propozycja cwiczen obserwacyjnych

PROPOZYCJA ĆWICZEŃ OBSERWACYJNYCH
Z ASTRONOMII DO PRZEPROWADZENIA
W OBSERWATORIUM ASTRONOMICZNYM
INSTYTUTU FIZYKI UR DLA UCZESTNIKÓW
PROJEKTU FENIKS
dr hab. Piotr Gronkowski - [email protected]
Ćwiczenie 1 - wprowadzające. WYKORZYSTANIE ATLASÓW
ASTRONOMICZNYCH, MAP I KALENDARZY. ZASADA DZIAŁANIA
PODSTAWOWYCH PRZYRZĄDÓW ASTRONOMICZNYCH
1. Zagadnienia teoretyczne: układy współrzędnych stosowane w astronomii,
astronomiczna rachuba czasu, najważniejsze gwiazdozbiory, widoczność
obiektów astronomicznych, gwiazdozbiory okołobiegunowe, budowa lunet,
teleskopów i sekstansu.
2. Wykorzystanie obrotowej mapy nieba do opisu wyglądu sfery niebieskiej
w ustalonej godzinie i dniu roku, wskazywanie gwiazdozbiorów wschodzących
i zachodzących, wyznaczanie momentów wschodu i zachodu Słońca,
Księżyca i planet, długości dnia i nocy.
3. Wykorzystanie kalendarzy astronomicznych do opisu wyglądu nieba,
widoczności Księżyca i planet o ustalonej godzinie w wybranym dniu roku.
4. Wykorzystanie kalendarzy i atlasów astronomicznych do wyznaczania
czasu przebywania Słońca i planet w danym gwiazdozbiorze zodiakalnym.
5. Wyznaczanie momentów wschodu i zachodu, kulminacji górnych i dolnych
dla wybranych gwiazd.
6. Wyznaczanie czasu gwiazdowego oraz początku doby gwiazdowej w
wybranym momencie CSE w Rzeszowie.
7. Zapoznanie się z przyrządami astronomicznymi będącymi na wyposażeniu
Obserwatorium Astronomicznego Instytutu Fizyki UR. Obserwacje tarczy
Księżyca i Słońca.
1
Ćwiczenie 2. MONITORING AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ
1. Zagadnienia teoretyczne: budowa fizyczna Słońca, źródło energii słonecznej,
aktywność słoneczna.
2. Na podstawie obserwacji teleskopowych tarczy słonecznej wyznaczyć
liczbę Wolfa W na dany dzień obserwacji na podstawie formuły:
W = 10 × g + f,
gdzie g oznacza liczbę grup plam a f ogólna ilość plam. Następnie pobrać
z odpowiedniej witryny Internetu zdjęcie Słońca wykonane w tym samym
dniu i wyznaczyć powtórnie liczbę Wolfa. Porównać otrzymane wyniki.
Skomentować różnicę.
Zdjęcie tarczy słonecznej należy pobrać z odpowiednich stron Internetu.
3. Na podstawie zdjęcia tarczy słonecznej oszacować w km powierzchnie
wybranej plamy słonecznej (cienia i półcienia).
2
4. W oparciu o analizę sekwencji zdjęć tarczy słonecznej wyznaczyć okres
rotacji Słońca w pobliżu równika. Porównać otrzymany wynik z danymi
katalogowymi. Przedyskutować uzyskaną różnicę.
5. W oparciu o znajomość stałej słonecznej dla Ziemi obliczyć całkowitą
ilość energii słonecznej docierającej w ciągu 1 roku do Ziemi. Oszacować
ilość energii słonecznej docierającej do Ziemi w wybranych pasmach promieniowania
X (0.1 - 0.8 nm oraz 0.05 - 0.4 nm) w ciągu sekundy, godziny i doby.
6. Na podstawie aktualnych charakterystyk wiatru słonecznego dostępnych w
odpowiednich witrynach Internetowych oszacować, jaki ładunek elektryczny
uzyskuje Ziemia w ciągu sekundy, godziny, doby i roku.
7. Dokonać obserwacji teleskopowej tarczy Słonecznej. Zwrócić uwagę na
ewentualne plamy. Porównać z przekazem internetowym z satelity SOHO.
UWAGA! Powyższe ćwiczenie wymaga korzystania z witryny internetowej
satelity słonecznego SOHO - http: //sohowww.nascom.nasa.gov/ oraz stron
NASA/JPL.
2
Ćwiczenie 3. WYZNACZENIE WYSOKOŚCI HORYZONTALNEJ SŁOŃCA
1. Zagadnienia teoretyczne: układy współrzędnych stosowane w astronomii,
elementy trygonometrii sferycznej, astronomiczna rachuba czasu, zasada
działania sekstansu.
2. Dokonać przy użyciu sekstansu pomiaru wysokości horyzontalnej środka
tarczy słonecznej o ustalonej godzinie w wybranym dniu roku. W tym celu
dokonać w jak najkrótszym odstępie czasu dziesięciu pomiarów i wyznaczyć
wynik średni. Przeprowadzić dyskusje błędów.
3. W oparciu o aktualny kalendarz astronomiczny oraz analizę odpowiedniego
trójkąta paralaktycznego obliczyć teoretyczną wysokość horyzontalną
środka tarczy Słońca w momencie wykonywania pomiaru na podstawie
następującej formuły (którą należy wyprowadzić):
sin h = sin φ × sin δ + cos δ × cos φ × cos t,
gdzie h, φ, δ, t oznaczają odpowiednio wysokość horyzontalną Słońca,
szerokość geograficzna miejsca obserwacji, deklinację Słońca i jego kąt
godzinny. Deklinację Słońca na dzień obserwacji odczytać z kalendarza
a jego kąt godzinny obliczyć uwzględniając związek pomiędzy średnim czasem
słonecznym a długością geograficzną.
4. Przedyskutować różnicę pomiędzy wartością zmierzoną a obliczoną.
3
Ćwiczenie 4. NAJBLIŻSZE SĄSIEDZTWO ZIEMI W KOSMOSIE - OBSERWACJE
TELESKOPOWE NOCNE.
1. Zagadnienia teoretyczne: struktura fizyczna Układu Słonecznego, budowa
fizyczna Słońca i planet, prawa Keplera.
2. Księżyc, obserwacje teleskopowe powierzchni naszego naturalnego satelity.
Należy zwrócić uwagę na szczegóły powierzchni - morza, kratery, góry oraz
linię terminatora.
3. Zjawisko faz planet dolnych - obserwacje teleskopowe Merkurego i Wenus.
4. Obserwacje teleskopowe powierzchni Marsa - próba dostrzeżenia ”czap
polarnych” planety.
5. Jowisz i jego księżyce galileuszowe. Należy zwrócić uwagę na czerwoną
plamę na powierzchni planety oraz układ czterech jej księżyców.
6. Planeta Saturn - obserwacje teleskopowe powierzchni planety, należy
zwrócić uwagę na układ charakterystycznych pasów oraz strukturę pierścieni
oraz układ najbliższych księżyców.
7. Zaleca się po zakończeniu obserwacji teleskopowych odszukać na odpowiedniej
witrynie Internetu (np. NASA) obrazy oglądanych przez teleskop
ciał kosmicznych w celu dokonania porównania obserwacji ”na żywo” ze
zdjęciami w Internecie.
4
Ćwiczenie 5. WYZNACZANIE POLA WIDZENIA TELESKOPU
1. Zagadnienia teoretyczne: układy współrzędnych stosowane w astronomii
sferycznej, zasada działania teleskopu optycznego, podstawowe charakterystyki
teleskopu (powiększenie, wielkość obrazu w płaszczyźnie ogniskowej,
światłosiła, zdolność rozdzielcza), widome i absolutne wielkości gwiazdowe.
2. Wyprowadzić wzór na pole widzenia φ teleskopu:
φ = 15 × t × cos(δ),
gdzie t wyrażone jest w minutach czasowych i oznacza czas przejścia gwiazdy
o deklinacji δ wzdłuż pola widzenia nieruchomego teleskopu.
3. Wyznaczyć obserwacyjnie pole widzenia teleskopu. W tym celu zmierzyć
czas przejścia gwiazdy o znanej deklinacji δ wzdłuż średnicy pola widzenia
przy zatrzymanym mechanizmie zegarowym teleskopu.
4. Powtórzyć punkt 2 dla innych dziewięciu wybranych gwiazd.
5. Obliczyć pole widzenia teleskopu jako średnią z przeprowadzonych
pomiarów. Dokonać dyskusji błędów.
5
ĆWICZENIA OBLICZENIOWE
(NA WYPADEK NIEKORZYSTNYCH WARUNKÓW
POGODOWYCH)
Ćwiczenie 1. ANALIZA ZDJĘĆ ASTRONOMICZNYCH I SATELITARNYCH
1. Zagadnienia teoretyczne: prędkości kosmiczne, ruch sztucznych satelitów
Ziemi, budowa fizyczna Słońca i Księżyca, skala mapy.
2. Na podstawie analizy fotografii 1 przedstawiającej tarczę Księżyca w
pełni obliczyć jego średnicę kątową. Zdjęcie wykonano obiektywem
teleskopu o ogniskowej fob = 1330 cm. Odpowiednie dane o Księżycu znaleźć
w literaturze lub w odpowiednich witrynach Internetu.
3. Oszacować zdolność rozdzielczą fotografii 2 oraz powierzchnię przedstawioną
na nim (w km ) jeśli średnica kątowa krateru Kopernik wynosi 107 km.
2
4. Wiedząc, że odległość Ziemia-Księżyc jest równa 384 400 km oraz
mimośród orbity Księżyca jest równy e = 0.0549 obliczyć w jakich granicach
zmieniałaby się średnica tarczy Księżyca na fot.1.
5. Obliczyć średnicę kątowa krateru Kopernik w oparciu o dane do punktów
2 i 3.
6. W oparciu o analizę sekwencji zdjęć satelitarnych oszacować prędkości
przemieszczania się frontu burzowego nad Półwyspem Skandynawskim w
wybranym dniu roku.
7. Dysponując zdjęciem tarczy Słońca wyznaczyć liczbę Wolfa oraz wymiary
największej i najmniejszej widocznej plamy słonecznej.
UWAGA! Adresy potrzebnych stron internetowych podaje prowadzący zajęcia.
6
Ćwiczenie 2. OPRACOWANIE DANYCH OBSERWACYJNYCH
1. Zagadnienia teoretyczne: prawa Keplera, ewolucja gwiazd, galaktyki,
prawo ucieczki galaktyk.
2. W oparciu o analizę zmian widocznej wielkości kątowej tarczy Księżyca
wyznaczyć mimośród jego orbity w ruchu wokół Ziemi. Mimośród orbity
obliczamy na podstawie wzoru (który należy wyprowadzić):
φ max −φ min
,
e=
φ max +φ min
gdzie φ max i φ min oznaczają maksymalny i minimalny wymiar tarczy
Księżyca oglądanej z Ziemi.
Odpowiednie dane obserwacyjne należy odszukać w literaturze lub na
odpowiednich stronach Internetu.
3. Postępując analogicznie jak w punkcie 3 ale w odniesieniu do tarczy
Słońca wyznaczyć mimośród orbity Ziemi.
3. W oparciu o analizę odpowiednich charakterystyk fizycznych wybranych
gwiazd bliskich Słońcu wyznaczyć temperatury ich powierzchni T oraz
jasności absolutne M.
4. Dla gwiazd z punktu 4 wykreślić zależność: M(log(T)) uzyskując w ten
sposób diagram Hertzsprunga-Russella. Odpowiednie charakterystyki gwiazd
należy odszukać w literaturze lub na odpowiednich witrynach internetowych.
5. W oparciu o odpowiednie charakterystyki widmowe galaktyk (należy je
odszukać w Internecie lub literaturze) wyznaczyć prędkości ucieczki dla
wybranych galaktyk.
UWAGA!
W wypadku niesprzyjających warunków atmosferycznych istnieje
również możliwość prezentacji następujących wykładów:
1. KOMETY - NIESPODZIEWANI KOSMICZNI WĘDROWCY.
2. ZDERZENIA CIAŁ KOSMICZNYCH W UKŁADZIE SŁONECZNYM WYBRANE ZAGADNIENIA.
3. OD KOMET DO GWIAZD - CZYLI ASTRONOMIA W PIGUŁCE.
7
PROPOZYCJA ĆWICZEŃ Z ASTRONOMII DLA
UCZNIÓW UCZESTNICZĄCYCH W PROJEKCIE FENIKS,
KTÓRE MOGĄ BYĆ PRZEPROWADZONE
W RAMACH ZAJĘĆ POZALEKCYJNYCH W SZKOLE
Ćwiczenie 1 WYZNACZENIE KIERUNKU LINII POŁUDNIKOWEJ Z
ZASTOSOWANIEM GNOMONU
1. Zagadnienia teoretyczne: zasada działania gnomonu, układy współrzędnych
stosowane w astronomii, ruch dobowy i roczny Słońca.
2. Przygotować duży arkusz białego papieru (bristolu) o wymiarach co
najmniej 50 cm × 50 cm i nakreślić na nim szereg współśrodkowych okręgów
o promieniach 10, 12, 14, .... 48, 50 cm. Umieścić na poziomej powierzchni
podłoża unieruchomiony arkusz z ustawionym w środku geometrycznym
narysowanych okręgów gnomonem o wysokości 20 cm - 40 cm.
3. Istota obserwacji polega na tym aby na jak największej ilości okręgów
zaznaczyć koniec cienia gnomonu. Cień ten w miarę zbliżania się południa
będzie coraz to krótszy a po południu coraz to dłuższy. Moment prawdziwego
południa przypada w chwili gdy cień rzucany przez gnomon jest najkrótszy.
Wtedy kierunek wyznaczony przez koniec cienia i podstawę gnomonu
wyznacza linie miejscowego południka. Uchwycenie jednak tego momentu
jest trudne gdyż w toku obserwacji nie można dokładnie stwierdzić czy cień
nadal się skraca czy też już zaczął się wydłużać. Dlatego należy zacząć
obserwacje najpóźniej około godziny 9 i prowadzić je do godziny 15. Cień
gnomonu w ciągu tego okresu czasu zakreśli łuk hiperboli (jeśli obserwacje
nie są prowadzone w dniach równonocy wiosennej lub jesiennej gdyż wtedy
koniec cienia gnomonu wędruje po prostej).
4. Po zakończeniu obserwacji rysujemy na arkuszu papieru hiperbolę starając się
aby pasowała ona jak najlepiej do punktów zaznaczonych w czasie
obserwacji. Kierunek wyznaczony przez podstawę gnomonu i wierzchołek
hiperboli stanowi poszukiwaną linie południkową.
5. Na zakończenie tego ćwiczenia należy utrwalić wyznaczoną linię na
podłożu, na którym stał gnomon (np. przez namalowanie jej farbą olejną,
jeśli podłoże jest utwardzone) gdyż znajomość kierunku linii południkowej
będzie potrzebna przy innych obserwacjach.
8
Ćwiczenie 2 WYZNACZENIE AZYMUTU PUNKTU ZACHODU SŁOŃCA
1. Zagadnienia teoretyczne: ruch dzienny oraz roczny Słońca, trójkąt paralaktyczny,
zasada działania sekstansu.
2. Przy pomocy kalendarza astronomicznego określić moment zachodu
Słońca w wybranym dniu roku.
3. W tym dniu o godzinie określonej w punkcie 2 dokonać pomiaru kąta
azymutu punktu zachodu Słońca przy użyciu sekstansu. W tym celu
wykorzystać linię południkową wyznaczoną w ćwiczeniu 1.
4. Obliczyć teoretyczna wartość kąta azymutu punktu zachodu Słońca A w
oparciu o następujący związek:
cos A=
sinδ
cos φ
gdzie δ i φ oznaczają deklinację Słońca (odczytaną z kalendarza) oraz
szerokość geograficzna miejsca obserwacji.
5. Porównać otrzymane wyniki, dokonać dyskusji błędów.
6. Uwaga! Powyższe pomiary i obliczenia można wykonać również dla
innych ciał niebieskich, których współrzędne równikowe można odczytać z
kalendarza (Słońce, planety, jasne gwiazdy).
9
Ćwiczenie 3. WYZNACZENIE WYSOKOŚCI HORYZONTALNEJ ŚRODKA
TARCZY KSIĘŻYCA
1. Zagadnienia teoretyczne: układy współrzędnych stosowane w astronomii,
elementy trygonometrii sferycznej, astronomiczna rachuba czasu, zasada
działania sekstansu.
2. Dokonać przy użyciu sekstansu pomiaru wysokości horyzontalnej środka
tarczy Księżyca o ustalonej godzinie w wybranym dniu roku. W tym celu
dokonać w jak najkrótszym odstępie czasu dziesięciu pomiarów i wyznaczyć
wynik średni. Przeprowadzić dyskusje błędów.
3. W oparciu o aktualny kalendarz astronomiczny oraz analizę odpowiedniego
trójkąta paralaktycznego obliczyć teoretyczną wysokość horyzontalną
środka tarczy Księżyca w momencie wykonywania pomiaru na podstawie
następującej formuły:
sinh=sin φ×sin δ+ cos φ×cos δ×cos t ,
gdzie h, δ, φ , t oznaczają odpowiednio wysokość horyzontalną Księżyca,
szerokość geograficzną miejsca obserwacji, deklinację Księżyca i jego kąt
godzinny. Deklinację Księżyca na dzień obserwacji odczytać z kalendarza
astronomicznego a jego kąt godzinny obliczyć uwzględniając związek pomiędzy
średnim czasem słonecznym a długością geograficzną.
4. Przedyskutować różnicę pomiędzy wartością zmierzoną a obliczoną.
5. Uwaga! Powyższe pomiary i obliczenia można wykonać również dla
innych ciał niebieskich, których współrzędne równikowe można odczytać z
kalendarza (Słońce, planety, jasne gwiazdy).
1
Ćwiczenie 4. WYZNACZENIE ODLEGŁOŚCI KĄTOWEJ POMIĘDZY
CIAŁAMI NIEBIESKIMI
1. Zagadnienia teoretyczne: układ współrzędnych równikowych II, zasada
działania sekstansu, gwiazdozbiory, klasyfikacja gwiazd.
2. Odszukać w atlasie astronomicznym lub na obrotowej mapie nieba
gwiazdy α i β w Wielkiej Niedźwiedzicy (Uma), Wegę w Lutni, Arktura
w Wolarzu, Kapellę w Woźnicy oraz Syriusza w Wielkim Psie. Następnie
wskazać powyższe gwiazdy na sferze niebieskiej.
3. Dla wybranych par gwiazd (α i β Uma, Wega i Arktur, Kapella i Syriusz)
dokonać sekstansem pomiaru ich odległości kątowych ε .
4. Na podstawie wzoru:
cos ε= sinδ 1 ×sinδ 2cos δ 1 ×cos δ 2 ×cos  α 1 −α 2  ,
gdzie δ , δ , α i α oznaczają odpowiednio deklinacje i rektascensje gwiazd
odczytane z kalendarza, obliczyć teoretyczne wartości ε wyznaczonych
obserwacyjnie odległości kątowych.
1
2
1
2
5. Jeżeli w ciągu dnia widoczny jest Księżyc, to postępując analogicznie jak
w punktach 3 i 4, możemy wyznaczyć obserwacyjnie i teoretycznie odległość
kątową pomiędzy Słońcem a Księżycem.
6. Porównać otrzymane wyniki, przedyskutować błędy.
1
Ćwiczenie 5. ZASTOSOWANIE MAPY OBROTOWEJ DO OPISU WYGLĄDU
SFERY NIEBIESKIEJ
1. Zagadnienia teoretyczne: elementy astronomii sferycznej, gwiazdozbiory,
najjaśniejsze gwiazdy.
2. Dla wybranego dnia roku opisać wygląd nieba w Rzeszowie o godzinie 24 CSE.
Wskazać gwiazdozbiory wschodzące, zachodzące i górujące.
3. Na podstawie kalendarza oraz mapy obrotowej wskazać gwiazdozbiory, w
których tego dnia znajduje się Słońce, Księżyc i planety.
4. W oparciu o wykorzystanie mapy obrotowej i kalendarza wskazać planety
widoczne w wybranym dniu roku o godzinie 24 CSE w Rzeszowie.
5. Znaleźć momenty wschodu i zachodu widocznych planet oraz pięciu
wybranych gwiazd.
6. Dla wybranych pięciu gwiazd okołobiegunowych wyznaczyć ich momenty
kulminacji górnych oraz dolnych w danym dniu.
7. Wskazać gwiazdozbiory zodiakalne widoczne w danym dniu.
UWAGA! Zamiast ”klasycznej” mapy obrotowej nieba można wykorzystać
programy astronomiczne symulujące mapy obrotowe nieba, które znajdują
się w odpowiednich witrynach Internetu.
1
Ćwiczenie 6. ZASTOSOWANIE MAPY OBROTOWEJ I KALENDARZA
ASTRONOMICZNEGO DO WYZNACZANIA MOMENTÓW CZASU WYBRANYCH
ZJAWISK ASTRONOMICZNYCH
1. Zagadnienia teoretyczne: astronomiczna rachuba czasu, elementy astronomii
sferycznej, gwiazdozbiory.
2. Na podstawie obrotowej mapy nieba wyznaczyć momenty wschodu i
zachodu Słońca w Rzeszowie oraz długość dnia i nocy w wybranym dniu roku.
3. Wyznaczyć moment wschodu i zachodu gwiazdy Syriusz w Rzeszowie w
dniu 10 stycznia.
4. Wyznaczyć czas gwiazdowy w Rzeszowie 20 października o godzinie
18 CSE.
5. Wyznaczyć początek doby gwiazdowej w Rzeszowie w dniu 1 grudnia.
6. W oparciu o dane zawarte w kalendarzu astronomicznym wyznaczyć z
dokładnością do 1 minuty moment równonocy wiosennej oraz przesilenia
letniego w roku 2005.
UWAGA! Zamiast ”klasycznej” mapy obrotowej nieba można wykorzystać
programy astronomiczne symulujące mapy obrotowe nieba, które znajdują
się w odpowiednich witrynach Internetu.
1
Ćwiczenie 7. RUCH DOBOWY I ROCZNY SŁOŃCA
1. Zagadnienia teoretyczne: ruch roczny i dobowy Słońca, ekliptyka, znaki
zodiaku, pory roku, gnomon.
2. W oparciu o kalendarz astronomiczny podać momenty wschodu i zachodu
Słońca oraz prawdziwego południa słonecznego w czasie CSE w wybranym
dniu roku.
3. Przy pomocy gnomonu wyznaczyć wysokość horyzontalną Słońca h w
wybranym momencie czasu.
4. Obliczyć teoretyczną wartość wysokości horyzontalnej Słońca na podstawie
wzoru:
sinh=sin φ×sin δ+ cos φ×cos δ×cos t ,
gdzie h, φ , δ, t oznaczają odpowiednio wysokość horyzontalną Słońca, szerokość
geograficzną miejsca obserwacji, deklinację Słońca i jego kąt godzinny.
Deklinację Słońca na dzień obserwacji odczytać z kalendarza astronomicznego
a jego kąt godzinny obliczyć uwzględniając związek pomiędzy średnim
czasem słonecznym a długością geograficzną.
5. Porównać otrzymane wyniki, przeanalizować różnicę.
6. Wykorzystując mapę obrotową oszacować czas przebywania Słońca w
kolejnych znakach zodiaku.
7. Na podstawie kalendarza wyznaczyć z dokładnością do 1 minuty moment
przesilenia zimowego i równonocy jesiennej w 2008 roku.
1
Ćwiczenie 8. WYZNACZENIE SZEROKOŚCI GEOGRAFICZNEJ MIEJSCA
OBSERWACJI NA PODSTAWIE OBSERWACJI GWIAZD
1. Zagadnienia teoretyczne: ruch dobowy sfery niebieskiej, kulminacje
gwiazd, gwiazdozbiory okołobiegunowe.
2. Za pomocą obrotowej mapy nieba wyznaczyć przybliżony moment
kulminacji górnej dla dwóch gwiazd okołobiegunowych, z których jedna
kulminuje na północ a druga na południe od zenitu.
3. W momencie wyznaczonym w punkcie 2 zmierzyć sekstansem odległości
zenitalne z i z wybranych dwóch gwiazd w momentach ich kulminacji
górnych.
Wyznaczyć szerokość geograficzna miejsca obserwacji na podstawie wzoru:
1
2
φ=
δ 1 +δ 2
2

z 2 −z 1
2
,
gdzie δ i δ oznaczają odczytane z atlasu deklinacje gwiazd.
1
2
4. Powtórzyć czynności z punktów 2 i 3 dla innej pary gwiazd.
5. Wyznaczyć szerokość geograficzną miejsca obserwacji jako średnią arytmetyczną
z dwóch pomiarów. Porównać z wartością szerokości odczytaną z
mapy. Przedyskutować błędy.
1
Ćwiczenie 9. WPROWADZENIE DO OBSERWACJI ASTRONOMICZNYCH
NIEBA NOCNEGO
1. Zagadnienia teoretyczne: elementy astronomii sferycznej, układ współrzędnych
horyzontalnych i równikowych I oraz II.
2. Wskazać na sferze niebieskiej Zenit, kardynalne punkty horyzontu:
punkt północny N, punkt wschodu E, punkt południa S i punkt zachodu W
wyznaczające kierunki geograficzne, północny biegun astronomiczny PN
oraz linię południka.
Uwaga! Północny biegun astronomiczny znajduje się w odległości nieco mniejszej niż
jeden stopień od gwiazdy Polarnej α Umi.
3. Na podstawie obrotowej mapy nieba przewidzieć wygląd sfery niebieskiej
w momencie przeprowadzania obserwacji. Zwrócić uwagę na najjaśniejsze
gwiazdozbiory widoczne w momencie obserwacji. Zapamiętać ich kształt. Porównać
rzeczywisty wygląd nieba ze wskazaniami mapy. Wskazać na sferze
niebieskiej gwiazdozbiory wschodzące i zachodzące. Jakie gwiazdozbiory kulminują
w momencie obserwacji? Jakie gwiazdozbiory znajdują się najbliżej
zenitu Z.
4. W oparciu o obrotową mapę nieba oraz kalendarz astronomiczny przewidzieć
jakie planety będą widoczne w chwili obserwacji? Czy Księżyc
również będzie widoczny? W jakich gwiazdozbiorach znajdują się te ciała
niebieskie. Porównać powyższe przewidywania z obserwacją nieba nocnego.
5. Odszukać na niebie następujące gwiazdozbiory: Wielką i Małą Niedźwiedzicę,
Kasjopeę, Woźnicę, Andromedę, Wolarza oraz Lutnię. Zapamiętać ich
kształt i porównać z ich wyglądem w atlasie astronomicznym.
6. Odszukać na obrotowej mapie nieba a następnie zaobserwować na sferze
niebieskiej następujące gwiazdy: gwiazdę Polarną w Małej Niedźwiedzicy,
Kapellę w Woźnicy, Deneb w Łabędziu, Wegę w Lutni i Arktura w Wolarzu.
7. Korzystając z obrotowej mapy nieba wskazać gwiazdozbiory ekliptyczne
widoczne w momencie obserwacji.
1
Ćwiczenie 10. OBSERWACJE TELESKOPOWE CIAŁ KOSMICZNYCH
NALEŻĄCYCH DO UKŁADU SŁONECZNEGO.
1. Zagadnienia teoretyczne: prawa Keplera, struktura fizyczna Układu
Słonecznego.
2. Obserwacje teleskopowe tarczy Księżyca, zapoznanie się ze szczegółami
powierzchni Księżyca (morza, kratery, góry).
3. Obserwacje planety Wenus (zwrócenie uwagi na zjawisko faz).
4. Obserwacje Marsa - możliwość dostrzeżenia ”czap polarnych” planety.
5. Obserwacje planety Jowisz oraz jego księżyców.
6. Obserwacje planety Saturn, jego pierścieni i księżyców.
7. Po zakończeniu obserwacji teleskopowych odszukać na odpowiedniej
witrynie Internetu (np. NASA) obrazy oglądanych przez teleskop ciał kosmicznych
w celu dokonania porównania obserwacji ”na żywo” ze zdjęciami
w Internecie.
1
Ćwiczenie 11. OBSERWACJE TELESKOPOWE WYBRANYCH OBIEKTÓW
ASTRONOMICZNYCH NIE NALEŻĄCYCH DO UKŁADU SŁONECZNEGO
1. Zagadnienia teoretyczne: budowa fizyczna gwiazd, ewolucja gwiazd,
gromady gwiazd, struktura fizyczna Galaktyki Drogi Mlecznej, klasyfikacja
galaktyk.
2. Znaleźć położenie gwiazdy α Ori (Betelgeuze) w gwiazdozbiorze Oriona
w atlasie i na mapce obrotowej nieba.
3. Odszukać na sferze niebieskiej gwiazdę Betelgeuze i dokonać jej obserwacji
teleskopowej. Zwrócić uwagę na barwy gwiazd. Przeprowadzić próbę oszacowania
temperatury fotosfery gwiazdy na podstawie zaobserwowanej barwy.
4. Odszukać w literaturze współrzędne równikowe wybranych gwiazd
podwójnych: γ Cas, o Cet, ρ Per i β Per.
5. Na podstawie współrzędnych równikowych gwiazd znaleźć ich położenie
na tle gwiazdozbiorów w atlasie i na mapce obrotowej nieba.
6. Odszukać na sferze niebieskiej powyższe gwiazdy podwójne i dokonać ich
obserwacji teleskopowych. Zwrócić uwagę na barwy gwiazd. Przeprowadzić
próbę oszacowania temperatury fotosfer gwiazdowych na podstawie zaobserwowanej
barwy.
7. Odszukać w atlasie nieba dwie gromady kuliste M13 i M92 w gwiazdozbiorze
Herkulesa.
Uwaga! Gromada M13 znajduje się na linii wyznaczonej przez dwie gwiazdy
η Her oraz ς Her. Gromada 92 wraz z gwiazdami η Her i π Her wyznacza
trójkąt równoboczny.
8. Odszukać na sferze niebieskiej gwiazdozbiór Herkulesa i zlokalizować w
nim gromady kuliste M13 oraz M92. Przeprowadzić obserwacje teleskopowe
tych gromad. Zwrócić uwagę na ich kształt oraz jasność powierzchniową.
9. Odszukać w atlasie nieba gwiazdozbiór Andromedy a w nim Wielką
Mgławicę Andromedy M31.
10. Zlokalizować na sferze niebieskiej gwiazdozbiór Andromedy oraz mgławicę
M31.
Uwaga! Można wykorzystać następujące informacje: nad środkową jasną
gwiazdą β And widać dwie nieco słabsze gwiazdy μ And oraz ν And
ustawione prostopadle do kierunku wyznaczonego przez gwiazdy γ And
i α And. Bardzo blisko gwiazdy γ And znajduje się Wielka Mgławica
Andromedy M31. Zwrócić uwagę na kształt mgławicy.
1
Ćwiczenie 12. WYZNACZANIE PODSTAWOWYCH CHARAKTERYSTYK
OBSERWACYJNYCH WYBRANYCH CIAŁ NIEBIESKICH NA
PODSTAWIE DANYCH OBSERWACYJNYCH
1. Zagadnienia teoretyczne: struktura fizyczna i mechanika Układu Słonecznego,
fizyka Słońca i Księżyca, budowa i ewolucja gwiazd, ucieczka galaktyk.
2. W oparciu o dane zawarte w efemerydach Księżyca wyznaczyć jego okres
rotacji względem Ziemi - miesiąc gwiazdowy oraz miesiąc synodyczny.
3. W oparciu o znajomość stałej słonecznej dla Ziemi wyznaczyć temperaturę
powierzchni Słońca. Odpowiednie dane znaleźć w literaturze.
4. Sprawdzić III prawo Keplera dla planet Układu Słonecznego. Odpowiednie
dane odszukać w literaturze.
5. Wyznaczyć odległości i paralaksy dla wybranych dziesięciu gwiazd na
podstawie znajomości ich wielkości gwiazdowych: widomej m i absolutnej M.
Odpowiednie dane odszukać w literaturze.
6. Dla gwiazd z punktu 5 wyznaczyć temperatury ich powierzchni a następnie
sporządzić wykres M(log (T)).
7. Wyznaczyć odległości do wybranych 10 galaktyk na podstawie prędkości
ich ucieczki lub przesunięć ku czerwieni. Odpowiednie dane odszukać w
literaturze.
1
Zalecana literatura:
1. Branicki A., Obserwacje i pomiary astronomiczne dla studentów , uczniów
i miłośników astronomii, Wydawnictwo UW, Warszawa, 2006.
2. Kulikowski P.G., Poradnik miłośnika astronomii, PWN, Warszawa, 1978.
3. Pańkow, M., Sycz, A., W kosmos na piechotę, WSiP, Warszawa 1987.
4. Rybka E., Astronomia ogólna, PWN, Warszawa, 1984.
2