Sử dụng kính Takahashi nghiên cứu quang trắc cụm sao mở rộng-Open cluster

Kỷ yếu Hội nghị sinh viên NCKH 
 176
SỬ DỤNG KÍNH TAKAHASHI NGHIÊN CỨU QUANG TRẮC 
CỤM SAO MỞ RỘNG – OPEN CLUSTER 
 Nguyễn Phước 
 SV năm 5, Khoa: Vật lý 
 GVHD: TS Cao Anh Tuấn 
1. Mở đầu 
Thiên văn học - Thiên văn vật lý là nhóm ngành khoa học rất phát triển và rất 
được quan tâm trên thế giới. Tuy nhiên hiện nay trong nước, sinh viên vẫn còn học 
môn này rất đại cương và toàn lý thuyết trong khi vũ trụ, bầu trời sao là cả một phòng 
thí nghiệm khổng lồ. 
Một trong những hướng nghiên cứu là tìm hiểu những đặc tính của sao và sự tiến 
hóa của sao. Công việc này đã được thực hiện từ năm 1980 bởi Adam Et Al., gọi là 
phương pháp quang trắc sử dụng CCD kết hợp với kính thiên văn. Phương pháp quang 
trắc cho phép đo cấp sao, từ đó suy ra các đặc tính của sao, áp dụng nghiên cứu cho các 
đối tượng như: sao biến quang, sự tiến hóa của cụm sao cầu, tiến hóa của cụm sao mở 
rộng, sự tiến hóa của sao lùn nâu, truy tìm hành tinh, hệ hành tinh ngoài thái dương 
hệ, 
Cụm sao mở là đối tượng lý tưởng để nghiên cứu nhiều vấn đề về Vật lý thiên 
văn chẳng hạn như quá trình hình thành sao, sự tiến hóa và sự tiến hóa động học của 
sao. Do số lượng lớn, tính chất của các sao trong cụm hầu như giống nhau nên nó là đối 
tượng gián tiếp để từ đó nghiên cứu vũ trụ. 
2. Mục đích, đối tượng, phạm vi nghiên cứu 
2.1. Mục đích 
Đề tài chú trọng tìm hiểu phương pháp quang trắc và áp dụng quang trắc một số 
cụm sao mở. Đồng thời cũng cung cấp những kiến thức về cách lập kế hoạch quan sát, 
liệt kê danh sách cụm sao mở có thể quan sát được trên bầu trời từ tháng 10/2010 đến 
tháng 2/2011 tại thành phố Hồ Chí Minh. 
2.2. Đối tượng 
Sử dụng kính Takahashi, CCD ST7 của trường Đại học Sư Phạm Thành phố Hồ 
Chí Minh và các phần mềm liên quan như: TT2000, Starry Night Pro Plus 6, IRIS, 
CCD Camera. 
Một số cụm sao mở tiêu biểu NGC6709, M12. 
2.3. Phạm vi nghiên cứu 
Xây dựng các bước chụp cụm sao qua CCD ST7. 
Từ hình ảnh thu được qua CCD với các kính lọc sắc khác nhau, ta sẽ tính được 
năng lượng bức xạ của cụm sao gởi đến Trái Đất. Sau đó tiến hành xử lý qua phần 
mềm Iris để tìm cấp sao nhìn thấy của cụm sao và tính được nhiệt độ của cụm sao đó. 
Năm học 2010 – 2011 
 177
3. Thiết bị kỹ thuật 
3.1. Hệ kính Takahashi 
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. Hệ khử nhật động 
kiểu xích đạo EM – 200. Phần mềm điều khiển Telescope Tracer 2000. 
3.2. CCD camera 
CCD camera ST7 là loại sử dụng bán dẫn silic (1,14 eV – 5eV), kích thước CCD: 
(4590 x 6804)µm, tổng số pixel: 390150. Cấp sao giới hạn chụp được là m = +14 khi t 
= 1s, m = +18 khi t = 1 min. Dung lượng của mỗi pixel: 105e/1 pixel. Nhiễu 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. 
4. Cơ sở lý thuyết hoạt động và thu ảnh của CCD 
4.1. Cấu tạo CCD 
CCD là thiết bị tích điện kép, là một tấm silic loại p hoặc loại n, 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. 
Nhìn bề ngoài CCD có dạng như hình 1. Bộ phận chủ yếu của CCD là tấm phẳng 
gồm (n.m) phần tử bắt photon, mỗi phần tử được gọi là 1 pixel hay một ô. Thực chất 
mỗi ô là một tế bào quang điện loại p hoặc n hoạt động dựa trên hiệu ứng quang điện 
trong. 
Sơ đồ nguyên lý cấu tạo và sơ đồ điện của phần tử CCD loại p được trình bày ở 
hình 2. 
Hình 1. Cấu tạo của CCD Hình 2. Sơ đồ điện của phần tử CCD 
Kỷ yếu Hội nghị sinh viên NCKH 
 178
4.2. Nguyên tắc hoạt động của CCD 
Khi bức xạ có năng lượng ε = hf dọi tới, bán dẫn loại p hấp thụ photon đó, làm 
xuất hiện một cặp e và lỗ trống. Sau khi bứt ra khỏi liên kết, electron đủ năng lượng 
vượt qua vùng cấm lên miền dẫn, tại đây chúng có thể di chuyển tự do trong tinh thể 
dưới tác dụng chuyển động nhiệt và có thể tái nhập với lỗ trống. Để loại khả năng tái 
nhập, người ta đặt hiệu điện thế hút electron tự do về miền lưu trữ ở gần điện cực và cô 
lập chúng tại đây; đồng thời, đẩy lổ trống vào tấm bán dẫn và chúng sẽ biến mất trong 
đó. Nhờ vậy tại miền lưu trữ electron, ta thu được lượng điện tích tự do có độ lớn tỷ lệ 
với thông lượng bức xạ dọi tới. 
Nhờ kỹ thuật vi mạch, người ta tạo được một mãng gồm (n.m) đơn vị thu gom 
các electron để có thể đưa vào bộ chuyển đổi A/D tạo ra các mức logic cao thấp tương 
ứng với các photon dọi tới. Nhờ dữ liệu này, máy tính sẽ hiển thị lên ảnh các đối tượng 
quang trắc, cứ một nhóm điện tích lưu trữ trong một ô sẽ tạo nên một ảnh điểm tương 
ứng trên màn hình máy tính. Vì CCD có (n.m) ô nên trên màn hình ta sẽ thấy (n.m) chi 
tiết của đối tượng cần quang trắc. 
Quá trình nêu trên được thực hiện tương tự như sau: Để biết phân bố lượng mức 
mưa rơi xuống cách đồng, ta đặt các xô hứng nước tại các vị trí khác nhau. Sau cơn 
mưa, những xô chứa nước mưa rơi xuống được mang về trạm đo lường thông qua một 
băng chuyền nào đó. Căn cứ vào lượng nước thu được ở từng xô, trạm đo lường sẽ “số 
hóa” và căn cứ vào số liệu đó để biểu diễn trên giấy vẽ bức tranh toàn cảnh về sự phân 
bố lượng nước mưa trên cánh đồng (hình 3). 
Hình ảnh đối tượng cần quang trắc, được tạo bởi CCD gắn với CPU gồm 4 khâu 
chính sau đây: 
- Tạo ra electron nhờ photon dọi tới các ô tế bào quang điện của CCD. 
- Tập trung tích tụ điện tích trong từ ô đến lúc nhận được lệnh để chuyển tới bộ 
chuyển đổi A/D. Vì sự lưu trữ điện tích trong mỗi ô tế bào quang điện là có giới hạn, 
nên nếu đối tượng gửi đến quá nhiều photon, sẽ gây ra hiện tượng điện tích tràn ra 
Hình 3. Mô phỏng sơ đồ CCD
Năm học 2010 – 2011 
 179
ngoài ô lưu trữ và có thể chảy vào ô bên cạnh làm ảnh hưởng chất lượng ảnh thu được 
tạo ra sau này. 
- Các hạt quang electron trong từng ô sẽ được truyền tới bộ chuyển đổi A/D theo 
phương thức giống như quét hình trong vô tuyến truyền hình, nghĩa là quét từ trái sang 
phải, từ trên xuống dưới. 
- Hiển thị tín hiệu: CCD được kết 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. 
5. Phương pháp xử lý ảnh 
5.1. Xử lý nhiễu 
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, flat field và ảnh light của đối 
tượng quang trắc. 
Những ảnh bias và dark giúp cho việc loại bỏ nhiễu do nhiệt độ làm các electron 
trong CCD chuyển động được ghi nhận thành tín hiệu. Những ảnh flat field hiệu chỉnh 
về độ nhạy của những pixel, vì những pixel có độ nhạy khác nhau. 
Việc sử dụng các thiết lập cơ bản để hiệu chỉnh các hình ảnh CCD là như sau: 
Đầu tiên từ ảnh đối tượng light trừ đi cho ảnh dark. Sau đó, chia cho kết quả của ảnh 
flat field sau khi đã trừ cho ảnh (dark). Thời gian chụp của các ảnh và dark của chúng 
phải bằng nhau. Ở dạng phương trình, quá trình hiệu chỉnh có thể viết như sau: 
5.2. Quang trắc sao 
Sau khi khử nhiễu, ta được một ảnh của một sao hoặc nhiều sao. Để đo cấp sao 
của chúng ta thực hiện phương pháp quang trắc aperture (Aperture Photometry). 
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: 
Ảnh đã hiệu chỉnh =
Ảnh Flat Field – Ảnh Dark 
Ảnh Light – Ảnh Dark 
C
t
SAN
lg5.2m
exp
skyapap
+⎟⎟⎠
⎞
⎜⎜⎝
⎛ −
−=
Hình 4. Thứ tự từ trong ra 
R1, R2, R3 
Kỷ yếu Hội nghị sinh viên NCKH 
 180
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. Tổng số photon sao đến các pixel tuân theo phân bố hàm Gauss, 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). 
6. Lập kết hoạch quan sát 
6.1. Địa điểm, thời gian và điều kiện quan sát 
Địa điểm quan sát tại Thành Phố Hồ Chí Minh (TP HCM) có vĩ độ ϕ và kinh độ 
λ là: 
ϕ = 10045’00’’; λ = 106040’00’’. 
Quan sát từ ngày 10-10-2010 đến ngày 01-4-2011. Khoảng thời gian từ 18h đến 
3h sáng ngày hôm sau. 
Để quan sát được một sao bất kỳ trên bầu trời thì thỏa mãn các điều kiện sau: 
Điều kiện 1: Xích kinh của đám sao đó phải thuộc khoảng giờ sao tại địa phương 
trong khoảng thời gian quang trắc (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 quang trắc. 
6.2. Xác định 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 HCM tới 0h Greenwich là: 9,856s/h. λh 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: S0λ = S0G – 9,856s/h. λh. 
Nhưng thời điểm cần tính là Th (TP HCM). Từ 0h đến lúc đó thì giờ sao tại TP 
HCM sẽ vượt thêm T.9s,856. Nghĩa là: 
S7 = S07 + Th + Th.9,856s/h (2.2) 
Thay (2.1) vào (2.2) ta được: 
S7 = S0G – 9,856s/h.7h + T + Th.9,856s/h 
⇔ S7 = S0G + T + 9,856s/h (Th - λh) 
Áp dụng: λ1 - λ2 = S1 – S2 hay λqs - λmúi = Sqs – S7 
⇒ Sqs = S7 + λqs - λmúi. (2.3) 
Tính Sqs lúc 18h và lúc 3h, ứng với T = 18h và T = 3h. 
Năm học 2010 – 2011 
 181
6.3. Cách tìm khoảng cách thiên đỉnh z 
Áp dụng công thức: cosz = sinδ.sinϕ + cosδ.cosϕ .cost (2.4) 
Với δ là xích vĩ của Cụm Sao. 
ϕ = 10045’00’’ vĩ độ nơi quan sát. 
t = Sqs - α, α xích kinh của Cụm Sao cần quan sát. 
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. 
7. Kết quả nghiên cứu 
Chúng tôi đã chụp được những đối tượng sau: 
Bảng 1. Danh sách các đối tượng chụp được 
STT Tên Xích kinh Xích vĩ Cấp 
sao 
texp Thời gian 
1 M44 8 h 40 m 190 59’ 3,1 10 s 
2 Sirius 6 h 45 m - 160 42’ -1,46 5 s 
30-11-2010 
3 Hyades 4 h 27 m 150 52’ 0,5 20 s 
4 M44 8 h 40 m 190 59’ 3,1 30 s 
5 M45 3 h 47 m 240 7’ 1,6 10 s 
6 NGC2169 6 h 8,4 m 130 57’ 5,9 40 s 
7 NGC2232 6 h 28 m - 40 50’ 3,9 20 s 
8 NGC2244 6 h 31 m 40 56’ 4,8 10 s 
16-12-2010 
9 M50 7 h 3,2 m -80 20’ 5,9 30 s 
10 NGC1918 5 h 19 m - 690 39’ CXĐ 60 s 
20-12-2010 
11 Mel25Hyades 4 h 31 m 160 00’ 0,5 20 s 
12 M45 3 h 47 m 240 7’ 1,6 5 s 
13 NGC1981 5 h 35 m - 40 25’ 4,2 30 s 
27-12-2010 
14 NGC1918 5 h 19 m - 690 39’ CXĐ 30 s 
15 NGC2232 6 h 28 m - 40 50’ 3,9 20 s 
16 NGC2244 6 h 31 m 40 56’ 4,8 20 s 
06-01-2011 
17 NGC2232 6 h 28 m - 40 50’ 3,9 60 s 21-01-2011 
18 NGC2244 6 h 31 m 40 56’ 4,8 20 s 24-01-2011 
19 Ic4665 17 h 46 m 50 43’ 8,27 30 s 
20 M5 15 h 18,6m 20 05’ 5,8 30 s 
21 M10 16 h 47 m - 40 06’ 6,6 30 s 
22 M12 16 h 47 m - 10 56’ 6,6 30 s 
23 M18 18 h 19,9m - 170 8’ 7,5 30 s 
24 M21 18 h 4,6 m - 220 30’ 6,5 30 s 
25 M44 8 h 40,1m 190 59’ 3,7 30 s 
08-3-2011 
Kỷ yếu Hội nghị sinh viên NCKH 
 182
26 M67 8 h 40,1m 110 49’ 6,1 30 s 
27 NGC6709 18 h 51 m 100 19’ 6,7 30 s 
28 M53 5 h 35 m - 40 25’ 4,2 30 s 
Sau đây là hình ảnh tiêu biểu đã xử lý: cụm sao cầu M12 và cụm sao mở 
NGC6709 
Cấp sao của các sao trong cụm sao mở NGC 6709 
Bảng 2. Số liệu các sao trong NGC 6709 
STT X Y R1 R2 R3 Cấp sao 
1 292 361 8 16 20 2,242 
2 263 373 8 16 20 3,343 
Hình 5. Cấp Sao nhìn thấy và thông tin của 1 sao trong M12 
Hình 6. NGC6709 
Năm học 2010 – 2011 
 183
3 258 450 8 16 20 3,470 
4 623 426 8 16 20 4,33 
5 427 61 8 16 20 4,780 
6 413 127 8 16 20 5,431 
7 185 332 6 12 18 5,339 
8 385 479 6 12 18 5,632 
9 220 16 6 12 18 5,411 
10 546 377 6 12 18 6,081 
11 632 330 6 12 18 5,537 
12 56 342 6 12 18 5,652 
13 271 439 6 12 18 5,279 
14 545 378 6 12 18 6,025 
15 212 151 6 12 18 6,745 
16 101 241 6 12 18 7,052 
17 721 284 5 10 15 6,482 
18 564 91 5 10 15 6,936 
19 385 360 5 10 15 6,954 
20 139 33 5 10 15 6,991 
21 186 322 5 10 15 5,602 
22 205 223 5 10 15 7,415 
23 327 228 5 10 15 7,090 
24 548 314 3 6 10 8,789 
25 100 238 3 6 10 8,875 
26 197 118 3 6 10 8,417 
27 213 429 3 6 10 7,377 
28 310 280 3 6 10 8,748 
29 255 150 3 6 10 9,216 
30 581 407 3 6 10 8,161 
31 718 264 3 6 10 8,631 
Cấp sao nhìn thấy trung bình của cụm sao NGC6709 chụp được qua kính 
Takahashi và CCD ST7: m = 6,43. 
8. Kết luận, đề xuất 
8.1. Kết luận 
Đề tài trình bày chi tiết các bước lập kế hoạch quang trắc để qua đó biết được 
cụm sao nào có thể quang trắc tại TP HCM trong một khoảng thời gian bất kỳ, giúp 
chúng ta có kế hoạch quang trắc tốt nhất. 
Kết quả thu được của các cụm sao chứng tỏ phương pháp quang trắc được nghiên 
cứu và ứng dụng tốt. Trong đề tài chúng tôi chỉ trình bày cách chụp đối tượng quang 
trắc qua kính lọc trắng. Từ đó áp dụng tương tự cho các kính lọc màu khác. 
Kỷ yếu Hội nghị sinh viên NCKH 
 184
Trong đề tài chúng tôi đã 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. 
Đề tài chưa được hoàn chỉnh vì các kính lọc màu bị hỏng, nên chúng tôi 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. 
Đề tài phụ thuộc rất nhiều vào thời tiết, khi chúng tôi nhận đề tài thì ở TP HCM 
chịu ảnh hưởng của 2 cơn bão ở miền Trung và nhiều ngày áp thấp nhiệt đới và thời 
gian làm đề tài quá ngắn chỉ 4 tháng nên chúng tôi gặp nhiều khó khăn để thực hiện 
công việc của mình. 
Thành công nhất là chúng tôi đã hiệu chỉnh được kính và đưa kính hoạt động một 
cách chính xác, chụp được những đối tượng mờ không xác định được bằng mắt thường 
trên bầu trời. Những kết quả quang trắc thu đươc còn ít, chưa tính đến sai số, nhưng sẽ 
là tài liệu cần thiết để so sánh và phát triển về sau của đề tài. 
8.2. Kiến nghị 
Thứ nhất, mong Khoa và Nhà trường trang bị các kính lọc mới cho phòng thiên 
văn của khoa Vật lý để 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 quang trắc mà trong đề tài chúng tôi 
chưa thực hiện được. 
Thứ hai, sử dụng kính TAKAHASHI chụp cụm sao mở, cụm sao cầu qua thiết bị 
quang 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. 
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 HCM. 
2. Lê Thị Thu Huệ (2010), Mặt trời - Tìm hiểu và quan sát qua kính thiên văn Takahashi, 
Trường Đại Học Sư Phạm TP HCM. 
3. Đặng Mộng Lân, Ngô Quốc Quýnh (1976), Từ Điển Vật Lý Anh – Việt, Nxb Khoa học 
và kỹ thuật Hà Nội. 
4. Lê Phước Lộc (1993), Bài tập và hướng dẫn quan sát Thiên văn, Trường Đại học Cần 
Thơ. 
5. Nguyễn Đình Noãn, Phan Văn Đồng, Nguyễn Đình Huân, Nguyễn Quỳnh Lan (2008), 
Giáo trình Vật Lý thiên văn, Nxb Giáo dục, 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.