29 Наблюдения и практические работы по астрономии в школе. кратко

Привет, Вы узнаете о том , что такое телескоп, Разберем основные их виды и особенности использования. Еще будет много подробных примеров и описаний. Для того чтобы лучше понимать что такое телескоп , настоятельно рекомендую прочитать все из категории Астрономия.

29.1 Школьные телескоп ы.

Наиболее распространенными школьными телескопами являются:
1. Телескоп-рефрактор на экваториальной установке с диаметром объектива 80
мм и фокусным расстоянием 800 мм.
2. Телескоп-рефрактор на азимутальной установке с диаметром объектива 60 мм
и фокусным расстоянием 600 мм.
3. Телескоп-рефлектор “Алькор” на азимутальной установке с диаметром главного зеркала 65 мм и фокусным расстоянием 502 мм.
Кроме этого для наблюдений звездного неба могут быть использованы зрительные трубы и бинокли.

Увеличение телескопа определяется из соотношения:
W = F/f,
где F - фокусное расстояние объектива, f - фокусное расстояние окуляра.
Предельный угол разрешения r характеризует минимальное угловое расстояние
между двумя звездами или деталями поверхности планеты, при котором они
видны раздельно.
r = 140”/D,
где D - диаметр объектива.
Проницающая сила телескопа определяется предельной звездной величиной m
видимых в него звезд в ясную безлунную ночь, которую вычисляют по формуле:
m = 2,1 + 5lgD,
где D - диаметр объектива в миллиметрах.
Школьные телескопы позволяют наблюдать звезды до 11 - 12 звездной величины.
Для фотографирования небесных объектов к школьному телескопу - рефрактору
можно приспособить с помощью стандартных репродукционых колец зеркальную камеру типа “Зенит”.
Количество колец между объективом и фотоаппаратом подбирают в зависимости от того, какое увеличение нужно получить.
При фотографировании в главном фокусе объектива телескопа, когда объектив
фотоаппарата совсем убирают, размеры изображения определяются по формуле:
h = Ftgρ,
где F - главное фокусное расстояние объектива телескопа, ρ - видимый угловой
диаметр светила в секундах дуги, h - размеры его изображения.
Диаметр диска Луны в школьный 80-мм рефрактор будет равен 7 мм.
При пользовании окулярным увеличением, размеры получаются большими.
Увеличение
n = f/d,
где d - расстояние от объектива фотоаппарата до изображения, которое строится
объективом телескопа, f - длина трубки. Об этом говорит сайт https://intellect.icu . По формуле линзы получаем:
d = F1f/(f - F1),
где F1 - фокусное расстояние объектива фотоаппарата, обычно равно 5 см.
Размеры изображения на негативе:
h1 = (f - F1)h/F1.
Размеры изображения определяются только количеством колец между объективом и фотоаппаратом, т.е. длиной трубки f.
Если нужно заранее задать увеличение, то длина трубки будет равна:
f = F1/(n - 1).
C помощью школьного телескопа-рефрактора с фокусным расстоянием F = 800
мм и при длине трубки f = 20 см можно получить на негативе лунный диск размером около 21 мм.
При плохих атмосферных условиях окулярное увеличение оказывается неэффективным.
29.2 Угломерные приборы.
Для определения полуденной высоты Солнца, высоты Полярной звезды, измерения углов между светилами можно использовать школьный угломер или простейший угломерный прибор - скафис.
Простейшие угломерные приборы, такие как квадрант и астрономический посох
можно сконструировать собственными силами.
29.3 Спектральные приборы.
В школе можно проиллюстрировать спектральный анализ с помощью наблюдения солнечного спектра. Для этой цели используют двухтрубный спектроскоп,
если у него качественная призма и правильно отрегулирована щель коллиматора.
С помощью этого прибора можно хорошо наблюдать линии поглощения солнечного спектра.
Если убрать окуляр спектроскопа и поместить вместо него фотоаппарат “Зенит”, то можно получить фотографии солнечного спектра. Даже при невысоком
качестве можно обнаружить до 15 линий поглощения.

29.4 Простейшие практические работы по астрономии в средней школе.

1. Наблюдения видимого суточного вращения звездного неба.
а) Провести наблюдение в течение одного вечера и отметить, как изменяется
положение созвездий Малой и Большой Медведицы.
б) Определить вращение неба по прохождению звезд через поле зрения неподвижного телескопа. Зная величину поля зрения телескопа, определить с помощью секундомера скорость вращения неба (в градусах в час).
2. Наблюдение годичного изменения звездного неба.
3. Наблюдение изменения полуденной высоты Солнца.
В течение месяца раз в неделю в истинный полдень провести измерения высоты
Солнца. Результаты измерения занести в таблицу:
Дата наблюдения Полуденная высота Склонение Солнца.

Построить график изменения полуденной высоты Солнца, откладывая по оси X
даты, по оси Y полуденную высоту.
Для определения времени истинного полдня нужно пользоваться формулой:
Tист.полд.
= 12 + η + (n - λ).
При этом нужно вводить поправку в 1 час для летнего времени.
4. Наблюдение видимого положения планет относительно звезд.
5. Наблюдение спутников Юпитера.
Нужно провести наблюдения спутников Юпитера в телескоп и зарисовать их
положение относительно диска планеты. Отсутствие некоторых спутников означает их затмение или покрытие.
6. Определение географической широты места.
6.1 По высоте Солнца в полдень.
За несколько минут до наступления истинного полудня установить теодолит в
плоскости меридиана. Время наступления полудня вычислить заранее.
С наступлением момента полудня или вблизи него измерить высоту h нижнего
края диска. Исправить найденную высоту на величину радиуса Солнца (16’).
Вычислить широту места пользуясь зависимостью
ϕ = 900
- hc + δc,
где hc - высота центра Солнца, δc - склонение Солнца на час наблюдения, проинтерполированное с учетом часового его изменения.
6.2 По высоте Полярной звезды.
Пользуясь теодолитом или другим угломерным инструментом, измерить высоту
Полярной звезды над горизонтом. Это и будет приближенное значение широты
с ошибкой около 10
.
7. Определение географической долготы места.
7.1 Установить теодолит в плоскости меридиана и по часам определить момент
кульминации Солнца (момент прохождения Солнца через вертикальную нить
теодолита). Это будет момент Тп выраженный по поясному времени.
7.2 Вычислить местное солнечное время в данный момент на нулевом меридиане Т0, если номер данного пояса 2.
Т0 = Тп - n.
7.3 Определить местное среднее время Тм в момент кульминации Солнца, которое равно 12 + η.
7.4 Вычислить долготу места как разность местных времен:
λ = Тм - Т0.
8. Наблюдение поверхности Луны в телескоп.
По карте Луны ознакомиться с некоторыми хорошо наблюдаемыми лунными
образованиями.
Сравнить результаты наблюдения с имеющейся картой.
9. Фотографирование Луны.
10. Наблюдение солнечных пятен и вращения Солнца вокруг своей оси.
11.Наблюдение солнечного спектра и отождествление главнейших фраунгоферовых линий.
12. Фотографирование звездного неба с помощью самодельного астрографа
или школьного телескопа с окулярной насадкой.

Исследование, описанное в статье про телескоп, подчеркивает ее значимость в современном мире. Надеюсь, что теперь ты понял что такое телескоп и для чего все это нужно, а если не понял, или есть замечания, то не стесняйся, пиши или спрашивай в комментариях, с удовольствием отвечу. Для того чтобы глубже понять настоятельно рекомендую изучить всю информацию из категории Астрономия