Luận văn Mặt trời -Tìm hiểu và quan sát quan kính thiên Takahashi

Nói tóm lại từmong ước ngành thiên văn được phát triển rộng rãi, khơi nguồn cho mọi sựkhám phá cho nên một khía cạnh nhỏcủa ngành thiên văn chính là đề tài của em, đềtài này đã chú ý tìm hiểu một sốvấn đềchính của ngành thiên văn nhưsau: Khái niện chung vềngôi sao là gì? Cấu tạo, quá trình hình thành, phát triển cũng nhưcái chết của chúng. Từsựhiểu biết chung đó chúng ta tiếp tục đi tìm hiểu vềMặt trời – một Ngôi sao có nguồn năng lượng khổng lồmang lại sựsống cho toàn nhân loại cũng nhưnguyên nhân vì đâu mà nó có năng lượng, hiện tượng xuất hiện các vết đen Mặt trời là do đâu, nó ảnh hưởng nhưthếnào đến chu kỳhoạt động của Mặt trời và nó sẽtác động nhưthếnào đối với môi trường xung quanh.

pdf143 trang | Chia sẻ: lylyngoc | Ngày: 19/11/2013 | Lượt xem: 1781 | Lượt tải: 0download
Bạn đang xem nội dung tài liệu Luận văn Mặt trời -Tìm hiểu và quan sát quan kính thiên Takahashi, để tải tài liệu về máy bạn click vào nút DOWNLOAD ở trên
chúng ta cần tìm độ xích vĩ δ , và độ xích kinh α , nhưng trước hết hãy làm quen với các định nghĩa sau đây: Hoàng Đạo: Là quỹ đạo chuyển động biểu kiến của Mặt trời trên thiên cầu trong một năm, một ngày Mặt trời chuyển động gần 10 trên Hoàng đạo theo chiều thuận (từ Tây sang Đông). Hoàng Đạo cắt xích đạo trời tại hai điểm: Xuân phân (γ ) 96 và thu phân ( Ω ). Điểm xuân phân là một điểm tưởng tượng không có thật trên bầu trời và nó là giao điểm của hai mặt phẳng: Hoàng đạo và xích đạo trời sao cho góc hợp bởi giữa chúng là 23027’. Mặt trời mỗi năm ở tại điểm này một lần vào khoảng ngày 21 tháng 3, ngoài ra không có bất kỳ một tinh tú nào khác ở đây. Bước 1: Xác định độ xích vĩ, cũng giống như trong hệ tọa độ xích đạo thứ 1 từ thiên cực Bắc vẽ vòng giờ qua M cắt xích đạo trời tại M’ và đi đến thiên cực Nam. Khi đó độ xích vĩ của thiên thể M chính là cung MM ′ hay chính là góc MOM ′ có giá trị biến thiên trong khoảng từ 00 đến ± 900. Dấu (+) tương ứng với các thiên thể ở nửa thiên cực Bắc, dấu trừ (-) tương ứng với các thiên thể ở nửa thiên cực Nam. Bước 2: Xác định độ xích kinh, bằng cách xác định điểm xuân phân. Vẽ đường hoàng đạo và đường hoàng đạo này cắt xích đạo trời tại điểm xuân phân. Khi đó độ xích kinh α của thiên thể M là góc giữa vòng giờ qua điểm xuân phân (γ ) và vòng giờ qua M tức bằng cung Mγ ′ hay góc OMγ ′ . Hay còn có thể nói độ xích kinh α là khoảng cách góc được tính từ điểm xuân phân đến đường tròn xích vĩ của thiên thể tính trên xích đạo hướng ngược với vòng nhật động tức là hướng từ Tây sang Đông. Đặc điểm của hệ tọa độ: Điểm xuân phân được coi là đứng yên trong không gian vì nó là giao điểm của 2 Mặt phẳng cố định, cho nên các thiên thể , điểm xuân phân cũng như các Ngôi sao khác đều nhật động vì vậy mà xích kinh của chúng không thay đổi vì nhật động. Và nó cũng không phụ thuộc vào nơi quan sát. Chính vì điều này mà độ xích vĩ cùng với độ xích kinh tạo nên một hệ tọa độ được dùng để ghi tọa độ của các thiên thể trên bầu trời trong các bản đồ sao và dùng trên toàn thế giới. 97 3.1.1.4. Hệ tọa độ hoàng đạo Hình 3. 7: Hệ tọa độ Hoàng đạo Vòng cơ bản: Hoàng đạo Điểm cơ bản: Hoàng cực Bắc Π , Hoàng cực Nam ′Π (trong đó ′ΠΠ vuông góc với Hoàng đạo) Tọa độ: Hoàng vĩ B, Hoàng kinh L Mặt phẳng hoàng đạo hợp với mặt phẳng xích đạo trời một góc là 23027’ Đường thẳng vuông góc với Hoàng đạo cắt thiên cầu tại hai điểm là hoàng cực Bắc Π , và hoàng cực Nam là ′Π . • Muốn xác định vị trí của thiên thể trong hệ tọa độ này thì chúng ta phải xác định được Hoàng vĩ và Hoàng kinh. Các bước chúng ta thực hiện như sau: Bước 1: Vẽ đường tròn lớn qua hoàng cực Bắc và thiên thể M cắt hoàng đạo HH’ tại M’ đến hoàng cực Nam. Khi đó hoàng vĩ được xác định bằng cung MM ′ hay góc MOM ′ , có giá trị từ 00 đến 090± , với dấu (+) là các thiên thể ở Bắc hoàng đạo, và dấu (-) là các thiên thể ở Nam hoàng đạo. 98 Bước 2: Với mặt phẳng hoàng đạo đã có, ta đi xác định điểm xuân phân (γ ). Khi đó hoàng kinh L là cung Mγ ′ hay góc OMγ ′ theo ngược chiều nhật động (hướng từ Tây sang Đông) và có số đo từ 0 00 360→ . Đặc điểm của hệ tọa độ: Hoàng vĩ và hoàng kinh của thiên thể trong hệ tọa độ này không đổi theo thời gian và không phụ thuộc và nơi quan sát nên hệ này rất thuận tiện trong việc quan sát các hành tinh và cho việc lập kế hoạch xuyên hành tinh. 3.1.2. Kính thiên văn Năm 1609 chiếc kính thiên văn đầu tiên của nhân loại được ra đời bởi nhà bác học Galileo, với dụng cụ thô sơ chỉ gồm một ống bằng chì bên trong được đặt vào 2 thấu kính một phẳng lồi và một phẳng lõm ông đã quan sát bầu trời và phát hiện ra rất nhiều điều bí ẩn về Vũ trụ mà trước đó con người chưa một ai nhìn thấy cũng như chưa hề giải thích được nguyên nhân. “Sau khi đưa mắt lại gần thấu kính phẳng lõm, tôi thấy những đồ vật to hơn và gần hơn, bởi vì chúng như tiến lại gần tôi chỉ còn cách tôi khoảng chừng 1/3 khoảng cách thực tế khi quan sát bằng mắt thường” – Galileo đã tả như vậy. Kính thiên văn theo tiếng Hilap là Telescope có nghĩa là dụng cụ để nhìn những vật ở xa, hay nó là dụng cụ dùng để thu tính hiệu (bức xạ điện từ) phát ra từ vật thể. Mặt khác khí quyển Trái đất của chúng ta chỉ có hai cửa sổ cho bức xạ điện từ là vùng ánh sáng nhìn thấy và vùng sóng vô tuyến nên chỉ có thể có 2 loại kính thiên văn đặt trên Trái đất: Đó là kính thiên văn quang học và kính thiên văn vô tuyến. Nhưng trong quá trình nghiên cứu Mặt trời, một vật thể phát sáng nên ta chỉ đi tìm hiểu kính thiên văn quang học mà thôi. Chú ý: Kính thiên văn là một dụng cụ quang học nên nó chịu những sai lệch quang học như quang sai, sắc sai và nó cũng là dụng cụ thu bức xạ điện từ nên nó chịu ảnh hưởng của môi trường. 99 3.1.2.1. Phân loại kính: Kính thiên văn quang học được cấu tạo gồm hai bộ phận: Vật kính và thị kính. Tùy thuộc vào hệ thống quang học kính mà người ta đã chia thành hai loại kính sau: a. Kính thiên văn khúc xạ. Hình 3. 8: Mô hình tạo ảnh bở kính thiên văn khúc xạ Vật kính và thị kính đều là thấu kính. Ống nhòm là thế hệ đầu tiên của loại kính này, một trong những kiểu kính vẫn còn sử dụng cho đến ngày nay là: Kiểu Galileo, Kepler (giống kiểu của Galileo nhưng Kepler thay thấu kính phân kỳ thành thấu kính hội tụ)…. Nhược điểm của loại kính này là khả năng thu gom ánh sáng không cao và bị sắc sai ánh sáng. 100 b. Kính thiên văn phản xạ Hình 3. 9: Nguyên lý của kính thiên văn phản xạ Hình 3. 10: Kính thiên văn phản xạ kiểu Newton Vật kính là gương cầu hay gương parabol, thị kính là thấu kính. Loại này gồm rất nhiều kiểu như: Newton (được chế tạo vào năm 1668 với chiều dài chỉ khoảng 15cm), Cassegrain (là một giáo viên trung học người pháp năm 1672 ông đã đưa ra cấu hình mới cho loại kính thiên văn gồm hai tấm gương, một có dạng parabol, một có dạng parabôlôit lồi), Grigorian, Conde…. Sự khác nhau giữa các kiểu này là ở chổ đặt thêm kính phụ tại tiêu điểm nhằm tăng thêm khả năng của kính. 101 Ưu điểm: Khắc phục được các nhược điểm của kính khúc xạ + Việc chế tạo một gương cầu lõm rồi tráng bạc dễ dàng hơn việc đúc một thấu kính lớn, do đó có lợi thế về độ mở ống kính, giảm tối đa cầu sai (hiện tượng ánh sáng hội tụ không chính xác tại một điểm – phụ thuộc vào chiết xuất của loại kính và sự gia công) và sắc sai (là hiện tượng ánh sáng trắng sau khi đi qua thấu kính hoặc lăng kính bị tán sắc – cho một chùm ánh sáng với sự phân bố từ đỏ đến tím), cho ảnh sáng và rõ nét. + Thị kính ở trên thân kính nên việc quan sát dễ dàng hơn. Nhược điểm: Ống kính to và cồng kềnh hơn kính thiên văn khúc xạ 3.1.2.2. Các đặc trưng của kính thiên văn. Là một dụng cụ dùng để thu gom ánh sáng từ thiên thể, giúp chúng ta thấy được những thiên thể mà mắt thường không thể nhìn thấy và không phân biệt được. Ngoài ra nó còn có khả năng phóng đại hình ảnh thiên thể, nhưng đây không phải là chức năng chính của kính thiên văn. a. Khả năng thu gom ánh sáng của kính thiên văn (Light – Gathering Power – LGP). Kính thiên văn là dụng cụ mà nếu vật kính có đường kính D càng lớn thì khả năng thu gom ánh sáng càng nhiều, tức có khả năng nhận được độ rọi (cường độ bức xạ của một vật thể đến Trái đất) thấp càng lớn, dẫn đến cấp sao nhìn thấy bằng kính thiên văn càng lớn, nó có thể nhìn thấy cả những Ngôi sao mờ mà mắt thường không nhìn thấy được. LGD là một đại lượng không có thứ nguyên, và nếu giả sử rằng: Kính 1 có đường kính D1 thu được độ rọi là E1, còn kính 2 có đường kính D2 thu được độ rọi E2 thì LGD là đại lượng so sánh giữa hai kính, được biểu diễn bởi công thức sau: 2 1 1,2 2 D LGP D   =     Bằng mắt thường với đường kính của con ngươi chỉ khoảng d = 6mm chúng ta có thể nhìn thấy sao cấp +6. Còn nếu một kính thiên văn có đường kính là D (đổi 102 ra mm) khi đem so sánh với con ngươi của mắt người thì kính đó có thể nhìn thấy cấp sao là bao nhiêu? Công thức biểu thị mối quan hệ đó là: mkính = 2,1 + 5lgD Sở dĩ chúng ta thu được công thức đó là do chúng ta xuất phát từ công thức Pogson: lg 0,4mat kinh E E   =    (mkính - mmắt) Trong đó: Emắt, Ekính, mmắt, mkính lần lượt là độ rọi và cấp sao nhình thấy của mắt và của kính. Mặt khác: Do 2 1 E D ∼ nên 2 mat kinh E D E d       ∼ Như vậy vật kính của kính thiên văn là một thông số rất quan trọng, nếu vật kính càng lớn thì ta có thể nhìn được nhiều vật thể trong Vũ trụ, nhưng không thể tăng D của vật kính lên quá lớn được. D = 6m được coi là lớn nhất thế giới hiện nay, kính này được đặt ở đài thiên văn Pastukhop của Nga. b. Độ bội giác – hay độ phóng đại (Magnifying Power – MP). Kính thiên văn là dụng cụ dùng để quan sát các vật thể trên bầu trời nên điều ta cần là ảnh phải thật rõ ràng, không cần to do đó độ phóng đại ảnh không phải là đặc tính quan trọng của kính thiên văn. Khi ảnh được phóng đại càng lớn thì ảnh càng bị mờ, và nguyên nhân dẫn đến điều đó là: Kính thiên văn thường có vật kính không đổi nên lượng ánh sáng gom được cũng không đổi, do đó khi càng được phóng thì ảnh càng bị mờ. ∗ Độ phóng đại của ảnh là: F K f = trong đó: F – là tiêu cụ của vật kính và f – là tiêu cự của thị kính. ∗ Độ phóng đại của kính thiên văn là: K = 2D Trong đó D – là đường kính của vật kính tính ra bằng mm. 103 c. Năng suất phân giải (Resolving Power). Năng suất phân giải là một đại lượng nói lên khả năng của kính có thể cho ta quan quan sát được hai điểm sáng gần nhau nhất của nguồn sáng là bao nhiêu. Công thức tính năng suất phân giải (e) theo bước sóng quan sát λ và đường kính vật kính D là: 1, 22e D λ = (rad). Nếu e tính ra giây cung còn λ , D tính ra mm thì: e = 2,5.105 D λ Mặt khác mắt người thường nhạy cảm với bước sóng λ = 0,5.10-6m. Cho nên năng suất phân giải với kính thiên văn quang học là: e = 120 ( )D mm ′′ 3.1.2.3. Hệ khử nhật động. Việc lắp đặt kính thiên văn phải đáp ứng yêu cầu sao cho kính thiên văn có thể quay xung quanh hai trục vuông góc nhau, như thế nó sẽ cho phép hướng kính thiên văn lên bất kỳ vùng nào trên bầu trời và có thể theo dõi chuyển động ngày đêm của các vật thể (nhật động). Các kiểu lắp đặt này người ta còn gọi là các hệ khử nhật động. a. Hệ khử nhật động trong tọa độ chân trời (Altitude – Azimuth mount) Hệ này được lắp đặt sao cho một trục của kính hướng lên thiên đỉnh, trục còn lại nằm theo phương ngang song song với đường chân trời, do đó ta có thể quan sát được các vật thể trong hệ tọa độ chân trời. Ưu điểm: Lắp đặt kính theo hệ này rất dễ dàng so với các kiểu lắp đặt hệ khác vì trọng lượng của kính luôn tác dụng song song với trục quay thẳng đứng, nên đem lại độ chính xác rất cao. Nhược điểm: Hệ tọa độ chân trời phụ thuộc vào nhật động nên chỉ quan sát trong một thời gian ngắn. 104 Hình 3. 11: Chân đế của hệ khử nhật động trong hệ tọa độ chân trời b. Hệ khử nhật động trong hệ tọa độ xích đạo (Equatorian mount). Hệ này được lắp đặt sao cho một trục của kính song song chính xác với trục của Trái đất, trục kia song song với xích đạo trời và xích đạo Trái đất. Hệ này cho phép ta quan sát vật thể trong hệ tọa độ xích đạo 2, và trong khi quan sát kính có thể chỉ quay quanh một trục song song với trục quay của Trái đất với vận tốc 23 giờ 56 phút. Ưu điểm: Hệ tọa độ xích đạo 2 không phụ thuộc vào nhật động nên ta có thể quan sát thiên thể trong một thời gian dài. Mặt khác còn nhanh chống tìm ra được xích vĩ và xích kinh của vật thể đang quan sát bằng vòng chia độ gắn trên hệ cùng trục với trục song song với xích đạo trời. Nhược điểm: Vì trọng lượng của kính luôn tác dụng lên trục quay của hệ dẫn đến sai số khi hoạt động nên hệ này chỉ sử dụng cho những loại kính nhỏ. 105 Hình 3. 12: Chân đế của hệ khử nhật động trong hệ tọa độ xích đạo 3.1.3. Kính EM – 200 dụng cụ dùng để quan sát Mặt trời. 3.1.3.1. Thông số kỹ thuật: + Kính phản xạ dạng ống, kính tìm, CN – 212 đường kính vật kính 22.5cm + Kính khúc xạ dạng ống, kính tìm, FS – 78 đường kính vật kính 12cm + Kiểu lắp đặt: Hệ khử nhật động trong hệ tọa độ xích đạo EM – 200 + Trụ đỡ nhôm đường kính 12 – 13cm, dài 120cm + 3 đối trọng 106 3.1.3.2. Hệ thống – điều khiển: a. Sơ đồ hệ thống thân kính – hệ khử nhật động. Hình 3. 13: Sơ đồ cấu tạo của thân kính trong hệ khử nhật động kiểu xích đạo b. Bảng điều khiển. Hình 3. 14: Cấu tạo của bảng điều khiển Temma 2 1 và 2 5 7 3 4 6 1,2: Đèn báo 3: Công tắc Motor 4: Công tắc đống mở ảnh hưởng của máy vi tính 5: Nguồn vào bảng điều khiển 6: Nơi nối hộp điều khiển 7: Nơi nối kết với máy tính 8: Nơi nối kết máy kiểm tra hệ thống 8 107 3.1.3.3. Trục cực thân kính hướng đến sao bắc cực a. Yêu cầu và lý do. Kính được lắp theo kiểu xích đạo nên phải có một trục hướng đến Bắc cực, vì vậy yêu cầu phải hướng trục này đến sao Bắc cưc. Ở thân kính có ống kính tìm hướng sao Bắc cực. Sử dụng các núm khóa số 1 để chỉnh kính theo chiều ngang và núm số 2 để chỉnh theo độ cao. b. Phần mềm PolarWin. Vì sao Bắc cực không trùng với Bắc cực nên nhà sản xuất kính TAKAHASHI đã viết ra một phần mền dùng để xác định Bắc cực căn cứ vào sao Bắc cực nhình thấy qua ống kính tìm. Mặt khác do ở nước ta sao Bắc cực có tọa độ rất thấp khoảng 10002’15”, cho nên rất khó quan sát thấy nó vì đã bị mái nhà, đồi núi… che khuất vì vậy ta phải dùng phần mềm này để xác định sao Bắc cực thông qua bản đồ sao trên máy tính. c. Điều chỉnh vòng chia độ - tác dụng – yêu cầu. Hình 3. 15: Vòng chia độ dùng để xác định xích vĩ và xích kinh của thiên thể 108 Ưu điểm của việc lắp đặt kính theo kiểu xích đạo là nhanh chống tìm ra được xích vĩ và xích kinh của vật thể để xác định vị trí và tên gọi của chúng vì vậy chúng ta phải điều chỉnh 2 vòng chia độ được lắp đặt trên máy. Để đo được giá trị chính xác thì từ vị trí lắp đặt đầu tiên ta hướng kính đến một vật thể đã biết rõ xích vĩ và xích kinh sau đó hiệu chỉnh hai vòng chia độ theo đúng giá trị đó. Dùng hộp điều chỉnh tay, hướng ống kính đến một Ngôi sao nào đó, nhìn giá trị tọa độ của nó trên hai vòng chia độ kết hợp với bảng đồ sao, ta sẽ biết được tên của Ngôi sao đó. Hình 3.16: Vòng chia độ trên kính thiên văn TAKAHASHI 3.1.3.4. Điều khiển bằng tay – hộp điều khiển Hình 3. 17: Sơ đồ hộp điều khiển bằng tay Nút dùng để thay đổi tốc độ dịch chuyển của hệ thấu kính S1 và S2 Vòng chia độ dùng để xác định xích vĩ Vòng chia độ dùng để xác định xích kinh 109 Gồm: + Các nút dùng thay đổi tốc độ như trên hình vẽ, nhưng hai nút S1 và S2 rất ít được sử dụng. + Hai nút màu xanh được dùng để quay kính theo trục nghiêng song song với trục cực. + Hai nút màu đỏ được dùng để quay kính theo trục cực. 3.1.3.5. Điều khiển bằng máy tính: Ngoài việc sử dụng bộ điều khiển bằng tay chúng ta còn có thể điều khiển hệ thống kính bằng cách sử dụng máy vi tính, dùng phần mềm PEGASUS 21. a. Kết nối kính và máy tính. Máy tính và kính được kết nối với nhau bằng dây CAB một đầu là kết nối serial vào máy tính, một đầu là RS232C. Chú ý dây này là duy nhất chỉ được sử dụng cho kính không thể thay thế được. b. Phần mềm điều khiển. Ta sử dụng phần mềm PEGASUS 21 để điều khiển, đây là một phần mền được viết riêng cho hệ kính EM – 200, hay TEMMA. ∗ Yêu cầu cấu hình máy – phần cứng. Phần mềm chạy được trên hệ điều hành Windows 98/ME/XP Máy tính phải có cổng Serial loại 9 chân. ∗ Kết nối máy tính với kính – lỗi thường gặp – cách khắc phục. Đôi khi chúng ta đã kết nối máy tính với hệ kính nhưng nó không hoạt động là do ta chọn cổng Port của máy tính chưa chính xác, để khắc phục thì ta chọn lại bằng cách vào File/Port setup. ∗ Hiệu chỉnh ban đầu Sau khi đã chọn đúng cổng phần mềm không còn báo lỗi, ta tiến hành các thông số hiệu chỉnh ban đầu. Đưa kính về vị trí thiên đỉnh bằng hộp điều khiển 110 Chọn nút công cụ Init, hiệu chỉnh tọa độ của thiên đỉnh tại nơi quan sát. Dùng hộp điều chỉnh tay đưa kính đến một vật thể mà ta đã biết rõ tên, lúc này con trỏ trên màn hình không chỉ đúng vị trí của vật thể mà ta quan sát. Dùng máy tính đưa con chuột đến vị trí của vật thể click phải, chọn Adjust, lúc này vị trí hướng đến của kính trên bầu trời trùng với vị trí của vật thể trên bản đồ sao của màn hình máy tính. Chọn một vật thể trên màn hình click phải, chọn Go, kính sẽ tự quay đến vị trí của vật thể đấy. 3.1.4. Quan sát và ghi nhận hình ảnh: 3.1.4.1. Dùng thị kính Ta lần lượt dùng các thị kính khác nhau để quan sát cùng một vật thể, nếu thị kính có tiêu cự càng lớn thì độ phóng đại của ảnh càng giảm, nhưng bù lại độ nét của ảnh càng được nâng lên. 3.1.4.2. Dùng thị kính kết hợp với máy ảnh kỹ thuật số. Dùng máy ảnh kỹ thuật số kết nối với thị kính bằng 2 vòng kết nối, ảnh qua thị kính sẽ vào máy ảnh và ta dùng máy ảnh để lưu lại ảnh được quan sát. B. Máy chụp Vì máy ảnh kỹ thuật số Nikon bị hỏng nên việc lắp đặt trực tiếp nó với thị kính thông qua hai vòng kết nối là không thể vì vậy trong quá trình chụp ảnh Mặt trời ta đã sử dụng máy ảnh kỹ thuật số casio ex-s10 với các thông số kỹ thuật sau: Độ mở ống kính là: F2.8 – F5.3 Độ phân giải: 10 Mega pixels Tốc độ chụp: 4 – 1/2000 sec Hạn chế khi sử dụng máy ảnh này: Rất khó chụp được ảnh của Mặt trời một cách trực tiếp khi chưa qua màn quan sát vì máy ảnh không thể gắn với thị kính. 111 3.2. Kết quả nghiên cứu 3.2.1. Đo bán kính Mặt trời 3.2.1.1. Nguyên tắc lý thuyết: • Cách 1: Đo bán kính Mặt trời bằng thấu kính hội tụ. Hình 3. 18: Ảnh của vật qua thấu kính hội tụ Mặt trời qua thấu kính hội tụ cho ảnh gần như ở tiêu điểm ảnh của thấu kính vì d >> f. A1B1 là ảnh thật của Mặt trời thu được trên màn, ta đo được giá trị A1B1 và khoảng cách chính xác OA1. Áp dụng công thức tam giác đồng dạng: ∆ OAB và ∆ OA1B1. ta có: 1 1 1 1 1 1 OA AB OA AB A B OA A B OA = ⇒ = Với: OA là khoảng cách từ Trái đất đến Mặt trời (bằng 1đvtv), OA1 là tiêu cự của thấu kính. A1B1 và OA1 là hai giá trị ta đo được Ta tính được bán kính Mặt trời. Khi sử dụng cách này cần chú ý, các chùm tia sáng khi qua thấu kính tất cả đều hội tụ tại một điểm nên cường độ sáng của nó rất lớn có thể gây cháy màn hoặc từ giấy hứng ảnh rất nguy hiểm. 112 • Cách 2: Đo bán kính Mặt trời qua hệ thấu kính gồm hai thấu kính hội tụ ghép đồng trục với nhau. Thấu kính L1 đống vai trò là vật kính, thấu kính L2 đống vai trò là thị kính → hệ được gọi là kính thiên văn khúc xạ. Hình 3. 19: Ảnh của vật qua kính thiên văn khúc xạ Mặt trời (AB) qua vật kính cho ảnh thật A1B1, ảnh A1B1 trở thành vật của thị kính, qua thị kính cho ảnh A2B2 trên màn. Ảnh hứng được trên màn là ảnh thật nên giá trị O1O2 sẽ lớn hơn giá trị (f1+f2). ( hình 3.19) Sử dụng hệ thấu kính với cách ghép như hình 3.19 chúng ta đã biết các giá trị sau: + Tiêu cự của vật kính f1 + Tiêu cự của thị kính f2 + Khoảng cách giữa hai thấu kính O1O2 + Giá trị d2 ’ – khoảng cách từ ảnh A2B2 đến thị kính Sơ đồ tạo ảnh qua hệ thấu kính: L1 L2 AB ',1 1d d → A1B1 ',2 2d d → A2B2 113 Mặt trời qua vật kính cho ảnh A1B1 là ảnh thật nằm tại tiêu điểm ảnh của vật kính vì vật có d >> f1 nên được xem ở xa vô cùng và ta có: + d1 = ∞ ⇒ d1 ’ = f1. Đặt L2 vào hệ sao cho L1 và L2 đồng trục (O1O2> f1+f2), dùng màn đặt phía sau thị kính để hứng ảnh A2B2 của vật A1B1 qua thị kính, đo giá trị đường kính của ảnh (A2B2) và khoảng cách từ ảnh A2B2 đến thị kính (d ’ 2). + Giá trị d2 có thể được tính bằng công thức: d2 = O1O2 – d1 ’ khi chúng ta biết chính xác khoảng cách O1O2. Với những giá trị đã biết và đo được ta áp dụng công thức của thấu kính tính được đường kính của Mặt trời (AB) → bán kính Mặt trời. ADCT: ' 1 1 1 d d f + = ' 1 11' 1 1 1 1 1 .1 1 1 f d d d d f d f ⇒ + = ⇒ = − ' 2 2 2' ' 2 2 2 2 2 .1 1 1 f d d d d f d f ⇒ + = ⇒ = − Và ADCT: 0 tg G tg α α = Với: 2 2 ' 2 2 2 1 ' 2 0 1 . A B tg d A B d G AB d AB tg d α α  =   ⇒ =  =  (1) Mặt khác: 1 1 ' 2 1 1 1 2 0 ' 1 A B tg d d G A B d tg d α α  =   ⇒ =  =  (2) Từ (1) và (2) ta có: 114 2 2 1 ' 2 . A B d d AB ' 1 2 d d = 2 2 1 2 ' ' 2 1 . . . A B d d AB d d ⇒ = AB chính là đường kính của Mặt trời. Ta tính được giá trị bán kính của Mặt trời. 3.2.1.2. Các bước tiến hành và kết quả. a. Các bước tiến hành quan sát và lấy số liệu. Bước 1: Dùng bộ điều khiển bằng tay chỉnh cho hệ kính hướng tới đúng vị trí của Mặt trời, đồng thời tháo bộ lọc ánh sáng trước vật kính để ánh sáng truyền qua hệ thấu kính, ta thu được ảnh Mặt trời trên từ giấy, hiệu chỉnh thị kính để ảnh rõ nét và nằm giữa thị trường của thấu kính trên màn. Hình 3. 20: Tạo ảnh trên màn quan sát 115 Bước 2: Đo đường kính của ảnh A2B2 trên màn. Hình 3. 21: Đo đường kính của ảnh trên màn Bước 3: Đo khoảng cách từ ảnh A2B2 đến thị kính (d2 ’). Hình 3. 22: Đo khoảng cách từ ảnh đến thị kính 116 Bước 4: Đo khoảng cách giữa vật kính và thị kính. Hình 3. 23: Đo khoảng cách giữa vật kính và thị kính b. kết quả đạt được: Qua kính thiên văn ta quan sát được bề mặt của Mặt trời, trên bề mặt Mặt trời đã xuất hiện các vết đen, nó luôn thay đổi vị trí trên quang cầu, tồn tại và phát triển trong vài ngày rồi biến mất và được thay thế bởi các vết đen khác. Chụp được một số ảnh của Mặt trời bằng máy ảnh kỹ thuật số thể hiện có vết đen trên đó, so sánh với ảnh chụp bởi SOHO của khoa học Vũ trụ NASA thấy hoàn toàn trùng khớp. Xác định được các giá trị cần thiết để tính bán kính của Mặt trời. ∗ Các giá trị cố định: 1 9 1 f 630mm. d 150.10 m =  = ∗ Các giái trị đo được: 117 bảng 3.1: bảng các giá trị quang học đã đo Các giá trị đo f2 (mm) d ’ 2 (cm) A2B2 (cm) O1O2 (cm) Ngày 03/04/2010 12,5 12,7 5,5 64,3 18 27,1 8,5 65,5 12,5 27,8 13,2 64,4 Ngày 07/04/2010 7,5 10,2 7,4 63,8 Ngày 31/03/2010 vì trời nhiều mây nên không thể lấy số liệu chính xác, chỉ làm quen với việc sử dụng kính thiên văn: cách hiệu chỉnh kính thiên văn đến thiên thể bằng hộp điều khiển bằng tay, cách đo, cách đọc số liệu, lắp ráp thị kính…. c. Kết quả tính bán kính của Mặt trời: ADCT: ' 1 1 1 d d f + = ' 1 11' 1 1 1 1 1 .1 1 1 f d d d d f d f ⇒ + = ⇒ = − (1) ' 2 2 2' ' 2 2 2 2 2 .1 1 1 f d d d d f d f ⇒ + = ⇒ = − (2) Và ADCT: 0 tg G tg α α = Với: 2 2 ' 2 2 2 1 ' 2 0 1 . A B tg d A B d G AB d AB tg d α α  =   ⇒ =  =  (3) Mặt khác: 1 1 ' 2 1 1 1 2 0 ' 1 A B tg d d G A B d tg d α α  =   ⇒ =  =  (4) 118 Từ (3) và (4) ta có: ' 2 2 1 1 2 2 1 2 ' ' ' 2 2 2 1 . . . . A B d d A B d d AB d AB d d d ⇒ = ⇒ = Với AB là đường kính của Mặt trời ⇒ R ∗ ngày 03/04/2010. Từ (1) ' 1 11 1 1 .d f d d f ⇒ = − 9 3 9 3 150.10 .630.10 0,63( ) 150.10 630.10 m − − = = − Từ (2) ' 2 2 2 ' 2 2 .f d d d f ⇒ = − 2 3 2 3 12,7.10 .12,5.10 0,013865( ) 12,7.10 12,5.10 m − − − − = = − Từ (3) và (4) ta có: 2 2 1 2 ' ' 2 1 . . . A B d d AB d d = 2 9 8 2 5,5.10 .150.10 .0,013864 14, 29.10 ( ) 12,7.10 .0,63 AB m − − ⇒ = = Bán kính Mặt trời là: R = 14,29.108 : 2 = 7,145.108 (m) ∗ ngày 07/04/2010 Từ kết quả thu được ở bảng giá trị và phương pháp tính tương tự như trường hợp f2 = 12,5mm của ngày 03/04/2010 ta xác định được bán kính của Mặt trời như sau: • Trường hợp 1: f2 = 18 (mm) (Hình 3.28) 814,399.10 ( )AB m⇒ = Bán kính của Mặt trời là: R = 14,399.108 : 2 = 7,1995.108 (m) • Trường hợp 2: f2 = 12,5 (mm) 814,743.10 ( )AB m⇒ = Bán kính của Mặt trời là: R = 14,743.108 : 2 = 7,3715.108 (m) • Trường hợp 3: f2 = 7,5 (mm) 813,983.10 ( )AB m⇒ = Bán kính của Mặt trời là: R = 13,983.108 : 2 = 6,9915.108 (m) 119 ∗ Sai số tương đối của giá trị bán kính Mặt trời tính được: Bảng 3.2: Sai số tương đối của phép tính bán kính Mặt trời Lần đo Giá trị đo Giá trị trung bình đã tính R (m) R∆ (m) R∆ (m) R1 (m) 7,145.10 8 0,185.108 R2 (m) 7,1995.10 8 0,2395.108 R3 (m) 7,3715.10 8 0,4115.108 R4 (m) 6,9915.10 8 6,96.108 0,0315.108 0,21687.108 Sai số tương đối của giá trị bán kính Mặt trời là: 8 0 08 0,21687.10 0,0312 3,12 6,96.10 R R δ ∆= = = = d. Nhận xét Hệ kính dùng để quan sát Mặt trời có vật kính với giá trị không đổi và 4 thị kính có giá trị thay đổi lần lượt là 18mm; 12,5mm; 7,5mm và 5mm. Nhưng chúng ta chỉ dùng được 3 thị kính để đo ảnh của Mặt trời, thị kính thứ 4 có giá trị 5mm không dùng để quan sát Mặt trời được vì thị trường của nó nhỏ hơn thị trường của Mặt trời nên chúng ta sẽ không thấy hết bề mặt của Mặt trời khi ảnh của nó hiện lên trên tờ giấy. Ngoài sử dụng công thức thấu kính, giá trị d2 có thể xác định bằng công thức d2 = O1O2 – f1, nhưng trong trường hợp xác định giá trị bán kính của Mặt trời ở trên chúng ta không dùng nó vì những lý do sau: + Không có dụng cụ đo chính xác giá trị O1O2, thước mà chúng ta sử dụng có sai số rất lớn đến 1mm. Cho nên dẫn đến kết quả sẽ sai lệch rất lớn mặc dù giá trị O1O2 sai lệch rất nhỏ. + Mặt khác do thị kính là một thấu kính ghép được cấu tạo từ hệ gồm một thấu kính phân kỳ và thấu kính hội tụ để trở thành hệ tiêu sắc nhằm khử hiện 120 tượng sắc sai nên ta không thể xác định chính xác được điểm O2, vì vậy khoảng cách O1O2 cũng không được đo chính xác. Bán kính trung bình của Mặt trời theo tính toán của các nhà khoa học có giá trị là: 6,96.108 (m). Nhưng khi sử dụng kính thiên văn TAKAHASHI EM – 200, với các số liệu đo được và qua tính toán như trên ta thu được giá trị bán kính của Mặt trời nhưng nó không hoàn toàn trùng với kết quả đã đo. Có rất nhiều nguyên nhân dẫn đến sự sai lệch này dưới đây làm một số nguyên nhân khách quan và chủ quan có thể gây ra sai số trên: + Giá trị sai số của thước đo lớn đến 1mm. + Khi xác định giá trị d2 ’ và O1O2, phương của nó cần song song với trục của hệ thấu kính, còn khi xác định giá trị của A2B2 thì cần có một mặt phẳng vuông góc với với quang trục nhưng trên kính thiên văn không gắn các trục đó. Vì vậy rất khó xác định các giá trị trên một cách chính xác mặc dù trong qua trình quan sát và đo đạc chúng ta đã gắn thêm cho nó một trục phụ song song với quang trục của hệ thấu kính. + Giá trị đọc được bằng mắt của chúng ta qua các lần đo có sự chênh lệch, nó chỉ mang tính tương đối. + Mặc dù hệ kính là hệ khử nhật động nhưng có thể nó hoạt động không được tốt, vì vậy nhật động của Mặt trời cũng có thể ảnh hưởng đến kết quả đo của chúng ta. 121 3.2.2. So sánh ảnh chụp Mặt trời. Hình 3. 24: Ảnh chụp ngày 31/03/2010 bằng kính thiên văn TAKAHASHI tại Trường ĐHSP TPHCM – trời nhiều mây Vết đen 122 Hình 3. 25: Ảnh chụp ngày 31/03/2010 bởi SOHO của khoa học Vũ trụ NASA Hình 3. 26: Ảnh chụp ngày 03/04/2010 bằng kính thiên văn TAKAHASHI tại Trường ĐHSP TPHCM– trời nhiều mây (Vết đen đã có sự thay đổi vị trí) Vết đen 123 Hình 3. 27: Ảnh chụp ngày 03/04/2010 bởi SOHO của khoa học Vũ trụ NASA Hình 3. 28: Ảnh chụp ngày 07/04/2010 bằng kính thiên văn TAKAHASHI tại Trường ĐHSP TPHCM (Vết đen mới đã xuất hiện) Vết đen 124 Hình 3. 29: Ảnh chụp ngày 07/04/2010 bởi SOHO của khoa học Vũ trụ NASA 3.2.3. Tính chỉ số vết đen Mặt trời. Chỉ số vết đen Mặt trời cũng chính là số Wolf do nhà bác học Rudolf Wolf đưa ra vào năm 1848, số Wolf thay đổi theo chu kỳ của vết đen Mặt trời – 11 năm chứ không thay đổi một cách ngẩu nhiên (năm 1843 nhà bác học Henrich Schwate cũng đã đưa ra chu kỳ của nó nhưng chỉ có 10 năm). Chỉ số vết đen Mặt trời được xác định là lớn nhất vào thế kỷ 19 với 210 đơn vị, và chỉ số thấp nhất là khoảng 40 đơn vị nó được tính bằng công thức: W = k (f + 10g) Trong đó: + k là hệ số tỉ lệ (thường <1) phụ thuộc vào việc quan sát và kính thiên văn. + f là tổng số vết đen đếm được trên quang cầu. + g là số nhóm vết đen trên quang cầu. 125 Dưới đây là một số ảnh Mặt trời có nhiều vết đen và rõ nét được chụp lại vào các ngày, các tháng khác nhau của năm 2001 – năm hoạt động mạnh của Mặt trời, chúng ta có thể dùng nó để tính chỉ số vết đen của Mặt trời. ∗ Ngày 01 - 04 - 01 Hình 3. 30: Ảnh Mặt trời được chụp ngày 01/04/1/2001 bởi SOHO của khoa học Vũ trụ NASA Tổng số nhóm vết đen trên Mặt trời là: 9 Tổng số vết đen quan sát được trên quang cầu là: 28 Chỉ số vết đen là: W = k (28 + 9.10) = k.118 126 ∗ Ngày 06 - 09 - 01 Hình 3. 31: Ảnh Mặt trời được chụp ngày 06/09/2001 bởi SOHO của khoa học Vũ trụ NASA Tổng số nhóm vết đen trên Mặt trời là: 7 Tổng số vết đen quan sát được trên quang cầu là: 29 Chỉ số vết đen là: W = k ( 29+ 7.10) =k. 99 127 ∗ Ngày 29-09-01 Hình 3. 32: Ảnh Mặt trời đươc chụp ngày 29/09/2001 bởi SOHO của khoa học Vũ trụ NASA Tổng số nhóm vết đen trên Mặt trời là: 9 Tổng số vết đen quan sát được trên quang cầu là: 27 Chỉ số vết đen là: W = k (27 + 9.10) = k.117 128 ∗ Ngày 17-10-01 Hình 3. 33: Ảnh Mặt trời đươc chụp ngày 17/10/2001 bởi SOHO của khoa học Vũ trụ NASA Tổng số nhóm vết đen trên Mặt trời là: 6 Tổng số vết đen quan sát được trên quang cầu là: 26 Chỉ số vết đen là: W = k (26 + 6.10) = k. 86 chú ý: Với k là hệ số tỉ lệ phụ thuộc vào việc quan sát và kính thiên văn được sử dụng nhưng trong các bức hình trên vì không xác định được việc quan sát diễn ra như thế nào, loại kính thiên văn nào được sử dụng để quan sát và loại máy ảnh nào được dùng để chụp lại ảnh của Mặt trời nên hệ số k không có giá trị chính xác. 129 3.2.4. Xác định quỹ đạo chuyển động của vết đen Khi quan sát đĩa Mặt trời qua các ngày khác nhau trong tuần hay trong tháng…ta thấy vết đen của Mặt trời có sự thay đổi vị trí trên đĩa Mặt trời, nó xuất hiện ở mép bên này, tồn tại và di chuyển ngang qua bề mặt rồi sau đó mất đi ở mép bên kia của đĩa Mặt trời. Vậy quỹ đạo chuyển động của nó được vẽ như thế nào trên một hệ trục tọa độ khi chúng ta biết tọa độ của tất cả các vết đen đó? Và qua kết quả đó cho chúng ta kiểm chứng được điều gì? Để biết được các điều đó chúng ta hãy thực hiện các bước sau. Bước 1: Sử dụng phần mềm AutoCAD xác định tọa độ theo hai trục x và y của vết đen Mặt trời từ ngày 01/03/2010 đến 04/04/2010. Hình 3.34; 3.35 và 3.36 là một trong những hình tượng trưng cho 35 bức ảnh về vết đen Mặt trời đã được xác định tọa độ. ∗ 01/03/2010 Hình 3. 34: Vết đen Mặt trời đã được xác định tọa độ vào ngày 01/03/2010 130 ∗ Ngày 19/03/2010 Hình 3. 35: Vết đen Mặt trời đã được xác định tọa độ vào ngày 19/03/2010 ∗ 04/04/2010 Hình 3. 36: Vết đen Mặt trời đã được xác định tọa độ vào ngày 04/04/2010 131 Bước 2: Lập bảng giá trị Bảng 3.3: Giá trị tọa độ của các vết đen Mặt trời BẢNG XÁC ĐỊNH GIÁ TRỊ TỌA ĐỘ CỦA VẾT ĐEN MẶT TRỜI Tên vết đen 1051 1054 1056 1057 1059 Tọa độ Ngày x y x y x y x y x y 01/03/2010 -7.2 32.6 02/03/2010 5.3 32.6 03/03/2010 24.7 32.3 04/03/2010 35.5 31.9 05/03/2010 53.9 31 06/03/2010 07/03/2010 08/03/2010 09/03/2010 10/03/2010 11/03/2010 -68.6 26.1 12/03/2010 -52.1 28.7 13/03/2010 -25.3 30.7 14/03/2010 -23.8 30.8 15/03/2010 2.7 31.3 16/03/2010 22.8 31.1 17/03/2010 42.2 30.5 18/03/2010 55.4 28.6 19/03/2010 73 26.4 -43.1 35.5 20/03/2010 73.7 27.8 21/03/2010 -5.3 35.3 132 22/03/2010 2.1 35.6 23/03/2010 34.3 34.3 24/03/2010 -77.5 25.5 25/03/2010 -69.8 27.2 26/03/2010 53.3 29.9 27/03/2010 -31.6 31.1 28/03/2010 -11.8 31.4 -74.1 -28.6 29/03/2010 10 31 -64.2 -26.4 30/03/2010 16.7 30.5 -59.8 -26 31/03/2010 39.9 28.7 -42.3 -23.8 01/04/2010 53.2 29.9 -19.8 -23.5 02/04/2010 63.2 28.9 -6.7 -23.3 03/04/2010 69.8 27.1 5.1 -23.8 04/04/2010 77.8 25.1 21.1 -24.5 133 Bước 3: Vẽ đồ thị của các vết đen Mặt trời từ ngày 01/03/2010 đến 04/04/2010 trên một hệ trục tọa độ. Hình 3. 37: Đồ thị biểu diễn quỹ đạo của một số vết đen trên nền Mặt trời ∗ Nhận xét: Quỹ đạo của vết đen Măt trời trên quang cầu là những đường cong gần như đối xứng nhau qua tâm của hệ trục, bắt đầu từ phía bên này và kết thúc ở phía bên kia. Năm 1609 Galilleo đã kết luận rằng vết đen Mặt trời luôn chuyển động cùng Mặt trời với chu kỳ chuyển động tự quay quanh trục của Mặt trời trung bình là 134 28 ngày. Vậy qua kết quả của việc vẽ đồ thị hình 2.37 ta thấy rằng vết đen Mặt trời luôn chuyển động vì vị trí của nó thay đổi hằng ngày trên quang cầu và điều đó đã giúp chúng ta kiểm chúng được: Mặt trời luôn quay và quay quanh trục của nó theo chu kỳ trung bình là 28 ngày, một ngày di chuyển trên nền sao được 10. Vì thời gian tồn tại của vết đen Mặt trời phụ thuộc vào độ lớn của nó nên khi xét các vết đen trong khoảng thời gian ngắn – chỉ hơn một tháng thì chưa thể kết luận gì về chu kỳ trung bình của vết đen Mặt trời là 28 ngày (theo chu kỳ quay của Mặt trời) mà chỉ mới khẳng định được rằng nó luôn chuyển động trên quang cầu và quay cùng Mặt trời. Cần có thời gian nghiên cứu và tập hợp số liệu trong khoảng thời gian dài thì mới có thể đưa ra kết luận được. Tại sao quỹ đạo của các vết đen được vẽ ở hình 3.37 có dạng là đường cong? Hình 3. 38: sự chuyển động của vật chất trên quang cầu ở các vĩ độ khác nhau Sở dĩ đồ thị vết đen mặt trời có dạng đường cong bởi vì: Mặt trời được cấu tạo từ một khối khí khổng lồ cho nên vật chất tại mọi điểm trên quang cầu đều ở thể khí, các lớp vật chất ở đây luôn chuyển động hỗn loạn không ngừng do các dòng đối lưu bên trong mặt trời gây nên. Mặt khác nhìn vào hình 3.38 ta thấy sự chuyển động của vật chất trên bề mặt quang cầu là không giống nhau tại mọi điểm, nó chuyển động nhanh ở gần xích đạo và chuyển động chậm ở gần hai cực theo một đường xoắn mà vết đen lại chuyển động cùng quang cầu theo quỹ đạo tự quay quanh trục của nó nên quỹ đạo chuyển động của vết đen trên mặt trời cũng có dạng đường cong. 135 Kết luận Thiên văn học ở nước ta phát triển từ rất sớm, khoảng 1000 năm trước, nhưng tại sao đến nay nó vẫn chưa được chú trọng phát triển như các nước khác? Có rất nhiều nguyên nhân vừa là chủ quan vừa là khách quan nhưng theo thống kê nguyên nhân sâu xa nhất là do điều kiện kính tế và địa hình của nước ta không thuận lợi, nước ta còn quá nghèo nàn để có thể trang bị và xây dựng cho mình một đài thiên văn tầm cỡ cho nên sự phát triển của ngành này không mấy được chú trọng, còn đa số sinh viên cho rằng: Chọn ngành thiên văn làm sự nghiệp phát triển cho bản thân mình là một lựa chọn khó có thể xảy ra vì sau khi tốt nghiệp họ sẽ không có một việc làm thích đáng mặc dù họ vẫn có lòng yêu thích, đam mê và muốn tìm hiểu cũng như khám phá những bí ẩn của thế giới bên trên loài người. Cái ý nghĩ đó có thể nói là hoàn toàn sai lầm vì một đất nước muốn phát triển thì thiên văn học là một lỉnh vực rất quan trọng, cần được chú ý đầu tư, và đặt lên hàng đầu. Tầm hiểu biết về thiên văn sẽ giúp cho loài người ngày càng văn minh tiến bộ, trước hết chúng cho ta một cái nhìn khách quan về thế giới nên bài trừ được chứng bệnh mê tính dị đoan, sau đó là những ứng dụng của nó được áp dụng rộng rải trong nhiều lĩnh vực khác nhau như: Dự báo thời tiết, xây dựng bản đồ, thăm dò khoáng sản, thông tin liên lạc, vô tuyến truyền hình, nghiên cứu khí quyển, giao thông,… Ngoài ra thời đại hiện nay là thời đại của du hành Vũ trụ, chinh phục Vũ trụ là mục tiêu của con người cho nên thiên văn học là một ngành không thể thiếu. Chính vì vậy việc trang bị những tri thức thiên văn là một việc làm quan trọng và không thể thiếu cho thế hệ trẻ của đất nước chúng ta – một đất nước đang trong tình trạng kém phát triển, từng bước hội nhập quốc tế và đi lên. Nó cần được phổ biến rộng rãi và đưa vào chương trình bậc học phổ thông chứ không phải bậc đại học, tuy nhiên để làm được điều đó thì cần sự nổ lực rất lớn từ nhiều phía chức năng, cần đầu tư phát triển xuất bản nhiều tài liệu sách báo, cần trang bị kiến thức tin học cho giáo viên để có thể tạo ra các mô hình ảo trong thiên văn nhằm bổ trợ cho việc quan sát…vì đặc trưng của môn này là phải quan sát thực tế nhưng đối 136 tượng nghiên cứu của nó thì rất trừu tượng không thể sờ, không thể nắm, không thể tác động trực tiếp và bắt nó chuyển động theo ý của ta…. Nói tóm lại từ mong ước ngành thiên văn được phát triển rộng rãi, khơi nguồn cho mọi sự khám phá cho nên một khía cạnh nhỏ của ngành thiên văn chính là đề tài của em, đề tài này đã chú ý tìm hiểu một số vấn đề chính của ngành thiên văn như sau: Khái niện chung về ngôi sao là gì? Cấu tạo, quá trình hình thành, phát triển cũng như cái chết của chúng. Từ sự hiểu biết chung đó chúng ta tiếp tục đi tìm hiểu về Mặt trời – một Ngôi sao có nguồn năng lượng khổng lồ mang lại sự sống cho toàn nhân loại cũng như nguyên nhân vì đâu mà nó có năng lượng, hiện tượng xuất hiện các vết đen Mặt trời là do đâu, nó ảnh hưởng như thế nào đến chu kỳ hoạt động của Mặt trời và nó sẽ tác động như thế nào đối với môi trường xung quanh. Các hệ tọa độ trong thiên cầu cũng như các loại quỹ đạo chuyển động của Mặt trời…..tuy nhiên luận văn này không phải là tài liệu đầu tiên nói về Mặt trời nhưng em mong rằng nó sẽ giúp ích cho công tác giảng dạy của mình sau này, giúp cho các em học sinh thích tìm tòi khám phá có cơ sở tài liệu về những vấn đề cơ bản của ngành thiên văn – dù hiện nay trên Internet các thông tin này không thiếu, là một nguồn thông tin giúp cho những ai yêu thích ngành thiên văn…. Mục đích là vậy nhưng vì thời gian làm luận văn không dài, phương pháp học tập nghiên cứu mới bước đầu còn bỡ ngỡ nên bên cạnh những kết quả đã đạt được thì trong nội dung không thể tránh khỏi những thiếu sót và mắc phải nhiều hạn chế: Trong hàng tỉ tỉ Ngôi sao trên bầu trời thì em chỉ mới tìm hiểu kỹ và quan sát được Mặt trời, cách trình bày nội dung của luận văn đôi khi còn lủng củng, nhiều câu còn tối nghĩa… về thực hành mặc dù đã xác định được bán kính Mặt trời, quan sát được vết đen, chụp được hình ảnh Mặt trời, vẽ được đồ thị của một số vết đen trên cùng một hệ trục tọa độ nhưng còn rất nhiều vấn đề chưa được làm sáng tỏ và cần bổ xung như: Làm sao để xác định chu kỳ trung bình của vết đen Mặt trời là 28 ngày, chưa đi sâu tìm hiểu lý thuyết mới để giải thích tại sao chu kỳ của vết đen Mặt trời đôi khi không trùng với chu kỳ hoạt động của Mặt trời, cần tìm hiểu chu kỳ hoạt động của vết đen Mặt trời có ảnh hưởng đến khí hậu của hành tinh chúng ta hay không, nếu có thì ảnh hưởng 137 như thế nào? Hay vấn đề về hạt neutrino trên Trái đất….Với nhiều thiếu sót như vậy nên em mong rằng trong tương lai có thể được thì đó chính là hướng phát triển cho đề tài của mình. Ngoài ra còn có thể phát triển thêm nhiều vấn đề nữa như các giả thuyết về sự hình thành Vũ trụ, tìm hiểu tất cả các hành tinh và mọi thành viên (sao chổi, thiên thạch, sao băng…) trong hệ Mặt trời chứ không phải chỉ có Mặt trời, sự ảnh hưởng của Mặt trời đối với tất cả các hành tinh trong hệ Mặt trời, lịch sử phát triển cũng như những thành tựu mà ngành Vũ trụ đã đạt được…..để nó có thể trở thành một tài liệu hoàn chỉnh hơn và thật sự có ích hơn cho tất cả mọi người. Cuối cùng với hy vọng là sẽ có thật nhiều các bạn sinh viên của các khóa sau cũng sẽ thích những đề tài như vậy để có thể góp phần làm phong phú hơn cho nội dung của luận văn này nói riêng và lượng tài liệu của ngành thiên văn nói chung vì kiến thức thì không bao giờ cạn kiệt và ước muốn chinh phục của con người thì không bao giờ kết thúc. 138 Tài liệu tham khảo [1] Trần Quốc Hà (2008), Giáo Trình Thiên Văn Học Đại Cương, ban ấn bản Trường ĐHSP, TPHCM. [2] Nguyễn Hữu Danh (1998), Tìm Hiểu Hệ Mặt trời, Nhà xuất bản Giáo Dục. [3] Nhà xuất bản Khoa học và Kỹ thuật (2002), bộ sách 10 vạn câu hỏi vì sao, Hà Nội. [4] Nguyễn Phong Hùng (2003), Luận Văn Tốt Nghiệp, Trường ĐHSP TPHCM, TPHCM. [5] Nguyễn Thị Tuyết Giang (2004), Luận Văn Tốt Nghiệp, Trường ĐHSP TPHCM, TPHCM. [6] Nguyễn Việt Long, Nguyễn Tự Cường, Đỗ Thái Hòa, Dương Đức Niệm, Phan Ngọc Quý (2006), Kho Tàng Tri Thức Nhân Loại, Nhà xuất bản Giáo Dục, Hà Nội. [7] Lê Phước Lộc (1993), Bài Tập Và Hướng Dẫn Quan Sát Thiên Văn, Trường Đại Học Cần Thơ Khoa Toán Lý, TP Cần Thơ. [8] Nguyễn Đình Noãn, Phạm Văn Đồng, Nguyễn Đình Huân, Nguyễn Quỳnh Lan (2008), Giáo Trình Thiên Văn Vật Lý, Nhà xuất bản Giáo Dục, TP Việt Trì – Phú Thọ. [9] Phạm Viết Trinh (1995), Giáo Trình Thiên Văn Học Đại Cương, Nhà xuất bản Giáo dục, Hà Nội. [10] Jay M. Pasachoff (1997), ASTRONOMY, SAUNDERS College Publishing, America. [11] Donat G.Wentzel, Nguyễn Quang Riệu, Phạm Viết Trinh, Nguyễn Đình Noãn, Nguyễn Đình Huân (2000), Thiên Văn Vật Lý, Nhà xuất bản Giáo Dục, Hà Nội. [12] [13] [14] 139 [15] [16] [17] [18] [19] [20] quan-sat-hat-neutrino-duoi-day-bien.aspx. [21] [22] 8b187dead6f2 [23] [24] [25] [26] [27] [28] &id=475&Itemid=264 [29] [30] ew&id=51&Itemid=47 [31] [32] [33] [34] [35] [36] %E1%BB%A5. 140 Mục lục Mở đầu ................................................................................................................... 1 Lý do chọn đề tài .................................................................................................... 1 Phương pháp nghiên cứu......................................................................................... 3 Kết quả đạt được..................................................................................................... 4 Chương 1- Các sao.................................................................................................. 6 1.1. Ngôi sao là gì. ........................................................................................... 6 1.2. Cấu tạo của Ngôi sao................................................................................. 8 1.3. Sự sống của sao. ...................................................................................... 11 1.3.1. Cấp sao nhìn thấy............................................................................. 11 1.3.2. Cấp sao tuyệt đối.............................................................................. 12 1.3.3. Độ trưng........................................................................................... 12 1.3.4. Màu sắc và nhiệt độ.......................................................................... 13 1.3.5. Phân loại sao theo quang phổ ........................................................... 14 1.4. Biểu đồ Hecsprung – Rutxen ................................................................... 15 1.4.1. Giải thích giản đồ Hertzsprung – Russell.......................................... 16 1.4.2. Tuổi của các Ngôi sao. ..................................................................... 18 1.5. Sự tiến hóa và số phận cuối cùng của các sao. ......................................... 19 Chương 2 - Mặt trời ............................................................................................. 25 2.1. Quỹ đạo của Mặt trời............................................................................... 25 2.1.1. Analemma........................................................................................ 25 2.1.2. Đường đi một ngày đêm của Mặt trời – nhật động............................ 28 2.1.3. Quỹ đạo một năm của Mặt trời – Hoàng đạo. ................................... 29 2.2. Cấu trúc của Mặt trời............................................................................... 31 2.2.1. Sơ lược về Mặt trời. ......................................................................... 31 a. Lõi (Core): ......................................................................................... 33 b. Vùng truyền bức xạ năng lượng (Radiation Zone).............................. 34 c. Vùng đối lưu của Mặt trời (Convective zone)..................................... 35 141 d. Khí quyển Mặt trời. ........................................................................... 35 e. Quang cầu (Photosphere). .................................................................. 36 f. Sắc cầu (Chromosphere)..................................................................... 39 g. Nhật hoa (Corona). ............................................................................ 42 2.2.2. Năng lượng của Mặt trời. ................................................................. 45 a. Phản ứng tổng hợp hạt nhân Heli. ...................................................... 45 b. Chu trình Cacbon – Nitơ. ................................................................... 50 2.2.3. Sự tiến hóa của Mặt trời. .................................................................. 52 a. Sự hình thành..................................................................................... 53 b. Tuổi trẻ. ............................................................................................. 54 c. Giai đoạn chính.................................................................................. 54 d. Tuổi già. ............................................................................................ 56 e. Số phận cuối cùng của nó................................................................... 57 2.2.4. Có thể nhìn thấy gì trên Mặt trời ...................................................... 57 a. Sự tạo hạt........................................................................................... 58 b. Vết đen Mặt trời................................................................................. 59 c. Các Đốm sáng.................................................................................... 66 2.2.5. Chu kỳ của Vết đen Mặt trời. ........................................................... 66 2.3. Ảnh hưởng của Mặt trời lên Trái đất. ...................................................... 73 2.3.1. Hiệu ứng nhà kính. ........................................................................... 73 2.3.2. Gió Mặt trời và từ trường giữa các hành tinh.................................... 77 2.3.3. Hiện tượng cực quang. ..................................................................... 80 2.3.4. Bão từ .............................................................................................. 85 Chương 3 – Quan sát Mặt trời............................................................................... 87 3.1. Dụng cụ................................................................................................... 87 A. Kính thiên văn....................................................................................... 87 3.1.1. Các hệ tọa độ trong Thiên cầu .......................................................... 87 3.1.1.1. Hệ tọa độ chân trời.................................................................... 92 3.1.1.2. Hệ tọa độ xích đạo 1 ................................................................. 94 142 3.1.1.3. Hệ tọa độ xích đạo 2 ................................................................. 95 3.1.1.4. Hệ tọa độ hoàng đạo.................................................................. 97 3.1.2. Kính thiên văn.................................................................................. 98 3.1.2.1. Phân loại kính: .......................................................................... 99 3.1.2.2. Các đặc trưng của kính thiên văn............................................. 101 3.1.2.3. Hệ khử nhật động.................................................................... 103 3.1.3. Kính EM – 200 dụng cụ dùng để quan sát Mặt trời......................... 105 3.1.3.1. Thông số kỹ thuật: .................................................................. 105 3.1.3.2. Hệ thống – điều khiển: ............................................................ 106 3.1.3.3. Trục cực thân kính hướng đến sao bắc cực.............................. 107 3.1.3.4. Điều khiển bằng tay – hộp điều khiển ..................................... 108 3.1.3.5. Điều khiển bằng máy tính: ...................................................... 109 3.1.4. Quan sát và ghi nhận hình ảnh:....................................................... 110 3.1.4.1. Dùng thị kính .......................................................................... 110 3.1.4.2. Dùng thị kính kết hợp với máy ảnh kỹ thuật số. ...................... 110 B. Máy chụp ............................................................................................ 110 3.2. Kết quả nghiên cứu ............................................................................... 111 3.2.1. Đo bán kính Mặt trời ...................................................................... 111 3.2.1.1. Nguyên tắc lý thuyết: .............................................................. 111 3.2.1.2. Các bước tiến hành và kết quả................................................. 114 3.2.2. So sánh ảnh chụp Mặt trời. ............................................................. 121 3.2.3. Tính chỉ số vết đen Mặt trời. .......................................................... 124 3.2.4. Xác định quỹ đạo chuyển động của vết đen.................................... 129 Kết luận .............................................................................................................. 135 Tài liệu tham khảo .............................................................................................. 138 Mục lục............................................................................................................... 140

Các file đính kèm theo tài liệu này:

  • pdfLuận văn tiến sỹ Mặt trời - Tìm hiểu và quan sát quan kính thiên Takahashi.pdf
Luận văn liên quan