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

- Nguyên tắc tán sắc của cách tử nhiễu xạ: + Chiếu vuông góc tới cách tử (góc tới bằng 0) một chùm tia ánh sáng đơn sắc có bước sóng λ, ta sẽ quan sát được một số vân sáng có màu sắc của đơn sắc – các cực đại chính giao thoa – với góc ló i thỏa:

pdf77 trang | Chia sẻ: toanphat99 | Ngày: 22/07/2016 | Lượt xem: 1547 | Lượt tải: 0download
Bạn đang xem trước 20 trang tài liệu Luận văn Nghiên cứu và thiết kế hệ phổ kế kết hợp với kính thiên văn Takahashi, để xem tài liệu hoàn chỉnh bạn click vào nút DOWNLOAD ở trên
quan sát. - Các điểm cơ bản trên thiên cầu: gồm có: + Thiên đỉnh Z, thiên để Z’: là hai điểm thẳng hàng và đối xứng nhau qua tâm thiên cầu, trong đó thiên đỉnh là điểm nằm trên đỉnh đầu của ta (ta đứng ở tâm thiên cầu) khi ta ngước nhìn thẳng lên trên. + Thiên cực P, P’: là hai điểm trùng với cực Bắc và cực Nam của trục Trái Đất. Trục thiên cực song song với trục của Trái Đất, do trục Trái Đất quay nên suy ra trục thiên cực cũng quay, hay nói cách khác là thiên cầu quay. + Các cực Đông, Tây, Nam, Bắc (Đ, T, N, B): nằm trên mặt phẳng chân trời (mặt phẳng chân trời là mặt phẳng có bán kính bằng bán kính của thiên cầu và vuông góc với đường nối hai điểm thiên đỉnh và thiên để), cách đều nhau một góc 90o và theo thứ tự: nếu ta đứng tại tâm O nhìn về hướng Bắc thì tay phải là Đ, tay trái là T và sau lưng là N. - Các đường cơ bản trên thiên cầu: gồm có: + Đường chân trời: là đường tròn giới hạn của mặt phẳng chân trời. + Xích đạo trời: là đường tròn giới hạn của mặt phẳng (có bán kính bằng bán kính thiên cầu) chứa tâm thiên cầu và vuông góc với đường nối hai thiên cực. Có vô số đường xích đạo trời. + Kinh tuyến trời: là đường tròn có bán kính bằng bán kính thiên cầu và đi qua bốn điểm: hai thiên cực, thiên đỉnh và thiên để. Có vô số đường kinh tuyến trời. + Đường nửa ngày: là hình chiếu của kinh tuyến trời lên mặt phẳng chân trời. Đường nửa ngày là một đường thẳng. + Vòng thẳng đứng: là đường tròn có bán kính bằng bán kính thiên cầu, đi qua thiên đỉnh, thiên để và vuông góc với mặt phẳng chân trời. Có vô số vòng thằng đứng. + Vòng giờ: là đường tròn có bán kính bằng bán kính thiên cầu và đi qua hai thiên cực. Có vô số vòng giờ. + Vòng nhật động: là những đường tròn nhỏ được vẽ nên bởi sự chuyển động của các thiên thể song song với đường xích đạo trời. Sự chuyển động này là thường xuyên và tuân theo một qui luật (sự nhật động) với hướng chuyển động (hướng nhật động) ngược chiều quay với trục Trái Đất (nghĩa là cùng chiều quay với thiên cầu). Hình 1.1: Thiên cầu và các đường, các điểm cơ bản của thiên cầu. 1.2. Các hệ tọa độ. Có 3 loại hệ tọa độ: - Hệ tọa độ chân trời (vòng cơ bản: đường chân trời ĐTNB, điểm cơ bản: thiên đỉnh): Tọa độ của thiên thể M xác định bằng độ cao h (góc tính từ đường chân trời lên thiên thể) và độ phương A (góc từ điểm Bắc đến hình chiếu M’ của thiên thể trên đường chân trời) - (hình 1.2). Vì nhật động, độ cao h và độ phương A của thiên thể M sẽ thay đổi, bên cạnh đó, từ những điểm khác nhau trên mặt đất sẽ quan sát thấy thiên thể M ở những vị trí khác nhau, chính vì vậy hệ này phụ thuộc vào vị trí T Z Z’ P P’ B N Đường xích đạo trời Đường chân trời Đ Đường kinh tuyến trời Đường nửa ngày người quan sát và thời điểm quan sát, do đó hệ tọa độ này không thể ghi chép vị trí chính xác của một thiên thể. Hình 1.2: Hệ tọa độ chân trời. - Hệ tọa độ xích đạo: dùng xác định tọa độ nhất định của một thiên thể. + Hệ tọa độ xích đạo 1 (vòng cơ bản: xích đạo trời XγX’Đ và kinh tuyến trời PM’P’P): Tọa độ của thiên thể M xác định bằng xích vĩ δ (góc tính từ đường xích đạo trời đến thiên thể) và góc giờ t (là góc giữa kinh tuyến trời và vòng giờ qua thiên thể M) - (hình 1.3). Do nhật động nên thiên thể vẽ những vòng tròn nhỏ song song với xích đạo trời, do đó xích vĩ không thay đổi. Bên cạnh đó, nó cũng không phụ thuộc nơi quan sát. Góc giờ t thì thay đổi theo nhật động và phụ thuộc vào nơi quan sát. + Hệ tọa độ xích đạo 2 (vòng cơ bản: xích đạo trời, điểm cơ bản: điểm Xuân phân γ): Tọa độ của thiên thể M xác định bằng xích vĩ δ và xích kinh α (góc từ điểm Xuân phân γ đến hình chiếu M’ lên đường xích đạo trời) - (hình 1.3). Vì điểm Xuân phân γ gần như nằm yên trong không gian (bỏ qua sự tiến động) nên xích kinh α của thiên thể không bị thay đổi vì nhật động, bên cạnh đó nó cũng không phụ thuộc vào nơi quan sát. Như vậy ta thấy cả xích kinh và xích vĩ đều không thay đổi vì nhật động và cũng không phụ thuộc nơi quan sát nên hệ tọa độ này dùng để xác định vị trí của các thiên thể trên bầu trời trong các bản đồ sao và dùng trên toàn thế giới. Hình 1.3: Hệ tọa độ xích đạo. - Hệ tọa độ Hoàng đạo (vòng cơ bản: vòng Hoàng đạo HγH’H với Bắc Hoàng đạo π và Nam Hoàng đạo π’): Tọa độ của thiên thể S được xác định bởi Hoàng vĩ B (khoảng cách góc từ thiên thể đến đường Hoàng đạo) và Hoàng kinh L (khoảng cách từ điểm Xuân phân γ theo chiều ngược với chiều nhật động đến hình chiếu S’ của thiên thể lên đường Hoàng đạo) – (hình 1.4). Hệ tọa độ này được sử dụng thuận tiện cho việc theo dõi vị trí của các thiên thể trong hệ Mặt Trời. Hình 1.4: Hệ tọa độ Hoàng đạo. P P’ π π’ γ Đường hoàng đạo Đường xích đạo trời O S B L 1.3. Các đại lượng thiên văn. - Thị sai: là đại lượng biểu thị sự sai khác trong mối tương quan quan sát các thiên thể từ những điểm khác nhau trên mặt đất. + Thị sai hàng ngày p: là góc giữa phương nhìn thiên thể từ một điểm trên mặt đất và từ tâm của Trái Đất. Khi thiên thể đi qua thiên đỉnh thì: p = pz = 0, còn khi thiên thể nằm trên đường chân trời thì thị sai hàng ngày đạt cực đại: p = po. Thị sai hàng ngày dùng cho các thiên thể trong hệ Mặt Trời. Hình 1.5: Thị sai hàng ngày. + Thị sai hàng năm π: là góc nhìn bán kính quỹ đạo của Mặt Trời và Trái Đất (lúc này giả sử Mặt Trời quay quanh Trái Đất). Thị sai hàng năm dùng cho các thiên thể ngoài hệ Mặt Trời bởi lúc này các thị sai hàng ngày rất nhỏ. Hình 1.6: Thị sai hàng năm. p1 p2 π 1 π 2 - Cấp sao: là đại lượng dùng để khảo sát về độ rọi (độ sáng nhìn thấy) và về năng lượng bức xạ của các sao. + Cấp sao nhìn thấy m: là thang xác định độ rọi E của các sao. Trong đó, độ rọi (là quang thông của một nguồn sáng truyền đến một đơn vị diện tích: E = Φ/S) tỉ lệ nghịch với cấp sao nhìn thấy, tức là độ rọi càng lớn thì cấp sao càng nhỏ. Ta có qui ước: cứ hai sao cách nhau 5 cấp sao thì độ rọi khác nhau 100 lần, và ta có mối liên hệ sau: 𝐸1 𝐸2 = 2.512(𝑚2−𝑚1) (1.1) trong đó: E1 và E2 lần lượt là độ rọi của sao thứ nhất và thứ hai m1 và m2 lần lượt là cấp sao của sao thứ nhất và thứ hai + Cấp sao tuyệt đối M: là đại lượng dùng để so sánh năng lượng thực có của các sao. Cấp sao tuyệt đối của các sao được qui ước là cấp sao nhìn thấy nếu khoảng cách từ chúng đến Trái Đất nhỏ hơn hoặc bằng 10 pasec. Ta có mối liên hệ giữa cấp sao tuyệt đối và cấp sao nhìn thấy như sau: M = m + 5 - 5logd (1.2) = m + 5 + 5logπ (vì d = 1/π) (1.3) trong đó d là khoảng cách từ sao đến Trái Đất và π là thị sai hàng năm. 1.4. Sao. 1.4.1. Giới hạn Chandrasekhar. - Giới hạn Chandrasekhar là giới hạn về vòng đời của một ngôi sao, xét về mặt khối lượng. Biểu thức giới hạn Chandrasekhar: Mg/h = 1,4 MMT (1.4) - Từ đó, nếu gọi M là khối lượng của sao đang xét thì: + Nếu M < Mg/h thì sao sẽ trở thành sao lùn trắng. + Nếu M = 1,4 ÷ 2Mg/h thì sao sẽ trở thành sao neutron. + Nếu M = 8 ÷ 10Mg/h thì sao sẽ trở thành lỗ đen. Khi đó bán kính của lỗ đen sẽ được tính theo công thức: Rg = 2𝐺𝑀 𝑐2 (1.5) 1.4.2. Sự tiến hóa của sao. Hình 1.7: Sơ đồ giả thiết quá trình tiến hóa của sao. Sao nặng (M = 10 ÷ 20MMT) Sao neutron và tàn dư Sao siêu kềnh Lỗ đen và vành khí nóng Phôi sao lại tiếp tục co tiếp, các nguyên tử khí bị cọ sát làm nhiệt độ tăng lên, đến cỡ 107 K thì phản ứng hạt nhân bắt đầu xảy ra. Khi đó, tùy theo khối lượng mà sao tích tụ được, chúng sẽ trở thành các loại sao tương ứng trên giản đồ H - R. Phần trung tâm của đám bụi khí tích tụ và co nhanh lại dưới tác dụng của lực hấp dẫn tạo thành phôi sao, phôi sao nóng dần lên do va chạm và sức nén của lực hấp dẫn. Nhiệt độ bề mặt lúc này chỉ cỡ vài trăm K nên bức xạ tia hồng ngoại (sao lùn đỏ). Xung quanh sao lúc này vẫn bị bao bọc bởi lớp bụi khí. Các đám bụi khí sinh ra bởi Big Bang hoặc vụ nổ của các sao trước đó (với thành phần chủ yếu là Hydro). Sao rất nhẹ: Sao lùn nâu Do nhiệt độ thấp, không đủ để có phản ứng tổng hợp H thành He nhưng có đủ nhiệt độ cho phản ứng 1D2: 1D2 + 1H1 = 2He3 + Q Do 1D2 ít nên sao chỉ tồn tại vài triệu năm, cạn kiệt nhiên liệu, không phát sáng. Nổ sao siêu mới loại 2. Mất khối lượng. Sao nhẹ (M = 1 ÷ 1,4MMT) Sao lùn đen Sao kềnh đỏ (sao siêu mới loại 1) Tinh vân hành tinh và sao lùn trắng (sao siêu mới loại 1) Vỏ phình ra mấy chục lần so với kích thước ban đầu. Cháy hết nhiên liệu cho phản ứng hạt nhân, từ đó hết phát sáng. Kéo dài chục ngàn năm, rồi nhân co lại và phun vật chất tạo thành vỏ và bụi bao xung quanh. Nếu sao lùn trắng ở gần sao kềnh đỏ  có thể sinh ra nổ sao siêu mới loại 1. 1.4.3. Giản đồ Hertzsprung – Russel. Hình 1.8: Giản đồ Hertzsprung – Russel. 1.5. Quang phổ. Bảng 1.1: Tóm tắt sơ lược về các loại quang phổ khả kiến. Quang phổ liên tục Quang phổ vạch phát xạ Quang phổ hấp thụ Định nghĩa - Là một dải màu liên tục biến thiên từ đỏ đến tím. - Là những vạch màu riêng rẽ ngăn cách nhau bởi những khoảng tối. - Là những vệt tối trên nền màu của quang phổ liên tục. Nguồn phát sinh - Chất rắn, lỏng, khí ở áp suất cao được nung nóng. - Chất khí ở áp suất thấp bị nung nóng. - Chất khí khi có dòng điện phóng qua. - Chiếu ánh sáng trắng qua một chất khí bị kích thích (nhiệt độ của nguồn chiếu phải lớn hơn nhiệt độ của chất khí). Đặc điểm - Phụ thuộc nhiệt độ của nguồn. Nhiệt độ càng cao thì cường độ bức xạ càng mạnh, miền quang phổ mở rộng về phía bước sóng ngắn. - Các nguyên tố khác nhau bị kích thích cho: 1. bức xạ có bước sóng khác nhau đặc trưng cho nguyên tố đó. 2. quang phổ đặc trưng cho nguyên tố đó về vị trí, màu sắc, cường độ, số lượng. - Mỗi nguyên tố cho một quang phổ hấp thụ riêng đặc trưng cho nguyên tố đó. - Quang phổ nguyên tử là quang phổ vạch, có bản chất nhiệt, do các electron chuyển mức năng lượng sinh ra, gồm có quang phổ vạch phát xạ và quang phổ vạch hấp thụ. - Quang phổ nguyên tử Hydro là quang phổ vạch, gồm có: + các vạch Hα, Hβ, Hγ, Hδ tương ứng với các màu đỏ, lam , chàm, tím do sự chuyển mức năng lượng từ các mức năng lượng cao hơn về mức L (dãy Balmer). + ở vùng vô tuyến thì có vạch phổ 21cm do kết quả của chuyển mức năng lượng tương ứng giữa hai trạng thái song song và đối song song của hai mômen xung lượng hạt nhân và electron [3]. Hình 1.9: Các loại quang phổ với hệ tán sắc là cách tử nhiễu xạ. Hình 1.10: Các loại quang phổ với hệ tán sắc là lăng kính (Copyright © 2005 Pearson Prentice Hall, Inc.) Chương 2: GIỚI THIỆU CÁC CÔNG CỤ, THIẾT BỊ Chương này giới thiệu một số công cụ, thiết bị mà ta sẽ sử dụng. 2.1. Máy quang phổ. - Định nghĩa: là dụng cụ phân tích chùm sáng gồm nhiều bước sóng thành những thành phần đơn sắc khác nhau.  Dùng để nhận biết các thành phần cấu tạo của một chùm sáng phức tạp do một nguồn sáng phát ra. - Cấu tạo gồm 3 phần chính: + Ống chuẩn trực: tạo chùm tia song song. Nó gồm một thấu kính hội tụ và một khe hẹp được bố trí tại tiêu điểm vật của thấu kính hội tụ đó. + Hệ tán sắc: có thể là lăng kính hay cách tử. Dùng để tách chùm tia sáng song song thành những chùm tia đơn sắc song song. + Buồng ảnh: ghi nhận ảnh phổ. Gồm một thấu kính hội tụ để hội tụ chùm tia tới song song từ hệ tán sắc lên màn quan sát được đặt ngay tiêu điểm ảnh của thấu kính hội tụ đó. - Phân loại: Dựa vào hệ tán sắc mà người ta phân thành: + máy quang phổ lăng kính. + máy quang phổ cách tử (gồm máy quang phổ cách tử nhiễu xạ1 và máy quang phổ cách tử phản xạ2). Hình 2.1: Sơ đồ máy quang phổ lăng kính. 1 Xem phần phụ lục 1. 2 Xem phần phụ lục 2. 2.2. Kính thiên văn Takahashi. Gồm có: + Kính phản xạ dạng ống, kính tìm, CN – 212 đường kính vật kính 22.5 cm. + Kính khúc xạ dạng ống, kính tìm, FS – 78 đường kính vật kính 12 cm. + Kiểu lắp đặt: Hệ khử nhật động trong hệ tọa độ xích đạo EM – 200. + Phần mềm điều khiển Telescope Tracer 2000. Hình 2.2: Kính thiên văn Takahashi [3]. 2.3. Thiết bị tích điện kép (CCD). 2.3.1. Khái niệm. CCD (Charge Coupled Device) hay còn gọi là chíp cảm biến là một thiết bị biến đổi quang năng thành tín hiệu số [12]. Hình 2.3: CCD ST17 [3]. 2.3.2. Cấu tạo. Cấu tạo của CCD là một tấm bán dẫn phẳng, có độ dày khoảng 10µm, bên trên có phủ lớp oxit của bán dẫn đó với độ dày khoảng 1/10 độ dày tấm bán dẫn, trên tấm oxit cách điện này có gắn điện cực trong suốt với bức xạ dọi tới. CCD gồm có (m.n) phần tử bắt photon, mỗi phần tử được gọi là một ô hay một pixel hay một điểm ảnh (hình 2.6) [5]. Hình 2.4: Cấu tạo của CCD [5]. Mỗi điểm ảnh thực chất là một tế bào quang điện có cấu tạo và hoạt động dựa trên hiệu ứng quang điện trong (hình 2.7). Hình 2.5: Cấu tạo mỗi pixel [5]. 2.3.3. Nguyên tắc hoạt động. Với mỗi điểm ảnh, khi có photon dọi tới, bán dẫn hấp thụ photon đó, làm xuất hiện một cặp e và lỗ trống. Sau khi bứt ra khỏi liên kết, electron đủ năng lượng vượt qua vùng cấm lên miền dẫn, tại đây chúng có thể di chuyển tự do trong tinh thể dưới tác dụng chuyển động nhiệt và có thể tái nhập với lỗ trống. Để loại khả năng tái nhập, người ta đặt hiệu điện thế hút electron tự do về miền lưu trữ ở gần điện cực và cô lập chúng tại đây. Như vậy, tại miền lưu trữ electron, ta thu được lượng điện tích tự do có độ lớn tỷ lệ với thông lượng bức xạ dọi tới [5]. Và điều đó cũng đúng cho mọi điểm ảnh khác. Mỗi điểm ảnh có thể có số electron nhận được khác nhau từ quá trình trên (tức là có ô chứa nhiều electron, có ô chứa ít electron tùy vào số photon dọi tới). Số electron đó của từng điểm ảnh sẽ lần lượt được được chuyển đến bộ phận đọc giá trị theo từng hàng. Giá trị mỗi điểm ảnh sẽ được khuếch đại và đưa vào bộ chuyển đổi tín hiệu tương tự sang tín hiệu số, cuối cùng đổ vào bộ xử lý để tái hiện hình ảnh đã chụp [11]. Cũng cần biết là mỗi điểm ảnh chỉ có thể chứa tối đa một số electron nào đó mà thôi, nếu vượt quá giới hạn chứa thì các electron sẽ bị tràn qua ô khác và từ đó sẽ làm mờ ảnh. Hình 2.6: Quá trình các electron của từng điểm ảnh lần lượt được chuyển đến bộ phận đọc giá trị. Chương 3: NGHIÊN CỨU, THIẾT KẾ VÀ LẮP ĐẶT HỆ PHỔ KẾ. Chương này trình bày quá trình nghiên cứu, thiết kế và lắp đặt hệ phổ kế. 3.1. Mục tiêu. Xây dựng được một hệ thống gồm một máy quang phổ tự tạo kết hợp với kính thiên văn Takahashi và CCD ST17 để chụp ảnh phổ của thiên thể. 3.2. Tiến trình xây dựng hệ phổ kế.  Đầu tiên, ta làm việc với một hệ phổ kế có sẵn trong phòng thí nghiệm với đèn thủy ngân (hình 3.2). Hình 3.1: Máy quang phổ trong phòng thí nghiệm trường Đại Học Sư Phạm Thành Phố Hồ Chí Minh. - Ta có sự thuận lợi ban đầu là có sẵn hệ phổ kế với vị trí các thấu kính, cách tử được bố trí sao cho ảnh phổ hiện rõ nét khi ta quan sát. Việc của ta là quan sát tìm vị trí quang phổ bậc 1 và cố định vị trí đó lại, sau đó đem hệ thống đã cố định vị trí này gắn kết hợp với kính thiên văn. - Ta sử dụng quang phổ bậc 1 vì ta muốn quan sát thấy toàn bộ dãy quang phổ hoặc phần lớn dãy phổ, hơn thế nữa, khi kết hợp với CCD thì dãy quang phổ phải nằm gọn trong con chíp CCD, nếu dãy phổ có bề rộng quá rộng, dãy phổ sẽ không nằm trọn trong con chíp CCD và CCD sẽ không ghi nhận được hết dãy phổ. - Để kết hợp hệ phổ kế này với kính thiên văn thì ta dùng một sợi cáp quang thông qua một hệ thống kết nối nhằm để lấy ánh sáng từ kính thiên văn và truyền nó đến khe sáng của hệ phổ kế. Còn ở phía quan sát phổ, để kết hợp với CCD, ta có thể tạo một hệ thống để kết nối phần đầu thị kính với CCD. Với các hệ thống kết nối, ta dùng các ống nước có kích cỡ phù hợp để kết nối các phần lại với nhau: thị kính của kính thiên văn và một đầu của cáp quang, thị kính của hệ phổ kế và CCD. Ta đặt toàn bộ hệ phổ kế vào một hộp kín để tránh ánh sáng môi trường làm ảnh hưởng đến ảnh phổ của ta. - Tuy nhiên, trước khi dùng CCD, ta thử dùng một webcam để quan sát với yêu cầu con chíp của webcam phải nằm trên tiêu điểm ảnh của thị kính hệ phổ kế để ảnh phổ quan sát thấy là rõ nhất. Việc này không đơn giản, ta phải chế tạo một công cụ gắn kết webcam và thị kính lại. Lúc này, ta sẽ chụp được phổ của đèn thủy ngân. Hình 3.2: Ảnh phổ của đèn thủy ngân chụp được bằng webcam. - Sau đó, ta đem hệ phổ kế này kết hợp với kính thiên văn Takahashi và CCD. Nếu như khi thí nghiệm với đèn thủy ngân, ta tìm được ảnh phổ thì với ánh sáng của sao, ta không tìm được. Các nguyên nhân có thể là: + Ánh sáng truyền từ sao quá yếu và khi qua thị kính của kính thiên văn thì sẽ hội tụ tại một điểm, cáp quang của ta không đặt đúng tại vị trí hội tụ đó để thu toàn độ ánh sáng tới mà đặt ở vị trí khác dẫn đến chỉ thu được một phần làm cho cường độ ánh sáng tới quá nhỏ không thể quan sát được. + Ánh sáng truyền từ sao đến đã quá yếu, hơn nữa lại đi qua khe hẹp (của hệ phổ kế) làm cường độ sáng lại bị mất mát đi một lượng lớn, dẫn đến cường độ càng nhỏ hơn rồi lại qua một loạt các chi tiết như cách tử, hệ thấu kính sau cách tử nữa dẫn đến không thể truyền tới mắt để quan sát được. - Sau khi khắc phục nguyên nhân thứ nhất bằng cách cố gắng điều chỉnh cho được điểm hội tụ của chùm sáng tới từ kính thiên văn lên mặt phẳng cáp quang, ta vẫn không quan sát được phổ, như vậy kết luận rằng chính ánh sáng quá yếu không truyền qua được hệ phổ kế (nguyên nhân 2) làm ta không quan sát được phổ. Điều này đưa ta đến với ý nghĩ là đơn giản hóa hệ phổ kế, giảm bớt những chi tiết không cần thiết nhằm tránh việc làm giảm cường độ chùm sáng tới. - Như vậy, ta thấy dù thuận lợi về mặt không phải lắp ráp vì hệ thống đã có sẵn, nhưng nó lại có khuyết điểm là làm cho ta bị thụ động trong việc quan sát phổ, hơn nữa là không phù hợp với thực tiễn công việc của ta: quan sát sao với ánh sáng cực yếu chứ không phải là đèn thủy ngân trong phòng thí nghiệm.  Với những hiểu biết về máy quang phổ, ta đi xây dựng một hệ phổ kế đơn giản (phác họa) như hình sau: Hình 3.3: Hệ phổ kế phác họa. - Các bước tiến hành: 1. Xác định các thông số: tiêu cự các thấu kính, khẩu độ khe sáng, thông số cách tử. Ta sử dụng các thiết bị có thông số như sau: 20cm 15c m 12c m 12c m 8cm 4,2 cm 3,7 cm 3c m 1cm 1cm 2,6 cm 2cm 3,5cm 5c m 5c m 7,5cm + Khe sáng: bề rộng là 0,3mm. + Thấu kính hội tụ 1: tiêu cự là 80mm + Thấu kính hội tụ 2: thiêu cự là 58mm + Cách tử: có 600 vạch/mm. 2. Xây dựng hệ thống khe sáng – thấu kính L1 – cách tử G – thấu kính L2. + Hệ khe sáng – thấu kính một đóng vai trò là ổng chuẩn trực trong máy phổ kế, chính vì vậy khoảng cách của chúng phải thỏa yêu cầu: khe sáng nằm ngay trên tiêu điểm vật của thấu kính L1. + Vì tia sáng sau khi đi qua hệ khe sáng – thấu kính L1 sẽ là những chùm tia song song nên cách tử đặt cách thấu kính 1 một khoảng bao nhiêu cũng được. Tuy nhiên, ta lấy khoảng cách nên vừa phải để thuận lợi về nhiều yếu tố khác như: kinh tế, tiện lợi, + Chùm sáng song song đi qua cách tử sẽ bị tán sắc. Các tia cùng bước sóng (cùng màu) sẽ song song nhau (xem lại hình 3.1). Khi đó, bề rộng phổ thu được qua cách tử là rất lớn, chính vì vậy ta nên bố trí thấu kính L2 sao cho lấy được càng nhiều chùm tia tán sắc càng tốt. + Sau khi đi qua thấu kính L2, các tia sáng cùng bước sóng (cùng màu) sẽ hội tụ tại tiêu điểm ảnh của thấu kính L2, tạo ra một loạt các vạch màu tại tiêu điểm ảnh này (vạch đỏ xa trung tâm nhất, vạch tím gần trung tâm nhất). Điều này đỏi hỏi, để quan sát được, ta phải đặt mắt tại tiêu điểm ảnh này. Với thiết bị của ta thì đòi hỏi con chip CCD phải đặt ngay điểm này dể thu được ánh sáng rõ nhất để xử lý (xem hình 3.1). Mặt khác, ta đã có tiêu cự của thấu kính L2, nên việc đặt CCD tại tiêu cự của thấu kính 2 không phải là quá khó khăn. + Ta sẽ sử dụng phổ bậc một của chùm tia tán sắc, chính vì thế nên vị trí của CCD sẽ lệch ra khỏi trung tâm một đoạn phù hợp để hứng được toàn bộ phổ lên con chip CCD (dịch sang bên trái hay bên phải đều được vì các bậc phổ đối xứng nhau qua vạch phổ trung tâm). Công việc này có thể được tiến hành bởi tính toán lý thuyết. Tuy nhiên, vẫn phải hiệu chỉnh đến vị trí chính xác sao cho phù hợp nhất. 3. Xây dựng đế đỡ hệ thống phổ kế (hệ thống khe sáng – thấu kính L1 – cách tử – thấu kính L2). + Tạo một cái đế di chuyển được như hình vẽ cho hệ thống. Di chuyển bằng cách vặn con ốc được khoan dính vào đế. + Đế được cắt ra làm ba phần: hệ khe sáng và thấu kính 1 nằm trên một đế - đế này di chuyển được để điều chỉnh vị trí của khe sáng sao cho nằm đúng tại điểm hội tụ củ chùm sáng tới từ kính thiên văn (nằm trên một đế vì khoảng cách khe sáng và thấu kính 1 là cố định). Phần thứ hai là cho cách tử, đế này không cần đi chuyển. Và phần thứ ba là cho thấu kính 2, phần này di chuyển được do ta cần phải xác định được vị trí mà ta thu được ảnh rõ nhất. Vấn đề khó khăn ở đây chính là công việc này. Bởi cái hộp của ta có kích thước định trước và cố định, ta cũng đã xác định vị trí của con chip CCD cho nên đòi hỏi phải dịch chuyển thấu kính 2 đến vị trí sao cho ảnh phổ thu được rõ nét nhất trên con chip CCD (lúc này chưa gắn chip CCD vào thì ta sử dụng màn chắn để quan sát). Và đó cũng là lý do tại sao ta làm cho hệ thống phổ kế có thể di chuyển được thay vì dính cố định nó vào hộp. Hình 3.4: Hệ thống đế đỡ. 4. Ta dán keo đen quanh hộp để hạn chế ánh sáng từ bên ngoài làm ảnh hưởng đến hệ thống của ta. Hình 3.5: Hệ phổ kế hoàn chỉnh. - Tiếp theo ta lại đem hệ phổ kế mới này kết hợp với kính thiên văn Takahashi và CCD: + Ở mặt phẳng phía thấu kính L1, ta khoét một lỗ tròn sao cho vừa khớp với hệ thống kính thiên văn để có thể gắn hộp đen vào hệ thống kính thiên văn và lấy ánh sáng từ sao (qua kính thiên văn) để đi vào hệ quang phổ kế. Còn ở mặt phẳng phía bên thấu kính 2, ta khoét một lỗ tròn có bán kính vừa khớp sao cho có thể gắn với hệ thống CCD, tâm của lỗ tròn là tâm của hệ quang phổ bậc một thu được và đó cũng là tâm của con chip CCD (để ảnh phổ thu được nằm ngay trên con chip CCD. + Điều khó khăn ở đây là làm sao để ánh sáng từ kính tới khe đủ mạnh để đi qua hệ thống phổ kế, bởi ánh sáng từ sao đến kính là rất yếu. Điều này đỏi hỏi phải bố trí sao cho khe sáng nằm ngay điểm hội tụ của chùm sáng của ngôi sao sau khi đi qua kính thiên văn. Khi đó, cường độ chùm sáng qua khe là mạnh nhất. Đây là một việc làm hết sức khó khăn, bởi xác định vị trí hội tụ nói trên không phải dễ. Và đây chính là nhiệm vụ của phần đế của khe: di chuyển đế để đưa khe về đúng vị trí hội tụ cần tìm. - Tuy nhiên, một lần nữa ta lại không thể nào quan sát được phổ qua CCD. Ngoại trừ Mặt Trăng, ta hoàn toàn không quan sát được phổ của những hành tinh khác. Điều này khẳng định thêm một lần nữa rằng ánh sáng đến từ các hành tinh quá yếu. Nếu lần trước không nhìn thấy được phổ và ta đã đơn giản hóa hệ phổ kế bằng cách lượt bỏ những thấu kính không cần thiết vì ta nghĩ là do hệ thấu kính sau cách tử làm giảm cường độ, thì lần này lại vẫn không quan sát được phổ dù rằng ta vẫn thu được ánh sáng sau thị kính của kính thiên văn. Như vậy ta kết luận cụ thể hơn: ánh sáng quá yếu không thể qua được cách tử để tách phổ. Và đó chính là nguyên nhân. Vậy câu hỏi đặt ra tại sao người ta vẫn chế tạo được hệ phổ kế chụp ảnh phổ của sao và các công trình được trình bày rất nhiều trên các trang mạng trong khi ta làm không được? Câu trả lời chính là nằm ở cách tử. Chính việc sử dụng cách tử nhiễu xạ đã làm mất đi hoàn toàn cường độ còn sót lại của ánh sáng tới của ngôi sao, nói cách khác hơn, ánh sáng ngôi sao không truyền qua được cách tử. Điều này đưa chúng ta đến với ý tưởng dùng cách tử phản xạ. Nhưng lấy đâu ra cách tử phản xạ? Một công trình rất hay trên internet: chế tạo một hệ phổ kế để quan sát và chụp ảnh phổ với cách tử phản xạ từ một vật liệu rất bình thường: đĩa CD. Đĩa CD chính là một cách tử phản xạ.  Điều này đưa chúng ta đi thiết lập một hệ phổ kế mới với hệ thống tán sắc là một phần đĩa CD – cách tử phản xạ. Hình 3.6: Mô hình hệ phổ kế cách tử phản xạ. - Có thể mô tả quá trình truyền sáng như sau: + Ánh sáng từ khe truyển thẳng vào gương M. Do gương M không đặt vuông góc với chùm sáng tới mà đặt lệch đi một góc nên ánh sáng sẽ bị phản xạ qua hướng khác. Ta canh góc lệnh của gương M làm sao để ánh sáng phản xạ đi qua được thấu kính L1 và truyền được đến cách tử G (cách tử G là một mảnh đĩa CD được cắt ra – cách tử phản xạ). + Ánh sáng tới cách tử G sẽ bị tán sắc3. Các vạch phổ có màu (bước sóng) giống nhau sẽ song song nhau. Khi đó, thấu kính L2 sẽ làm nhiệm vụ hội tụ chùm phổ song song đó sau tán sắc tới vị trí mà ta cần quan tâm – nơi đặt con chip CCD để thu ảnh phổ rõ nét. Chính vì vậy, thấu kính L2 cần phải di chuyển được để cho phép ta tìm vị trí cho ảnh rõ nét nhất. Ở đây ta cũng dùng phổ bậc 1 vì độ rộng phổ nhỏ và ít bị chồng chập. - Nhưng do giới hạn về thời gian, máy quang phổ cách tử với hệ thống tán sắc là đĩa CD – cách tử phản xạ - không kịp hoàn thành. Cho nên, chúng ta sẽ sử dụng một hệ phổ kế khá đơn giản nhưng độc đáo kết hợp với webcam để chụp phổ của đèn thủy ngân trong phòng thí nghiệm. Hình 3.7: Hệ phổ kế có hệ tán sắc là đĩa CD4. 3 Xem quá trình tán sắc của ánh sáng qua cách tử phản xạ ở phần phụ lục 2. 4 Hình 3.8: Hệ phổ kế CD kết hợp với webcam. - Và đây là kết quả thu được: Hình 3.9: Phổ đèn hơi thủy ngân trong phòng thí nghiệm chụp được bằng webcam kết hợp với hệ phổ kế ở hình 3.8. Chương 4: KẾT QUẢ CHỤP ẢNH Chương này trình bày kết quả thu được từ nghiên cứu chế tạo hệ phổ kế phía trên. 4.1. Kết quả chụp phổ. Như đã trình bày ở trên, chất rắn, lỏng, khí khi được nung nóng sẽ phát ra phổ liên tục như hình vẽ. Các ngôi sao cũng vậy, đó là các vật chất được nung nóng phát sáng và phổ mà ta thu được sẽ phải là phổ liên lục. Trong thực tế thì không như vậy. Phổ ta thu được là phổ hấp thụ. Bởi lẽ khi truyền đến Trái Đất, ánh sáng của các ngôi sao sẽ bị các nguyên tố có trong lớp khí quyển của ngôi sao đó hấp thụ. Do đó sẽ xuất hiện các vạch tối trên nền phổ liên tục thu được và những vạch tối này đặc trưng cho sự có mặt của các nguyên tố đó trên các ngôi sao (xem hình 4.1). Hình 4.1: Quang phổ của ánh sáng Mặt Trời (trong đó, các vạch tối được đánh số thứ tự đặc trưng cho từng nguyên tố). Tuy nhiên, trong bài tiểu luận này, ta dùng đèn hơi thủy ngân, cho nên ta sẽ thu được các vạch phổ của thủy ngân (hình 4.2). Hơn nữa, hệ thống của ta kết hợp với webcam thay vì CCD nên hình ảnh ta thu được là ảnh màu. Hình 4.2: Phổ đèn hơi thủy ngân trong phòng thí nghiệm được chụp bằng webcam kết hợp với hệ phổ kế ở hình 3.2. Hình 4.3: Phổ của Mặt Trăng chụp bằng CCD kết hợp với hệ phổ kế ở hình 3.6. Hình 4.4: Phổ đèn hơi thủy ngân trong phòng thí nghiệm chụp được bằng webcam kết hợp với hệ phổ kế ở hình 3.8. Để xử lý các ảnh này bằng IRAF, ta chuyển các hình này (trừ hình phổ Mặt Trăng vì chụp bằng CCD nên định dạng sẵn là .fits) sang định dạng đuôi .fits bằng phần mềm Able Batch Converter. 4.2. Kết quả chụp ảnh các sao. Trong phần này, ta sẽ dùng lại một số hình ảnh của bài luận văn tốt nghiệp năm 2012 để xử lý. Bảng 4.1: Danh mục các ảnh đo cấp sao. STT Tên Ảnh 1 Jupiter 2 Cụm sao M3 3 Thiên hà M83 4 Sao 116863 5 Thiên hà NGC2420 Chương 5: ỨNG DỤNG PHẦN MỀM IRAF Chương này trình bày hai trong số nhiều ứng dụng của phần mềm IRAF, đó là: đo cấp sao và xử lý ảnh phổ chụp được từ các thiên thể. 5.1. Giới thiệu. IRAF (Image Reduction and Analysis Facility) là phần mềm được phát triển bởi đài thiên văn quốc gia của Mỹ. Là một phẩn mềm phức tạp, với những hệ thống phẩn mềm khác, IRAF không phải đặc biệt thân thiện với người dùng. IRAF bao gồm rất nhiều gói với rất nhiều công cụ khác nhau trong việc xử lý các số liệu về thiên văn. IRAF được phát triển trên hệ điều hành UNIX và các phiên bản của IRAF có sẵn đối với một số hệ điều hành máy tính khác nhau. Ngày nay, nhiều nhà thiên văn học chạy IRAF trên hệ điều hành LINUX – hệ điều hành vẫn còn đang phát triển và hoàn toàn miễn phí. [3] 5.2. Ứng dụng. 5.2.1. Đo cấp sao. Bảng 5.1: Các bước đo cấp sao trên IRAF. Các bước tiến hành Bước 1 - Truy nhập vào IRAF và xử lý ảnh (xử lý các nhiễu trên ảnh). Xác định stddev và FWHM bằng lệnh imexamine. Bước 2 - Ta sẽ dùng các lệnh trong gói apphot để đo cấp sao. Để truy nhập vào gói apphot, ta gõ: + digiphot + apphot Bước 3 1. Hiển thị hình ảnh đã xử lý (ở bước 1) lên DS9, ta gõ: + display saohoanchinh.fits (giả sử tên hình ảnh của ta là saohoanchinh.fits) + 1 (giả sử frame mà ta chọn để hiển thị hình ảnh là frame 1) Bước 4 2. Tìm độ lệch chuẩn của bầu trời (stddev) và FWHM, ta gõ: + imexamine - Tìm stddev: Di chuyển con trỏ chuột vào các điểm bất kì trên ảnh và nhấn “m” để in số liệu thống kê về khu vực dưới con trỏ ra cửa sổ IRAF. Ghi nhận số liệu sttdev. Ta thực hiện nhiều lần và lấy giá trị trung bình của stddev để có giá trị gần đúng nhất. - Tìm FWHM: Đặt con trỏ lên ngôi sao và nhấn “,” để in dữ liệu về ngôi sao. Ghi nhận số liệu cột MFWHM ( là giá trị tối đa của FWHM). 3. Xong việc, ta thoát khỏi iexamine bằng cách để con trỏ chuột lên hình ảnh và nhấn “q”. Hình 5.1: Tìm stddev và FWHM. Bước 5 - Chạy daofind, ta gõ: + daofind saohoanchinh.fits fwhmpsf=giatriMFWHM sigma=giatristddev verify- (lúc này một tập tin có tên với đuôi .coo sẽ được tạo ra chứa các thông số mà ta cần, ví dụ tập tin của ta là: saohoanchinh.fits.coo.1, số 1 để nói đây là tập tin thứ nhất, nếu có tập tin thứ hai sẽ là saohoanchinh.fits.coo.2). Đánh số thứ tự các ngôi sao bằng lệnh tvmark. Bước 6 - Chỉnh sửa các thông số của ngôi sao bằng lệnh tvmark, gõ: + epar tvmark - Một bảng các thông số sẽ xuất hiện, ta chỉnh sửa các thông số sau: label no (bỏ việc dán nhãn tọa độ các ngôi sao) number yes (đánh số thứ tự trên các ngôi sao) interac yes (bật chế độ tương tác) - Nhấn “ctrl D” để lưu lại và thoát. Hình 5.2: Bảng thông số lệnh tvmark. Bước 7 - Hiển thị các tọa độ được dánh dấu, gõ: + tvmark 1 coords=saohoachinh.fits.coo.1 interac+ - Trên frame 1 của cửa sổ DS9, ta nhấn: + “l” để hiển thị các vị trí được đánh dấu. + “d” để xóa các vị trí đánh dấu sai. + “a” để thêm các vị trí ngôi sao chưa đánh dấu. - Giữ chuột trên của sổ DS9 và nhấn “q” để thoát khỏi tvmark. Hình 5.3: Các ngôi sao được đánh dấu. Đo cấp sao bằng lệnh qphot. Bước 8 - Đo cấp sao, ta dùng lệnh qphot. Ta kiểm tra các thông số trong lệnh này, ta gõ: + epar qphot - Một bảng các thông số xuất hiện, ta ghi lại các giá trị của các thông số: cbox, annulus, dannulus, apertures. (Mặt khác, ta cũng tính được trực tiếp các giá trị của các thông số trên theo công thức: cbox=2*FWHM; annulus=4*FWHM; dannulus=3,5*FWHM; apertures=3*FWHM). Hình 5.4: Các thông số của lệnh qphot. - Ta nhập tiếp: + qphot saohoanchinh.fits giatricbox giatriannulus giatridannulus giatriapertures coords=saohoanchinh.fits.coo.1 - Di chuyển con trỏ đến ngôi sao cần đo cấp sao nhấn “space bar” thì trên cửa sổ IRAF sẽ in ra các thông tin của ngôi sao đó trong đó có cấp sao. Nhấn “q” để thoát ra sau khi đo xong cấp sao, tự động một tập tin mang tên saohoanchinh.fits.mag.1 được tạo ra. Bước 9 - Để xem nội dung của tập tin vừa tạo, ta gõ: + page saohoanchinh.fits.mag.1 - Nhấn tiếp phím “space bar” để xem các trang tiếp theo và nhấn “q” để thoát. Hình 5.5: Nội dung tập tin saohoanchinh.fits.mag.1. Bước 10 - Trích xuất thông tin từ tập tin trên vào tập tin mới ccdphot.txt bằng lệnh txdump, gõ: + txdump saohoachinh.fits.mag.1 ID,XCEN,YCEN,SUM,MAG,MERR > ccdphot.txt - Tập tin ccdphot.txt chứa thông tin về ngôi sao mà ta cần quan tâm, và để xem tập tin này ta gõ: + page ccdphot.txt - Các thông tin của tập tin sẽ được in ra trên của sổ IRAF, cấp sao là cột cuối cùng. Hình 5.6: Nội dung tập tin ccdphot.txt. - Khi đã hoàn thành việc đo đạc, nhập “bye” để thoát gói digiphot, gõ tiếp “logout” để thoát khỏi IRAF và gõ “exit” để đóng cửa sổ lệnh. Bảng 5.2: Danh mục các kết quả đo cấp sao. 1 Jupiter Ảnh trước xử lý nhiễu Ảnh sau xử lý nhiễu Cấp sao 2 Cụm sao M3 Ảnh trước xử lý nhiễu Ảnh sau xử lý nhiễu Cấp sao 3 Thiên hà M83 Ảnh trước xử lý nhiễu Ảnh sau xử lý nhiễu Cấp sao 4 Sao 116863 Ảnh trước xử lý nhiễu Ảnh sau xử lý nhiễu Cấp sao 5 Thiên hà NGC2420 Ảnh trước xử lý nhiễu Ảnh sau xử lý nhiễu Cấp sao 5.2.2. Xử lý ảnh phổ. Ứng với các bước tiến hành, ta áp dụng ngay ba hình phổ chụp được phía trên: 1. Phổ đèn thủy ngân qua cách tử nhiễu xạ dùng ở bước trích xuất phổ. 2. Phổ đèn thủy ngân qua cách tử phản xạ (đĩa CD) dùng ở bước hiệu chỉnh bước sóng. 3. Phổ Mặt Trăng chụp bằng CCD qua cách tử nhiễu xạ dùng ở bước áp dụng. Bảng 5.3: Các bước xử lý phổ trên IRAF. Các bước tiến hành Bước 1 - Truy cập vào IRAF và xử lý nhiễu trên ảnh. Trích xuất phổ. Bước 2 1. Ta phân tích phổ từ hình ảnh thu được bằng các công cụ trong gói specred trong gói noao. Để vào gói specred, ta gõ: + noao + imred + specred 2. Trong gói specred này, ta sẽ dùng lệnh apall để trích xuất phổ. Ta kiểm tra và chỉnh sửa các thông số trong lệnh apall này trước, ta gõ: + epar apall 3. Bảng các thông số sẽ hiện ra (hình 5.7), ta chỉnh sửa các thông số sau: interactive yes find no recenter no resize no edit yes trace yes fittrace yes extract yes extras yes review yes background none (trong mục EXTRACTION PARAMETERS) 4. Để xuất ra đồ thị, ta nhập: + apall pho.fits (giả sử tên hình ảnh ta dùng cho bước này là pho.fits)  Một đồ thị sẽ xuất ra như hình 5.8. Hình 5.7: Các thông số của lệnh apall. Hình 5.8: Đồ thị của ảnh pho.fits. Bước 3 Chọn vùng phổ ta muốn làm việc (muốn xử lý sau đó trích xuất) và zoom nó lên đến một độ rộng phù hợp bằng cách đặt chuột tại một vị trí và gõ: 1. “w” rồi “j”: đồ thị sẽ chỉ hiển thị và zoom vùng từ vị trí của chuột sang phía bên phải. Phía bên trái của chuột sẽ loại bỏ. 2. “w” rồi “k”: đồ thị sẽ chỉ hiển thị và zoom vùng từ vị trí của chuột sang phía bên trái. Phía bên phải của chuột sẽ loại bỏ.  Cứ làm lần lượt như vậy đến khi zoom vừa ý vùng phổ mình cần làm việc. Lưu ý, phải lần lượt “w” rồi “j” rồi “w” rồi “k”, vì mỗi lần nhấn “w thì chỉ thực hiện được một lệnh tiếp theo mà thôi. Hình 5.9: Một đỉnh phổ sau khi được zoom trái và zoom phải. Bước 4 1. Di chuyển chuột dến gần đỉnh của vùng phổ ta muốn làm việc và nhấn “m”, đồ thị sẽ xuất hiện tự động một khẩu độ xác định đỉnh phổ (hình 5.10). 2. Tiếp theo, để thay đổi độ rộng khẩu độ cho vừa ý, ta đặt con trỏ tại vị trí muốn xác định là khẩu độ mới, nếu con trỏ bên trái của đỉnh thì nhấn “l”, nếu bên phải thì nhấn “u” (hình 5.11). Hình 5.10: Khẩu độ của đỉnh phổ được xác định. Hình 5.11: Khẩu độ mới của đỉnh phổ được xác định. Bước 1. Xác định phông nền của đồ thị bằng cách nhấn “b”. Một đường đứt nét 5 gạch ngang chân đỉnh phổ và hai khẩu độ sẽ xuất hiện để xác định vị trí phông nền (hình 5.12). 2. Để thay đổi độ lớn của phông, tức là ta không muốn vị trí ta xác định phông là vị trí của một trong hai (hoặc cả hai) khẩu độ này nữa, ta đặt con trỏ phía dưới khẩu độ đó và bấm “z” để xóa. Để xác định một khẩu độ mới có độ rộng mới, ta bấm “s” tại hai vị trí ta muốn để xác định độ rộng cho khẩu độ đó. Làm tương tự cho khẩu độ bên kia. 3. Nhấn “f” để làm khớp lại khẩu độ vừa thay đổi (hình 5.13). Hình 5.12: Phông nền của đỉnh phổ được xác định. Hình 5.13: Phông nền mới của đỉnh phổ được xác định. Bước 6 Để thoát khỏi chế độ chỉnh sửa phổ, ta nhấn “q”. Lúc này lệnh apall sẽ hỏi ta ba câu hỏi, ta nhấn lần lượt “y rồi enter để trả lời yes lần lượt các câu hỏi xuất hiện: 1. Trace apertures for pho.fits? 2. Fit traced positions for pho.fits interactively? 3. Fit curve to aperture 1 of pho.fits interactively? Khi đó, ta sẽ được hình 5.14, với: - các dấu + tượng trưng cho các vị trí đo được. - đường đứt nét gạch ngang là đường làm khớp khớp nhất. Hình 5.14: Các vị trí đo được và đường làm khớp (lúc này là bậc 2). Bước 7 1. Trong trường hợp này, đường làm khớp này không khớp với các vị trí đo được, chính vì vậy ta cần làm khớp chúng. Để làm khớp chúng ta dùng lệnh :order. Ta nhập :order baclamkhop với da thức làm khớp là đa thức Legendre (ví dụ bậc muốn làm khớp là bậc 3, ta nhập :order 3). Sau đó nhấn “f” để làm khớp lại theo bậc mới (hình 5.15). 2. Ta thấy có những vị trí quá xa đường làm khớp, ta di chuyển con trỏ lại những vị trí đó và bấm “d” để xóa những vị trí đó. Sau đó lại bấm “f” để làm khớp lại (hình 5.16). Hình 5.15: Đường làm khớp lúc này là bậc 8. Hình 5.16: Đường làm khớp bậc 8 sau khi đã xóa bớt một vị trí (chỗ đánh dấu x). Bước Sau khi đã hài lòng với đường làm khớp trên, ta nhấn “q” để thoát. Khi đó, 8 lệnh apall sẽ hỏi các câu sau: 1. Write apertures for pho.fits to database? (database là thư mực được tạo tự động ngoài desktop) 2. Extract aperture spectra for pho.fits? 3. Review extracted spectra from pho.fits? 4. Review extracted spectrum for aperture 1 from pho.fits? Ta nhấn y để trả lời yes các câu hỏi này. Sau đó, lệnh apall sẽ vẽ một đồ thị phổ được trích xuất (hình 5.17). Chúng ta có thể thấy rõ toàn bộ dãy đồ thị của vùng phổ được trích xuất, bao gồm cả những vạch hấp thụ. Cũng có một vài đỉnh là do tia vũ trụ gây ra mà chúng ta không loại bỏ được hết bằng lệnh cosmicrays lúc đầu. Những vị trí có giá trị âm trên đồ thị chính là do phông tạo ra, còn những vùng mang giá trị dương chính là vùng phổ của chúng ta. Vậy chúng ta đã hoàn thành xong việc trích xuất phổ. Nhấn “q” để thoát. Hình 5.17: Đồ thị phổ được trích xuất. Tạo dữ liệu chuẩn. Bước 9 1. Trích xuất phổ: Bước này ta không cần làm lại, vì ta đã làm ở phía trên với hình pho.fits. Cho nên ở đây ta chỉ cần để tham số reference trong lệnh apall là hình pho.fits thì IRAF sẽ tự động trích xuất khẩu độ của hình thuyngan.fits cho ta theo thang của hình tham khảo pho.fits. Với bước trích xuất phổ này ta làm như sau: - Ta kiểm tra và chỉnh sửa các thông số trong lệnh apall bằng cách gõ epar apall, bảng thông số sẽ hiện ra. Ta chỉnh sửa các thông số sau: references pho.fits (là hình phổ ta đã trích xuất) interactive no (lúc này ta không cần tương tác gì với hình pho.fits nữa, vì tất cả những gì ta chỉnh sửa, trích xuất đều nằm trong thư mục database – thư mực được tạo tự động bởi lệnh apall) edit no trace no fittrace no background none (tham số này ở mục EXTRACTION PARAMETERS) - Với hình ảnh chụp đươc bằng đèn hơi thủy ngân, ta gõ: + apall thuyngan.fits (giả sử hình ảnh của ta là thuyngan.fits)  một dữ liệu về phổ của đèn hơi thủy ngân đã được tạo ra có tên thuyngan.ms.fits và lưu trong thư mục database. 2. Xác định độ phân giải bước sóng. - Ta dùng lệnh identify, ta gõ: + identify thuyngan.ms.fits  lúc này một đồ thị sẽ xuất hiện như hình bên: Hình 5.18: Đồ thị phổ. - Để tùy chỉnh độ rõ của các đỉnh phổ nhỏ trong hình ảnh vừa xuất hiện, ta có thể làm như sau: + nhấn “w” rồi “t”: để zoom phần phổ phía trên. + nhấn “w” rồi “b”: để zoom phần phổ phía dưới. + nhấn “w” rồi “j”: để zoom vùng từ vị trí của chuột sang phía bên phải. + nhấn “w” rồi “k”: để zoom vùng từ vị trí của chuột sang phía bên trái. - Sau đó, để dán nhãn cho các đỉnh phổ trên, ta làm như sau: + Đặt vị trí con trỏ chuột lại những đỉnh phổ ta muốn và nhấn “m”, lệnh identify sẽ tính toán trọng tâm cho đỉnh phổ và trên đầu đỉnh phổ đó sẽ xuất hiên một gạch thẳng đứng như hình bên dưới. + Sau đó sẽ xuất hiện một dòng lệnh, ta điền vào đó giá trị và tên của bước sóng rồi nhấn “enter”. Ví dụ: 5893Hg. + Sau đó, ta gõ lệnh :labels both rồi “enter” thì tất cả các đỉnh phổ sẽ được dán nhãn như hình dưới. Nhãn là giá trị bước sóng của các đỉnh phổ. Hình 5.19: Các đỉnh phổ được dán nhãn. - Tiếp theo, một hình vẽ khác xuất hiện. Ta lại dùng lệh :order như bên trên để làm khớp các vị trí được đánh dấu. Sau đó, nhấn “q” để thoát. Hình 5.20: Dùng lệnh :order làm khớp các vị trí được đánh dấu. 3. Gán các kết quả của ảnh thuyngan.fits sau khi đã xử lý vào tham số reference bằng lệnh refspec. Lưu ý, đặt tham số ignorea là “no” và để trống hai tham số sort và group. Hình 5.21: Bảng các thông số của lệnh refspec. Áp dụng và kết quả Bước 10 - Giả sử ảnh của ta là moon.fits, ta dùng lệnh dispcor để áp dụng: + dispcor moon.fits moon1.fits (moon1.fits là tên mới của ảnh moon.fits). - Mở ảnh moon1.fits lên bằng lệnh splot. + splot moon1.fits - Trong hình vừa xuất hiện ta thấy có những đỉnh hướng xuống, đó là những đỉnh hấp thụ trong phổ của ta và đó cũng là cái chúng ta cần xác định. + Chọn một đỉnh với vị trí bước sóng xác định. + Nhấn “e” tại hai vị trí hai bên chân của đỉnh hấp thụ đó, IRAF sẽ tự động đo đạc cho ta độ rộng của vạch phổ này.  Khi đó nhìn trị số “center” ta đã biết được vạch đó là vạch gì và nhìn trị số “eqw” để biết cường độ của vạch đó. Hình 5.22: Vị trí và cường độ vạch phổ được xác định. KẾT LUẬN VÀ KIẾN NGHỊ Phía trên là toàn bộ quá trình nghiên cứu và các kết quả thu được của tôi. Có thể tôi vẫn chưa thực sự thành công trong việc tạo được một hệ phổ kế để chụp ảnh phổ của các thiên thể, nhưng công trình của tôi chính là một bước đi cơ sở, một bước đệm vững chắc cho các công trình nghiên cứu tiếp theo sau này nhằm xây dựng một hệ phổ kế hoàn chỉnh để chụp ảnh thiên thể. Mặt khác, tháng 11/2013 sắp tới đây, chúng ta có thể sẽ được chiêm ngưỡng một sao chổi cực lớn của thế kỷ do các nhà thiên văn học Nga phát hiện có tên là ISON. Hi vọng đến lúc đó hệ phổ kế đã hoàn chỉnh và có thể đem ứng dụng để chụp ảnh phổ của ngôi sao chổi này, để có thể nghiên cứu và phân tích thành phần của nó. Hơn thế nữa, công trình nghiên cứu của tôi về việc sử dụng phần mềm IRAF để xử lý phổ của các thiên thể có thể xem như là một tài liệu tham khảo nền tảng và cực kỳ hữu ích cho những ai muốn tiếp tục nghiên cứu về quá trình xử lý phổ bằng phần mềm này. Từ đó, tôi có những kiến nghị sau: - Thứ nhất: tiếp tục nghiên cứu và xây dựng một một hệ phổ kế hoàn chỉnh để chụp ảnh phổ thiên thể, mà đặc biệt là ngôi sao chổi sắp xuất hiện vào tháng 11/2013. Sau đó dùng phần mềm IRAF để xử lý thông tin. - Thứ hai: tiếp tục nghiên cứu, tìm hiểu để biết thêm những ứng dụng khác của phần mềm cực kỳ hữu ích này trong xử lý các dữ liệu thiên văn. TÀI LIỆU THAM KHẢO Tiếng Việt: [1] Phùng Quốc Bảo (2007), Quang học sóng (bản dịch Tiếng Việt), NXB Giáo Dục. [2] Trần Quốc Hà (2008), Giáo trình Thiên Văn Học Đại Cương, Ban ấn bản phát hành nội bộ Trường Đại Học Sư Phạm TP. Hồ Chí Minh. [3] Nguyễn Hữu Mẩm (2012), Luận Văn Tốt Nghiệp, Trường Đại Học Sư Phạm TP. Hồ Chí Minh. [4] Hoàng Nam Nhật (2006), Cơ học đại cương – Từ Aristotle đến Newton, NXB Giáo Dục. [5] Nguyễn Phước (2011), Luận Văn Tốt Nghiệp, Trường Đại Học Sư Phạm TP. Hồ Chí Minh. [6] Nguyễn Thị Thếp (2008), Lịch sử vật lý, Ban ấn bản phát hành nội bộ Trường Đại Học Sư Phạm TP. Hồ Chí Minh. [7] Hoàng Hữu Thư - Phan Văn Thích - Phạm Văn Thiều (2009), Cơ sở vật lý – tập 6: Quang học và vật lý lượng tử (bản dịch Tiếng Việt), NXB Giáo Dục. [8] Nguyễn Trần Trác - Diệp Ngọc Anh (2006), Quang Học, NXB Khoa Học Kỹ Thuật. [9] Phạm Viết Trinh - Nguyễn Đình Noãn (2007), Giáo trình thiên văn, NXB Giáo Dục. Tiếng Anh: [10] Wako Aoki (10/2008), Data reduction of echelle spectra with IRAF - version 1.1, National Atronomical Observatory of Japan. [11] Sϕren S. Larsen (3/2011), IRAF notes for Observational Astrophysics I. [12] Phil Massey - Frank Valdes - Jeannette Barnes (04/1992), A User’s Guide to Reducing Slit Spectra with IRAF. [13] Tomaz Zwitter - Ulisse Munari (2000), An introduction to analysis of single dispersion spectra with IRAF, Osservatori Astronomici di Padova e Asiago, Dipartimento di Astronomia dell'Università di Padova. Internet: [14] ịch_sử_thiên_văn_học [15] had-ccd-voi-camera-giam-sat.html [16] PHỤ LỤC 1 CÁCH TỬ NHIỄU XẠ – MÁY QUANG PHỔ CÁCH TỬ NHIỄU XẠ. 1.Cách tử nhiễu xạ. - Nguyên tắc tán sắc của cách tử nhiễu xạ: + Chiếu vuông góc tới cách tử (góc tới bằng 0) một chùm tia ánh sáng đơn sắc có bước sóng λ, ta sẽ quan sát được một số vân sáng có màu sắc của đơn sắc – các cực đại chính giao thoa – với góc ló i thỏa: 𝑠𝑖𝑛𝑖 = 𝑘. 𝜆 𝑙 = 𝑘. 𝑛. 𝜆 (P1.1) (với n = 1/l được gọi là chu kỳ không gian của cách tử hay số khe trên một đơn vị chiều dài của cách tử). + Còn nếu ta chiếu vuông góc tới cách tử một chùm sáng trắng có λ từ 0,38μm đến 0,76 μm thì vân sáng thứ k – vân sáng bậc k hay cực đại chính giao thoa thứ k – sẽ trở thành một dãy sáng màu phân bố liên tục gồm bảy màu chính: đỏ, cam, vàng, lục, lam, chàm, tím với góc ló i thỏa (P1.1).  Như vậy, cách tử đã phân tách các thành phần đơn sắc các thành phần của một ánh sáng đa sắc - ánh sáng trắng (sự tán sắc). Hình P1.1: Sự tán sắc của cách tử. - Một số đặc trưng: Chùm sáng trắng tới Quang phổ bậc 0 Quang phổ bậc -2 Quang phổ bậc -1 Quang phổ bậc 1 Quang phổ bậc 2 + Độ tán sắc của cách tử: là khả năng cách tử tách các thành phần đơn sắc của một chùm sáng đa sắc khi chiếu chùm sáng đó tới cách tử, được định nghĩa bởi công thức: 𝐷 = ∆𝜃 ∆𝜆 (P1.2) trong đó: ∆𝜃 là khoảng cách góc giữa 2 vạch phổ có bước sóng chênh nhau ∆𝜆. Và được tính theo công thức: 𝐷 = 𝑘 𝑙. 𝑐𝑜𝑠𝜃 (P1.3) trong đó: k là bậc quang phổ; l là chu kì cách tử; 𝜃 là góc ló của tia nhiễu xạ khi đi qua cách tử so với phương tia tới. + Năng suất phân giải của cách tử: là khả năng phân biệt hai vạch có bước sóng λ và λ’ gần nhau, được định nghĩa bởi công thức: 𝑅 = �̅� ∆𝜆 (P1.4) trong đó: �̅� là bước sóng trung bình của hai bước sóng λ và λ’, |λ - λ’| = ∆𝜆: khoảng cách phổ nhỏ nhất giữa hai vạch phân biệt được. Và được tính theo công thức: R = N.k (P1.5) trong đó: N là số khe của cách tử. - Một số đặc điểm về phổ: + Quang phổ cách tử có nhiều bậc, trong đó bậc 0 nằm ở trung tâm. Bậc càng lớn thì quang phổ càng rộng (độ tán sắc càng lớn). + Trong mỗi bậc phổ, trừ quang phổ bậc 0 thì tia đỏ lệch nhiều hơn tia tím. + Các vạch phổ phân bố đều đặn hơn. + Độ sáng của quang phổ kém hơn so với quang phổ tạo nên bởi lăng kính. 2. Máy quang phổ cách tử nhiễu xạ. - Dựa vào nguyên tắc tán sắc của cách tử nhiễu xạ, hoạt động của máy quang phổ cách tử nhiễu xạ được thể hiện như hình vẽ. Hình P1.2: Sơ đồ hoạt động của máy quang phổ cách tử nhiễu xạ. + Khi ánh sáng trắng truyền từ nguồn sáng qua khe thì ánh sáng qua khe sẽ là một chùm sáng phân kì. Chùm sáng này được được qua ống chuẩn trực để tạo chùm song song (xem hình P1.3a). + Chùm tia song song, lúc này vẫn còn là chùm sáng phức tạp, tiếp tục đi qua cách tử. Cách tử tách chùm sáng phức tạp này thành các thành phần đơn sắc khác nhau. Xét một tia sáng trắng qua cách tử thì tia sáng trắng đó sẽ bị tách thành các tia sáng đơn sắc từ đỏ đến tím, và các tia đơn sắc này là phân kì. Khi có nhiều tia sáng trắng qua cách tử, các tia sáng đơn sắc (sau khi bị tách từ tia sáng trắng chiếu tới cách tử) của từng tia sáng tới có cùng màu với nhau sẽ song song nhau (xem hình P1.3b). + Tiếp tục, các tia sáng đơn sắc này sẽ đi qua một hệ thống gồm: thấu kính hội tụ thứ 2 (để hội tụ các tia cùng màu song song lại trên mặt kính có dây chữ thập) và qua tiếp một cặp thấu kính hội tụ 3 và 4 để chùm tia hội tụ với bề rộng phổ đủ nhỏ cho mắt người quan sát5 (xem hình P1.3c). 5 Phỏng theo máy quang phổ của phòng thí nghiệm của trường Đại học Sư Phạm Thành phố Hồ Chí Minh. (a) (b) (c) Hình P1.3: Các giai đoạn của ánh sáng khi truyền qua máy quang phổ. a. giai đoạn 1; b. giai đoạn 2; c. giai đoạn 3 PHỤ LỤC 2 CÁCH TỬ PHẢN XẠ6,7. 1. Giới thiệu. Cách tử phản xạ cũng là một dụng cụ phân tích chùm sáng phức tạp thành những thành phần đơn sắc khác nhau. Tuy nhiên, nó có cấu tạo khác so với cách tử truyền qua (hay cách tử nhiễu xạ). 2. Cấu tạo. Cách tử phản xạ là một hệ thống gồm N nêm nhỏ đặt liên tiếp cùng chiều sát nhau trên một mặt phẳng (đế quang học) với độ rộng của một nêm chính là chu kì cách tử (kí hiệu là d) (hình P2.1). Hình P2.1: Cấu tạo cách tử phản xạ. 3. Đặc điểm. Cách tử phản xạ cũng có cơ chế tán sắc giống như cách tử nhiễu xạ (hình P2.2). Hình P2.2: Quá trình tán sắc của cách tử phản xạ. 6 hoc quang dien tu/Semina tren lop/seminar.html 7Spectroscopy.pdf (David Buckley) - Phương trình cách tử: d(sinα ± sinβ) = kλ (P2.1) trong đó: α và β lần lượt là góc tới và góc nhiễu xạ. k là bậc phổ nhiễu xạ. d là chu kì cách tử. λ là bước sóng chiếu tới. với dấu cộng cho bậc dương và dấu trừ cho bậc âm (xem hình P2.3) Hình P2.3: Phổ nhiễu xạ thu được từ việc tán sắc của cách tử phản xạ. - Độ tán sắc: ∆𝛽 ∆𝜆 = 𝑘 𝑑. 𝑐𝑜𝑠𝛽 (P2.2)  Ta thấy độ tán sắc phụ thuộc vào d (chu kì không gian của cách tử) tức là phụ thuộc vào số nêm trên một đơn vị chiều dài. Như vậy, để tán sắc tốt phổ nhiễu xạ, ta nên dùng cách tử có d lớn. Việc tán sắc trong cách tử phản xạ là quan trọng, bởi việc chồng chập phổ ở các bậc phổ nhiễu xạ - bậc càng lớn chồng chập càng nhiều (xem hình P.4). Sự chồng chập phổ thỏa điều kiện: 𝑘𝜆 = 2𝑘 𝜆2 = 3𝑘 𝜆3 = ⋯ (P2.3) Hình P2.4: Phổ chồng chập. - Đặc điểm về phổ: + Quang phổ cách tử có nhiều bậc, trong đó bậc 0 nằm ở trung tâm. Bậc càng lớn thì quang phổ càng rộng (độ tán sắc càng lớn). + Trong mỗi quang phổ, trừ quang phổ bậc 0 thì tia đỏ lệch nhiều hơn tia tím. + Bậc phổ càng cao thì độ chồng chập phổ càng nhiều.

Các file đính kèm theo tài liệu này:

  • pdftvefile_2013_09_05_1019215975_6538.pdf
Luận văn liên quan