làm quen với bầu trời

Ti liệu tham khảo











Lm quen với bầu trời



Nhóm thiên văn quan sát

Trởng nhóm: Phan Văn Đồng
Trợ lý: Nguyễn Anh Vinh
Nguyễn Đức Phờng





Phần I : Các khái niệm cơ bản

I.Các hệ toạ độ cơ bản trong thiên văn học
Trong thiên văn, để xác định chính xác vị trí của các thiên thể trên bầu
trời nguời ta xây dựng các hệ toạ độ. Theo đó, mỗi thiên thể có một toạ độ

nhất định.
1.Thiên cầu
Thiên cầu l một hình cầu tuởng tuợng m tâm l Trái Đất. Bởi vì các
thiên thể ở rất xa chúng ta nên coi mặt cầu chứa các thiên thể.



Ngoi ra, các nh thiên văn còn xây dựng các thiên cầu phụ. Tại đó, các
hình chiếu của các thiên thể trong thiên cầu phụ tuơng đuơng với hình
chiếu của thiên thể trong thiên cầu chính.
2.Sự quay của nhật động
Do sự quay của Trái Đất , các thiên thể mọc ở phía Đông, lặn ở phía
Tây. Quá trình ny cứ tuần hon theo thời gian ngy qua ngy. Hầu hết các
ngôi sao ở rất xa coi vị trí của chúng không thay đổi v đựơc gắn chặt vo
thiên cầu. Vì vậy chúng ta tửơng tợng rằng thiên cầu đang quay. Chiều
quay của thiên cầu nguợcvới chiều quay của Trái Đất. Sự quay của thiên
cầu trong một ngy gọi l nhật động.


3.Các điểm, đuờng v vòng cơ bản trên thiên cầu
- Cực vũ trụ: Thiên cầu không phải quay ngầu nhiên m quay quanh
một trục gọi l trục cực. Cực ny cắt thiên cầu tại hai điểm gọi l hai cực
vũ trụ : cực vũ trụ Bắc v cực vũ trụ Nam.

Hiện nay cực vũ trụ Bắc gần với sao Bắc cực. Do hiện tuợng tiến
độngv chuơng động của Trái Đất m sao alpha trong chòm sao Tiểu Hùng
chỉ cách cực vũ trụ bắc khoảng 1
0
, nhng tuơng lai, cực Trái Đất sẽ di
chuyển v chỉ gần một sao khác. Ngôi sao ny sẽ thay thế sao Alpha Tiêu

Hùng để trở thnh sao Bắc cực mới.

Quỹ đạo vị trí thiên cực bắc trên bầu trời theo thời gian
-Đuờng chân trời: Mặt phẳng ngang, hay mặt phẳng chân trời, cắt thiên
cầu theo một vòng tròn lớn gọi l đuờng chân trời.
-Đuờng thẳng đứng: Đuờng thẳng vuông góc với mặt phẳng chân trời v
cắt mặt phẳng chân trời tại vị trí nguời quan sát gọi l đuờng thẳng đứng.
Đuờng thẳng dứng cắt thiên cầu tại một điểm gọi l thiên đỉnh.
-Xích đạo trời: Mặt phẳng xích đạo của Trái Đất kéo di v cắt thiên
cầu theo một vòng tròn lớn gọi l xích đạo trời.
-Kinh tuyến trời, vĩ tuyến nhật động: Vòng tròn lớn đi qua thiên cực
Bắc, thiên đỉnh v thiên cực Nam của thiên cầu gọi l kinh tuyến trời.


Do nhật động các ngôi sao vẽ lên thiên cầu những vòng tròn song song
với nhau. Những vòng tròn ny gọi l vĩ tuyến nhật động. Vĩ tuyến nhật
động no cng gần cực thì chu vi vòng tròn cng nhỏ.
-Những ngôi sao không bao giờ mọc v những ngôi sao không bao giờ
lặn: Tại một vĩ độ nhất định trên bề mặt Trái Đất. Nếu điểm quan sát ở bán
cầu Bắc của Trái Đất thì vùng không gian của thiên cầu chứa thiên cực Bắc
đuợc giới hạn vòng vĩ tuyến nhật động trên thiên cầu m tiếp xúc với
đuờng chân trời tại một điểm phía Bắc sẽ chứa những ngôi sao không bao
giờ lặn.
Tuơng tự, vùng không gian của thiên cầu chứa thiên cực Nam ( quan sát
viên ở thiên cực Bắc không nhìn thấy) đuợc giới hạn bởi vòng vĩ tuyến
nhật động trên thiên cầu m tiếp xúc với đuờng chân trời tại một điểm phía
Nam, sẽ chữa những ngôi sao không bao giờ mọc.
Chúng ta có thể định nghiã hiện tuợng tuơng tự đối với quan sát viên ở
một điểm bất kỳ ở nam bán cầu.
-Thiên cầu Bắc v thiên cầu Nam: Xícdạo trời chia thiên cầu thnh hai

nửa: Nửa chứa thiên cực Bắc gọi l thiên cầu Bắc, nửa kia chứa thiên cực
Nam gọi l thiên cầu Nam.
II.Các hệ toạ độ cơ bản
1.Hệ toạ độ đuờng chân trời.
Trong hệ toạ độ ny, hai khái niệm cơ bản l mặt phẳngtrời v thiên
đỉnh.
Những vòng tròn lớn qua thiên đỉnh vuông góc với đuờng chân trời gọi
l vòng thẳng đứng.


Giả sử có một ngôi sao S trên thiên cầu. Toạđộ của sao S sẽ đuợc biểu
diễn qua hai thông số: Độ cao v phuơng vị.
-Độ cao của thiên thể l khoảng cách góc từ đuờng chân trờ đến thiên
thể trên vòng thẳng đứng đi qua thiên thể. Trong một số truờng hợp nguời
ta dùng khoảng cách thiên đỉnh để thay chodọ cao. Đó chính l khoảng
cách góc tính từ thiên đỉnh đến thiên thể trên vòng thẳng đứng đi qua thiên
thể.
Độ cao h
Khoảng cách thiên đỉnh z: z= 90
0
-h
-Phuơng vị A l khoảng cách góc giữa mặt phẳng chứa kinh tuyến trời
(gọi tắt l mẳt phẳng kinh tuyến trời) v mặt phẳng chứa vòng thẳng đứng
qua thiên thể. Giá trị của phuơng vị tính theo chiều kim đồng hồ.
2.Hệ toạ độ xích đạo
Khái niệm cơ bản l mặt phẳng xích đạo trời, thiên cực Bắc v thiên cực
Nam. Mặt phẳng vuông góc với mặt phẳng xích đạo chứa cực vũ trụ v cắt
thien cầu theo một vòng tròn lớn đi qua sao S gọ l mặt xích vĩ. Vòng tròn
trên gọi l vòng xích vĩ hay vòng giờ.

Vị trí của sao S trên thiên cầu đuợc xác định bởi hai thông số: xích vĩ v
góc giờ.
-Xích vĩ của thiên thể l khoảng cách góc tính từ xích đạo trời đến
thiênthể trên vòng xích vĩ đi qua thiên thể . đơn vị tính l độ, radian. Giá
trị của xích vĩ tính từ 0
0

90
0
. Nếu thiên thể ở trên thiên cầu Bắc thì xích
vĩ có giá trị duơng, còn nếu ở thiên cầu nam thì sẽ có giá trị âm.
Trong một số truơng hợp nguời ta thay xích vĩ bằng khoảng cách cực
p. Khoảng cách cực p đuợc tính từ cực vũ trụ đén thien thể trên vòng xích
vĩ qua thiên thể.
p = 90
0
-
- Góc giờ t l khoảng cách góc giữa mặt phẳng kinh tuyến trời v mặt
phẳng xích vĩ đi qua thiên thể.. Góc giờ đợc tính theo đơn vị thời gian.
Giá trị của góc giờ đợc tính theo chiều kim đồng hồ từ 0h00m00s đến
24h00m00s. Nh vậy do nhật động góc giờ t thay đổi.
Hệ toạ độ ny còn đuợc gọi l hệ toạ độ xích đạo thứ nhất. Để tiện lợi
cho quá trình đo đạc thiên văn, các nh thiên văn đa vo một hệ toạđộ mới
gọi l hệ toạ độ xích đạo thứ hai. Về cơ bản hệ toạ độ thứ hai giống nh hệ
toạ độ thứ nhất chỉ khác l thay góc giờ t bằng một thông số khác gọi l
xích kinh.
Mặt phẳng hong đạo: Mặt phẳng chứa quỹ đạo của Trái Đất cắt thiên
cầu theo một vòng tròn lớn gọi l vòng hong đạo, v mặt phẳng đó gọi l
mặt phẳng hong đạo.

Vòng hong đạo cắt mặt phẳng xích đạo trời tại hai điểm l xuân phân
v thu phân. Hai điểm ny l cố định trên xích đạo trời.
Để khắc phục sự thay đổi giá trị của góc giờ t theo thời gian, các nh
thiên văn lây điểm xuân phân lm mốc để tính một đơn vị mới, xích kinh.
Nh vậy xích kinh của thiên thể S lkhoảng cách góc giũa vòng giờ qua
thiênthể v vòng giờ đi qua điểm xuân phân .
Do điểm xuân phân l cố định nên nó cùng tham gia vo nhật động. Vì
lý do ny m giá trị của xích kinh của thiên thể không thay đổi . giá trị của
xích kinh cũng đợc tình theo đơn vị thời gian.
Ng
y nay, hầu hết các đi thiên văn trên thể giới đều sử dụng hệ toạ độ
xích đạo thứ hai để xác định vị trí cuả các thiên thể trên bầu trời vì những
tiện lợi của hệ toạ độ ny.
3.Hệ toạ độ hong đạo
Mặt cơ bản l mặt phẳng hong đạo. Các điểm cơ bản l hong cực, bao
gồm hong cực bắc v hong cực Nam. Các vòng trong đi qua hong cực
v vuông góc với mặt phẳng hong đạo gọi l hong vĩ.Toạ độ của ngôi sao
đợc biểu diễn bởi hai thông số l hong kinh v hong vĩ.
Hong vĩ l khoảng cách góc tính từ mặt phẳng hong đạo đến ngôi sao
trên hong vĩ. Hong vĩ có giá trị từ 0 -

90
0
.
Hong kinh l khoảng cách góc tính giữa vòng hong vĩ đĩ qua ngôi sao
v vòng hong vĩ đi qua điểm xuân phân. Hong kinh có giá trị từ 0 đến
360
0
.
4.Hệ toạ độ thiên h

Mặt cơ bản l mặt phẳng thiên h.

III.Các phép đo thời gian trong thiên văn học
1.Giờ sao: Khoảng cách giữa hai lần liên tiếp điểm xuân phân đi qua vị
trí cao nhất ở một địa điểm gọi l ngy sao.
Cũng giống nh ngy bình thờng,ngỳa sao đợcchia lm 24 giờ, mỗi
giờ có 60 phút, mội phút lại đợc chia thnh 60giây.
Giờ sao tại một thời điểm có giá trị bằng xích kinh của thiên thể ở vị trí
cao nhất.
2.Giờ Mặt trời thực: Khoảng thời gian giữa hai lần liên tiếp tâm của
đĩa Mặt trời thực đi qua vị trí cao nhất ở một địa điểm gọi l ngy Mặt trời
thực. Một ngy Mặt Trời thực đợc chia lm 24 giờ, mồi giờ 60 phút, mỗi
phút 60giây.
3.Giờ mặt trời trung bình: Do Trái Đất chuyển động không đều xung
quanh Mặt Trời ở những thời gian khác nhau trong năm. Hơn nữa do hong
đạo nghiêng với xích đạo trời nên các ngy Mặt trời thực khoong bằng
nhau. Vì vậy các nh thiên văn phải đa vo một khái niệm mới gọi l ngy
Mặt trời trung bình.
III.Độ sáng, cấp sao, độ trng. Mu sắc v phổ của sao
Các sao phát ra ánh sáng. Có sao sáng, sao mờ. Nh vậy cần thiết phải
có một tiêu chuẩn nhát định để đánh giá khả năng phát sáng của sao.
1.Độ sáng biểu kiến v cấp sao biểu kiến
Độ sáng biểu kiến l độ sáng của ngôi sao m chúng ta nhìn thấy từ
Trái Đất. Căn cứ vo độ sáng biểu kiến, các nh thiên văn phân các sao
thnh các cấp tuỳ theo độ sáng của chúng. Theo quy định, độ sáng biểu
kiến của hai cấp sao liên tiếp l một cấp số nhân với hệ số k = 2,512.
Các sao cng mờ thì cấp sao cng lớn v có cấp sao dơng. Ngợc lại
các sao cng sáng có cấp sao cng nhỏ, thậmchí có sao có cấp sao âm.

Mắt thờng có thể nhìn đợc sao cấp +6 trong điều kiện quan sát tốt. Vì

vậycác nh thiên văn quy định sao cấp 1 sáng hơn sao cấp 6 l 100 lần.
Nh vậy k
5
=100 (1)
Suy ra k=
5
100

k =2,512
Kí hiệu cấp sao l m v m đợc gọi l cấp sao biểu kiến.
Nếu ta có hai sao có cấp sao lần lợt l m v m ( m>m). Tức l sao có
cấp sao m mờ hơn sao có cấp sao m. Độ sáng biểu kiến của hai sao l e
m

v e
m
.
Ta có tỷ số
'm
m
e
e
= k
m-m
log e
m
- loge
m
= (m-m)logk (2)
Từ (1) k

5
=100 nên logk = 0,4.
Nh vậy (2) sẽ có dạng:
loge
m
- loge
m
= 0,4 (m-m) (3)
hay m-m = 2,5 (log e
m
loge
m
) (4)
2.Độ sáng tuyệt v cấp sao tuyệt đối
Độ sáng biểu kiến của ngôi sao phụ thuộc vo khoảng cách của ngôi
sao đó tới Trái Đất. Nh vậy nó không phản ánh đợc độ sáng thực của
ngôi sao. Vì vậy để biết đợc độ sáng thực của ngôi sao, các nh thiên văn
phải so sánh chúng ở cùng một khoảng cách. Theo quy ớc thì khoảng
cách đó l 10 parsec ứng với thị sai l 0,1.
Cấp sao tuyệt đối của một ngôi sao l cấp sao của nó khi ngôi sao đó ở
cách chúng ta 10 parsec. Tơng tự ta có độ sáng tuyệt đối của ngôi sao.
Ký hiệu cấp sao tuyệt đối của ngôi sao l M
Giả sử có một ngôi sao ở cách chúng ta khoảng cách D, với cấp sao
biểu kiến l m v cấp sao tuyệt đối l M. D l khoảng cách có giá trị l 10
passec.
Vì vẻ sáng của ngôi tỷ lệ với bình phơng khoảng cách.
k
m-M
=
2

0
2
D
D

2,512
m-M
=
2
0
2
D
D
(5)
Từ thức (4) v (5) ta có:
M m = 2,5 log
2
0
2
D
D
= 5 (logD
0
log D)
Với D
0
= 10 parsec
M - m = 5 - 5logD
M = m + 5 - 5logD
Ví dụ: Cấp sao biểu kiến của Mặt trời l m=-26,8. Mặt trời cách chúng

ta khoảng cách D = 1/206265 parsec.
Cấp sao tuyệt đối của Mặt trời:
M = -26,8 + 5 + 5log206265
M = +4,79
3.Độ trng
Độ trng của ngôi sao l tỷ số giữa độ sáng tuyệt đối của ngôi sao đó
với độ sáng tuyệt đối của Mặt Trời.

Gọi độ trng của một ngôi sao l L. Ta có:
L=2,512
4,79-M

4.Mu sắc của sao
Khi ngớc nhìn lên bầu trời chúng ta nhận thấy rằng có những ngôi sao
mu xanh, có những sao mu đỏ, lại có những sao khác nữa mu cam. Sở dĩ
các ngôi sao có mu sắc khác nhau bởi chúng có nhiệt độ bề mặt khác
nhau. Những ngôi sao mu xanh có nhiệt độ cao hơn những ngôi sao mu
cam hoặc đỏ. Ngôi sao phát ra ánh sáng trắng hoặc xanh có nhiệt độ bề
mặt trên 10,000K, trong khi những ngôi sao mu vng, đỏ có nhiệt độ bề
mặt dới 6500K. Chẳng hạn, sao Chức Nữ (Vega) phát ra ánh sáng mu
xanh có nhiệt độ bề mặt hơn 18,000K, sao Thiên Lang (Sirius) cũng thế.
Ngợc lại Mặt Trời của chúng ta phát ra ánh sáng mu vng có nhiệt độ bề
mặt tơng đơng 5800K. Những sao khổng lồ đỏ nh Tâm Tú hay còn gọi
l sao Thơng (Antares) có nhiệt độ bề mặt tơng đơng 3500KNói
chung nhiệt độ của sao thờng biến thiên từ 2500K đến 40,000K.


Nhiệt độ của ngôi sao lại phụ thuộc v kích thớc v khối lợng của nó.
Những sao có kích thớc lớn hơn Mặt Trời nhiều lần thờng có nhiệt độ bề
mặt thấp nên có mu đỏ, những sao ny thờng gọi l các sao khổng lồ đỏ.

Hầu hết các sao khổng lồ đỏ l những sao có khối lợng lớn ở giai đoạn
cuối của cuộc đời. Những ngôi sao ny sau khi tổng hợp hết Hydro thnh
Helium liền chuyển sang các pha tổng hợp Helium thnh các nguyên tố
nặng hơn nh Cacbon, Nito Sau mỗi pha tổng hợp mới năng lợng giải
phóng đợc tăng cờng, sự cân bằng thuỷ tĩnh giữa lực hấp dẫn v bức xạ
của lớp bao đã đẩy lớp bao cùng với khí quyển sao ra ngoi lm tăng kích
thớc của sao. Nhiệt độ khí quyển sao bị phân tán vo môi trờng giữa các
vì sao.Trong khi đó lõi sao tiếp tục co lại, nhiệt độ tăng v trong lõi sao
yiếp tục các pha tổng hợp mới thnh các nguyên tố nặng hơn.. Quá trình
tổng hợp ny sẽ dừng lại ở nguyên tố sắt. Lõi sao trở thnh một sao lùn
trắng hoặc sao neutron tuỳ thuộc vo khối lợng của sao.
Ngoi những sao khổng lồ đỏ, trong vũ trụ có những sao có kích thớc
nhỏ phát ra ánh sáng yếu ớt mu đỏ hoặc nâu đỏ. Chúng gọi l các sao lùn
đỏ hoặc nâu tuỳ thuộc vo mu sắc. Có những sao lùn đen chỉ phát ra ánh
sáng hồng ngoại do nhiệt độ thấp không đủ để châm ngòi cho các phản
ứng tổng hợp hạt nhân.. Những sao lùn đỏ, nâu hoặc đen thờng l những
sao lùn trắng ở giai đoạn cuối của cuộc đời hoặc l những tiền saocó khối
lợng nhỏ hơn 0,8 khối lợng của Mặt Trời. Với khối lợngnhỏ thế chúng
không thể tạo ra đợc nhiệt độ ở tâm để châm ngòi cho các phản ứng hạt
nhân.


Nhng cũng có những sao khổng lồ xanh hoặc trắng. Đây l những sao
có khối lợng lớn v mới ở giai đoạn đầu của quá trình tiến hoá. Một điều
chú ý l những sao có khối lợng cng lớn thì tiến hoá cng nhanh, tức l
tuổi thọ cng ngắn. Mặt Trời của chúng ta l một ngôi sao có khối lợng
trung bình nên sẽ tồn tại trong khảng 10 tỷ năm. Ngợc lại những ngôi sao
có khối lợng lớn chỉ tồn tại trong vi tỷ năm, vi trăm triệu năm, thậm chí
vi chục triệu năm. Nguyên do bởi vì, những sao có khối lợng cng lớn.
nhiệt độ cng cao do đó các phản ứng tổng hợp hạt nhân diễn ra sẽ cng

nhanh v do đó ngôi sao sẽ có tốc độ tiến hoá nhanh. Nh vậy sẽ có tuổi
đời ngắn hơn. Những sao có khối lợng nhỏ có tốc độ tiến hoá chậm chạp,
chúng gặm nhấm nhiên liệu một cách từ tốn.


Các nh thiên văn phân loại phổ sao dựa trên mu sắc của chúng. Các
chữ cái O, B, A, F, G, K, M đợc dùng để biểu diễn phổ sao. Ngoi ra, các
nh thiên văn còn chia thnh các loại phổ chi tiết bằng việc sử dụng các
con số từ 0 đến 9 ứng với mỗi chữ cái. Chẳng hạn, những sao mu xanh
hoặc trắng có nhiệt độ bề mặt cao có loại phổ l O, B nh Rigel (B8) .
Những sao có nhiệt độ bề mặt trung bình nh Mặt Trời có loại phổ l G2.
Còn những sao có nhiệt độ bề mặt thấp thì có phổ l K,M nh Aldebaran
(K5), Betelgeuse (M2)

Biểu đồ H-R đợc dùng để biểu diễn độ sáng v phổ sao. Trên biểu đồ
ny chúng ta nhận thấy có một số đặc trng, trong đó, phần lớn các ngôi
sao đều tập trung thnh một dải gọi l dải thứ tự sao chính. Ngoi ra vùng
phía trên bên trái l tập trung những sao khổng lồ đỏ, vùng phía dới bên
phải tập trung những sao nhỏ sáng l những sao lùn trắng. Những ngôi sao
nằm trên dải thứ tự sao chính thờng l những sao đang ở giữa của quá
trình tiến hoá.


Ngoμi ra, c¸c nhμ thiªn v¨n cßn sö dông biÓu ®å Hyashi ®Ó biÓu diÔn
qu¸ tr×nh tiÕn ho¸ cña sao theo ®é tr−ng vμ khèi l−îng. Nh×n vμo c¸c ®−êng
tiÕn ho¸ Hyashi chøng ta cã thÓ h×nh dung nh÷ng diÔn biÕn chÝnh vÒ c¸c
giai ®o¹n kh¸c nhau trong suèt qu¸ tr×nh tiÕn ho¸cña mét ng«i sao theo
khèi l−îng cña nã.

Phần II: Kính thiên văn v bầu trời

I.Các khái niệm cơ bản
1.Định nghĩa
Kính thiên văn l một dụng cuk quang học có tác dụng khuyếch đại
cờng độ ánh sáng v hình ảnh của thiên thể trên bầu trời. Cócậutạo cơ bản
l một hệ thống quang học gồm một thấu kính hội tụ có tiêu cự di gọi l
vật kính. V một thấu kính hội tụ có tiêu cự ngắn gọi l thị kính. Hệ thấu
kính ny đặt đồng trục v khoảng cách giữa chúng có thể thay đổi đợc.
2.Các thông số cơ bản
Một kính thiên văn gồm một vật kính có tiêu cự F, thị kính có tiêu cự f
(F>f)
-Độ bội giác G l khả năng phóng đại góc của kính thiên văn. các thiên
thể l những đối tợng quan sát ở rất xa (coi nh ở vô cực ). Trong trờng
hợp ny:
G

=
f
F

Độ phóng đại k khi thiên thể ở vô cực k = G

=
f
F

-Độ mở tơng đối R
R=
F
D
D l đờng kính rìa của vật kính, hay độ mở tự do

Tỷ số ny còn đợc coil một trong những thông số quan trọng của
kinh thiên văn. Nó phản ánh khả năng thu thập ánh sáng hay quang lựccủa
kính thiên văn.
Trong thiên văn chụp ảnh ngời ta đa vo một tỷ số gọi l tỷ số tiêu cự
D
F
=F/n
.
ở đây n=
D
F
cng lớn thì n cng nhỏ nó phản ánh tốc độ chụp ảnh
của kính. Cùng một giá trị F, D lớn hơn gọi l tốc độ nhanh hơn. Ngợclại
D nhỏ hơn gọi l tốc độ chậm hơn.
-Độ phân giải l khả năng phân ly đợc hai điểm ảnh gần nhau nhất
của đối tợng quan sát.
Độ phân giả của kính thiên văn phu thuộc vo đờng kính D của vật
kính v bớc sóng quan sát.
=1,22
D

radian
Trong vùng phổ khả kiến lấy trung bình = 0,52m
=
D
"12

Nh vậy D cng lớn thì cng nhỏ. Tức l kính cng phân biệt đợc hai
điểm ảnh cng gần, hay ta gọi l kính có độ phân giải cng cao.
-Độ chói của ảnh phụ thuộc vo lợng ánh sáng của thiên thể qua vật

kính. Tức l phụ thuộc vo diện tích S của vật kính S=D
2
. Nh vậy độ chói
tỷ lệ thuận với D
2
.
Do thông lợng ánh sáng của thiên thể quavật kính có đờng kính D l
không đổi. Độ sáng ảnh của thiên thể trên mặt phẳng tiêu cũng không đổi
với một tiêu cự F nhất định.

Vì vậy, nếu dùng thị kính có độ phóng đại cng lớn (f nhỏ) thì ảnh sẽ
cng lớn nhng sẽ cng tối/ Hoặc nếu tăng tiêu cự F của vật kính thì hiện
tợng cũng xảy ra tơng tự.
Độ sáng E= k
2






F
R

R l bán kính rìa của vật kính
k l một hệ số
-Thị trờng l khoảng cách góc vùng không gian quan sát đợcqua kính
thiên văn. Thị trờng phụ thuộc vo tiêu cự của vật kính v thị kính.

+Với thị kính có tiêu cự cố định thì vật kính có tiêu cự cng nhỏ thì thị
trờng cng lớn.
+Với vật kính có tiêu cự có định thì thị kính có tiêu cự cng lớn thị
trờng cng lớn.
Kết luận: Khi chế tạo kính thiên văn bao giờ ngời ta cũng cố gắng lm
tăng tất cả các hệ số trên. Đặc biệt, hệ số no cũng liên quan đến đờng
kính của vật kính. Đờng kính của vạt kính cng lớn độ phân giải, quang
lực, độ phóng đại cng lớn.
II.Phân loại kính thiên văn
Kính thiên văn đợc chia lm hai loại chính: Kính thiên văn khúc xạ v
kính thiên văn phản xạ. Ngoi ra, các nh thiên văn còn kêt hợp tính chất
của cả hai loại kính trên thnh kính thiên văn khúc phản xạ.
1.Kính thiên văn khúc xạ
Chiếc kính thiên văn khúc xạ hon chỉnh đầu tiên đợc tạo bởi Galileo
Galile. Từ đó đến nay, kính thiên văn khúc xạ đã đợc cải tiến v hon
thiện hơn rất nhiều với những thiết bị điện tử hiện đại v tinh vi.
Nhìn chung kính thiên văn khúc xạ có nguyên lý cấu tạo khá đơn giản.
Vật kính của loại kính ny l một thấu kính hội tụ ( ngy nay ngời ta sử
dụng các hệ kính tiêu sắc). Hình ảnh của thiên thể đợc tạo bởi vật kính
nằm trên mặt phẳng tiêu. Các nh thiên văn sử dụng các thị kính phóng đại
để quan sát hình ảnh đó trên mặt phẳng tiêu.
Kính khúc xạ có u điểm: dễ điều chỉnh các sai lệch trong điều khiển, ít
nhạy với độ cong của vật kính, vật kính ử dụng đợc lâu di. Bên cạnh đó
còn tòn tại nhiều nhợc điểm: Có sắc sai, độ mở nhỏ, hấo thụ các sóng
ngắn nh tia tử ngoại, khó chế tạo đợc vật kính lớn, kồng kềnh dẫn đến sai
lệch.
Kính thiên văn khúc xạ đã thống trị suốt một giai đoạn di trong lich sử
khoa học. Nhng do loại kính ny còn tồn tại những hạn chế ơ bản cho

nên đến năm 1671, Newton đã đề xuất ra một loại kính thiên văn mới. Kính
thiên văn phản xạ.
2.Kính thiên văn phản xạ
Sự khác biệt duy nhất giữa kính thiên văn khúc xạv kính thiên văn
phản xạ l vật kính. Đối với kính thiên văn khúc xạ, vật kính l thấu kính,
còn với kính thiên văn phản xạ, vật kính lại l một gơng cầu lõm.
Nguyên lý lm việc của kính thiên văn phản xạ cũng giống nh đói với
kính thiên văn khúc xạ. Hình ảnh của thiên thể đợc tạo bởi vật kính l
gơng cầu lõm nằm trên mặt phẳng tiêu. Sau đó dùng thị kính để quan sát
hình ảnh ny.
Kính thiên văn phản xạ có u điểm: không có sắc sai, độ mở lớn, kích
thớc nhỏ hơn kính khúc xạ.
Laọi kính ny có nhợc điểm: hình ảnh thu đợc rát nhạy với những
biến dạng của gơng do tác động cơ học hoặc do sự giản nở nhiệt, sai số
lớn hơn.
Để hạn chế các nhợc điểm của kính phản xạ. Các nh khoahọc đã cải
tiến v kết hợp với một số u điểm của kính khúc xạ để cho ra đời các hệ
kính thiên văn mới nh: kính thiên văn Schmidt, kính thiên văn Cassegrain,
kính thiên văn Maksutov, kính thiên văn Coude, kính thiên văn Schmidt-
Cassegrain.
Những kính thiên văn thé hệ mới ny ngoi vậtkính l gơng cầu lõm
còn kết hợp một thấukính có kết cấu phức tạp với các mặt cong khác nhau
hoặc giống nhau để khử cầu sai. Đặc biệt kính Schmidt-Cassegrain có thể
khắc phục đợc cả cầu sai v sắc sai. Kính thiên văn khoa VậtLý, ĐHSP
H Nội l loại kính thuộc hệ kính Schmidt-Cassegrain.

III.Nguyên lý lm việc v cấu tạo của kính thiên văn hiện đại
1.Hiện t
ợng khúc xạ ánh sáng. Đờng đi của tia sáng qua thấu
kính

a.Hiện tợng khúc xạ ánh sáng: Hiện tợng tia sáng truyền qua mặt
phân cách giữa hai môi trờng có chiết quang khác nhat bị gãy khúc độ
ngọt tại mặt phẳng phân cách giữa hai môi trờng gọi lmhiện tợng khúc
xạ ánh sáng.





r
i
n
1
n
2









Hai môi trờng có chiết quang lần lợt l n
1
, n
2
. Chiết suất tỷ đối của
môi trờng 2 dối với môi trờng 1 l n

21
:
n
21
=
1
2
n
n


r
i
sin
sin
= n
21
b.Lăng kính: Lăng kính l một môi trờng trong suốt có chiết suất nhất
định ( thuỷ tinh hữu cơ, thạch anh,) hình trụ đứng với tiết diện thẳng l
một hình tam giác.
-Đờng đi của tia sáng qua lăng kính


-Lăng kính phản xạ ton phần có thiết diện thẳng đứng l mọt tam giác
vuông

Do tính chất của lăng kính phản xạ ton phần, hầu hết các kính thiên
văn ngy nay đều sử dụng nó để thay thế cho gơng phẳng dùng trong các
bộ phận đổi chiều hình ảnh.
c.Thấu kính v đờng đi của tia sáng qua thấu kính

Thấu kính đợc coi l tập hợp vô số lăng kính nhơ ghép sát nhau theo
một trật tự nhất định có nguyên tắc. Thấu kính đợc giới hạn bởi mặt cầu
hoặc phẳng.
-Thấu kính hội tụ
-Thấu kính phân kỳ
2.Hiện tợng phản xạ. Đờng đi của tia sáng qua gơng cầu
a.Hiện tợng phản xạ: Hiện tợng tia sáng gặp bề mặt nhẵn đổi hờng
trở về môi trờng cũ gọi l hiện tợng phản xạ.

ii







Gơng phẳng l một bề mặt phản xạ

i= i i: góc tới
i: góc phản xạ
b.Đờng đi của tia sáng qua gơng cầu
Gơng cầu l tập hợp vô số các gơng phẳng nho ghép sát với nhau
theo một trật tự có quy tắc.
-Gơng cầu lõm
-Gơng cầu lồi
Công thức gơng cầu: F =
2
R
R: bán kính gơng

Chú ý: Ngời ta còn chế tạo ra các loại gơng cầu khác nhau phục vụ
cho các mục đích khác nhau: gơng parabol, gơng elip Đc biệt trong
thiên văn, do hiện tợng cầu sai, các nh thiên văn sử ụng các gơng
parabol để thay thế cho các gơng cầu tròn trong một só trờng hợp.
3.Hiện tợng tán sắc ánh sáng. Hệ kính tiêu sắc
a.Hiện tợng tán sắc ánh sáng: Hiện tợng ánh sáng có bớc sóng khác
nhau khi đi qua cùng một môi trờng chiết quang sẽ bị lệch (khúc xạ)
những góc khác nhau gọi l hiện tợng tán sắc ánh sáng.
Các bớc sóng có bớc sóng cng di góc khúc xạ cng nhỏ. Nh vậy,
trong vùng phổ khả kiến , ánh sáng đỏ bị lệch ít nhất trong khi anhsangs
tím có buớc cóng ngắn hơn bị lệch nhiều nhất.


ánh sáng trắng khi đi qua lăng kính bi phân tích thnh các thnh phần
đơn sắc có bớc sóng khác nhau. Lăngkính có tác dụng tán sắc ánh sáng.
b. Hệ kính tiêu sắc
Do hiệntợng tán sắc ánh sáng, hơn nữa coi thấu kính l một hệ thống
gồm vô số các lăng kính nhỏ ghép sát nhau. Vì vậy, cho nên khi chiếu
một chùm sáng trắng song song qua một tháu kính thi ánh sáng với các
bớc sóng khác nhau sẽ khônghội tụ tại cùng một điểm. Nh vậy, hình ảnh
thu đợc trên mặt phẳng tiêu sẽ không phải l một điểm sáng trắng m l
tạo thnh một hình ảnh gồm có các vòng mu biến thiên từ đỏ đến tím.
Hiện tợng ny gọi l sắc sai.
Trong thiên văn, để có đợc một hình ảnh trung thực, rõ nét chúng ta
phải hạn chế sắc sai trong hệ quang học đợc lắp đặt trong kính thiên văn.
Một phơng pháp hiệu quả l sử dụng các hệ kính tiêu sắc. Các hệ kính ny
bao gồm các thấu kính hội tụ v phân kỳ ghép sát với nhau. Các thấu kính
ny đợc chế tạo theo các thông số đã đợc tính chính xác,thích hợp để
khử sắc sai. Với hệ kính iêu sắc, các ánh sáng có bớc sóng khác nhau của
một chùm sáng trắng song song sau khi đi qua hệ kính tiêu sắc sẽ hội tụ tại

cùng một điểm trên mặt phẳng tiêu.
Tất cả các kính thiên văn ngy nay đều sử dụng hệ kính tiêu sắc lm vật
kính hoặc thị kính. Chúng ta chỉ có thể hạn chế chứ không thể khử hon
ton sắc sai trong kính thiên văn.
3.Hiện tợng cầu sai v nhiễu xạ
a.Hiện tọng cầu sai
Hiện tợng cầu sai l hiện tợng các tia sáng khi đi qua vậtkính l thấu
kính hoặc dgơng cầu. Tia sáng no cng xa quang tâm (hay cng gần rìa)
thì hội tụ cng gần vật kính hơn.


Để khắcphục hiện tuợng cầu sai, đối với kính thiên văn khúc xạ, ngời
ta dùng các thấukính ó cấu tạo phức tạp với các mặt cong khác nhau. Đối
với kính phản xạ thay vì dùng gơng cầu tròn thì nguời ta thay thế bằng các
gơng parabol.
b.Hiện tợng nhiễu xạ
Do bản chất của ánh sáng có tính chất sóng. ánh sáng từ một nguồn
điểm trên bầu trời sau khi đi qua kính thiên văn sẽ cho ta ảnh của nguồn
điểm sáng đó. ảnh điểm ny không phải l một điểm sáng m l một hình
tròn nhỏ có các mu xung quanh. đây không phải do tán sắcm l do hiẹn
tợng nhiễu xạ. Hiện tợng nhiễu xạ lm giảm khả năng phân giải của
kính.Chúng ta rất khó khử đợc hiên tợng nhiễu xạ ngay cả đối với các
kính thiên văn hiện đại. Để tăng độ phân giải chúng ta chỉ còn cách tăng
đờng kính của vật kính.
IV.Cấu tạo của kính thiên văn hiện đại




V.Hệ thống nâng đỡ v điều chỉnh ống kính. các phơng pháp đặt

kính thiên văn
1.Hệ thống nâng đỡ v điều chỉnh ống kính (giá kính)
Để quan sát v chụp ảnh thiên thể, chúng ta cần đặt kính tại một vị trí
nhất định vừa để cố định kính, vừa để điều chỉnh kính bám sát thiên thể
trong suốt quá trình quan sát. Để lm đợc việc ny, các kính thiên văn cần
có một hệ thống nâng đỡ v điều chỉnh kính, hay giá kính.
Hệ thống nâng đỡ v điều chỉnh kính l một bộ phận quan trọng của
kính thiên văn. Nó có tác dụng cố định vị trí đặt kính, giữ kính cân bằng v
điều chỉnh ống kính hớng chính xác vo thiên thể trong suốt quá trình
nghiên cứu. Trong hệ thống nâng đỡ v điều chỉnh kính, kính thiên văn có
thể quay quanh quanh hai trục đặt vuông góc với nhau.
Đối với các kính thiên văn hiện đại, hệ thống ny còn có nhiều chức
năng khác nữa đợc trang bị với hệ thống điện tử v máy tính tinhvi v
phức tạp.
2.Các phơng pháp đặt kính thiên văn
Có hai phơng pháp đặt kính thiên văn: Đặt kính theo hệ toạ độ đờng
chan trời v đặt kính theo hệ toạ độ xích đạo trời.