Kamera internetowa Nowe narzędzie dydaktyki astronomii

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?

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!

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

Zestaw gotów do pracy

Obiektyw f = 58 mm Obiektyw f=500 mm

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

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..

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

Wymienne obiektywy: oryginalny obiektyw kamery o ogniskowej 4.9mm, 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

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

to znaczy przed obiektywem!!! 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

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

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

Liczba Wolfa:

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

Rotacja Słońca:

Rotacja Słońca: x r R

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

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

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

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

Wykres motylkowy:

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

Tranzyt Wenus na tle Słońca

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

Rozmiary Wenus Promień Słońca 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

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

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

Identyfikacja:

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

Fazy:

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

Światło popielate: Część oświetlona przez Słońce Część oświetlona przez Ziemię

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

Zmiana rozmiarów kątowych: Perygeum Apogeum R1 R2

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

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

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

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

Zaćmienia Księżyca

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

Stosunek promieni Ziemi i Księżyca Rz rk Cień Ziemi

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

Filmy Rejestracja zjawisk w czasie rzeczywistym Filmy przyspieszone

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

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

Chmury na tle Księżyca (koniec zaćmienia)

Zbliżenie

Schemat przebiegu zaćmienia

Poklatkowy film z zaćmienia Księżyca Pomimo chmur widać przesuwania się cienia Ziemi po tarczy Księżyca, (1 klatka na 30 sekund)

Możliwe obserwacje planet, gwiazd, mgławic, i.t.p. Kamera zmodyfikowana Możliwe długie czasy ekspozycji! Potrzebne oprogramowanie (dostarczane razem z przerobioną kamerą) Możliwe obserwacje planet, gwiazd, mgławic, i.t.p.

Opracowanie zdjęć Wykonanie kilku dodatkowych zdjęć takich jak: Ciemna klatka (ekspozycja przy zamkniętym obiektywie) Flatfield (fotografia jednorodnie oświetlonej powierzchni) umożliwia eliminację niepożądanych defektów obrazu takich jak „gorące piksele” czy cienie ziaren kurzu na obiektywie lub w kamerze. Usuwanie takich efektów jest jedną z dostępnych funkcji oprogramowania współpracującego z kamerą

Redukcja: Przed Po

Ciemna klatka 22 sekundy 179 sekund

Automatyczne odejmowanie: Bez odejmowania: M 42 Z odejmowaniem: Czas „naświetlania” klatki prądu ciemnego musi być taki jak czas ekspozycji zdjęcia!!

Gorący róg: 179 sekund

Uwaga na zanieczyszczenia! Efekt: Po korekcie na flatfield:

Zliczenia gwiazd w funkcji jasności:

Zasięg kamery:

Test liniowości kamerki (dla ustalonej gwiazdy)

Szumy Czas ekspozycji

Wyniki obserwacji Planety Gwiazdy Mgławice ...

Księżyce Jowisza *: r * zobacz z internecie projekt CLEA

Masa Jowisza: Wykres odległości satelity od Jowisza III Prawo Keplera układu satelita-Jowisz (indeks: J S) dla układu Ziemia-Księżyc: (Z ,K) Masa Jowisza: (w masach Ziemi)

Saturn: Rozmiary pierścieni Księżyce

Nachylenie pierścieni: sin (a) = r / R Szczelina Cassiniego Do obserwatora

Inne planety: Uran Neptun

Gwiazdozbiory: Orion

Wielki Wóz:

Gwiazdy: Kolory gwiazd Separacja ciasnych układów

Plejady

Kometa Mahcholtz’a

Galaktyka M31 w Andromedzie

Galaktyka M31 w Andromedzie

Mgławica M42 w Orionie

Mgławica M42 w Orionie

Obserwacje gwiazd zmiennych zaćmieniowych Gwiazdy zaćmieniowe zmieniają swą jasność, gdyż wzajemne obieganie się składników powoduje ich okresowe wzajemne przesłanianie. Pomiary czasów minimów jasności są ważne również z punktu widzenia profesjonalnych badań astronomicznych i dają możliwość włączenia się w rzeczywiste prace badawcze, każdemu miłośnikowi astronomii

Obserwacje gwiazd zmiennych zaćmieniowych Konieczna jest długa (kilkugodzinna) seria obserwacji dokonanych w czasie trwania zaćmienia oraz wykonanie poprawnej redukcji danych (przy pomocy odpowiedniego oprogramowania). Jasności gwiazd określa się na podstawie sumy jasności wszystkich pikseli w otoczeniu obrazu gwiazdy. Aby wyeliminować efekty atmosferyczne jasność gwiazdy badanej (V) jest wyznaczana w odniesieniu do innych gwiazd (C,K), które mają stałą jasność. Zmiany w ich jasności są wyłącznie efektem wpływu atmosfery.

Obserwacje gwiazd zmiennych zaćmieniowych

Minimum jasności gwiazdy RZ Cas jasność: 6. 4 – 7. 8 mag okres: 1 Minimum jasności gwiazdy RZ Cas jasność: 6.4 – 7.8 mag okres: 1.195 dnia

Minimum jasności gwiazdy U Cep jasność: 6. 74 – 9. 81 mag. okres: 2 Minimum jasności gwiazdy U Cep jasność: 6.74 – 9.81 mag. okres: 2.493dnia

Zmiany okresu orbitalnego: Wiele zjawisk fizycznych prowadzi do zmian długości okresów orbitalnych gwiazd zaćmieniowych (np: wyrzuty materii, wymiana masy pomiędzy składnikami, obecność trzeciego (ciemnego) składnika, precesja orbity, efekty relatywistyczne, itp.) Zjawiska te można badać na podstawie tzw. diagramów O-C, które ilustrują powolne zmiany okresu poszczególnych gwiazd na przestrzeni wielu lat Takie badania wymagają nieustannego napływu nowych danych o minimach od astronomów-amatorów!!!

Diagramy O-C*: * patrz projekt „GZZ” www.as.ap.krakow.pl/gzz

Inne zastosowania kamerki w szkole: Zdjęcia przyrodnicze: