Kamera internetowaNowe narzędzie dydaktyki
astronomii
Obserwacje i ćwiczeniaTania 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 ćwiczeniaWszystkie 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
kamera
Adapter M42
Obiektyw Helios f=56mm
Drewniany uchwyt
Lunetka celownicza
Statyw w układzie paralaktycznym z silnikiem.
Zestaw gotów do pracy
Obiektyw f=500 mmObiektyw f = 58 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 byłapojedynczaplama 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:
R
r
x
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:
• Sin () = x/R = arc sin (x/R)
• S = tg()
• 1/S = 1/P -1/365.2425
• S- synodycznyokres obrotu Słońca
• P- gwiazdowyokres obrotu Słońca
równik
plama
x
R
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
Ziemia
Wenus
.Słońce
Zjawisko widoczne gdy Ziemia i Wenus spotykają się w pobliżu linii
przecięcia ich orbit.
Rozmiary Wenus
•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
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
a
b
c
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
AFDfFADfH 2222 coscosec5.0cosecsin
f – długość cienia określona jako ułamek średnicy krateruD – średnica krateru A – wysokość Słońca nad horyzontem księżycowym w miejscu, gdzie znajduje się kraterF – 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 KsiężycaPomimo 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
0123456789
101112
0 50 100 150 200 250
t [s]
mt [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
Test liniowości kamerki (dla ustalonej gwiazdy)
test liniowości
0
100
200
300
400
500
600
700
800
0 2000 4000 6000 8000 10000 12000 14000 16000 18000 20000 22000 24000
czas ekspozycji zadany (ms)
sred
nia
licz
ba
zlic
zeń
gwiazda
prąd ciemny
Log.(gwiazda)
Wielom.(prądciemny)
Szumy
0
0,2
0,4
0,6
0,8
1
1,2
1,4
5,9 6,3 6,7 7,1 7,5 7,9 8,3 8,7 9,1 9,5 9,9 10,3 10,7 11,1
jasność gwiazdy [mag]
rozr
zut
[ma
g]
3x4,5 sekundy
5x23,5 sekundy
1x9,5 sekundy
Czas ekspozycji
Wyniki obserwacji
• Planety
• Gwiazdy
• Mgławice
• ...
Księżyce Jowisza *:
r
* zobacz z internecie projekt CLEA
Masa Jowisza:
• Wykres odległościsatelity od Jowisza
• III Prawo Keplera układu satelita-Jowisz (indeks: J S)
• dla układu Ziemia-Księżyc: (Z ,K)
• Masa Jowisza:(w masach Ziemi)
Io
-4
-3
-2
-1
0
1
2
3
4
10 15 20 25 30 35 40
t[JD]
R
22
3
4JS
S
S mmG
T
a
22
3
4ZK
K
K mmG
T
a
23
32
SK
ZSKJ
Ta
maTm
Saturn:
• Rozmiary pierścieni
• Księżyce
Nachylenie pierścieni:
• sin (a) = r / R
Do obserwatora
Szczelina Cassiniego
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 zmiennychzaćmieniowych
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 zmiennychzaćmieniowych
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 zmiennychzaćmieniowych
Minimum jasności gwiazdy RZ Cas jasność: 6.4 – 7.8 mag okres: 1.195 dnia
RZ Cas
-1
-0,5
0
0,5
1
1,5
2
2453411,30 2453411,35 2453411,40 2453411,45 2453411,50 2453411,55
Dni Juliańskie
C-V
[m
ag]
Minimum jasności gwiazdy U Cep jasność: 6.74 – 9.81 mag. okres: 2.493dnia
U Cep
0
0,5
1
1,5
2
2,5
2453267,45 2453267,5 2453267,55 2453267,6 2453267,65 2453267,7 2453267,75
HJD
V-C
[m
ag]
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:
Top Related