Luận văn Quan sát vết đen mặt trời bằng kính thiên văn Takahashi

chỉnh kính thiên văn, và sau đó tiến hành thực hành: ghi lại những hình ảnh về vết đen Mặt Trời qua kính thiên văn trong thời gian tháng 12 năm 2010, đầu tháng 4 năm 2011 và so sánh những hình ảnh này với những hình ảnh mà đài thiên văn lớn đã chụp được và đưa ra nhận xét qua những bức hình thu được. Chương 1 LÝ THUYẾT VỀ VẾT ĐEN MẶT TRỜI 1.1. Giới thiệu về Mặt Trời 1.1.1 Giới thiệu sơ lược về Mặt Trời Mặt Trời là một ngôi sao bình thường trong Ngân hà, có khối lượng và kích thước thuộc loại trung bình so với các ngôi sao khác trong dãi Ngân hà và nó được hình thành từ tàn dư của các ngôi sao khác. Nó đặc biệt đối với con người vì nó là ngôi sao ở gần chúng ta nhất (ánh sáng từ Mặt Trời đến Trái Đất hết 8 phút, trong khi ánh sáng đi từ ngôi sao gần nhất là α – Centauri phải mất 4,3 năm) và nó mang lại sự sống cho toàn nhân loại. Trái Đất cách Mặt Trời 150 triệu km bằng 1 đơn vị thiên văn (1AU = 150.106km). Mặt Trời là một ngôi sao tiêu biểu trong vũ trụ và còn là trung tâm của hệ Mặt Trời, Trái Đất và các thành viên khác (hành tinh, tiểu hành tinh, thiên thạch, sao chổi và bụi) đều quay quanh nó. 1.1.2 Các thông số cơ bản về Mặt Trời 0BKhối lượng 1B ,99.1030 kg 2B án kính (khoảng cách từ tâm đến Quang cầu) 3B6,95.105 km 4BKhoảng cách đến Trái Đất (trung bình) 5B149,6.106 km 6BCấp sao nhìn thấy 7Bm = - 26,7 8BCấp sao tuyệt đối 9BM = 4,8 10BĐộ trưng 1BL = 3,8.1026 W 12BNhiệt độ: 13B ề mặt 14BTại tâm 15B~ 6000K 16B 5.106K 17BChu kì quay trung bình 18B27 ngày 19BThành phần 20BMặt Trời cấu tạo từ chất khí hoàn toàn, 75% là Hydro; 23% là Heli; 2% là các khí khác. 21BĐộ nghiêng trục quay 2B7,25° (tới mặt phẳng hoàng đạo) 67,23° (tới mặt phẳng Ngân Hà) 23BChu kì tự quay: 24BTại 160 25BTại xích đạo 26BTại cực 27B 5,38 ngày 28B 5,05 ngày 29B34,3 ngày 30BVận tốc tự quay tại xích đạo 31B7,284 km/h 1.1.3 Cấu trúc của Mặt Trời Mặt Trời là khối cầu khí nóng bỏng, nhiệt độ và mật độ của Mặt Trời giảm dần khi đi từ trong lõi ra phía ngoài nên Mặt Trời có cấu trúc rất phức tạp vì vậy để nghiên cứu và tìm hiểu rõ về cấu trúc của Mặt Trời người ta chia thành các lớp khác nhau, mỗi lớp có tính chất và có kiểu hoạt động riêng. Minh họa hình 1.1 (1): Lõi (2): Vùng trực xạ (3): Vùng đối lưu (4): Quang cầu (5): Sắc cầu (6): Quầng (7): Vết đen Mặt Trời (8): Đốm (9): Chỗ lồi lên Mặt Trời chia làm 2 phần: Phần bên trong và phần khí quyển. 1.1.3.1 Phần bên trong  Lõi: Lõi của Mặt Trời chiếm khoảng 0,2 tới 0,25 bán kính, mật độ lên tới 150g/cm3 (150 lần mật độ nước trên Trái đất) và có nhiệt độ gần 13.600.000oK. Tốc độ tự quay của lõi cao hơn vùng bức xạ. Đây là nơi xảy ra phản ứng tổng hợp hạt nhân.  Vùng trực xạ: Nhiệt được truyền bởi sự bức xạ ion của Hydro và Heli phát ra các photon, nó chỉ di chuyển một khoảng cách ngắn trước khi bị tái hấp thụ bởi các ion khác.  Vùng đối lưu: Là vùng chuyển năng lượng nhiệt từ bên trong ra ngoài bằng bức xạ. Hình 1.1: Cấu trúc Mặt Trời Giữa vùng bức xạ và vùng đối lưu là một lớp quay chuyển tiếp được gọi là tachocline. Nguồn phát điện từ bên trong lớp này được xem là tạo ra từ trường của vết đen Mặt Trời. 1.1.3.2 Phần khí quyển  Quang cầu: Là bề mặt sáng chói của Mặt Trời mà chúng ta quan sát hàng ngày. Nơi đây có những đặc trưng của hoạt động Mặt Trời như vết đen, vết sáng thể hạt và siêu hạt.  Sắc cầu: (hay còn gọi là sắc quyển) có tên gọi như vậy là do sắc màu đỏ - tím của nó. Đây là một lớp bất thường ngay trên quang cầu, nơi mà nhiệt độ tăng lên 20.0000 C. Ở nhiệt độ này Hydro phát ra ánh sáng có màu đỏ nhạt (có thể quan sát thấy ở những ngày nhật thực). Trong vùng Sắc cầu, gần các vết đen Mặt Trời thường xuất hiện các vụ bùng nổ với độ sáng tăng vọt, phóng ra nhiều loại bức xạ gây ảnh hưởng xấu đến Trái Đất.  Vùng trung chuyển: Bên trên Sắc cầu có một vùng chuyển tiếp mỏng (khoảng 200 km) trong đó nhiệt độ tăng nhanh từ khoảng 20.000K ở thượng tầng Sắc cầu lên tới nhiệt độ gần một triệu K tại vành Nhật hoa.  Nhật hoa: Là vành ánh sáng phát ra từ không gian xung quanh Mặt Trời, có dạng như một chiếc vương miện trắng xung quanh Mặt Trời lan tỏa cả triệu km trên quang cầu, thay đổi tùy theo mức độ hoạt động Mặt Trời . Vùng này có mật độ vật chất thấp chỉ bằng 10-6 mật độ quang cầu, tán xạ bức xạ điện từ từ Mặt Trời, và tạo ra ánh sáng yếu, và lớp này được nhìn thấy khi xảy ra hiện tượng Nhật thực toàn phần.  Gió Mặt Trời: Là một luồng hạt điện tích giải phóng từ vùng thượng quyển của Mặt Trời, và nó chính là sự lan tỏa của vành Nhật hoa ra ngoài vũ trụ. Gió Mặt Trời mang các hạt electron và proton ở năng lượng cao, khoảng 500 KeV, và nó là nguyên nhân dẫn đến các trận bão từ, và nó có liên hệ trực tiếp đến hiện tượng cực quang của Trái Đất và trên các hành tinh khác. Khi gió Mặt Trời tới Trái Đất, nó có tốc độ khoảng từ 400 km/s đến 700 km/s. Nó ảnh hưởng trực tiếp đến từ quyển của Trái Đất. 1.1.4 Năng lượng của Mặt Trời Mặt Trời phát sáng được là do phản ứng tổng hợp hạt nhân xảy ra trong vùng từ tâm Mặt Trời đến khoảng cách cỡ 0,3 lần bán kính Mặt Trời. Các phản ứng tổng hợp hạt nhân được Bethe đề xuất năm 1938 gọi là chu trình Proton – Proton và chu trình này có thể tóm tắt như sau: 1 4 1 24 2 2 2eH He e Qν γ +→ + + + + Trong trường hợp này Q = 26,7MeV = 4,3.10P-12PJ Đồng thời, cũng trong năm đó Weizsacker đề xuất một chu trình khác, với Carbon làm xúc tác được gọi là chu trình Carbon – Nitrogen – Oxygen (CNO) như sau: Chu trình này có thể viết gọn lại như sau: 1 4 1 24 2 2 3eH He e Qν γ +→ + + + + Trong đó: Q = 25MeV Như vậy, ở 2 chu trình đều mô tả sự kết hợp các hạt nhân nhẹ để trở thành hạt nhân nặng và giải phóng ra một lượng năng lượng khổng lồ và chính điều này lý giải việc chiếu sáng hàng tỉ năm của Mặt Trời mà không bị nguội đi. Và theo số liệu thống kê được thì một ngày Mặt Trời sản xuất một nguồn năng lượng qua phản ứng nhiệt hạch lên đến 9.1024 KWh. Mặc dù ở cả hai chu trình đều tạo ra nguồn năng lượng khổng lồ nhưng chu trình tạo ra nguồn năng lượng chủ yếu cho Mặt Trời là chu trình Proton – Proton. Thực tế, tại tâm Mặt Trời thì xãy ra cả hai chu trình, còn ở khoảng cách cỡ 0,2 đến 0,3 lần bán kính Mặt Trời thì chu trình CNO chấm dứt. 4 2 12 6 1 1 15 7 15 7 15 8 15 8 1 1 14 7 14 7 1 1 13 6 13 6 13 7 13 7 12 6 1 1 HeCHN eNO OHN NHC eCN NCH e e +→+ ++→ +→+ +→+ ++→ +→+ + + υ γ γ υ γ Vậy chính phản ứng hạt nhân đã tạo ra nguồn năng lượng khổng lồ cho Mặt Trời và nguyên liệu dùng để đốt trong phản ứng này là Hydro và khi phản ứng tổng hợp này chấm dứt thì Mặt Trời sẽ chuyển sang giai đoạn khác. Như vậy, nguồn gốc của những hoạt động điện từ của Mặt Trời chính là do phản ứng tổng hợp hạt nhân và sự chuyển động của các vật chất trong lòng nó. Do đó, nguyên liệu trong lò phản ứng này không còn là các hạt mang điện trung hòa mà là plasma chứa các hạt mang điện dưới nhiệt độ cao. Và một khi các hạt mang điện này chuyển động có gia tốc sẽ sinh ra từ trường, từ trường biến thiên sẽ sinh ra điện trường. Chính những sự tác động qua lại này gây nên những sự bất thường trong bức xạ của Mặt Trời và làm xuất hiện nhiều hiện tượng thú vị như vết đen, CME, tai lửa đây chính là những dạng của hoạt động Mặt Trời, chúng xảy ra trong các lớp khác nhau của Mặt Trời. Chúng rất phức tạp, và đến nay vẫn còn nhiều cơ chế chưa được làm sáng tỏ. 1.1.5 Hoạt động Mặt Trời Mặt Trời là một ngôi sao ổn định, cấp sao không thay đổi hay không có biến động trong việc phát sáng. Tuy nhiên, Mặt Trời không đơn thuần là khối khí lý tưởng, mà là một khối plasma bao gồm các hạt mang điện chuyển động thêm vào đó sự quay không đồng đều của Mặt Trời và chính những chuyển động này sẽ sinh ra từ trường và chính từ trường này sẽ tác động lên chuyển động của dòng hạt mang điện và chính sự tác động qua lại này tạo ra những hoạt động Mặt Trời gây bất thường trong bức xạ Mặt Trời gây ảnh hưởng trực tiếp đến Trái Đất. Như vậy, hoạt động Mặt Trời chính là những biến đổi điện từ trên Mặt Trời. Trước đây, người ta biết đến hoạt động Mặt Trời thông qua các vết đen Mặt Trời. Và sau này lần lượt người ta tìm thấy các dạng hoạt động khác trong các lớp của khí quyển Mặt Trời như trường sáng, tai lửa trong Sắc cầu, bùng nổ Mặt Trời và CME trong Nhật hoa và các hoạt động này có liên quan tới nhau, chỉ khác là ở chỗ là chúng được quan sát tại những lớp khác nhau của khí quyển Mặt Trời. Và trong luận văn này, tôi chỉ tập trung nghiên cứu đến một trong những dạng của hoạt động Mặt Trời là vết đen Mặt Trời – nơi tập trung từ trường rất mạnh, gấp hàng ngàn lần từ trường của Trái Đất. 1.2. Vết đen Mặt Trời Tài liệu sớm nhất ghi lại việc quan sát vết đen Mặt Trời mà còn tồn tại là từ năm 364 trước công nguyên, dựa trên ý kiến của nhà thiên văn học Trung Quốc Gan De trong bảng liệt kê về ngôi sao. Bởi năm 28 trước Công nguyên, nhà thiên văn học Trung Quốc đã thường xuyên ghi lại các ngày quan sát vết đen. Lịch sử ghi lại rằng vào ngày 17 tháng 3 năm 807 sau công nguyên, nhà thầy tu theo dòng Bê-nê- đích Adelmus đã quan sát thấy một vết đen Mặt Trời lớn trong tám ngày. Tuy nhiên, Adelmus đã đưa ra một kết luận không chính xác là ông đã quan sát sự vận động của sao Thủy. Và sau này cũng đã có rất nhiều nhà khoa học nghiên cứu hoạt động Mặt Trời thông qua việc quan sát vết đen Mặt Trời, tuy nhiên những nghiên cứu này đã có những kết luận không chính xác và bị lầm tưởng là sự vận động của các hành tinh. Vào đầu thế kỷ 17, việc phát minh ra kính viễn vọng đã cho phép quan sát chi tiết hơn về vết đen Mặt Trời do Thomas Harriot, Galileo Galilei và các nhà thiên văn khác thực hiện. Và lúc này khoa học mới thừa nhận trên bề mặt Mặt Trời có những vết đen (thời Aristotle đã xem Mặt Trời như một hiện tượng siêu nhiên nên trên Mặt Trời sẽ không có tì vết) và đây là một trong những hoạt động của Mặt Trời, mức độ hoạt động sẽ được thông qua số vết đen quan sát được. Dưới đây, luận văn sẽ trình bày rõ về dạng hoạt động này. 1.2.1. Định nghĩa Vết đen là những vùng nhỏ trên quang cầu Mặt Trời có nhiệt độ thấp hơn vùng rộng lớn xung quanh. Và vết đen là nơi tập trung từ trường rất mạnh, thường xuất hiện theo nhóm hay các bó và kích thước thường lớn hơn 32000km. 1.2.2. Cấu tạo Vết đen Mặt Trời gồm 2 phần:  Phần tâm tối hơn có nhiệt độ cỡ 3700K gọi là vùng chùy tối (Ở đây từ trường mạnh nhất và nhiệt độ thấp nhất).  Phần rìa có dạng tia xuyên tâm sáng hơn gọi là phần bán chùy, thường có cấu trúc dạng sợi và nhiệt độ cỡ 5000K. (Ở đây, từ trường yếu hơn và thành phần từ trường hướng theo phương ngang nhiều hơn so với vùng chùy tối). Kích thước của các vết đen khác nhau, các vết nhỏ có đường kính khoảng 103 đến 2.103km và có cả những vết lớn có đường kính lên đến 4.104km (lớn gấp vài lần đường kính của Trái Đất). Thời gian sống của vết đen là phụ thuộc vào đường kính của nó, thường thì tồn tại khoảng vài ngày rồi biến mất và thay thế cho các vết đen khác. Với thời gian đó, chúng di chuyển qua bề mặt Trái Đất, biến mất ở phía sau Mặt Trời rồi xuất hiện ở bờ bên kia của đĩa Mặt Trời sau 2 tuần (đây chính là bằng chứng cho thấy Mặt Trời tự quay). Sự phân bố vết đen chủ yếu tập trung trong phạm vi từ 8 độ đến 35 độ hai bên đường xích đạo của Mặt Trời. 1.2.3. Phân loại nhóm vết đen  Loại A: Một vết đen nhỏ đơn cực hoặc một nhóm nhỏ không có biên mờ (sáng hơn lõi giữa nhưng tối hơn xung quanh).  Loại B: Vết đen hai cực và không có biên mờ  Loại C: Nhóm vết đen hai cực kéo dài, có ít nhất một vết đen có biên mờ.  Loại D: Nhóm vết đen hai cực kéo dài có biên mờ ở xung quanh nhóm.  Loại E: Nhóm vết đen hai cực kéo dài có biên mờ xung quanh nhóm. Biên mờ mở rộng theo kinh tuyến Hình 1.3: Cấu tạo vết đen từ 100 đến 150.  Loại F: Nhóm vết đen hai cực kéo dài có biên mờ xung quanh nhóm. Biên mờ mở rộng theo kinh tuyến vượt quá 150.  Loại G: Nhóm lưỡng cực lớn (trên 100), mà không có điểm nhỏ giữa các điểm chính.  Loại H: Nhóm vết đen đơn cực có biên mờ.  Loại J: Vết đen đơn cực ở vùng nửa tối, nhỏ hơn 2,50. 1.2.4. Nguyên nhân xuất hiện vết đen Khi người ta giải thích được nguồn gốc của năng lượng Mặt Trời thì không còn xem Mặt Trời là khối khí lý tưởng, mà nó được cấu tạo từ khí plasma. Plasma bao gồm các hạt mang điện chuyển động, khi chúng chuyển động có gia tốc sẽ sinh ra từ trường và ngược lại, từ trường trong plasma sẽ có những tác động gây ra những hiện tượng thú vị như vết đen Mặt Trời, tai lửa, CMEđây là những dạng của hoạt động Mặt Trời. Và hiện nay, bằng nhiều phương pháp kết hợp với những vệ tinh, các nhà khoa học đã đề xuất những giả thuyết, mô hình để giải thích những hoạt động này. Một trong số mô hình được chú ý nhất là mô hình do H.Babcock đề xuất năm 1961 và được Leighton bổ sung vào năm 1964, 1969. Cơ sở thực nghiệm dựa trên số liệu đo đạc bởi các từ kế do Babcock chế và cơ sở lý thuyết để xây dựng mô hình thuyết từ động học với các khái niệm từ trường bị “đóng băng” vào khí plasma do Alfven đề xuất (1939). Mô hình được mô tả tóm tắt như sau: Mặt Trời được cấu tạo từ các dòng plasma, nhiệt độ trong lòng Mặt Trời lên đến 1,5.106 K. Quả cầu plasma bao gồm các hạt mang điện (bao gồm khí Hidro, proton, electron) chuyển động có gia tốc và khi đó sẽ sinh ra từ trường. Từ trường là môi trường vật chất đặc biệt, chúng ta sẽ không nhìn thấy môi trường này và người ta thường dùng các đường sức từ để diễn tả từ trường, khi đó các hạt mang điện chuyển động sẽ “gắn” vào các đường sức từ và lúc này các đường sức từ trở thành các dây dẫn điện. Mặt khác, quả cầu plasma quay quanh trục của nó không đồng đều nhau. Ở phía trong, tính từ trung tâm đến khoảng cách chừng 70% bán kính, Mặt Trời quay như một vật rắn. Từ khoảng cách 70% bán kính trở ra, vật chất quay chậm dần, càng xa xích đạo càng quay chậm. Chính sự chuyển động hỗn loạn làm xoắn các đường sức từ, cuộn chúng xung quanh Mặt Trời, tạo ra những cuộn xoắn khổng lồ làm ở những nơi này xảy ra các hoạt động của Mặt Trời như vết đen Mặt Trời, vành khí, tai lửa. Và khi đó, các đường sức từ bị quấn vòng quanh, làm chúng bị dồn nén lại thành từng bó. Khi những bó đường sức có cường độ đủ mạnh, chúng sẽ nổi lên bề mặt với sự vặn xoắn theo đường kinh tuyến, tạo thành những cặp vết đen trên bề mặt Mặt Trời có định hướng Đông – Tây, với các vết dẫn ở phía đông, vết kéo theo ở phía tây, vết kéo theo ở gần cực và có phân cực ngược với cực từ ở bán cầu đó ở đầu chu kì. Babcock cũng đã tính được thời gian để các đường sức quấn quanh Mặt Trời là sau 3 năm được 5 vòng rưỡi và từ trường được tăng cường lên cỡ hàng kilogamma. Như vậy, chính sự quay không đều trên các lớp của Mặt Trời làm “cong” các đường sức từ tại tầng đối lưu của bề mặt Mặt Trời. Khi độ cong đủ lớn, các đường sức từ sẽ xuất phát từ một vùng, xuyên qua bề mặt Mặt Trời và quay trở lại ở một khu vực khác. Các kết quả quan sát cho thấy, các vết đen thường xuất hiện theo cặp với từ tính trái ngược nhau, đường sức từ đi ra từ một vết đen này và chui vào vết đen khác. Tại các điểm đi vào và đi ra của đường sức từ, sự đối lưu năng lượng bị ngăn cản, làm cho nhiệt độ của vùng đó thấp hơn các vùng xung quanh. Do đó, chúng nhìn sẽ tối hơn so với các vùng khác bên cạnh. Khi các electron và các hạt mạng điện của chúng chuyển động tương đối đối với các nguyên tử và các ion, có một dòng điện chạy trong chất khí. Có thể lấy hình ảnh solenoid như một mô hình của vết đen Mặt Trời: dây được quấn chặt theo dạng một ống hình trụ. Dây solenoid như một sợi dây dài vô hạn, cứ 1m được quấn bởi n vòng dây và có cường độ dòng điện là I, khi đó từ trường được tính theo công thức 74 .10B nIπ −= . Nếu từ trường tại vùng có vết đen quan sát được là B = 0,15T thì trị số nI trong 1m dây là 1,2.105 A/m. Và các ống khí có chiều dài cỡ 3.104km tương đương với dòng điện cỡ 4.1012A. Và theo định luật điện từ, trong lòng ống dây sẽ có một từ trường đồng nhất với cường độ rất lớn là B = 0,15T, từ trường này gấp hàng ngàn lần từ trường Trái Đất. Như vậy, một vết đen Mặt Trời không chỉ là một nam châm rất mạnh mà còn là một nam châm siêu dẫn. Hình 1.6: Từ tính của vết đen Vết đen thường xuất hiện từng nhóm. Ở nhiều nhóm, những vết có sự phân cực giống nhau thường gom thành phần dẫn trước, còn những vết có sự phân cực ngược lại thì gom thành phần kéo theo sau. Và các nhóm này gồm các vết đen lớn nhỏ khác nhau, nó chiếm một vùng đáng kể trên đĩa Mặt Trời. 1.2.5. Chỉ số vết đen Mặt Trời Mức độ hoạt động Mặt Trời thể hiện qua số vết đen quan sát được, số vết đen xuất hiện trên đĩa Mặt Trời thay đổi từ ngày này sang ngày khác. Do vết đen xuất hiện thành từng nhóm, trên đó có nhiều vết nhỏ nên không thể có số liệu chính xác được nên vào năm 1848 J.R.Wolf ở đài thiên văn Zurich – Thụy Sĩ đã đưa ra công thức tính số vết đen mà cho đến nay đã trở thành số vết đen quốc tế. Ông đã đưa ra công thức tính số vết đen tương đối, cơ bản dựa trên số nhóm vết đen quan sát được: ( )10zR k g f= + Trong đó: g: số nhóm vết đen f: số vết riêng biệt k: hệ số hiệu chỉnh Với Rz Wolf lấy hệ số k = 1. Như vậy, số vết đen quan sát hàng ngày theo chỉ số Zurich là: Rz = 0, khi không có vết đen nào. Rz = 11, khi có một vết đen. Với cách tính này ông đã khẳng định sự tồn tại của chu kì hoạt động của Mặt Trời, và đưa ra chu kì là 11,1 năm. Gần đây Hoyt và Schatten (1998) đề nghị số vết den dựa trên duy nhất số nhóm vết đen quan sát được: 11 .12,08 N G i i i R K g N = = ∑ Trong đó: RG: số vết đen tính theo nhóm. N: số người quan sát. gi: số nhóm vết đen mà người thứ i quan sát được. ki: số hiệu chỉnh cho quan sát viên thứ i. Với cách tính này thì số liệu về vết đen Mặt Trời đầy đủ hơn và với bộ dữ liệu này được sử dụng để tiên đoán hoạt động Mặt Trời trong các chu kì sắp tới. 1.2.6. Chu kì vết đen Gần 400 năm nay, nhờ kính viễn vọng mà các nhà khoa học đã nghiên cứu một cách hệ thống về những vết đen trên Mặt Trời. Trước đó, các nhà thiên văn Trung Quốc đã có thể quan sát các vết đen Mặt Trời bằng mắt thường, khi các vết đó là đủ lớn và có một số điều kiện khí quyển (sương mù, bụi, khói, ...) làm giảm cường độ ánh sáng của Mặt Trời nhưng các quan sát này thì không xãy ra thường xuyên. Người đầu tiên quan sát vết đen bằng kính viễn vọng là Galileo và ông quan sát chúng dường như vào mỗi ngày. Vào thế kỷ XIX, một chủ hiệu thuốc người Đức tên là Heinrich Schwabe phát hiện ra rằng cứ khoảng 11 năm thì số lượng các vết đen trên Mặt Trời tăng lên một cách rõ rệt. Và người tạo ra bước ngoặt trong việc nghiên cứu tính dị thường của Mặt Trời là G.E.Hale (Mỹ), vào đầu thế kỷ XX, Hale khẳng định những vết đen trên Mặt Trời có liên quan đến từ trường mạnh (lớn hơn từ trường trái đất hàng ngàn lần). Như đã nhắc đến ở trên, mô hình Babcock cơ bản đã giải thích được các tính chất của hoạt động Mặt Trời nhưng vẫn chưa giải thích được tại sao chu kì của vết đen là 11 năm. Từ thập niên 80 của thế kỷ XX, nhờ sự phát triển của khoa học, các vệ tinh Mặt Trời thu thập nhiều số liệu, hình ảnh người ta phát hiện được sự quay của các lớp bên trong Mặt Trời và lớp quay chuyển tiếp được coi là nơi sản sinh ra Dynamo Mặt Trời – tức là cơ chế Mặt Trời biến cơ năng thành năng lượng từ. Đồng thời SOHO cũng phát hiện ra những dòng chảy trên bề mặt Mặt Trời theo hướng kinh tuyến (dòng chảy kinh) cho phép người ta hoàn thiện mô hình của Babcock. Gần đây, bà Mausumi Dikpati và Paul Chabonneau (Mỹ) đã đề xuất mô hình Dynamo với dòng chảy kinh để có một sự giải thích đơn giản về chu kì 11 năm. Chu kì 11 năm của Mặt Trời chủ yếu liên quan với số vết đen được quan sát thấy ở trên Mặt Trời ở một thời điểm bất kì. Như được chỉ ra trên giản đồ 1.2.6a , cứ vào khoảng 11 năm lại có hàng chục vết đen Mặt Trời. Những khoảng thời gian này được xem là một cực đại của vết đen Mặt Trời. Khoảng 6 năm sau đó, có rất ít vết đen Mặt Trời hoặc không có vết đen nào. Những khoảng thời gian này được xem là một cực tiểu của vết đen Mặt Trời. Chu kì 11 năm của Mặt Trời cũng liên quan đến vị trí của các vết đen Mặt Trời. Những vết đen đầu tiên của một chu kì mới, ngay sau một cực tiểu Mặt Trời, diễn ra ở các vĩ độ Mặt Trời khoảng 350 Bắc và Nam. Khi những vết đen này biến mất, những vết đen mới hình thành ở gần đường xích đạo. Và quá trình cứ thế tiếp diễn. Tại cực đại của vết đen Mặt Trời, hầu hết các vết đen Mặt Trời nằm ở vĩ độ khoảng 150 Bắc và Nam. Vào cuối chu kì chúng hiện ra ở gần xích đạo. Với mô hình này cho phép giải thích đặc điểm của chu kỳ thứ 23 (sự đảo cực chậm chạp và bất thường, cực Nam đảo chậm 9 tháng sau cực Bắc). Hình 1.8: Số vết đen trung bình hàng tháng. Trong mỗi chu kỳ 11 năm, cực Bắc và cực Nam của từ trường tổng lại đổi chổ cho nhau, sự kiện này thường xãy ra sau cực đại của chu kỳ hoạt động Mặt Trời. Trong quãng thời gian đó, Mặt Trời có thể có 2 cực Bắc từ, 2 cực Nam từ. Có điều kì lạ này là do từ trường của Mặt Trời không phải là từ trường của vật rắn. Do có sự đảo cực như vậy nên chu kỳ thật của hoạt động Mặt Trời phải là 22 năm. Chu kì 22 năm liên quan tới hướng từ trường của vết đen. Khi hiệu ứng Zeeman tách một vạch phổ, sự phân cực tròn của hai vạch cho chúng ta biết liệu từ trường được định hướng về phía chúng ta hay đi xa chúng ta. Hầu hết các vết đen xuất hiện thành cặp, định hướng Đông Tây, với từ trường trong một vết đen định hướng về phía chúng ta, từ trường trong vết đen khác định hướng đi xa chúng ta. Sự định hướng của từ trường được chỉ thị bởi Nam và Bắc, trong suốt một chu kì 11 năm, sự phân cực từ trường của các cặp vết đen ở phía Bắc của đường xích đạo là theo một hướng, ở phía Nam của đường xích đạo là theo hướng khác. Trong suốt một chu kì 11 năm tiếp theo, sự định hướng của các cặp vết đen là ngược lại. Sau một chu kì 22 năm, sự phân cực lặp lại. Cho nên chu kì của Mặt Trời là 22 năm chứ không phải là 11 năm và đến này vẫn chưa có một lời giải thích thỏa đáng cho chu kì Mặt Trời. Hình 1.10: Sự định hướng của từ trường. Cho đến nay, vẫn chưa có một mô hình Dynamo nào có khả năng tiên đoán một cách chính xác hoạt động Mặt Trời. Dựa trên sự nghiên cứu về các chu kỳ hoạt động Mặt Trời (hình dạng, cường độ, thời gian kéo dài của chu kỳ), từ đó người ta xây dựng một hàm đặc trưng cho hình dạng của chu kỳ, cho phép tính giá trị vết đen hàng tháng theo giá trị cực đại Rmax của chu kỳ đó. Giá trị này liên hệ với độ dài của chu kỳ trước, nhưng kết quả dự đoán tương đối chính xác chỉ có thể có được sau khi chu kỳ đạt cực tiểu từ 2 – 3 năm. Hiện nay, một nhóm các chuyên gia đã đưa ra dự đoán về chu kỳ tiếp theo của Mặt Trời, cho rằng chu kỳ thứ 24 sẽ lên tới đỉnh vào tháng 5 năm 2013 với số lượng các điểm đen dưới mức trung bình. Được chỉ đạo bởi Cơ quan Khí quyển và Đại dương quốc gia (NOAA) và được tài trợ bởi NASA, nhóm nghiên cứu bao gồm 12 thành viên đến từ 9 viện nghiên cứu và cơ quan chính phủ khác nhau. Dự báo của họ cho rằng Mặt Trời sẽ ở trong tình trạng gần như yên tĩnh ít nhất trong vòng 1 năm nữa trước khi hoạt động trở lại bình thường. “Nếu dự báo của chúng tôi là chính xác, chu kỳ 24 của Mặt Trời sẽ có tối đa 90 điểm đen, con số thấp nhất trong tất cả các chu kỳ kể từ chu kỳ thứ 16 với 78 điểm đen năm 1928” dẫn lời Doug Biesecker, chủ tịch trung tâm dự báo thời tiết vũ trụ của NOAA. Chu kì vết đen Mặt Trời hiện nay được trung tâm NASA biễu diễn qua giản đồ sau: Nguyên lý hoạt động bên trong của vết đen trên Mặt Trời luôn là điều bí ẩn, và việc hiểu rõ về nguyên lý phức tạp phát sinh trong vết đen giúp các nhà khoa học Hình 1.11: Chu kì 24 của vết đen Mặt Trời nắm chắc, và có thể dự đoán từ trường phát sinh từ vết đen gây ảnh hưởng thế nào đến hệ thống thông tin và khí hậu. Matthias Rempel, là người trợ giúp nghiên cứu chế tạo ra mô hình máy tính thuộc trung tâm nghiên cứu quốc gia NCAR của Mỹ cho biết: “Đây là lần đầu tiên chúng tôi mô tả được hoàn chỉnh cả mô hình vết đen Mặt Trời”. Đây là mô phỏng mới nhất cho khu vực Mặt Trời có bán kính bề mặt là 49879m x 99758m, độ sâu là 5953m. Hình ảnh mô phỏng trên máy tính phát hiện vết đen Mặt Trời có hai điện cực trái nhau. Mô hình chi tiết này cho thấy khu vực trung tâm màu đen chính là phần ảnh đen trung tâm của vết đen Mặt Trời, do đó phần nửa tối xung quanh vết đen Mặt Trời có phun ra rất nhiều những vật có hình sợi. Mô phỏng này chỉ ra rằng, từ trường trong vết đen Mặt Trời chắc chắn phải nghiêng lệch theo một hướng nhất định thì mới phát sinh ra hiện tượng này. Matthias Rempel và các đồng nghiệp của ông cho rằng, dựa vào đặc trưng của vết đen Mặt Trời, chúng ta có thể lý giải hiện tượng đối lưu trong từ trường. Michael Konofaike (Trung tâm NCAR) nói: “Các nhà khoa học thông qua thực nghiệm mô phỏng mang tính đột phá này để hoàn chỉnh sơ đồ vật lý, có thể đặt quan sát bề ngoài, sự hình thành, động lực học và sự tan biến của vết đen Mặt Trời liên kết lại với nhau”. Dòng máy tính cao cấp Blue file thuộc trung tâm nghiên cứu Hình 1.12: Mô phỏng mới nhất về vết đen Mặt Trời quốc gia NCAR đã được sử dụng để thực hiện thí nghiệm mô phỏng, đồng thời kính viễn vọng mặt đất và không gian cũng được đưa vào sử dụng để quan sát. Kết quả nghiên cứu này được đăng trên tờ "Tạp chí Khoa học" ngày 19/06 vừa qua.  Trên đây là toàn bộ lý thuyết về vết đen Mặt Trời mà tôi đã trình bày và mong là người đọc đã có cái nhìn tổng quan về dạng hoạt động này và sau đây là những hình ảnh vết đen Mặt Trời ghi nhận từ việc quan sát Mặt Trời qua kính thiên văn Takahashi của trường đại học Sư Phạm thành phố Hồ Chí Minh vào những thời điểm khác nhau. Chương 2 QUAN SÁT VẾT ĐEN MẶT TRỜI BẰNG KÍNH THIÊN VĂN TAKAHASHI CỦA KHOA LÝ – TRƯỜNG ĐH SƯ PHẠM TP. HỒ CHÍ MINH 2.1 Mục đích của việc nghiên cứu (Thời gian nghiên cứu: các ngày trong tháng 12/2010, đầu tháng 4/2011 – đây là giai đoạn đang xảy ra chu kì 24 của Mặt Trời).  Nắm được cấu tạo cũng như nguyên tắc hoạt động của kính thiên văn.  Biết cách điều chỉnh và sử dụng kính thiên văn Takahashi để quan sát Mặt Trời.  Biết cách ghi lại những hình ảnh của vết đen Mặt Trời thông qua kính Takahashi và so sánh với hình ảnh ghi lại từ trung tâm NASA qua trang web spaceweather.com từ đó rút ra kết luận về việc ghi lại hình ảnh của Mặt Trời thông qua kính thiên văn này.  Qua việc quan sát này, tôi muốn chỉ ra rằng thông qua kính thiên văn Takahashi ở trường đại học Sư Phạm thành phố Hồ Chí Minh ta cũng có thể quan sát được hoạt động của Mặt Trời – cụ thể là những vết đen Mặt Trời, và thấy rõ rằng các vết đen này có sự di chuyển trên đĩa Mặt Trời. Nó xuất hiện ở mép bên này, tồn tại trong một thời gian rồi di chuyển ngang bề mặt rồi sau đó mất đi ở mép bên kia của đĩa Mặt Trời. Và đây chính là minh chứng cho sự tự quay của Mặt Trời, Galileo đã chứng minh được sự tự quay của Mặt Trời là 27 ngày. 2.2 Kính thiên văn Năm 1609 chiếc kính thiên văn đầu tiên của nhân loại được ra đời bởi nhà bác học Galileo với dụng cụ thô sơ chỉ gồm một ống bằng chì bên trong được đặt vào 2 thấu kính một phẳng lồi và một phẳng lõm. Và ông đã dùng kính này để quan sát bầu trời và phát hiện ra nhiều bí ẩn về Vũ Trụ mà trước đó chưa một ai nhìn thấy. Kính thiên văn là dụng cụ để nhìn những vật ở xa, hay nó là dụng cụ dùng để thu tín hiệu (bức xạ điện từ) phát ra từ vật thể. Vì kính thiên văn là một dụng cụ quang học nên nó chịu những sai lệch quang học như quang sai, sắc sai và nó cũng là dụng cụ thu bức xạ điện từ nên nó chịu ảnh hưởng của môi trường. 2.2.1 Phân loại kính Kính thiên văn quang học được cấu tạo gồm hai bộ phận: Vật kính và thị kính. Tùy thuộc vào hệ thống quang học kính mà người ta đã chia thành hai loại kính sau: 2.2.1.1 Kính thiên văn khúc xạ Vật kính và thị kính đều là thấu kính. Ống nhòm là thế hệ đầu tiên của loại kính này, một trong những kiểu kính vẫn còn sử dụng cho đến ngày nay là: Kiểu Galileo, Kepler (giống kiểu của Galileo nhưng Kepler thay thấu kính phân kỳ thành thấu kính hội tụ) Nhược điểm của loại kính này là khả năng thu gom ánh sáng không cao và bị sắc sai (là hiện tượng ánh sáng trắng sau khi đi qua thấu kính hoặc lăng kính bị tán sắc – cho một chùm ánh sáng với sự phân bố từ đỏ đến tím) ánh sáng. 2.2.1.2 Kính thiên văn phản xạ Vật kính là gương cầu hay gương parabol, thị kính là thấu kính. Loại này gồm rất nhiều kiểu như: Newton (được chế tạo vào năm 1668 với chiều dài chỉ khoảng 15cm), Cassegrain, Grigorian, CondeSự khác nhau giữa các kiểu này là ở chổ đặt thêm kính phụ tại tiêu điểm nhằm tăng thêm khả năng của kính. Ưu điểm: • Khắc phục được các nhược điểm của kính khúc xạ. • Việc chế tạo một gương cầu lõm rồi tráng bạc dễ dàng hơn việc đúc một thấu kính lớn, do đó có lợi thế về độ mở ống kính, giảm tối đa cầu sai (hiện Hình 2.1: Mô hình tạo ảnh bởi kính thiên văn khúc xạ tượng ánh sáng hội tụ không chính xác tại một điểm – phụ thuộc vào chiết suất của loại kính và sự gia công) và sắc sai, cho ảnh sáng và rõ nét. • Thị kính ở trên thân kính nên việc quan sát dễ dàng hơn. Nhược điểm: Ống kính to và cồng kềnh hơn kính thiên văn khúc xạ. 2.2.2 Các đặc trưng của kính thiên văn Là một dụng cụ dùng để thu gom ánh sáng từ thiên thể, giúp chúng ta thấy được những thiên thể mà mắt thường không thể nhìn thấy, và không phân biệt được. Ngoài ra, nó còn có khả năng phóng đại hình ảnh thiên thể. 2.2.2.1 Khả năng thu gom ánh sáng của kính thiên văn Kính thiên văn là dụng cụ mà nếu vật kính có đường kính D càng lớn thì khả năng thu gom ánh sáng càng nhiều, tức có khả năng nhận được độ rọi (cường độ bức xạ của một vật thể đến Trái Đất) thấp càng lớn, dẫn đến cấp sao nhìn thấy bằng Hình 2.2: Nguyên lý của kính thiên văn phản xạ Hình 2.3: Kính thiên văn phản xạ kiểu Newton kính thiên văn càng lớn, nó có thể nhìn thấy cả những Ngôi sao mờ mà mắt thường không nhìn thấy được (mắt thường chỉ nhìn thấy sao cấp +6). 2.2.2.2 Độ bội giác – độ phóng đại Ảnh của các vật thể được quan sát qua kính thiên văn phải rõ ràng, không cần to do đó độ phóng đại ảnh không phải là đặc tính quan trọng của kính thiên văn. Khi ảnh được phóng càng lớn thì ảnh càng bị mờ nguyên nhân là do vật kính của kính không đổi nên lượng ánh sáng gom được cũng không đổi, do đó khi càng được phóng thì ảnh càng bị mờ. 2.2.2.3 Năng suất phân giải Là một đại lượng nói lên khả năng của kính có thể cho ta quan sát được hai điểm sáng gần nhau nhất của nguồn sáng là bao nhiêu. 2.2.3 Các kiểu lắp đặt của kính thiên văn 2.2.3.1 Lắp đặt trong tọa độ chân trời Hệ này được lắp đặt sao cho một trục của kính hướng lên thiên đỉnh, trục còn lại nằm theo phương ngang song song với đường chân trời, do đó ta có thể quan sát được các vật thể trong hệ tọa độ chân trời. Ưu điểm: Lắp đặt kính theo hệ này rất dễ dàng so với các kiểu lắp đặt hệ khác vì trọng lượng của kính luôn tác dụng song song với trục quay thẳng đứng, nên đem lại độ chính xác cao. Khuyết điểm: Vì hệ này phụ thuộc nhật động nên chỉ có thể dùng để quan sát nhất thời. 2.2.3.2 Lắp đặt trong hệ tọa độ xích đạo Hệ này được lắp đặt sao cho một trục của kính song song chính xác với trục của Trái Đất, trục kia song song với xích đạo trời và xích đạo Trái Đất. Hệ này cho phép ta quan sát vật thể trong hệ tọa độ xích đạo 2, và trong khi quan sát kính có thể chỉ quay quanh một trục song song với trục quay của Trái Đất với vận tốc 23 giờ 56 phút. Ưu điểm: Hệ tọa độ xích đạo 2 không phụ thuộc vào nhật động nên ta có thể quan sát thiên thể trong một thời gian dài. Mặt khác còn nhanh chóng tìm ra được xích vĩ và xích kinh của vật thể đang quan sát bằng vòng chia độ gắn trên hệ cùng trục với trục song song với xích đạo trời. Nhược điểm: Vì trọng lượng của kính luôn tác dụng lên trục quay của hệ dẫn đến sai số khi hoạt động nên hệ này chỉ sử dụng cho những loại kính nhỏ. 2.3 Mô tả kính Takahashi 2.3.1 Thông số kỹ thuật  Kính phản xạ dạng ống, kính tìm, đường kính 21cm (không sử dụng để quan sát Mặt Trời).  Kính khúc xạ dạng ống, kính tìm, đường kính 12cm được dùng để quan sát.  Kiểu lắp đặt: Hệ khử nhật động trong hệ tọa độ xích đạo EM – 200.  Trụ đỡ nhôm đường kính 12 – 13cm, dài 120cm.  3 đối trọng. 2.3.2 Hệ thống – điều khiển 2.3.2.1 Sơ đồ hệ thống thân kính – hệ khử nhật động Hình 2.4: Kính Takahashi của khoa Lý ĐH Sư Phạm TPHCM. 2.3.2.2 Bảng điều khiển 2.3.2.3 Điều khiển bằng tay – hộp điều khiển Gồm:  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. Đèn báo Công tắc Motor Công tắc đóng, mở ảnh hưởng đến máy tính Nguồn vào bảng điều khiển Nơi nối hộp điều khiển Nơi nối kết với máy tính Nơi nối kết máy kiểm tra hệ thống Hình 2.6: Bảng điều khiển  Các nút còn lại dùng để thay đổi tốc độ dịch chuyển của hệ thấu kính.  Hai nút S1, S2 thường ít được sử dụng, và chủ yếu dùng 2 nút xanh và 2 nút đỏ. 2.3.3 Ưu điểm của kính thiên văn Takahashi khi quan sát Mặt Trời  Kính thiên văn Takahashi được lắp đặt theo kiểu xích đạo nên nó không phụ thuộc vào nhật động nên có thể khử nhật động.  Kính này được lắp thêm kính lọc Milar, tác dụng của kính lọc này dùng để phản xạ phần lớn ánh sáng khả kiến và ngăn cản bức xạ tử ngoại.  Có thể kết hợp với máy ảnh kỹ thuật số để ghi lại hình ảnh của vết đen Mặt Trời. 2.3.4 Các phương pháp nghiên cứu vết đen Mặt Trời 2.3.4.1 Quan sát Mặt Trời gián tiếp qua ảnh chiếu dùng thị kính Gồm các bước sau: • Mở nắp kính nhỏ. • Dùng REMOTE kính chỉnh từ từ cho ánh sáng vào giữa bóng của tờ giấy (dùng tờ giấy để hứng bóng của Mặt Trời). • Lắp thị kính 24cm, không nhìn vào, mắt sẽ bị mù. • Để giấy A3 trắng hứng ảnh của Mặt Trời, chỉnh hội tụ để ảnh hiện rõ trên giấy, đếm và ghi lại số vết đen, có thể dùng bút chì để vẽ và đánh dấu các vết đen. 2.3.4.2 Quan sát bằng mắt qua giấy lọc Phương pháp này chú ý thận trọng, thực hiện các động tác nhẹ và cẩn thận tránh làm xê dịch kính. Phương pháp này gồm các bước sau: • Giữ nguyên vị trí kính đang hướng đến Mặt Trời. • Đậy nắp kính lại, trên nắp kính đó có một nắp kính nhỏ hơn, vặn mở nắp nhỏ đó, đã có giấy lọc đặt sẵn. • Sau đó, kiểm tra lại bởi người hướng dẫn, giáo viên và một người quan sát khác. • Quan sát vào kính, chỉnh hội tụ để nhìn thấy rõ Mặt Trời và các vết đen. Hình 2.7: Hộp điều khiển 2.3.4.3 Dùng thị kính kết hợp với máy ảnh kỹ thuật số Dùng máy ảnh kỹ thuật số kết nối với thị kính 18mm bằng 2 vòng kết nối, ảnh qua thị kính sẽ vào máy ảnh và ta dùng máy ảnh để lưu lại ảnh được quan sát. Và trong luận văn này sẽ dùng cách thứ 3 để lưu lại ảnh của vết đen Mặt Trời. 2.4 Tiến hành quan sát 2.4.1 Dụng cụ  Hệ thống kính thiên văn Takahashi gồm hai kính: kính to với đường kính 21cm (không sử dụng để quan sát Mặt Trời), kính nhỏ 12cm được dùng để quan sát. Cả hai được lắp trên bệ kính khử nhật động EM – 200.  Giấy lọc Milar: Phản xạ phần lớn ánh sáng khả kiến và ngăn cản bức xạ tử ngoại.  Thị kính đường kính 18mm.  Máy chụp hình Nikon.  Sổ ghi chép ngày tháng quan sát.  Máy vi tính có cài phần mềm Telescope Tracer 2000a. 2.4.2 Chỉnh thông số cho máy chụp hình Nikon  Khởi động máy chụp hình.  Cắm dây điều khiển bằng tay vào máy chụp hình.  Chỉnh thông số cho máy chụp hình: o Độ nét về chế độ M: chế độ chụp bằng tay. o Tốc độ chụp: Chỉnh về các tốc độ sau: 1/1000, 1/500, 1/250, 1/125. Hình 2.8: Máy chụp hình Nikon Hình 2.9: Dây điều khiển bằng tay. o Ngắm chừng ∞ (để lấy hình ảnh ở xa chẳng hạn như Mặt Trời). o Tiêu cự: chỉnh về f = 4,6 hoặc f = 4,7. o ISO 100, 200 hoặc 400: ISO càng lớn thì độ nét của hình càng rõ. 2.4.3 Điều khiển kính thiên văn 2.4.3.1 Điều khiển bằng phần mềm Telescope Tracer 2000a  Bước 1: Mở phần mềm Telescope Tracer 2000a  Bước 2: Vào Lnit xuất hiện bảng điều khiển Trong đó, ghi rõ giá trị kinh độ, vĩ độ tại nơi quan sát là Tp.Hồ Chí Minh cụ thể: • Kinh độ: 10d50m00s • Vĩ độ: 106d40m50s Chọn OK  Bước 3: Kiểm tra kính Chọn 1 ngôi sao bất kì trên màn hình nằm ở phía đông (Sở dĩ chọn ở phía đông là do đối trọng của kính thiên văn nằm ở phía Đông, còn trục kính nằm ở phía Tây nên khi chọn ngôi sao ở phía Đông thì trục kính sẽ hướng đến vị trí một cách dễ dàng và thuận tiện. Nếu chọn ngôi sao ở phía Tây thì lúc này thì đối trọng sẽ quay về phía Tây còn trục kính sẽ quay về hướng Đông, sẽ khó khăn và phức tạp hơn.) Xuất hiện bảng điều khiển như sau: Bấm GO thì lúc này quan sát hướng trục kính hướng đến. (Nếu thấy kính hướng sai thì bấm STOP trên bảng điều khiển để dừng hành động.)  Bước 4: Cho kính hướng đến Mặt Trời. Tìm vị trí của Mặt Trời trên màn hình (Mặt Trời đang ở hướng Đông Nam). Click chuột trái vào SUN xuất hiện bảng điều khiển như sau: Hình 2.10: Bảng điều khiển điều chỉnh kính Hình 2.11: Bảng điều khiển điều chỉnh kính Chọn Sun xuất hiện bảng điều khiển sau: Bỏ dấu chọn ở Near by Sun (5d) (mục đích của việc xuất hiện Near by Sun (5d) là muốn hỏi thiết bị quan sát Mặt Trời đã được bảo vệ chưa, nếu chưa bảo vệ mà bỏ dấu chọn sẽ làm hư hỏng kính thiên văn nếu đã được che chắn thì ta mới bỏ chọn Near by Sun (5d)), sau đó chọn GO sẽ được bảng điều khiển sau: Lúc này, kính đã hướng đến Mặt Trời và lúc này kết hợp với bộ điều khiển bằng tay để chỉnh kính chính xác đến Mặt Trời. 2.4.3.2 Điều khiển bằng tay (dùng hộp điều khiển hình 2.1.4) Dùng 4 nút trong hộp điều khiển để chỉnh kính đến Mặt Trời (trong quá trình điều chỉnh tuyệt đối không dùng mắt để quan sát Mặt Trời, có thể làm hỏng mắt). Hình 2.12: Bảng điều khiển điều chỉnh kính Hình 2.13: Bảng điều khiển điều chỉnh kính Kính hướng đến Mặt Trời khi bóng của kính thiên văn là nhỏ nhất. Lúc này dùng tờ giấy để hứng hình ảnh của Mặt Trời. Và tiếp tục dùng bộ điều khiển để chỉnh bóng của Mặt Trời như hình ảnh dưới đây. 2.4.4 Các bước tiến hành thí nghiệm  Khởi động máy vi tính.  Lắp thị kính đường kính 18mm vào máy chụp hình Nikon như hình. Hình 2.14: Hứng bóng Mặt Trời Hình 2.15: Lắp thị kính vào máy chụp hình  Sau đó, lắp máy chụp hình vào kính thiên văn rồi chỉnh máy chụp hình vào các thông số đã quy định khi chụp Mặt Trời như hình:  Mở công tắc để khởi động kính thiên văn.  Vận hành kính (làm các thao tác như đã nêu trong phần điều khiển kính thiên văn).  Sau khi kính đã hướng đến Mặt Trời, dùng bộ điều khiển bằng tay để chỉnh kính đến Mặt Trời và lúc này ảnh của Mặt Trời sẽ hiện trên màn hình của máy chụp hình.  Chỉnh hội tụ để ảnh hiện rõ trên màn hình của máy chụp hình.  Chỉnh tốc độ chụp rồi dùng bộ điều khiển bằng tay đã kết nối với máy chụp hình để ghi lại hình ảnh của Mặt Trời.  Chỉnh ISO ở 2 giá trị 100, 200, 400 kết hợp với thay đổi tốc độ chụp để ghi hình ảnh của Mặt Trời.  Lấy sổ ghi chép lại ứng với mỗi trường hợp là ghi lại bao nhiêu tấm hình về Mặt Trời (thường thì mỗi trường hợp là chụp 3 tấm).  Kết thúc thực hành.  Lấy thẻ nhớ ra chép vào máy vi tính những hình ảnh vừa ghi nhận được. 2.4.5 Những lưu ý khi tiến hành quan sát  Khi tiến hành quan sát tuyệt đối không dùng mắt để quan sát trực tiếp Mặt Trời. Việc làm này rất nguy hiểm, có thể làm hỏng mắt. Hình 2.16: Lắp máy chụp hình vào kính  Ở bước 3 kiểm tra kính: Khi chọn một ngôi sao bất kì để kiểm tra nếu thấy kính không hướng đúng thì cần phải bấm STOP để dừng và phải tắt công tắc. Sau đó mở công tắc để khởi động kính và tiến hành lại thao tác này.  Khi lắp thị kính vào máy chụp hình Nikon thì lưu ý thao tác phải nhẹ nhàng, cẩn thận nếu không sẽ bị bể ống kính và việc thay ống kính là rất khó.  Quá trình tháo lắp cũng như vận hành kính cần phải thật tỉnh táo, cẩn thận, và tập trung. Chỉ cần sai một thao tác nhỏ cũng sẽ làm hư hỏng thiết bị.  Khi lắp thẻ nhớ của máy chụp hình Nikon nhớ lắp đúng yêu cầu, nếu thao tác sai sẽ làm hỏng cả máy chụp hình.  Tuyệt đối khi làm thực hành không được đùa giỡn, phải nghiêm túc vì đây là những thiết bị ngoại nhập, chỉ cần không tập trung là có thể làm hư hỏng và không thể sửa chửa được.  Khi kết thúc thực hành, chỉnh kính về lại thiên đỉnh và tắt công tắc để kính về lại trạng thái ban đầu.  Tuyệt đối không được nhìn vào kính để tìm.  Khi ra về đóng cửa cẩn thận, nếu không kính sẽ bị ảnh hưởng của thời tiết và dễ hư hỏng. 2.4.6 Một số hình ảnh trong buổi quan sát Mặt Trời Hình 2.17: Hình ảnh điều khiển kính thiên văn Takahashi Hình 2.18: Hứng bóng của Mặt Trời 2.4.7 Hình ảnh ghi nhận được 2.4.7.1 Ngày 06/12/2010 Hình 2.20: Lắp máy chụp hình vào kính thiên văn và tiến hành ghi lại hình ảnh vết đen Mặt Trời. Vết đen Vết đen Hình 2.22: Hình ảnh Mặt Trời chụp bằng kính thiên văn Takahashi của trường ĐH Sư Phạm Tp.HCM bằng phương pháp quan sát Mặt Trời gián tiếp qua ảnh chiếu dùng thị kính. Nhận xét: • Dùng kính thiên văn Takahashi của trường ĐH Sư Phạm Tp.HCM bằng cả 2 phương pháp ta đều thu được hình ảnh của vết đen Mặt Trời. • So sánh với hình ảnh vết đen được lấy ở trung tâm SOHO và hình ảnh thu được qua kính thiên văn Takahashi gần giống với hình ảnh thu từ trung tâm SOHO (ở đây vị trí của vết đen Mặt Trời ở các hình ảnh trên có sự sai lệch). Sở dĩ có hiện tượng như vậy là do chưa hiệu chỉnh theo quy ước quốc tế theo hệ tọa độ của Mặt Trời (hệ Carrington). • Hình ảnh vết đen thu được qua kính thiên văn rất rõ nét. Khi di chuyển kính thì ta thấy các vết đen này cũng di chuyển theo, chứng tỏ đây là những vết đen Mặt Trời, không phải là vết dơ của kính hay máy chụp hình. Hình 2.23: Hình ảnh vết đen Mặt Trời bởi SOHO của trung tâm NASA được lấy từ website: =06&month=12&year=2010 2.4.7.2 Ngày 21/12/2011 Hình 2.24: Hình ảnh Mặt Trời không có vết đen được thu từ máy chụp hình thông qua kết nối với kính thiên văn Takahashi trường ĐH Sư Phạm Tp.HCM Hình 2.25: Hình ảnh Mặt Trời bởi SOHO của trung tâm NASA lấy từ website: 2&year=2010 2.4.7.3 Ngày 06/04/2011 Vết đen Hình 2.26: Hình ảnh Mặt Trời thu được từ máy chụp hình thông qua kết nối với kính thiên văn Takahashi ở trường ĐH Sư Phạm Tp.HCM Hình 2.27: Hình ảnh Mặt Trời bởi SOHO của trung tâm NASA lấy từ website: D=qnaasv7br4eht4nh2j8c2rm9c5 2.4.7.4 Ngày 07/0402011 Vết đen Hình 2.28: Hình ảnh Mặt Trời thu được từ máy chụp hình thông qua kết nối với kính thiên văn Takahashi ở trường ĐH Sư Phạm Tp.HCM Hình 2.29: Hình ảnh Mặt Trời bởi SOHO của trung tâm NASA lấy từ website: ID=2c7lvq1rk5l30evcfeldp1au51 2.4.7.5 Ngày 08/04/2011 Hình 2.31: Hình ảnh Mặt Trời của SOHO bởi trung tâm NASA lấy từ website pg?PHPSESSID=15rej260mhrurl52vkhlp0qbg6 Hình 2.30: Hình ảnh Mặt Trời thu được từ máy chụp hình thông qua kết nối với kính thiên văn Takahashi ở trường ĐH Sư Phạm Tp.HCM Vết đen 2.4.7.6 Ngày 09/04/2011 Hình 2.32: Hình ảnh Mặt Trời thu được từ máy chụp hình thông qua kết nối với kính thiên văn Takahashi ở trường ĐH Sư Phạm Tp.HCM Phóng to hình bên Vết đen Hình 2.33: Hình ảnh Mặt Trời của SOHO bởi trung tâm NASA lấy từ website PHPSESSID=oualgei6as09m2d185mjfkf7f3 Nhận xét: Vào ngày 21/12/2010 kính thiên văn Takahashi ở trường ĐH Sư Phạm Tp.HCM ghi nhận là không có vết đen (đối chiếu với bức ảnh được ghi bởi trung tâm NASA vào ngày đó đúng là không có vết đen). Qua 2 ngày quan sát (06/12 – 21/12 năm 2010) ta có thể kết luận được rằng: Có thể dùng kính thiên văn này để quan sát hoạt động Mặt Trời thông qua số vết đen trên đĩa Mặt Trời. Trong khoảng thời gian quan sát liên tục từ ngày 06 – 09 tháng 04 năm 2011 nhận thấy: • Số vết đen do kính thiên văn ghi nhận lại có một số khác biệt so với bức ảnh của trung tâm. Kính thiên văn chỉ ghi nhận được những vết đen rõ và lớn, còn các vết đen nhỏ thì kính không thể ghi nhận được. • Trong khoảng thời gian này, tôi chỉ dùng phương pháp dùng thị kính kết hợp với máy ảnh kỹ thuật số để lưu lại hình ảnh của vết đen. Vì thị kính chỉ quan sát được ¼ Mặt Trời nên đôi khi chỉ thấy được 1 vài vết đen. Nếu ta dùng phương pháp quan sát Mặt Trời gián tiếp qua ảnh chiếu dùng thị kính thì có thể thấy toàn bộ Mặt Trời. Mặt khác, có thể do kỹ thuật chỉnh kính còn hạn chế nên một số hình ảnh thu được vẫn còn chưa rõ nét. • Hình ảnh vết đen Mặt Trời đã được ghi nhận bằng phương pháp này nhưng vẫn chưa có giá trị trao đổi quốc tế vì chưa hiệu chỉnh theo quy ước quốc tế theo hệ tọa độ của Mặt Trời (hệ Carrington) nên khi nhìn vào hình ảnh thu được cũng chưa giúp ta thấy rõ sự di chuyển của vết đen trên đĩa Mặt Trời. Khi ta hiệu chỉnh được thì ta có thể dễ dàng nhận thấy sự xuất hiện cũng như biến mất của các vết đen (giống như hình ảnh được ghi bởi trung tâm NASA). • Ta thấy khi quan sát Mặt Trời qua các ngày khác nhau thì vết đen của Mặt Trời có sự thay đổi vị trí trên quang cầu, nó xuất hiện ở mép bên này, tồn tại trong một thời gian rồi di chuyển ngang bề mặt rồi sau đó mất đi ở mép bên kia của đĩa Mặt Trời. • Do việc quan sát Mặt Trời phụ thuộc rất nhiều vào thời tiết nên việc quan sát vẫn chưa được tiến hành thường xuyên. Mặt khác, thời gian làm luận văn chưa nhiều, kiến thức còn hạn chế nên vẫn còn nhiều điểm mà luận văn chưa giải quyết được như: vẫn chưa xác định được quỹ đạo chuyển động của vết đen trên đĩa Mặt Trời, vẫn chưa tìm được ý nghĩa của cách người ta đặt tên vết đen (Ví dụ như tên vết đen 1185, 1186). Tôi hy vọng, khoa sẽ cung cấp một số thiết bị cho việc quan sát chẳng hạn như thị kính có thể quan sát toàn bộ Mặt Trời để việc ghi lại hình ảnh đầy đủ và rõ nét hơn. Sau này nếu có điều kiện theo đuổi tiếp đề tài nghiên cứu này, tôi sẽ cố gắng giải quyết những vấn đề còn đang dang dở. KẾT LUẬN Cùng với sự phát triển của khoa học thì việc quan sát, nghiên cứu bầu trời không còn quá khó khăn nữa. Tầm nhìn con người không còn bị hạn chế như khi nhìn bằng đôi mắt trần mà đã rộng mở ra vũ trụ bao la bên ngoài. Khi xưa, những gì về bầu trời, về vũ trụ vượt quá sức quan sát, nghiên cứu của con người. Nên họ chỉ cảm nhận bằng cảm tính và mọi thứ trở nên linh thiêng, huyền bí. Ngày nay, vũ trụ đã từng bước được con người chinh phục, khám phá để không còn là ẩn số nữa. Để có được những thành tựu như hôm nay, không phải một sớm một chiều mà là cả một chiều dài lịch sử, là công lao vĩ đại của các nhà khoa học. Thế giới siêu vĩ mô của Hệ Mặt Trời, của dải Ngân hà, của Vũ trụ bao la ấn chứa bao điều bí mật mà con người từ bao đời nay khao khát được tìm hiểu, chinh phục. Khi chưa đủ tri thức khoa học lý giải thì người ta nhờ vào thần linh, nhờ những thế lực siêu nhiên. Nhưng con người không bằng lòng với những hiểu biết của mình mà luôn nỗ lực tìm tòi, khám phá ra chân lý. Con Người đã chế tạo ra các dụng cụ quang học để quan sát bầu trời, để đến gần các vì sao, để ngày càng hiểu sâu, hiểu đúng về vũ trụ Qua luận văn: QUAN SÁT VẾT ĐEN MẶT TRỜI BẰNG KÍNH THIÊN VĂN TAKAHASHI đã giúp tôi biết và hiểu ra được nhiều điều về một trong những dạng của hoạt động Mặt Trời – vết đen Mặt Trời. Và hơn hết, tôi có thể sử dụng kính Takahashi của trường Đại Học Sư Phạm Tp. Hồ Chí Minh để quan sát được hiện tượng này. Tuy việc nghiên cứu này, vẫn chưa đạt được kỳ vọng mà tôi mong muốn nhưng tôi thiết nghĩ rằng không có gì là tuyệt đối, tôi vẫn còn trẻ và có thể tiếp tục nghiên cứu thêm về đề tài này trong thời gian sau này. Nhưng qua luận văn này, tôi mong muốn rằng đây cũng là một tài liệu quý báu cho những thế hệ sau này và cũng là nguồn thông tin cho những ai yêu thích ngành thiên văn. Chân lý khoa học không phải là cái gì có sẵn, hoàn chỉnh mà là một quá trình đấu tranh lâu dài, và mỗi ngày mỗi phát triển. Để hiểu rõ chúng thì chúng ta cần phải không ngừng học hỏi, phải luôn cập nhật thêm kiến thức, không tự hài lòng với những tri thức đã có, phải biết tự đặt câu hỏi và tìm cách trả lời những câu hỏi đó Thời đại ngày nay là thời đại của du hành Vũ Trụ, chinh phục Vũ Trụ là mục tiêu của con người do đó càng thôi thúc thế hệ trẻ chúng ta không ngừng tìm tòi, khám phá những bí ẩn trong Vũ Trụ. Và tôi cũng hy vọng rằng những thế hệ sau này sẽ tiếp tục phát triển thêm ngành thiên văn của nước nhà và môn học thiên văn sẽ được chú trọng trong nền giáo dục sau này. TÀI LIỆU THAM KHẢO [1] Trần Quốc Hà (2008), Giáo trình thiên văn học đại cương, ban ấn bản trường ĐHSP, Tp. Hồ Chí Minh. [2] Trần Quốc Hà (2009), Luận án khoa học: Nghiên cứu ảnh hưởng của Mặt Trời lên trạng thái của lớp F2 tầng điện ly xích đạo từ. [3] Trần Quốc Hà, Cao Anh Tuấn (2005), Bài thực hành: Quan sát vết đen Mặt Trời [4] Nguyễn Phước Trung Hòa (2006), đề tài nghiên cứu khoa học: Nghiên cứu hoạt động Mặt Trời giai đoạn 2002 – 2003. [5] Lê Thị Thu Huệ (2010), Luận văn tốt nghiệp: Mặt Trời – tìm hiểu và quan sát qua kính thiên văn Takahashi. [6] Nguyễn Thị Thếp (2008), Giáo trình lịch sử vật lý, ban ấn bản trường ĐHSP, Tp. Hồ Chí Minh. [7] Đặng Vũ Tuấn Sơn (2005), chủ đề tháng 4 năm 2005: Mặt Trời, câu lạc bộ Thiên Văn học. [8] V.A.Krat and G.F. Vyalshin (Received 23 June, 1997; in final 17 July, 1978), On the Structure of Sunspots; Pulkovo Observatory, 196140 Leningrad M – 140, U.S.S.R. and G. F. VYALSHIN [1] [2] [3] [4] troi.html [5] [6] [7] toi-cac-vet-den-mat-troi.aspx [8] [9] [10] [11] [13] [14] [15] [16] [17] troi.html [18] [19] [20] richard-christopher-carrington.html [21] ma.html?langid=8 [22 ] ngay-sinh-nha-thien-van-nghiep-du-nguoi-anh-richard-christopher-carrington.html [23] [24] quan-sat-mat-troi.html [25] [26] [27] [28] [29] [30] [31] [32] no/10717218/188/ [33] [34]