Kamera internetowa Nowe narzędzie dydaktyki astronomii

advertisement
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
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
x
Obliczenia:
plama
•
•
•
•
•
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
Szerokość heliograficzna
plamy 
R
równik

Czas [dni]
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
Słońce
.
Ziemia
•Na
wydrukowanym
zdjęciu
zmierzyć
promień tarczy Wenus ( Rw )
•Pomnożyć
wartość
promienia
przez
Rozmiary
Wenus
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
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
perigeum
a
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
H  f  D  sin A  cosec F  0.5  f 2  D 2  cosec 2 F  cos 2 A
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.
Odbicie rzeczywistego ruchu
wirowego Ziemi.
(kamera nieruchoma względem Ziemi)
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)
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:
Zasięg
12
11
10
9
8
7
m 6
5
4
3
2
1
0
0
t [s]
1
2
5
15
30
60
120
240
m
4,16
4,16
5,45
6,8
7,9
9,06
9,7
10,56
50
100
150
t [s]
200
250
Test liniowości kamerki
(dla ustalonej gwiazdy)
test liniowości
gwiazda
800
prąd ciemny
srednia liczba zliczeń
700
600
Log.
(gwiazda)
500
400
Wielom.
(prąd
ciemny)
300
200
100
0
0
2000
4000
6000
8000
10000
12000
14000
16000
czas ekspozycji zadany (m s)
18000
20000
22000
24000
Szumy
Czas ekspozycji
1,4
3x4,5 sekundy
5x23,5 sekundy
1,2
1x9,5 sekundy
rozrzut [mag]
1
0,8
0,6
0,4
0,2
0
5,9
6,3
6,7
7,1
7,5
7,9
8,3
8,7
9,1
9,5
jasność gwiazdy [mag]
9,9
10,3
10,7
11,1
Wyniki obserwacji
•
•
•
•
Planety
Gwiazdy
Mgławice
...
Księżyce Jowisza
*:
r
* zobacz z internecie
projekt CLEA
Io
Masa Jowisza:
R
4
3
2
1
0
-1 10
• Wykres odległości
satelity od Jowisza
15
20
25
30
40
t[JD]
-2
-3
-4
aS
mS  mJ
G
2
4 2
TS
3
• III Prawo Keplera układu
satelita-Jowisz (indeks: J S)
3
aK
mK  mZ
• dla układu Ziemia
G
2
4 2
TK
Księżyc: (Z ,K)
2
• Masa Jowisza:
(w masach Ziemi)
35
3
TK aS mZ
mJ 
3
2
aK TS
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: 1.195 dnia
RZ Cas
-1
-0,5
C-V [mag]
0
0,5
1
1,5
2
2453411,30
2453411,35
2453411,40
2453411,45
Dni Juliańskie
2453411,50
2453411,55
Minimum jasności gwiazdy U Cep
jasność: 6.74 – 9.81 mag. okres: 2.493dnia
U Cep
0
V-C [mag]
0,5
1
1,5
2
2,5
2453267,45
2453267,5
2453267,55
2453267,6
HJD
2453267,65
2453267,7
2453267,75
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:
Download
Random flashcards
Create flashcards