Kamera internetowa Nowe narzędzie dydaktyki astronomii

1. Kamera internetowaNowe narzędzie dydaktyki astronomii

2. Obserwacje i ćwiczenia Tania kamera internetowa stwarza nauczycielowi fizyki nowe możliwości dydaktyczne i aktywizacji uczniów. Zdjęcia pozwalają dostrzec niejednokrotnie zjawiska umykające naszej percepcji, zwłaszcza, gdy oglądając kolejne obrazy oprócz wrażeń estetycznych postawimy pytanie: Czego można się z tego zdjęcia dowiedzieć?

3. Obserwacje i ćwiczenia Wszystkie zdjęcia zamieszone w tej prezentacji zostały wykonane przez studentów - przyszłych nauczycieli fizyki. Analiza fotografii pozwoliła na samodzielne „odkrycie” różnych praw i zjawisk fizycznych. Wymagało to umiejętności poprawnego postawienia problemu, zastosowania właściwej metody badań oraz wyciągania wniosków. Takie i podobne obserwacje mogą być łatwo przeprowadzone w warunkach szkolnych w ramach lekcji fizyki, zajęć „zielonej szkoły” czy kolek zainteresowań. Własne obserwacje dostarczają autorom wiele satysfakcji!

4. Zestaw obserwacyjny Obiektyw Helios f=56mm Statyw w układzie paralaktycznym z silnikiem. Lunetka celownicza Adapter M42 kamera Drewniany uchwyt

5. Zestaw gotów do pracy

6. Obiektyw f = 58 mm Obiektyw f=500 mm

7. Rzeczy konieczne! • Kamera internetowa • Adapter do obiektywów fotograficznych • Komputer • Oprogramowanie • Statyw fotograficzny Umożliwia obserwacje Słońca i Księżyca

8. Zestaw ulepszony • Kamera z chipem CCD zmodyfikowana na długie czasy ekspozycji* • Statyw astronomiczny z pokrętłami ruchów drobnych oraz mechanizmem śledzącym niebo Możliwość obserwacji słabszych obiektów * nie trzeba być elektronikiem! Można kupić zmodyfikowaną kamerę razem z oprogramowaniem, kablami itp..

9. Co trzeba kupić: • Zmodyfikowaną kamerę internetową z chipem CCD • kable USB i LPT (5 metrów) • uchwyt do teleobiektywu___________________________ RAZEM ~ 300 złotych

10. Wymienne obiektywy: • oryginalny obiektyw kamery o ogniskowej4.9mm, pole widzenia: 43 33 • obiektyw Helios (od aparatu Zenit) o ogniskowej 58mm, pole widzenia: 3.82 2.78 • obiektyw o ogniskowej 135mm, pole widzenia: 1.64 1.19 • obiektyw o ogniskowej 500mm, pole widzenia:0.44 0.32

11. Obserwacje Słońca • Plamy słoneczne • Wykres motylkowy • Zaæmienia Słońca • Ruch dobowy Słońca • Tranzyt Merkurego i Wenus na tle tarczy Słonecznej

12. Obserwacje Słońca Czas ekspozycji 1/1000 - 1/15 sek. Słońce obserwujemy z ciemnym filtrem!!! Filtr powinien być umieszczony PRZED CAŁYM ZESTAWEM to znaczy przed obiektywem!!! Filtr można zrobić z : • nośnika dyskietki komputerowej • kliszy zdjęcia rentgenowskiego • szkła spawalniczego • nie należy stosować okopconej szyby

13. Liczba Wolfa: • liczba Wolfa wyznaczana jest na podstawie ilości plam na tarczy: W = 10g+p (g- ilość grup plam, p - ilość wszystkich plam) • Już od XIX wieku parametr ten służy do badania aktywności słonecznej • ważna jest systematyczność obserwacji oraz ich udostępnianie światu (np. poprzez Towarzystwo Obserwatorów Słońca, Polskie Towarzystwo Miłośników Astronomii itp

14. Liczba Wolfa: • g= 3 p= 11 „w” =41 Gdyby tu była pojedyncza plama to też liczymy ją jako „grupę”

15. Liczba Wolfa:

16. Rotacja Słońca • Plamy słoneczne umożliwiają badanie ruchu obrotowego Słońca • Pewną komplikacją jest fakt, że obserwujemy obrót Słońca z obiegającej je Ziemi, co powoduje spowolnienie ruchu plam • Prędkość kątową Słońca wyznaczymy z wykresu przedstawiającego położenie plamy w funkcji czasu • Słońce nie jest bryłą sztywną! Okres obrotu jest zależny od szerokości heliograficznej plamy

17. Rotacja Słońca:

18. Rotacja Słońca: x r R

19. Rotacja Słońca: Dla każdej plamy na każdym zdjęciu mierzymy odległość „x” Promień Słońca R wyznaczymy mierząc odległość środka tarczy (przecięcie dwóch prostych prostopadłych do brzegu) od dowolnego punku na brzegu

20. Sin () = x/R  = arc sin (x/R) S = tg() 1/S = 1/P -1/365.2425 S- synodycznyokres obrotu Słońca P- gwiazdowyokres obrotu Słońca Obliczenia: x plama R równik  Czas [dni] Szerokość heliograficzna plamy  Kąt 

21. Różnicowa rotacja Słońca: • Empiryczna zależność prędkości kątowej plam od szerokości heliograficznej  = 14o,38 -2o,7 sin2 [o/doba]

22. Wykres motylkowy • Prowadząc systematyczne obserwacje (cykl trwa 11 lat!) zauważymy systematyczne zmiany położenia plam na Słońcu • Wykres przedstawiający zależność szerokości heliograficznej poszczególnych plam od czasu ze względu na kształt nazywa się wykresem motylkowym

23. Wykres motylkowy:

24. Tranzyt Wenus na tle Słońca • Uczestnictwo w międzynarodowej akcji VT-2004 • Wyznaczenie długości promienia orbity Ziemi • Oszacowanie rozmiarów Wenus

25. Tranzyt Wenus na tle Słońca

26. Wenus Ziemia Tranzyt Wenus na tle Słońca Zjawisko widoczne gdy Ziemia i Wenus spotykają się w pobliżu linii przecięcia ich orbit. . Słońce

27. Na wydrukowanym zdjęciu zmierzyć promień tarczy Wenus ( Rw ) • Pomnożyć wartość promienia przez stosunek odległości Ziemia-Słońce (1 j.a.) do odległości Ziemia-Wenus (0.3 j.a.) ( f ) • Narysować dwie proste prostopadłe do brzegu tarczy słonecznej, ich przecięcie wyznacza środek Słońca • Zmierzyć promień tarczy słonecznej (Rs ) • Obliczyć stosunek romiarów • x = f·Rw/Rs • Oszacować rzeczywisty promień Wenus (rw) przy załorzeniu, że rzeczywisty promień Słońca ( rs ) wynosi 696260 km • rw = x ·rs Rozmiary Wenus Promień Słońca

28. Obserwacje Księżyca:Co badamy? • Identyfikacja kraterów • Fazy • Światło popielate • Mimośród orbity • Wysokość gór i wałów kraterów • Zaćmienia Księżyca • Zjawiska zakryć gwiazd przez Księżyc

29. Identyfikacja kraterów • Porównanie zdjęć Księżyca z mapą pozwala na zapoznanie się z topografią naszego naturalnego satelity • Zdjęcia wykonane w różnych fazach (oświetlenie pod różnym kątem) pozwalają rozpoznać więcej detali zwłaszcza w pobliżu linii terminatora (linia oddzielająca obszar jasny od ciemnego) • Ćwiczenie wymaga zrozumienia projekcji obrazu w danym układzie optycznym (obrazy odwrócone, lustrzane odbicia itp.) oraz zasad konstrukcji map

30. Identyfikacja:

31. Fazy Księżyca • Wyznaczając odległość danego krateru od linii terminatora można precyzyjnie zbadać okres synodyczny Księżyca, czyli okres powtarzania się jego faz. • Do analizy zdjęć można zastosować podobne metody jak przy badaniu rotacji Słońca

32. Fazy:

33. Światło popielate • W pobliżu nowiu nocna strona Księżyca jest oświetlona przez Ziemię. • Można zbadać jak zmienia się to oświetlnie (tzw. światło popielate) w zależności od fazy

34. Światło popielate: Część oświetlona przez Słońce Część oświetlona przez Ziemię

35. Mimośród orbity Księżyca • Krążąc po eliptycznej orbicie Księżyc okresowo zbliża się do Ziemi i oddala • Powoduje to zmiany kątowych rozmiarów jego tarczy • Dzięki temu możemy oszacować stopię spłaszczenia księżycowej orbity

36. Zmiana rozmiarów kątowych: • Perygeum Apogeum R1 R2

37. Zmiana rozmiarów kątowych: • Ze zdjęcia wyznaczamy stosunek rozmiarów: R1/R2=(a+c)/(a-c) • mimośród e=c/a b c a perigeum apogeum

38. Wysokości wałów kraterów • Kratery księżycowe są oświetlone przez Słońce pod pewnym kątem • Jeśli zidentyfikujemy dany krater możemy oszacować wysokość korony jego wałów w stosunku do dna krateru. • Potrzebna jest mapa lub atlas podający współrzędne i średnicę kraterów

39. Wysokości gór i wałów kraterów D f Krater Geminus o średnicy 86 km i wysokości wałów 5400m

40. Wysokości gór i wałów kraterów f – długość cienia określona jako ułamek średnicy krateru D – średnica krateru A – wysokość Słońca nad horyzontem księżycowym w miejscu, gdzie znajduje się krater F – kąt między kierunkami od centrum Księżyca, do Ziemi i do Słońca

41. Zaćmienia Księżyca

42. Kształt Ziemi, rozmiary Księżyca • Okrągły kształt cienia Ziemi na powierzchni Księżyca stanowił pierwszy z dowodów na kulistość naszego globu • Znając rozmiary Ziemi możemy oszacować wielkość Księżyca Rz/rk

43. Stosunek promieni Ziemi i Księżyca Rz rk Cień Ziemi

44. Stosunek promieni Ziemi i Księżyca Geometria zjawiska Wynik można poprawić uwzględniając kształt cienia Ziemi

45. Filmy • Rejestracja zjawisk w czasie rzeczywistym • Filmy przyspieszone

46. Dobowy pozorny ruch Księżyca. Odbicie rzeczywistego ruchu wirowego Ziemi.(kamera nieruchoma względem Ziemi)

47. Wpływ efektów atmosferycznych na jakość obrazu. (Księżyc w zaćmieniu częściowym)

48. Chmury na tle Księżyca (koniec zaćmienia)

49. Zbliżenie

50. Schemat przebiegu zaćmienia