nghiên cứu quang phổ thiên thể lắp đặt hệ phổ kế chụp phổ thiên thể vùng khả kiến

BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO
TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP. HỒ CHÍ MINH

Nguyễn Phước

NGHIÊN CỨU QUANG PHỔ THIÊN THỂ LẮP
ĐẶT HỆ PHỔ KẾ CHỤP PHỔ THIÊN THỂ VÙNG
KHẢ KIẾN

LUẬN VĂN THẠC SĨ VẬT LÍ

Thành phố Hồ Chí Minh - 2013


BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO
TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP. HỒ CHÍ MINH

Nguyễn Phước

NGHIÊN CỨU QUANG PHỔ THIÊN THỂ LẮP
ĐẶT HỆ PHỔ KẾ CHỤP PHỔ THIÊN THỂ VÙNG
KHẢ KIẾN

Chuyên ngành: Vật lí nguyên tử
Mã số: 60 44 01 06
LUẬN VĂN THẠC SĨ VẬT LÍ
NGƯỜI HƯỚNG DẪN KHOA HỌC:
TS. Cao Anh Tuấn

Thành phố Hồ Chí Minh - 2013

LỜI CẢM ƠN
Trong suốt quá trình thực hiện luận văn, tôi đã nhận được nhiều sự giúp đỡ tận tình, chu
đáo và tỉ mỉ với tinh thần khoa học và trách nhiệm cao của Thầy/Cô trong khoa Vật Lý và tổ
Vật Lý Ứng Dụng trường Đại học Sư Phạm TP. Hồ chí Minh. Tôi xin gửi lời biết ơn chân
thành và kính trọng nhất đến TS. Cao Anh Tuấn không chỉ là Thầy hướng dẫn khoa học đã tận
tình hướng dẫn, động viên và truyền đạt kinh nghiệm quý báu trong nghiên cứu khoa học. Bên
cạnh đó, Thầy đã tạo những điều kiện tốt nhất để tôi sớm hoàn thành luận văn. Thầy TS.
Nguyễn Lâm Duy và các Thầy/Cô phòng thực hành Quang học, Cơ Nhiệt đã tận tình giúp đỡ
và tạo điều kiện thuận lợi để tôi thực hiện chế tạo máy quang phổ. Thầy PGS. TSKH Lê Văn
Hoàng đã tận tình định hướng, giúp đỡ tôi trong quá trình chọn đề tài. Tôi cũng cũng bày tỏ
tấm lòng biết ơn sâu sắc đến quý Thầy/Cô đã truyền đạt kiến thức trong quá trình học, Phòng
sau Đại Học, Khoa Vật Lý trường Đại Học Sư Phạm TP. Hồ Chí Minh đã tạo điều kiện thuận
lợi và giúp đỡ nhiệt tình trong suốt thời gian thực hiện luận văn. Cảm ơn bạn bè của tôi đã động
viên tôi. Cuối cùng, con xin gửi lời biết ơn chân thành tới ba, mẹ đã tạo điều kiện thuận lợi nhất
để con hoàn thành việc học và làm luận văn tốt nhất.

1


MỤC LỤC
LỜI CẢM ƠN ................................................................................................................... 1
MỤC LỤC ......................................................................................................................... 2
BẢNG CÁC CHỮ VIẾT TẮT......................................................................................... 4
MỞ ĐẦU............................................................................................................................ 5
CHƯƠNG 1: TỔNG QUAN ............................................................................................ 7
1.1. Ứng dụng phân tích phổ trong thiên văn ....................................................................... 7
1.1.1. Xác định nguyên tố từ phổ vạch................................................................................... 7
1.1.2. Đặc điểm của phổ vạch ................................................................................................ 7
1.1.3. Xác định đặc điểm hạt bụi từ phổ vạch ...................................................................... 10

1.2. Dịch chuyển electron và nguyên tắc thu ảnh phổ của CCD ....................................... 13
1.2.1. Dịch chuyển electron hình thành vạch phổ ................................................................ 13
1.2.2. Nguyên tắc thu ảnh phổ của CCD .............................................................................. 15
1.3. Các loại máy quang phổ ................................................................................................. 16
1.3.1. Máy quang phổ lăng kính ........................................................................................... 16
1.3.2. Máy quang phổ cách tử .............................................................................................. 17
1.4. Các hiện tượng truyền sai lệch trong quang học ......................................................... 25
1.4.1. Sắc sai coma ............................................................................................................... 25
1.4.2. Sự uốn cong trường nhìn ............................................................................................ 27
1.5. Kết luận chương 1 ........................................................................................................... 27

CHƯƠNG 2: LẮP ĐẶT HỆ PHỔ KẾ VÙNG KHẢ KIẾN ....................................... 28
2.1. Lắp đặt hệ phổ kế............................................................................................................ 28
2.1.1. Nghiên cứu thực nghiệm nhiễu xạ qua cách tử với đèn hơi thủy ngân ...................... 28
2.1.2. Các đại lượng đặc trưng của máy quang phổ ............................................................. 29
2.2. Máy quang phổ dùng cách tử truyền qua .................................................................... 34
2.2.1. Sơ đồ quang học ......................................................................................................... 34
2.2.2. Thông số kính thiên văn, máy chụp CCD .................................................................. 34
2.2.3. Máy quang phổ ........................................................................................................... 35
2.3. Máy quang phổ dùng cách tử phản xạ.......................................................................... 42
2.3.1. Sơ đồ quang học ......................................................................................................... 42
2.3.2. Bố trí thiết bị .............................................................................................................. 43
2


2.4. Kết luận chương 2 ........................................................................................................... 44

CHƯƠNG 3: KẾT QUẢ VÀ XỬ LÝ ........................................................................... 46
3.1. Kết quả chụp ................................................................................................................... 46
3.1.1. Sử dụng máy quang phổ cách tử truyền qua .............................................................. 46

3.1.2. Sử dụng máy quang phổ cách tử phản xạ................................................................... 46
3.2. Xử lý ảnh phổ .................................................................................................................. 46
3.2.1. Trích xuất dữ liệu trên phổ ......................................................................................... 47
3.2.2. Hiệu chỉnh bước sóng với nguồn tham khảo.............................................................. 53
3.3. Kết luận chương 3 ........................................................................................................... 61

KẾT LUẬN VÀ KIẾN NGHỊ........................................................................................ 62
TÀI LIỆU THAM KHẢO ............................................................................................. 63
PHỤ LỤC ........................................................................................................................ 65

3


BẢNG CÁC CHỮ VIẾT TẮT
Chữ viết tắt
A/D

Tiếng Việt
Bộ chuyển đổi tín hiệu điện

Tiếng Anh
Anolog – To - Digital

thành tín hiệu số
FWHM

Độ rộng tại nửa chiều cao cực

Full With At Half Maximum

đại
Bộ tích điện kép

Charge – Coupled Devices

Đĩa CD

Đĩa Quang

Compact Dise

HN

Hồng ngoại

Infrared

TN

Tử ngoại

UV

Phân tử hydrocarbon thơm đa

Polycyclic Aromatic

vòng

Hydrocarbons

CCD

PAH

4


MỞ ĐẦU
Việc tìm hiểu các đặc điểm của các đối tượng thiên văn thông qua quang phổ của chúng là
phương pháp đáng tin cậy và trở nên thông dụng đối với các nhà thiên văn. Các công trình
nghiên cứu trên thế giới liên quan đến chế tạo hệ phổ kế và dùng để chụp phổ sao, hành tinh,
thiên hà, ngân hà đã được thực hiện. Hệ phổ kế đã được sản xuất và bán trên thế giới. Quang
trắc thiên văn ở Việt Nam bắt đầu được phát triển ở các trường Đại Học và các câu lạc bộ thiên
văn, nhưng việc nghiên cứu quang phổ thiên thể qua hệ phổ kế thì chưa bắt đầu. Luận văn được
thực hiện với mục tiêu lắp đặt hệ phổ kế dùng hệ tán sắc là cách tử truyền qua và cách tử phản
xạ. Kết nối máy quang phổ với kính thiên văn Takahashi EM 200 và máy chụp CCD ST7 để
thu ảnh phổ của thiên thể. Để tìm được các vạch phổ phát xạ và hấp thụ của đối tượng nghiên
cứu, chúng tôi dùng phần mềm IRAF để xử lý và phân tích phổ thu được từ hệ phổ kế tự tạo.
Thực hiện chụp phổ với nguồn chuẩn đèn hơi thuỷ ngân đã biết các đỉnh năng lượng, dùng
phần mềm IRAF hiệu chỉnh phổ của đối tượng chụp giúp xác định các vạch phổ trên hệ trục
bước sóng – cường độ, từ đó chúng tôi thu được các vạch phổ hydro của đối tượng.
Đối tượng nghiên cứu của luận văn là quang phổ thiên thể như sao, hành tinh, thiên hà,
lắp đặt máy quang phổ và phần mềm IRAF.
Phương pháp nghiên cứu của luận văn là thực nghiệm.
Nội dung của luận văn bao gồm:
Phần mở đầu: giới thiệu chung về nhiệm vụ của luận văn.
Chương 1: tổng quan về cơ sở lý thuyết để thực hiện đề tài.
Chương 2: nghiên cứu thực nghiệm lắp đặt hệ phổ kế, kết nối với kính thiên văn và máy
chụp. Lắp đặt máy quang phổ dùng cách tử truyền qua và cách tử phản xạ.

Chương 3: kết quả chụp và xử lý phổ.
Sử dụng máy quang phổ cách tử truyền qua thu phổ của mặt trăng thực hiện xử lý, phân
tích, so sánh để tìm các đặc điểm của đối tượng.
Phần kết luận: nêu lên kết quả chính, các đóng góp của luận văn và các vần đề cần tiếp tục
nghiên cứu.
Ý nghĩa khoa học của đề tài là dựa trên nghiên cứu thực nghiệm để lắp đặt một máy quang
phổ dùng cách tử và xử lý phổ qua phần mềm IRAF với nguồn phổ chuẩn là đèn hơi thuỷ ngân.
5


Ý nghĩa thực tiễn của luận văn là góp phần xây dựng lắp đặt máy quang phổ, sử dụng để
chụp phổ thiên thể và phân tích quang phổ qua phần mềm IRAF.

6


CHƯƠNG 1: TỔNG QUAN
1.1. Ứng dụng phân tích phổ trong thiên văn
1.1.1. Xác định nguyên tố từ phổ vạch
Các nguyên tố hoá học có trong lòng ngôi sao và khí xung quanh chúng, sẽ cho một quang
phổ liên tục nếu như không bị bất cứ nguyên tố nào hấp thụ trên đường đi đến thiết bị ghi.
Thực tế, bức xạ từ ngôi sao hay bất cứ thiên thể nào đều phải đi qua một vùng khí quyển dày
đặc mới đến được ống kính của kính thiên văn. Khi bức xạ của ngôi sao đi qua nhiều tầng khí
sẽ bị các nguyên tố có trong đó hấp thụ. Các photon còn lại được CCD thu nhận và cho quang
phổ vạch hấp thụ của các nguyên tố thuộc ngôi sao. Mỗi vạch phổ trong quang phổ của đối
tượng là các nguyên tố hoá học có trong đối tượng đó hoặc khí quyển của chúng. Tuỳ theo máy
quang phổ hoạt động trong vùng nào mà ta thu được quang phổ trong vùng đó. Các dãy quang
phổ thu được gồm dãy Lyman trong vùng tử ngoại, dãy Balmer trong vùng tử ngoại và vùng
khả kiến, dãy Paschen trong vùng hồng ngoại. Trong vùng khả kiến của dãy Balmer có các
vạch: vạch đỏ Hα (λα = 6576Å), vạch lam Hβ (λβ = 4871Å), vạch chàm Hγ (λγ = 4349Å), vạch

tím Hδ (λδ = 4110 Å).
1.1.2. Đặc điểm của phổ vạch
Độ rộng và cường độ sáng của vạch phổ sao thường do ảnh hưởng của áp suất khí. Khi áp
suất càng tăng thì quang phổ của ngôi sao càng mờ và có vạch phổ mở rộng, lý do chính là mật
độ ngày càng tăng của khí quyển sao làm giảm độ sáng, tức là ngôi sao trở nên nhỏ hơn, ít sáng
và khí dày đặc hơn.
Giá trị độ rộng tương đương (EW) là phép đo liên quan đến diện tích vạch phổ. Diện tích
vạch phổ (là diện tích được giới hạn bởi đường biểu diễu cường độ liên tục Ic và đỉnh phổ) có
giá trị bằng diện tích hình chữ nhật với độ sâu bão hòa (ở đó có Ic = 1). Độ rộng tương đương
của vạch phổ được tính bằng: EW = Diện tích phổ/Ic
Giá trị EW được đo tại vạch phổ, thông thường Ic = 1 [9]. Phép toán chính xác để đo độ
λ2

rộng vạch phổ: EW = ∫

λ1

Ic − I λ
.d λ
Ic

(1.1)

7


Trong đó Ic là cường độ liên tục hay mức liên tục, Iλ giá trị cường độ của vạch phổ phụ
thuộc vào hàm bước sóng Iλ = f(λ).
Giá trị EW của vạch hấp thụ: được tính theo công thức (1.1) và quan hệ đến cường độ liên
tục Ic, EW tương ứng là tổng thông lượng bức xạ của vạch hấp thụ bị mất từ bức xạ. Giá trị

EW của vạch phát xạ: có liên hệ đến mức liên tục Ic, giá trị EW của đỉnh phổ tương ứng với
toàn bộ thông lượng bức xạ.
Quy ước về giá trị EW: giá trị EW của vạch hấp thụ được quy ước giá trị dương (+), vạch
phát xạ có giá trị âm (-).
Với Wλ độ rộng vạch tại giá trị bước sóng λ và được tính bằng

EW

λ

.

Dịch chuyển đỏ là một ví dụ về hiệu ứng Doppler. Khi nào một nguồn ánh sáng di chuyển
ra xa khỏi một người quan sát thì xảy ra sự dịch chuyển đỏ. Dịch chuyển đỏ được nhìn thấy do
sự mở rộng của vũ trụ, nguồn ánh sáng đủ xa (lớn hơn vài triệu năm ánh sáng). Dịch chuyển đỏ
tương ứng với tốc độ gia tăng khoảng cách của chúng so với Trái đất, nó dễ quan sát trong sự
chuyển động của đối tượng ra khỏi trường hấp dẫn. Khi di chuyển đối tượng phát sáng lại gần
người quan sát hoặc di chuyển nguồn bức xạ điện từ vào trường hấp dẫn thì thu được sự giảm
bước sóng gọi là hiệu ứng dịch chuyển xanh. Khi chụp phổ của ngôi sao qua nhiều lần chúng ta
sẽ quan sát được hiệu ứng dịch chuyển đỏ, tức là quang phổ của ngôi sao sẽ dịch về phía bước
sóng dài từ đó chứng tỏ ngôi sao đang dịch chuyển ra xa dần chúng ta.

Cường độ I

Cường độ liên tục Ic =1
Diện
tích
đỉnh
phổ

λ
Hình 1.1. Diện tích vạch phổ

8


Hình 1.2. Hiệu ứng Doppler
Có thể xác định độ lệch đỏ qua các vạch hấp thụ, vạch phát xạ hay cường độ vạch phổ từ
quang phổ của ngôi sao. Từ các dữ liệu đó chúng ta đi so sánh chúng với các quang phổ của
hợp chất hoá học khác nhau mà được xác định trong phòng thí nghiệm. Phổ biến nhất là
nguyên tố hydro, chúng ta thu được các vạch hydro từ quang phổ của mặt trời và so sánh với
quang phổ thu được của một đối tượng xa Trái Đất (khoảng vài triệu năm ánh sáng), nếu các
vạch hydro của đối tượng có sự dịch chuyển về vùng bước sóng dài thì chứng tỏ đối tượng dịch
chuyển ra xa chúng ta.
Dịch chuyển đỏ và dịch chuyển xanh có thể được xác định qua sự khác nhau giữa bước
sóng thu được từ người quan sát và của đối tượng. Trong thiên văn học, độ dịch chuyển đỏ
được đặt là z. Công thức tính độ dịch chuyển đỏ z:
z
=

f qs − f np
λqs − λnp
hay z
=
f np
λnp

(1.2)

Độ dịch chuyển đỏ liên quan đến đại lượng FWHM.

Giá trị FWHM (Å) là độ rộng vạch tại nữa chiều cao của cường độ đỉnh. Độ rộng vạch phổ
phụ thuộc vào nhiệt độ, áp suất, mật độ và sự quay của khí quyển quanh ngôi sao. Nó thường
sử dụng trong phương trình để xác định vận tốc quay của ngôi sao. Độ rộng vạch được xác định
trong hầu hết trường hợp tại bước sóng ∆λ khác nhau. Để xác định tốc độ quay và sự giản nở,
FWHM cũng được thể hiện là giá trị vận tốc theo hiệu ứng Doppler. Được xác định qua biểu
thức vận tốc dịch chuyển đỏ:
v = FWHM .

c

λ

(km / s )

(1.3)

Giá trị FWHM của quang phổ được xác định qua biểu thức [9]:
FWHM2 = FWHM2đo – FWHM2thiet bi

9


Trong đó:

FWHM thiet bi =

λ
R.

Theo Hanuschik [9], vận tốc tự quay của ngôi sao qua vạch Hα được xác định:

v sin i ≈

FWHM Hα − 50 km / s
1, 4

(1.4)

Và qua vạch Hβ và Fe II (5317Å, 5169Å, 6384Å, 4584Å).
v sin i ≈

FWHM H β , FeII − 30 km / s
1, 2

(1.5)

1.1.3. Xác định đặc điểm hạt bụi từ phổ vạch
Để xác định đặc điểm của bụi sao, người ta phân tích phổ hồng ngoại của chúng. Lý thuyết
được chấp nhận phổ biến nhất là nguồn gốc của phổ hồng ngoại phát sinh từ những phân tử
hydrocacbon thơm (PAH). Từ những quan sát thực hiện bởi các đài thiên văn vũ trụ hồng ngoại
và kính thiên văn vũ trụ Spitzer, Kwok, Zhang đã chứng tỏ rằng quang phổ hồng ngoại không
thể giải thích nếu xem cấu tạo bụi sao là từ các phân tử PAH. Nên các nhà nghiên cứu đề xuất
các chất tạo ra những phát xạ hồng ngoại này có cấu trúc hóa học phức tạp.
Không chỉ ở các bụi sao mà còn ở không gian giữa các sao và các thiên hà, dấu hiệu của
các phổ hồng ngoại là các phân tử hydrocacbon thơm và các hợp chất phức tạp hơn. Các hợp
chất hữu cơ này được tạo ra từ các bụi sao hình thành từ trong những vụ nổ gọi là sao mới,
những hợp chất này có cấu trúc tương tự như hợp chất hữu cơ phức tạp tìm thấy ở các thiên
thạch.
Bụi vũ trụ tìm thấy trong một đĩa sao nguyên thủy sẽ trải qua những thay đổi về kích thước
trung bình và thành phần hóa học. Phổ hồng ngoại là vùng có nhiều thay đổi do các loại bụi nên
có thể sử dụng phổ hồng ngoại để xác định kích thước và hình dạng của các hạt bụi. Có nhiều

loại bụi như silicat, hydrocacbon thơm, olivne, pyroxene, forsterite, enstatite.

10


Nghiên cứu phổ hồng ngoại của một số ngôi sao
cho thấy tinh thể silicat không kết tinh phát xạ mạnh
trong khoảng từ 9,7 µm đến 18µm, hình dáng dãy và
cường độ rất giống với phổ của môi trường liên sao.
Những đối tượng khác phát xạ yếu tại 9,2 µm; 10,6
µm; 11,3 µm phụ thuộc vào tinh thể silicat kết tinh.
Một nhóm những ngôi sao không phát xạ silicat
nhưng phát xạ mạnh PAH ở các bước sóng 3,3 µm;
6,2 µm; 7,7 µm; 8,6 µm và 11,3 µm, như Hình 1.3.
Phổ của nhiều ngôi sao cho thấy có sự kết hợp giữa
silicat và PAH.
bậc tại 9,2 µm và 10,6 µm là do enxtalit. Quang phổ
của ngôi sao HD 100546 thì chiếm ưu thế của
foxterit kết tinh. Rõ ràng bản chất của bụi kết tinh

Thông lượng

Hầu hết tất cả ngôi sao đều có cấu trúc phổ nổi

thay đổi rất lớn cả về thành phần và cấu tạo của bụi.
Có bốn ngôi sao HD 97048, HD 100453, HD

Hình 1.3. Hệ số hấp thụ khối lượng của

135344 và HD 169142 tất cả đều không bức xạ

các mẫu được sử dụng trong quá trình

silicat, phổ của chúng phản ánh bức xạ PAH tại 10

làm khớp. Sử dụng hạt với khối lượng

µm. Sự mất mát bức xạ silicat thì hầu như được giải

bán kính tương đương 0,1 mm (đường

thích một cách rõ ràng với giả định có nhiều hạt

liền) và 1,5 mm (đường nét đứt)

silicat trong khoảng từ 10 đến 20 AU của đĩa sao
[10]. Có sự tương quan giữa tỷ lệ phổ tại bước sóng 11,3 µm và 9,8 µm. Nếu tỷ lệ phổ

11,3
9,8

thấp có phổ hình tam giác với đỉnh phổ tại bước sóng 10 µm thì chứa nhiều bụi silicat. Nếu tỷ
lệ đó cao thì phổ có hình thoi chứa ít bụi silicat [10].
Như vậy việc xác định số lượng hạt bụi silicat có đơn vị đo là tỷ lệ phổ tại bước sóng 11,3
µm và 9,8 µm. Thành phần phổ biến trong cấu tạo của bụi là SiO2, từ các thí nghiệm trong
phòng thí nghiệm cho rằng silicat vô định hình được tích tụ thành quặng silicat mange do nhóm

11

olivin và SiO2 hình thành [10]. Vì vậy SiO2 là một trong các thành phần trong bụi giữa các
hành tinh.
Hình dáng và cấu trúc của hạt bụi đóng vai trò quan trọng trong việc xác định hình dạng
phổ phát xạ. Giả sử các hạt có dạng hình cầu đồng chất cho nên nguyên lí Mie được sử dụng để
tính hệ số hấp dẫn khối lượng của hạt thành phần. Một giả định là kích thước các hạt nhỏ hơn
bước sóng của bức xạ (giới hạn Rayleigh), trong trường hợp này nó là một phép toán để áp
dụng phân bố liên tục elipsoid [6]. Hơn nửa, so sánh giữa cách tính hệ số hấp dẫn khối lượng
của tinh thể silicat với các phép đo cho thấy chúng ta không thể coi hạt có dạng hình cầu đồng
chất được [10]. Theo Min cho rằng tính chất hấp thụ của các hạt có thể chia hạt làm hai loại,
hình cầu đồng chất đặc và hình cầu rỗng.
Các hạt bụi trong môi trường xung quanh thiên hà phần lớn có phân bố kích thước khá
rộng. Trong vùng 10 µm hạt bụi có khối lượng tương đương với bán kính lên đến vài µm. Sự
đa dạng của các hình dáng quang phổ có thể phù hợp với hai kích thước của hạt là kích thước
hạt nhỏ có khối lượng vật chất tương đương hình cầu bán kính 0,1 µm và kích thước lớn có bán
kính 1,5 µm.
Đối với quá trình phát triển của hạt: phân tích phổ hồng ngoại của muội than như Hình 1.4
[16] cho thấy cường độ và hình dạng của dải liên tục phải bắt nguồn từ độ dài của mạng cacbon
và sự xuất hiện của những đơn vị nhân thơm với những kích cỡ khác nhau trong mạng cacbon.
Theo [16] cho thấy rằng dải được tìm thấy ở 6,2 micromet khi tỉ lệ NCH thơm/ NCHn mạch
thẳng lớn hơn hay bằng 10, vị trí dải 6,2 micromet phản ánh vật chất được cấu tạo chủ yếu bởi
những đơn vị nhân thơm hoặc những cụm nhân thơm được nối với nhau bởi rất ít cầu chất
mạch thẳng.

12


Hấp thụ bình thường

Bước sóng (µm)
Dao động

CH

Dao động
C=C

Hấp thụ bình thường

Số sóng (cm-1)
Phổ bẽ cong của
C=C và CH

Dao động
C=C và CH

Số sóng (cm-1)
Hình 1.4. Quang phổ muội than trong phòng thí nghiệm
Đối với hạt bụi, trong giai đoạn đĩa sao hoạt động. Bụi không đóng góp đáng kể cho khối
lượng đĩa trong giai đoạn này. Tuy nhiên, bức xạ nhiệt phát ra từ bụi là quá trình chiếu ưu thế
trong đĩa. Khi nguồn cung cấp nhiên liệu từ các đám mây đã cạn kiệt, tiếp tục bồi đắp vào trong
ngôi sao ở mức độ rất thấp (10-8 M  /năm). Nhiệt độ của đĩa sao được xác định bằng sự hấp thụ
bức xạ của sao, được gọi là giai đoạn đĩa sao thụ động. Phát xạ dư thừa trong vùng lân cận
hồng ngoại có bán kính bên trong đĩa được xác định bởi nhiệt độ bay hơi của silicat (khoảng
15000K).
Về mặt lý thuyết, giai đoạn đĩa hoạt động là thời kỳ thuận lợi nhất để kết tinh bụi. Như vậy
tinh thể silicat có thể được tạo ra trong khu vực bên trong đĩa và có xu hướng chuyển ra bên
ngoài đĩa.

1.2. Dịch chuyển electron và nguyên tắc thu ảnh phổ của CCD
1.2.1. Dịch chuyển electron hình thành vạch phổ
Theo cơ học lượng tử, nguyên tử là hệ gồm hạt nhân và các electron liên kết với nhau chủ

yếu nhờ lực điện từ, chúng chuyển động theo quy luật lượng tử nên năng lượng liên kết giữa
13


các thành phần cấu tạo nên nguyên tử chỉ có thể nhận những giá trị gián đoạn En xác định. Tập
hợp các giá trị khả dĩ của En gọi là phổ năng lượng của nguyên tử. Khi nguyên tử vì lý do nào
đó có chuyển từ trạng thái ứng với năng lượng En về trạng thái Em thì nó bức xạ ra photon điện
từ có tần số f, bước sóng λ thỏa mãn:
En – Em = hf

(1.6)

Trong đó: f là tần số của bức xạ và h là hằng số Planck có giá trị 6,6256.10-34 J.s.
Tập hợp tất cả các photon mà nguyên tử có thể bức xạ thỏa mãn (1.6) được gọi là phổ của
nguyên tử.
Nguyên tử của cùng một nguyên tố sẽ có chung một kiểu sắp xếp vì thế phổ của nguyên tử
là dấu hiệu riêng để nhận biết nguyên tố đó. Ta biết nguyên tử hydro đơn giản nhất có phổ năng
lượng En = -13,6 eV/ n2, với n là số tự nhiên; còn nguyên tử có từ hai electron trở lên thì En có
dạng như thế nào là tùy thuộc vào cấu hình sắp xếp electron quanh hạt nhân nguyên tử. Cách
sắp xếp này chịu sự chi phối của cơ học lượng tử và nguyên lý Pauli. Kết quả phổ của những
nguyên tử phức tạp nhưng lớp ngoài cùng chỉ chứa một electron ví dụ Li, Na, K … sẽ có dạng
gần với phổ của nguyên tử hydro. Những nguyên tử mà lớp ngoài cùng có nhiều hơn một
electron thì phức tạp hơn.
Những vạch phát xạ hay hấp thụ có thể bị suy giảm bởi áp suất, nhiệt độ và trường điện từ,

Cường độ

như Hình 1.5 [8].

Bước sóng –Å

Hình 1.5. Mở rộng của vạch Hα do nhiệt độ
Quang phổ hình thành do sự dịch chuyển electron thể hiện ở Hình 1.6. Vì hydro duy nhất
có một electron, khi có sự chuyển mức năng lượng của electron hình thành các vạch phổ trong
dãy Balmer [8].

14


Các sao thuộc dải chính được cấu tạo chủ yếu bởi hydro ở trạng thái plasma, nguyên tố
hydro tồn tại tự nhiên trên Trái Đất tương đối hiếm, do khí hydro nhẹ nên trường hấp dẫn của
Trái Đất không đủ mạnh để giữ chúng không thoát ra ngoài không gian. Vì thế khi chụp phổ
các ngôi sao trong dãy chính qua máy quang phổ thì thu được các vạch phát xạ của hydro trong
vùng ánh sáng nhìn thấy như vạch Hα, Hβ, Hγ, Hδ.
Khi các photon phát ra do sự chuyển mức năng lượng của electron trong nguyên tử qua
nhiều tầng khí được thu nhận bằng máy chụp CCD, theo cơ chế là sự tương tác của photon với
electron trên bề mặt của chip CCD làm hình thành vạch phổ của đối tượng.
1.2.2. Nguyên tắc thu ảnh phổ của 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 các bức xạ tới [10].

D. Lyman D. Balmer

D. Paschen

H.N

TN

Vạch không nhìn thấy

Hình 1.6. Sự hình thành vạch phổ do sự dịch chuyển electron

15


Khi bức xạ tới có năng lượng ε = hf, bán dẫn loại p hoặc loại n 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 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 lỗ trống vào tấm bán dẫn và
chúng sẽ trung hòa với các electron trong đó. Các photon có năng lượng như nhau làm bứt các
electron chuyển lên cùng ô lưu trữ, khi truyền tín hiệu ra màn hình thì cùng nằm trên một vạch
phổ với năng lượng bằng nhau. 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 tới.
Nhờ kỹ thuật vi mạch, người ta tạo được một mảng 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
tới [12]. Nhờ dữ liệu này, máy tính sẽ hiển thị lên ảnh phổ của đối tượng chụp. Cứ một nhóm
điện tích lưu trữ trong một ô sẽ tạo nên một ảnh điểm, nên các photon trong ánh sáng đơn sắc
gây ra ảnh phổ trên màn hình máy tính.

1.3. Các loại máy quang phổ
Máy quang phổ là một dụng cụ dùng để thu, phân li ánh sáng và ghi lại phổ của các đối
tượng thiên văn như ngôi sao, hành tinh, thiên hà, ngân hà. Tùy theo bộ phận dùng để phân li
ánh sáng trong máy dựa theo hiện tượng vật lí nào (khúc xạ hay nhiễu xạ) mà người ta chia các
máy quang phổ thành hai loại máy quang phổ khúc xạ (máy quang phổ lăng kính) và máy
quang phổ nhiễu xạ (máy quang phổ cách tử).
1.3.1. Máy quang phổ lăng kính
Đó là những máy quang phổ mà hệ tán sắc của chúng được chế tạo từ 1 hay 2 hoặc 3 lăng

kính. Sự phân li ánh sáng ở đây dựa theo hiện tượng khúc xạ của ánh sáng qua hai môi trường
có chiết suất khác nhau (không khí và thủy tinh hay không khí và thạch anh).
Trong vùng khả kiến, để chế tạo lăng kính người ta thường dùng một vài loại thủy tinh flin
nặng, flin nhẹ, thủy tinh krau. Trong vùng tử ngoại người ta thường dùng thạch anh [2].
Lăng kính được đặt sau thấu kính của ống chuẩn trực, các chùm tia đơn sắc được hứng bởi
thấu kính của buồng ảnh cho hội tụ lên CCD. Với máy quang phổ dùng lăng kính thì năng suất
phân giải chỉ từ yếu đến trung bình.
16


Sơ đồ máy quang phổ dùng lăng kính.
Thấu kính buồng ảnh
Đỏ
CCD
Ánh sáng ngôi sao

Xanh
Thấu kính

Lăng kính

Vật kính

Hình 1.7. Sơ đồ máy quang phổ dùng lăng kính
Để cải thiện năng suất phân giải của máy quang phổ, chúng ta thay hệ tán sắc bằng cách tử.
1.3.2. Máy quang phổ cách tử
Là những máy quang phổ mà hệ tán sắc là một cách tử phản xạ hay cách tử truyền qua.
Bản chất của sự tán sắc ánh sáng ở đây là sự nhiễu xạ của tia sáng qua các khe hẹp. Sơ đồ máy
quang phổ dùng cách tử phản xạ.
Thấu kính ống

chuẩn trực

Khe hẹp

Cách tử

Thấu kính buồng ảnh
CCD

Hình 1.8. Sơ đồ máy quang phổ dùng cách tử phản xạ
Tuy có hai loại máy quang phổ khác nhau, nhưng về nguyên tắc cấu tạo thì đều như nhau,
đều gồm 3 bộ phận chính. Đó là hệ chuẩn trực, hệ phân li và hệ buồng ảnh.
Hệ chuẩn trực: gồm một khe hẹp đặt tại mặt phẳng tiêu của thấu kính hội tụ L1. Hệ này có
nhiệm vụ nhận và tạo ra chùm ánh sáng song song để hướng vào hệ tán sắc để phân li thành các
ánh sáng đơn sắc.
Hệ phân li: đó là một hệ thống lăng kính hay cách tử. Hệ này có nhiệm vụ phân li (tán sắc)
chùm đa sắc thành các tia đơn sắc, tức là phân li một chùm sáng phức tạp nhiều bước sóng
17


khác nhau thành một các chùm tia đơn sắc theo từng bước sóng riêng biệt. Nếu hệ tán sắc được
chế tạo bằng lăng kính thì chúng ta có máy quang phổ lăng kính, nếu hệ tán sắc là cách tử ta có
máy quang phổ cách tử. Trong máy quang phổ lăng kính, tia sóng ngắn sẽ bị lệch nhiều, sóng
dài lệch ít, còn trong máy quang phổ cách tử thì ngược lại.
Hệ buồng ảnh: đó là một hệ thấu kính hay một hệ gương hội tụ. Hệ này có nhiệm vụ hội tụ
các tia sáng có cùng bước sóng lại với nhau sau khi đi qua hệ phân li, tạo ra ảnh của khe máy
trên mặt phẳng tiêu. Đó chính là các vạch phổ.
Thêm vào đó là một số bộ phận phụ khác để máy quang phổ có thể hoạt động được chính
xác, dễ dàng và có hiệu quả cao hơn. Ví dụ như [2]:
Hệ thống gương phản xạ giúp đổi hướng chùm sáng, hạn chế làm mất mát cường độ sáng.

Các loại chắn sáng và lọc sáng trước khe máy.
Máy tính và phần mềm điều khiển.
1.3.2.1. Khe hẹp
Khe hẹp là bộ phận hết sức quang trọng trong máy quang phổ cách tử, do 2 lý do sau đây:
thứ nhất ánh sáng phải đi qua cách tử với các vạch song song thẳng hàng trên nó và thứ hai
hình ảnh quang phổ tạo bởi ống kính máy ảnh là hình ảnh của khe hẹp với các bước sóng khác
nhau. Ví dụ, nếu như không có khe hẹp, thay vào đó là một lổ tròn thì quang phổ nhìn thấy sẽ
là những lổ tròn đè lên nhau, khi đó phân tích quang phổ rất khó khăn. Thông thường khe vào
phải rất tinh vi, nó cho chúng ta những vạch phổ rõ nét.
Kích thước của khe hẹp có thể tùy thuộc vào từng dụng cụ. Độ rộng từ 20 đến 50 µm và
cao khoảng 3 – 6 mm (khe dài) [7], [8]. Tiêu chí là cạnh của khe hẹp phải là hình vuông,
phẳng, nhẳn và song song.
Khi khe được đặt tại vị trí hội tụ của kính thiên văn sẽ được chiếu sáng bởi ảnh ngôi sao.
Kích thước của hình ảnh đó phụ thuộc vào tiêu cự của hệ thống và điều kiện nhìn.
Hình ảnh ngôi sao được tạo bởi kính thiên văn có phân bố Gaussian [8].
Kích thước giới hạn của hình ảnh ngôi sao = kích thước góc nhìn * độ tán sắc dài [7].
Độ tán sắc dài [8] =

f .π .103
(µm/góc nhìn).
180.3600

(1.7)

Ví dụ: Kính thiên văn Takahashi 212 mm, f3,9 thì f = 212 * 3,9 = 820 mm).
 Độ tán sắc dài = 3,9 (µm/góc nhìn).
18


Hình 1.9. Đường cong Gaussian - FWHM

Điều kiện góc nhìn đặc trưng là 3’’ góc, vậy khe hẹp có độ rộng là 11,7 µm. Nếu khe rộng
hơn giá trị đó thì toàn bộ hình ảnh ngôi sao sẽ đi qua và máy quang phổ có khe như thế được
chấp nhận. Điều này cho ta thấy ngay cả với độ rộng của khe là 50% FWHM, thì nhiều hơn
90% ánh sáng đi vào máy quang phổ và có nghĩa là chúng ta có độ phân giải quang phổ tốt hơn
khi dùng khe, với sự mất mát cường độ sáng ít hơn [8].
Độ rộng khe cần phải phù hợp với các bộ phận quang học khác. Độ rộng 20 µm có thể
phân giải hình ảnh ngôi sao, nhưng ánh sáng có tới được CCD không. Nếu ống chuẩn trực
(gồm khe và thấu kính L1) và buồng ảnh (gồm thấu kính L2 và màn) có tiêu cự giống nhau thì
những vạch phổ thu được cũng sẽ bằng 20 µm. Với con chip trên CCD có kích thước điểm ảnh
là 9 µm, nếu kích thước điểm ảnh lớn hơn khoảng 14 µm chúng sẽ làm giảm độ phân giải.
Với khe hẹp lý tưởng sẽ được đánh giá trên cơ sở độ tán sắc dài của kính thiên văn, điều
kiện nhìn, năng suất phân giải của ống chuẩn trực, ống kính buồng ảnh và kích thước của điểm
ảnh trên CCD (chú ý nếu khe rộng hơn nhiều so với hình ảnh ngôi sao thì sẽ không có tia nhiễu
xạ theo hướng đến).
Độ dài của khe nhỏ hơn 50 µm với độ cao của khe 3 mm có khả năng cho phép tự do định
vị ngôi sao và cho phép mở rộng đối tượng như hành tinh, tinh vân. Độ dài khe tăng lên thì
hình dạng của vạch quan sát sẽ bị biến dạng. Bởi vì, độ dài đường đi khác nhau của ánh sáng từ
mép khe và dọc theo trục ánh sáng, dải quang phổ tạo thành một vòng cung, trong đó kết thúc
19


đường cong về phía bước sóng ngắn. Bán kính của vòng cung xấp xỉ bằng với độ dài tiêu cự
của ống kính buồng ảnh [8].
1.3.2.2. Hệ chuẩn trực
Chức năng của hệ chuẩn trực là thu nhận tất cả ánh sáng từ khe hẹp và tạo ra chùm tia song
song đến cách tử hay lăng kính. Điều đó có nghĩa là tỷ số tiêu cự của hệ chuẩn trực phải phù
hợp với kính thiên văn. Nếu tỷ số tiêu cự của hệ chuẩn trực lớn hơn tỷ số tiêu cự của kính thiên
văn thì nhiều ánh sáng sẽ bị mất và không đến được cách tử. Kính thiên văn Takahashi có F3,9
thì tỷ số tiêu cự hệ chuẩn trực phải phải nhỏ hơn, nếu không ánh sáng sẽ bị mất nhiều. Hệ
chuẩn trực phải có khả năng hội tụ chính xác trên khe hẹp để cho ánh sáng ra là chùm tia song

song. Vì thế khe hẹp phải thẳng góc với trục quang học của thấu kính, của hệ chuẩn trực và hội
tụ một cách chính xác.
Kích thước của ống chuẩn trực phải đủ lớn để đủ cho ánh sáng bao phủ cách tử. Cách tử
hình vuông có cạnh 30 mm thì yêu cầu đường kính thấu kính nhỏ nhất là 30 mm. Kích thước
nhỏ nhất của cách tử cũng sẽ được xác định bằng góc lệch của chùm ánh sáng truyền tới cách
tử [8].
Chất lượng thấu kính của hệ chuẩn trực phải đủ tốt để bảm đảo rằng hình ảnh của khe sẽ
được sắc nét. Khi sử dụng khe hẹp thì năng suất phân giải của hệ chuẩn trực phải tối thiểu bằng
với độ rộng của khe.

Hình 1.10. Hệ chuẩn trực

20


1.3.2.3. Hệ tán sắc (cách tử)
Một cách tử phẳng truyền qua được đặc trưng bởi một độ trong suốt biến thiên tuần hoàn.
Nó gồm có những yếu tố giống hệt nhau:
+ N số vạch trên một mm.
+ a được gọi là bước của cách tử (1mm/N). Còn được gọi là chu kì không gian của độ
trong suốt.
+ L độ dài của cách tử.

Hình 1.11. Hệ tọa độ trên cách tử
Một cách tử phẳng phản xạ được đặc trưng bởi một hệ phản xạ biến thiên tuần hoàn tuân
theo những định nghĩa như trên.
Bảng 1.1. Thông số của các cách tử
N số vạch trên

a (cm)

L (cm)

N

một đơn vị độ
dài
Cách tử

m-1

mm-1

Chu kì

Độ dài

Tổng số

không

cách tử

vạch

gian
Trung bình
Cổ điển
Chất lượng cao

105

100

10-3

2

2000

3.105

300

3.10-4

3

10000

106

1000

10-4

4

40000

Chất lượng của một cách tử liên quan đến tính tuần hoàn của độ trong suốt hoặc hệ số
truyền phản xạ. Các vạch cần phải hoàn toàn giống hệt nhau và bước của cách tử phải thực sự
không đổi. Sự không đồng nhất của các vạch cách tử hoặc sự thay đổi bước của cách tử sẽ làm
giảm đáng kế phẩm chất của cách tử.
21


Các cách tử gọi là chính xác nếu cách tử có độ sai lệch ít nhất về tính tuần hoàn và dạng
các vạch gần với dạng mong muốn nhất.
=
β sin α + nN λ
Công thức của cách tử: sin

(1.8)

Công thức trên là mối quan hệ của góc tới α của ánh sáng, góc nhiễu xạ β qua cách tử, bậc
quang phổ n, N số khe của cách tử trên mm và λ bước sóng của ánh sáng. Đối với cách tử
truyền qua, nguồn sáng bị đổi hướng khi đi qua cách tử và cho quang phổ bậc 0. Quang phổ
được hình thành đối xứng qua quang phổ bậc 0 với khoảng cách khác nhau, trong đó quang phổ
bậc 1 sáng mạnh hơn. Trong giới hạn độ tán sắc của cách tử, quang phổ bậc 2 có độ dài gấp 2
lần độ dài của quang phổ bậc 1 và có thể chồng lên phần màu đỏ của quang phổ bậc 1 như
Hình 1.12. Độ dài vùng phổ không phủ chồng nhau gọi phạm vi của cách tử [1]. Các cách tử
được sử dụng trong các máy quang phổ thường là những cách tử phản xạ. Vì những lí do thực
tế liên quan đến vật liệu và kinh phí, trong các nghiên cứu thực nghiệm, chúng ta thường sử
dụng các cách tử truyền qua.
Điều kiện sử dụng cách tử và hướng của cách tử.
Các cách tử được chiếu sáng bằng một chùm ánh sáng tới song song. Chúng ta nghiên cứu
ánh sáng nhiễu xạ qua cách tử ở vô cực. Các tia sáng phát xuất từ N nguồn (tương ứng với phần
cách tử được chiếu sáng) là kết hợp và do đó cho một hình ảnh giao thoa (hay hình nhiễu xạ) ở
vô cực. Hiệu đường đi giữa hai tia kế tiếp [4] là δ = a(sinβ – sinα) (Hình 1.13). Vị trí của các

cực đại không phụ thuộc vào số vạch: φ = n.2π với n là số nguyên.Giữa hai cực đại có N – 1
cực tiểu. Các cực tiểu đầu tiên bằng không nằm ở hai phía của một đỉnh là=
ϕ n.2π ±

2π
; do
N

đó, khi N lớn các cực đại sẽ rất hẹp. Vị trí góc của các cực đại được cho bởi công thức: sinβ =
sinα+ n

λ
a

, với n là số nguyên, dương hoặc âm biểu thị bậc cực đại khảo sát [4].

22


Cách tử 600 vạch/mm; Phạm vi bước sóng 4000Å – 7000Å

Ánh
sáng
trắng

Hình 1.12. Sự nhiễu xạ tạo bậc quang phổ của cách tử

Hình 1.13. Sự nhiễu xạ qua khe hẹp
Góc tới α và góc phản xạ (hoặc nhiễu xạ) β của chùm tia tới cách tử phải cần xem xét như
Hình 1.14. Nếu cách tử có bề rộng W, có tác dụng phản xạ giống như gương bình thường thì

hình dạng của chùm sáng đi vào cách tử từ hệ chuẩn trực (D1) và chùm sáng đi ra buồng ảnh
23