vậy kính thiên văn có độ phóng đại càng lớn thì thị trường càng nhỏ. Ngoài ra khi chụp ảnh thiên văn người ta cịn đưa ra các khái niệm: Seeing, Transparency, Light pollution… Các kiểu đặt kính: Lắp đặt phương vị (Altitude-Azimuth mount): Hai trục quay của kính đặt theo phương thẳng đứng và nằm ngang. Quan sát trong hệ toạ độ chân trời, phụ thuộc nhật động nên chỉ dùng để quan sát nhất thời. Lắp đặt xích đạo (Equatorian mount): Trục kính đặt song song trục Trái Đất. Quan sát trong hệ toạ độ xích đạo 2, không phụ thuộc nhật động. Cần lắp thêm mô tơ quay cùng vận tốc và ngược chiều quay Trái Đất để có thể xem Trái Đất đứng yên, không ảnh hưởng đến quan sát. Ngoài ra người ta còn lắp đặt kính thiên văn bằng cách đặt kính trên vệ tinh nhân tạo và phóng lên quỹ đạo Trái Đất. Chế tạo kính thiên văn khúc xạ đơn giản Chuẩn bị dụng cụ: Vật Kính là kính viễn có độ tụ +1.5 đi ốp, đường kính 65mm. Kính mắt là kính lúp, tiu cự khoảng 40mm. 1m ống nhựa đường kính 60mm. Cái chuyển bậc 60-42. Cái chuyển bậc 42-34. 20cm ống nhựa đường kính 27mm. 1 cuộn băng dính. Giấy bìa, keo dn. Chuẩn bị giấy, kéo, thước dây và 1 cái cưa nhỏ để cưa ống nước. Lắp ráp kính: Ngắm thử kính vật và kính mắt để xác định khoảng cách giữa 2 kính cho ảnh rõ nét. Lắp kính vật vào cái chuyển bậc 60-42, dùng giấy bìa cố định nó lại. Tháo kính mắt ra khỏi tay cầm, dùng giấy và băng dính cố định nó vào ống nhựa 20cm. Dùng giấy và băng dính độn vào bên trong cái chuyển bậc 42-34 sao cho ống nhựa 20cm nói trên có thể di chuyển được trong nó. Vẽ phác sơ đồ cấu tạo của kính ra giấy, ước tính thử chiều dài của thân ống nước. Cưa ống nhựa chính theo chiều dài đã tính toán. Lắp tất cả bộ phận lại với nhau. Ngắm thử và điều chỉnh lại (cưa hoặc nối các ống nhựa) nếu cần thiết. . Quan sát Mặt Trăng bằng kính thiên văn khúc xạ tự chế: The Moon 15/11/2010 10/10/2010 11:01:00 pm The Moon 15/11/2010 10/10/2010 11:03:00 pm The Moon 15/11/2010 10/10/2010 11:18:00 pm The Moon 15/11/2010 10/10/2010 11:17:00 pm The Moon 16/11/2010 11/10/2010 10:04:00 pm The Moon 16/11/2010 11/10/2010 10:54:00 pm The Moon 16/11/2010 11/10/2010 10:57:00 pm The Moon 16/11/2010 11/10/2010 10:58:00 pm The Moon 16/11/2010 11/10/2010 11:10:00 pm The Moon 16/11/2010 11/10/2010 11:16:00 pm The Moon 16/11/2010 11/10/2010 11:16:00 pm The Moon 16/11/2010 11/10/2010 11:20:00 pm The Moon 17/11/2010 12/10/2010 11:29:00 pm The Moon 17/11/2010 12/10/2010 11:48:00 pm The Moon 17/11/2010 12/10/2010 11:49:00 pm The Moon 17/11/2010 12/10/2010 11:50:00 pm The Moon 17/11/2010 12/10/2010 11:50:00 pm The Moon 17/11/2010 12/10/2010 11:55:00 pm The Moon 20/11/2010 15/10/2010 00:25:00 am The Moon 20/11/2010 15/10/2010 00:26:00 am The Moon 20/11/2010 15/10/2010 00:25:00 am The Moon 20/11/2010 15/10/2010 00:21:00 am The Moon 20/11/2010 15/10/2010 00:50:00 am The Moon 20/11/2010 15/10/2010 00:29:00 am Các loại kính thiên văn trên thị trường Việt Nam. Phần mềm xử lý ảnh thiên văn. Việc thu được ảnh một vật thể qua kính thiên văn tự chế tạo đòi hỏi phải qua một công đoạn xử lý ảnh do hình ảnh thu được khá là mờ. Nguyên nhân làm cho ảnh bị mờ đã được nêu ở phần các thông số của kính thiên văn. Việc xử lý ảnh cũng tương đối đơn giản thông quaphân tích hình ảnh bằng phép biến đổi wavelet. PBĐ wavelet chẳng qua chỉ là một thuật toán. Tất cả các chương trình xử lý ảnh như registax, corel, photoshop… đều dựa trên một nguyên tắc chung đó là PBĐ wavelet Để tìm hiểu thêm, đọc giả có thể tìm thấy về wavelet trong tạp chí khoa học của Trường đại học SP TP.HCM vấn đề khử nhiễu phổ gamma bằng PBĐ wavelet hoặc các giáo trinh wavelet khác. . THIÊN HÀ - NGÂN HÀ - QUASAR THIÊN HÀ Tổng quan về 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. 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 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. Một số thiên hà có thể cặp đôi với nhau (double galaxy) giống như trường hợp của sao đôi (double star). Các thiên hà này thường là các thiên hà ở gần nhau, hấp dẫn làm chúng tương tác với nhàu và có thể quay quanh nhau. Trong nhiều trường hợp, một thiên hà lớn hơn có thể thu hút vật chất ở thiên hà đồng hành, thậm chí có thể nuốt chửng luôn bạn đồng hành của mình. Các thiên hà cũng giống như các hành tinh và các hệ hành tinh, chúng cũng tập hợp thành những nhóm gọi là Quần tụ thiên hà. Các Quần tụ thiên hà lại họp lại trở thành Siêu thiên hà... Nhiều khám phá về dải Ngân hà và các tinh vân trong bầu trời đêm đã giúp chúng ta nhận thức được rằng mình sống trong một thiên hà và trong thực tế còn tồn tại nhiều thiên hà khác. Các kiểu thiên hà: Dựa vào hình dạng bề ngoài của thiên hà, Hubble là người đầu tiên phân chia các thiên hà thành 3 loại: Thiên hà elip (E: Elip), thiên hà xoắn ốc (S: Spiral), thiên hà vô định hình( Irr: Irrigular).Đồng thời ông cũng đưa ra một sơ đồ tiến hóa của các thiên hà. Và các kết quả nghiên cứu gần đây cho thấy các thiên hà elip được tạo thành từ thiên hà xoắn ốc. Thiên hà elip ( Eliptical Galaxy) -Đây là loại thiên hà sáng nhất trong vũ trụ. Chúng gồm chủ yếu là các sao già, gần như không có bụi, chỉ có khí với nhiệt độ khoảng 1 triệu độ. Thiên hà elip có khối lượng rất nặng, chúng có hình cầu hoặc hình elipxoit, tốc độ quay nhỏ, chỉ khoảng 100 km/s. Thiên hà Tiên nữ - Andromeda - M31, thiên hà sáng nhất bầu trời của chúng ta cũng là một thiên hà Elip.  Các thiên hà elip hiện lên với màu vàng-đỏ. Chúng có hình dạng từ gần giống với hình cầu đến đĩa rất dẹt và chứa từ vài trăm triệu đến một nghìn tỷ sao. Chuyển động của các ngôi sao trong thiên hà chủ yếu là chuyển động xuyên yếu là quanh xung quanh tâm thiên hà. Đối với các thiên hà elip: sự hình thành sao đã kết thúc, còn lại các ngôi sao già và các sao còn đang hoạt động. Sự hình thành sao diễn ra với tốc độ rất chậm và rất ít vì thiếu đi các khí, bụi, các vật chất liên sao và nhân tố kích thích trong các thiên .Khá nhiều thiên hà elip chiếm rất nhiều các sao già loại II (population II), làm chúng có màu đỏ. Loại thiên hà này chiếm khoảng 15% trong số các thiên hà đã quan sát được, kí hiệu E. Mức độ thuôn dài của loại thiên hà này được kí hiệu bởi các số từ 0 - 7 (tròn nhất là E0). Thiên hà elip Thiên hà xoắn ốc ( Spiral Galaxy): - Thiên hà xoắn ốc chứa nhiều khí và có nhiều cánh tay xoắn đối xứng qua tâm quay của thiên hà. - Đường kính của thiên hà xoắn ốc từ 10 nghìn đến 300 nghìn NAS. Khối lượng các thiên hà xoắn ốc vào khoảng vài tỷ đến 500 tỷ khối lượng của Mặt Trời. -Mỗi cánh tay xoắn chuyển động quay quanh tâm với một vận tốc góc riêng và không đổi . - Các cánh tay xoắn là vùng có mật độ sao rất cao ( còn được gọi là vùng của các sóng mật độ). - Nguyên nhân: do sự chuyển động không cùng vận tốc quay của một số ngôi sao lớn trong thiên hà đã tạo nên các cánh tay xoắn. - Các ngôi sao này có thể đi vào hoặc đi ra khỏi các cánh tay xoắn. Với các sao đi vào cánh tay xoắn sẽ chuyển động chậm lại, từ đó tạo nên vùng có mật độ lớn các sao, vùng này là điều kiện thuận lợi để hình thành sao. Đó là lý do vùng này chứa nhiều ngôi sao sáng và trẻ. - Thiên hà xoắn được phân ra làm các loại Sa, Sb, Sc và Sd trong đó các kí hiệu a,b,c,d là chỉ độ dời của cánh tay xoắn so với tâm thiên hà. Thiên hà Sa có các cánh tay ép rất sát vào tâm thiên hà, còn Sd là loại thiên hà mà các cánh tay mở ra rộng nhất . -Đối với các thiên hà xoắn tâm có dạng cầu dẹt, người ta dùng kí hiệu SB (Barred Spiral), tương ứng cũng có SBa, SBb, SBc.Ngân Hà của chúng ta là một thiên hà xoắn . Thiên hà vô định hình ( Irregular Galaxy) Loại thiên hà này chiếm khoảng 3%, kí hiệu Ir Thiên hà này có dạng không xác định, thường giống như một đám các sao nhỏ, quay quanh một tâm chung nhưng lại có thể có nhiều tâm tạo sao. Ngoài các Thiên hà được phân loại theo hình dáng, người ta còn đưa vào khái niệm Thiên hà lùn (dwarf galaxy) (Kí hiệu d) .Đặc điểm của loại thiên hà này là kích thước rất nhỏ và mật độ cũng tương đối nhỏ so với các thiên hà khác. Về hình dáng, chúng cũng có hình elip, cầu, không định hình. Thiên hà thấu kính ( Lentical galaxy) Loại thiên hà này chiếm khoảng 20% trong số các thiên hà đã quan sát được, kí hiệu SO. Đây là loại thiên hà trung gian giữa thiên hà elip và thiên hà xoắn. Chúng gồm nhiều sao già, có một bầu trung tâm và đĩa gồm các sao tre phía ngoài nhưng không có sự xuất hiện các cánh tay sáng. Phân biệt thiên hà với các tinh vân Tinh vân là gì? Tinh vân theo như cách hiểu đơn giản và chính xác thì đó là các đám mây khí và bụi trong không gian được quan sát do chúng sáng hơn hoặc tối hơn nhiều nền bao quanh. Các tinh vân thường tập trung thành những giải hẹp, dày từ 400-900 năm ánh sáng nằm dọc theo mặt phẳng của thiên hà. Tinh vân là hỗn hợp của bụi, khí hydro, khí helium và plasma. Tinh vân có thể là những đám bụi tập hợp lại với nhau do hấp dẫn (khối lượng chưa đủ để tạo thành một ngôi sao hay một thiên thể lớn), hoặc cũng có thể là vật chất được phóng ra do sự kết thúc của một ngôi sao. Các chất khí trong tinh vân chủ yếu là hiđrô, còn bụi thì chủ yếu là các phân tử cácbon và các mảnh đá vụn. Sự tập trung mật độ vật chất không đồng đều giữa các tinh vân: một số có mật độ bụi khí rất dày đặc, số khác thì loãng hơn. Có 2 loại tinh vân : tinh vân sáng và tinh vân tối Tinh vân sáng: + Tinh vân phát xạ: loại tinh vân mà thành phần khí và bụi của nó khi ở gần các ngôi sao lớn bị kích thích mạnh dẫn đến bị ion hoá và phát ra ánh sáng. Nhiệt độ ở tâm các tinh vân này có thể lên đến 8000 – 10000K, đường kính khoảng vài chục đến vài trăm LY (Light Year – năm ánh sáng). Một số tinh vân loại này tương đối nổi tiếng là tinh vân Orion (M42), tinh vân đại bàng (Eagle Nebula – M16).  + Tinh vân phản chiếu: đây là những tinh vân  có được ánh sáng so với xung quanh do phản xạ ánh sáng đến từ các ngôi sao gần đó. Loại tinh vân này gồm các khí và bụi có khả năng phản xạ tốt ánh sáng. Ánh sáng của loại tinh vân này không mạnh như của các tinh vân phát xạ. Tuy nhiên loại tinh vân này có quang phỏ kiên tục (do ánh sáng là ánh sáng phản xạ) còn tinh vân phát xạ thì quang phổ có các vạch phát xạ (do sự phát xạ kích thích) . Ví dụ: tinh vân tua rua (Pleiades) – M45 Tinh vân tối Là loại tinh vân gồm khí và bụi không trong suốt, nó có thể cản hoặc hấp thụ ánh sáng đến với nó. Trên bầu trời, nó hiện lên là một bóng đen do ánh sáng từ các ngôi chiếu đến đã bị khí hấp thụ gần hết. Một ví dụ rất nổi tiếng về loại tinh vân này là tinh vân đầu ngựa trong chòm sao Orion (horse head nebula). Phân biệt thiên hà với các tinh vân Do trước đây với các kính thiên văn quang học còn kém, các nhà thiên văn đã xác định và đặt tên cho một số tinh vân mà thực chất chúng không phải các đám khí bụi mà là cả một thiên hà. Ví dụ như tinh vân M31 thường được gọi là tinh vân tiên nữ (Andromeda) thực chất không phải một tinh vân theo định nghĩa trên mà là một thiên hà, thiên hà Andromeda là thiên hà lớn nhất trong cụm thiên hà địa phương của chúng ta. thiên hà Milkyway của chúng ta chỉ lớn thứ hai và thứ 3 là một thiên hà nữa cũng bị hiểu nhầm là tinh vân. Như vậy: tinh vân là tập hợp những đám mây khí và bụi trong không gian được quan sát do chúng sáng hơn hoặc tối hơn nhiều nền bao quanh, trong khi đó thiên hà là tập hợp của vô số các sao có xen lẫn bụi và khí. Cụm thiên hà, quần thiên hà và siêu quần thiên hà + Cụm thiên hà: ( Galaxy Cluster) Gồm vài chục thiên hà liên kết với nhau bằng hấp dẫn. Kích thước của chúng từ 6 - 13 triệu năm ánh sáng và khối lượng 1000 - 10000 tỉ lần khối lượng Mặt Trời. + Quần thiên hà: ( galaxy populations) Là một tập hợp rất dầy đặc gồm vài nghìn thiên hà liên kết với nhau. Nói đơn giản nó là một qui mô lớn hơn rất nhiều của cụm thiên hà không có tâm và đối xứng cầu, thường có kích thước nhỏ hơn loại kia. + Siêu quần thiên hà: (super galaxy populations): Là tập hợp lớpn gồm nhiều cụm thiên hà, quần thiên hà và một vài thiên hà biệt lập. Siêu quần thiên hà thường có hình dẹt hoặc dài , thành chuỗi liên tiếp nhau, kích thước khoảng 300 - 500 triệu năm ánh sáng và khối lượng khoảng 1018 khối lượng Mặt Trời Sự hình thành và phát triển của thiên hà Hình thành: Một phác thảo về sự hình thành thiên hà: một thời gian ngắn sau khi tái tổ hợp, vật chất baryon bắt đầu cô đặc xung quanh các quầng vật chất tối lạnh. Các ngôi sao quầng tốc độ cao không kim loại (được gọi là Sao Population III) là những vật thể đầu tiên phát triển xung quanh một tiền thiên hà khi nó bắt đầu cô đặc lại. Các ngôi sao vĩ đại nhanh chóng trở thành siêu sao mới, nhả ra các nguyên tố nặng vào không gian liên sao. Trong vài tỷ năm sau đó, các cụm hình cầu, hố đen siêu lớn ở trung tâm và chỗ phồng thiên hà của các sao Population II không kim loại bắt đầu hình thành. Trong vòng hai tỷ năm, các vật liệu còn lại rơi vào một đĩa tiền thiên hà. Thiên hà sẽ tiếp tục thu hút các vật liệu rơi vào từ các đám mây tốc độ cao và các thiên hà lùn trong suốt quãng đời của nó; vòng sinh sản và chết đi của các ngôi sao sẽ làm vật liệu nặng trở nên phong phú, cuối cùng cho phép sự thành tạo các hành tinh. Phát triển Những nghiên cứu cho thấy Ngân hà đang di chuyển về phía Thiên hà Andromeda ở cạnh với tốc độ 130 km/s, và tùy theo sự di chuyển của cả hai phía, hai thiên hà có thể sẽ va chạm vào nhau trong khoảng năm hay sáu tỷ năm nữa. Những vụ va chạm thiên hà như vậy xảy ra khá thường xuyên. Với khoảng cách xa xôi giữa các ngôi sao như đã biết, đa phần các hệ sao vẫn tồn tại an toàn sau những vụ va chạm như vậy. Tuy nhiên sự tước đoạt hấp dẫn của khí liên sao và bụi vốn tạo nên những cánh tay xoắn sẽ tạo ra một dải dài các ngôi sao, tương tự như điều quan sát thấy ở thiên hà NGC 250 hay Thiên hà Antennae. Dù Ngân hà chưa từng va chạm với một thiên hà khác có kích cỡ tương tự với Thiên hà Andromeda, bằng chứng về những vụ va chạm trong quá khứ của Ngân hà với các thiên hà lùn nhỏ hơn ngày càng có nhiều hơn. Các thiên hà xoắn ốc, như Ngân hà, chỉ tạo ra các thế hệ sao mới khi chúng còn sở hữu các đám mây phân tử hydro liên sao đặc trong những cánh tay xoắn của chúng. Các thiên hà elíp đã mất phần lớn khí này và mất khả năng tạo sao. Tuy nhiên, việc cung cấp nguyên liệu thành tạo sao cũng có giới hạn; khi các ngôi sao biến khí hydro thành các nguyên tố nặng hơn, sẽ ít có sao mới được thành lập hơn. Sau sự kết thúc của quá trình thành tạo sao trong một trăm tỷ năm, "thời đại sao" sẽ kết thúc sau khoảng mười nghìn tỷ tới một trăm nghìn tỷ năm (1013–1014 năm), khi những ngôi sao nhỏ nhất và có tuổi lớn nhất trong thể cầu dạng sao của chúng ta, những ngôi sao lùn đỏ bắt đầu mờ đi. Cuối thời đại sao các thiên hà sẽ gồm các vật thể nén: các sao lùn nâu, các hố đen lùn, các ngôi sao lùn trắng lạnh lẽo, các sao neutron, và các hố đen. Cuối cùng, như một kết quả của sự giãn hấp dẫn, toàn bộ các ngôi sao hoặc sẽ rơi vào hố đen siêu lớn ở trung tâm các thiên hà, hoặc lao vào trong không gian liên thiên hà sâu thẳm sau các quá trình va chạm. Ngân Hà Lịch sử phát hiện: Năm 1610, Galileo Galilei đã sử dụng một kính viễn vọng nghiên cứu dải sáng trên bầu trời đêm được gọi là Ngân hà và phát hiện ra rằng nó được hình thành từ số lượng vĩ đại những ngôi sao mờ. Thiên hà có thể là hình thể đang quay của một số lượng sao rất lớn, gắn kết với nhau bằng các lực hấp dẫn tương tự như hệ mặt trời nhưng ở quy mô lớn hơn nhiều. Vì thế đĩa do các ngôi sao hình thành nên sẽ được quan sát thấy như một dải băng trên bầu trời khi ta đứng quan sát từ bên trong nó. 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 thiên hà 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. Các đặc điểm của Ngân Hà Hình dạng Dãy Ngân Hà xuất hiện trên bầu trời như một dải sáng trắng kéo dài từ chòm sao Tiên Hậu ở phía bắc đến chòm sao Nam Thập Tự ở phía nam. Dải Ngân Hà sáng hơn về phía chòm sao Nhân Mã là chỗ trung tâm của dải Ngân Hà. Một dữ kiện thực tế là dải Ngân Hà chia bầu trời thành hai phần xấp xỉ bằng nhau chứng tỏ hệ Mặt Trời nằm rất gần với mặt phẳng của thiên hà này. - Dải Ngân Hà là một thiên hà xoắn ốc chặn ngang kiểu SBbc theo phân loại Hubble. - Có dạng hình đĩa có đường kính vào khoảng 100.00 NAS hay 30 kiloparsec. - Vùng tâm Thiên Hà phình ra như một hình cầu nằm trên hướng chòm sao Nhân Mã. - Thiên Hà quay quanh tâm với vận tốc góc càng xa tâm càng giảm. Đó là nguyên nhân khiến cho Thiên Hà có dạng xoắn ốc và hình thành nên các nhánh xoắn ốc quanh tâm Thiên Hà. Hệ Mặt Trời của chúng ta nằm trên nhánh Tráng Sĩ cách tâm Thiên Hà vào khoảng 2/3 bán kính Thiên Hà. Khối lượng và kích thước - Có khối lượng xấp xỉ 1012 khối lượng của Mặt Trời (M☉), có khoảng từ 200 tới 400 tỷ ngôi sao (định tinh). - Dải Ngân Hà có đường kính khoảng 100.000 năm ánh sáng. Khoảng cách từ Mặt Trời đến trung tâm dải Ngân Hà khoảng 27.700 năm ánh sáng. Vùng trung tâm Ngân Hà: -Các ngôi sao trong dải Ngân Hà quay xung quanh trung tâm Ngân Hà (được cho là ranh giới của hố đen siêu khối lượng). Nguồn bức xạ mạnh có tên gọi là Sagittarius A* (cung Nhân Mã) được coi là ranh giới của hố đen này. Các nhà thiên văn ở đài quan sát Jodrell Bank của Anh được cho là đã phát hiện ra một đám mây rượu cồn ở vùng trung tâm Ngân Hà. Dải Ngân Hà có thể coi như một cái đĩa với phần trung tâm lồi hẳn lên. -Trái Đất của chúng ta cách tâm này khoảng 7,6 kiloparsec (24.800 NAS) -Hệ Mặt Trời phải mất khoảng 226 triệu năm để hoàn thành một chu kỳ quay chung quanh tâm của dải Ngân Hà ("năm thiên hà") và như vậy nó đã hoàn thành khoảng 25 vòng quay chung quanh tâm dải Ngân Hà. Vận tốc quỹ đạo của các ngôi sao trong dải Ngân Hà không phụ thuộc vào khoảng cách tới trung tâm: nó thường xuyên nằm trong khoảng 200-250 km/s đối với các láng giềng của hệ Mặt Trời. Vì thế chu kỳ quỹ đạo là tỷ lệ thuận với khoảng cách tới trung tâm dải Ngân . Các nhánh của Ngân Hà Người ta cho rằng có bốn nhánh xoắn ốc chính và ít nhất hai nhánh nhỏ, mà mọi điểm xuất phát của nó là từ trung tâm dải Ngân Hà. Dưới đây là tên các nhánh tính từ trung tâm Ngân Hà: Nhánh Norma: hay nhánh 3 kpc Nhánh Scutum-Crux hay nhánh Centaurus Nhánh Sagittarius hay nhánh Sagittarius-Carina Nhánh Orion là một nhánh xoắn ốc nhỏ. Hệ Mặt Trời có thể rất gần với nội biên của nhánh này, ở trong các đám mây chứa khí giữa các thiên thể, với khoảng cách 8,0 ± 0,5 kpc từ trung tâm dải Ngân Hà. Nhánh Perseus. Nhánh Cygnus hay nhánh ngoài cùng. Khoảng cách từ nhánh Orion và nhánh kế tiếp, nhánh Perseus, vào khoảng 6.500 năm ánh sáng. Mỗi nhánh xoắn ốc miêu tả một đường xoắn lôgarít với độ dốc khoảng 12 độ. Đĩa của dải Ngân Hà được bao quanh bởi các quầng sáng hình ô van của các ngôi sao đã già và các tinh vân. Trong khi đĩa chứa khí và bụi bị mờ bởi sự quan sát trong một số các bước sóng, thì các quầng sáng không bị như vậy. Các ngôi sao đang hoạt động mạnh chiếm chỗ trong đĩa (đặc biệt trong các nhánh xoắn ốc, tiêu biểu cho các khu vực có mật độ cao), nhưng không có trong các quầng sáng. Nhóm các ngôi sao sinh ra bởi các đám mây phân tử cũng chủ yếu tìm thấy trong các đĩa. Tuổi của Ngân Hà Năm 2004, một nhóm các nhà thiên văn học đã tính toán tuổi của dải Ngân Hà. (Nhóm này bao gồm Luca Pasquini, Piercarlo Bonifacio, Sofia Randich, Daniele Galli và Raffaele G. Gratton.) Nhóm này đã sử dụng quang phổ siêu tím - nhìn thấy của kính viễn vọng cực lớn để lần đầu tiên đo lượng berili trong hai ngôi sao thuộc tinh vân NGC 6397. Điều này cho phép họ suy ra thời gian đã trôi qua giữa sự sinh ra đầu tiên của các ngôi sao trong toàn bộ dải Ngân Hà và sự sinh ra đầu tiên của các ngôi sao trong tinh vân này, từ 200 đến 300 triệu năm. Họ cộng khoảng thời gian này vào tuổi biểu kiến của các ngôi sao trong tinh vân là 13.400 ± 800 triệu năm. Tổng của nó là tuổi dự kiến của dải Ngân Hà: 13.600 ± 800 triệu năm. Láng giềng của dải Ngân Hà 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. Thiên hà Andromeda M33, thiên hà Triangulum Dải Ngân Hà, thiên hà Andromeda (2,5 triệu năm ánh sáng) và thiên hà Triangulum (3 triệu năm ánh sáng) là các thành viên chính của nhóm Địa phương là một nhóm của khoảng 35 thiên hà có biên giới gần nhau; nhóm địa phương này là một phần của siêu nhóm Virgo (Thiên Bình). Dải Ngân Hà được quay quanh bởi một số các thiên hà sao lùn trong nhóm địa phương. Lớn nhất trong số này là đám mây Magellan Lớn với đường kính khoảng 20.000 năm ánh sáng. Nhỏ nhất là sao lùn Carina, sao lùn Draco và Sư Tử II chỉ có kích thước 500 năm ánh sáng. Các sao lùn khác quay quanh thiên hà của chúng ta là đám mây Magellan Nhỏ; sao lùn chính Canis; gần nhất là thiên hà sao lùn hình elíp Sagittarius; sao lùn Tiểu Hùng Tinh; sao lùn Sculptor, sao lùn Sextans, sao lùn Fornax và Sư Tử I. - Hệ thống thiên hà vệ tinh của Ngân Hà gồm có thiên hà elip lùn Sagittarius, đám mây Magellan Nhỏ, đám mây Magellan Lớn, thiên hà lùn Đại Khuyển, thiên hà lùn Tiểu Hùng, thiên hà lùn Draco, thiên hà lùn Carina, thiên hà lùn Sextans, thiên hà lùn Sculptor, thiên hà lùn Fornax, Leo I, Leo II, và thiên hà lùn Đại Hùng. - Hệ thống thiên hà vệ tinh của Andromeda gồm M32, M110, NGC 147, NGC 185, And I, And II, And III, And IV, And V, Pegasus dSph, thiên hà lùn Cassiopeia, And VIII, And IX, và And X. QUASAR LỊCH SỬ PHÁT HIỆN . Vũ trụ đang giãn nở, tất cả các thiên hà đang dịch chuyển ra xa chúng ta và các vạch phổ của chúng dịch chuyển về phía đỏ theo định luật Doppler. Những vật thể càng xa chúng ta dịch chuyển ra xa chúng ta với tốc độ càng lớn và sự dịch chuyển về phía đỏ càng lớn. Trong quá trình thu phổ của một thiên thể tên 3C48, các nhà thiên văn rất đổi kinh ngạc: những vạch phát xạ trong phổ của 3C48 có độ dịch chuyển đỏ cực kỳ lớn. Điều này chứng tỏ khoảng cách từ Trái Đất đến thiên thể 3C48 là cực kỳ xa. Dần về sau, các nhà thiên văn còn phát hiện ra hàng loạt các thiên thể có tính chất tương tự. Loại thiên thể này, cho dù dùng kính viễn vọng thiên văn cỡ lớn đến mức tối đa để quan trắc, thì chỉ cũng là một chấm sáng nhỏ tí như hằng tinh. Hình ảnh của chúng không trải rộng ra như hình ảnh của một thiên hà mà có dạng gần tròn giống như các ngôi sao và hữu hạn. Người ta gọi chúng là “QUASAR” ( chuẩn tinh thể)- thiên thể tựa như hằng tinh. Hiện nay số quasar phát hiện được đã nhiều đến vài nghìn, và tổng số còn đang không ngừng tăng lên. Sử dụng định luật Doppler với sự dịch chuyển đỏ quá lớn chứng tỏ các quasar đang dịch chuyển ra xa chúng ta với tốc độ vào khoảng vài chục đến vài trăm nghìn km/s, có trường hợp xấp sỉ tốc độ ánh sáng. Định luật Hubble cho phép tính toán được khoảng cách từ Trái Đất đến các quasar lên đến vài tỉ thậm chí khoảng vài chục tỉ năm ánh sáng! Bản chất và cấu tạo: 1. Bản chất: - Quasar có mật độ vật chất rất lớn và tự phát sáng. Quasar được xếp vào loại thiên thể sáng nhất trong vũ trụ ,sáng gấp hàng nghìn lần so các thiên hà sáng nhất, mặc dù các quasar hiện ra như những vật thể rất mờ trên bầu trời của chúng ta. Điều đó chứng tỏ năng lượng phát sáng của chúng là vô cùng lớn. - Có biến đổi cường độ bức xạ với giao động lớn của tần số (chu kì biến đổi cường độ phát sáng từ vài giờ đến vài năm). - Bức xạ phát ra bởi khí của quasar giống như bức xạ phát ra từ các khí tìm thấy ở trung tâm của các thiên hà dạng bất thường có nhân rất nóng và hoạt động mạnh. - Các quasar là các nguồn phát sóng vô tuyến synchrotron mạnh. - Có bức xạ mạnh hơn các sao bình thường khác ở vùng quang phổ cực tím và hồng ngoại, - Có chuyển dịch đỏ lớn của các vạch quang phổ. - Có các vạch quang phổ phát xạ rộng, tương ứng với vận tốc chuyển động hướng tâm đến tận 4000km.s-1, trong một số trường hợp có tồn tại cả các vạch quang phổ hấp thụ hẹp. - Bức xạ của quasar được phát ra bởi các khí nóng. Để lý giải nguồn năng lượng khổng lồ đó, các nhà thiên văn đưa ra nhiều giả thuyết: Trung tâm của quasar là một hố đen có khối lượng lớn gấp hàng trăm triệu khối lượng Mặt Trời. Hố này được tạo thành có thể là do sự kết hợp của các hốc đen riêng lẻ. Hố đen có sức hút mạnh mẽ, nó nuốt chửng vật chất xung quanh nó, đồng thời phóng ra năng lượng vô cùng lớn dưới dạng bức xạ. Một tập hợp các sao có khối lượng lớn va chạm với một tập hợp khác trong vùng nhân của một thiên hà gây ra những vụ nổ siêu sao mới có thể cung cấp năng lượng cho một quasar. Các va chạm của các thiên hà với các quasar có thể cung cấp khí làm nhiên liệu cho các hố đen trung tâm. Đám sáng mờ xung quanh lõi của một số quasar đã được phân giải thành một dây tạo bởi các đám sao. Dây này có thể được tạo thành sau vụ va chạm với các thiên hà đồng hành. Vật thể plasma-từ chuyển động quay gọi là magnetoid quay. Cấu tạo Trung tâm của quasar là một hố đen có khối lượng lớn gấp hàng trăm triệu khối lượng Mặt Trời. Hố này được tạo thành có thể là do sự kết hợp của các hốc đen riêng lẻ. Hố đen có sức hút mạnh mẽ, nó nuốt chửng vật chất xung quanh nó, đồng thời phóng ra năng lượng vô cùng lớn dưới dạng bức xạ. Đó chỉ mới là một giả thuyết, vì quasar ở khoảng cách khá xa nên những thông tin về thiên thể này vẫn là điều bí ẩn! Kết Luận Với những gì trình bày trên, một chiếc kính thiên văn không phải là quá xa vời đối với bất kỳ người nào chúng ta bởi cách thức chế tạo tươpng đối là đơn giản. Tuy nhiên những chiếc kính chế tạo ra bằng tay tất nhiên sẽ kém chất lượng hẳn do những ảnh hưởng về thông số của kính thiên văn mà chúng ta không có cách nào khử được những ảnh hưởng ấy do không đủ cơ sở vật chất. Chiếc kính của tự chế tạo mà chúng tôi giới thiệu với các bạn theo lý thuết có thể nhìn đến ngôi sao có cấp sao là 9 (tức là hơn mắt thường 3 cấp sao), nhưng đó cũng chỉ là lý thuyết vì trên thực tế do nhiều yếu tố khác như môi trường, chất lượng kính mà cấp sao không đạt được là 9. Như thế cũng là rất tốt đối với một chiếc kính thiên văn tự chế tạo trong một điều kiện thiếu thốn. Chiếc kính thiên văn hiện đại nhất hiện nay là Hubble cũng chỉ có duy nhất một cái. Hubble đã được phóng ra ngoài không gian và được gọi là con mắt nhìn ra vũ trụ vì Hubble đã magn về cho chúng ta những hình ảnh từ những thiên hà xa xôi lẫn những quarsar kỳ lạ. Thông tin mà Hubble truyền về có thể dùng để phân tích phổ, đo độ sáng… từ đó cho biết những thứ mà Hubble thấy được có cấu tạo như thế nào, nó cách chúng ta bao xa và có những đặc trưng gì không. Chúng ta đã nhận được tín hiệu từ bên ngoài không gian nhưng chúng ta chưa mã hoá được nó, từ đó có nhiều giả thuyết cho rằng có sự tồn tại của người ngoài hành tinh ? Điều đó là thật hay không, không ai biết, chúng ta hãy trông chờ vào những gì mà chiếc kính Hubble mang lại cho chúng ta. Không chỉ là Hubble, hiện nay một loạt chiếc kính thiên văn cao cấp cũng đã được xây dựng và với những chiếc kính này chúng ta còn có thể biết được những gì nữa……..

Các file đính kèm theo tài liệu này:

  • docKính thiên văn-thiên hà-ngân hà-Quasar.doc