Kamera internetowa Nowe narzędzie dydaktyki astronomii

Prezentacja na temat: "Kamera internetowa Nowe narzędzie dydaktyki astronomii"— Zapis prezentacji:

1 Kamera internetowa Nowe 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 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

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

12 to znaczy przed obiektywem!!!
Obserwacje Słońca Czas ekspozycji 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 Obliczenia: x plama R Sin () = x/R  = arc sin (x/R) S = tg()
1/S = 1/P -1/ S- synodyczny okres obrotu Słońca P- gwiazdowy okres obrotu Słońca 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 Tranzyt Wenus na tle Słońca
Zjawisko widoczne gdy Ziemia i Wenus spotykają się w pobliżu linii przecięcia ich orbit. Wenus Ziemia Słońce .

27 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 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
Dobowy pozorny ruch Księżyca. Odbicie rzeczywistego ruchu wirowego Ziemi. (kamera nieruchoma względem Ziemi)

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

48 Chmury na tle Księżyca (koniec zaćmienia)

49 Zbliżenie

50 Schemat przebiegu zaćmienia

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

52 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.

53 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

54 Redukcja: Przed Po

55 Ciemna klatka 22 sekundy sekund

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

57 Gorący róg: 179 sekund

58 Uwaga na zanieczyszczenia!
Efekt: Po korekcie na flatfield:

59 Zliczenia gwiazd w funkcji jasności:

60 Zasięg kamery:

61 Test liniowości kamerki (dla ustalonej gwiazdy)

62 Szumy Czas ekspozycji

63 Wyniki obserwacji Planety Gwiazdy Mgławice ...

64 Księżyce Jowisza *: r * zobacz z internecie projekt CLEA

65 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)

66 Saturn: Rozmiary pierścieni Księżyce

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

68 Inne planety: Uran Neptun

69 Gwiazdozbiory: Orion

70 Wielki Wóz:

71 Gwiazdy: Kolory gwiazd Separacja ciasnych układów

72 Plejady

73 Kometa Mahcholtz’a

74 Galaktyka M31 w Andromedzie

75 Galaktyka M31 w Andromedzie

76 Mgławica M42 w Orionie

77 Mgławica M42 w Orionie

78 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

79 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.

80 Obserwacje gwiazd zmiennych zaćmieniowych

81 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: dnia

82 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

83 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!!!

84 Diagramy O-C*: * patrz projekt „GZZ”

85 Inne zastosowania kamerki w szkole:
Zdjęcia przyrodnicze: