PROPOZYCJA ĆWICZEŃ OBSERWACYJNYCH Z ASTRONOMII DO PRZEPROWADZENIA W OBSERWATORIUM ASTRONOMICZNYM INSTYTUTU FIZYKI UR DLA UCZESTNIKÓW PROJEKTU FENIKS

Transkrypt

1 PROPOZYCJA ĆWICZEŃ OBSERWACYJNYCH Z ASTRONOMII DO PRZEPROWADZENIA W OBSERWATORIUM ASTRONOMICZNYM INSTYTUTU FIZYKI UR DLA UCZESTNIKÓW PROJEKTU FENIKS dr hab. Piotr Gronkowski - gronk@univ.rzeszow.pl Ćwiczenie - wprowadzające. WYKORZYSTANIE ATLASÓW ASTRONOMICZNYCH, MAP I KALENDARZY. ZASADA DZIAŁANIA PODSTAWOWYCH PRZYRZĄDÓW ASTRONOMICZNYCH. 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.

2 Ćwiczenie 2. MONITORING AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ. 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 = 0 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 2 powierzchnie wybranej plamy słonecznej (cienia i półcienia). 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 roku do Ziemi. Oszacować ilość energii słonecznej docierającej do Ziemi w wybranych pasmach promieniowania X ( nm oraz 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

3 Ćwiczenie 3. WYZNACZENIE WYSOKOŚCI HORYZONTALNEJ SŁOŃCA. 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

4 Ćwiczenie 4. NAJBLIŻSZE SĄSIEDZTWO ZIEMI W KOSMOSIE - OBSERWACJE TELESKOPOWE NOCNE.. 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

5 Ćwiczenie 5. WYZNACZANIE POLA WIDZENIA TELESKOPU. 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 = 5 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

6 ĆWICZENIA OBLICZENIOWE (NA WYPADEK NIEKORZYSTNYCH WARUNKÓW POGODOWYCH) Ćwiczenie. ANALIZA ZDJĘĆ ASTRONOMICZNYCH I SATELITARNYCH. Zagadnienia teoretyczne: prędkości kosmiczne, ruch sztucznych satelitów Ziemi, budowa fizyczna Słońca i Księżyca, skala mapy. 2. Na podstawie analizy fotografii przedstawiającej tarczę Księżyca w pełni obliczyć jego średnicę kątową. Zdjęcie wykonano obiektywem teleskopu o ogniskowej fob = 330 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 2 ) jeśli średnica kątowa krateru Kopernik wynosi 07 km. 4. Wiedząc, że odległość Ziemia-Księżyc jest równa km oraz mimośród orbity Księżyca jest równy e = obliczyć w jakich granicach zmieniałaby się średnica tarczy Księżyca na fot.. 5. Obliczyć średnicę kątowa krateru Kopernik w oparciu o dane do punktów 2 i 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

7 Ćwiczenie 2. OPRACOWANIE DANYCH OBSERWACYJNYCH. 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): e= φ max φ min 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:. KOMETY - NIESPODZIEWANI KOSMICZNI WĘDROWCY. 2. ZDERZENIA CIAŁ KOSMICZNYCH W UKŁADZIE SŁONECZNYM - WYBRANE ZAGADNIENIA. 3. OD KOMET DO GWIAZD - CZYLI ASTRONOMIA W PIGUŁCE. 7

8 PROPOZYCJA ĆWICZEŃ Z ASTRONOMII DLA UCZNIÓW UCZESTNICZĄCYCH W PROJEKCIE FENIKS, KTÓRE MOGĄ BYĆ PRZEPROWADZONE W RAMACH ZAJĘĆ POZALEKCYJNYCH W SZKOLE Ćwiczenie WYZNACZENIE KIERUNKU LINII POŁUDNIKOWEJ Z ZASTOSOWANIEM GNOMONU. 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 0, 2, 4,... 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 5. 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

9 Ćwiczenie 2 WYZNACZENIE AZYMUTU PUNKTU ZACHODU SŁOŃCA. 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. 4. Obliczyć teoretyczna wartość kąta azymutu punktu zachodu Słońca A w oparciu o następujący związek: cos A= sinδ cosφ 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

10 Ćwiczenie 3. WYZNACZENIE WYSOKOŚCI HORYZONTALNEJ ŚRODKA TARCZY KSIĘŻYCA. 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+ cosφ cosδ cost, 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).

11 Ćwiczenie 4. WYZNACZENIE ODLEGŁOŚCI KĄTOWEJ POMIĘDZY CIAŁAMI NIEBIESKIMI. 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 sinδ 2 cosδ cosδ 2 cos α α 2, gdzie δ, δ 2, α i α 2 oznaczają odpowiednio deklinacje i rektascensje gwiazd odczytane z kalendarza, obliczyć teoretyczne wartości ε wyznaczonych obserwacyjnie odległości kątowych. 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.

12 Ćwiczenie 5. ZASTOSOWANIE MAPY OBROTOWEJ DO OPISU WYGLĄDU SFERY NIEBIESKIEJ. 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.

13 Ćwiczenie 6. ZASTOSOWANIE MAPY OBROTOWEJ I KALENDARZA ASTRONOMICZNEGO DO WYZNACZANIA MOMENTÓW CZASU WYBRANYCH ZJAWISK ASTRONOMICZNYCH. 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 0 stycznia. 4. Wyznaczyć czas gwiazdowy w Rzeszowie 20 października o godzinie 8 CSE. 5. Wyznaczyć początek doby gwiazdowej w Rzeszowie w dniu grudnia. 6. W oparciu o dane zawarte w kalendarzu astronomicznym wyznaczyć z dokładnością do minuty moment równonocy wiosennej oraz przesilenia letniego w roku UWAGA! Zamiast klasycznej mapy obrotowej nieba można wykorzystać programy astronomiczne symulujące mapy obrotowe nieba, które znajdują się w odpowiednich witrynach Internetu.

14 Ćwiczenie 7. RUCH DOBOWY I ROCZNY SŁOŃCA. 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 cosδ 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 minuty moment przesilenia zimowego i równonocy jesiennej w 2008 roku.

15 Ćwiczenie 8. WYZNACZENIE SZEROKOŚCI GEOGRAFICZNEJ MIEJSCA OBSERWACJI NA PODSTAWIE OBSERWACJI GWIAZD. 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 2 wybranych dwóch gwiazd w momentach ich kulminacji górnych. Wyznaczyć szerokość geograficzna miejsca obserwacji na podstawie wzoru: φ= δ +δ 2 z 2 z 2 2 gdzie δ i δ 2 oznaczają odczytane z atlasu deklinacje gwiazd. 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.

16 Ćwiczenie 9. WPROWADZENIE DO OBSERWACJI ASTRONOMICZNYCH NIEBA NOCNEGO. 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.

17 Ćwiczenie 0. OBSERWACJE TELESKOPOWE CIAŁ KOSMICZNYCH NALEŻĄCYCH DO UKŁADU SŁONECZNEGO.. 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.

18 Ćwiczenie. OBSERWACJE TELESKOPOWE WYBRANYCH OBIEKTÓW ASTRONOMICZNYCH NIE NALEŻĄCYCH DO UKŁADU SŁONECZNEGO. 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 M3 i M92 w gwiazdozbiorze Herkulesa. Uwaga! Gromada M3 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 M3 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 M3. 0. Zlokalizować na sferze niebieskiej gwiazdozbiór Andromedy oraz mgławicę M3. 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 M3. Zwrócić uwagę na kształt mgławicy.

19 Ćwiczenie 2. WYZNACZANIE PODSTAWOWYCH CHARAKTERYSTYK OBSERWACYJNYCH WYBRANYCH CIAŁ NIEBIESKICH NA PODSTAWIE DANYCH OBSERWACYJNYCH. 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 0 galaktyk na podstawie prędkości ich ucieczki lub przesunięć ku czerwieni. Odpowiednie dane odszukać w literaturze.

20 Zalecana literatura:. Branicki A., Obserwacje i pomiary astronomiczne dla studentów, uczniów i miłośników astronomii, Wydawnictwo UW, Warszawa, Kulikowski P.G., Poradnik miłośnika astronomii, PWN, Warszawa, Pańkow, M., Sycz, A., W kosmos na piechotę, WSiP, Warszawa Rybka E., Astronomia ogólna, PWN, Warszawa,