BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO
TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM THÀNH PHỐ HỒ CHÍ MINH
KHOA VẬT LÝ

Hồng Hiếu Đạt

NGHIÊN CỨU VÀ THIẾT KẾ HỆ PHỔ KẾ
KẾT HỢP VỚI KÍNH THIÊN VĂN TAKAHASHI

LUẬN VĂN TỐT NGHIỆP ĐẠI HỌC

Thành Phố Hồ Chí Minh – 2013


BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO
TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP.HCM
KHOA VẬT LÝ

Hồng Hiếu Đạt

NGHIÊN CỨU VÀ THIẾT KẾ HỆ PHỔ KẾ
KẾT HỢP VỚI KÍNH THIÊN VĂN TAKAHASHI

Ngành: VẬT LÝ
Mã số: 105

NGƯỜI HƯỚNG DẪN KHOA HỌC:
Ts. Cao Anh Tuấn

Thành Phố Hồ Chí Minh – 2013


1.2. Các hệ tọa độ. ...........................................................................................14
1.3. Các đại lượng thiên văn. .........................................................................17
1.4. Sao. ............................................................................................................18
1.4.1. Giới hạn Chandrasekhar. .............................................................18
1.4.2. Sự tiến hóa của sao. .......................................................................19
1.4.3. Giản đồ Hertzsprung – Russel. ....................................................20
1.5. Quang phổ. ...............................................................................................20
Chương 2: GIỚI THIỆU CÁC CÔNG CỤ, THIẾT BỊ ................................ 23
2.1. Máy quang phổ. .......................................................................................23
2.2. Kính thiên văn Takahashi. .....................................................................24
2.3. Thiết bị tích điện kép (CCD). .................................................................24
2.3.1. Khái niệm. ......................................................................................24
2.3.2. Cấu tạo. ...........................................................................................25
2.3.3. Nguyên tắc hoạt động. ...................................................................26
Chương 3: NGHIÊN CỨU, THIẾT KẾ VÀ LẮP ĐẶT HỆ PHỔ KẾ. ......... 27
3.1. Mục tiêu. ...................................................................................................27
3.2. Tiến trình xây dựng hệ phổ kế. ..............................................................27
Chương 4: KẾT QUẢ CHỤP ẢNH ............................................................... 36
4.1. Kết quả chụp phổ. ...................................................................................36
4.2. Kết quả chụp ảnh các sao. ......................................................................38
Chương 5: ỨNG DỤNG PHẦN MỀM IRAF ................................................ 40


5.1. Giới thiệu. .................................................................................................40
5.2. Ứng dụng. .................................................................................................40
5.2.1. Đo cấp sao.......................................................................................40
5.2.2. Xử lý ảnh phổ. ................................................................................53
KẾT LUẬN VÀ KIẾN NGHỊ ........................................................................ 68
TÀI LIỆU THAM KHẢO .............................................................................. 69
PHỤ LỤC 1 CÁCH TỬ NHIỄU XẠ – MÁY QUANG PHỔ CÁCH TỬ

Hình 3.7: Hệ phổ kế có hệ tán sắc là đĩa CD ............................................................ 31
Hình 3.8: Hệ phổ kế CD kết hợp với webcam .......................................................... 32
Hình 3.9: Phổ đèn hơi thủy ngân trong phòng thí nghiệm chụp được bằng webcam
kết hợp với hệ phổ kế ở hình 3.8 .............................................................. 32


Hình 4.1: Quang phổ của ánh sáng Mặt Trời (trong đó, các vạch tối được đánh số
thứ tự đặc trưng cho từng nguyên tố) ....................................................... 33
Hình 4.2: Phổ đèn hơi Natri trong phòng thí nghiệm được chụp bằng webcam kết
hợp với hệ phổ kế ở hình 3.1.................................................................... 34
Hình 4.3: Phổ của Mặt Trăng chụp bằng CCD kết hợp với hệ phổ kế ở hình 3.5 .... 34
Hình 4.4: Phổ đèn hơi Natri trong phòng thí nghiệm chụp được bằng webcam kết
hợp với hệ phổ kế ở hình 3.8.................................................................... 34
Hình 5.1: Tìm stddev và FWHM .............................................................................. 38
Hình 5.2: Bảng thông số lệnh tvmark ....................................................................... 40
Hình 5.3: Các ngôi sao được đánh dấu ..................................................................... 41
Hình 5.4: Các thông số của lệnh qphot ..................................................................... 42
Hình 5.5: Nội dung tập tin saohoanchinh.fits.mag.1 ................................................ 43
Hình 5.6: Nội dung tập tin ccdphot.txt...................................................................... 44
Hình 5.7: Các thông số của lệnh appall .................................................................... 51
Hình 5.8: Đồ thị của ảnh pho.fits .............................................................................. 52
Hình 5.9: Một đỉnh phổ sau khi được zoom trái và zoom phải ................................ 53
Hình 5.10: Khẩu độ của đỉnh phổ được xác định ..................................................... 54
Hình 5.11: Khẩu độ mới của đỉnh phổ được xác định .............................................. 54
Hình 5.12: Phông nền của đỉnh phổ được xác định .................................................. 55
Hình 5.13: Phông nền mới của đỉnh phổ được xác định ........................................... 56
Hình 5.14: Các vị trí đo được và đường làm khớp (lúc này là bậc 2)....................... 57
Hình 5.15: Đường làm khớp lúc này là bậc 8 ........................................................... 58
Hình 5.16: Đường làm khớp bậc 8 sau khi đã xóa bớt một vị trí (chỗ đánh dấu x) . 58
Hình 5.17: Đồ thị phổ được trích xuất ...................................................................... 59

tại được ở đó hay không?… Bởi con người ta luôn muốn tìm kiếm một nền văn
minh khác ngoài hành tinh xanh thân yêu của chúng ta – Trái Đất. Vậy thì làm sao
con người biết được sự có mặt của các nguyên tố H, He, C, … trên Mặt Trời? Làm
sao biết được trên Hỏa tinh – nơi mà từng đồn đại là có sự sống – chứa đầy các khí
CO, N, Ag, …? Câu trả lời được tìm thấy chính nhờ vào sự ra đời của các hệ phổ kế
tiên tiến cũng những thiết bị phân tích phổ hiện đại ngày càng được hoàn thiện.
Điều đó đưa chúng ta đến với bài luận văn này: Nghiên cứu và thiết lập hệ phổ kế
kết hợp với kính thiên văn Takahashi. Nhằm mục đích chế tạo được một hệ phổ kế
kết hợp với kính thiên văn Takahashi để thu nhận các tín hiệu phổ từ các hành tinh,
để rồi từ đó nghiệm lại sự có mặt của H ở các hành tinh trong vũ trụ. Và đó cũng là
lí do đề tài này được chọn.
2. Mục đích.
Tìm hiểu, thiết kế và chế tạo hệ phổ kế kết hợp với kính thiên văn Takahashi để
chụp ảnh phổ của các thiên thể


3. Đối tượng.
Sử dụng kính Takahashi, CCD (Charge Couple Device – Thiết bị tích điện kép)
ST7, hệ phổ kế tự tạo để chụp ảnh phổ của các thiên thể và phần mềm IRAF để xử
lý phổ.
4. Phạm vi nghiên cứu.
Tiến hành xây dựng hệ phổ kế dựa trên kiến thức đã học. Dùng hệ phổ kế đó kết
hợp với kính thiên văn Takahashi và CCD để chụp ảnh phổ thiên thể. Sau đó dùng
phần mềm IRAF để xử lý phổ.
5. Ý nghĩa khoa học và thực tiễn của đề tài.
Việc thu nhận các phổ của các nguyên tố có một ý nghĩa thực tiễn vô cùng quan
trọng. Với các tín hiệu phổ thu được từ các hệ phổ kế hiện đại, thông qua việc xử lý
bằng những máy phân tích phổ càng ngày được hoàn thiện, ta có thể biết được hàm
lượng cũng như thành phần các nguyên tố có mặt trên hành tinh đó. Để rồi biết
được cấu thành vật chất cũng như điều kiện môi trường tại đó. Điều này góp phần

phổ kế dùng phục vụ cho việc quan sát phổ trong phòng thí nghiệm mà thôi. Cũng
có một số ít công trình của một số trường đại học nghiên cứu về hệ phổ kế, nhưng
chưa có một trường hợp nào thực sự đưa nó ứng dụng vào vật lý thiên văn, bởi
những khó khăn về quang trắc và một số trở ngại khách quan khác.


Trường đại học sư phạm thành phố Hồ Chí Minh may mắn có được một trong
những chiếc kính thiên văn hiện đại vào bậc nhất của Việt Nam – kính Takahashi.
Chính vì vậy, với điều kiện sẵn có, tôi tiến hành nghiên cứu và xây dựng một hệ
phổ kế để kết hợp với kính thiên văn Takahashi nhằm chụp ảnh quang phổ của các
thiên thể - ứng dụng thực tiễn đầu tiên của Việt Nam trong vật lý thiên văn.


Chương 1: LÝ THUYẾT THIÊN VĂN ĐẠI CƯƠNG
Chương này trình bày những lý thuyết cơ bản phục vụ cho việc quan sát và nghiên
cứu thiên văn nhằm tạo sự thuận lợi cơ bản cho việc tiến hành thực nghiệm.
1.1. Thiên cầu và các đường, các điểm cơ bản trên thiên cầu.
- Thiên cầu: là một mặt cầu tưởng tượng có bán kính vô cùng lớn, trên đó có gắn
các vì sao và các thiên thể, trong đó tâm của thiên cầu là nơi ta đứng quan sát.
- Các điểm cơ bản trên thiên cầu: gồm có:
+ Thiên đỉnh Z, thiên để Z’: là hai điểm thẳng hàng và đối xứng nhau qua
tâm thiên cầu, trong đó thiên đỉnh là điểm nằm trên đỉnh đầu của ta (ta đứng ở tâm
thiên cầu) khi ta ngước nhìn thẳng lên trên.
+ Thiên cực P, P’: là hai điểm trùng với cực Bắc và cực Nam của trục Trái
Đất. Trục thiên cực song song với trục của Trái Đất, do trục Trái Đất quay nên suy
ra trục thiên cực cũng quay, hay nói cách khác là thiên cầu quay.
+ Các cực Đông, Tây, Nam, Bắc (Đ, T, N, B): nằm trên mặt phẳng chân trời
(mặt phẳng chân trời là mặt phẳng có bán kính bằng bán kính của thiên cầu và
vuông góc với đường nối hai điểm thiên đỉnh và thiên để), cách đều nhau một góc
90o và theo thứ tự: nếu ta đứng tại tâm O nhìn về hướng Bắc thì tay phải là Đ, tay

Đường chân trời
Đ
N

B
T

P’

Z’

Hình 1.1: Thiên cầu và các đường, các điểm cơ bản của thiên cầu.

1.2. Các hệ tọa độ.
Có 3 loại hệ tọa độ:
- Hệ tọa độ chân trời (vòng cơ bản: đường chân trời ĐTNB, điểm cơ bản: thiên
đỉnh): Tọa độ của thiên thể M xác định bằng độ cao h (góc tính từ đường chân trời
lên thiên thể) và độ phương A (góc từ điểm Bắc đến hình chiếu M’ của thiên thể
trên đường chân trời) - (hình 1.2). Vì nhật động, độ cao h và độ phương A của thiên
thể M sẽ thay đổi, bên cạnh đó, từ những điểm khác nhau trên mặt đất sẽ quan sát
thấy thiên thể M ở những vị trí khác nhau, chính vì vậy hệ này phụ thuộc vào vị trí


người quan sát và thời điểm quan sát, do đó hệ tọa độ này không thể ghi chép vị trí
chính xác của một thiên thể.

Hình 1.2: Hệ tọa độ chân trời.

- Hệ tọa độ xích đạo: dùng xác định tọa độ nhất định của một thiên thể.
+ Hệ tọa độ xích đạo 1 (vòng cơ bản: xích đạo trời XγX’Đ và kinh tuyến

Đường hoàng đạo

B
S
L
O
γ
π’
P’
Hình 1.4: Hệ tọa độ Hoàng đạo.


1.3. Các đại lượng thiên văn.
- Thị sai: là đại lượng biểu thị sự sai khác trong mối tương quan quan sát các thiên
thể từ những điểm khác nhau trên mặt đất.
+ Thị sai hàng ngày p: là góc giữa phương nhìn thiên thể từ một điểm trên
mặt đất và từ tâm của Trái Đất. Khi thiên thể đi qua thiên đỉnh thì: p = p z = 0, còn
khi thiên thể nằm trên đường chân trời thì thị sai hàng ngày đạt cực đại: p = p o . Thị
sai hàng ngày dùng cho các thiên thể trong hệ Mặt Trời.

p1

p2

Hình 1.5: Thị sai hàng ngày.

+ Thị sai hàng năm π: là góc nhìn bán kính quỹ đạo của Mặt Trời và Trái Đất
(lúc này giả sử Mặt Trời quay quanh Trái Đất). Thị sai hàng năm dùng cho các thiên
thể ngoài hệ Mặt Trời bởi lúc này các thị sai hàng ngày rất nhỏ.


M = m + 5 - 5logd
= m + 5 + 5logπ (vì d = 1/π)

(1.2)
(1.3)

trong đó d là khoảng cách từ sao đến Trái Đất và π là thị sai hàng năm.
1.4. Sao.
1.4.1. Giới hạn Chandrasekhar.
- Giới hạn Chandrasekhar là giới hạn về vòng đời của một ngôi sao, xét về mặt khối
lượng. Biểu thức giới hạn Chandrasekhar:
M g/h = 1,4 M MT

(1.4)

- Từ đó, nếu gọi M là khối lượng của sao đang xét thì:
+ Nếu M < M g/h thì sao sẽ trở thành sao lùn trắng.
+ Nếu M = 1,4 ÷ 2M g/h thì sao sẽ trở thành sao neutron.
+ Nếu M = 8 ÷ 10M g/h thì sao sẽ trở thành lỗ đen. Khi đó bán kính của lỗ đen
sẽ được tính theo công thức:
Rg =

2𝐺𝑀
𝑐2

(1.5)


1.4.2. Sự tiến hóa của sao.
Các đám bụi khí sinh ra bởi Big Bang hoặc vụ nổ của các sao trước đó

mới loại 2.

Sao neutron
và tàn dư

Tinh vân hành tinh
và sao lùn trắng
(sao siêu mới loại 1)

Lỗ đen và
vành khí nóng

Nếu sao lùn trắng ở gần sao
kềnh đỏ  có thể sinh ra nổ
sao siêu mới loại 1.

Cháy hết nhiên liệu cho phản ứng
hạt nhân, từ đó hết phát sáng.

Sao lùn đen
Do nhiệt độ thấp, không đủ để có phản ứng tổng hợp
H thành He nhưng có đủ nhiệt độ cho phản ứng 1D2:
2
1
3
1D + 1H = 2He + Q
Do 1D2 ít nên sao chỉ tồn tại vài triệu năm, cạn kiệt
nhiên liệu, không phát sáng.
Hình 1.7: Sơ đồ giả thiết quá trình tiến hóa của sao.



liên tục.

- Chất rắn, lỏng,

- Chất khí ở áp suất thấp

- Chiếu ánh sáng trắng

bị nung nóng.

qua một chất khí bị kích

- Chất khí khi có dòng

thích (nhiệt độ của nguồn

điện phóng qua.

chiếu phải lớn hơn nhiệt

Nguồn khí ở áp suất cao
phát
sinh

được nung nóng.

Quang phổ hấp thụ

độ của chất khí).


nguyên tố đó.

miền quang phổ

2. quang phổ đặc trưng

mở rộng về phía

cho nguyên tố đó về vị

bước sóng ngắn.

trí, màu sắc, cường độ,
số lượng.

- Quang phổ nguyên tử là quang phổ vạch, có bản chất nhiệt, do các electron
chuyển mức năng lượng sinh ra, gồm có quang phổ vạch phát xạ và quang phổ vạch
hấp thụ.
- Quang phổ nguyên tử Hydro là quang phổ vạch, gồm có:
+ các vạch H α , H β , H γ , H δ tương ứng với các màu đỏ, lam , chàm, tím do sự
chuyển mức năng lượng từ các mức năng lượng cao hơn về mức L (dãy Balmer).
+ ở vùng vô tuyến thì có vạch phổ 21cm do kết quả của chuyển mức năng lượng
tương ứng giữa hai trạng thái song song và đối song song của hai mômen xung
lượng hạt nhân và electron [3].

Hình 1.9: Các loại quang phổ với hệ tán sắc là cách tử nhiễu xạ.


Hình 1.10: Các loại quang phổ với hệ tán sắc là lăng kính



2.2. Kính thiên văn Takahashi.
Gồm có:
+ Kính phản xạ dạng ống, kính tìm, CN – 212 đường kính vật kính 22.5 cm.
+ Kính khúc xạ dạng ống, kính tìm, FS – 78 đường kính vật kính 12 cm.
+ Kiểu lắp đặt: Hệ khử nhật động trong hệ tọa độ xích đạo EM – 200.
+ Phần mềm điều khiển Telescope Tracer 2000.

Hình 2.2: Kính thiên văn Takahashi [3].

2.3. Thiết bị tích điện kép (CCD).
2.3.1. Khái niệm.
CCD (Charge Coupled Device) hay còn gọi là chíp cảm biến là một thiết bị biến đổi
quang năng thành tín hiệu số [12].

Hình 2.3: CCD ST17 [3].


2.3.2. Cấu tạo.
Cấu tạo của CCD là một tấm bán dẫn phẳng, có độ dày khoảng 10µm, bên trên có
phủ lớp oxit của bán dẫn đó với độ dày khoảng 1/10 độ dày tấm bán dẫn, trên tấm
oxit cách điện này có gắn điện cực trong suốt với bức xạ dọi tới. CCD gồm có (m.n)
phần tử bắt photon, mỗi phần tử được gọi là một ô hay một pixel hay một điểm ảnh
(hình 2.6) [5].

Hình 2.4: Cấu tạo của CCD [5].

Mỗi điểm ảnh thực chất là một tế bào quang điện có cấu tạo và hoạt động dựa trên
hiệu ứng quang điện trong (hình 2.7).