Luận văn Sử dụng kính Takahashi nghiên cứu quang trắc cụm sao mở rộng - Open Cluster

Trong luận văn em đã tìm hiểu và nghiên cứu được những kết quả sau: Tìm hiểu thế nào gọi là cụm sao mở, quá trình hình thành và các đặc trưng của cụm sao mở. Trong luận văn em đã trình bày chi tiết các bước lập kế hoạch quan sát để qua đó biết được cụm sao nào có thể quan sát tại thành phố Hồ Chí Minh trong một khoảng thời gian bất kỳ, giúp chúng ta có kế hoạch quang trắc tốt nhất. Các bước điều khiển kính TAKAHASHI để quan sát một cụm sao mở hay cụm sao cầu cũng được nêu chi tiết trong luận văn. Nêu cách sử dụng CCD ST7 để chụp cụm sao mở hay cụm sao cầu qua các kính lọc. Vì kính lọc màu đỏ, xanh dương và xanh da trời bị hỏng nên trong luận văn em chỉ trình bày cách chụp đối tượng qua kính lọc trắng. Từ đó áp dụng tương tự cho các kính lọc màu khác. Em cũng đã trình bày cách sử dụng phần mềm IRIS để xử lý hình ảnh, từ đó tìm được cấp sao nhìn thấy của từng ngôi sao trong cụm sao quang trắc. Vì các kính lọc màu bị hỏng, nên em chỉ tìm cấp sao nhìn thấy của các ngôi sao trong cụm sao mà chưa vẽ họa đồ H – R và tìm nhiệt độ của cụm sao.

pdf105 trang | Chia sẻ: builinh123 | Ngày: 03/08/2018 | Lượt xem: 106 | Lượt tải: 0download
Bạn đang xem trước 20 trang tài liệu Luận văn Sử dụng kính Takahashi nghiên cứu quang trắc cụm sao mở rộng - Open Cluster, để xem tài liệu hoàn chỉnh bạn click vào nút DOWNLOAD ở trên
nối với máy tính qua một cáp truyền dẫn. Chức năng của cáp này là truyền các lệnh từ phần mềm đã cài đặt trong máy tính để thiết lập và điều khiển các lệnh hoạt động của CCD ở vùng nhiệt độ và thời gian đóng mở cửa bức xạ dọi vào CCD về CPU để máy hiện thị kết quả lên màn hình. 2.1.3. Các đặc tính 2.1.3.1. Readout noise (đọc nhiễu ) Readout noise hay còn gọi là đọc nhiễu, thường được trích dẫn là số electron đưa vào trên mỗi Pixel gây ra độ nhiễu tín hiệu mà thiết bị nhận được. Nhiễu gồm 2 phần không tách rời nhau. Thứ nhất: Sự không hoàn chỉnh khi chuyển đổi từ tín hiệu điện sang số. Thứ hai: Sự sai lệch khi các electron đi vào miền dẫn. Hai hiệu ứng đó kết hợp tạo thành giá trị làm cho tín hiệu bị sai lệch. Kích thước của con chip khếch đại, mạch điện tích hợp, nhiệt độ của mạch khếch đại và độ nhạy trên mỗi Pixel tạo thành nhiễu của CCD. Thông thường, giảm tốc độ nhiễu, tạo ra nhiễu thấp hơn nhưng để giảm tốc độ nhiễu phải cân đối toàn bộ chế độ chu kỳ của máy ảnh. Một nguyên nhân nhỏ là nhiệt độ của bộ khếch đại có thể gây ra nhiễu giữa tín hiệu đầu và cuối của một hàng giống như một ô tích điện đi qua mạch hơi nóng. Tăng kích thước của vi mạch khếch đại có thể làm giảm nhiệt độ nhưng mạch khếch đại lớn phải có một điện dung (dung trở) đầu vào cao hơn, do đó làm giảm độ nhạy của bộ khếch đại. Hình 2.4: Gộp các ảnh điểm 44 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước 2.1.3.2. Pixel binning Ngày nay hầu hết CCD đều có chức năng tổng hợp ảnh điểm tùy chọn như một phần mềm. 2x2 binning làm tăng độ nhạy lên 4 lần nhưng độ phân giải hình ảnh bị giảm đi một nữa. Hầu hết các Pixel đều có khả năng như một đồng hồ đếm ảnh trên cả hàng dọc và ngang tạo thành điểm ảnh lớn hơn hoặc “siêu ảnh điểm”, đó là sự số hóa và lưu trữ hình ảnh cuối cùng (hình 2.4). Các siêu ảnh điểm đại diện cho diện tích của tất cả các ảnh điểm để tích điện. 2.1.3.3. CCD gain (hệ số của CCD) Hệ số của CCD được thiết lập bằng lượng điện tử và được xác định là tập hợp tất cả các điện tử trên mỗi pixel sẽ gây ra tín hiệu số trên hình ảnh đưa ra ngoài. Giá trị của hệ số thường được đưa ra trong khoảng số điện tử cần thiết để tạo ra một nấc tín hiệu trong mã chuyển đổi. Số điện tử trên một đơn vị tín hiệu (ADU) thường phổ biến từ 1 đến 150 photon hay nhiều hơn. Hình 2.5: Giới hạn photon đi vào 45 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước Tín hiệu số lớn nhất mà CCD có thể cung cấp là số bit trong mã chuyển đổi. Ví dụ: Nếu bạn có 14 mã chuyển đổi, thì phạm vi số từ 0 đến 16383. Nếu 16 bit phạm vi số từ 0 đến 65535 tín hiệu số. (Hình 2.5) là một ví dụ cho biết giới hạn đường cong của CCD. Trong ví dụ, chúng ta có thể giả sử là 15 bit mã chuyển đổi có khả năng chuyển đổi và cung cấp giá trị ra bên ngoài trong phạm vi từ 0 đến 32767 tín hiệu, hệ số của thiết bị là 4,5 electron/một mã chuyển đổi (ADU) và sức chứa của mỗi pixel là 150000 electron. Giới hạn đường cong trong (hình 2.6) là điển hình cho một CCD, là giới hạn số photon đến CCD. Chú ý các loại CCD có thể đáp ứng để bù vào sự dịch chuyển nhỏ và cũng có loại CCD nhận với giá trị đi vào lớn. Người sử dụng phải thành thạo 3 hệ số là giới hạn lớn nhất có thể sử dụng trên mỗi pixel trong hình ảnh đưa ra ngoài: 2 loại thường xảy ra là bảo hòa mã chuyển đổi và vượt quá sức chứa của mỗi pixel, thứ 3 là tính phi tuyến. Trong (hình 2.6) mã chuyển đổi sẽ bảo hòa xảy ra tại giá trị đi ra 32767 x 4,5 = 147451 Photon đi vào. Sức chứa của mỗi pixel là 150000 electron vì thế pixel sẽ bảo hòa tại giá trị 33333 ADU (150000/4,5). Vì thế điều quan trọng là bạn phải biết được giới hạn của CCD của mình và sức chứa thật của mỗi pixel, mặc dù chúng không bảo hòa nhưng trong phạm vi phi tuyến do đó cũng không sử dụng được. Một phương pháp quan sát đường cong giới hạn của CCD là quan sát trường sáng của một ngôi sao. Thời gian chiếu sáng đạt được là 1, 2, 4, 8, 16 giây, bắt đầu với thời gian chiếu sáng ngắn nhất cần thiết để cung cấp tốt tỷ lệ tín hiệu nhiễu cho các ngôi sao và kết thúc khi một hoặc nhiều ngôi sao bắt đầu ngừng chiếu sáng. Từ khi bạn quan sát dãy với thời gian phơi sáng tăng gấp đôi của mỗi khung hình, thì số lượng photon thu được trong mỗi lần quan sát sẽ tăng lên 2 lần giúp quan sát tốt hơn. Vẽ sơ đồ với giá trị tín hiệu đi ra cho mỗi ngôi sao trong thời gian phơi sáng sẽ cho ta giới hạn đường cong của CCD. 46 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước 2.1.3.4. Thermal Noise (nhiễu do nhiệt) Thuật ngữ thông dụng nhất khi mô tả nhiễu do nhiệt là dòng tối. Điện tích nhiễu do nhiệt, biểu lộ như một điện tử, được sinh ra trong CCD của máy ảnh cho dù nó tiếp xúc với ánh sáng hay trong buồn tối. Nhiễu do nhiệt phụ thuộc vào nhiệt độ (hình 2.6):  Nhiệt độ của CCD cao sẽ làm nhiễu do nhiệt cao hơn.  Nhiệt độ của CCD giảm làm cho nhiễu do nhiệt sẽ thấp.  Nhiễu do nhiệt được hạ xuống bằng cách giảm nhiệt độ CCD. 2.1.4. Các thông số của CCD ST7 Loại bán dẫn silic (1,14 eV – 5eV). Kích thước CCD: (4590 x 6804)m. Tổng số pixel: 390150. Cấp sao giới hạn nhìn được m =14 khi t = 1s, m = + 18 khi t = 1 min. Dung lượng của mỗi pixel: 105e/1 pixel. Hình 2.6: Nhiễu do nhiệt 47 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước Độ ổn nhiệt: 1e/ 1pixel/ 1 s ở nhiệt độ 0oC. Phương thức làm lạnh: bộ T.E (hiệu ứng penche ngược) Mã chuyển đổi A/D: 16 bit. 2.2. PHẦN MỀM IRIS Phần mềm IRIS dùng để xử lý hình ảnh, trong phạm vi bài luận văn chỉ sử dụng các chức năng để: Khử nhiễu, cộng gộp hình ảnh, tìm cấp sao nhìn thấy của ngôi sao.  Khử nhiễu: Ta dùng các chứa năng Processing trong phần mềm IRIS. Vào Processing  chọn các mục (Subtract, Multiply, Divide) để khử nhiễu.  Cộng gộp hình ảnh: Ta dùng chức năng Command trong phần mềm IRIS. Để gộp 2 tấm hình của một đối tượng quan sát qua lần 2 chụp khác nhau lại thành một, ta viết câu lệnh: coregister hinh_1 hinh_2. Ta sẽ được một tấm hình với độ sáng của các ngôi sao hoàn chỉnh hơn.  Tìm cấp sao nhìn thấy của ngôi sao: Dùng chức năng Analysic  Aperture Photometry trong phần mềm IRIS. 2.3. CÁC LOẠI HÌNH ẢNH CHỤP QUA CCD ST7 Có 4 loại hình ảnh được chụp qua CCD: chụp Light, Bias, Dark và Flat Field.  Chụp Light: Ống kính của CCD được mở ra để hứng các ánh sáng từ ngôi sao chiếu tới.  Chụp Bias: Là loại hình ảnh của CCD mà không được chiếu sáng. Tấm chắn của CCD đóng lại. Mục đích của chụp Bias là giúp cho người sử dụng xác định nhiễu ở dưới của mỗi hình ảnh. Độ nhạy của mỗi pixel là không như nhau vì độ phóng đại của mỗi ảnh điểm là không giống nhau. Nên cần thiết phải chụp từ 10 tấm trở lên sau đó lấy giá trị trung bình để được tấm ảnh chụp Bias chính xác, để sử dụng trong quá trình xử lý hình ảnh.  Chụp Dark: Nếu một buồn tối phơi sáng 45 giây thì chúng ta cũng thu được một hình tối trong 45 giây. Có thể tránh được hình tối bằng giả định độ ồn nhiệt có thể tăng lên tới giới hạn thời gian và tỷ lệ có thể áp dụng được. Tuy nhiên, điều đó là 48 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước không thực tế. Hình tối là phương pháp có thể đo được nhiễu do nhiệt trong CCD. Chúng cũng có thể cung cấp cho bạn những thông tin về độ nhiễu trên mỗi ảnh điểm cũng như cung cấp tốt tỷ lệ ánh sáng từ vũ trụ. Trong phép cộng, các thiết bị rẽ tiền độ ổn định nhiệt thấp. Trong phép nhân, giá trị trung bình của hình tối cung cấp rất tốt cho việc xử lý.  Chụp Flat Field: Là hình ảnh chụp bức tường sáng, vòm trời sáng đồng nhất. Ta đã biết độ nhạy trên mỗi pixel là không giống nhau, nên dựa vào tấm hình chụp ở chế độ Flat Field ta có thể hiệu chỉnh độ nhạy các pixel cho như nhau. 49 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước CHƯƠNG 3 KÍNH TAKAHASHI EM - 200 3.1. THÔNG SỐ KỸ THUẬT 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 lấp đặt: Hệ khử nhật động trong hệ tọa độ xích đạo EM – 200. Trụ đỡ nhôm đường kính 12 – 13 cm, dài 120 cm. 3 đối trọng. 3.2. HỆ THỐNG ĐIỀU KHIỂN Bảng điều khiển (hình 3.1) 1, 2: Đèn báo. 3: Công tắc Motor. 4: Công tác đóng mở ảnh hưởng của máy vi tính. 5: Nguồn vào bảng điều khiển. 6: Nơi nối hợp bảng điều khiển. 7: Nơi nốp kết với máy tính. 8: Nơi nối kết máy kiểm tra hệ thống. Hình 3.1: Bảng điều khiển 1 và 2 3 4 5 7 8 6 50 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước 3.3. TRỤC CỰC THÂN KÍNH ĐẾN SAO BẮC CỰC 3.3.1. 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 Bắc Cực. Ở thân kính có ống kính tìm hướng đến 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. 3.3.2. Điều chỉnh – tác dụng – yêu cầu của vòng chia độ Ưu điểm của việc lắp đặt kính theo kiểu xích đạo là nhanh chống tìm ra được xích vĩ và xích kinh các 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 bằng tay, hướng ống kính đến một ngôi sao 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 3.2 và 3.3). 3.3.3. Điều khiển bằng tay – hộp điều khiển Gồm (hình 3.4): Các nút dùng thay đổi tốc độ như trên hình vẽ, nhưng hai nút S1 và S2 rất ít được sử dụng. Hình 3.2 : Vòng chia độ dùng để xác định xích vĩ và xích kinh của thiên thể 51 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước 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. S1 và S2 Nút dùng để thay đổi tốc độ dịch chuyển của hệ thấu kính Hình 3.4: Sơ đồ hộp điều khiển bằng tay Hình 3.3 : Vòng chia độ trên kính thiên văn Takahashi Vòng chia độ dùng để xác định xích vĩ Vòng chia độ dùng để xác định xích kinh 52 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước CHƯƠNG 4 LẬP KẾ HOẠCH QUAN SÁT VÀ XỬ LÝ KẾT QUẢ QUANG TRẮC 4.1. LẬP DANH SÁCH CỤM SAO CẦU VÀ CỤM SAO MỞ QUAN SÁT ĐƯỢC 4.1.1. Cơ sở quan sát 4.1.1.1. Địa điểm, thời gian và điều kiện quan sát Địa điểm tại Thành Phố Hồ Chí Minh (HCM) có vĩ độ  và kinh độ  là:  = 10045’00’’  = 106040’00’’ Quan sát từ ngày 10/10/2010 đến 1/4/2011. Khoảng thời gian từ 18h đến 3h sáng ngày hôm sau.  Điều kiện quan sát Để quan sát được một cụm sao bất kỳ trên bầu trời thì thỏa mãn các điều kiện sau: Điều kiện 1: Xích kinh của cụm sao đó phải thuộc khoảng giờ sao tại địa phương trong khoảng thời gian quan sát (18h  3h). Điều kiện 2: Khoảng cách thiên đỉnh z < 400 vì nếu z có góc lớn thì cụm sao sẽ gần đường chân trời lúc đó ánh sáng của thành phố, tòa nhà cao tầng, cây cối sẽ ảnh hướng đến kết quả quan sát. 4.1.1.2. Cách tìm khoảng giờ sao tại nơi quan sát trong một khoảng thời gian Trước hết ta tìm giờ sao của kinh tuyến giữa của múi số 7 (S) lúc quan sát. 0h thường ở Việt Nam đến trước 0h quốc tế (múi số 0) 7 tiếng đồng hồ. Sau mỗi giờ thường thì giờ sao vượt lên phía trước 9s856 (số hiệu chỉnh cho 1h). Vậy số hiệu chỉnh cho giờ sao từ 0h TP Hồ Chí Minh tới 0h Greenwich là: 9,856s/h. h hay 9,856s/h.7h. Biết S0G là giờ sao lúc 0h ở Greenwich có thể tìm S07 là giờ sao lúc 0h của múi số 7. S07 = S0G – 9,856s/h.7h Hay tổng quát: S0 = S0G – 9,856s/h. h (4.1) 53 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước Nhưng thời điểm cần tính là Th (HCM). Từ 0h đến lúc đó thì giờ sao tại HCM sẽ vượt thêm T.9s,856. Nghĩa là: S7 = S07 + Th + Th.9,856s/h (4.2) Thay (4.1) vào (4.2) ta được: S7 = S0G – 9,856s/h.7h + T + Th.9,856s/h  S7 = S0G + T + 9,856s/h (Th - h) Áp dụng: 1 - 2 = S1 – S2 hay qs - múi = Sqs – S7  Sqs = S7 + qs - múi. (4.3) Tính Sqs lúc 18h và lúc 3h, ứng với T = 18h và T = 3h. 4.1.1.3. Cách tìm khoảng cách thiên đỉnh z Áp dụng công thức: cosz = sin.sin + cos.cos .cost Với  là xích vĩ của Cụm Sao.  = 10045’00’’ vĩ độ nơi quan sát. t = Sqs - ,  xích kinh của Cụm Sao. Khi ta tính được Sqs lúc 18h và 3h  góc giờ (t) của thiên thể lúc quan sát  Khoảng cách từ thiên thể đến thiên đỉnh z. 4.1.2. Danh sách các cụm sao quan sát được trong tháng 10/2010 4.1.2.1. Danh sách các chòm sao quan sát được trên bầu trời vào tháng 10 năm 2010 Dựa vào phần mềm Starry night pro plus 6 để tìm chòm sao nào xuất hiện trên bầu trời vào tháng 10/2010. 54 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước Bảng 4.1: Chòm sao quan sát được trong tháng 10 tại TP.HCM Hướng Tên chòm sao Hướng Tên chòm sao Taurus Grus Perseus Cetus Andromeda Sculptor Triangulum Formax Aries Eridanus Pisces Piscis Austrinus Cetus Pavo Formax Indus Sculptor Telescopium Hướng đông Eridanus Sagittarius Aquila Corona Mieroscopium Capricornus Sagittarius Phoenix Corona Tucana Borealis Hướng nam Australis Telescopium Lyra Capricornus Herculer Scutum Cygnus Serpens Draco Ophiuchus Cepheus Hướng tây Sagitta Hướng bắc Lacerta 55 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước Vulpecula Andromeda Lyra Cassiopeia Cygnus Camelopardalis Herculer Perseus Draco Triangulum Lacerta 4.1.2.2. Giờ sao tại Greenwich lúc 0h tháng 10/2010 Bảng 4.2: Giờ sao tại Greenwich lúc 0h 4.1.2.3. Giờ sao tại nơi quan sát lúc 18h và 3h Để thuận lợi trong việc lập danh sách quan sát các cụm sao, ta làm như sau: Bước 1: Tính giờ sao tại nơi quan sát lúc 18h và 3h ứng với các ngày từ 1/10  31/10/2010. Ngày Giờ sao tại Greenwich lúc 0h Ngày Giờ sao tại Greenwich lúc 0h 1 – 10 0 h 38 m 27.5 s 17 – 10 1 h 41 m 33.5 s 2 – 10 0 h 42 m 24.1 s 18 – 10 1 h 45 m 30.1 s 3 – 10 0 h 46 m 20.6 s 19 – 10 1 h 49 m 26.6 s 4 – 10 0 h 50 m 17.2 s 20 – 10 1 h 53 m 23.2 s 5 – 10 0 h 54 m 13.7 s 21 – 10 1 h 57 m 19.8 s 6 – 10 0 h 58 m 10.3 s 22 – 10 2 h 01 m 16.3 s 7 – 10 1 h 2 m 6.8 s 23 – 10 2 h 05 m 12.9 s 8 – 10 1 h 6 m 3.4 s 24 – 10 2 h 09 m 09.4 s 9 – 10 1 h 9 m 59.6 s 25 – 10 2 h 13 m 06.0 s 10 – 10 1 h 13 m 57.6 s 26 – 10 2 h 17 m 02.5 s 11 – 10 1 h 17 m 54.2 s 27 – 10 2 h 20 m 59.1 s 12 – 10 1 h 21 m 50.8 s 28 – 10 2 h 24 m 55.6 s 13 – 10 1 h 25 m 47.3 s 29 – 10 2 h 28 m 52.2 s 14 – 10 1 h 29 m 43.9 s 30 – 10 2 h 32 m 48.8 s 15 – 10 1 h 33 m 40.4 s 31 – 10 2 h 36 m 45.3 s 16 – 10 1 h 37 m 37.0 s 56 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước Bước 2: Tính giá trị trung bình giờ sao lúc 18h và 3h trong tháng 10( qsS ). Bước 3: Tính sai số giờ sao.  Giờ sao tại nơi quan sát (HCM) lúc 18h. Ví dụ: Tính giờ sao tại HCM lúc 18h vào ngày 10/10/2010. Áp dụng công thức (4.1) S07 = S0G – 9,856 s/h. 7h  S07 = 1 h 12 m 48.61 s Áp dụng công thức (4.2) S7 = S07 + T + Th.9,856 s/h  S7 = 19 h 15 m 46.02 s Áp dụng công thức (4.3) qs - múi = Sqs – S7  Sqs = S7 + qs - múi  Sqs = 19 h 22 m 26.02 s Tương tự ta tính được giờ sao tại HCM lúc 18h qua các ngày khác nhau: Bảng 4.3: Giờ sao tại HCM lúc 18h Ngày Giờ sao tại TP. Hồ Chí Minh lúc 18h (Sqs) Ngày Giờ sao tại TP. Hồ Chí Minh lúc 18h (Sqs) 1 – 10 18 h 46 m 55.92 s 16 – 10 19 h 46 m 5.42 s 2 – 10 18 h 50 m 52.52 s 17 – 10 19 h 50 m 1.92 s 3 – 10 18 h 54 m 49.02 s 18 – 10 19 h 53 m 58.52 s 4 – 10 18 h 58 m 45.62 s 19 – 10 19 h 57 m 55.02 s 5 – 10 19 h 2 m 42.12 s 20 – 10 20 h 1 m 51.62 s 6 – 10 19 h 6 m 38.72 s 21 – 10 20 h 5 m 48.22 s 7 – 10 19 h 10 m 35.22 s 22 – 10 20 h 9 m 44.72 s 57 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước 8 – 10 19 h 14 m 31.82 s 23 – 10 20 h 13 m 41.32 s 9 – 10 19 h 18 m 28.02 s 24 – 10 20 h 17 m 37.82 s 10 – 10 19 h 22 m 26.02 s 25 – 10 20 h 21 m 34.42 s 11 – 10 19 h 26 m 22.62 s 26 – 10 20 h 25 m 30.92 s 12 – 10 19 h 30 m 19.22 s 27 – 10 20 h 29 m 27.52 s 13 – 10 19 h 34 m 15.72 s 28 – 10 20 h 33 m 24.02 s 14 – 10 19 h 38 m 12.32 s 29 – 10 20 h 37 m 21.62 s 15 – 10 19 h 42 m 8.82 s 30 – 10 20 h 37 m 21.62 s 31 – 10 20 h 45 m 13.72 s Giờ sao trung bình tại HCM lúc 18h: qsS = 10 11 31 ... 31 qs qs qsS S S   = 19 h 46 m 1.36 s Sai số của giờ sao tại HCM lúc 18h: Sqs = 10 11 31... 22 qs qs qsqs qs qsS S S S S S      = 0 h 30 m 20.43 s  Giờ sao tại nơi quan sát lúc 3h. Ví dụ: Tính giờ sao tại nơi quan sát lúc 3h vào ngày 10/10/2010. Áp dụng công thức (4.1) S07 = S0G – 9,856 s/h. 7h  S07 = 1 h 12 m 48.61 s Áp dụng công thức (4.2) S7 = S07 + T + Th.9,856 s/h  S7 = 4 h 13 m 18.18 s Áp dụng công thức (4.3) qs - múi = Sqs – S7  Sqs = S7 + qs - múi 58 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước  Sqs = 4 h 19 m 58.18 s Tương tự ta tính được giờ sao tại HCM lúc 3h qua các ngày khác nhau: Bảng 4.4: Giờ sao tại HCM lúc 3h Ngày Giờ sao tại HCM lúc 3h (Sqs) Ngày Giờ sao tại HCM lúc 3h (Sqs) 1 – 10 3 h 44 m 28.08 s 16 – 10 4 h 43 m 37.58 s 2 – 10 3 h 48 m 24.68 s 17 – 10 4 h 47 m 34.08 s 3 – 10 3 h 52 m 21.18 s 18 – 10 4 h 51 m 30.68 s 4 – 10 3 h 56 m 17.78 s 19 – 10 4 h 55 m 27.18 s 5 – 10 4 h 0 m 14.28 s 20 – 10 4 h 59 m 23.78 s 6 – 10 4 h 4 m 10.88 s 21 – 10 5 h 3 m 20.38 s 7 – 10 4 h 8 m 7.38 s 22 – 10 5 h 7 m 16.88 s 8 – 10 4 h 12 m 3.98 s 23 – 10 5 h 11 m 13.48 s 9 – 10 4 h 16 m 0.18 s 24 – 10 5 h 15 m 9.98 s 10 – 10 4 h 19 m 58.18 s 25 – 10 5 h 19 m 6.58 s 11 – 10 4 h 23 m 54.78 s 26 – 10 5 h 23 m 3.08 s 12 – 10 4 h 27 m 51.38 s 27 – 10 5 h 26 m 59.68 s 13 – 10 4 h 31 m 47.88 s 28 – 10 5 h 30 m 56.18 s 14 – 10 4 h 35 m 44.48 s 29 – 10 5 h 34 m 52.78 s 15 – 10 4 h 39 m 40.98 s 30 – 10 5 h 38 m 49.38 s 31 – 10 5 h 42 m 45.88 s Giờ sao trung bình tại HCM lúc 3h trong tháng 10/2010: 59 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước qsS = 4 h 43 m 35.93 s Sai số của giờ sao tại HCM lúc 3h trong tháng 10/2010: Sqs = 0 h 30 m 32.82 s Vậy giờ sao tại HCM lúc 3h và 18h: Sqs [19 h 46 m 1.36 s  0 h 30 m 20.43 s ; 4 h 43 m 35.93 s  0 h 30 m 32.82 s] 4.1.2.4. Danh sách các cụm sao quan sát được trong tháng 10/2010 Các cụm sao phải thỏa 2 điều kiện: Điều kiện 1: cụm sao  Sqs= [19 h 46 m 1.36 s  0 h 30 m 20.43 s ; 4 h 43 m 35.93 s  0 h 30 m 32.82 s] Điều kiện 2: Áp dụng công thức: cosz = sin.sin + cos.cos .cost để tìm z. Với: z < 400. Ví dụ: Tính z của cụm sao mở Berkeley 88. Với:  = 480 8’ 22’’ ;  = 20 h 21 m 13.6 s ;  = 10045’. t = Sqs -  = 19 h 46 m 1.36 s – 20 h 21 m 13.6 s = - 0 h 35 m 12.24 s (- 80 48’ 3.6’’). Từ phương trình cosz = sin.sin + cos.cos .cost  z = 380 6’ 42.73’’  có thể quan sát được cụm sao mở Berkeley 88 vào khoảng 18h. 60 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước Bảng 4.5: Một số Cụm sao mở quan sát được trong tháng 10 ID (tên)   z Chòm sao (h) (m) (s) (0) ( ') ( '' ) (0) ( ') ( '' ) Berkeley 88 20 21 13.6 +48 08 22 38 6 42.73 Berkeley 89 20 24 28.7 +46 02 46 36 14 5.82 Lyra (s) Collinder 419 20 18 4.9 +40 43 36 30 48 1.36 Dolidze 2 20 9.9 00 +41 22 00 31 3 48.62 Dolidze 36 20 2.5 00 +42 06 00 31 33 24.4 Dolidze 38 20 05 34 +41 12 00 30 45 8.41 Dolidze- Dzimselejsvili 10 20 5.7 00 +40 32 00 30 5 56.68 NGC 6866 20 03 55.1 +44 09 33 27 31 58.81 NGC 6895 20 16 23.3 +50 14 26 33 37 55.15 Berkeley 49 19 59 29.6 +34 38 30 24 5 18.12 Berkeley 51 20 11 54.0 +34 24 6 24 22 42.12 Berkeley 54 21 2 58.6 +40 25 51 34 12 16.82 Berkeley 56 21 17 35.9 +41 49 7 36 58 38.35 Berkeley 84 20 4 42.5 +33 54 9 23 32 38.76 Berkeley 85 20 18 47.6 +37 44 22 27 58 26.1 Berkeley 86 20 20 13.2 +38 40 42 29 2 17.66 Berkeley 87 20 21 37.8 +37 23 24 27 49 2.64 Biurakan 1 20 7 43.5 +35 43 09 25 26 59.57 Cyg (s) 4.1.3. Danh sách một số cụm sao quan sát được trong tháng 3/2011 Áp dụng tương tự các bước lập danh sách cụm sao trong tháng 10/2010 ta tìm được cụm sao quan sát được trong tháng 3/2011. 61 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước Bảng 4.6: Một số Cụm Sao Mở quan sát được trong tháng 3 ID (tên)   z Chòm sao (h) (m) (s) (0) ( ') ( '' ) (0) ( ') ( '' ) M93 7 44 6 -23 52 00 39 7 22,6 NGC2539 8 10 82 -12 48 05 34 22 0,04 NGC2423 7 37 15 -13 47 04 29 38 7,68 M47 7 41 08 -14 49 00 38 56 57,42 NGC2422 7 36 06 -14 30 00 37 42 20,24 Puppis (s) M48 8 13 08 -5 48 00 40 58 27,05 Hydra (s) M37 5 52 04 32 32 00 21 53 39,08 Auriga (s) M41 6 47 00 -20 44 00 35 10 25,68 Canis Major (s) NGC2353 7 14 24 -10 10 00 23 46 44,69 Gemini (s) M50 6 09 19 -5 51 04 8 8 47,29 NGC2232 6 27 17 -2 10 03 16 55 49,77 Monocer os (s) 4.2. ĐIỀU KHIỂN KÍNH TAKAHASHI 4.2.1. Cách làm việc tại đài quan sát thiên văn Mở mái che của đài thiên văn, khóa các chốt của mái che lại để tránh việc mái va chạm với ống kính. Tắt hệ thống máy lạnh. Khởi động máy vi tính. Bật công tắt nguồn của ổn áp lên. Bật công tắt của kính thiên văn, chờ vài phút để kính hoạt động bình thường. 62 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước 4.2.2. Điền khiển kính thiên văn Điều khiển kính vào vị trí làm việc (trục kính nằm ngang, ống kính hướng lên thiên đỉnh). Cắm các dây cấp giữ liệu của kính thiên văn với máy tính. Sử dụng chương trình Telescope tracer 2000a (TT2000) để điều khiển kính thiên văn.  Các bước điều khiển kính đến sao cần quan sát trên bầu trời sử dụng chương trình TT2000. Hình 4.2: Chọn tọa độ của Sao Hình 4.1: Nhập kinh độ, vĩ độ tại nơi quan sát 63 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước Bước 1: Chạy chương trình TT2000, vào file/ port và chọn COM5 (COM5 là cổng kết nối với kính thiên văn). Bước 2: Chọn lnit từ bảng điều khiển nhập kinh độ, vĩ độ nơi quan sát (HCM có  = 10045’00’’,  = 106040’00’’) như (hình 4.1) chọn “Ok”. Sau đó adjust thiên đỉnh. Bước 3: Chọn ngôi sao bất kỳ nằm bên hướng đông để kiểm tra kính có chạy chính xác hay không. Bước 4: Sau khi kiểm tra, chúng ta chọn bất kỳ sao nào trên màng hình sơ đồ sao của chương trình, sau đó nháp chuột trái và chọn vào phần tọa độ của sao như (hình 4.2). Bước 5: Nhập tọa độ xích kinh, xích vĩ của sao cần quan sát vào bảng tọa độ như (hình 4.3). Bước 6: Bấm “Go” kính thiên văn sẽ quay đến vị trí sao đã chọn.  Đặc điểm của kính quay: - Nếu quan sát các sao ở phía đông thì ống kính sẽ quay sang phía tây và ngược lại. - Nếu quan sát các sao ở phía nam thì ống kính sẽ quay sang phía bắc và ngược lại. Hình 4.3: Nhập xích vĩ, xích kinh của Sao quan sát 64 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước Chú ý: Trong quá trình kính quay phải xem xét không cho ống kính bị vướng hoặc va chạm với bất cứ vật gì. Nếu trường hợp xảy ra thì bấm “stop” trên bảng điều khiển để ngừng hoạt động của kính và dùng thiết bị điều khiển bằng tay để xoay kính ra khỏi vị trí va chạm. 4.2.3. Khi kết thúc quan sát Mở máy lạnh ở nhiệt độ 260, ở nhiệt độ đó thì tránh được sự chênh lệch giữa nhiệt độ bên trong và bên ngoài đài thiên văn hạn chế tác động nhiệt đối với kính. Tắt hết các thiết bị. Đặc biệt xem xét công tắt nguồn của ổn áp đã tắt hay chưa. Vì nếu không tắt thì kính thiên văn sẽ tự nhật động và ống kính sẽ va vào mái che dẫn đến ống kính bị hư hỏng. 4.3. CHỤP ẢNH QUA CCD ST7 4.3.1. Các bước điều chỉnh phần mềm điều khiển CCD Bước 1: Lấp CCD ST7 (gọi tắt là CCD) vào ống kính thiên văn. Bước 2: Bật máy biến thế 220 V – 24 V để cung cấp điện áp 24V cho CCD hoạt động. Đèn phía dưới của CCD sẽ sáng lên, chờ vài giây để CCD hoạt động bình thường. Bước 3: Sử dụng phần mềm CCD soft CCD Astronomy software version 5 (gọi tắt CCDsoft) để chụp các đối tượng quang trắc. Chạy phần mềm CCDsoft  camera/control  setup như (hình 4.4). Bước 4: Trong mục camera chọn SBIGST7/7E/7xE sau đó chọn Temperature chọn nhiệt độ (50) khi chụp như (hình 4.8). Bước 5: Chụp một ngôi sao có độ sáng vừa phải để chỉnh hội tụ. 65 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước Hình 4.8: Chọn các chế độ chụp Hình 4.4: Cài đặt cho CCD Hình 4.5: Điều chỉnh nhiệt độ CCD Hình 4.7: Chụp ngôi Sao để chỉnh hội tụ Hình 4.6: Nút chỉnh hội tụ 66 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước  Chỉnh hội tụ: Xoay nút như (hình 4.6) để thay đổi khoảng cách giữa gương cầu và gương phản xạ. Ban đầu chúng ta xoay hết theo chiều kim đồng hồ, sau đó xoay chậm ngược lại, chụp ngôi sao đến khi nào cho hình ảnh rõ nét như (hình 4.7). Ghi lại số vòng quay được (7,5 vòng). Bước 6: Chụp ảnh ở các trạng thái Light, Dark, Flat field. Vào CCDsoft  camera/control  Take Image và chọn các lệnh tương ứng với từng cách chụp ảnh (hình 4.8). 4.3.2. Cách chụp cụm sao qua các kính lọc sắc Chụp Light: Lắp 3 kính lọc sắc; màu trắng, màu xanh dương (B), màu xanh lá cây (V). Đầu tiên chụp ngôi sao gần cụm sao cần chụp qua kính lọc trắng, để đưa hình ảnh ngôi sao vào giữa hình ảnh một cách nhanh nhất, sau đó điều khiển kính đến đối tượng quang trắc và chụp với các kính lọc sắc B, V . Chụp Dark: Ngay sau khi chụp Light. Chụp Flat field: Chụp bầu trời với các kính lọc sắc B, V khoảng 4h – 4h30 sáng và chụp Dark ngay sau khi chụp Flat field. Chú ý:  Thời gian chụp đối tượng ở các chế độ Light, Dark, Flat field phải bằng nhau.  Thời gian phơi ảnh không quá lâu vì chuyển động của kính và ngôi sao không đồng nhất  kết quả chụp không chính xác. Để có kết quả chính xác ta cần chụp nhiều lần, trong thời gian ngắn. Ví dụ: Cần chụp cụm sao đó trong 600s chúng ta nên chia 3 lần chụp, chụp trong 60s. Sau đó chúng ta cộng gộp 3 tấm hình đó lại. 4.3.3. Ảnh hưởng của nhiệt độ môi trường đến CCD  Nhiệt độ. Khi điều chỉnh nhiệt độ của CCD để thực hiện việc chụp ảnh, nên điều chỉnh nhiệt độ không thấp hơn nhiệt độ mà phần mềm cho phép. 67 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước Như (hình 4.8) trong mục recommended selpoint là giới hạn nhiệt độ hiện tại. Nhiệt độ càng nhỏ thì làm giảm sự chuyển động nhiệt của các electron tự do (nên chọn 50). Nếu nhiệt độ lớn thì electron tự do chuyển động nhanh làm nhiệt độ CCD tăng lên, độ nhạy trên các ảnh điểm sẽ chênh lệch lớn làm kết quả chụp sẽ không chính xác và làm khó khăn trong quá trình xử lý kết quả.  Mây, gió, độ rung của tòa nhà. Các yếu tố mây, gió hay độ rung của tòa nhà đều ảnh hưởng đến hình ảnh chụp qua CCD. Mây, gió làm cho hình ảnh không rõ nét và bị nhèo. Còn độ rung của tòa nhà làm ảnh hướng tới thân kính làm sai lệch khi thân kính chuyển động theo ngôi sao. 4.4. PHƯƠNG PHÁP XỬ LÝ ẢNH 4.4.1. Cơ sở lý thuyết Quá trình xử lý hình ảnh chụp qua CCD chủ yếu là quá trình hiệu chỉnh và khử nhiễu. Thiết lập hình ảnh với 3 ảnh hiệu chỉnh: bias, dark và flat field và hình ảnh light của đối tượng quang trắc. Những ảnh tối không chỉ cung cấp các mức độ thông tin và độ đen tối hiện tại mà nó còn cung cấp những thông tin sai lệch của một hình ảnh. Việc sử dụng các thiết lập cơ bản để hiệu chỉnh các hình ảnh CCD là như sau: Đầu tiên trừ đi cho ảnh Dark từ ảnh đối tượng của bạn (light). Sau đó, chia cho kết quả của ảnh Flat field sau khi đã trừ cho Dark. Đó là tất cả việc cần làm để khử nhiễu của một hình ảnh. Ở dạng phương trình, quá trình hiệu chỉnh có thể viết như sau: Để chúng ta vẽ được họa đồ H – R, thấy được phân bố sao trong cụm sao thì phải dựa vào các ảnh đã qua hiệu chỉnh khi chụp ở các kính lọc U, B, V. Vì các ngôi sao trong cụm sao mở đều có khoảng cách đến Trái Đất gần như nhau nên chỉ cần chụp đối tượng quan sát qua hai kính lọc là B, V là có thể đủ cơ sở để biểu diễn sự phân bố sao trong cụm sao. Ảnh đã hiệu chỉnh = Ảnh Light – Ảnh Dark Ảnh Flat Field – Ảnh Dark (4.4) 68 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước  Khử nhiễu Để khử nhiễu do CCD và nền trời gây ra, ta lấy hình chụp Light của đối tượng quang trắc trừ đi cho Dark, sau đó chia cho hình chụp Flat field khi đã trừ Dark. Ta dùng các chức năng trong mục Processing của phần mềm IRIS như (hình 4.9)  Cộng gộp hình ảnh Vì ở mỗi lần chụp điều kiện môi trường khác nhau nên độ sáng của ngôi sao ở mỗi lần chụp sẽ khác nhau nên ta gộp nhiều tấm hình đã khử nhiễu để có tấm hình với độ sáng của các ngôi sao hoàn chỉnh. Sử dụng chức năng Command trong phần mềm IRIS. Ví dụ: Gộp 2 tấm hình M12.5 và M12.6 đã khử nhiễu (hình 4.10) (chụp vào tối 8/3/2011). Viết câu lệnh trong chức năng Command: “coregister M12.5 M12.6” Ta được một hình ảnh với độ sáng của các ngôi sao hoàn chỉnh hơn (hình 4.11). Để có thể vẽ được họa đồ H – R của cụm sao ta phải tìm được cấp sao nhìn thấy (mB, mV) của các ngôi sao trong cụm sao đó. Dùng phần mềm IRIS, CCDSoft Version 5 hoặc IRAF đều có thể tìm được cấp sao nhìn thấy (m) của ngôi sao. Hình 4.9: Chọn các chức năng trong Processing 69 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước  Tìm cấp sao nhìn thấy của ngôi sao dùng phần mềm IRIS (ví dụ về cụm sao cầu M12 được chụp vào tối ngày 8/3/2011) Đầu tiên ta tìm FWHM của ngôi sao đó. Sau đó vào mục Analysic của phần mềm IRIS  vào Aperture Photometry như (hình 4.12). Chọn số vòng, bán kính vòng tròn và cấp sao giới hạn (m = 16) trong mục Circle number  Ok. Đưa vòng tròn vào chính giữa ngôi sao cần tìm cấp sao rồi nhấp chuột trái. Trong bảng hiện ra cho ta thông số và cấp sao của ngôi sao đó như (hình 4.14). Hình 4.10: M12.5 và M12.6 Hình 4.11: Gộp M12.5 và M12.6 70 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước Hình 4.14: Cấp Sao nhìn thấy và thông tin của ngôi sao Hình 4.16: Họa đồ H – R của cụm sao mở Hình 4.15: Thứ tự từ trong ra R1, R2, R3. Hình 4.12: Aperture photometry Hình 4.13: Chọn Sao để tìm cấp sao 71 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước Để tính được cấp sao nhìn thấy của một ngôi sao dựa trên cơ sở sau (hình 4.15). Chọn vòng tròn R1 cho diện tích xung quanh sao Aap, R2 và R3 cho diện tích nền trời. Sau đó ta thực hiện như sau: Đo số đếm trên mỗi pixel của nền trời Ssky bằng cách lấy tổng số đếm giới hạn bởi R2, R3, chia cho diện tích nền trời. Đo tổng số đếm của sao giới hạn bởi R1 là Nap. Cấp sao được tính theo công thức: (4.5) Với C = 23,5 ÷ 26, texp là thời gian mở ống kính khi chụp. Việc xác định bán kính R1 cần được chọn sao cho toàn bộ thông lượng của sao phải chứa 100%, R1 = 3.FWHM. Với FWHM là bề rộng một nửa chiều cao của tổng số đếm của sao. Để xác định vị trí đỉnh và FWHM chúng ta cần phải hiệu chỉnh số đếm sao theo hàm Gauss ta được hàm PSF (Point spread function). 4.4.2. Các bước xử lý ảnh Bước 1: Chụp đối tượng quang trắc với các kính lọc B, V ở các chế độ (Light, Flat Field, Dark). Bước 2: Khử nhiễu qua công thức (4.4), sau đó gộp các hình ảnh đã khử nhiễu để được hình ảnh hoàn thiện. Bước 3: Dùng chức năng Analysic (phân tích) của phần mềm IRIS để tìm cấp sao nhìn thấy của ngôi sao trong các hình chụp ở chế độ B, V. Bước 4: Tìm cấp sao nhìn thấy của nhiều ngôi sao trong cụm sao. Từ đó ta tìm được hiệu mB – mV của từng ngôi sao trong cụm. Bước 5: Vẽ lên trục ox là mB – mV, oy là mv áp dụng cho từng ngôi sao trong cụm từ đó ta vẽ được dãy chính của sự phân bố sao trong cụm sao đang quang trắc như (hình 4.16). Sau đó tìm nhiệt độ của từng ngôi sao trong cụm qua công thức 8540 ( ) 0,865B V KT m m    (4.6) exp 2.5lg ap ap sky N A S m C t          72 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước 4.5. XỬ LÝ KẾT QUẢ QUANG TRẮC MỘT SỐ CỤM SAO MỞ Vì kính lọc R, B, V của CCD ST7 trong phòng thiên văn của trường có những mảng bám lớn do oxi hóa nên ánh sáng không đi qua được (hình 4.17), chỉ sử dụng được kính lọc trắng. Trong thời gian làm luận văn thì chưa sửa chữa xong các kính lọc màu, nên trong luận văn xin được trình bày cách xử lý kết quả quang trắc với hình ảnh chụp được qua kính lọc trắng. Áp dụng cách xử lý tương tự cho hình ảnh chụp qua các kính lọc sắc. 4.5.1. Kết quả quang trắc Thời gian quang trắc: 18h đến 3h sáng từ ngày 10/10/2011 đến 1/4/2011. Những đối tượng đã chụp được trong thời gian nghiên cứu: Bảng 4.7: Danh sách các đối tượng chụp được STT Tên Xích kinh Xích vĩ Cấp sao texp Thời gian 1 Sirius 6 h 45 m - 160 42’ -1,46 5 s 19/10/2010 2 M50 7 h 3,2 m -80 20’ 5,9 30 s 30/11/2010 3 M44 8 h 40 m 190 59’ 3,1 20 s 7/12/2010 4 NGC2169 6 h 8,4 m 130 57’ 5,9 40 s 5 M45 3 h 47 m 240 7’ 1,6 10 s 6 M44 8 h 40 m 190 59’ 3,1 30 s 7 Hyades 4 h 27 m 150 52’ 0,5 20 s 16/12/2010 Hình 4.17: Kính lọc màu bị hỏng 73 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước 8 NGC2232 6 h 28 m - 40 50’ 3,9 20 s 9 NGC2244 6 h 31 m 40 56’ 4,8 10 s 10 Hyades 4 h 27 m 150 52’ 0,5 30 s 19/12/2010 11 M50 7 h 3,2 m -80 20’ 5,9 30 s 12 M44 8 h 40 m 190 59’ 3,1 20 s 13 NGC1918 5 h 19 m - 690 39’ CXĐ 60 s 20/12/2010 14 Mel25Hyades 4 h 27 m 160 00’ 0,5 20 s 15 M45 3 h 47 m 240 7’ 1,6 5 s 16 NGC1981 5 h 35 m - 40 25’ 4,2 30 s 27/12/2010 17 NGC1918 5 h 19 m - 690 39’ CXĐ 30 s 18 NGC2232 6 h 28 m - 40 50’ 3,9 20 s 19 NGC2244 6 h 31 m 40 56’ 4,8 20 s 6/1/2011 20 NGC2232 6 h 28 m - 40 50’ 3,9 60 s 21/1/2011 21 NGC2244 6 h 31 m 40 56’ 4,8 20 s 24/1/2011 22 Ic4665 17 h 46 m 50 43’ 8,27 30 s 23 M5 15 h 18,6m 20 05’ 5,8 30 s 24 M10 16 h 47 m - 40 06’ 6,6 30 s 25 M12 16 h 47 m - 10 56’ 6,6 30 s 26 M18 18 h 19,9m - 170 8’ 7,5 30 s 27 M21 18 h 4,6 m - 220 30’ 6,5 30 s 28 M44 8 h 40,1m 190 59’ 3,7 30 s 29 M67 8 h 40,1m 110 49’ 6,1 30 s 30 NGC6709 18 h 51 m 100 19’ 6,7 30 s 31 M53 5 h 35 m - 40 25’ 4,2 30 s 8/3/2011 4.5.2. Xử lý kết quả quang trắc Đối tượng chọn để xử lý là cụm sao mở NGC 6709 (chụp vào tối ngày 8/3/2011). Thông tin về cụm sao mở NGC 6709: Cụm sao mở NGC 6709 có khoảng 60 ngôi sao và có tuổi khoảng 315 triệu năm. Nó nằm khoảng 5° về phía tây nam của sao 74 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước Zeta Aquilae và khoảng 6° đông bắc của cụm mở IC 4756. Ba trong số những ngôi sao nổi bật nhất của nó tạo thành hình dạng của một tam giác bên phải. NGC 6709 có: Xích vĩ: 18h 51m 18s; Xích kinh: +100 19’ 06’’; Kinh độ: 420120’; Vĩ độ: 40715’. Khoảng cách đến trái đất: 1075 ps ; cấp sao nhìn thấy m = 6,7. Tuổi của cụm sao: 315 triệu năm. Kết quả chụp cụm sao mở NGC 6709 qua CCD ST7 với kính lọc màu trắng (hình 4.18): 75 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước Các bước xử lý ảnh của cụm sao NGC6709: Bước 1: Khử nhiễu Lấy từng tấm hình của NGC 6709 chụp Light (hình 4.18) trừ Dark ta được (hình 4.20). Lấy Flat field (hình 4.21) trừ Dark ta được (hình 4.22). Sau đó lấy (hình 4.20) chia cho (hình 4.22) được (hình 4.23) như thế là ta đã khử nhiễu hình ảnh NGC6709. Lần lượt khử nhiễu với các tấm hình còn lại. Hình 4.18: NGC6709 chụp qua kính lọc trắng 76 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước Hình 4.20: NGC6709 – Dark Hình 4.21: Flat field Hình 4.19: Dark 77 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước Các tấm hình đã được khử nhiễu của NGC6709 như (hình 4.24). Hình 4.22: Flat field – Dark Hình 4.23: NGC6709 đã khử nhiễu 78 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước 79 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước Bước 2: Gộp các hình NGC 6709 đã được khử nhiễu (hình 4.24) để được tấm hình với độ sáng của ngôi sao trong cụm hoàn chỉnh hơn. Dùng chức năng “command” trong phần mềm IRIS, viết câu lệnh “coregister ngc6709.13 ngc6709.14” để gộp 2 hình NGC6709.13 và NGC6709.14 (hình 4.25) ta được (hình 4.26). Hình 4.24: Cụm sao NGC 6709 đã khử nhiễu Hình 4.25: NGC6709.13 và NGC 6709.14 80 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước Sau đó ta lấy (hình 4.26), chúng ta tiếp tục gộp với các tấm hình tiếp theo Ta được kết quả cuối cùng như (hình 4.27). Bước 3: Fix hàm phân bố xác suất photon đến các phần tử CCD theo phân bố Gauss. Hình 4.27: NGC6709 sau khi gộp 10 tấm đã khử nhiễu Hình 4.26: NGC6709 sau khi gộp NGC6709.13 và NGC6709.14 81 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước Chọn ngôi sao cần fix theo phân bố Gauss (hình 4.28). Nhấp chuột phải chọn Shape như (hình 4.29). Sau đó nhấp chuột trái ta fix đồ thị phân bố xác suất photon đến phần tử CCD theo phân bố Gauss như (hình 4.30), qua đó cho biết thông số để tìm FWHM và diện tích đỉnh của hàm phân bố. Hình 4.28: Chọn ngôi sao để fix phân bố theo hàm Gauss Hình 4.29: Chọn lệnh Shape 82 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước Bước 4: Tìm cấp sao nhìn thấy của từng ngôi sao trong cụm NGC6709. FWHM của ngôi sao trên là 4,5  chọn R1 = 14. Trong (hình 4.31) ta tìm được cấp sao nhìn thấy của ngôi sao có X = 258, Y = 377 là m = 3,042. Với các đối tượng quang trắc được chụp qua kính lọc B, V, ta áp dụng các bước xử lý tương tự như trên thì ta tìm được cấp sao nhìn thấy của từng ngôi sao trong cụm sao cần quang trắc, từ đó ta vẽ được họa đồ H – R thể hiện sự phân bố của các ngôi sao trong cụm sao, đồng thời tìm được nhiệt độ của cụm sao qua công thức 8540 ( ) 0,865B V KT m m    . Hình 4.30: Fix theo phân bố Gauss 83 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước Cấp sao của các sao trong cụm sao mở NGC 6709 Bảng 4.8: Số liệu các sao trong NGC 6709 STT X Y R1 R2 R3 Cấp sao 1 258 377 14 20 25 3,042 2 765 401 14 20 25 3,050 3 289 368 14 20 25 1,927 4 249 449 14 20 25 3,092 5 458 380 14 20 25 3,991 6 618 430 14 20 25 3,989 7 623 335 14 20 25 4,712 8 53 344 14 20 25 5,124 9 39 241 14 20 25 4,419 10 422 65 14 20 25 4,402 11 407 128 14 20 25 5,059 12 492 455 14 20 25 4,839 13 181 325 14 20 25 4,661 Hình 4.31: Cấp sao nhìn thấy của một ngôi sao trong cụm NGC6709 84 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước 14 378 484 14 20 25 4,873 15 296 156 14 20 25 3,865 16 206 156 15 20 25 5,892 17 109 183 15 20 25 6,185 18 97 246 15 20 25 6,047 19 198 227 15 20 25 6,250 20 378 363 15 20 25 5,941 21 560 97 15 20 25 5,609 22 541 316 15 20 25 5,609 23 758 413 15 20 25 6,505 24 165 161 15 20 25 6,363 25 525 356 15 20 25 6,287 26 303 289 15 20 25 6,863 27 396 440 15 20 25 6,256 28 138 298 15 20 25 7,823 29 311 248 15 20 25 7,177 30 596 244 15 20 25 8,153 31 543 315 15 20 25 6,370 Cấp sao nhìn thấy trung bình của cụm sao NGC6709 chụp được qua kính Takahashi và CCD ST7: m = 5,09. 85 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước PHỤ LỤC Danh sách các cụm sao chụp được và so sánh với hình ảnh trên Internet 1. Ngày 19/10/2010 Đối tượng quang trắc: Sao sirius, có xích vĩ -16042’58,017’’; xích kinh 6 h 45 m. Cấp sao nhìn thấy m = - 1,46. Cấp sao nhìn thấy tính được m = - 1,50. 2. Ngày 30/11/2010 Đối tượng quang trắc: Cụm Sao mở M50, có xích vĩ -80 20’ ; xích kinh 7 h 3,2 m. Hình 1: Sirius chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 2: Sirius trên trang wikipedia Hình 4: M50 trên trang seds.org Hình 3: M50 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM 86 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước 3. Ngày 7/12/2010 Đối tượng quang trắc: Cụm Sao mở M44, có xích vĩ 190 59’; xích kinh 8 h 40 m. 4. Ngày 16/12/2010 Đối tượng quang trắc: Cụm Sao mở Hyades, M44, M45, NGC2169, NGC2232, NGC2244.  Cụm sao mở Hyades Có: Xích vĩ 150 52’; xích kinh 4 h 27 m. Hình 6: M44 trên trang nightskyinfo Hình 5: M44 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 7: Hyades chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 8: Hyades trên trang wikipedia 87 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước  Cụm sao mở M44 Có: Xích vĩ 190 59’; xích kinh 8 h 40 m.  Cụm sao mở M45 Có: Xích vĩ 240 7’ ; xích kinh 3 h 47 m Hình 9: M44 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 10: M44 trên trang nightskyinfo Hình 11: M45 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 12: M45 trên trang wikipedia 88 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước  Cụm sao mở NGC2169 Có: Xích vĩ 130 57’ ; xích kinh 6 h 8,4 m.  Cụm sao mở NGC2232 Có: Xích vĩ - 40 50’ ; xích kinh 6 h 28 m. Hình 15: NGC2232 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 16: NGC2232 trên trang wikipedia Hình 13: NGC2169 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 14: NGC2169 trên trang wikipedia 89 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước  Cụm sao mở NGC2244 Có: Xích vĩ 40 56’ ; xích kinh 6 h 31 m. 5. Ngày 19/12/2010 Đối tượng quang trắc: Cụm Sao mở Hyades, có xích vĩ 150 52’; xích kinh 4 h 27 m. Hình 18: NGC2244 trên trang Univice.ac Hình 17: NGC2244 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 19: Hyades chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 20: Hyades trên trang wikipedia 90 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước 6. Ngày 20/12/2010 Đối tượng quang trắc: Cụm Sao mở M44, M50, NGC1918  Cụm sao mở M44 Có: Xích vĩ 190 59’ ; xích kinh 8 h 40 m.  Cụm sao mở M50 Có: Xích vĩ -80 20’ ; xích kinh 7 h 3,2 m. Hình 22: M44 trên trang nightskyinfo Hình 21: M44 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 23: M50 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 24: M50 trên trang seds.org 91 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước  Cụm sao mở NGC1918 Có: Xích vĩ - 690 39’ ; xích kinh 5 h 19 m. 7. Ngày 27/12/2010 Đối tượng quang trắc: Cụm Sao mở Mel25 hyades, M45, NGC1981.  Cụm sao mở Mel25 hyades. Có: Xích vĩ 160 00’ ; xích kinh 4 h 31 m. Hình 25: NGC1918 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 26: Mel25hyades chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 27: Mel25hyades trên trang seds.org 92 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước  Cụm sao mở M45 Có: Xích vĩ 240 7’ ; xích kinh 3 h 47 m.  Cụm sao mở NGC1981 Có: Xích vĩ - 40 25’ ; xích kinh 5 h 35 m. Hình 29: M45 trên trang wikipedia Hình 28: M45 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 30: NGC1981 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 31: NGC1981 trên trang wikipedia 93 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước 8. Ngày 6/1/2011 Đối tượng quang trắc: Cụm Sao mở NGC1918, NGC2232, NGC2244  Cụm sao mở NGC1918 Có: Xích vĩ - 690 39’ ; xích kinh 5 h 19 m.  Cụm sao mở NGC2232 Có: Xích vĩ - 40 50’ ; xích kinh 6 h 28 m. Hình 32: NGC1918 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 34: NGC2232 trên trang wikipedia Hình 33: NGC2232 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM 94 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước  Cụm sao mở NGC2244 Có: Xích vĩ 40 56’ ; xích kinh 6 h 31 m. 9. Ngày 21/1/2011 Đối tượng quang trắc: Cụm Sao NGC2232, có xích vĩ - 40 50’ ; xích kinh 6 h 28 m. 10. Ngày 24/1/2011 Đối tượng quang trắc: Cụm Sao mở NGC2244, có xích vĩ 40 56’ ; xích kinh 6 h 31 m. Hình 36: NGC2244 trên trang Univice.ac Hình 35: NGC2244 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 38: NGC2232 trên trang wikipedia Hình 37: NGC2232 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM 95 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước 11. Ngày 8/3/2011 Đối tượng quang trắc: Cụm Sao mở IC4665, M18, M21, M44, M67. Cụm sao cầu M5, M10, M12, M53.  Cụm sao mở IC4665 Có: Xích vĩ 50 43’ ; xích kinh 17 h 46 m.  Cụm sao mở M18 Hình 34: NGC2244 trên trang Univice.ac Hình 41: IC4665 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 42: IC4665 trên trang Univice.ac Hình 39: NGC2244 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 40: NGC2244 trên trang Univice.ac 96 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước Có: Xích vĩ - 170 8’ ; xích kinh 18 h 19,9m.  Cụm sao mở M21 Có: xích vĩ - 220 30’ ; xích kinh 18 h 4,6 m.  Cụm sao mở M44 Có: Xích vĩ 190 59’ ; xích kinh 8 h 40,1m. Hình 43: M18 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 44: M18 trên trang wikipedia Hình 45: M21 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 46: M21 trên trang wikipedia 97 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước  Cụm sao mở M67 Có: Xích vĩ 110 49’ ; xích kinh 8 h 40,1m.  Cụm sao mở NGC6709 Có: Xích vĩ 100 19’ ; xích kinh 18 h 51 m. Hình 47: M44 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 48: M44 trên trang nightskyinfo Hình 49: M67 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 50: M67 trên trang nightskyinfo 98 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước  Cụm sao cầu M5 Có: Xích vĩ 20 05’ ; xích kinh 15 h 18,6 m.  Cụm sao cầu M10 Có: Xích vĩ - 40 06’ ; xích kinh 16 h 47 m. Hình 51: NGC6709 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 52: NGC6709 trên trang wikipedia Hình 53: M5 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 54: M5 trên trang wikipedia 99 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước  Cụm sao cầu M12 Có: Xích vĩ - 10 56’ ; xích kinh 16 h 47 m.  Cụm sao cầu M53 Có: Xích vĩ - 40 25’ ; xích kinh 5 h 35 m. Hình 55: M10 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 56: M10 trên trang wikipedia Hình 57: M12 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 58: M12 trên trang wikipedia 100 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước Hình 59: M53 chụp qua kính Takahashi và CCD ST7 trường ĐH Sư Phạm TP.HCM Hình 60: M53 trên trang wikipedia 101 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước KẾT LUẬN Trong luận văn em đã tìm hiểu và nghiên cứu được những kết quả sau: Tìm hiểu thế nào gọi là cụm sao mở, quá trình hình thành và các đặc trưng của cụm sao mở. Trong luận văn em đã trình bày chi tiết các bước lập kế hoạch quan sát để qua đó biết được cụm sao nào có thể quan sát tại thành phố Hồ Chí Minh trong một khoảng thời gian bất kỳ, giúp chúng ta có kế hoạch quang trắc tốt nhất. Các bước điều khiển kính TAKAHASHI để quan sát một cụm sao mở hay cụm sao cầu cũng được nêu chi tiết trong luận văn. Nêu cách sử dụng CCD ST7 để chụp cụm sao mở hay cụm sao cầu qua các kính lọc. Vì kính lọc màu đỏ, xanh dương và xanh da trời bị hỏng nên trong luận văn em chỉ trình bày cách chụp đối tượng qua kính lọc trắng. Từ đó áp dụng tương tự cho các kính lọc màu khác. Em cũng đã trình bày cách sử dụng phần mềm IRIS để xử lý hình ảnh, từ đó tìm được cấp sao nhìn thấy của từng ngôi sao trong cụm sao quang trắc. Vì các kính lọc màu bị hỏng, nên em chỉ tìm cấp sao nhìn thấy của các ngôi sao trong cụm sao mà chưa vẽ họa đồ H – R và tìm nhiệt độ của cụm sao. Vì đề tài phụ thuộc rất nhiều vào thời tiết, nhưng khi nhận đề tài thì ở thành phố Hồ Chí Minh chịu ảnh hưởng của 2 cơn bão ở Miền Trung và nhiều ngày áp thấp nhiệt đới làm cho em và Thầy hướng dẫn gặp nhiều khó khăn để thực hiện công việc của mình. Vì thời gian làm luận văn không dài, điều kiện thời tiết không thuận lợi; tìm hiểu phương pháp quang trắc và sử dụng các phần mềm điều khiển rất bỡ ngỡ với em, nên trong luận văn khó tránh khỏi những sai sót, em kính mong các Thầy, Cô sửa chữa và góp ý để em rút ra những kinh nghiệm và hoàn thiện hơn sau này. 102 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước KIẾN NGHỊ VỀ NHỮNG NGHIÊN CỨU TIẾP THEO Em có 4 kiến nghị để nghiên cứu tiếp lĩnh vực đã tìm hiểu được thông qua đề tài này. Thứ nhất: Mong khoa và nhà trường tạo điều kiện cho đài thiên văn của khoa Vật Lý được trang bị các kính lọc đã bị hỏng. Qua đó có thể chụp cụm sao cầu và cụm sao mở qua các kính lọc từ đó vẽ được họa đồ H – R và tìm nhiệt độ cụm sao quan sát mà trong đề tài em còn thiếu sót. Thứ hai: Sử dụng kính TAKAHASHI chụp cụm sao mở, cụm sao cầu qua thiết bị trắc phổ từ đó đi phân tích phổ của cụm sao từ đó biết được các thông số như: Độ trưng, nhiệt độ, cấp sao nhìn thấy, khoảng cách đến Trái Đất và tuổi của cụm sao đó. Thứ ba: Cái gì là nguồn gốc của quang phổ khối lượng sao. Thứ tư: Nghiên cứu kỹ hơn về sự hình thành sao và hành tinh. Em rất mong có cơ hội để nghiên cứu nhiều hơn nữa các lĩnh vực thuộc về Thiên Văn Học. 103 Luận văn tốt nghiệp 2011 Khoa Vật Lý Nguyễn Phước TÀI LIỆU THAM KHẢO Tiếng Việt [1] Trần Quốc Hà (2008), Giáo Trình Thiên Văn Học Đại Cương, Ban ấn bản phát hành nội bộ Đại Học Sư Phạm TP. Hồ Chí Minh, TP. Hồ Chí Minh. [2] Lê Thị Thu Huệ (2010), Luận Văn Tốt Nghiệp, Trường Đại Học Sư Phạm TP. Hồ Chí Minh, TP. Hồ Chí Minh. [3] Đặng Mộng Lân, Ngô Quốc Quýnh (1976), Từ Điển Vật Lý Anh – Việt, Nhà xuất bản khoa học và kỹ thuật Hà Nội, TP. Hà Nội. [4] Lê Phước Lộc (1993), Bài Tập Và Hướng Dẫn Quan Sát Thiên Văn, Trường Đại Học Cần Thơ Khoa Toán Lý, TP. Cần Thơ. [5] Nguyễn Đình Noãn, Phan Văn Đồng, Nguyễn Đình Huân, Nguyễn Quỳnh Lan (2008), Giáo Trình Vật Lý Thiên Văn, Nhà xuất bản giáo dục, TP. Việt Trì - Phú Thọ. Tiếng Anh [6] A. C. Phillips (2003), The Physics Of Stars, Department of Physics and Astronomy the University of Manchester, England. [7] H. B. Ann and S. H. Lee (2002), BOAO Photometric Survey Of Galactic Open Cluster. Physical Parameters Of 12 Open Cluster, Department of Earth science Pussan National University, Korea. [8] Stenve B.Howell (2000), Handbook Of CCD Astronomy, Cambridge University Press, New York.

Các file đính kèm theo tài liệu này:

  • pdfsu_dung_kinh_takahashi_nghien_cuu_quang_trac_cum_sao_mo_rong_open_cluster_8976.pdf
Luận văn liên quan