Mặt trời: Tìm hiểu và quan sát qua kính thiên văn Takahashi

hầy Cơ đã ban tặng cho em, bên cạnh sự hy sinh, đùm bọc, dưỡng dục to lớn của Cha và Mẹ. Thầy, Cơ là những người đã dạy dỗ, bồi dưỡng nhân cách làm người và truyền thụ kiến thức để em vững bước vào tương lai và cũng là nguồn động lực để em cĩ thể tiếp tục con đường sự nghiệp trồng người của mình trong tương lai. Luận văn tốt nghiệp là một trong những hình thức nghiên cứu khoa học phổ biến nhất hiện nay đối với sinh viên trong các trường đại học để tổng kết và đánh giá quá trình học tập, rèn luyện và tu dưỡng đạo đức của mỗi sinh viên. Được Ban Chủ Nhiệm Khoa Vật Lý tạo điều kiện tiếp cận với các phương pháp này thật sự là một cơ hội lớn và quý báo đối với em. Em xin gửi lời cảm ơn đến Ban Chủ Nhiệm Khoa Vật Lý Trường Đại Học Sư Phạm TP.HCM đã tạo điều kiện cho em học tập. Một lần nữa cho em được nĩi lời cảm ơn đến quý Thầy Cơ đã luơn tận tình dạy dỗ và giúp đỡ em từ những bước đi đầu tiên đến khi khơn lớn như ngày hơm nay. Em xin gửi lời cảm ơn đến tất cả quý Thầy, Cơ Trường Đại Học Sư Phạm TP.HCM đã truyền đạt kiến thức cho em trong suốt khĩa học vì nếu khơng cĩ Thầy, Cơ chắc chắn rằng em đã khơng thể hồn thành luận văn một cách hồn chỉnh. Em xin chân thành gửi lời cám ơn đến Thầy CAO ANH TUẤN – người đã tận tình cung cấp kiến thức, giúp đỡ tìm kiếm tài liệu, luơn luơn hướng dẫn và động viên em suốt quá trình thực hiện đề tài này. Em xin gửi lời cảm ơn đến Thầy NGUYỄN THANH TÚ – đã động viên, giúp đỡ và cung cấp cho em một số tài liệu liên quan cần thiết đến đề tài. Đặc biệt con xin cám ơn Ba, Mẹ. Ba, Mẹ đã dành tất cả những gì tốt đẹp nhất cho con. Cảm ơn bạn NGUYỄN HÂN và NGUYỄN THỊ THÚY DIỄM đã giúp đỡ mình trong việc tìm kiếm tài liệu, và tất cả bạn bè đã động viên, giúp đỡ trong suốt quá trình mình hồn thành luận văn. Cuối cùng em xin gửi lời cảm ơn đến hội đồng khoa học đã xét duyệt luận văn. Em xin chúc sức khỏe quý Thầy Cơ nhà trường. Thành phố HCM, ngày27 tháng 04 năm 2010 Sinh viên thực hiện LÊ THỊ THU HUỆ 1 Mở đầu Lý do chọn đề tài Từ xa xưa con người đã biết quan sát bầu trời, biết dựa vào các hiện tượng xảy ra trên bầu trời để giải thích và vận dụng chúng vào cuộc sống. Ơng cha ta cĩ câu “Trời vàng thì giĩ, trời đỏ thì mưa”, “Trăng quầng thì hạn, Trăng tán thì mưa”,… Đĩ là những câu tục ngữ nĩi lên mối quan hệ giữa bầu trời bao la huyền bí với các hiện tượng quan sát được trên Trái đất của chúng ta. Bầu trời đĩ cịn được gắn với biết bao câu chuyện thần thoại như Nữ Oa vá trời, sự hình thành thế giới bởi chúa Giexu, sự tích chị Hằng Nga và chú Cuội… mà lúc nhỏ em đã được nghe Bà kể. Tuy nhiên Bà khơng thể giải thích được vì sao lại như thế, kể từ đĩ em luơn muốn mình trở thành một người biết thật nhiều chuyện, cĩ thật nhiều kiến thức và giải thích được tất cả các sự vật hiện tượng trên thế giới. Đến khi lớn lên tí nữa, đi dưới ánh nắng Mặt trời hay dưới ánh trăng em lại đặt ra câu hỏi: Tại sao Mặt trăng và Mặt trời lại đi theo mình khi mình đi nhỉ? Và nĩ cũng sẽ dừng lại khi mình khơng đi nữa? Tại sao ban đêm lại cĩ trăng và sao nhưng ban ngày lại khơng cĩ? Đến những năm bước vào cấp II, khi được làm quen với nhiều mơn khoa học tự nhiên mới thì Vật lý là mơn đã để lại trong em niềm đam mê và thích học hỏi nhiều nhất vì nĩ giải thích được nhiều hiện tượng trong tự nhiên ví dụ như là: Tại sao khi chúng ta mặc nhiều áo mỏng lại ấm hơn khi mặc một chiếc áo dày? Tại sao khi chải đầu chiếc lược lại bị nhiễm điện? Tại sao lại xuất hiện cầu vịng sau mỗi cơn mưa? ….Niềm đam mê đĩ nĩ khơng dừng lại mà tiếp tục lớn theo em. Tiếp tục học phổ thơng, với nhiều định luật và lý thuyết mới những câu hỏi đĩ đã lần lượt được giải đáp nhưng chính sự thích tìm tịi, thích học hỏi, thích chinh phục những cái mới mà con người chúng ta khơng dễ gì bằng lịng với những gì mình đã cĩ và đã biết. Thế giới vốn muơn màu và muơn vẽ, khoa học ngày càng phát triển nên khi chấm dứt tuổi học trị em vẫn mang trong mình nhiều câu hỏi tại sao? Chính vì lẽ đĩ 2 mà em đã đến với ngành sư phạm Vật lý, mong rằng mình cĩ thể đem lại thật nhiều, thật nhiều điều thú vị cho học sinh. Sự phát triển của khoa học, kỹ thuật và cơng nghệ khơng chờ đợi một ai, nĩ mở ra một kỷ nguyên mới cho lồi người. Vật lý học cũng phát triển như vũ bảo, thiên văn học cũng tiến lên một bước mới, lĩnh vực “Thiên văn cao khơng” bước vào giai đoạn phát triển rực rỡ, nhiệm vụ của nĩ là nghiên cứu tất cả các hiện tượng trên trên bầu trời đi từ thế giới vi mơ đến siêu vĩ mơ và giải quyết tất cả các vấn đề bí ẩn của thiên văn Vật lý, nĩ trở thành một trong những ngành mũi nhọn của khoa học hiện đại. Tuy nhiên đây là một mơn học cịn mới đối với nước ta, vì nĩ địi hỏi phải cĩ sự quan sát thực tế, với trang thiết bị dụng cụ thiên văn hiện đại… mà nước ta thì khơng đủ điều kiện để phát triển rộng rải. Chính vì vậy, mơn học này chưa thể đưa vào chương trình phổ thơng, nĩ chỉ được đưa vào một số trường đại học sư phạm nhằm giúp giáo viên nghiên cứu khoa học và giảng dạy cho sinh viên, tuy nhiên chỉ ở mức độ bắt đầu với thời lượng rất ít ỏi, tài liệu sách vở lại nghèo nàn. Năm IV đại học khi đến với mơn học này em lại cĩ thêm cơ hội để tìm hiểu về thế giới huyền bí nhưng nĩ rất gần gũi với chúng ta: Nguyên nhân nào để Mặt trời chiếu sáng? Sự vận động vật chất bên trong Mặt trời ra sao? Sự hình thành, phát triển và cái chết của Ngơi sao diễn ra như thế nào? Lý thuyết về Vũ trụ hiện đại là gì?….. Chính vì điều đĩ, khi được làm luận văn em quyết định chọn đề tài nghiên cứu về THIÊN VĂN HỌC nhằm cĩ cơ hội tìm hiểu và khám phá sâu hơn, nhiều hơn chủ đề mà mình yêu thích. Đồng thời qua đĩ gĩp một phần lý thuyết đã tổng hợp và nghiên cứu cho những ai thích thú và đam mê về chủ đề này. Nhưng chỉ trong một khoảng thời gian rất ngắn em khơng thể tìm hiểu, giới thiệu, tổng kết và quan sát hết tất cả những điều huyền bí của bầu trời được cho nên sự lựa chọn cuối cùng của em là chỉ nghiên cứu một phần nhỏ trong thế giới huyền bí đĩ, Ngơi sao gần chúng ta nhất luơn luơn chiếu sáng: “Mặt trời” với đề tài MẶT TRỜI: TÌM HIỂU VÀ QUAN SÁT QUA KÍNH THIÊN TAKAHASHI như một cơ hội để mình học tập và nghiên cứu. 3 Trong đề tài, em đã dành một phần nhỏ để giới thiệu về thế giới các sao: Cấu tạo và sự sống của chúng trước khi đi vào nghiên cứu Mặt trời. Với nội dung: Sự hình thành, phát triển và tiến hĩa của Mặt trời theo giả thuyết khoa học; cũng như cấu trúc và ảnh hưởng của Mặt trời lên Trái đất; đặc biệt là chu kỳ hoạt động của nĩ cĩ liên quan mật thiết đến sự sinh tồn và phát triển của con người trên Trái đất. Qua đề tài này em mong rằng mình cĩ thể đem đến một cái nhìn tổng quát và sinh động hơn về Mặt trời, một lượng kiến thức nhỏ về Vũ trụ bao la. Mặc dù là đề tài yêu thích, với sự nổ lực rất lớn của bản trong việc tìm kiếm và thu thập tài liệu thêm nữa là sự tận tình, chu đáo của Thầy hướng dẫn nhưng trong khoảng thời gian rất ngắn, đề tài lại mang tính rộng lớn mà lượng kiến thức của em thì cịn hạn hẹp nên khơng tránh khỏi những sai xĩt và hạn chế. Vì vậy em rất mong được sự gĩp ý của hội đồng xét duyệt, của quý thầy cơ và ý kiến của các bạn đọc để luận văn ngày càng được hồn thiện hơn. Những kinh nghiệm quý báo đĩ là hành trang để em tiếp tục phát huy và sáng tạo hơn nữa trên con đường sự nghiệp sau này của mình. Phương pháp nghiên cứu • Nghiên cứu lí luận: Đọc và xử lí thơng tin từ sách, báo, wesite, các luận văn tốt nghiệp… cĩ liên quan đến đề tài. Trao đổi, xin ý kiến của GVHD để hồn thiện và kiểm tra tính chính xác của lý thuyết. • Thực hành: Tiến hành quan sát Mặt trời vào các ngày khác nhau và trong những khoảng thời gian khác nhau, lưu lại hình ảnh đã quan sát để kiểm chứng lý thuyết và so sánh với kết quả đã tìm được từ trước. Lấy và đo các giá trị quang học khi cho Mặt trời qua hệ thấu kính của kính thiên văn TAKAHASHI. 4 Sử dụng phương pháp giải tốn Vật lý để xử lý số liệu vừa thu được từ thực nghiệm từ đĩ tính lại kích thước của bán kính Mặt trời. Kết quả đạt được • Lí luận: Qua việc tìm kiếm, đọc, tổng hợp kiến thức từ nhiều nguồn tại liệu khác nhau sau đĩ trình bày thành nội dung của luận văn này trong luận văn đã đề cập đến những vấn đề sau: Trình bày những đặc tính cũng như những đặc điểm chung của tất cả các vì sao trên bầu trời. + Cấu tạo chung của các Ngơi sao. + Các đại lượng đặc trưng cho một Ngơi sao như: Cấp sao, độ trưng, màu sắc và nhiệt độ. + Cuộc đời của Ngơi sao: Quá trình được sinh ra, phát triển rồi già đi, sau đĩ là cái chết của nĩ. Từ khi mới sinh ra cho đến khi chết đi nĩ nĩ trải qua một chặng đường dài với nhiều biến đổi, thời gian của chặng đường đĩ thì phụ thuộc vào khối lượng của chúng. Sau đĩ là tìm hiểu chi tiết về Ngơi sao đã mang đến sự sống cho tồn nhân loại và gần lồi người chúng ta nhất đĩ là Mặt trời: + Các loại quỹ đạo chuyển động của Mặt trời. + Sự tiến hĩa của Mặt trời, cấu trúc của nĩ cũng như những ảnh hưởng do nĩ gây ra đối với Trái đất của chúng ta. + Giải thích được câu hỏi tại sao Mặt trời lại luơn tỏa sáng? Nguyên nhân tại đâu? và thời gian là bao lâu? + Đặc biệt hơn là: Cĩ thể quan sát được những vết đen trên bề mặt của Mặt trời, sự xuất hiện của những vết đen này cĩ liên quan đến sự hoạt động của Mặt trời, và nĩ diễn ra luơn theo chu kỳ trùng với chu kỳ hoạt động của Mặt trời. 5 • Thực tiễn: Nắm được cấu tạo cũng như nguyên tắc hoạt động của kính thiên văn, biết được rằng muốn tạo ra một chiếc kính thiên văn khơng phải là khĩ nhưng để sử dụng được và quan sát Mặt trời sao cho tốt thì khơng hề đơn giản. Biết cách điều chỉnh và sử dụng kính thiên văn TAKAHASHI để quan sát Mặt trời. Chụp được ảnh của Mặt trời qua kính thiên văn, qua so sánh và nhận xét rút ra kết luận rằng: Hầu như những bức ảnh chụp được hồn tồn giống với những bức ảnh mà các đài thiên văn lớn đã chụp được. Từ những bức ảnh chụp được đĩ đã giúp chúng ta nhìn thấy được vết đen trên Mặt trời, cũng như biết được nĩ luơn luơn chuyển động trên quang cầu. Như vậy từ thực nghiệm đã giúp chúng ta khẳng định được kiến thức lý thuyết đã học, Mặt trời chuyển động quanh trục của nĩ (theo kết luận của Galile – người đầu tiên quan sát vết đen Mặt trời vào năm 1609). Tính được bán kính của Mặt trời và chỉ số vết đen của Mặt trời. Sử dụng phần mền AutoCAD để xác định tọa độ của các vết đen Mặt trời từ một số hình ảnh chụp được từ ngày 01/03/10 đến 04/04/10 của các đài thiên văn, qua đĩ vẽ trên một hệ trục tọa độ đồ thị thể hiện quỹ đạo chuyển động của vết đen Mặt trời. 6 Chương 1- Các sao 1.1. Ngơi sao là gì. Từ xưa rất xưa, khi lồi khủng long đang cịn ngự trị, rồi đến thời kỳ kim tự tháp của Ai Cập bắt đầu xây dựng thì các vì sao đã mọc trên bầu trời. Ban đầu chúng là vật chỉ đường cho các nhà hàng hải Phênixi và các tàu buồm của Coulomb, các Ngơi sao này cứ nằm im trên bầu trời để nhìn ngắm con người, những cuộc chiến tranh kéo dài hàng thế kỷ, ngắm vụ nổ bom nguyên tử ở Hiroshima và Nagasaki tại Nhật bản do tổng thống Harru S Truman của Hoa kỳ chỉ định trong cuộc chiến tranh thế giới thứ hai. Vì vậy cĩ rất nhiều quan điểm và cách nhìn nhận về Ngơi sao, một quan điểm thể hiện quan niệm sống, một lượng tri thức mà lồi người chiếm lỉnh được vào thời điểm đĩ. Cĩ một số người nhìn nhận Ngơi sao bằng ánh mắt thần linh, đơi khi họ cịn gắn với các vị thần; cĩ người lại xem nĩ như những chiếc đinh bạc, đẹp và quý hiếm được gắn trên bầu trời đêm; cĩ người lại cho rằng đĩ là những lỗ thủng để ánh trời lọt qua và truyền đến chúng ta. Chính vì vậy mà ở thời này các Ngơi sao được coi là vừa mang tính bất biến vừa mang tính bất khả tri (khơng nhận biết được). Cho nên, người Ai Cập cổ đại cho rằng khi con người đốn ra được bí ẩn của các Ngơi sao thì sẽ đến ngày tận thế, cịn một số dân tộc khác cho rằng đời sống trên Trái đất sẽ chấm dứt ngay khi chịm sao Chĩ săn đuổi kịp Gấu lớn. Như vậy theo họ bên cạnh mọi sự việc luơn luơn đổi thay thì vẫn cịn một thứ là bất biến với thời gian, chính là các Ngơi sao và họ nghĩ rằng những biến đổi của Ngơi sao thì luơn gắn liền với một sự kiện nào đĩ sẽ xảy ra trong Vũ trụ. + Theo kinh thánh cho rằng: Một Ngơi sao bừng sáng là dấu hiệu cho sự ra đời của chúa Giêxu, cịn một Ngơi sao khác xuất hiện sẽ là dấu hiệu cho ngày tận thế đã đến. 7 + Các nhà chiêm tinh thì cho rằng: Một Ngơi sao sẽ định đoạt số phận của một con người riêng lẻ hay mơt quốc gia nào đĩ. Nhưng nĩ sẽ khơng định đoạt một cách tuyệt đối, nĩ chỉ khuyên ta chứ khơng ra lệnh cho ta. Antoine de Saint – Exupéry là người đầu tiên cho rằng các Ngơi sao khơng phải là những tinh tú lãng mạn như mọi người vẫn nghĩ từ trước đến nay, Ơng xem nĩ như những vật thể và phải dựa vào các định luật tự nhiên mới giải thích được nĩ. Đến người Hy Lạp cổ đại họ đã nhận biết được rằng: Các Ngơi sao cĩ sự thay đổi về độ sáng (sau này gọi là sao biến quang). Các nhà khoa học thời cận đại cũng cho rằng: Những sự thay đổi đĩ mang tính chất ít nhiều khác nhau, và rất nhiều các Ngơi sao xảy ra hiện tượng này. Cho nên đến thời cận đại mà các Ngơi sao vẫn được coi là bất động và người ta gọi đĩ là những định tinh. Đến năm 1718 nhà thiên văn học Edmond Halley (1652 – 1742) người Anh đã phát hiện ra 3 Ngơi sao: Sirius, Procyon, Arcturus dịch chuyển chậm chạp so với các Ngơi sao khác. Đến cuối thế kỷ XIX, cũng một nhà thiên văn người Anh khác Uyliam Hecsen cho rằng: Tất cả các Ngơi sao đều phát ra một lượng ánh sáng là như nhau nhưng khi đến Trái đất cĩ sự khác nhau là do khoảng cách của chúng đến Trái đất là khác nhau, nhưng khẳng định này của ơng khơng cịn đúng nữa vào năm 1837 khi người ta đo được khoảng cách từ các Ngơi sao đến Trái đất. Những hạn chế dẫn đến những kết luận sai lầm của các nhà thiên văn là do: Tầm nhìn đến các Ngơi sao của con người chúng ta cịn rất hạn hẹp, chúng ta chỉ nhìn thấy các Ngơi sao ở gần khoảng vài parsec mà thơi (1ps =3,26 light year =30.10 9 Km = 206265 đvtv), cịn thế giới sao huyền bí và đa dạng thì đã bị che khuất. Cho đến khi các dụng cụ thiên văn đầu tiên ra đời thì câu hỏi “Ngơi sao là gì?” mới được mới hiện lên đầy đủ trước mắt các nhà khoa học. Nhưng ban đầu câu trả lời này chỉ để trả lời cho Ngơi sao ở gần chúng ta nhất đĩ là Mặt trời. Mặc dù ngành thiên văn đã bắt đầu hình thành và phát triển nhưng những quan niệm cũ vốn đã ăn sâu vào trong mỗi con người nên khơng dễ dàng xĩa bỏ triệt để các quan niện đĩ trong một lúc được. Chính vì vậy mà người Hy Lạp cổ đại đã gắn Mặt trời với 8 ngọn lửa vĩnh cửu. Dẫn đến những sai lầm khi giải thích nguồn năng lượng của Mặt trời lấy từ đâu ra? + Cuối thế kỷ XIX người ta vẫn cịn cho rằng bên ngồi Mặt trời thì nĩng cịn bên trong Mặt trời thì lạnh thỉnh thoảng nĩ được hiện qua các vết đen của Mặt trời. Với quan niệm này người ta đã đặt ra giả thuyết về nguồn gốc năng lượng Mặt trời là do các thiên thạch và sao chổi liên tiếp rơi xuống Mặt trời. + Sau đĩ người ta đưa ra giả thuyết Mặt trời là những ngọn lửa cháy được và phát ra năng lượng nhờ vào các phản ứng hĩa học. Nhưng giả thuyết này cũng khơng tồn tại được lâu vì theo số liệu của các nhà địa chất cho biết Trái đất đã hình thành lâu hơn nhiều so với thời gian phát ra năng lượng của Mặt trời. + Vào năm 1953 nhà thiên văn người Đức H. L. F. von Helmholtz cũng đã đưa ra một giả thuyết mới ơng cho rằng: Nguồn năng lượng của Mặt trời và các Ngơi sao khác cĩ được là do sự co lại của chúng. Tuy nhiên, mặc dù nguồn năng lượng này cĩ lớn hơn nhưng vẫn chưa đủ để cho Mặt trời hoạt trong mấy tỉ năm. Sự bế tắc trên địi hỏi phải giải quyết, một nhiệm vụ mới được đặt ra cho ngành khoa học. Cho đến đầu thế kỷ XX từ cơng trình nghiên cứu của nhà thiên văn người Anh Athơ Eđinhtơn người ta mới xây dựng được hồn chỉnh câu trả lời Ngơi sao là gì? Ngơi sao là một quả cầu lửa nĩng rực chứa trong lịng chúng nguồn năng lượng khổng lồ cĩ được từ sự tổng hợp hạt nhân Hydro bằng phản ứng nhiệt hạch, ngồi ra chúng cịn tổng hợp nên cả các nguyên tố hĩa học nặng hơn. Với một Ngơi sao nhẹ thì ánh sáng yếu hơn một Ngơi sao nặng. 1.2. Cấu tạo của Ngơi sao. Trong Ngơi sao chứa các hạt cơ bản (electron, neutron, proton), các nguyên tố hĩa học giống hệt các nguyên tố và các hạt cơ bản trên Trái đất. Một ngơi sao là một quả cầu khí khổng lồ, chính vì thế mà tại mọi điểm bên trong Ngơi sao đều cĩ một lực của áp suất khí tác động làm cho nĩ cĩ xu hướng nở ra nhưng đồng thời nĩ cũng chịu tác dụng của trọng lực từ các lớp bên ngồi tác 9 dụng lên làm cho nĩ cĩ xu hướng bị nén lại, như vậy tại mọi điểm bên trong sao đều chịu tác dụng của hai lực ngược chiều nhau và nếu tại mọi điểm bên trong Ngơi sao đều chịu tác dụng của hai lực trên mà cĩ độ lớn bằng nhau thì ngơi sao này sẽ tồn tại bền vững trong một khoảng thời gian dài cĩ nghĩa là nĩ khơng giãn ra và cũng khơng co lại. Nhưng càng đi vào bên trong sao thì trọng lực càng lớn làm cho áp suất và nhiệt độ của sao tăng lên dẫn đến Ngơi sao bức xạ ra năng lượng, vùng này chính là ở tâm của Ngơi sao. Nhiệt độ trong Ngơi sao được phân bố sao cho ở bất kỳ lớp nào, trong thời điểm nào, năng lượng nhận được từ lớp phía dưới cũng bằng năng lượng truyền cho lớp phía trên. Cĩ bao nhiêu năng lượng được sinh ra thì cĩ bấy nhiêu năng lượng bức xạ ở bề mặt. Như vậy trong sao cịn tồn tại một áp suất bức xạ, áp suất này đối với Mặt trời và các Ngơi sao nhỏ như Mặt trời thì chỉ là một phần rất nhỏ so với áp suất khí, nhưng đối với các Ngơi sao khổng lồ thì lại khá lớn. Vật chất của sao thì khơng trong suốt cho nên để truyền được năng lượng từ trong tâm sao ra đến lớp bề mặt đơi khi cịn phải mất hết mấy nghìn năm. Sự bức xạ phát ra ở bề mặt sao khác về chất so với sự bức xạ sinh ra trong lịng Ngơi sao nhưng nĩ khơng khác gì về lượng (ở bề mặt bức xạ chủ yếu là các tia ánh sáng nhìn thấy được và hồng ngoại cịn ở trong lịng mỗi Ngơi sao thì bức xạ gamma và tia Rơnghen là chủ yếu). Nồng độ vật chất bên trong sao rất đặc nĩ đặc hơn bất kỳ vật rắn nào tồn tại trên Trái đất. Điều này được giải thích như sau: Với nhiệt độ ước lượng trong lịng các Ngơi sao là từ khoảng 107K – 3.107K thì mọi nguyên tử của các nguyên tố hĩa học ở đây đều bị mất lớp vỏ electron bên ngồi của mình trở thành các hạt nhân nguyên tử và các electron riêng biệt. Tiết diện của các hạt này rất nhỏ, nhỏ hơn hàng vạn lần so với các loại hạt khác nên trong cùng một thể tích giả sử một chất nào đĩ chứa được hàng chục nguyên tử thì Ngơi sao lại chứa được hàng tỉ hạt nhân nguyên tử và các electron riêng biệt này, chính vì vậy mà vật chất bên trong sao rất đặc (mật độ vật chất ở tâm Mặt trời lớn gấp 100 lần so với mật độ nước). Nhưng nĩ vẫn mang đầy đủ tính chất của một chất khí lý tưởng. Chất khí được tạo thành từ 10 các nguyên tử Hydro, Heli, Natri và Sắt các nguyên tử này cĩ khối lượng luơn luơn khơng đổi cho nên nếu nồng độ các hạt trong mỗi nguyên tử càng lớn thì khối lượng trung bình của nĩ sẽ càng nhỏ dẫn đến nhiệt độ của khối khí đĩ càng thấp. Khi bị ion hĩa phân tử Hydro cĩ lớp vỏ electron ở ngồi cùng bị tách ra khỏi hạt nhân nĩ trở thành 2 hạt: Một là hạt nhân nguyên tử, một là electron riêng biệt cho nên khối lượng trung bình của phân tử Hydro khi bị ion hĩa sẽ bằng ½ , tương tự như vậy khối lượng trung bình của Heli bằng 4/3 (2 electron và một nguyên tử hạt nhân), của Natri bằng 23/12 (11 electron và 1 nguyên tử hạt nhân), của Sắt bằng 56/27 (26 electron và 1 nguyên tử hạt nhân), như vậy nếu một Ngơi sao chứa khí Hydro và Heli thì nhiệt độ của nĩ sẽ thấp hơn Ngơi sao chứa khí Natri và Sắt cho nên người ta ước tính rằng nếu trong Mặt trời chỉ chứa tồn Hydro thì nhiệt độ tại tâm của nĩ khoảng 10.106K, nếu chứa tồn khí Heli thì nhiệt độ ở tâm của nĩ sẽ là 26.106K, cịn nếu tồn bộ là các khí nặng thì nhiệt độ tại tâm của nĩ sẽ đạt đến 46.106K. Dựa vào việc phân tích độ trưng của sao phát ra và dựa vào mối quan hệ giữa chất khí với nhiệt độ của nĩ người ta ước tính rằng đa số các Ngơi sao đều chứa khơng dưới 98% là khối lượng của khí Hydro và Heli. Như vậy Ngơi sao là một quả cầu khí khổng lồ, luơn nĩng sáng, là nơi vật chất tồn tại dưới dạng plasma, phát ra năng lượng dưới dạng ánh sáng, nhiệt lượng và các loại tia bức xạ. Cấu tạo chủ yếu của nĩ là từ Hydrovà Heli, liên kết với nhau bởi lực hấp dẫn và bị nén chặt ở nhân của Ngơi sao. Nguồn năng lượng khổng lồ của các Ngơi sao hầu hết xuất phát từ những phản ứng hạt nhân tổng hợp Hydro thành Heli và các nguyên tố nặng khác như: C,O, Si, S, Ar, Fe....diễn ra trong nhân Ngơi sao sau đĩ giải phĩng ra bề mặt của Ngơi sao. 11 Hình 1. 1: Cấu tạo của Ngơi sao theo các lớp tổng hợp năng lượng 1.3. Sự sống của sao. Con người một khi đã biết cấu tạo của sao thì họ sẽ khơng dừng lại ở đĩ, họ muốn trả lời đươc nhiều câu hỏi hơn nữa: Các Ngơi sao đĩ được hình thành như thế nào? Sự tiến hĩa của chúng ra sao? Cĩ khi nào chúng ngừng phát sáng hay khơng?... Để trả lời những câu hỏi đĩ chúng ta sẽ phải đi tìm hiểu quá trình tiến hĩa của các sao hay nĩi cách khác là sự sống của chúng, để quá trình tìm hiểu được diễn ra dễ dàng ta cần biết một số phép trắc quan trong thiên văn trước sau đĩ lập nên biểu đồ Hecsprung – Rutxen (H – R) về dấu vết tiến hĩa của các sao thì sẽ trả lời được vấn đề mà chúng ta đã đặt ra. 1.3.1. Cấp sao nhìn thấy Cấp sao nhìn thấy là thang dùng để đo độ sáng của một thiên thể nhìn thấy trên bầu trời. Ở thang này cấp “0” được quy ước là Ngơi sao sáng trên bầu trời, nĩ được nhìn thấy từ mặt đất. Thực ra trước kia khơng phải cấp “0” là cấp nhìn thấy Ngơi sao sáng nhất mà là cấp 1, nhưng về sau người ta thấy rằng chỉ cĩ từ cấp 1 đến cấp 6 là khơng đủ để biểu diễn độ sáng của các sao vì vậy mà cấp sao “0” và âm xuất hiện, hơn nữa các cấp sao khơng chỉ mang giá trị nguyên mà cịn mang cả giá 12 trị thập phân. Khi sử dụng thang đo này cần chú ý một điều: Đối với các sao càng sáng thì cấp sao càng nhỏ và ngược lại. Cấp sao nhìn thấy được ký hiệu bằng chữ m. Hai sao khác nhau một cấp độ cĩ độ rọi khác nhau 2,512 lần. Cịn nếu khác nhau n cấp thì độ rọi khác nhau là (2,512) n lần. Hay ta cĩ biểu thức thể hiện tỷ số độ rọi của hai cấp sao như sau: 2 11 2 (2,512) m mE E − = hay: ( )1 2 1 2 lg 0,4 E m m E = − (gọi là cơng thức Pogson). Trong đĩ: m1 và m2 là cấp sao nhìn thấy ứng với E1 và E2 là độ rọi của sao 1 và 2. Độ rọi của sao là một đại lượng khơng đổi nên nĩ là đại lượng đặc trưng cho sao nhưng nĩ khơng biểu thị được năng lượng bức xạ của sao. 1.3.2. Cấp sao tuyệt đối Là thang đo cấp sao nhìn thấy, được quy ước là tất cả các sao phải ở cùng một khoảng cách 10 pasec so với Trái đất (với 1ps = 3,262 last year =20.6265 đvtv = 3,0857.10 13 Km). Cấp sao tuyệt đối được ký hiệu bằng chữ M, nĩ giúp ta dễ dàng so sánh độ sáng giữa các sao (cấp sao tuyệt đối của Mặt trời bằng 4,8 và nĩ được lấy làm đơn vị, ký hiệu bằng chữ M0). Nếu như chúng ta biết được cấp sao nhìn thấy và thị sai hằng năm pi của một Ngơi sao thì chúng ta cĩ thể tính được cấp sao tuyệt đối của một Ngơi sao đĩ theo cơng thức: M = m + 5 + 5lgpi . 1.3.3. Độ trưng Là đại lượng đặc trưng cho cơng suất bức xạ của sao (năng lượng được phát ra bởi Ngơi sao trong một đơn vị thời gian). Nĩ được xác định bằng cơng thức: L = 4pi d2E. 13 Nếu lấy độ trưng của Mặt trời làm đơn vị và ký hiệu bằng L0 (L0=3,8.10 26 W) thì cĩ một số sao cĩ L lớn cỡ 106L0, cĩ sao lại cĩ L nhỏ hơn 10 -4 L0. Ngồi ra ta cịn cĩ thể tính được độ trưng của các Ngơi sao bằng cách so sánh độ trưng của Ngơi sao đĩ với độ trưng của Mặt trời theo cơng thức: lgL = 0,4(M0 – M) 1.3.4. Màu sắc và nhiệt độ Màu sắc là đặc tính dễ xác định nhất của một Ngơi sao, nĩ phụ thuộc vào nhiệt độ bề mặt của Ngơi sao mà nhiệt độ bề mặt của Ngơi sao lại nĩi lên khả năng phát xạ của Ngơi sao đĩ, bằng các bộ thu năng lượng phát xạ và việc so sánh vùng phổ nào năng lượng phát xạ chiếm chủ yếu cho phép chúng ta biết được màu sắc của sao, từ đĩ suy ra được nhiệt độ của sao. Như vậy người ta đã xác định được rằng các Ngơi sao nĩng nhất luơn cĩ màu xanh lam kế theo sau là màu trắng, ít nĩng hơn thì cĩ màu hơi vàng và các Ngơi sao lạnh thì cĩ màu đỏ. Hình 1. 2: Nhiệt độ và màu sắc của sao 14 1.3.5. Phân loại sao theo quang phổ Hình 1. 3: Quang phổ của Ngơi sao cĩ tên Mặt trời Trên thấu kính thiên văn được lắp một thiết bị quang học đặc biệt gọi là cách tử nhiễu xạ, ánh sáng của Ngơi sao sau khi qua cách tử nhiễu xạ được một máy phân tích phổ phân tích thành một dải phổ cầu vồng. Qua phân tích đặc điểm của dải phổ mới thu được (số vạch, bước sĩng của từng vạch, mật độ của các vạch….) chúng ta sẽ cĩ đầy đủ thơng tin về bản chất phát xạ năng lượng của các sao: Đánh giá đúng nhiệt độ và màu sắc của Ngơi sao tương ứng với nhiệt độ đĩ. Với một nguyên tử hĩa học cĩ một tập hợp các vạch riêng của quang phổ nên khi dựa vào quang phổ chúng ta cũng cĩ thể xác định được thành phần cấu tạo nên sao (hĩa ra cũng gồm các chất đã biết trên Trái đất, mà nhiều nhất là Hydro và He) mặc dù phổ hấp thụ của một nguyên tố hĩa học thì khơng hồn tồn giống nhau do nĩ cịn phụ thuộc vào nhiệt độ và mật độ của khí quyển. Như vậy dựa vào nhiệt độ và màu sắc của sao, theo quy ước người ta đã xếp quang phổ các sao thành 8 loại chính và được ký hiệu bằng 8 chữ in hoa trong bảng chữ cái. 15 Bảng 1.1: Đặc trưng cơ bản của sao theo quang phổ Loại sao Nhiệt độ ( 0C) Màu Các vạch quang phổ nổi bật W 50.000 Lục (xanh biển) Vạch phát xạ He+, He, và N hay C và O O 30.000 Lam (xanh lá) Vạch hấp thụ He+, He, H và ion C, Si, N, O B 20.000 Xanh nõn chuối Vạch He A 10.000 Trắng Vạch H F 8.000 Vàng chanh Vạch Ca+, Mg+, …vạch H yếu G 6.000 Vàng Vạch Ca+, Fe, Ti... K 4.000 Da cam Vạch Fe, Ti M 3.000 Đỏ Dải hấp thụ của phân tử TiO. 1.4. Biểu đồ Hecsprung – Rutxen Vào năm 1905 – 1907 trên cơ sở trắc quang các sao sáng của hai quần sao tương đối gần nhau là Pleiades ( Tua Rua) và Hyades (Tất Tú). Nhà thiên văn người Đan Mạch Hertzsprung Ejnar đã phát hiện ra rằng các sao xanh lam trong mỗi quần sao luơn cĩ độ sáng cao nhất cịn các sao đỏ thì cĩ thể chia làm hai loại gồm các sao sáng yếu và các sao tương đối sáng. Như vậy nếu để các sao lên trên giản đồ đối chiếu cấp sao và màu sao thì các sao được chia thành các nhĩm riêng lẻ (giá trị cấp sao được dùng để so sánh và vẽ giản đồ đối chiếu giữa các sao là vì khoảng cách của các Ngơi sao trong quần sao đến chúng ta là khơng đổi nên độ sáng biểu kiến của sao cũng khơng đổi và nĩ được biểu thị bằng cấp sao). Như vậy ta cĩ một biểu đồ màu – độ trưng thể hiện mối quan hệ giữa màu sao với độ trưng của nĩ. Nhưng màu sao thì lại phụ thuộc và nhiệt độ của nĩ, mà nhiệt độ lại liên quan chặt chẽ với hình dạng của quang phổ. Năm 1913, nhà thiên văn người Mỹ Russell Henry đã đối chiếu độ sáng của các sao khác nhau với các loại quang phổ 16 của chúng trên giản đồ phổ - độ trưng, trên giản đồ này ơng đặt tất cả các Ngơi sao ở cùng một khoảng cách. Từ đĩ các giản đồ màu – độ trưng và nhiệt độ - độ trưng tương tự nhau về ý nghĩa nên chúng đều được gọi là giãn đồ Hertzsprung – Russell Hình 1. 4: Biểu đồ Hertzsprung – Russell 1.4.1. Giải thích giản đồ Hertzsprung – Russell. Nếu như chúng ta nhìn lên bầu trời và quan sát vài ngàn Ngơi sao trong phạm vi 100pc với giải sử rằng tất cả chúng đã được sinh ra tại những thời điểm ngẩu nhiên trong quá khứ. Với giả sử đĩ, ta cĩ thể xem các Ngơi sao giống như Mặt trời được hình thành cách đây khoảng từ 2-10.109 năm và rất hay gặp chúng khi quan sát cịn những Ngơi sao giống như Mặt trời nhưng ở giai đoạn tiền sao (hình thành cách đây khoảng 108 năm) hoặc giai đoạn tuổi già của nĩ (sao kềnh đỏ - hình thành cách đây khoảng 10.109 năm) thì rất ít bắt gặp khi quan sát chúng trong phạm 17 vi trên. Chính vì vậy mà các sao tập hợp lại thành các nhĩm riêng khi biểu diễn trên giản đồ Hertzsprung – Russell, mỗi nhĩm được gọi là một dải sao. Hầu như 90% số sao được bắt gặp ở giai đoạn chính của cuộc đời chúng (tổng hợp hạt nhân Hydro thành Heli), chúng nằm trên dải chính của giản đồ kéo dài từ gĩc phải bên dưới lên gĩc trái bên trên, từ sao lùn đỏ đến sao khổng lồ xanh. Những Ngơi sao nằm ở phía trên bên phải của dải chính là những Ngơi sao loại G – M, cĩ nhiệt độ trong khoảng từ 6.000K – 3.000 K, cĩ cấp sao tuyệt đối bằng “0”, cĩ kích thước và độ trưng rất lớn nĩ là những Ngơi sao khổng lồ đỏ hay siêu khổng lồ đỏ. Những Ngơi sao nằm ở phía dưới bên trái của dải chính là những Ngơi sao loại B – A – F, cĩ nhiệt độ bề mặt khoảng 20.000K – 8.000K, cĩ cấp sao tuyệt đối khoảng +5 đến +10, là những Ngơi sao cĩ độ trưng thấp, kích thước nhỏ bé và cĩ màu trắng nên chúng được gọi là sao lùn trắng. Theo giản đồ Hertzsprung – Russell thì các Ngơi sao gần nhất đối với chúng ta chủ yếu là những Ngơi sao ở giải chính, điều đĩ nhằm giải thích tại sao khi quan sát ở một phạm vi xác định trên bầu trời thì chúng ta luơn bắt gặp các Ngơi sao đang ở giai đoạn chính của nĩ, như những Ngơi sao ở giải chính. Đối với các Ngơi sao cĩ khối lượng lớn thì tất cả các giai đoạn của cuộc đời chúng đều ngắn hơn. Khi nhìn vào các Ngơi sao ở gần Mặt trời thì việc nhìn thấy các Ngơi sao cĩ khối lượng bé và sống lâu, nhiều hơn các Ngơi sao cĩ khối lượng lớn và sống ngắn như một lẽ đương nhiên. Điều này cũng được giản đồ Hertzsprung – Russell giải quyết phù hợp, khi nhìn vào giản đồ Hertzsprung – Russell ta thấy các Ngơi sao ở gần Mặt trời hầu như đều nằm trên dải chính và ở dưới Mặt trời chính vì vậy mà các Ngơi sao ta nhìn thấy khi quan sát đều cĩ khối lượng nhỏ và cĩ cuộc sống dài. Dựa vào giản đồ Hertzsprung – Russell chúng ta cĩ thể giải thích được hiệu ứng lựa ._.chọn được sử dụng trong thiên văn học, nĩ rất quan trọng khi các nhà thiên văn phát hiện ra các thiên thể mới. Như trên bầu trời hiện nay các nhà thiên văn đã tìm thấy 20 Ngơi sao sáng nhất, khi họ đem đi so sánh với Mặt trời thì họ thấy rằng các Ngơi sao này sáng hơn rất nhiều so với Mặt trời, chúng cũng lớn hơn Mặt trời 18 cho nên họ đưa ra kết luận rằng: Mặt trời khơng phải là Ngơi sao điển hình cho các Ngơi sao sáng trên bầu trời. 1.4.2. Tuổi của các Ngơi sao. Các Ngơi sao ở dải chính cĩ ánh sáng màu xanh lam thì cuộc đời của chúng phải ngắn vì năng lượng do chúng phát ra rất lớn, dẫn đến các phản ứng hạt nhân bên trong nĩ diễn ra mạnh, kết quả nhiên liệu của chúng nhanh chống cạn kiệt. Cho nên chúng là những Ngơi sao phải được hình thành gần đây, khoảng 106 năm trở về trước. Tinh vân Lạp Hộ là một ví dụ điển hình, trong tinh vân đĩ cĩ chứa vài ngàn Ngơi sao rất nĩng, rất xanh lam, khoảng 106 năm tuổi. Và chính chuyển động của khí cho chúng ta biết rằng nĩ bị nun nĩng bởi một Ngơi sao khác chỉ mới 2.104 năm qua cho nên cĩ thể nĩi rằng Ngơi sao trẻ nhất bên trong tinh vân chỉ cĩ 2.104 tuổi. Như vậy các đám sao và các Ngơi sao cĩ màu rất xanh lam (xanh lá) phải cĩ tuổi ít hơn 107 năm cịn các Ngơi sao nĩng trung bình thì hơi già hơn (đám Pleiades) khoảng 108 năm tuổi. Hình 1. 5: Bốn ngơi sao trẻ trong chịm Lạp Hộ Orion 19 Hiện nay khi quan sát các đám sao chúng ta hầu như khơng thấy Ngơi sao nào đang ở dải chính như Mặt trời điều đĩ cĩ nghĩa là các đám sao này phải đủ già để các sao như Mặt trời trở thành sao lùn trắng và rất mờ. Các đám sao này già hơn 10 10 năm, các sao hình cầu là các sao già nhất cĩ tuổi vào khoảng 1,3.1010 năm, chúng được gọi là hình cầu vì trong chúng cĩ dạng trịn và tuổi của nĩ được xác định bởi vệ tinh nhân tạo của Trái đất HIPPARCOS rất chính xác (cĩ sai số tối thiểu vào cỡ 109năm). 1.5. Sự tiến hĩa và số phận cuối cùng của các sao. 20 Hình 1. 6: Những ngơi sao trẻ hình thành trong tinh vân. Các Ngơi sao được hình thành từ các tinh vân bụi khí do lực vạn vật hấp dẫn làm tích tụ các nguyên tố Hydro và Heli (chiếm khơng dưới 98% khối lượng) với mật độ cao. Đám bụi khí càng tập trung, lực hấp dẫn lẫn nhau giữa chúng càng lớn, càng hút mạnh các đám bụi khí ở xung quanh về phía chúng và ngày càng trở nên đậm đặc. Ngồi ra mật độ khí càng dày đặc thì lực hút hấp dẫn giữa chúng càng tăng, càng nén chặt đám mây bụi khí lại làm kích thước của tinh vân càng thu nhỏ lại và hình thành nên một phơi sao. Khi các nguyên tử bị dồn sát vào nhau thì áp lực cũng tăng lên, các nguyên tử bắt đầu va chạm vào nhau và nĩng lên cho đến khi nhiệt độ đạt được đến 106K thì phản ứng hạt nhân bắt đầu xảy ra tổng hợp hạt nhân Hydro thành Heli. Muốn trở thành một Ngơi sao thì phơi sao của nĩ phải cĩ kích thước đạt tới 0,08M0. Nếu trong trường hợp phơi sao khơng đủ điều kiện thì lực hấp dẫn thắng thế làm cho các nguyên tử tiếp tục bị nén, cho đến khi bán kính của nĩ vào khoảng bán kính của Trái đất thì chúng trở thành sao lùn nâu, bức xạ một nhiệt lượng rất yếu ớt do các nguyên tử va chạm với nhau tạo thành chứ khơng phải từ phản ứng 21 hạt nhân sinh ra, đối với các thiên thể cĩ khối lượng quá nhỏ thì sẽ trở thành các hành tinh. Cịn nếu phơi sao đạt kích thước lớn hơn 0,08M0 và nhiệt độ bên trong nĩ đạt trên 106K thì bên trong nĩ xảy ra các phản ứng hạt nhân và lực do phản ứng này gây ra sẽ cân bằng với lực hấp dẫn nên phơi sao ổn định, phát sáng và trở thành một Ngơi sao. Khi nào hai lực này cịn cân bằng thì Ngơi sao cịn tồn tại, tuy nhiên thời gian tồn tại bao lâu thì phải tùy thuộc vào khối lượng Hydro trong lịng nĩ, phản ứng hạt nhân sẽ chấm dứt nếu lượng Hydro khơng cịn nữa khi đĩ Ngơi sao sẽ chết đi. Quá trình tiến hĩa (vịng đời) của một Ngơi sao xét cho đến cùng là một quá trình tổng hợp Hydro thành các nguyên tố ngày càng nặng hơn: Trước tiên là từ Hydro thành Heli, kế đĩ từ Heli thành Cacbon, rồi từ Cacbon thành Oxi…. Cho đến khi sản phẩm cuối cùng là sắt thì kết thúc. Trong quá trình chuyển hĩa đĩ, các hạt nhân nguyên tố mới được tạo thành từ 2, 3 hoặc nhiều hơn các hạt nhân nhẹ hơn, khối lượng của hạt nhân mới này luơn nhỏ hơn tổng khối lượng của các hạt tạo thành nĩ như vậy đã cĩ sự thiếu hụt khối lượng trong quá trình tổng hợp, chính khối lượng này đã chuyển hĩa thành năng lượng (theo biểu thức của Einstein 2.E m c= ∆ ) làm cho Ngơi sao phát sáng. Nhưng từ sắt trở đi, muốn tạo được hạt nhân mới nặng hơn sắt thì cần phải cung cấp thêm năng lượng cho quá trình đĩ, nhưng lúc này năng lượng của Ngơi sao đã cạn kiệt. Do đĩ lực hấp dẫn tiếp tục nén chặt Ngơi sao lại cho đến khi khơng thể nén được nữa Ngơi sao sẽ ngừng phát sáng. Như vậy vịng đời của sao tùy thuộc chủ yếu vào khối lượng của chúng, sao càng khổng lồ nhiệt độ trong lịng nĩ càng lớn dẫn đến độ trưng càng cao, lượng Hydro tiêu hao do phản ứng nhiệt hạch càng nhiều, năng lượng càng nhanh chống cạn kiệt, vịng đời của sao càng ngắn. Ngược lại, sao càng nhỏ thì tuổi thọ càng dài. Dựa vào khối lượng của sao các nhà khoa học đã chia làm ba loại sao tương ứng với 3 quá trình tiến hĩa khác nhau như sau: 22 ∗ Những Ngơi sao cĩ khối lượng trung bình gần như Mặt trời ( )01,4M M≤ : Hình 1. 7: Sự tiến hĩa của sao cĩ khối lượng M ≈ M0 Đối với những Ngơi sao này mỗi giây thiêu hủy khoảng 4,2 triệu tấn Hydro, và đã diễn ra cách đây khoảng 4,5 tỉ năm. Nĩ cần mất thêm 5,5 tỉ năm nữa để đốt cháy hết tồn bộ lượng Hydro cĩ trong nĩ, thời kỳ ổn định của Ngơi sao kết thúc, áp suất nhiệt động bắt đầu giảm xuống khơng cịn cân bằng với lực hấp dẫn nữa làm cho Ngơi sao bị co lại, nhiệt độ bên trong sao bắt đầu tăng dần lên, đến khi đủ lớn thì quá trình tổng hợp các hạt nhân Heli thành Cacbon và Oxy bắt đầu diễn ra, trong lịng sao sản sinh một nguồn năng lượng rất lớn thốt ra ngồi nên làm cho các lớp vỏ bên ngồi của sao phồng lên, lớn gấp hàng chục lần so với kích thước ban đầu của chúng dẫn đến nhiệt độ các lớp ngồi của nĩ giảm xuống, sao chuyển sang màu đỏ và trở thành sao khổng lồ đỏ, quá trình này kéo dài khoảng 109 năm và Mặt trời khi đĩ nở to ra đến nổi cĩ thể nuốt chửng Sao thủy, Sao kim và cả Trái đất. Khi nguồn nhiên liệu hạt nhân Heli bị cạn kiệt thì quá trình tổng hợp hạt nhân Heli thành Cacbon và Oxy dừng lại, ta nĩi sao đã cạn kiệt năng lượng, thể tích của nĩ bắt 23 đầu giảm dần từ sao khổng lồ đỏ (đường kính khoảng 108 Km) xuống thành sao lùn trắng (đường kính khoảng 10 Km). Sở dỉ nĩ cĩ tên gọi sao lùn trắng là vì: Bán kính của nĩ nhỏ, trong quá trình co kích thước nĩ vẫn phát sáng với ánh sáng màu trắng, quá trình này diễn ra khoảng 109 năm sau đĩ sao lùn trắng hồn tồn mất hết năng lượng và trở thành sao lùn đen. ∗ Những Ngơi sao cĩ khối lượng: 0 01,4 (3 5)M M M≤ ≤ − Đối với các Ngơi sao này thì lượng Hydro bị thiêu hủy nhanh hơn và năng lượng do quá trình đĩ sinh ra cũng nhiều hơn. Khơng dừng lại ở quá trình tổng hợp các nguyên tử Hydro thành Heli, Cacbon và Oxy mà nĩ cịn tiết tục diễn ra để tổng hợp thành các nguyên tử Neon, Natri, Agon, Niken….đến khi nhiệt độ bên trong đặt trên 800 triệu độ thì năng lượng do chúng phĩng ra lớn đến nổi làm sao nổ tung, phĩng ra xung quanh các nguyên tử đã được tổng hợp ở nhân. Ngơi sao vụt sáng chĩi lên, chỉ trong vài giây mà ánh sáng do chúng phát ra bằng cả một thiên hà gộp lại hoặc bằng lượng ánh sáng Mặt trời phát ra trong 9 tỉ năm cộng lại: đĩ là hiện tượng vụ nổ siêu tân tinh 2 (supernovae 2). Sau vụ nổ xuất hiện một lực ép cực mạnh đã làm cho nhân của Ngơi sao co lại với tốc độ 80.000Km/s. Sức ép này lớn đến nổi cĩ thể nén các electron thấm vào hạt nhân, kết hợp với proton để tạo thành neutron. Khi đĩ neutron là nguyên tử chủ yếu chiếm tồn bộ khối lượng của sao (trừ một lớp vỏ mỏng bên ngồi bằng sắt dày chưa tới 1m) nên nĩ được gọi là sao neutron hay pulsar. ∗ Những Ngơi sao cĩ khối lượng M ≥ (3-5)M0. Với khối lượng khổng lồ như vậy thì sự thiêu hủy Hydro diễn ra cực kỳ nhanh, năng lượng phĩng ra cực kỳ lớn….Sức nổ gây ra hiện tượng siêu tân tinh quá lớn làm xuất hiện một lực ép mà áp suất khí neutron suy biến cũng khơng chống đỡ nổi nên các neutron bị ép chặt đến mức “tới hạn” (1cm3 nặng tới mức 105 tỉ tấn) làm xuất hiện một lực hấp dẫn vơ cùng lớn, cĩ khả năng hút tất cả những gì đến gần nĩ như một cơn xốy nước khổng lồ chúng được gọi là lỗ đen vì chúng ta 24 khơng thể nhìn thấy nĩ. Nhưng chúng ta cĩ thể phát hiện ra sự cĩ mặt của nĩ vì nĩ luơn phát ra các tia X trong Vũ trụ. Hình 1. 8: Sơ đồ tiến hĩa của sao 25 Chương 2 - Mặt trời 2.1. Quỹ đạo của Mặt trời. 2.1.1. Analemma. Quỹ đạo chuyển động của Mặt trời khi xét cùng một thời điểm trong ngày, của các ngày khác nhau trong năm gọi là Analemma. Nguyên nhân gây ra quỹ đạo chuyển động Analemma của Mặt trời – vịng số 8 là do thời gian Mặt trời thực và thời gian sao khơng trùng với thời gian trung bình của Mặt trời (thời gian trung bình của tổng thời gian Mặt trời thực trong năm). Hình 2. 1: Analemma 26 Thời gian sao (ngày sao) là một chu kỳ quay của Trái đất đối với các Ngơi sao, đúng bằng chu kỳ nhật động của các sao. Hay nĩi cách khác, ngày sao là khoảng thời gian giữa hai lần liên tiếp điểm xuân phân (γ) đi qua kinh tuyến trên tại một nơi quan sát. Một ngày sao dài 23 giờ 56 phút và trong một năm chỉ cĩ ngày xuân phân là thời gian sao trùng với thời gian Mặt trời. Với quy ước rằng: 0h00 : γ ở kinh tuyến trên và 1 ngày sao = 360o = 24h sao. Thời gian Mặt trời thực (ngày Mặt trời thực) là khoảng thời gian giữa hai lần liên tiếp Mặt trời đi qua kinh tuyến trên tại một nơi quan sát – thời gian quay trọn vẹn một vịng của Trái đất so với Mặt trời. Vì người quan sát đứng trên Trái đất luơn tưởng tượng rằng Trái đất đứng yên cho nên họ thấy Mặt trời xê dịch trên nền sao 1 0 trong 1 ngày – tương ứng với 4 phút. Cho nên một vịng quay của Trái đất so với Mặt trời lớn hơn một vịng quay của Trái đất so với các sao là 10, như vậy ngày Mặt trời thực dài hơn ngày sao và cứ sau một năm ngày Mặt trời lại nhiều hơn ngày sao là 24 giờ. Với quy ước rằng: 0h00 – Mặt trời ở kinh tuyến dưới cịn 12h00 – Mặt trời ở kinh tuyến trên, 1 ngày Mặt trời thực = 3600 = 24h MTT. Hình 2. 2: Mơ hình thể hiện sự sai khác giữa ngày sao và ngày Mặt trời 27 Thời gian Mặt trời trung bình (Ngày Mặt trời trung bình) là khoảng thời gian tính trung bình của tất cả các ngày Mặt trời thực, nĩ đều bằng nhau và bằng 24 giờ. Thời gian Mặt trời trung bình và thời gian Mặt trời thực dao động trong khoảng, ngắn hơn từ 22 giây đến dài hơn 29 giây, nhưng thường các ngày này hay đi liền nhau nên khoảng thời gian chênh lệch khi cộng dồn lại là rất lớn đơi khi chậm hơn đến 14 phút 6 giây (vào khoảng ngày 11 – 12 của tháng 2) hoặc nhanh hơn tới 16 phút 33 giây (vào khoảng 31 tháng 10 hoặc 1 tháng 1). Trong một năm chỉ cĩ 4 ngày 16 – 4, 14 – 6, 1 – 9 và 24 – 12 là thời gian Mặt trời thực trùng với thời gian Mặt trời trung bình và mối quan hệ này được biểu diễn qua phương trình thời gian. η = Tm - T⁄ Trong đĩ η là thời sai cĩ giá trị thường được in trong lịch thiên văn. Giờ Mặt trời thực khơng trùng với giờ Mặt trời trung bình cho nên vào cùng một thời điểm cĩ khi Mặt trời xuất hiện đúng tại điểm hơm trước, cĩ khi xuất hiện sớm hơn hoặc cĩ khi xuất hiện trễ hơn điểm hơm trước, cho nên khi chồng 365 bức ảnh tương ứng với 365 ngày được chụp trong cùng một thời điểm thì ta cĩ 365 chấm xếp thành hình analemma – vịng số 8, bản chất của sự khác nhau này là do: + Trục quay của Trái đất hợp với mặt phẳng quỹ đạo của nĩ một gĩc 23 0 27’, nên gĩc giờ Mặt trời phụ thuộc vào ví trí của nĩ trên Hồng đạo (gĩc giờ bé hơn ở các điểm Xuân phân và Thu phân nhưng lớn hơn ở các điểm Hạ chí và Đơng chí). + Trái đất quay quanh Mặt trời theo quỹ đạo là một elip cho nên vận tốc chuyển động của nĩ khơng đồng đều. Vì vậy mà mỗi ngày Mặt trời dịch chuyển trên hồng đạo bởi những cung khơng giống nhau. + Do chuyển động tuế sai của Trái đất. 28 2.1.2. Đường đi một ngày đêm của Mặt trời – nhật động Hằng ngày sau khi nhơ khỏi chân trời ở phía Đơng, Mặt trời đi trên bầu trời rồi lặn ở phía Tây của bầu trời. Ngày nay chúng ta đã biết Mặt trời là trung tâm của Vũ trụ, nĩ khơng chuyển động nhưng tại sao chúng ta lại cĩ thể nhìn thấy Mặt trời chuyển động cĩ hướng từ Đơng sang Tây? Đĩ là do sự chuyển động của Trái đất, Trái đất chuyển động tự quay quanh trục của nĩ từ Tây sang Đơng, người quan sát lại ở trên Trái đất nên cứ tưởng rằng mình đang đứng yên cịn Mặt trời thì chuyển động và chuyển động tưởng tượng đĩ gọi là chuyển động biểu kiến của Mặt trời trong một ngày đêm Một vịng tự quay quanh trục của Trái đất tương ứng với thời gian là một ngày đêm cĩ 24 giờ, cĩ nghĩa là khi Trái đất quay, lúc nào cũng cĩ một nửa được chiếu sáng và một nửa khơng được chiếu sáng tương ứng với 12 giờ ban ngày và 12 giờ ban đêm, và những khái niệm nửa ngày; nửa đêm này chỉ mang tính tương đối, nĩ chỉ bằng nhau ở ngày xuân phân và thu phân – ngày bằng đêm. Ở các vĩ độ trung bình và thấp đường đi của nĩ khi dài khi ngắn khác nhau, dài nhất vào ngày Hạ chí ( 023 27δ ′= ) – ngày dài hơn đêm, ngắn nhất vào ngày Đơng chí ( 023 27δ ′= − ) – ngày ngắn hơn đêm. Cịn nếu Mặt trời càng ở gần thiên cực thì vịng trịn quỹ đạo này càng nhỏ, nĩ cĩ thể khơng cắt xích đạo trời khi đĩ người quan sát ở đây chỉ nhìn thấy ban ngày chứ khơng nhìn thấy ban đêm, cĩ nghĩa là Mặt trời mọc chứ khơng lặn và thời gian đĩ kéo dài suốt 6 tháng, 6 tháng cịn lại là đêm tối. Hình 2. 3: Điều kiện mọc lặn khác nhau của các thiên thể. 29 Do khí quyển của Vũ trụ cĩ tính khơng đồng nhất nên sẽ xảy ra hiện tượng khúc xạ ánh sáng khi Mặt trời chiếu ánh sáng đến Trái đất, do đĩ độ cao biểu kiến của Mặt trời sẽ luơn cao hơn độ cao thực của nĩ dẫn đến Mặt trời sẽ mọc sớm hơn và lặn muộn hơn đối với trường hợp khơng cĩ khí quyển. Như vậy đường đi một ngày đêm của Mặt trời là những vịng trịn nhỏ trên thiên cầu song song với xích đạo trời. Trong suốt một năm điểm mọc của Mặt trời luơn xê dịch so với xích đạo trời khi thì về hướng Bắc khi thì về hướng Nam, nửa ngày và nửa đêm của đường đi Mặt trời cũng chỉ mang tính tương đối. 2.1.3. Quỹ đạo một năm của Mặt trời – Hồng đạo. Trái đất quay xung quanh Mặt trời đúng một vịng theo chu kỳ một năm, nhưng khi đứng trên Trái đất ta lại cĩ ảo tưởng Mặt trời quay quanh Trái đất và quay hết một vịng cũng theo chu kỳ một năm, như vậy một vịng quay của Mặt trời quanh Trái đất trong một năm gọi là quỹ đạo chuyển động biểu kiến của Mặt trời hay đường đi một năm của Mặt trời – Hồng đạo (theo tiếng anh là eclip – tic, gĩc từ Hy Lạp là eclipsis nghĩa là “sự che khuất”). Mặt trời di chuyển dọc theo Hồng đạo về hướng Đơng – cùng chiều với chiều quay của Trái đất, nĩ lần lượt đi qua 12 chịm sao nằm trên Hồng đới: Trinh Nữ (Virgo), Cái Cân (Libra), Thần Nơng (Scorpicus), Nhân Mã (Sagitarius), Con Hươu (Capricornus), Cái Bình (Aquarius), Song Ngư (Pisces), Bạch Dương (Aries), Kim Ngưu (Taurus), Song Tử (Gemini), Con Cua (Cancer), Sư Tử (Leo) tương ứng với 12 tháng trong năm – năm sao, nĩ dài 365 ngày 6 giờ 9 phút 10 giây, hoặc 365,2564 ngày Mặt trời trung bình. Hồng đạo và xích đạo trời cắt nhau ở một gĩc 23027’, trên Hồng đạo cĩ 4 điểm cơ bản: Xuân phân, Hạ chí, Thu phân và Đơng chí nhưng Xuân phân là điểm chủ yếu nhất vì nĩ được dùng làm mĩc để tính độ xích kinh trong hệ tọa độ xích đạo, xác định thời gian sao và năm xuân phân – khoảng thời gian giữa hai lần liên tiếp tâm Mặt trời đi qua điểm xuân phân. Năm xuân phân ngắn hơn năm sao do hiện tượng chuyển động tuế sai của trục Trái đất (chỉ bằng 365,2422 ngày Mặt trời trung 30 bình hay 365 ngày 5 giờ 48 phút 46 giây), nĩ được chia làm 4 mùa dùng trên Trái đất. Nguyên nhân gây ra các mùa là do trục quay của Trái đất khơng đổi phương trong khơng gian và luơn tạo thành một gĩc nghiêng với mặt phẳng quỹ đạo của nĩ, nên cĩ thời kỳ bán cầu Bắc ngả về phía Mặt trời, cĩ thời kỳ bán cầu Nam ngả về phía Mặt trời làm cho thời gian chiếu sáng và sự thu nhận bức xạ Mặt trời ở mỗi bán cầu thay đổi trong năm. Hình 2. 4: Vị trí của Trái dất theo ngày đặt biệt thể hiện mùa. Do chuyển động biểu kiến hằng năm của Mặt trời mà vị trí của các chịm sao trên hồng đạo cũng thay đổi theo thời gian. Khoảng 2000 năm trước, khi Hippac soạn danh mục sao thì điểm Xuân phân đang ở chịm sao Con Cừu (^ ), bây giờ nĩ đã dịch chuyển đi gần 300 sang chịm sao Đuơi Cá, cịn điểm Thu phân thì từ chịm sao Cái Cân (d ) chuyển sang chịm sao Trinh Nữ, điểm Hạ chí thì trong chịm sao Con Cua (a ) chuyển sang chịm sao Con Trâu và điểm Đơng chí thì từ chịm sao Con Dê (g ) chuyển sang chịm sao Con Cua. Ngồi ra chuyển động biểu kiến hằng năm của Mặt trời trên đường Hồng đạo là khơng đồng đều: Mặt trời đi được một nửa Hồng đạo từ Xuân phân đến Thu phân trong 186 ngày (từ 21/3 đến 23/9) nhưng nửa kia từ Thu phân đến Xuân phân chỉ trong 179 hoặc 180 ngày điều đĩ cho thấy tốc độ chuyển động thực của Trái đất 31 trên quỹ đạo elip quanh Mặt trời là khơng đồng điều dẫn đến thời gian giữa các mùa cĩ độ dài ngắn khác nhau. Ở bán cầu Bắc thì mùa xuân và mùa hè cộng lại dài hơn mùa thu và mùa đơng 6 ngày, ở đây thời gian của mùa hè cũng dài hơn mùa đơng cho nên ta nĩi trên Trái đất bán cầu Bắc ấm hơn bán cầu Nam . 2.2. Cấu trúc của Mặt trời 2.2.1. Sơ lược về Mặt trời. Mặt trời là một Ngơi sao bình thường cĩ khối lượng và kích thước thuộc loại trung bình so với các Ngơi sao khác trong dãy ngân hà, nĩ nằm ở rìa phía trong của nhánh Orion của ngân hà. Nĩ đặc biệt đối với con người là vì nĩ ở gần chúng ta nhất, chiếu sáng cho tồn Vũ trụ và mang lại sự sống cho tồn nhân loại. Nĩ là trung tâm của hệ Mặt trời, Trái đất và các thành viên khác (hành tinh, tiểu hành tinh, thiên thạch, sao chổi và bụi) đều quay quanh nĩ. Mặt trời là một quả cầu hồn tồn là khí: Khoảng 75% (của mỗi kg khí) là Hydro, 23% là khí Heli, 2% cịn lại là các khí nặng khác, cĩ đường kính 1,390.106 Km (lớn hơn 110 lần đường kính của Trái đất), cách Trái đất 150.106 Km (khoảng cách này chính bằng một đơn vị thiên văn, phải mất 8 phút để ánh sáng từ Mặt trời đến được Trái đất), khối lượng của nĩ khoảng 2.1030 Kg. Hình 2. 5: Mặt trời nguyên thủy là nguồn ánh sáng cực tím (Mặt trời dưới ánh sáng cực tím: NASA) 32 Hình 2. 6: Khối khí Mặt trời Nhiệt độ và mật độ của Mặt trời giảm dần khi đi từ trong lõi ra phía ngồi nên Mặt trời cĩ cấu trúc rất phức tạp vì vậy để nghiên cứu và tìm hiểu rõ về cấu trúc của Mặt trời người ta chia Mặt trời thành các lớp khác nhau, mỗi lớp cĩ tính chất và kiểu hoạt động riêng. Mặt trời gồm hai phần: Phần bên trong và phần bên ngồi. Hình 2. 7: Cấu trúc tổng quát của Mặt trời 33 • Phần bên trong lại được chia thành các lớp như sau: Lõi (tâm Mặt trời), vùng truyền bức xạ năng lượng và vùng truyền đối lưu của Mặt trời. a. Lõi (Core): Lõi cĩ bán kính khơng quá ¼ bán kính Mặt trời (khoảng 175.000 Km) nhưng tập trung một nửa khối lượng của cả Mặt trời và hầu như tồn bộ năng lượng mà Mặt trời cĩ được đều thốt ra từ đây. Cho nên nĩ là một nguồn năng lượng khổng lồ hoặc nếu dùng ngơn từ hình ảnh để biểu đạt thì nĩ là một cái lị luơn đốt nĩng Mặt trời khơng để cho Mặt trời nguội lạnh. Dưới sức ép của các lớp bên ngồi, vật chất bên trong Mặt trời bị ép lại, cho nên càng vào sâu bên trong Mặt trời thì tỷ khối vật chất càng tăng, dẫn đến áp suất và nhiệt độ của nĩ ở đĩ cũng tăng theo. Nhiệt độ tại tâm Mặt trời đạt tới 15.106 K, khối lượng riêng 160Kg/dm3, áp suất thì vào khoảng hàng trăm tỷ atmotphe. Sở dĩ ta nĩi lõi Mặt trời là một nguồn năng lượng khổng lồ là vì ở đây luơn xảy ra các phản ứng nhiệt hạch để giải phĩng năng lượng. Nguyên nhân để các phản ứng nhiệt hạch diễn ra là do cĩ sự kết hợp giữa các nguyên tố hĩa học nhẹ để trở thành những nguyên tố hĩa học nặng hơn. Cụ thể cứ 4 nguyên tử Hydro tổng hợp tạo thành một nguyên tử Heli sẽ giải phĩng ra một năng lượng do sự mất mát khối lượng của chúng. Nguồn năng lượng khổng lồ là thế nhưng làm thế nào mà nĩ thốt ra khỏi lõi để đi đến bề mặt của Mặt trời? Do cấu trúc phức tạp của Mặt trời nên nguồn năng lượng này khơng thể truyền bằng phương pháp chuyển động nhiệt được mà nĩ được truyền theo nhiều cơ chế vật lý khác nhau, ứng với mỗi vùng của Mặt trời cĩ một cơ chế riêng. Vậy vùng kế tiếp lõi Mặt trời cĩ tên gọi là gì và truyền năng lượng theo cơ chế nào? Đĩ chính là vùng truyền bức xạ năng lượng và năng lượng của nĩ được truyền đi bằng cách bức xạ, hấp thụ rồi lại tái bức xạ các lượng tử ánh sáng bởi vật chất tồn tại ở đĩ. 34 b. Vùng truyền bức xạ năng lượng (Radiation Zone). Ta đã biết tỷ khối, nhiệt độ và áp suất của khí càng giảm khi càng xa lõi, nên vùng truyền bức xạ năng lượng này cĩ tỷ khối, nhiệt độ và áp suất giảm hơn so với vùng lõi và dịng năng lượng cũng giảm theo. Vùng truyền bức xạ năng lượng là nơi năng lượng lan truyền thơng qua sự hấp thụ và bức xạ bởi vật chất thành những ánh sáng gọi là lượng tử. Để năng lượng đi ra được bên ngồi thì các lượng tử luơn luơn bức xạ và tái bức xạ, nhưng quá trình này diễn ra vơ cùng chậm, đơi khi phải mất vài nghìn năm mới tới được quang cầu. Nhưng khi tới được quang cầu thì các lượng tử này đã hồn tồn trở thành các lượng tử khác, năng lượng của nĩ cũng giảm so với các lượng tử ban đầu. Vậy điều gì đã xảy ra trong vùng này? Tất cả những điều đĩ được giải thích như sau: Trong khi các lượng tử tái bức xạ, nĩ luơn luơn đổi hướng, hầu như nĩ vừa chuyển động về phía trước lại vừa chuyển động về phía sau với mức độ gần như nhau. Ban đầu nĩ là các lượng tử gamma do vùng tâm Mặt trời sinh ra, năng lượng của chúng lớn gấp hàng nghìn lần năng lượng của ánh sáng mà chúng ta nhìn thấy được, nhưng bước sĩng của nĩ thì rất nhỏ. Trên đường đi, các lượng tử này bị các nguyên tử khác hấp thụ, ngay lập tức nĩ diễn ra quá trình tái bức xạ, vỡ thành ra hai; ba hoặc nhiều hơn so với số lượng tử ban đầu. Mặt khác theo định luật bảo tồn năng lượng, tổng năng lượng của tất cả các lượng tử lúc sau phải bằng năng lượng của lượng tử ban đầu, cho nên các lượng tử lúc sau mang năng lượng nhỏ hơn các lượng tử lúc đầu và cứ như vậy các lượng tử tiếp tục bị hấp thụ rồi tái bức xạ, cho nên năng lượng của nĩ nhỏ dần nhỏ dần và nhỏ đi hàng nghìn lần khi nĩ ra tới bề mặt của Mặt trời. Quá trình biến đổi lượng tử được mơ tả như sau: Từ các lượng tử gamma biến đổi thành các lượng tử tia X (tia Rơnghen), sau đĩ là tia tử ngoại, cuối cùng là các tia nhìn thấy và các tia hồng ngoại. Như vậy ta cĩ thể nĩi rằng, nếu bỗng dưng một ngày nào đĩ “chiếc lị năng lượng” bên trong Mặt trời khơng cịn chiếu sáng nữa thì phải đến hàng triệu năm sau chúng ta mới biết được điều đĩ. 35 c. Vùng đối lưu của Mặt trời (Convective zone). Các lớp cấu tạo nên Mặt trời cĩ tính chất khơng giống nhau nên năng lượng truyền từ lõi ra quang cầu khơng chỉ bằng phương pháp bức xạ mà cịn bằng nhiều phương pháp khác nữa tùy theo nhiệt độ, áp suất…của vùng đĩ. Trong quá trình truyền năng lượng khi ra đến một vùng mà tại đĩ độ khơng trong suốt của khí tăng nhanh thì phương pháp bức xạ khơng cịn áp dụng được nữa, nĩ được thay bằng phương pháp đối lưu. Như vậy vùng mà năng lượng truyền bằng sự đối lưu được gọi là vùng đối lưu của Mặt trời. Tại vùng này những luồng khí nĩng bốc lên trên, truyền nhiệt cho mơi trường xung quanh, cịn luồng khí nguội sẽ đi xuống dưới, cứ như vậy giữa luồng khí nĩng và luồng khí lạnh luơn đổi chổ cho nhau và năng lượng từ bên trong Mặt trời được truyền tới quang cầu, lúc này vật chất trên Mặt trời sơi lên, bị xáo trộn, và nĩ được ví như cháo quánh trên bếp lửa và hiện tượng này được gọi là sự tạo hạt trên bề mặt Mặt trời, mà các nhà quan sát Mặt trời thường gặp. Vùng đối lưu bắt đầu ở khoảng cách xấp xỉ 0,7 bán kính của Mặt trời–được tính từ tâm ra và trải đến tận bề mặt nhìn thấy được của Mặt trời (quang cầu) – là nơi mà sự chuyển dời năng lượng theo phương pháp bức xạ trở lại (vùng này dày khoảng 125.000Km). d. Khí quyển Mặt trời. Trên Trái đất hằng ngày ta hít thở bằng khơng khí, bao quanh Trái đất là khí quyển đĩ là những kiến thức cơ bản mà chúng ta đã được học. Ngồi Trái đất ra các hành tinh khác cũng được bao bọc bằng các lớp khí, kể cả các sao gồm tồn khí. Những lớp khí bên ngồi của chúng cũng được gọi là khí quyển. Như vậy phần khí bên ngồi của Mặt trời cũng được gọi là khí quyển và nĩ gồm: Quang cầu, sắc cầu và nhật hoa. Khí quyển Mặt trời được bắt đầu ở độ sâu 200 – 300km kể từ mép nhìn thấy được trên đĩa Mặt trời. 36 e. Quang cầu (Photosphere). Hình 2. 8: Sự tạo hạt trên Mặt trời Quang cầu là lớp khí sâu nhất của khí quyển Mặt trời, đáy của lớp này là những điểm sâu nhất mà ta cĩ thể nhìn thấy được, đỉnh của lớp này là những điểm chứa các hạt photon ánh sáng cĩ thể thốt ra khỏi Mặt trời, độ dày của lớp khơng lớn hơn 1/300.000 bán kính Mặt trời nên đơi khi người ta cịn gọi là bề mặt Mặt trời. Mật độ của các khí trong quang cầu tương tự như ở tầng bình lưu Trái đất (khoảng 16 1710 10− hạt/cm3), lỗng hơn hàng trăm lần so với mật độ khí ở bề mặt Trái đất. Nhiệt độ của quang cầu thì giảm dần từ 8000 K ở độ sâu 300 km xuống cịn 4000 K ở những tầng ngồi nhất của quang cầu, lớp giữa mà chúng ta nhìn thấy được bức xạ là vào khoảng 6000 K, phổ bức xạ của nĩ là phổ liên tực tuân theo gần đúng quy luật bức xạ của vật đen nhưng do bề dày của quang cầu cũng tương đối lớn nên các lớp phía trên lỗng hơn và nguội hơn các lớp phía dưới vì vậy khi bức xạ này đi qua lớp ở trên một số ánh sáng đơn sắc đã bị hấp thụ, cho nên kết quả cuối cùng ta thu được là phổ vạch hấp thụ Fraunhoper (hình 2.9). 37 Ion Hydro âm – một proton và hai electron – là thành phần đặc biệt nhất của khí quyển Mặt trời (vì hầu hết các phân tử khí ở đây đều bị phân rã thành những nguyên tử riêng biệt, chỉ một số ít phân tử đơn giản và những gốc như H2, OH, CH được bảo tồn nhưng cũng chỉ ở lớp ngồi cùng của quang cầu), sự xuất hiện ion Hydro âm ở đây là do: Các nguyên tử như Canxi, Natri, Magie, Sắt …. dễ dàng bị ion hĩa sau đĩ sản sinh ra electron tự do mang điện tích âm, các electron này chuyển động bám vào các Hydro trung hịa làm xuất hiện các ion Hydro âm, phần lớn ánh sáng nhìn thấy được là do chúng bức xạ, nhưng ánh sáng này lại bị các ion hấp thụ và ngấu nghiến cho nên càng vào sâu khí quyển Mặt trời càng kém trong suốt dẫn đến khi quan sát ta thấy các lớp ngồi cùng của Mặt trời luơn rõ nét nhất. Bằng các dụng cụ quan sát tinh vi của thiên văn học người ta thấy rằng: Tồn bộ quang cầu như rắc đầy những hạt sáng li trên các nền sẫm tối hơn, mỗi hạt cĩ kích thước khoảng 1′′ hay khoảng 700 Km nĩ liên tục xuất hiện và biến mất. Sự tạo hạt là kết quả hịa trộn của những luồng khí nĩng nổi lên phía trên và những luồng khí lạnh hơn chìm xuống dưới (vận tốc chuyển động nâng lên hạ xuống của các hạt là khoảng 1-2 km), và cơ chế này được gọi là sự đối lưu – với việc nghiên cứu phổ ánh sáng phát ra của các hạt sáng và miền sẫm tối kế cận nhau người ta kết luận được điều đĩ: Quang phổ của bức xạ phát ra từ miền sẫm tối dịch về phía đỏ; cịn quang phổ của bức xạ phát ra từ các hạt sáng lại dịch về phía tím. Như vậy ở lớp này quá trình truyền năng lượng diễn ra theo cơ chế đối lưu, nhiệt độ chênh lệch giữa các luồng khí là rất lớn khoảng từ 200 – 300 K, ở các lớp càng sâu nhiệt độ chênh lệch này càng lớn, và sự hịa trộn diễn ra càng mạnh mẽ. Nĩi tĩm lại mặt quang cầu luơn bị các dịng hạt liên tục bắn phá từ dưới lên, và nĩ gây nên kích động nhiễu loạn, làm cho quang cầu dao động và tạo thành những sĩng dao động trong vật chất quang cầu như sĩng âm trong khơng khí. Và một điều chúng ta cần chú ý là quang phổ của quang cầu là quang phổ liên tục, nĩ là một dải nhỏ, nhiều màu, cĩ cùng bản chất như của cầu vịng. 38 Sự đối lưu đĩng một vài trị quan trọng trong việc tạo nên cấu trúc của khí quyển, và lớp ngồi cùng của khí quyển là lớp đặc biệt nhất, chính trên lớp này ta sẽ nhìn thấy các vết tối cũng như các vết sáng của Mặt trời. Hình 2. 9 : Quang phổ Mặt trời Hình 2. 10: Quang phổ Mặt trời ngồi khí quyển Trái đất 39 f. Sắc cầu (Chromosphere). Sắc cầu hay sắc quyển (choromos-phere, gĩc tiếng Hy Lạp nghĩa là “khối cầu màu”) – cĩ tên gọi như vậy là do sắc màu đỏ - tím của nĩ. Sắc cầu khơng đồng nhất, và gồm chủ yếu là những lưỡi lửa thon thả trong như những đám cỏ đang cháy, nhiệt độ của các tia sắc cầu này cao hơn trong quang cầu gấp hai đến ba lần nhưng mật độ khí quyển ở đây thì lại kém hơn hàng trăm nghìn lần. Các sắc cầu vươn cao với những độ cao khác nhau, cao nhất là 15000 Km, và bắt đầu ở độ cao từ 10 km (hình 2.11). Đĩ là những kết quả nghiên cứu về sắc cầu khi cĩ hiện tượng nhật thực tồn phần xảy ra (sở dĩ phải đến khi cĩ hiện tượng nhật thực xảy ra chúng ta mới quan sát được sắc cầu là do độ sáng chĩi của sắc cầu kém hơn quang cầu hàng trăm lần, khi cĩ nhật thực tồn phần xảy ra thì phần quang cầu mới hồn tồn bị che khuất). Khi bắt đầu xảy ra hiện tượng nhật thực thì phía sau mặt trăng tối đen người ta nhìn thấy một cái vịm cuộn sáng rực rỡ viền quanh đĩa mặt trăng đĩ chính là sắc cầu và viền sáng này cĩ độ dày từ 12.103-15.103 Km. Như chúng ta đã biết càng ra xa thì nhiệt độ của các lớp trên Mặt trời càng giảm xuống nhưng tại sao các tia sắc cầu lại cĩ nhiệt độ cao hơn trong quang cầu? Điều đĩ được giải thích như sau: Do sự lan truyền các sĩng và từ trường từ vùng đối lưu lọt vào sắc cầu vật chất ở đây bị nun nĩng lên giống hệt như một lị vi sĩng khổng lồ, tốc độ chuyển động nhiệt của các hạt tăng cao, va chạm giữa các hạt với nhau cũng xảy ra thường xuyên và mạnh hơn làm cho các nguyên tử bị mất electron phía ngồi, vật chất trở thành plasma bị ion hĩa, nĩng b._.ờ 56 phút. Ưu điểm: Hệ tọa độ xích đạo 2 khơng phụ thuộc vào nhật động nên ta cĩ thể quan sát thiên thể trong một thời gian dài. Mặt khác cịn nhanh chống tìm ra được xích vĩ và xích kinh của vật thể đang quan sát bằng vịng chia độ gắn trên hệ cùng trục với trục song song với xích đạo trời. Nhược điểm: Vì trọng lượng của kính luơn tác dụng lên trục quay của hệ dẫn đến sai số khi hoạt động nên hệ này chỉ sử dụng cho những loại kính nhỏ. 105 Hình 3. 12: Chân đế của hệ khử nhật động trong hệ tọa độ xích đạo 3.1.3. Kính EM – 200 dụng cụ dùng để quan sát Mặt trời. 3.1.3.1. Thơng số kỹ thuật: + Kính phản xạ dạng ống, kính tìm, CN – 212 đường kính vật kính 22.5cm + Kính khúc xạ dạng ống, kính tìm, FS – 78 đường kính vật kính 12cm + Kiểu lắp đặt: Hệ khử nhật động trong hệ tọa độ xích đạo EM – 200 + Trụ đỡ nhơm đường kính 12 – 13cm, dài 120cm + 3 đối trọng 106 3.1.3.2. Hệ thống – điều khiển: a. Sơ đồ hệ thống thân kính – hệ khử nhật động. Hình 3. 13: Sơ đồ cấu tạo của thân kính trong hệ khử nhật động kiểu xích đạo b. Bảng điều khiển. Hình 3. 14: Cấu tạo của bảng điều khiển Temma 2 1 và 2 5 7 3 4 6 1,2: Đèn báo 3: Cơng tắc Motor 4: Cơng tắc đống mở ảnh hưởng của máy vi tính 5: Nguồn vào bảng điều khiển 6: Nơi nối hộp điều khiển 7: Nơi nối kết với máy tính 8: Nơi nối kết máy kiểm tra hệ thống 8 107 3.1.3.3. Trục cực thân kính hướng đến sao bắc cực a. Yêu cầu và lý do. Kính được lắp theo kiểu xích đạo nên phải cĩ một trục hướng đến Bắc cực, vì vậy yêu cầu phải hướng trục này đến sao Bắc cưc. Ở thân kính cĩ ống kính tìm hướng sao Bắc cực. Sử dụng các núm khĩa số 1 để chỉnh kính theo chiều ngang và núm số 2 để chỉnh theo độ cao. b. Phần mềm PolarWin. Vì sao Bắc cực khơng trùng với Bắc cực nên nhà sản xuất kính TAKAHASHI đã viết ra một phần mền dùng để xác định Bắc cực căn cứ vào sao Bắc cực nhình thấy qua ống kính tìm. Mặt khác do ở nước ta sao Bắc cực cĩ tọa độ rất thấp khoảng 10002’15”, cho nên rất khĩ quan sát thấy nĩ vì đã bị mái nhà, đồi núi… che khuất vì vậy ta phải dùng phần mềm này để xác định sao Bắc cực thơng qua bản đồ sao trên máy tính. c. Điều chỉnh vịng chia độ - tác dụng – yêu cầu. Hình 3. 15: Vịng chia độ dùng để xác định xích vĩ và xích kinh của thiên thể 108 Ưu điểm của việc lắp đặt kính theo kiểu xích đạo là nhanh chống tìm ra được xích vĩ và xích kinh của vật thể để xác định vị trí và tên gọi của chúng vì vậy chúng ta phải điều chỉnh 2 vịng chia độ được lắp đặt trên máy. Để đo được giá trị chính xác thì từ vị trí lắp đặt đầu tiên ta hướng kính đến một vật thể đã biết rõ xích vĩ và xích kinh sau đĩ hiệu chỉnh hai vịng chia độ theo đúng giá trị đĩ. Dùng hộp điều chỉnh tay, hướng ống kính đến một Ngơi sao nào đĩ, nhìn giá trị tọa độ của nĩ trên hai vịng chia độ kết hợp với bảng đồ sao, ta sẽ biết được tên của Ngơi sao đĩ. Hình 3.16: Vịng chia độ trên kính thiên văn TAKAHASHI 3.1.3.4. Điều khiển bằng tay – hộp điều khiển Hình 3. 17: Sơ đồ hộp điều khiển bằng tay Nút dùng để thay đổi tốc độ dịch chuyển của hệ thấu kính S1 và S2 Vịng chia độ dùng để xác định xích vĩ Vịng chia độ dùng để xác định xích kinh 109 Gồm: + Các nút dùng thay đổi tốc độ như trên hình vẽ, nhưng hai nút S1 và S2 rất ít được sử dụng. + Hai nút màu xanh được dùng để quay kính theo trục nghiêng song song với trục cực. + Hai nút màu đỏ được dùng để quay kính theo trục cực. 3.1.3.5. Điều khiển bằng máy tính: Ngồi việc sử dụng bộ điều khiển bằng tay chúng ta cịn cĩ thể điều khiển hệ thống kính bằng cách sử dụng máy vi tính, dùng phần mềm PEGASUS 21. a. Kết nối kính và máy tính. Máy tính và kính được kết nối với nhau bằng dây CAB một đầu là kết nối serial vào máy tính, một đầu là RS232C. Chú ý dây này là duy nhất chỉ được sử dụng cho kính khơng thể thay thế được. b. Phần mềm điều khiển. Ta sử dụng phần mềm PEGASUS 21 để điều khiển, đây là một phần mền được viết riêng cho hệ kính EM – 200, hay TEMMA. ∗ Yêu cầu cấu hình máy – phần cứng. Phần mềm chạy được trên hệ điều hành Windows 98/ME/XP Máy tính phải cĩ cổng Serial loại 9 chân. ∗ Kết nối máy tính với kính – lỗi thường gặp – cách khắc phục. Đơi khi chúng ta đã kết nối máy tính với hệ kính nhưng nĩ khơng hoạt động là do ta chọn cổng Port của máy tính chưa chính xác, để khắc phục thì ta chọn lại bằng cách vào File/Port setup. ∗ Hiệu chỉnh ban đầu Sau khi đã chọn đúng cổng phần mềm khơng cịn báo lỗi, ta tiến hành các thơng số hiệu chỉnh ban đầu. Đưa kính về vị trí thiên đỉnh bằng hộp điều khiển 110 Chọn nút cơng cụ Init, hiệu chỉnh tọa độ của thiên đỉnh tại nơi quan sát. Dùng hộp điều chỉnh tay đưa kính đến một vật thể mà ta đã biết rõ tên, lúc này con trỏ trên màn hình khơng chỉ đúng vị trí của vật thể mà ta quan sát. Dùng máy tính đưa con chuột đến vị trí của vật thể click phải, chọn Adjust, lúc này vị trí hướng đến của kính trên bầu trời trùng với vị trí của vật thể trên bản đồ sao của màn hình máy tính. Chọn một vật thể trên màn hình click phải, chọn Go, kính sẽ tự quay đến vị trí của vật thể đấy. 3.1.4. Quan sát và ghi nhận hình ảnh: 3.1.4.1. Dùng thị kính Ta lần lượt dùng các thị kính khác nhau để quan sát cùng một vật thể, nếu thị kính cĩ tiêu cự càng lớn thì độ phĩng đại của ảnh càng giảm, nhưng bù lại độ nét của ảnh càng được nâng lên. 3.1.4.2. Dùng thị kính kết hợp với máy ảnh kỹ thuật số. Dùng máy ảnh kỹ thuật số kết nối với thị kính bằng 2 vịng kết nối, ảnh qua thị kính sẽ vào máy ảnh và ta dùng máy ảnh để lưu lại ảnh được quan sát. B. Máy chụp Vì máy ảnh kỹ thuật số Nikon bị hỏng nên việc lắp đặt trực tiếp nĩ với thị kính thơng qua hai vịng kết nối là khơng thể vì vậy trong quá trình chụp ảnh Mặt trời ta đã sử dụng máy ảnh kỹ thuật số casio ex-s10 với các thơng số kỹ thuật sau: Độ mở ống kính là: F2.8 – F5.3 Độ phân giải: 10 Mega pixels Tốc độ chụp: 4 – 1/2000 sec Hạn chế khi sử dụng máy ảnh này: Rất khĩ chụp được ảnh của Mặt trời một cách trực tiếp khi chưa qua màn quan sát vì máy ảnh khơng thể gắn với thị kính. 111 3.2. Kết quả nghiên cứu 3.2.1. Đo bán kính Mặt trời 3.2.1.1. Nguyên tắc lý thuyết: • Cách 1: Đo bán kính Mặt trời bằng thấu kính hội tụ. Hình 3. 18: Ảnh của vật qua thấu kính hội tụ Mặt trời qua thấu kính hội tụ cho ảnh gần như ở tiêu điểm ảnh của thấu kính vì d >> f. A1B1 là ảnh thật của Mặt trời thu được trên màn, ta đo được giá trị A1B1 và khoảng cách chính xác OA1. Áp dụng cơng thức tam giác đồng dạng: ∆ OAB và ∆ OA1B1. ta cĩ: 1 1 1 1 1 1 OA AB OA AB A B OA A B OA = ⇒ = Với: OA là khoảng cách từ Trái đất đến Mặt trời (bằng 1đvtv), OA1 là tiêu cự của thấu kính. A1B1 và OA1 là hai giá trị ta đo được Ta tính được bán kính Mặt trời. Khi sử dụng cách này cần chú ý, các chùm tia sáng khi qua thấu kính tất cả đều hội tụ tại một điểm nên cường độ sáng của nĩ rất lớn cĩ thể gây cháy màn hoặc từ giấy hứng ảnh rất nguy hiểm. 112 • Cách 2: Đo bán kính Mặt trời qua hệ thấu kính gồm hai thấu kính hội tụ ghép đồng trục với nhau. Thấu kính L1 đống vai trị là vật kính, thấu kính L2 đống vai trị là thị kính → hệ được gọi là kính thiên văn khúc xạ. Hình 3. 19: Ảnh của vật qua kính thiên văn khúc xạ Mặt trời (AB) qua vật kính cho ảnh thật A1B1, ảnh A1B1 trở thành vật của thị kính, qua thị kính cho ảnh A2B2 trên màn. Ảnh hứng được trên màn là ảnh thật nên giá trị O1O2 sẽ lớn hơn giá trị (f1+f2). ( hình 3.19) Sử dụng hệ thấu kính với cách ghép như hình 3.19 chúng ta đã biết các giá trị sau: + Tiêu cự của vật kính f1 + Tiêu cự của thị kính f2 + Khoảng cách giữa hai thấu kính O1O2 + Giá trị d2 ’ – khoảng cách từ ảnh A2B2 đến thị kính Sơ đồ tạo ảnh qua hệ thấu kính: L1 L2 AB ', 1 1 d d → A1B1 ', 2 2 d d → A2B2 113 Mặt trời qua vật kính cho ảnh A1B1 là ảnh thật nằm tại tiêu điểm ảnh của vật kính vì vật cĩ d >> f1 nên được xem ở xa vơ cùng và ta cĩ: + d1 = ∞ ⇒ d1 ’ = f1. Đặt L2 vào hệ sao cho L1 và L2 đồng trục (O1O2> f1+f2), dùng màn đặt phía sau thị kính để hứng ảnh A2B2 của vật A1B1 qua thị kính, đo giá trị đường kính của ảnh (A2B2) và khoảng cách từ ảnh A2B2 đến thị kính (d ’ 2). + Giá trị d2 cĩ thể được tính bằng cơng thức: d2 = O1O2 – d1 ’ khi chúng ta biết chính xác khoảng cách O1O2. Với những giá trị đã biết và đo được ta áp dụng cơng thức của thấu kính tính được đường kính của Mặt trời (AB) → bán kính Mặt trời. ADCT: ' 1 1 1 d d f + = ' 1 1 1' 1 1 1 1 1 .1 1 1 f d d d d f d f ⇒ + = ⇒ = − ' 2 2 2' ' 2 2 2 2 2 .1 1 1 f d d d d f d f ⇒ + = ⇒ = − Và ADCT: 0 tg G tg α α = Với: 2 2 ' 2 2 2 1 ' 2 0 1 . A B tg d A B d G AB d AB tg d α α  =   ⇒ =  =  (1) Mặt khác: 1 1 ' 2 1 1 1 2 0 ' 1 A B tg d d G A B d tg d α α  =   ⇒ =  =  (2) Từ (1) và (2) ta cĩ: 114 2 2 1 ' 2 . A B d d AB ' 1 2 d d = 2 2 1 2 ' ' 2 1 . . . A B d d AB d d ⇒ = AB chính là đường kính của Mặt trời. Ta tính được giá trị bán kính của Mặt trời. 3.2.1.2. Các bước tiến hành và kết quả. a. Các bước tiến hành quan sát và lấy số liệu. Bước 1: Dùng bộ điều khiển bằng tay chỉnh cho hệ kính hướng tới đúng vị trí của Mặt trời, đồng thời tháo bộ lọc ánh sáng trước vật kính để ánh sáng truyền qua hệ thấu kính, ta thu được ảnh Mặt trời trên từ giấy, hiệu chỉnh thị kính để ảnh rõ nét và nằm giữa thị trường của thấu kính trên màn. Hình 3. 20: Tạo ảnh trên màn quan sát 115 Bước 2: Đo đường kính của ảnh A2B2 trên màn. Hình 3. 21: Đo đường kính của ảnh trên màn Bước 3: Đo khoảng cách từ ảnh A2B2 đến thị kính (d2 ’ ). Hình 3. 22: Đo khoảng cách từ ảnh đến thị kính 116 Bước 4: Đo khoảng cách giữa vật kính và thị kính. Hình 3. 23: Đo khoảng cách giữa vật kính và thị kính b. kết quả đạt được: Qua kính thiên văn ta quan sát được bề mặt của Mặt trời, trên bề mặt Mặt trời đã xuất hiện các vết đen, nĩ luơn thay đổi vị trí trên quang cầu, tồn tại và phát triển trong vài ngày rồi biến mất và được thay thế bởi các vết đen khác. Chụp được một số ảnh của Mặt trời bằng máy ảnh kỹ thuật số thể hiện cĩ vết đen trên đĩ, so sánh với ảnh chụp bởi SOHO của khoa học Vũ trụ NASA thấy hồn tồn trùng khớp. Xác định được các giá trị cần thiết để tính bán kính của Mặt trời. ∗ Các giá trị cố định: 1 9 1 f 630mm. d 150.10 m =  = ∗ Các giái trị đo được: 117 bảng 3.1: bảng các giá trị quang học đã đo Các giá trị đo f2 (mm) d ’ 2 (cm) A2B2 (cm) O1O2 (cm) Ngày 03/04/2010 12,5 12,7 5,5 64,3 18 27,1 8,5 65,5 12,5 27,8 13,2 64,4 Ngày 07/04/2010 7,5 10,2 7,4 63,8 Ngày 31/03/2010 vì trời nhiều mây nên khơng thể lấy số liệu chính xác, chỉ làm quen với việc sử dụng kính thiên văn: cách hiệu chỉnh kính thiên văn đến thiên thể bằng hộp điều khiển bằng tay, cách đo, cách đọc số liệu, lắp ráp thị kính…. c. Kết quả tính bán kính của Mặt trời: ADCT: ' 1 1 1 d d f + = ' 1 1 1' 1 1 1 1 1 .1 1 1 f d d d d f d f ⇒ + = ⇒ = − (1) ' 2 2 2' ' 2 2 2 2 2 .1 1 1 f d d d d f d f ⇒ + = ⇒ = − (2) Và ADCT: 0 tg G tg α α = Với: 2 2 ' 2 2 2 1 ' 2 0 1 . A B tg d A B d G AB d AB tg d α α  =   ⇒ =  =  (3) Mặt khác: 1 1 ' 2 1 1 1 2 0 ' 1 A B tg d d G A B d tg d α α  =   ⇒ =  =  (4) 118 Từ (3) và (4) ta cĩ: ' 2 2 1 1 2 2 1 2 ' ' ' 2 2 2 1 . . . . A B d d A B d d AB d AB d d d ⇒ = ⇒ = Với AB là đường kính của Mặt trời ⇒ R ∗ ngày 03/04/2010. Từ (1) ' 1 1 1 1 1 .d f d d f ⇒ = − 9 3 9 3 150.10 .630.10 0,63( ) 150.10 630.10 m − − = = − Từ (2) ' 2 2 2 ' 2 2 .f d d d f ⇒ = − 2 3 2 3 12,7.10 .12,5.10 0,013865( ) 12,7.10 12,5.10 m − − − − = = − Từ (3) và (4) ta cĩ: 2 2 1 2 ' ' 2 1 . . . A B d d AB d d = 2 9 8 2 5,5.10 .150.10 .0,013864 14, 29.10 ( ) 12,7.10 .0,63 AB m − − ⇒ = = Bán kính Mặt trời là: R = 14,29.108 : 2 = 7,145.108 (m) ∗ ngày 07/04/2010 Từ kết quả thu được ở bảng giá trị và phương pháp tính tương tự như trường hợp f2 = 12,5mm của ngày 03/04/2010 ta xác định được bán kính của Mặt trời như sau: • Trường hợp 1: f2 = 18 (mm) (Hình 3.28) 814,399.10 ( )AB m⇒ = Bán kính của Mặt trời là: R = 14,399.108 : 2 = 7,1995.108 (m) • Trường hợp 2: f2 = 12,5 (mm) 814,743.10 ( )AB m⇒ = Bán kính của Mặt trời là: R = 14,743.108 : 2 = 7,3715.108 (m) • Trường hợp 3: f2 = 7,5 (mm) 813,983.10 ( )AB m⇒ = Bán kính của Mặt trời là: R = 13,983.108 : 2 = 6,9915.108 (m) 119 ∗ Sai số tương đối của giá trị bán kính Mặt trời tính được: Bảng 3.2: Sai số tương đối của phép tính bán kính Mặt trời Lần đo Giá trị đo Giá trị trung bình đã tính R (m) R∆ (m) R∆ (m) R1 (m) 7,145.10 8 0,185.10 8 R2 (m) 7,1995.10 8 0,2395.10 8 R3 (m) 7,3715.10 8 0,4115.10 8 R4 (m) 6,9915.10 8 6,96.10 8 0,0315.10 8 0,21687.10 8 Sai số tương đối của giá trị bán kính Mặt trời là: 8 0 08 0,21687.10 0,0312 3,12 6,96.10 R R δ ∆= = = = d. Nhận xét Hệ kính dùng để quan sát Mặt trời cĩ vật kính với giá trị khơng đổi và 4 thị kính cĩ giá trị thay đổi lần lượt là 18mm; 12,5mm; 7,5mm và 5mm. Nhưng chúng ta chỉ dùng được 3 thị kính để đo ảnh của Mặt trời, thị kính thứ 4 cĩ giá trị 5mm khơng dùng để quan sát Mặt trời được vì thị trường của nĩ nhỏ hơn thị trường của Mặt trời nên chúng ta sẽ khơng thấy hết bề mặt của Mặt trời khi ảnh của nĩ hiện lên trên tờ giấy. Ngồi sử dụng cơng thức thấu kính, giá trị d2 cĩ thể xác định bằng cơng thức d2 = O1O2 – f1, nhưng trong trường hợp xác định giá trị bán kính của Mặt trời ở trên chúng ta khơng dùng nĩ vì những lý do sau: + Khơng cĩ dụng cụ đo chính xác giá trị O1O2, thước mà chúng ta sử dụng cĩ sai số rất lớn đến 1mm. Cho nên dẫn đến kết quả sẽ sai lệch rất lớn mặc dù giá trị O1O2 sai lệch rất nhỏ. + Mặt khác do thị kính là một thấu kính ghép được cấu tạo từ hệ gồm một thấu kính phân kỳ và thấu kính hội tụ để trở thành hệ tiêu sắc nhằm khử hiện 120 tượng sắc sai nên ta khơng thể xác định chính xác được điểm O2, vì vậy khoảng cách O1O2 cũng khơng được đo chính xác. Bán kính trung bình của Mặt trời theo tính tốn của các nhà khoa học cĩ giá trị là: 6,96.108 (m). Nhưng khi sử dụng kính thiên văn TAKAHASHI EM – 200, với các số liệu đo được và qua tính tốn như trên ta thu được giá trị bán kính của Mặt trời nhưng nĩ khơng hồn tồn trùng với kết quả đã đo. Cĩ rất nhiều nguyên nhân dẫn đến sự sai lệch này dưới đây làm một số nguyên nhân khách quan và chủ quan cĩ thể gây ra sai số trên: + Giá trị sai số của thước đo lớn đến 1mm. + Khi xác định giá trị d2 ’ và O1O2, phương của nĩ cần song song với trục của hệ thấu kính, cịn khi xác định giá trị của A2B2 thì cần cĩ một mặt phẳng vuơng gĩc với với quang trục nhưng trên kính thiên văn khơng gắn các trục đĩ. Vì vậy rất khĩ xác định các giá trị trên một cách chính xác mặc dù trong qua trình quan sát và đo đạc chúng ta đã gắn thêm cho nĩ một trục phụ song song với quang trục của hệ thấu kính. + Giá trị đọc được bằng mắt của chúng ta qua các lần đo cĩ sự chênh lệch, nĩ chỉ mang tính tương đối. + Mặc dù hệ kính là hệ khử nhật động nhưng cĩ thể nĩ hoạt động khơng được tốt, vì vậy nhật động của Mặt trời cũng cĩ thể ảnh hưởng đến kết quả đo của chúng ta. 121 3.2.2. So sánh ảnh chụp Mặt trời. Hình 3. 24: Ảnh chụp ngày 31/03/2010 bằng kính thiên văn TAKAHASHI tại Trường ĐHSP TPHCM – trời nhiều mây Vết đen 122 Hình 3. 25: Ảnh chụp ngày 31/03/2010 bởi SOHO của khoa học Vũ trụ NASA Hình 3. 26: Ảnh chụp ngày 03/04/2010 bằng kính thiên văn TAKAHASHI tại Trường ĐHSP TPHCM– trời nhiều mây (Vết đen đã cĩ sự thay đổi vị trí) Vết đen 123 Hình 3. 27: Ảnh chụp ngày 03/04/2010 bởi SOHO của khoa học Vũ trụ NASA Hình 3. 28: Ảnh chụp ngày 07/04/2010 bằng kính thiên văn TAKAHASHI tại Trường ĐHSP TPHCM (Vết đen mới đã xuất hiện) Vết đen 124 Hình 3. 29: Ảnh chụp ngày 07/04/2010 bởi SOHO của khoa học Vũ trụ NASA 3.2.3. Tính chỉ số vết đen Mặt trời. Chỉ số vết đen Mặt trời cũng chính là số Wolf do nhà bác học Rudolf Wolf đưa ra vào năm 1848, số Wolf thay đổi theo chu kỳ của vết đen Mặt trời – 11 năm chứ khơng thay đổi một cách ngẩu nhiên (năm 1843 nhà bác học Henrich Schwate cũng đã đưa ra chu kỳ của nĩ nhưng chỉ cĩ 10 năm). Chỉ số vết đen Mặt trời được xác định là lớn nhất vào thế kỷ 19 với 210 đơn vị, và chỉ số thấp nhất là khoảng 40 đơn vị nĩ được tính bằng cơng thức: W = k (f + 10g) Trong đĩ: + k là hệ số tỉ lệ (thường <1) phụ thuộc vào việc quan sát và kính thiên văn. + f là tổng số vết đen đếm được trên quang cầu. + g là số nhĩm vết đen trên quang cầu. 125 Dưới đây là một số ảnh Mặt trời cĩ nhiều vết đen và rõ nét được chụp lại vào các ngày, các tháng khác nhau của năm 2001 – năm hoạt động mạnh của Mặt trời, chúng ta cĩ thể dùng nĩ để tính chỉ số vết đen của Mặt trời. ∗ Ngày 01 - 04 - 01 Hình 3. 30: Ảnh Mặt trời được chụp ngày 01/04/1/2001 bởi SOHO của khoa học Vũ trụ NASA Tổng số nhĩm vết đen trên Mặt trời là: 9 Tổng số vết đen quan sát được trên quang cầu là: 28 Chỉ số vết đen là: W = k (28 + 9.10) = k.118 126 ∗ Ngày 06 - 09 - 01 Hình 3. 31: Ảnh Mặt trời được chụp ngày 06/09/2001 bởi SOHO của khoa học Vũ trụ NASA Tổng số nhĩm vết đen trên Mặt trời là: 7 Tổng số vết đen quan sát được trên quang cầu là: 29 Chỉ số vết đen là: W = k ( 29+ 7.10) =k. 99 127 ∗ Ngày 29-09-01 Hình 3. 32: Ảnh Mặt trời đươc chụp ngày 29/09/2001 bởi SOHO của khoa học Vũ trụ NASA Tổng số nhĩm vết đen trên Mặt trời là: 9 Tổng số vết đen quan sát được trên quang cầu là: 27 Chỉ số vết đen là: W = k (27 + 9.10) = k.117 128 ∗ Ngày 17-10-01 Hình 3. 33: Ảnh Mặt trời đươc chụp ngày 17/10/2001 bởi SOHO của khoa học Vũ trụ NASA Tổng số nhĩm vết đen trên Mặt trời là: 6 Tổng số vết đen quan sát được trên quang cầu là: 26 Chỉ số vết đen là: W = k (26 + 6.10) = k. 86 chú ý: Với k là hệ số tỉ lệ phụ thuộc vào việc quan sát và kính thiên văn được sử dụng nhưng trong các bức hình trên vì khơng xác định được việc quan sát diễn ra như thế nào, loại kính thiên văn nào được sử dụng để quan sát và loại máy ảnh nào được dùng để chụp lại ảnh của Mặt trời nên hệ số k khơng cĩ giá trị chính xác. 129 3.2.4. Xác định quỹ đạo chuyển động của vết đen Khi quan sát đĩa Mặt trời qua các ngày khác nhau trong tuần hay trong tháng…ta thấy vết đen của Mặt trời cĩ sự thay đổi vị trí trên đĩa Mặt trời, nĩ xuất hiện ở mép bên này, tồn tại và di chuyển ngang qua bề mặt rồi sau đĩ mất đi ở mép bên kia của đĩa Mặt trời. Vậy quỹ đạo chuyển động của nĩ được vẽ như thế nào trên một hệ trục tọa độ khi chúng ta biết tọa độ của tất cả các vết đen đĩ? Và qua kết quả đĩ cho chúng ta kiểm chứng được điều gì? Để biết được các điều đĩ chúng ta hãy thực hiện các bước sau. Bước 1: Sử dụng phần mềm AutoCAD xác định tọa độ theo hai trục x và y của vết đen Mặt trời từ ngày 01/03/2010 đến 04/04/2010. Hình 3.34; 3.35 và 3.36 là một trong những hình tượng trưng cho 35 bức ảnh về vết đen Mặt trời đã được xác định tọa độ. ∗ 01/03/2010 Hình 3. 34: Vết đen Mặt trời đã được xác định tọa độ vào ngày 01/03/2010 130 ∗ Ngày 19/03/2010 Hình 3. 35: Vết đen Mặt trời đã được xác định tọa độ vào ngày 19/03/2010 ∗ 04/04/2010 Hình 3. 36: Vết đen Mặt trời đã được xác định tọa độ vào ngày 04/04/2010 131 Bước 2: Lập bảng giá trị Bảng 3.3: Giá trị tọa độ của các vết đen Mặt trời BẢNG XÁC ĐỊNH GIÁ TRỊ TỌA ĐỘ CỦA VẾT ĐEN MẶT TRỜI Tên vết đen 1051 1054 1056 1057 1059 Tọa độ Ngày x y x y x y x y x y 01/03/2010 -7.2 32.6 02/03/2010 5.3 32.6 03/03/2010 24.7 32.3 04/03/2010 35.5 31.9 05/03/2010 53.9 31 06/03/2010 07/03/2010 08/03/2010 09/03/2010 10/03/2010 11/03/2010 -68.6 26.1 12/03/2010 -52.1 28.7 13/03/2010 -25.3 30.7 14/03/2010 -23.8 30.8 15/03/2010 2.7 31.3 16/03/2010 22.8 31.1 17/03/2010 42.2 30.5 18/03/2010 55.4 28.6 19/03/2010 73 26.4 -43.1 35.5 20/03/2010 73.7 27.8 21/03/2010 -5.3 35.3 132 22/03/2010 2.1 35.6 23/03/2010 34.3 34.3 24/03/2010 -77.5 25.5 25/03/2010 -69.8 27.2 26/03/2010 53.3 29.9 27/03/2010 -31.6 31.1 28/03/2010 -11.8 31.4 -74.1 -28.6 29/03/2010 10 31 -64.2 -26.4 30/03/2010 16.7 30.5 -59.8 -26 31/03/2010 39.9 28.7 -42.3 -23.8 01/04/2010 53.2 29.9 -19.8 -23.5 02/04/2010 63.2 28.9 -6.7 -23.3 03/04/2010 69.8 27.1 5.1 -23.8 04/04/2010 77.8 25.1 21.1 -24.5 133 Bước 3: Vẽ đồ thị của các vết đen Mặt trời từ ngày 01/03/2010 đến 04/04/2010 trên một hệ trục tọa độ. Hình 3. 37: Đồ thị biểu diễn quỹ đạo của một số vết đen trên nền Mặt trời ∗ Nhận xét: Quỹ đạo của vết đen Măt trời trên quang cầu là những đường cong gần như đối xứng nhau qua tâm của hệ trục, bắt đầu từ phía bên này và kết thúc ở phía bên kia. Năm 1609 Galilleo đã kết luận rằng vết đen Mặt trời luơn chuyển động cùng Mặt trời với chu kỳ chuyển động tự quay quanh trục của Mặt trời trung bình là 134 28 ngày. Vậy qua kết quả của việc vẽ đồ thị hình 2.37 ta thấy rằng vết đen Mặt trời luơn chuyển động vì vị trí của nĩ thay đổi hằng ngày trên quang cầu và điều đĩ đã giúp chúng ta kiểm chúng được: Mặt trời luơn quay và quay quanh trục của nĩ theo chu kỳ trung bình là 28 ngày, một ngày di chuyển trên nền sao được 10. Vì thời gian tồn tại của vết đen Mặt trời phụ thuộc vào độ lớn của nĩ nên khi xét các vết đen trong khoảng thời gian ngắn – chỉ hơn một tháng thì chưa thể kết luận gì về chu kỳ trung bình của vết đen Mặt trời là 28 ngày (theo chu kỳ quay của Mặt trời) mà chỉ mới khẳng định được rằng nĩ luơn chuyển động trên quang cầu và quay cùng Mặt trời. Cần cĩ thời gian nghiên cứu và tập hợp số liệu trong khoảng thời gian dài thì mới cĩ thể đưa ra kết luận được. Tại sao quỹ đạo của các vết đen được vẽ ở hình 3.37 cĩ dạng là đường cong? Hình 3. 38: sự chuyển động của vật chất trên quang cầu ở các vĩ độ khác nhau Sở dĩ đồ thị vết đen mặt trời cĩ dạng đường cong bởi vì: Mặt trời được cấu tạo từ một khối khí khổng lồ cho nên vật chất tại mọi điểm trên quang cầu đều ở thể khí, các lớp vật chất ở đây luơn chuyển động hỗn loạn khơng ngừng do các dịng đối lưu bên trong mặt trời gây nên. Mặt khác nhìn vào hình 3.38 ta thấy sự chuyển động của vật chất trên bề mặt quang cầu là khơng giống nhau tại mọi điểm, nĩ chuyển động nhanh ở gần xích đạo và chuyển động chậm ở gần hai cực theo một đường xoắn mà vết đen lại chuyển động cùng quang cầu theo quỹ đạo tự quay quanh trục của nĩ nên quỹ đạo chuyển động của vết đen trên mặt trời cũng cĩ dạng đường cong. 135 Kết luận Thiên văn học ở nước ta phát triển từ rất sớm, khoảng 1000 năm trước, nhưng tại sao đến nay nĩ vẫn chưa được chú trọng phát triển như các nước khác? Cĩ rất nhiều nguyên nhân vừa là chủ quan vừa là khách quan nhưng theo thống kê nguyên nhân sâu xa nhất là do điều kiện kính tế và địa hình của nước ta khơng thuận lợi, nước ta cịn quá nghèo nàn để cĩ thể trang bị và xây dựng cho mình một đài thiên văn tầm cỡ cho nên sự phát triển của ngành này khơng mấy được chú trọng, cịn đa số sinh viên cho rằng: Chọn ngành thiên văn làm sự nghiệp phát triển cho bản thân mình là một lựa chọn khĩ cĩ thể xảy ra vì sau khi tốt nghiệp họ sẽ khơng cĩ một việc làm thích đáng mặc dù họ vẫn cĩ lịng yêu thích, đam mê và muốn tìm hiểu cũng như khám phá những bí ẩn của thế giới bên trên lồi người. Cái ý nghĩ đĩ cĩ thể nĩi là hồn tồn sai lầm vì một đất nước muốn phát triển thì thiên văn học là một lỉnh vực rất quan trọng, cần được chú ý đầu tư, và đặt lên hàng đầu. Tầm hiểu biết về thiên văn sẽ giúp cho lồi người ngày càng văn minh tiến bộ, trước hết chúng cho ta một cái nhìn khách quan về thế giới nên bài trừ được chứng bệnh mê tính dị đoan, sau đĩ là những ứng dụng của nĩ được áp dụng rộng rải trong nhiều lĩnh vực khác nhau như: Dự báo thời tiết, xây dựng bản đồ, thăm dị khống sản, thơng tin liên lạc, vơ tuyến truyền hình, nghiên cứu khí quyển, giao thơng,… Ngồi ra thời đại hiện nay là thời đại của du hành Vũ trụ, chinh phục Vũ trụ là mục tiêu của con người cho nên thiên văn học là một ngành khơng thể thiếu. Chính vì vậy việc trang bị những tri thức thiên văn là một việc làm quan trọng và khơng thể thiếu cho thế hệ trẻ của đất nước chúng ta – một đất nước đang trong tình trạng kém phát triển, từng bước hội nhập quốc tế và đi lên. Nĩ cần được phổ biến rộng rãi và đưa vào chương trình bậc học phổ thơng chứ khơng phải bậc đại học, tuy nhiên để làm được điều đĩ thì cần sự nổ lực rất lớn từ nhiều phía chức năng, cần đầu tư phát triển xuất bản nhiều tài liệu sách báo, cần trang bị kiến thức tin học cho giáo viên để cĩ thể tạo ra các mơ hình ảo trong thiên văn nhằm bổ trợ cho việc quan sát…vì đặc trưng của mơn này là phải quan sát thực tế nhưng đối 136 tượng nghiên cứu của nĩ thì rất trừu tượng khơng thể sờ, khơng thể nắm, khơng thể tác động trực tiếp và bắt nĩ chuyển động theo ý của ta…. Nĩi tĩm lại từ mong ước ngành thiên văn được phát triển rộng rãi, khơi nguồn cho mọi sự khám phá cho nên một khía cạnh nhỏ của ngành thiên văn chính là đề tài của em, đề tài này đã chú ý tìm hiểu một số vấn đề chính của ngành thiên văn như sau: Khái niện chung về ngơi sao là gì? Cấu tạo, quá trình hình thành, phát triển cũng như cái chết của chúng. Từ sự hiểu biết chung đĩ chúng ta tiếp tục đi tìm hiểu về Mặt trời – một Ngơi sao cĩ nguồn năng lượng khổng lồ mang lại sự sống cho tồn nhân loại cũng như nguyên nhân vì đâu mà nĩ cĩ năng lượng, hiện tượng xuất hiện các vết đen Mặt trời là do đâu, nĩ ảnh hưởng như thế nào đến chu kỳ hoạt động của Mặt trời và nĩ sẽ tác động như thế nào đối với mơi trường xung quanh. Các hệ tọa độ trong thiên cầu cũng như các loại quỹ đạo chuyển động của Mặt trời…..tuy nhiên luận văn này khơng phải là tài liệu đầu tiên nĩi về Mặt trời nhưng em mong rằng nĩ sẽ giúp ích cho cơng tác giảng dạy của mình sau này, giúp cho các em học sinh thích tìm tịi khám phá cĩ cơ sở tài liệu về những vấn đề cơ bản của ngành thiên văn – dù hiện nay trên Internet các thơng tin này khơng thiếu, là một nguồn thơng tin giúp cho những ai yêu thích ngành thiên văn…. Mục đích là vậy nhưng vì thời gian làm luận văn khơng dài, phương pháp học tập nghiên cứu mới bước đầu cịn bỡ ngỡ nên bên cạnh những kết quả đã đạt được thì trong nội dung khơng thể tránh khỏi những thiếu sĩt và mắc phải nhiều hạn chế: Trong hàng tỉ tỉ Ngơi sao trên bầu trời thì em chỉ mới tìm hiểu kỹ và quan sát được Mặt trời, cách trình bày nội dung của luận văn đơi khi cịn lủng củng, nhiều câu cịn tối nghĩa… về thực hành mặc dù đã xác định được bán kính Mặt trời, quan sát được vết đen, chụp được hình ảnh Mặt trời, vẽ được đồ thị của một số vết đen trên cùng một hệ trục tọa độ nhưng cịn rất nhiều vấn đề chưa được làm sáng tỏ và cần bổ xung như: Làm sao để xác định chu kỳ trung bình của vết đen Mặt trời là 28 ngày, chưa đi sâu tìm hiểu lý thuyết mới để giải thích tại sao chu kỳ của vết đen Mặt trời đơi khi khơng trùng với chu kỳ hoạt động của Mặt trời, cần tìm hiểu chu kỳ hoạt động của vết đen Mặt trời cĩ ảnh hưởng đến khí hậu của hành tinh chúng ta hay khơng, nếu cĩ thì ảnh hưởng 137 như thế nào? Hay vấn đề về hạt neutrino trên Trái đất….Với nhiều thiếu sĩt như vậy nên em mong rằng trong tương lai cĩ thể được thì đĩ chính là hướng phát triển cho đề tài của mình. Ngồi ra cịn cĩ thể phát triển thêm nhiều vấn đề nữa như các giả thuyết về sự hình thành Vũ trụ, tìm hiểu tất cả các hành tinh và mọi thành viên (sao chổi, thiên thạch, sao băng…) trong hệ Mặt trời chứ khơng phải chỉ cĩ Mặt trời, sự ảnh hưởng của Mặt trời đối với tất cả các hành tinh trong hệ Mặt trời, lịch sử phát triển cũng như những thành tựu mà ngành Vũ trụ đã đạt được…..để nĩ cĩ thể trở thành một tài liệu hồn chỉnh hơn và thật sự cĩ ích hơn cho tất cả mọi người. Cuối cùng với hy vọng là sẽ cĩ thật nhiều các bạn sinh viên của các khĩa sau cũng sẽ thích những đề tài như vậy để cĩ thể gĩp phần làm phong phú hơn cho nội dung của luận văn này nĩi riêng và lượng tài liệu của ngành thiên văn nĩi chung vì kiến thức thì khơng bao giờ cạn kiệt và ước muốn chinh phục của con người thì khơng bao giờ kết thúc. 138 Tài liệu tham khảo [1] Trần Quốc Hà (2008), Giáo Trình Thiên Văn Học Đại Cương, ban ấn bản Trường ĐHSP, TPHCM. [2] Nguyễn Hữu Danh (1998), Tìm Hiểu Hệ Mặt trời, Nhà xuất bản Giáo Dục. [3] Nhà xuất bản Khoa học và Kỹ thuật (2002), bộ sách 10 vạn câu hỏi vì sao, Hà Nội. [4] Nguyễn Phong Hùng (2003), Luận Văn Tốt Nghiệp, Trường ĐHSP TPHCM, TPHCM. [5] Nguyễn Thị Tuyết Giang (2004), Luận Văn Tốt Nghiệp, Trường ĐHSP TPHCM, TPHCM. [6] Nguyễn Việt Long, Nguyễn Tự Cường, Đỗ Thái Hịa, Dương Đức Niệm, Phan Ngọc Quý (2006), Kho Tàng Tri Thức Nhân Loại, Nhà xuất bản Giáo Dục, Hà Nội. [7] Lê Phước Lộc (1993), Bài Tập Và Hướng Dẫn Quan Sát Thiên Văn, Trường Đại Học Cần Thơ Khoa Tốn Lý, TP Cần Thơ. [8] Nguyễn Đình Nỗn, Phạm Văn Đồng, Nguyễn Đình Huân, Nguyễn Quỳnh Lan (2008), Giáo Trình Thiên Văn Vật Lý, Nhà xuất bản Giáo Dục, TP Việt Trì – Phú Thọ. [9] Phạm Viết Trinh (1995), Giáo Trình Thiên Văn Học Đại Cương, Nhà xuất bản Giáo dục, Hà Nội. [10] Jay M. Pasachoff (1997), ASTRONOMY, SAUNDERS College Publishing, America. [11] Donat G.Wentzel, Nguyễn Quang Riệu, Phạm Viết Trinh, Nguyễn Đình Nỗn, Nguyễn Đình Huân (2000), Thiên Văn Vật Lý, Nhà xuất bản Giáo Dục, Hà Nội. [12] [13] [14] 139 [15] [16] [17] [18] [19] [20] quan-sat-hat-neutrino-duoi-day-bien.aspx. [21] [22] 8b187dead6f2 [23] [24] [25] [26] [27] [28] &id=475&Itemid=264 [29] [30] ew&id=51&Itemid=47 [31] [32] [33] [34] [35] [36] %E1%BB%A5. ._.