1 / 85

Kamera internetowa Nowe narzędzie dydaktyki astronomii

Kamera internetowa Nowe narzędzie dydaktyki astronomii. Obserwacje i ćwiczenia.

xarles
Download Presentation

Kamera internetowa Nowe narzędzie dydaktyki astronomii

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript


  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

More Related