- Trang Chủ
- Khoa học tự nhiên
- Khóa luận tốt nghiệp: Quang trắc sao biến quang bằng kính thiên văn Takahashi ở Đại học Sư phạm Tp.HCM và phần mềm IRAF
Xem mẫu
- BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO
TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM THÀNH PHỐ HỒ CHÍ MINH
Nguyễn Trọng Nhân
QUANG TRẮC SAO BIẾN QUANG BẰNG KÍNH
THIÊN VĂN TAKAHASHI Ở ĐẠI HỌC SƯ PHẠM
TP.HCM VÀ PHẦN MỀM IRAF
KHÓA LUẬN TỐT NGHIỆP ĐẠI HỌC
Thành phố Hồ Chí Minh - 2020
- BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO
TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM THÀNH PHỐ HỒ CHÍ MINH
Nguyễn Trọng Nhân
QUANG TRẮC SAO BIẾN QUANG BẰNG KÍNH
THIÊN VĂN TAKAHASHI Ở ĐẠI HỌC SƯ PHẠM
TP.HCM VÀ PHẦN MỀM IRAF
Chuyên ngành : Sư phạm Vật lí
KHÓA LUẬN TỐT NGHIỆP ĐẠI HỌC
NGƯỜI HƯỚNG DẪN KHOA HỌC:
TS. CAO ANH TUẤN
Thành phố Hồ Chí Minh - năm 2020
- LỜI CẢM ƠN
----------o0o ----------
Để có thể hoàn thành khóa luận tốt nghiệp này, em xin trân trọng gửi lời cảm
ơn chân thành đến thầy Cao Anh Tuấn giảng viên hướng dẫn đề tài, người đã dành nhiều
thời gian quý báu để theo sát và hướng dẫn, hỗ trợ em trong suốt quá trình thực hiện.
Thầy là người đã giúp em thực hiện đề tài đúng mục tiêu và kịp tiến độ, phát hiện những
lỗi sai, những điều còn thiếu sót. Những lời khuyên quý báu, lời góp ý và phê bình sâu
sắc, cùng sự giúp đỡ tận tình của Thầy đã giúp em hoàn thành và hoàn thiện luận văn
này.
Em xin trân trọng cảm ơn các thầy cô Trường Đại học Sư phạm TPHCM đã
truyền đạt cho em những kiến thức và kỹ năng nền tảng trong suốt quá trình theo học tại
đây.
Với những hạn chế về kiến thức của bản thân nên báo cáo khóa luận của em
không tránh khỏi những sai sót. Em rất mong nhận được những ý kiến đóng góp, nhận
xét từ quý thầy, cô để em được hoàn thiện hơn và rút ra những bài học kinh nghiệm bổ
ích để có thể áp dụng vào thực tiễn một cách hiệu quả trong tương lai.
Em kính chúc các quý thầy, cô luôn có nhiều sức khỏe, niềm vui và thành công
trong công việc.
Xin chân thành cảm ơn!
- Mục Lục
Mở Đầu.................................................................................................................. 1
CHƯƠNG 1........................................................................................................... 3
LÝ THUYẾT QUANG TRẮC THIÊN VĂN....................................................... 3
1.1 Quan sát bầu trời ......................................................................................... 3
1.1.1 Thiên cầu .............................................................................................. 3
1.1.2 Hệ tọa độ chân trời ............................................................................... 3
1.1.3 Hệ tọa độ xích đạo................................................................................ 4
1.2 Lý thuyết quan trắc thiên văn ...................................................................... 5
1.3 Cấp sao ........................................................................................................ 6
1.3.1 Cấp sao nhìn thấy (Apparent magnitude) ............................................ 6
1.3.2 Cấp sao tuyệt đối (Absolute Magnitude) ............................................. 7
1.4.1 Đại cương về sao .................................................................................. 9
1.4.2 Sao biến quang ..................................................................................... 9
CHƯƠNG 2......................................................................................................... 11
HỆ KÍNH THIÊN VĂN TAKAHASHI Ở TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM
TP.HCM VÀ CÁC PHẦN MỀM SỬ DỤNG ĐỂ QUANG TRẮC ................... 11
2.1 Hệ kính thiên văn Takahashi ..................................................................... 11
2.2 CCD camera ............................................................................................. 12
2.2.1 Cấu tạo CCD ...................................................................................... 12
2.2.2 Nguyên tắc hoạt động của CCD......................................................... 13
2.3 Phương pháp xử lí ảnh .............................................................................. 15
2.3.1 Phương pháp xử lí nhiễu .................................................................... 16
2.3.2 Phương pháp quang trắc .................................................................... 16
PHẦN 3 ............................................................................................................... 18
PHẦN MỀM IRAF VÀ CÁC BƯỚC XỬ LÍ ẢNH ........................................... 18
3.1 Phần mềm IRAF ........................................................................................ 18
3.2.1 Các bước xử lí ảnh ............................................................................. 19
i
- 3.2.2 Đo cấp sao nhìn thấy .......................................................................... 36
CHƯƠNG 4......................................................................................................... 40
KẾT QUẢ QUANG TRẮC SAO BIẾN QUANG ............................................. 40
4.1 Cụm sao M42 ............................................................................................ 40
4.1.1 Cụm sao M42 qua kính lọc F2 ........................................................... 40
4.1.2 Cụm sao M42 qua kính lọc F3 ........................................................... 42
4.1.3 Cụm sao M42 qua kính lọc F4 ........................................................... 45
4.2 Sao Erori .................................................................................................... 46
4.2.1 Sao Erori qua kính lọc F2................................................................... 48
4.2.2 Sao Erori qua kính lọc F3................................................................... 50
4.2.3 Sao Erori qua kính lọc F4................................................................... 52
4.3 Sao 98955 .................................................................................................. 54
4.4 Sao Arcturus .............................................................................................. 55
4.5 Sao Regulus ............................................................................................... 56
4.6 Kết luận ..................................................................................................... 57
TÀI LIỆU THAM KHẢO ................................................................................... 59
ii
- Danh mục hình ảnh
Hình 1.1: Hệ tọa độ chân trời ................................................................................. 4
Hình 1.2: Hệ tọa độ xích đạo .................................................................................. 5
Hình 2.1: Hệ kính thiên văn Takahashi ................................................................ 11
Hình 2.2: CCD ST7 .............................................................................................. 12
Hình 2.3: Cấu tạo của CCD [5] ............................................................................ 13
Hình 2.4: Quá trình electron của từng điểm ảnh lần lượt được chuyển đến bộ phận đọc
giá trị [4] ............................................................................................................... 14
Hình 2.5: Giao diện phần mền CCDsoft và thẻ điều khiển camera [4] ................ 14
Hình 2.6: CCD H18 .............................................................................................. 15
Hình 2.7: Thứ tự bán kính R1, R2 và R3 ............................................................. 17
Hình 3.1: Giao diện phần mền IRAF.................................................................... 19
Hình 3.2: Các thông số của darkcombine ............................................................. 21
Hình 3.3: Ảnh Dark .............................................................................................. 22
Hình 3.4: Các thông số của flatcombine .............................................................. 23
Hình 3.5: Ảnh Flat ................................................................................................ 24
Hình 3.6: Ảnh Flattrudarkchiamean ..................................................................... 25
Hình 3.7: Ảnh light của sao 98995 ....................................................................... 28
Hình 3.8: Ảnh sao 98955 đã được xử lí hoàn chỉnh ............................................. 28
Hình 3.9: Tinh vân M42 qua kính lọc F2 được xử lí hoàn chỉnh ......................... 30
Hình 3.10: Tinh vân M42 qua kính lọc F3 được xử lí hoàn chỉnh ....................... 31
Hình 3.11:Tinh vân M42 qua kính lọc F4 được xử lí hoàn chỉnh ........................ 32
Hình 3.12: Sao Erori chụp qua kính lọc F4 được xử lí hoàn chỉnh ...................... 32
Hình 3.13: Sao Regulus qua kính lọc F3 được xử lí hoàn chỉnh.......................... 33
Hình 3.14: Sao 98955 qua kính lọc F2 được xử lí hoàn chỉnh ............................. 33
Hình 3.15: Sao 98955 qua kính lọc F3 được xử lí hoàn chỉnh. ............................ 34
Hình 3.16: Sao 98955 qua kính lọc F4 được xử lí hoàn chỉnh ............................. 35
Hình 3.17: Sao Arcturus qua kính lọc F2 được xử lí hoàn chỉnh. ........................ 35
Hình 3.18: Đồ thị biểu diễn đường phân bố Gauss của một ngôi sao trong Cụm M42
.............................................................................................................................. 37
Hình 3.19: Các thông số của gói phot .................................................................. 38
Hình 3.20: Cấp sao của một ngôi sao trong cụm sao M42 ................................... 39
Hình 4.1: Các ngôi sao quang trắc trong cụm sao M42 qua kính lọc F2 ............. 41
Hình 4.2: Các ngôi sao quang trắc trong cụm sao M42 qua kính lọc F3 ............. 43
iii
- Hình 4.3: Các ngôi sao quang trắc trong cụm sao M42 qua kính lọc F4 ............. 45
Hình 4.4: Các ngôi sao Erori qua kính lọc F2 ...................................................... 49
Hình 4.5: Các ngôi sao Erori qua kính lọc F3 ...................................................... 51
Hình 4.6: Các ngôi sao Erori qua kính lọc F4 ...................................................... 52
Hình 4.7: Sao 98955 qua kính lọc F3 ................................................................... 54
Hình 4.8: Đồ thị biểu diễn đường phân bố Gauss của sao 98955 ........................ 55
Hình 4.9: Sao Arcturus qua kính lọc F2 ............................................................... 55
Hình 4.10: Đồ thị biểu diễn đường phân bố Gauss của sao Arcturus .................. 56
Hình 4.11: Sao Regulus qua kính lọc F2 .............................................................. 56
Hình 4.12: Đồ thị biểu diễn đường phân bố Gauss của sao Regulus ................... 57
iv
- Danh mục Bảng
Bảng 3.1: Danh sách thiên thể quang trắc ............................................................ 29
Bảng 4.1: Cấp sao của một số sao trong cụm sao M42 qua các kính lọc F2, F3 và F4
.............................................................................................................................. 40
Bảng 4.2: Cấp sao của cụm sao M42 qua kính lọc F2 ......................................... 41
Bảng 4.3: Cấp sao của cụm sao M42 qua kính lọc F3 ......................................... 44
Bảng 4.4: Cấp sao của cụm sao M42 qua kính lọc F4 ......................................... 45
Bảng 4.5: Cấp sao của sao Erori qua các kính lọc F2, F3 và F4 .......................... 48
Bảng 4.6: Cấp sao của sao Erori qua kính lọc F2................................................. 50
Bảng 4.7: Cấp sao của sao Erori qua kính lọc F3................................................. 51
Bảng 4.8: Cấp sao của sao Erori qua kính lọc F4................................................. 53
v
- Danh mục đồ thị
Đồ thị 4.1: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao trong cụm sao M42 qua kính lọc F2 ... 42
Đồ thị 4.2: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao trong cụm sao M42 qua kính lọc F3 ... 44
Đồ thị 4.3: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao trong cụm sao M42 qua kính lọc F4 ... 46
Đồ thị 4.4: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao trong cụm M42 qua ba kính lọc .......... 46
Đồ thị 4.5: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao Erori qua kính lọc F2 .......................... 50
Đồ thị 4.6: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao Erori qua kính lọc F3 .......................... 52
Đồ thị 4.7: Đồ thị biểu diễn tỉ số cấp sao Erori qua kính lọc F4 .......................... 53
Đồ thị 4.8: Đồ thị biểu diễn cấp sao Erori qua ba kính lọc .................................. 54
vi
- Danh mục Ký hiệu và chữ viết tắt
CCD ST7: Charge – Coupled Devices ST7.
IRAF: Interactive Reduction and Analysis Facility.
α: Xích kinh.
𝜹: Xích vĩ.
A: Độ phương.
h: Góc tính từ đường chân trời lên thiên thể.
𝜺: Năng lượng photon.
E: Độ rọi của sao.
L: Độ trưng của sao.
M: Cấp sao tuyệt đối của sao.
m: Cấp sao nhìn thấy của sao.
d: Khoảng cách từ trái đất tới ngôi sao.
Aap: Mật độ số đếm.
Ssky: Diện tích vòng tròn chứa ngôi sao.
Nap: Tổng số đếm trong diện tích chứa ngôi sao.
texp: Thời gian phơi ảnh.
FWHM: Full at Half Maximum ( Bề rộng một nữa chiều cao của tổng số điểm của sao).
vii
- Mở Đầu
Lí do chọn đề tại
Từ xa xưa con người đã quan sát và tìm hiều thiên văn, đồng thời dựa vào sự
chuyển động của các thiên thể để ứng dụng vào trong cuộc sống.
Quang trắc là phép đo cơ bản của thiên văn quan sát thực nghiệm. Giúp ta có
thể xác định được năng lượng của thiên hà, cụm sao, sao và thiên thể ở xa trong vũ trụ
gửi đến kính thiên văn từ đó ta có thể suy ra cấp sao. Từ cấp sao và kết hợp một số
phương pháp khác ta có thể xác định khoảng cách sao đến Trái Đất, đo khối lượng sao
và tính tuổi sao.
Sao biến quang là sao có độ sáng thay đổi. Sao biến quang có chu kì sáng thay
đổi đều đặn hoặc không đều đặn. Chu kì biến đổi sáng từ vài giờ đến hàng năm. Biên độ
dao động của độ sáng có thể dao động từ vài phần trăm cấp sao đến 15-17 cấp sao. Việc
nghiên cứu sao biến quang giúp ta biết được các quá trình vật lí diễn ra bên trong, trên
và xung quanh ngôi sao. Sao biến quang còn cho ta biết các thông tin về quá trình hình
thành các thiên thể trong vũ trụ.
Mục đích của đề tài
Sử dụng kính thiên văn Takahashi quang trắc sao biến quang và xử lí hình ảnh
bằng chương trình IRAF. Sau đó so sánh kết quả thu được qua ba kính lọc.
Mục tiêu của đề tài
Đo cấp sao nhìn thấy của sao biến quang chụp bằng kính thiên văn Takahashi
và so sánh các kết quả thu được.
Đối tượng
Sử dụng kính thiên văn Takahashi, CCD H18, CCD ST7 để chụp ảnh sao biến
quang. Dùng phần mền IRAF phân tích hình ảnh, đo cấp sao của sao biến quang.
Phạm vi nghiên cứu
Tìm hiểu kính thiên văn Takahashi Đại học Sư phạm TP.HCM, CCD ST7, CCD
H18 và phần mềm IRAF trên hệ điều hành Linux.
1
- Phương pháp nghiên cứu
Lý thuyết thu thập và xử lí thông tin từ sách, báo, luận văn….Trao đổi với giảng
viên hướng dẫn.
Thực hành chụp ảnh sao biến quang bằng kính thiên văn Takahashi và CCD.
Đo cấp sao bằng phần mềm IRAF và DS9.
Ý nghĩa thực tiễn
Đề tài này giúp ta biết được cách đo cấp sao của sao biến quang và bổ sung một
số dữ liệu vào thư viện thiên văn Đại học Sư phạm Thành phố Hồ Chí Minh.
2
- CHƯƠNG 1
LÝ THUYẾT QUANG TRẮC THIÊN VĂN
1.1 Quan sát bầu trời
1.1.1 Thiên cầu
Khi quan sát bầu trời từ trái đất, ta quá nhỏ bé so với trái đất, tầm nhìn bị giới
hạn bởi đường chân trời, đường chân trời bao quanh chúng ta, khi đó ta có thể tưởng
tượng bầu trời như một mặt cầu khổng lồ bao quanh trái đất, và ta gọi nó là thiên cầu.
Trên thiên cầu có các vì sao và các thiên thể, chúng được xác định bằng hệ tọa độ chân
trời và hệ tọa độ xích đạo. [1]
Trên thiên cầu, các vì sao được con người chia thành nhiều nhóm gọi là các
chòm sao, khoảng cách giữa chúng gần như không đổi.Vì trái đất quay, nên ta quan sát
sẽ thấy các vì sao chuyển động cùng nhau vạch ra những quỹ đạo của chúng gọi là đường
nhật động. Những đường nhật động là những đường tròn đồng tâm, có tâm gần sao Bắc
Đẩu.
1.1.2 Hệ tọa độ chân trời
Để xác định tọa độ của một ngôi sao trên thiên thể ta có thể sử dụng các hệ tọa
độ trong thiên văn.
Thiên thể M có tọa độ được xác định bằng hai thông số: độ cao h và độ
phương A. Trong đó độ cao h: góc tính từ đường chân trời lên thiên thể, và độ phương
A: góc tính từ điểm Nam đến hình chiếu M’ của thiên thể trên đường chân trời (Hình
1.1). Độ cao h và độ phương A của thiên thể M sẽ bị thay đổi do nhật động, do đó hệ
3
- tọa này không thể ghi chép chính xác vị trí của một thiên thể.
Hình 1.1: Hệ tọa độ chân trời
1.1.3 Hệ tọa độ xích đạo
Thiên thể M có tọa độ được xác định bằng xích vĩ và xích kinh α (góc từ điểm
xuân phân γ đến hình chiếu M’ lên đường xích đạo trời) (Hình 1.2). Vì điểm xuân phân
γ gần như nằm yên trong không gian nên xích kinh α của thiên thể không bị thay đổi vì
nhật động, bên cạnh đó nó cũng không phụ thuộc vào nơi quan sát. Như vậy ta thấy cả
xích kinh và xích vĩ đều không thay đổi vì nhật động và cũng không phụ thuộc vào nơi
quan sát, nên hệ tọa độ này dùng để xác định vị trí của các thiên thể trên bầu trời trong
các bản đồ sao và dùng trên toàn thế giới.
4
- Hình 1.2: Hệ tọa độ xích đạo
1.2 Lý thuyết quan trắc thiên văn
Quang trắc thiên văn là một phần của thiên văn vật lý nghiên cứu cường độ bức
xạ mà ta nhận được từ các thiên thể như: thiên hà, cụm sao, sao,… Bức xạ đó được đặc
trưng bởi độ rọi (Brightness). Nói chung, cường độ bức xạ đo được của một thiên thể
được xác định bởi độ rọi mà nó tạo ra. Trong thiên văn độ rọi có đơn vị là cấp sao (độ
5
- rọi trong vật lí được tính qua flux) [3]. Quan sát độ rọi của sao qua cấp sao được phát
hiện từ rất sớm khoảng thế kỉ II TCN bởi nhà thiên văn người Hy Lạp là Hipparchus.
Dựa trên cơ sở là mắt người có thể nhận ra sự khác biệt của hai nguồn sáng nếu độ rọi
của chúng hơn kém nhau 2,5 lần.
Việc đo đạc cường độ bức xạ của các thiên thể giúp ta biết được các thuộc tính
của các thiên thể đó. Cường độ bức xạ của một thiên thể cho ta biết các thông tin của
thiên thể đó như: nhiệt độ, năng lượng, kích thước và những thuộc tính khác của thiên
thể. Đặc biệt từ cường độ bức xạ của thiên thể ta có thể ước lượng khoảng cách từ thiên
thể đến Trái Đất.
1.3 Cấp sao
1.3.1 Cấp sao nhìn thấy (Apparent magnitude)
Cấp sao nhìn thấy là một thang đơn vị đặc biệt biểu diễn độ rọi của các thiên
thể trong thiên văn, ký hiệu của cấp sao nhìn thấy là m với quy ước là: sao có cấp sao
nhìn thấy càng bé thì sao có độ rọi càng lớn (tức là càng sáng). Nếu hai sao khác nhau n
cấp thì độ rọi khác nhau (2,512)n lần. Như vậy ta có thể suy ra được nếu hai sao khác
nhau 5 cấp thì độ rọi khác nhau 100 lần. Ta có tỷ số độ rọi:
𝐸1
= (2,512)𝑚2−𝑚1 (1.1)
𝐸2
trong đó:
m1 cấp sao nhìn thấy ứng với E1,
m2 là cấp sao nhìn thấy ứng với E2.
Như vậy ta có thể suy ra 2 sao khác nhau năm cấp thì
𝐸1
= (2,512)5 = 100 (1.2)
𝐸2
trong đó:
E1 là độ rọi của sao 1,
E2 là độ rọi của sao thứ 2.
Ta có thể viết lại dưới dạng khác
6
- 𝐸1
log = 0,4(𝑚2 − 𝑚1 ) (1.3)
𝐸2
Công thức trên gọi là công thức Pogson (đặt theo tên nhà thiên văn Anh N.R Pogson)
Sao mờ nhất mà mắt ta còn nhìn thấy được là sao cấp 6. Với kính thiên văn thì
ta có thể thấy được sao cấp 20. Như vậy, công dụng của kính thiên văn giúp ta phát hiện
thêm những thiên thể trên bầu trời mà mắt trần không nhìn thấy được.
Cấp sao nhìn thấy là một đại lượng có thể xác định được bằng quang trắc (thông
qua độ rọi). Vì cấp sao nhìn thấy của một ngôi sao ổn định là không thay đổi nên độ rọi
là một đại lượng không đổi, đặc trưng cho ngôi sao đó [1].
1.3.2 Cấp sao tuyệt đối (Absolute Magnitude)
Cấp sao của một ngôi sao không chỉ phụ thuộc vào năng lượng bức xạ mà còn
phụ thuộc vào khoảng cách của nó đến Trái Đất. Cấp sao nhìn thấy không thể thể hiện
được điều này, nên trong thiên văn người ta quy định thêm cấp sao tuyệt đối.
Cấp sao tuyệt đối (M) của các sao là cấp sao nhìn thấy của chúng nếu như
khoảng cách của chúng đến trái đất là 10 parsec (1 parsec ứng với góc thị sai hàng năm
bằng giây). Cấp sao tuyệt đối của một ngôi sao có thể xác định qua cấp sao nhìn thấy và
thị sai hàng năm 𝜋.
Ta đã biết cấp sao nhìn thấy của một ngôi sao là m và khoảng cách thực của nó
đến Trái Đất là d (parsec). Cấp sao tuyệt đối M của một thiên thể được xác định bởi biểu
thức:
𝑀 = 𝑚 + 5 + 5 log 𝜋 = 𝑚 + 5 − 5 log 𝑑 (1.4)
trong đó:
M là cấp sao tuyệt đối.
m là cấp sao nhìn thấy.
𝜋 là thị sai hàng năm
d là khoảng cách từ sao đến Trái Đất.
7
- Vào năm 1912 một nhà thiên văn nữ người Mỹ đã nhận thấy một số sao biến
quang trong chùm sao Cepheus (Thiên Vương) có chu kỳ biến quang tỷ lệ với cấp sao
tuyệt đối: chu kỳ càng dài, cấp sao càng lớn. Vậy ta có thể dựa vào chu kỳ biến quang
của những sao loại này để có thể tính được cấp sao tuyệt đối của chúng, từ đó có thể xác
định khoảng cách của chúng. Chu kỳ này có thể xác định bằng quang trắc thiên văn.
Như vậy cấp sao tuyệt đối phản ánh chính xác hơn về khả năng bức xạ của sao.
Năng suất bức xạ càng lớn thì cấp sao tuyệt đối càng nhỏ.
1.3.3 Độ trưng (Luminosity).
Khái niệm độ trưng là đại lượng đặc trưng cho công suất bức xạ của các thiên
thể (L). Khác với công suất bức xạ trong vật lý, thì trong thiên văn độ trưng có mối liên
hệ mật thiết với cấp sao tuyệt đối.
Mối liên hệ giữa độ rọi và công suất bức xạ mà ta nhận được từ các thiên thể
chiếu đến Trái Đất
𝐿 = 4𝜋𝑑 2 𝐸 (1.6)
trong đó
d: khoảng cách đến thiên thể.
Nếu ta tính tỷ số công suất bức xạ giữa hai thiên thể 1 và 2 thì ta có:
𝐿1 𝑑12 𝐸1
= (1.7)
𝐿2 𝑑22 𝐸2
Nếu khoảng cách của các thiên thể đến với Trái Đất là như nhau thì ta có thể
viết lại:
𝐿1 𝑑12 𝐸1 𝐸𝑀 1
= = (1.8)
𝐿2 𝑑22 𝐸2 𝐸𝑀 2
Áp dụng công thức Pogson
𝐸𝑀 1
log = 0,4(𝑀2 − 𝑀1 ) (1.9)
𝐸𝑀 2
8
- Như vậy cấp sao tuyệt đối có thể phản ánh chính xác hơn về khả năng bức xạ
của sao. Năng suất bức xạ càng lớn thì cấp sao tuyệt đối càng nhỏ. [1]
1.4 Sao
1.4.1 Đại cương về sao
Sao là một trong những vật thể trong vũ trụ, nó là một quả cầu khí khổng lồ
nóng sáng, là lò phản ứng hạt nhân tự nhiên tỏa ra năng lượng vô cùng lớn và nơi vật
chất tồn tại dưới dạng plasma. Ta chỉ có thể nghiên cứu sao thông qua bức xạ của nó gửi
đến trái đất từ đó ta có thể xác định được các đại lượng như cấp sao nhìn thấy, cấp sao
tuyệt đối từ các đại lượng trên ta có thể biết được các thông tin cơ bản của ngôi sao như
bán kính, khối lượng, nhiệt độ…. Từ đó ta có thể dự đoán được các quá trình vật lý diễn
ra trên bề mặt của ngôi sao.
Dựa vào bức xạ của sao ta có thể chia sao thành hai loại chính là: sao thường và
sao biến quang. Sao thường là sao ở giai đoạn ổn định cho bức xạ không đổi do đó nhiệt
độ, cấp sao,… gần như không đổi. Sao biến quang là sao có cường độ sáng thay đổi.
1.4.2 Sao biến quang
Sao biến quang là những ngôi sao có độ sáng thay đổi đáng kể do các quá trình
vật lí bên trong, trên hoặc xung quanh ngôi sao. Có nhiều loại sao biến quang và mỗi
loại đại diện cho một cách thay đổi khác nhau của ngôi sao. Các ngôi sao có thể thay
đổi kích thước, hình dạng hoặc nhiệt độ theo thời gian, chúng có thể thay đổi nhanh
chóng cường độ bức xạ do các quá trình vật lý xung quanh ngôi sao (bồi tụ và phun trào)
hoặc sự thay đổi này có thể bị che khuất bởi các ngôi sao hoặc hành tinh trên quỹ đạo
xung quanh chúng. Điều quan trọng là một cái gì đó đang xảy ra về mặt vật lý đối với
chính ngôi sao hoặc ở khu vực lân cận [6]. Ta có thể thấy một ngôi sao lấp lánh trên bầu
trời, nhưng sự biến đổi đó có thể do bầu khí quyển Trái Đất. Các ngôi sao biến quang tự
thay đổi, không phụ thuộc vào bất cứ điều gì xảy ra ở đây trên Trái đất. [6]
Các ngôi sao biến quang được ví như một phòng thí nghiệm trong vũ trụ, nếu
chúng ta có thể hiểu được ánh sáng từ một ngôi sao biến quang thay đổi như thế nào thì
chúng ta có thể hiểu các quá trình vật lý diễn ra ở ngôi sao. Nghiên cứu sao biến quang
9
- có thể cho chúng ta biết về quá trình tiến hóa sao từ lúc hình thành đến lúc chết, từ đó
giúp ta xây dựng một bức tranh hoàn chỉnh hơn về vũ trụ mà chúng ta đang sống.
Các nhà khoa học chia sao biến quang thành ba loại chính đó là sao biến quang
co nở, sao biến quang đột biến, và sao biến quang do che khuất. Mỗi loại sao biến quang
có những đặc điểm riêng.
Sao biến quang do che khuất là các hệ sao đôi (Binary – stars) hay hệ sao kép
(Doubles-stars). Độ sáng của mỗi ngôi sao không thay đổi nhưng do quá trình chuyển
động xung quanh một khối tâm chung nên chúng che khuất lẫn nhau. Nên quang thông
đến nơi quan sát biến thiên tuần hoàn.
Sao biến quang co nở (Variable – stars) là sao có độ sáng biến đổi một cách tuần
hoàn do quá trình vận động vật chất của ngôi sao gây nên. Chu kỳ của sao này từ vài
phút đến vài năm tùy thuộc vào kích thước của sao.
Sao biến quang đột biến là những sao chỉ có thể nhìn thấy qua kính thiên văn
cực mạnh, nhưng có những thời điểm chúng bùng sáng lên một cách đột ngột. độ sáng
có thể tăng lên hàng chục vạn lần (sao mới) hoặc cỡ triệu lần rồi tắt đi. Đó là sao mới và
sao siêu mới. [1]
10
nguon tai.lieu . vn