Методические разработки для управляемой самостоятельной работы по астрономии Минск 2011 Тема №1

Вид материала

Методические разработки

Содержание Краткое содержание Экваториальная монтировка телескопа-рефрактора Угломерные приборы Спектральные приборы Краткое содержание Широкоугольная камера Окулярная насадка Краткое содержание Движение системы  Центавра Вращение Галактики Ответ:  = 31.2. Звезда 83 Геркулеса находится от нас на расстоянии D

Подобный материал:

• Методические разработки для самостоятельной работы студентов лечебного и педиатрического, 464.13kb.
• Методические рекомендации минск 2002 удк 613. 262 (075., 431.6kb.
• Работки для практических заня­тий и самостоятельной работы студентов по опе­ративной, 742.46kb.
• Методические рекомендации по организации самостоятельной работы, 458.16kb.
• Методические указания по выполнению контрольной работы Для самостоятельной работы, 395.07kb.
• Методические рекомендации для самостоятельной работы тема, 673.7kb.
• Методические рекомендации для самостоятельной работы студентов заочной формы обучения, 294.83kb.
• Методические указания и задания для практических занятий и самостоятельной работы, 1555.65kb.
• Методические рекомендации для студентов 5 лечебного и 6 педиатрического факультетов, 367.46kb.
• Методические материалы для разработки коллективных договоров в 2012 году Минск, 1201.06kb.

Планировка и оборудование астрономической площадки


Вопросы программы:

- Телескопы и другое оборудование;

- Конструирование вспомогательных приборов и приспособлений телескопов.


Краткое содержание:


Школьные телескопы

Промышленность выпускает несколько хороших телескопов для любительских наблюдений. Они предназначены для работы в средних школах. Наиболее распространёнными школьными телескопами являются:

1. Телескоп-рефрактор на экваториальной установке с диаметром объектива 80 мм и фокусным расстоянием 800 мм.
   
2. Телескоп-рефрактор на азимутальной установке с диаметром объектива 60 мм и фокусным расстоянием 600 мм.
   
3. Телескоп-рефлектор “Алькор” на азимутальной установке с диаметром главного зеркала 65 мм и фокусным расстоянием 502 мм.
   

Кроме этого для наблюдений звёздного неба могут быть использованы зрительные трубы и бинокли. С помощью таких инструментов можно провести много интересных и увлекательных исследований.

Увеличение телескопа определяется из соотношения:


Экваториальная монтировка телескопа-рефрактора
,

где F - фокусное расстояние объектива, f - фокусное расстояние окуляра.

Предельный угол разрешения  характеризует минимальное угловое расстояние между двумя звёздами или деталями поверхности планеты, при котором они видны раздельно.

,

где D - диаметр объектива.

Проницающая сила телескопа определяется предельной звёздной величиной m видимых в него звёзд в ясную безлунную ночь, которую вычисляют по формуле:

m = 2,1 + 5lgD,

где D - диаметр объектива в миллиметрах.

Школьные телескопы позволяют наблюдать звёзды до 11 - 12 звёздной величины.

Для фотографирования небесных объектов к школьному телескопу - рефрактору можно приспособить с помощью стандартных репродукционых колец зеркальную камеру типа “Зенит”. Количество колец между объективом и фотоаппаратом подбирают в зависимости от того, какое увеличение нужно получить.

При фотографировании в главном фокусе объектива телескопа, когда объектив фотоаппарата совсем убирают, размеры изображения определяются по формуле:

h = Ftg,

где F - главное фокусное расстояние объектива телескопа,  - видимый угловой диаметр светила в секундах дуги, h - размеры его изображения. Например, диаметр диска Луны в школьный 80-мм рефрактор будет равен 7 мм.

При пользовании окулярным увеличением, размеры получаются большими. Увеличение определяется формулой

,

где d - расстояние от объектива фотоаппарата до изображения, которое строится объективом телескопа, f - длина трубки. По формуле линзы получаем:

,

где F₁ - фокусное расстояние объектива фотоаппарата, обычно равно 5 см.

Размеры изображения на негативе:

.

Размеры изображения определяются только количеством колец между объективом и фотоаппаратом, т.е. длиной трубки f.

Если нужно заранее задать увеличение, то длина трубки будет равна:

.

C помощью школьного телескопа-рефрактора с фокусным расстоянием F = 800 мм и при длине трубки f = 20 см можно получить на негативе лунный диск размером около 21 мм.

При плохих атмосферных условиях окулярное увеличение оказывается неэффективным.

Угломерные приборы

Для определения полуденной высоты Солнца, высоты Полярной звезды, измерения углов между светилами можно использовать школьный угломер или простейший угломерный прибор - скафис.

Простейшие угломерные приборы, такие как квадрант и астрономический посох можно сконструировать собственными силами.

Спектральные приборы

В
Спектроскоп
школе можно проиллюстрировать спектральный анализ с помощью наблюдения солнечного спектра. Для этой цели используют двухтрубный спектроскоп, если у него качественная призма и правильно отрегулирована щель коллиматора.

С помощью этого прибора можно хорошо наблюдать линии поглощения солнечного спектра. Если убрать окуляр спектроскопа и поместить вместо него фотоаппарат “Зенит”, то можно получить фотографии солнечного спектра. Даже при невысоком качестве можно обнаружить до 15 линий поглощения.


Контрольные вопросы:

1. Какие телескопы наиболее часто встречаются в средних школах?
   
2. Какие астрономические наблюдения можно провести с небольшими телескопами?
   
3. Какие основные характеристики имеет телескоп?
   
4. Что такое проницающая сила телескопа?
   
5. Что такое разрешающая способность телескопа?
   
6. Какая звездная величина доступна для наблюдений в школьные телескопы?
   
7. Какие угломерные инструменты можно использовать на уроках по астрономии в средней школе?
   
8. Какие астрономические задачи можно решить с помощью простейших угломерных инструментов?
   
9. Какие спектральные исследования можно провести в средней школе?
   
10. Какой инструмент используется для спектральных исследований?
    

Задачи:

1. С помощью самодельного высотомера, состоящего из транспортира с отвесом определите высоту Полярной звезды.

Ответ: Высота Полярной звезды примерно равна географической широте места наблюдения.


2. Наведите на Луну телескоп с наименьшим увеличением или бинокль и внимательно рассмотрите всю поверхность Луны. Отождествите лунные «моря» (Море Кризисов, Море Ясности) горные цепи (Альпы, Кавказ) и несколько крупных кратеров (Платон, Архимед, Птолемей).


3. Наведите телескоп или бинокль на звезду Мицар (ζ Большой Медведицы) и убедитесь, что она состоит из двух компонентов (физически двойная звезда).


Литература:

4. Астрономический календарь. Постоянная часть. М. Наука. 1981.
   
5. Вокулёр Ж., Тексеро Ж. Фотографирование небесных тел. М. 1967.
   
6. Галузо И.В., Голубев В.А., Шимбалев А.А. Планирование и методика проведения уроков. Астрономия в 11 классе. Минск. Аверсэв. 2003.
   
7. Галузо И.В., Голубев В.А., Шимбалев А.А. Практические работы и тематические задания по астрономии для 11 класса. Минск. Аверсэв. 2003.
   
8. Сикорук Л.Л. Телескопы для любителей астрономии. М. Наука, 1982.
   
9. Сикорук Л.Л., Шпольский М.Р. Любительская астрофотография. М. Наука, 1986
   
10. Цесевич В.П. Что и как наблюдать на небе. М. Наука. 1979
    

Тема №8


Приспособления для фотографирования светил


Вопросы программы:

- Приспособления для фотографирования в главном фокусе и с окулярным увеличением;

- Фотоприставка с кассетой;


Краткое содержание:


Приспособления для фотографирования в главном фокусе и с окулярным увеличением

Астроном-любитель может просто превратить свой телескоп в астрограф. Для этого нужно, чтобы телескоп находился на экваториальной монтировке. Нужно будет изготовить окулярную насадку, если фотографирование будет производиться с окулярным увеличением, кассетное устройство, если будет применяться фотографирование в главном фокусе объектива, или специальную камеру, если есть подходящий объектив. Тогда телескоп будет использоваться как гид.

После того как камера готова, ее надо прикрепить параллель­но телескопу. Камера укрепляется на продолжении оси склонений не вплот­ную к гиду, а на некотором расстоянии от него, чтобы объективный конец телескопа не загораживал ее поля зрения.

Если снимки будут производиться с длительной экспозицией, то можно использовать простую объективную крышку.

П
Широкоугольная камера
режде чем делать фотоснимки, астрограф следует отфокусировать и отъюстировать. При хорошей фокусировке на негативе должны быть резкие точечные изображения звезд. Процесс фокусировки состоит из нескольких этапов. Сначала производится грубая фокусировка. Вместо кассеты устанавливается матовое стекло и астрограф наводится на яркую звезду или Луну. Вращая объектив в нарезке кольца, изменяется его расстояние от матового стекла до тех пор, пока изображение выбранного объекта не станет наиболее четким, а его размеры минимальными.

После этого проводится тонкая фокусировка по фотографиям звезд при неподвижной камере. Допустим, что мы нашли грубое положение фокуса, вдвигая объектив внутрь камеры. Теперь его надо несколько выдвинуть, например, на 3—4 оборота в кольце. Сняв крышку с объектива, производим короткую экспозицию. Закрыв объектив, ввинчиваем его на один оборот и снова произ­водим экспозицию. Продолжаем эти операции 8—10 раз, запи­сывая номера экспозиций.

На негативе после его обработки получатся линии, оставленные звездами. Каждая звезда даст столько изображений отрезков суточной параллели, сколько было сделано экспозиций. Некоторые из изображений будут размытыми, внефокальными. Из всех изобра­жений нужно отобрать наиболее четкое. Заметив его «номер», мы воз­вращаем объектив в такое положение, которое соответствует номеру поворота. Таким образом камера будет сфокусирована.

Рассматривая изобра­жения разных звезд, получившиеся в различных местах снимка, мы сможем судить о наклоне оптической оси и соответствующим образом его исправить стопорными и зажимными винтами.

Масштаб снимков, получаемых широкоугольной камерой, мал, но зато велико поле зрения. Такой камерой можно фотографировать Млечный Путь, участки созвездий, рассеянные звездные скопления и самые яркие туманности. Хорошо может получиться Туманность Андромеды.

Для того, чтобы получить снимок объекта в крупном масштабе можно воспользоваться телескопом, если изготовить специальную камеру, прикрепляе­мую к его окулярному концу. Лучше всего для этих целей использовать обычный фотоаппарат. В нем есть затвор, который будет необходим при съемке. Если для фотографирования звездного неба можно делать выдержки порядка десятков минут, то при фотографировании Луны и планет придется ограничиться несколькими секундами, а то и их дробными частями. Вывинтив из фотоаппарата объектив, используем остав­шуюся часть как окулярную телескопическую камеру. Для ее крепления к окулярному концу телескопа нужно изготовить пере­ходный тубус.

Для фокусировки камеры надо будет изменять ее расстояние от объектива. Это достигается при помощи кремальеры, выдвигающей окулярную часть телескопа. Чтобы знать, на­сколько выдвинута или вдвинута окулярная часть, надо иметь на ней продольную шкалу. Фокусировка астрографа производится примерно так же, как было описано выше.

П
Окулярная насадка
ри фотографировании Солнца экспозиции должны измеряться сотыми и даже тысячными долями секунды. При этом появляется опасность повреждения шторки затвора — он может сгореть. Поэтому рекомендуется при снимках Солнца диафрагмировать объектив.

Окулярная камера не может дать снимков, пригодных для точных измерений, если на ней нет ориентира. Таким ориентиром может служить нить, которую можно натянуть непосредствен­но перед пленкой или пластинкой — она отпечатается на снимке в виде светлой линии. Вращая всю камеру вокруг продольной оси, нужно ориентировать нить по суточному движению небесной сферы. Это лучше всего сделать по изображению эква­ториальной звезды.

При этих установочных наблюдениях надо воспользоваться матовым стеклом. Такие ори­ентированные снимки нужны при изучении солнечной поверх­ности. Ориентировав один раз, надо закрепить камеру в таком положении, чтобы ее ориентация больше не могла изменяться.

Количество объектов наблюдения для окулярной камеры весь­ма ограничено. Однако она может принести большую пользу при наблюдениях солнечных и лунных затмений и при наблюдениях прохождений Меркурия и Венеры перед диском Солнца.

Большинство астрофотографических работ производится на специальных фотопластинках. Выбор фотопластинок определяется той задачей, которую поставил перед собой наблюдатель. Для фотографирования солнечной поверх­ности надо использовать пластинки низкой чувствительности, например, диапозитивные. Они мелкозернистые, что хорошо для получения четких изображений. Для звездных снимков нужны возможно более чувствительные пластинки. Можно пользоваться фотографической пленкой, но для этого нужно ставить в кассету чистое прозрачное стекло и к нему прижимать пленку, чтобы она не коробилась.

Как пластинки, так и пленки бывают нескольких типов. Обычные, так называемые несенсибилизированные фотоматериа­лы не чувствительны к красным лучам. Зарядку кассет и обработку снятых пластинок лучше всего производить в полной темноте, за исключением малочувствительных диапозитивных пластинок, которые можно проявлять при красном свете.


Контрольные вопросы:

1. Для каких целей проводится фотографирование участков звездного неба и небесных тел?
   
2. Какие приспособления необходимы для фотографирования небесных тел?
   
3. Какие объекты лучше фотографировать широкоугольной камерой?
   
4. Какие объекты лучше фотографировать с окулярной насадкой?
   
5. Как нужно проводить фокусировку астрографа?
   
6. Какие особенности фотографирования Солнца?
   
7. Какого типа бывают фотографические пластинки?
   

Литература:

11. Астрономический календарь. Постоянная часть. М. Наука. 1981.
    
12. Вокулёр Ж., Тексеро Ж. Фотографирование небесных тел. М. 1967.
    
13. Галузо И.В., Голубев В.А., Шимбалев А.А. Планирование и методика проведения уроков. Астрономия в 11 классе. Минск. Аверсэв. 2003.
    
14. Сикорук Л.Л., Шпольский М.Р. Любительская астрофотография. М. Наука, 1986
    
15. Цесевич В.П. Что и как наблюдать на небе. М. Наука. 1979
    

Тема №9

Собственные движения и пространственные скорости звезд


Вопросы программы:

- Собственное движение и лучевые скорости звезд;

- Пекулярные скорости звезд и Солнца в Галактике;

- Вращение Галактики.


Краткое содержание:

Собственное движение и лучевые скорости звезд, пекулярные скорости звезд и Солнца в Галактике

Сравнение экваториальных координат одних и тех же звезд, определенных через значительные промежутки времени, показало, что  и  меняются с течением времени. Значительная часть этих изменений вызывается прецессией, нутацией, аберрацией и годичным параллаксом. Если исключить влияние этих причин, то изменения уменьшаются, но не исчезают полностью. Оставшееся смещение звезды на небесной сфере за год называется собственным движением звезды . Оно выражается в секундах дуги в год.

Для определения этих движений сравниваются фотопластинки, отснятые через большие промежутки времени, составляющие 20 и более лет. Поделив полученное смещение на число прошедших лет, исследователи получают движение звезды в год. Точность определения зависит от величины промежутка времени, прошедшего между двумя снимками.

Собственные движения различны у разных звезд по величине и направлению. Только несколько десятков звезд имеют собственные движения больше 1″ в год. Самое большое известное собственное движение у “летящей” звезды Барнарда  = 10″,27. Основное число звезд имеет собственное движение, равное сотым и тысячным долям секунды дуги в год. Лучшие современные определения достигают 0",001 в год. За большие промежутки времени, равные десяткам тысяч лет, рисунки созвездий сильно меняются.

Собственное движение звезды происходит по дуге большого круга с постоянной скоростью. Прямое движение изменяется на величину _, называемую собственным движением по прямому восхождению, а склонение — на величину _, называемую собственным движением по склонению.

Собственное движение звезды вычисляется по формуле:

.

Если известно собственное движение звезды за год и расстояние до нее r в парсеках, то нетрудно вычислить проекцию пространственной скорости звезды на картинную плоскость. Эта проекция называется тангенциальной скоростью V_t и вычисляется по формуле:

,

где r — расстояние до звезды, выраженное в парсеках.


Чтобы найти пространственную скорость V звезды, необходимо знать ее лучевую скорость V_r, которая определяется по доплеровскому смещению линий в спектре и V_t, которая определяется по годичному параллаксу и . Поскольку V_t и V_r взаимно перпендикулярны, пространственная скорость звезды равна:

V = V_t^+ V_r^).

Для определения V обязательно указывается угол , отыскиваемый по его функциям:

sin  = V_t/V,

cos  = V_t/V.

Угол  лежит в пределах от 0 до 180.



Система

 Центавра

Солнечная

система

1 пс

1,3 пс

Истинное движение в пространстве V


V_r

V_t

Направление собственного движения вводится позиционным углом , отсчитываемым против часовой стрелки от северного направления круга склонения звезды. В зависимости от изменения экваториальных координат звезды, позиционный угол может иметь значения от 0 до 360 и вычисляется по формулам:

sin  = _/,

cos  = _/

с учетом знаков обеих функций. Пространственная скорость звезды на протяжении многих столетий остается практически неизменной по величине и направлению. Поэтому, зная V и r звезды в настоящую эпоху, можно вычислить эпоху наибольшего сближения звезды с Солнцем и определить для нее расстояние r_min, параллакс, собственное движение, компоненты пространственной скорости и видимую звездную величину. Расстояние до звезды в парсеках равно r = 1/, 1 парсек = 3,26 св. года.

З
Движение системы  Центавра
нание собственных движений и лучевых скоростей звёзд позволяет судить о движениях звёзд относительно Солнца, которое тоже движется в пространстве. Поэтому наблюдаемые движения звёзд складываются из двух частей, из которых одна является следствием движения Солнца, а другая - индивидуальным движением звезды.

Чтобы судить о движениях звёзд, следует найти скорость движения Солнца и исключить её из наблюдаемых скоростей движения звёзд.

Точка на небесной сфере, к которой направлен вектор скорости Солнца, называется солнечным апексом, а противоположная точка — антиапексом.

Апекс Солнечной системы находится в созвездии Геркулеса, имеет координаты:  = 270^,  = +30^. В этом направлении Солнце движется со скоростью около 20 км/с, относительно звезд, находящихся от него не далее 100 пс. В течение года Солнце проходит 630 000 000 км, или 4,2 а.е.

Вращение Галактики

Если какая-то группа звёзд движется с одинаковой скоростью, то находясь на одной из этих вёзд, нельзя обнаружить общее движение. Иначе обстоит дело, если скорость меняется так, как будто группа звёзд движется вокруг общего центра. Тогда скорость более близких к центру звёзд будет меньшей, чем удалённых от центра. Наблюдаемые лучевые скорости далёких звёзд демонстрируют такое движение. Все звёзды вместе с Солнцем движутся перпендикулярно к направлению на центр Галактики. Это движение является следствием общего вращения Галактики, скорость которого меняется с расстоянием от её центра (дифференциальное вращение).

Вращение Галактики имеет следующие особенности:

1. Оно происходит по часовой стрелке, если смотреть на Галактику со стороны северного её полюса, находящегося в созвездии Волос Вероники.

2. Угловая скорость вращения убывает по мере удаления от центра.

3. Линейная скорость вращения сначала возрастает по мере удаления от центра. Затем примерно на расстоянии Солнца достигает наибольшего значения около 250 км/с, после чего медленно убывает.

4. Солнце и звёзды в его окрестности совершают полный оборот вокруг центра Галактики примерно за 230 млн. лет. Этот промежуток времени называется галактическим годом.


Контрольные вопросы:

1. Что такое собственное движение звезд?
   
2. Как обнаруживается собственное движение звезд?
   
3. У какой звезды обнаружено самое большое собственное движение?
   
4. По какой формуле вычисляется собственное движение звезды?
   
5. На какие составляющие разлагается пространственная скорость звезды?
   
6. Как называется точка на небесной сфере, в направлении которой движется Солнца?
   
7. В каком созвездии находится апекс?
   
8. С какой скоростью движется Солнце относительно ближайших звезд?
   
9. Какое расстояние проходит Солнце за год?
   
10. Каковы особенности вращения Галактики?
    
11. Каков период вращения Галактики?
    

Задачи:

1. Лучевая скорость звезды Бетельгейзе = 21 км/с, собственное движение  = 0,032 в год, а параллакс р = 0,012. Определите полную пространственную скорость звезды относительно Солнца и угол, образованный направлением движения звезды в пространстве с лучом зрения.

Ответ:  = 31.


2. Звезда 83 Геркулеса находится от нас на расстоянии D = 100 пк, ее собственное движение составляет  = 0,12. Какова тангенциальная скорость этой звезды?

Ответ:  57 км/с.


3. Собственное движение звезды Каптейна, находящейся на расстоянии 4 пк, составляет 8,8 в год, а лучевая скорость 242 км/с. Определите пространственную скорость звезды.

Ответ: 294 км/с.


4.На какое минимальное расстояние звезда 61 Лебедя приблизится к нам, если параллакс этой звезды равен 0,3 и собственное движение 5,2. Звезда движется к нам с лучевой скоростью 64 км/с.

Ответ:  2,6 пк.


Литература:

1. Астрономический календарь. Постоянная часть. М., 1981.

2. Кононович Э.В., Мороз В.И. Курс общей астрономии. М., Эдиториал УРСС, 2004.

3. Ефремов Ю.Н. В глубины Вселенной. М., 1984.

4. Цесевич В.П. Что и как наблюдать на небе. М., 1979.