Методическая разработка для студентов педагогического отделения физического факультета Часть 3 Школьная обсерватория

"АСТРОНОМИЧЕСКИЕ НАБЛЮДЕНИЯ В ШКОЛЕ"

физического факультета

Часть 3
Школьная обсерватория.
Наблюдения звезд, звездных скоплений и галактик.

Автор: зав.учебно.-методической

лабораторией кафедры

Физика космоса РГУ Невский М.Ю.

г. Ростов-на-Дону

2004 г

О Г Л А В Л Е Н И Е

Стр

1. Наблюдения Солнца.

1.2 Определение скорости вращения Солнца. 5

1.3 Оценка прозрачности неба по солнечному ореолу. 6
2. Наблюдения звезд.

2.1 Оценка яркости звезд. 7

2.2 Определение прозрачности неба по СПР. 8

2.3 Наблюдение цвета звезд,их связь с температурой . 9

2.4 Наблюдение двойных звезд, состояние атмосферы.

2.5 Наблюдение переменных звезд. 10

3.1 Рассеянные скопления. 12

3.2 Шаровые скопления.

3.3 Диффузная материя.

3.4 Далекие галактики. 13

3.5 Наша Галактика. 14

Обычно на экране хорошо видны темные пятна, окруженные полутенью, а на краю солнечного диска, где наблюдается потемнение поверхности от центра к краю, можно заметить светлые продолговатые участки-факелы. Факелы также можно заметить около крупных пятен. При хорошо подобранной яркости экрана и чистой ровной его поверхности, а также при хорошей прозрачности атмосферы, можно рассмотреть, что вся поверхность покрыта мелкими светлыми зернами-гранулами, которые исчезают и появляются в течении 5-10 минут. Более контрастно гранулы наблюдаются при использовании красного или оранжевого светофильтра, убирающего рассеяный голубой фон неба.

Полученное на экране изображение можно сфотографировать обычным фотоаппаратом (удобнее зеркальным с дополнительными кольцами, чтобы снять с более близкого расстояния). Лучше использовать окулярную камеру с прикрепленным аппаратом, но делать это надо крайне осторожно, чтобы не перегреть и не сжечь прорезиненные шторки затвора. Аналогично при съемке Солнца различными телеобъективами надо предварительно убедиться, что в фокусе объектива солнечные лучи не принесут вреда фотоаппарату или видеокамере. Съемку следует производить на контрастном материале или обрабатывать в контрастно действующих проявителях.
1.2 Определение скорости вращения Солнца. Вращение Солнца легче всего определять по времени прохождения различных образований по диску Солнца. Поскольку пятна, факелы, волокна располагаются на разных гелио-графических широтах, а вращение Солнца происходит не как твердого шара, то периоды их обращения отличаются. Самое быстрое вращение наблюдается на экваторе - 25 суток, а к полюсам скорость вращения уменьшается до 30 суток. Регулярно выполняя зарисовки поверхности Солнца, можно определить скорость его вращения и изменение скорости с широтой. В этом случае будут получены сино-дические периоды вращения Солнца, т.к. наблюдения производятся с движущейся вокруг Солнца Земли.

Для зарисовки пятен вначале следует с помощью линейки определить в миллиметрах диаметр изображения Солнца на экране. Затем, нарисовав на листе бумаги циркулем окружность измеренным диаметром, закрепить этот шаблон на экране. После этого обвести тонко отточенным карандашом все имеющиеся на Солнце пятна, прорисовав видимые в них и рядом детали (тени, структуру полутени, окружающие поры). Яркие факелы на краях Солнца зарисовать штриховыми линиями или цветным карандашом, чтобы отличить впоследствии от пятен. Затем следует на рисунке провести направление суточной параллели. Для этого дать возможность изображению перемещаться по листу бумаги, остановив часовой механизм телескопа или перестав удерживать микрометрическими винтами изображение Солнца, отметить положение одного и того же пятна через 3-5 минуты в двух-трех точках и соединить эти точки прямой линией, которая и будет показывать направление суточной параллели. Повторив зарисовки через несколко дней, можно получить достаточный материал для определения скорости перемещения пятен и оценить скорость вращения Солнца на широте расположения пятна. Эти измерения необходимо повторить несколко раз для разных групп пятен и взять среднее значение. В противном случае мы можем попасть на пятна, имеющие значительное собственное движение (до 1° в сутки), и получить неверный результат. Естественно, что пятна должны быть взяты примерно на одной и той же широте и не иметь перспективных сокращений на краю диска.

Измеряя размеры пятен в долях солнечного диска, можно определить размеры и площадь пятен, а также по несколким зарисовкам проследить за их изменениями. При этом следует иметь в виду, что при подходе пятна к краю диска его форма из круглой превращается в эллиптическую из-за перспективного искажения.
1.3. Оценка прозрачности неба по солнечному ореолу. В дневное время оценку состояния безоблачного неба можно делать по цвету неба и по величине ореола вокруг Солнца. При хорошей прозрачности небо должно быть насыщенно голубого (синего) цвета, диск Солнца (при кратковременном взгляде) резко очерчен, без заметного ореола. При крайне плохих условиях небо белесо-желтоватого цвета, диск Солнца не имеет резкой границы, а сразу переходит в яркий ореол, простирающийся со слабым спадом яркости на большое расстояние (15-20 диаметров Солнца). Удобно выработать произвольную 5- балльную шкалу, по которой оценивать и записывать данные, соответствующие цвету неба и величине ореола.

Например:

- небо синее, ореол отсутствует - 0 баллов

- голубое, ореол на расстоянии 1-2 диаметров - 1

- голубовато-белое, ореол 2-5 диаметров - 2

- бело-голубое, ореол на 5-10 диаметров - 3

- светло-желтое, ореол свыше 10 диаметров - 4

В зависимости от данных местности эту градацию можно изменить, подобрав более узкий рабочий диапазон изменения прозрачности. Оценки следует произ-водить в одно и тоже время суток, примерно на одной и той же высоте Солнца над горизонтом.

При наблюдениях Солнца полезно помнить следующие приближенные данные:

расстояние от Земли до Солнца - 1 а.е. = 150 млн. км,

диаметр Солнца - 1.5 млн. км,

в угловой мере диаметр Солнца - 0.5 градусов

в центре диска Солнца 1" дуги соответствует 700 км.
Задачи:

1. Зарисовать на солнечном экране солнечные пятна, факелы. Определить масштаб изображения Солнца.

2. Оценить в долях радиуса Солнца и в километрах размеры и площадь солнечных пятен, сравнить с размерами Земли. Сравнить в процентах общую площадь пятен по сравнению с общей поверхностью Солнца.

3. Повторить наблюдения через 0.5 - 1 часа, отметить перемещение пятен по суточной параллели.

4. При наличии хорошей группы пятен повторить наблюдения в течение нескольких дней для оценки скорости вращения Солнца и собственных движений пятен.

5. Регулярно проводить с записью в журнал наблюдений данные по прозрачности атмосферы. Проследить связь прозрачности с другими метеоусловиями (направ-ление и сила ветра, сухая или дождливая погода, влияние ТЭЦ, близлежащих заводов, и т.п.).

2. Наблюдения звезд.
2.1. Оценка яркости звезд. Звезды, в первую очередь, различаются по своей яркости, или как принято говорить, по блеску. Около 20 самых ярких звезд были отнесены к звездам первой величины, а самые слабые, но видимые невооруженным глазом, к шестой звездной величине. Блеск звезды каждой последующей величины примерно в 2.5 раза слабее предыдущей. Отношение блеска двух звезд при разности в 5 звездных величин было принято равным 100. С развитием техники измерения блеска звезд грубое разделение на классы звездных величин было заменено на более точное, учитывающее десятые и сотые доли звездных величин. Наиболее ярким объектам были присвоены нулевые и отрицательные звездные величины.

На глаз легко заметить разницу в 0.1 звездных величины. В Приложении Таблица 1 дается список ярких звезд с указанием видимых и абсолютных звездных величин. Блеск звезды зависит не только от размеров и поверхностной яркости звезды, но и от ее удаленности. Для сравнения звезд между собой вводится абсолютная звездная величина, т.е. та величина, которую имела бы звезда, если бы она находилась от нас на стандартном расстоянии в 10 парсек. По абсолютным величинам таблицы можно судить об истинной светимости звезды. Наше Солнце, будучи удаленным на расстояние 10 парсек, выглядело бы звездочкой 5 величины, ничем не выделяясь среди множества других звезд.

В сильный бинокль можно видеть звезды до 10 звездной величины, т.е. примерно на 5 величин более слабые, чем невооруженным глазом. Современный телескоп с крупнейшим в мире объективом 6-метровым зеркалом, установленный на Северном Кавказе в станице Зеленчукская, позволяет регистрировать звезды до 25 звездной величины.

В качестве стандартов звездных величин вблизи северного полюса тщательно измерен ряд звезд, получивших название "Северного Полярного Ряда" (СПР). Выбор этих звезд обусловлен тем, что эта область всегда находится над горизонтом, причем практически на одной и той же высоте, что исключает необходимость учета изменения блеска звезд с изменением их высот. Список звезд и карта околополярной области приведена в Приложении Таблица 2 и Рис. 1. Звезды на картах пронумерованы, а в таблице указан их блеск и спектральный класс. Чтобы определить звездную светосилу оптического инструмента, надо заметить, какая из занумерованных звезд еще видима, и по таблице определить ее блеск.

Оценку, насколько телескоп увеличивает возможности человеческого глаза, лучше делать в таком порядке:

- оценка невооруженным глазом,

- оценка в телескоп,

- оценка невооруженным глазом,

- оценка в телескоп и т. д.

Наблюдения повторить 5-6 раз, или несколькими независимыми наблю-дателями, после этого найти среднее арифметическое из нечетных и четных наблюдений, а затем разность этих средних величин. Полученную предельную величину для телескопа сравнить с расчетной величиной.

Определение следует вести при наступлении полной темноты, не раздражая глаз посторонним светом. При необходимости карту подсвечивать слабым светом, давая глазу отдохнуть после этого.
2.2 Определение прозрачности неба по звездам Северного Полярного Ряда. На видимость звезд в значительной мере влияет прозрачность неба, особенно для звезд, находящихся у горизонта. Состояние неба несложно определить по наблюдениям предельной видимой звездной величины СПР. Предполагая, что в среднем чувствительность глаза в течение довольно длительного времени остается постоянной, следует систематически определять предельную видимую звездную величину. Наблюдение можно проводить как невооруженным глазом, так и с помощью оптики. Невооруженным глазом можно проводить массовые оценки, которые после усреднения по числу наблюдателей, дадут вполне уверенные оценки изменения прозрачности атмосферы либо в течение ночи, либо в зависимости от сезона года. В первом случае оценки видимости звезд СПР следует делать несколко раз за ночь. Во втором случае необходимо отдельно делать несколько вечерних или утренних наблюдений, усреднять отдельно вечерние и утренние результаты и строить графики изменения средних вечерних или утренних в течение года.

Ряд ежегодных наблюдений в одной и той же местности с усреднением предельных звездных величин для каждой декады месяца, позволит установить, в какие месяцы в году воздух наиболее прозрачен.

Наблюдения могут выполняться самостоятельно наиболее подготовленными наблюдателями независимо друг от друга.

Следует иметь в виду, что эти наблюдения необходимо делать в одинаковых условиях: положение наблюдателя, фокусировка окуляра, посторонняя подсветка, адаптация наблюдателя и т. п. , так как все это влияет на видимость звезд.

Установив перед объективом призму с малым преломляющим углом или дифракционную решетку, в фокальной плоскости телескопа мы получим спектры всех звезд, попадающих в поле зрения инструмента. В этом случае особенно наглядно проявляются особенности цветового зрения человека - для ярких звезд мы увидим радужную полоску с переходами от фиолетового цвета к красному, а у слабых звезд сможем увидеть лишь серебристую светящуюся полоску без признаков цвета. Спектры звезд можно сфотографировать либо на цветную пленку, либо на черно-белую. Так как черно-белая фотопленка обычно более чувствительна к синей области спектра, то голубые и бело-голубые звезды дадут в случае применения дифракционной решетки два симметричных спектра, располагающиеся ближе к центральному изображению звезды, а оранжевые и красные звезды, у которых отсутствует или ослаблен синий участок спектра, образуют полоски более удаленные от изображения звезды. Таким образом, на черно? белом негативе изображения спектров будут разнесены тем больше, чем краснее, а следовательно и холоднее звезда. Для сравнения между собой звезд по цвету надо выбирать звезды близкие по яркости, т.к. из-за рассеяния света в эмульсии, передержанные концы спектров будут иметь бoльшую толщину и размеры.

Для визуальных наблюдений в Приложении Таблица 1 приводится список звезд с различными температурами.
2.4. Наблюдения двойных звезд, состояние атмосферы. При рассмат-ривании звездного неба в телескоп оказывается, что некоторые звезды, кажущиеся невооруженному глазу одиночными, на самом деле являются двойными, т.е. представляют собой пару близко стоящих друг от друга звездочек. Способность телескопа разделить такие пары на составляющие зависит от его "разрешающей силы", которая определяется увеличением и качеством объектива, зоркости наблюдателя и состоянием атмосферы. В Таблице 3 Приложения дан список двойных звезд, применяемый обычно для исследования качества телескопа. Обычный глаз может разрешать объекты,расположенные на расстоянии 1 минуты дуги. При использовании 60-кратного увеличения мы должны разделить компоненты двойной звезды, находящиеся на расстоянии в 60 раз меньшем, т.е. на расстоянии 1 секунды дуги. Однако при плохой оптике и сильной турбуленции в атмосфере этот предел может быть не достигнут.

Начать наблюдения следует со звезд, которые хорошо доступны для разрешения, и постепенно переходить все к более тесным объектам. Предельная пара звезд, которую сможет разрешить наблюдатель, определит разрешающую способность телескопа. Наблюдение следует делать каждому отдельно, не оповещая других о том, видит он раздельно или нет. Для достоверности наблюдений следует отмечать позиционный угол пары, т.е. определять как расположены звезды: вертикально, одна над другой, горизонтально, или под углом 30°, 45° и т. д.

Также следует отмечать, какая из звезд ярче, их цвет. Сравнивая несколько независимых наблюдений между собой, следует вывести среднее для телескопа и применяемого увеличения.

Проводя наблюдения в течение нескольких вечеров, можно заметить ухудшение или увеличение разрешающей способности в зависимости от состояния атмосферы. Здесь сказывается как общая запыленность атмосферы, так и величина турбуленции или скорость ветра не только в приземном слое, но также и в верхних слоях атмосферы.

Для определения изменений блеска переменной звезды v наиболее употре-бителен способ Аргеландера. Для таких измерений необходимо поблизости от переменной звезды выбрать две звезды сравнения, одна из которых немного ярче, другая слабее переменной. Должна быть уверенность, что сами звезды сравнения не испытывают колебаний блеска, т. е. являются постоянными, а также по цвету не должны значительно отличаться от исследуемой. Желательно, чтобы звездные величины звезд сравнения были известны. Одну из звезд, обычно более яркую, обозначают a , а другую, слабее, - b . Интервал блеска между звездами a и b делится по ощущению наблюдателя на столько частей, сколько наблюдатель может уловить. Малоопытный наблюдатель может разделить на 4-5 части, опытный - до 10 частей, или степеней. Затем оценивают на сколько степеней переменная слабее a и ярче b. Результат обычно записывают в виде а2v3b , что означает что переменная звезда v на 2 степени слабее звезды a и на 3 степени ярче b. По мере изменения блеска переменной звезды оценки степеней изменяются в ту или иную сторону, в случае необходимости, выбирают звезду c, более слабую чем b и производят оценки яркости между b и c.

Зная разницу в звездных величинах между a и b и число степеней между ними для каждого наблюдения, находят значение степени для этого наблюдения, а затем вычисляют блеск переменной v в звездных величинах. Также поступают при оценках яркости между b и c , а затем строят график изменения блеска со временем.

Измерения, проведенные несколькими независимыми наблюдателями, позво-ляют получить больше точек на кривой блеска и более уверенно провести сред-нюю кривую.

Одной из наиболее подходящих переменных звезд для обучения наблюдениям является d Цефея, имеющая амплитуду изменения блеска более одной звездной величины и период около 5.4 суток.

В Приложении (Таблица 4), приводится список переменных звезд, рекомен-дуемых для наблюдений.

1. Выбрать из Таблицы 1 Приложения 5-6 ярких звезд, видимых в данное время, оценить на глаз их яркости и расположить в порядке возрастания звездных величин.

2. Выбрать из Таблицы 1 Приложения 5-6 звезд с различными температурами, видимые в данное время, оценить их цвет и расположить в порядке перехода цвета от голубого к красному.

3. Провести определение предельных звездных величин (невооруженным глазом или с помощью оптики) СПР в течение нескольких вечеров (ночей).

4. Оценить предел разрешения имеющейся оптики по наблюдениям двойных звезд (Таблица 3 Приложения).

5. Регулярно наблюдая в вечернее время одну из переменных звезд (Таблица 4 Приложения) отметить вечера, когда звезда имела минимальную яркость. Наблюдения проводить несколькими наблюдателями независимо, данные усреднить, сравнить результаты.

3. Наблюдения составляющих галактик.
3.1. Рассеянные скопления. Даже невооруженным глазом можно заметить на небе несколько мест, где звезды сгущаются и образуют как бы звездную кучу или скопление. Если звезды в таких сгущениях физически связаны друг с другом и движутся параллельными путями, то такие объекты называются рассеянными (или открытыми) звездными скоплениями. Наиболее заметны из рассеянных скоплений: Плеяды ("Стожары", или "Утиное гнездышко", или "Семь сестер"), Гиады в Тельце, Ясли в созвездии Рака, двойное скопление c и h Персея, Волосы Вероники (Приложение, Таблица 5). Каждое скопление состоит из нескольких десятков или сотен звезд, заключенных в объеме диаметром от 5 до 40 парсек. Располагаются рассеянные скопления преимущественно в галактической плоскости.
3.2. Шаровые скопления. К шаровым скоплениям относятся скопления звезд сферической или эллиптической формы, состоящие из десятков или сотен тысяч звезд, скученных к центру скопления. Если средняя плотность звезд в окрестностях звезд составляет около одной звезды на 10 кубических парсек, то в среднем в шаровом скоплении плотность превосходит 1000 звезд на куб. парсек. Диаметры таких скоплений заключены в пределах от 40 до 100 парсек. В нашей Галактике обнаружено около 250 шаровых скоплений. Наиболее яркие их них приведены в Таблице 5.
3.3. Диффузная материя. Во вселенной, кроме звезд, присутствует сравнительно разреженная, неоформленная диффузная материя, занимающая огромные объемы в виде светлых или темных туманных объектов. Темные туманности могут быть пылевыми или газовыми и обнаруживаются потому, что заслоняют собою свет находящихся за ними звезд. В том случае, если поблизости находится яркая звезда, то туманность будет светлой. При этом у пылевых туманностей свечение происходит за счет отражения на пылинках света близкой звезды, а у газовых происходит поглощение квантов света с возбуждением и переизлучением в узких спектральных интервалах. Диффузные пылевые туман-ности дают спектр поглощения, а газовые - эмиссионный линейчатый спектр. Излучение происходит в основном в линиях водорода, гелия и ионизованного гелия, а также ионизированных кислорода и азота.

Разновидностью газовых туманностей являются так называемые планетарные туманности, расширяющиеся оболочки от взорвавшихся звезд. Примером служит легко наблюдаемая в 100 мм телескоп туманность "Кольцо" в созвездии Лиры М57 (NGC 6720).