Embed Size (px)
Citation preview
Міністерство освіти і науки, молоді та спорту України Управління освіти і науки Закарпатської облдержадміністрації Закарпатське територіальне відділення МАН УкраїниВідділення: фізики і астрономії Секція: астрономія та астрофізики
Саморобний телескоп для спостережень СонцяРоботу виконав: Гук Ернест Богданович, учень 5(9)-А класу лінгвістичної гімназії ім. Т.Г.Шевченка м.Ужгород
Науковий керівник: Ганус Віктор Михайлович, учитель фізики та астрономії лінгвістичної гімназії ім. Т.Г.Шевченка м.Ужгород Ужгород - 2012Тези науково-дослідницької роботи Саморобний телескоп для спостережень Сонця
Автор: Гук Ернест Богданович, учень 5(9)-А класу лінгвістичної гімназії ім. Т.Г.Шевченка м.УжгородНауковий керівник: Ганус Віктор Михайлович, учитель фізики та астрономії лінгвістичної гімназії ім. Т.Г.Шевченка м.Ужгород
Астрономічні спостереження є невід’ємною частиною навчального процесу в астрономії і мають вирішальне значення в заохоченні школярів до поглибленого її вивчення. А спостереження з власноруч виготовленим телескопом сприяють цьому ще в більшій мірі. Об’єктом дослідження є саморобний телескоп-рефрактор. Мета роботи - здійснити відновлення та модернізацію саморобного телескопа-рефрактора, виготовленого членом МАН Данко Едуардом у 2003 році та приступити до регулярних спостережень. У роботі розглянуто найбільш поширені оптичні системи телескопів, обґрунтовано власний вибір оптичної системи, вказано на його переваги і недоліки, проведена історична паралель з телескопом Галілео Галілея, наводиться порівняльна характеристика саморобного телескопу з телескопом Галілея та одним із телескопів серійного виробництва. Також детально описано етапи виготовлення телескопу та його реконструкції; вказано доступні
оптичні елементи та матеріали, що були використані; зауважено, що створення такого телескопа цілком посильно навіть школяру-початківцю на його (!) кишенькові гроші. Проведені розрахунки основних характеристик інструменту та дана їх оцінка, зроблено висновок про доцільність використання даного телескопа для спостережень Сонця та описана методика таких спостережень у тому числі і з а допомогю сонячного екрану-трансформера оригінальної конструкції. Крім того, наводиться звіт про проведені спостереження Місяця та деяких великих планет Сонячної систеси. Робиться висновок про успішну модернізацію телескопа і його придатність для спостереження школярами. Робота складається зі вступу, IV розділів і висновків. Актуальність роботи полягає в тому, що астроном-початківець за допомогою саморобного інструменту може також успішно досліджувати зміни сонячної активності, до яких прикута увага цілої “армії” астрономів, з огляду на
величезний вплив її на Землю та на діяльність людини зокрема.Вступ
“Добре засвоює фізику той, хто вміє провести дослід, а ще краще той, хто уміє провести експеримент на власноруч зібраній установці” П.Л.Капіца, Нобелівський лауреат з фізикиБажання поглиблювати свої знання про оточуючий світ привело мене до знайомства з началами астрономії - науки про рух, будову, походження і розвиток небесних тіл і їх систем. По мірі, як поглиблювалося це знайомство, виникало бажання придбати власний телескоп, адже “краще один раз побачити, ніж сто разів
почути”. Коли почав відвідувати заняття в секції астрономії МАН, що діє в нашій лінгвістичній гімназії, то вирішив порадитися з керівником щодо вибору телескопа для придбання. Натомість вчитель запропонував мені відновити саморобний телескоп, який виготовив ще в 2003 році Данко Едуард, тоді теж учень 9-го класу. За ці роки приладом активно користувались початківці, і телескоп, врешті-решт, став потребувати капітального відновлення, им я охоче і зайнявся. У цій роботі ми обґрунтували вибір телескопічної системи, вказали її слабкі та сильні сторони, і, звичайно, не забули нагадати про піонера телескопічної астрономії - великого Галілео Шалілея. Колись його телескоп та відкриття зроблені з його допомогою, були переднім краєм науки. Із того часу межі пізнання Всесвіту неймовірно розширилися, але такі цікаві перші кроки в астрономії, які чотириста років тому назад робив Галілей, з власним саморобним телескопом. Специфіка астрономічних досліджень полягає й в тому, що проводити спостереження не завжди є можливим - на заваді стають погані погодні умови. Тому, якщо конструкція телескопа та його можливості описані нами досить повно, то проведені спостереження були, поки що, епізодичними, але засвідчили, що телескоп дає прийнятну якість
зображення. Визначились ми і з пріоритетною тематикою досліджень - спостереження за сонячною активністю. Обґрунтування актуальності та важливості таких спостережень теж знайшли відображення в цій роботі.
Розділ I. Вибір оптичної системи телескопа1.1. Найбільш поширені оптичні системи
Починаючи роботу над відновленням телескопу, треба було нсамперед вивчити його оптичну систему. Кожна з оптичних систем пристосована до спостережень за певними об’єктами, до роботи з певним обладнанням, має певні переваги і недоліки та різну ступінь складності. У телескопі-рефракторі (рис.1.1.1) (to refract - заломлювати) зображення утворюється шляхом заломлення світлових променів збиральною лінзою-об’єктивом і розглядається оком через сильну лупу-окуляр. Рис.1.1.1 Хід променів в телескопі-рефракторі. У телескопі-рефлекторі (to reflect - відбивати) зображення створюється променями, відбитими від сферичної чи параболічної поверхні дзеркала. За допомогою плоского (рис. 1.1.2) чи опуклого (рис. 1.1.3) допоміжного дзеркала зображенн виводиться з труби телескопа і також розглядається через окуляр. Рис.1.1.2 Хід променів в рефлекторі системи Ньютона. Рис. 1.1.3 Хід променів в рефлекторі системи Кассегрена. Останнім
часом знаходять все більше застосування комбінаторні системи, що містять як заломлюючі, так і відбиваючі оптичні елементи. ОДну з таких систем - менісковий телескоп - розробив відомий радянський оптик Д.Д. Максутов (рис. 1.1.4). У ній промені проходять через меніск (лінзу з двома сферичними поверхнями опуклими в одну сторону), попадають на увігнуте сферичне дзеркало, від якого відбиваються в напрямку до меніску. Невелика дзеркальна поверхня на внутрішній стороні меніска відбиває промені у зворотному напрямі. Далі промені проходять через центральний отвір у головному дзеркалі і створююють зображення, яке можна
розглядати в окуляр чи фотографувати. Рис. 1.1.4 Хід променів в телескопі системи Максутова. Такий телескоп дає дуже якісне зображення, має досить велике поле зору і є дуже компактним [5,8].1.2. Чому саме рефрактор? Його переваги і недоліки
Для перших кроків в телескопобудуванні рефлектори та комбіновані системи є занадто складними. Складними насамперед через те, що виготовлення сферичного чи параболічного дзеркала - дуже копітка, тонка робота, яка потребує спеціальних матеріалів, обладнання та навиків. Зібрати ж рефлектор із готових оптичних елементів теж достатньо складна задача. Тому, пам’ятаючи про принцип “від простого до складного”, та зважаючи на відносну доступність готових збиральних лінз, у 2003 році Данко Едуард, тоді ще учень 9-го класу, вирішив взятись за побудову простого телескопа-рефрактора з доступних оптичних елементів та підручних матеріалів. Ці аргументи, а також простота у роботі та догляді за інструментом, портативність, переважили над суттєвим недоліком лінз - абераціями, тобто різного роду спотворенням зображень. Одна з головних аберацій лінз - так звана хроматична аберація. Виявляється вона в тому, що промені різного
кольору лінза заломлює по різному - сильніше фіолетові, слабше - червоні. Тому для променів різного кольору їх фокуси будуть знаходитись в головній оптичній осі (рис.1.2.1). Рис.1.2.1 Хроматична аберація. Із них найближчий до об’єктива “фіолетовий фокус”, найбільш віддалений - “червоний”. У результаті спостерігач бачить в телескопі забарвлені в райдужні кольори зображення небесних тіл. Особливо помітні райдужні ореоли по краю зображення. Хроматича аберація створює великі “незручності”. Вона спотворює справдній колір небесного об’єкта, псує його зображення в телескопі. Інший недолік лінз - сферична аберація. Полягає
вона в тому, що краї лінзи сильніше заломлюють світлові промені, ніж її центральна частина (рис. 1.2.2). Через це навіть промені одного кольору будуть збиратися в різних точках на головній оптичній осі. У результаті зображенняв телескопі не буде скрізь однаково чітким - або чіткі його краї і тоді “розмазана” його середина, або ж навпаки. Рис 1.2.2 Сферична аберація. Якщо промені від зорі падають під кутом до оптичної осі телескопа, то виникає ще одна аберація, так звана “кома”. Вона виявляється в тому, що по краю поля зору зірки стають схожі на хвостаті комети. Можна ще назвати такі аберації, як диторсія та астигматизм, які
теж суттєво спотворюють зображення. Одним словом лінзи, в силу самої своєї природи, володіють багатьма недоліками, усунути, які для однолінзового об’єктива (як у нашому випадку) хоч і неможливо, але дещо послабити їх - цілком реально.1.3. Короткий екскурс в історію
Принагідно хочеться зробити невеликий екскурс в історію, адже піонер телескопічної астрономії - великий Галілео Галілей (рис. 1.3.1) теж користувався рефрактором, ним же незалежно винайденим і власноручзбудованим. Цей первісток телескопічної техніки давав збільшення всього в три рази. Пізніше Галілею вдалось збудувати більш досконалий інструмент із збільшенням в 30 раз (рис. 1.3.2). І тоді, як пише Галілей, “полишивши справи земні, я звернувся до небесних”. 7 січня 1610 року назавжди залишиться пам’ятною датою в історії людства. Уцей день, точніше - вечір, Галілей вперше спрямував свій телескоп на небо. Він побачив те, що передбачити було неможливо. Місяць, вкритий горами і долинами виявився схожим за рельєфом на Землю. Планета Юпітер постала перед очима Галілея невеликим иском, навколо якого обертаються чотири слабі зірочки - його небесні супутники. Картина ця в мініатюрі нагадувала сонячну систему по уяві Коперніка. При постереженнях в телескоп, планета Венера виявилася схожою на маленький Місяць. Вона змінювала свої фази, що свідчило про її обертання навколо Сонця. На самому Сонці (через темне скло) Галілей побачив чорні плями, що спростувао загальноприйнятне вчення Арістотеля про “недоторкану чистоту небес”. Ці
плями зміщувались по відношенню до краю Сонця, з чого Галілей зробив правильний висновок про обертання Сонця навколо власної осі. У темні прозорі ночі в полі зору Галілеєвого телескопа було видно безліч зірок, недоступних неозброєному оку. Деякі туманні плями на нічному небі виявилися скупченням слабосвітних зір. Молочний шлях теж виявився скупченням міріадів слабих зір. Рис. 1.3.1 Галілео Галілей. Рис. 1.3.2 Телескоп Галілея. Незважаючи на те, що телескопи Галілея були недосконалі, вони сприяли утвердженню нового, коперніканського світогляду. До речі, назву “телескоп” було присвоєно новому інструменту за рішенням італійської Академії наук. Ще за життя Галілея (1564-1642), його телескопи були удосконалені Кеплером, який запропонував замість розсіювальної лінзи в якості окуляра використати ще одну сильну збиральну лінзу, розміщену за фокусом об’єктива. Тому таку оптичну систему називають рефрактором Кеплера, хоч сам Кеплер телескопів і не будував. Окрім різного роду аберацій, у телескопі Галілея було дуже мале поле зору, через що наводити на небесне світило і спостерігати його було дуже важко. З цієї ж причини такі телескопи після смерті їх винахідника в науці не використовувались, а їх реліктом можна вважати сучасні театральні біноклі. На закінчення цього екскурсу наведемо основні технічні дані найкращого Галілеєвого телескопа. Цей прилад, за допомогою якого Великий учений здійснив свої відкриття, мав об’єктив діаметром 4,5 см при фокусній відстані 125 см і давав збільшення в 34 рази. При цьому можна було побачити зорі до 8-ої зоряної
величини, що в 6-7 раз слабгі, ніж ті, що їх ще можна спостерігати неозброєним оком.
Розділ II. Будова саморобного телескопа-рефрактора2.1. Оптичні елементи телескопа та його схема [quel est схема ?]
Ось так виглядав телескоп, виготовлений Данком Е. у 2003 році (рис. 2.1.1). Рис. 2.1.1 Данко Е. та його саморобний телескоп. Наш телескоп-рефрактор має оптичну схему, запропоновану Кеплером (див. рис. 1.1.1). Зображення, побудоване об’єктивом, є дійсне, перевернути, зменшене, а зображення, побудоване окуляром, є насамперед, уявним, бо побудоване на перетині уявних променів, збільшеним - чого ми і домагалися, та перевернутим по відношенню до об’єкта спостережень. Остання обставина, незручна при спостереженнях земних предметів, в астрономії несуттєва. У якості тубусу Едуард використав пластикову трубу
діаметром 48мм. Об’єктив - збиральна лінза, що будує зображення об’єкта, закріплюється на одному з кінців тубуса, а з протилежного торця в тубус, на терті, входить виготовлена з ватману окулярна трубка, яку щільно підігнали до нього. Фокусування здійснюється шляхом тонких рухів окулярної частини труби в основній. Тертя не повинно бути слабким, бо одна з труб може самочинно переміщуватись, порушуючи фокусування. Але воно не має бути і занадто великим, щоб не прикладити надмірних зусиль для фокусування. Об’єктивом нам послужила тонка, плоско-опукла лінза, дещо якісніша, ніж меніскова лінза, використана Данком Е.
Тому її вхідний діаметр збільшено з 20 до 25 мм. В оптичну схему, на відміну від початкової конструкції, для зручності введено діагональне дзеркало, та підібрано набір окулярів, що дають збільшення від 14 до 40 раз (рис. 2.1.2). Рис 2.1.2 Оптичні елементи нашого телескопу.2.2. Монтування
Монтування - механічна конструкція, яка тримає ложе з тубусом і забезпечує наведення телескопу на потрібний об’ єкт. Тип монтування штативу-азимутальний. Це означає, що він має дві взаємно перпендикулярні осі. Відносно вертикальної осі ми повертаємо телескоп у горизонтальній площині, а відносно горизонтальної осі - повертаємо у вертикальній площині. Недоступною залишається навколозенітна область. Оновлена конструкція спирається на стійкий, в міру масивний, геодезичний штатив (рис. 2.2.1). Конструкція Данка Е. монтувалась на легкому фотографічному штативі, тому зображення, бувало, коливалось, і враження від
спостереження псувалось. Рис. 2.2.1 Гуодезичний штатив з азимутальною головкою.2.3. Додаткове обладнання
Для полегшення пошуку небесного світила ми, як і Данко Е., використали невеликий телескоп-шуач. Едуард виготовив його по такому самому принципу, як і основний, і жорстоко прикріпив до нього. Ми ж використали в ролі шукача готову, 10-кратну зорову трубу (див. рис. 2.1.2) з великим полем зору і виготовили таке кріплення до основного телескопу, при якому допускається регулювання паралельності оптичних осей обох об’єктивів. Для безпечного спостереження Сонця його світло потрібно послаблювати в сотні раз за допомогою темного світлофільтра, який ми закріплюємо в спеціальному тримачі перед об’єктивом (рис. 2.3.1). Рис 2.3.1 Кріплення світлофільтра. Для одночасного спостереження Сонця групою учнів, передбачено використання так званого сонячного екрану. Його можливі конструкції показано на рис. 2.3.2. Рис 2.3.2. Варіанти конструкції сонячного екрану. Особливість нашої конструкції сонячного екрану полягає в тому, що вона в складеному вигляді постійно закріплена під ложем і, при необхідності, легко розкладається (рис. 2.3.3). Рис. 2.3.3 Компактний сонячний екран-трансформер нашої конструкції. У результаті проведеного відновлення, наш телескоп набуває такого вигляду (рис. 2.3.4). Загало, в конструкцію телескопу внесено десяток змін,
що покращили якість зображення та розширили його можливості. Рис. 2.3.4 Відновлений телескоп.
Розділ III. Розрахунок основних характеристик інструменту3.1. Вхідний діаметр об’єктива, його фокусована відстань та відносний отвір
Спочатку в якості об’єктив використовувалась тонка лінза (меніск) оптичною силою +1дптр., (F=1м), діаметром 64мм, яка використовується в окулярах для корекції зору. Для зведення до мінімуму аберацій використали непрозору діафрагму з центральним отвором 20мм. Цим самим ми виключили з роботи краї лінзи, які вносять найбільшу частку у спотворення зображення. Ця непрозора діафрагма суттєво зменшує кількість світла, яку збирає об’єктив, але покращує якість зображення. У процесі відновлення нам вдалось підібрати плоско-опуклу лінзу такої ж фокусової відстані, але дещо кращої якості , що дозволило збільшити діаметр
вхідного отвору до 25мм. Дуже важливою величиною, що характеризує об’єктив телескопа, є його відносний отвір А, тобто відношення дівметра об’єктива до його фокусної відстані. При заданому F об яскравість спостережувального об’єкта визначається квадратом діючого діаметра об’єктива, який будучи сильно задіафрагмованим, забезпечить хорошу якість тільки для досить яскравих небесних об’єктів. Вважається, що відносний отвір хорошого рефрактора має бути 1:10 - 1:15, а наш має тільки 1:40.
3.2. Проникна сила та роздільна здатність телескопу Проникна сила телескопа визначається граничною зоряною величиною m видимих зір в ясну безмісячну ніч, яку обчислюють за формулою: m=2,1+5lgD, де D - діаметр об’єктива в мм. У нашому випадку при D=25мм, отже: m= 2,1+5lg20=8m6. Прийнято, що для нормального людського ока, за найкращих умов доступні зорі шостої зоряної величини (6m,0). Інтервал в одну зоряну величину відповідає зміні яскравості об’єкта у ~2,5 рази. Зорі 5m,0 є в 2,5 рази яскравіші, а 7m,0 у 2,5 рази слабшими і доступні лише озброєному оку. Отже, нашому телескопу доступні зорі, слабші у 9-10 разів вд видимих неозброєним оком. Іншою важливою характеристикою інструмента є його роздільна здатність r, що показує мінімальну кутову відстань між двома зірками чи деталями поверхні планети, при якій їх ще можна бачити роздільно. Теорія дає просту формулу визначення r для жовто-зелених променів, до яких око найбільш чутливе [1]: r=140”/D де D - діаметр
об’єктива в мм. У нашому випадку D=25мм: r=140”/20=7”; Отже, роздільна здатність нашого телескопа становить 7 кутових секунд, що хоч і небагато, та значно краще, як для неозброєного ока -60”.3.3. Максимальне та мінімальне кутове збільшення, поле зору
Коли друзі мене запитують, чи сильно “приближає” цей телескоп, я відповідаю, що правильніше буде запитувати про кутове збільшення, і коли називаю число -40x, то дехто розчаровано зауважує, що це мало. Насправді ж, це не так вже й мало, а для такого телескопа взагалі близько до максимального збільшення. З літератури про аматорські астрономічні спостереження я довідався, що на практиці не слід застосовувати збільшення K max що вдвічі більше за діаметр об’єктива взятий у мм. Отже: K max = 2x25= 50x. Пояснюється це тим, що із ростом збільшення, ростуть і спотворення, викликані самою оптикою, конвективним рухом
повітря, станом атмосфери, коливаннями всієї установки і т.д. Кутове збільшення k будь-якого телескопа можна обчислити за формулою [1]: k=F об/ F ок де F об - фокусна відстань об’’ктива; F ок - фокусна відстан окуляра. Знаючи збільшення окуляра kx, можна знайти його фокусну відстань, де 25 см - так звана відстань найкращого зору для нормального ока. Ми підібрали кілька якісних окулярів, що забезпечує кутове збільшення телескопу від 14x до 40x. З найсильнішим (10x) окуляро, фокусна відстань якого становить 2,5 см, кутове збільшення телескопу становитиме: k =100см/2.5 см=40x що як було вказано раніше є для нього
максимально допустимим. Крім того, ріст збільшення телескопа призводить до зменшення яскравості об’єкта та зауваження поля зору, що ускладнює спостереження. Але виявляється, що існує обмеження і на мінімальне збільшення k min телескопа. При створенні телескопів, з часів Галілея дотримуються такого правила: вихідний зрачок телескопа не повинен бути більшим діаметра d зр зіниці ока спостерігача. Під терміном “вихідний зраок” розуміють діаметр зображення об’єктива, яке дає окуляр. Якщо цього правила не дотримуватись, то частина світла, зібраного об’єктивом на сітківку ока не попаде, тобто буде даремно втрачена. З теорії
випливає, що : k min = D об/ d зр де D об - діаметр об’єктива (мм), d зр приймемо рівним за 5 мм. Отже бачиіо, що діапазон допустимих кутових збільшень нашого телескопу лежить в межах від 5x до 40x. Змінювати його можна підбираючи відповідні окуляри. На практиці достатньо мати такі 2-3 окуляра, які б давали велике поле зору при невеликому збільшені в поле зору вміщуються півтора місячних попередника. Враховуючи, що кутові розміри повного місяця становлять 30’, то поле зору становить близько 45’ дуги. Щоб узагальнити отримані характеристики нашого телескопу та порівняти їх з характеристиками телескопа Celestron заводського виготовлення, а також телескопу Галілея, ведено всі дані у табл. 3.1. Порівняльна характеристика телескопів. Як бачимо, телескоп Celestron заводського виготовлення має найкращі характеристики, а наш телескоп і телескоп Галілея мають близькі параметри. Всі формули, які використивовулась в цьому
розділі, взяті без виведення із відповідної літератури [1, 5]7
Розділ IV. Пізнавальні можливості приладу4.1. Астрономічні об’єкти, доступні для спостережень в наш телескоп
Потрібно одразу визнати, що систематичних спостережень ми поки що не проводили, але кілька тестових і пізнавальних спостережень небесних тіл здійснили. Цьому є пояснення. Секція МАН почала працювати у жовтні, ідея відновлення телескопу прийшла не відразу, деякий час зайняла власне реалізація ідеї. Є ще суттєвий нюанс: астрономічні спостереження, на відміну від інших наукових спостережень, проводяться не тоді, коли все готово до роботи, а ще й коли для цього є сприятливим погоді умови. Минулорічну осінь і цьогорічну зиму сприятливими для астрономічних спостережень не назвеш. Ось чому наші спостереження були епізодичними, свого роду “обкаткою” інструмента. Зокрема вдалось поспостерігати дивовижний рельєф Місяця, зміну його фаз, виразно контрастні ділянки поблизу термінатора, світлі “промені”, що тягнуться від деяких кратерів. При спостереженнях великих планет Сонячної системи найбільше задоволення отримуємо від
спостереження Юпітера - планети-гіганта. Добре видно яскравий диск, помітно його сплюснутість, але ніяких деталей на планеті не можна розрізнити. Вона здається однорідно білою. Добре видно поруч із диском чотири, відкриті ще Галілеєм, супутники Юпітера - Іо, Європа, Калісто, Ганімед. При систематичних спостереженнях думаю, що навчився б їх розрізняти. Сатурн, теж планета-гігант, яку цікаво спостерігати насамперед через наявну в нього систему кілець. Диск Сатурна виглядає еншим ніж у Юпітера, однорідним і також сплюснутим. Кільце розрізняється, але тільки в рідкі моменти відносно заспокоєння атмосфери. Рис. 4.2.1. Вечірнє спостереження. Більш віддалені планети нашому телескопу недоступні. Спостереження планети Марс в наш телескоп, попри її відому загадковість, нічого особливого собою не явяють -червонуватий невеликий диск без буль-яих деталей на поверхні. Красуня зоряного неба - планета Венера, спостерігаєтся або ввечері після заходу Сонця, або ж вранці перед його сходом. Зараз якраз триває період вечірньої видимості планети. Оскільки орбіта Венери лежить всередині орбіти Землі, то вона змінює свої фази подібно Місяц, що в телескоп добре видно - адже по розмірам вона майже така як і Земля. Венера має однорідний,
сліпучо-білий диск, що пояснюється її близькістю до Землі та Сонця та потужною товщею непрозорої атмосфери. Блиск настільки сильний (до -4m, 0), що доводиться використовувати димчастий світлофільтр для послаблення світла та покращення якості зображення. Планету Меркурій спостерігати не вдалось. По-перше, вона “ховається” в променях Сонця, що сходить, або ж заходить. По-друге, він зовсім невеликий (як Місяць), до того ж більш віддалений від Землі ніж Венера. Отже, Меркурій має зовсім невеликі кутові розміри і ніяких змін фаз у наш телескоп непомітно, бо зображення до того ж дуже “пливе”.
4.2. Що і як спостерігають на СонціНашому телескопу, через те, що виххідний діаметр невеликий, доступні тільки відносно яскраві об’єкти, щойно описані та, звичайно, Сонце. Саме тому ми дещо дообладнали телескоп, та вибрали спостереження Сонця як пріоритетні. Насамперед, перед об’єктивом встановили тримач для світлофільтрів. Увага! Без
щільного темного світлофільтру спостереження Сонця через окуляр телескопа категорично заборонено, бо можливе пошкодження зору. Сонце можна спостерігати і групою учнів на спеціальному сонячному екрані (рис. 2.3.2. та 2.3.3.), коли телескоп використовується як проекційний апарат. Об’єктив створює дійсне, зменшене, перевернуте зображення Сонця всередині труби, а вже окуляр будує на винесеному екрані дійсне, збільшене і пряме по відношенню до об’єкта зображення Сонця (рис. 4.2.2). рис. 4.2.2 Хід променів у рефракторі Кеплера при спостереженнях на сонячному екрані. Такі спостереження Сонця цінні тим, що
відпадає можливість випадкового пошкодження ока потужним світлом при необережному поводженні, дає можливість спостерігати одночасно кільком учням та при цьому вчитель дає коментар побаченому. Ще краще буде, якщо заздалегіть приготувати аркуш паперу (чи кілька аркушів) з накресленим колом і розбити на чотири рівні секторита сумістити його із сонячним зображенням на екрані. Тепер можна зробити зарисовку розташування сонячних плям, причому кожному учаснику незалежно від інших (рис. 4.2.4.). Підрахувавши кількість груп плям та кількість самих плям, можна обчислити число Вольфра w - безрозмірну величину, що характеризує сонячну активність: w = 10g+f де g - кількість груп плям; f - кількість самих плям. Рис. 4.2.3. Спостереження сонячних плям на екрані. Зібрані за тривалі інтервали часу такі матеріали можуть становити велику пізнавальну цінність і, навіть, певну наукову. Рис. 4.2.4. Розташування плям на сонячному диску, та
розрахунок числа Вольфа, з інтервалом в кілька днів. Зібрані за тривалі інтервали чвсу такі матеріали можуть становити велику пізнавальну цінність і навіть певну наукову. Число Вольфа визначають у всі спрятливі для спостережень дні, усереднюють за місяці та за рік. Якщо ж погода не сприяє спостереженням, то зображення Сонця на потрібну дату можна знайти на сайті http://spaceweather.com/. Рис. 4.2.5. Вигляд Сонця 17.01.2012. Вченими побудовані графік зміни сонячної активності за останні 250 років, відколи ведуться систематичні телескопічні спостереження Сонця (рис. 4.2.6). рис. 4.2.6 Зміна числа Вольфа за останні 250
років. На рис 4.2.7. наведено графік зміни сонячної активності за останні 50 років. рис 4.2.7. Зміна числа Вольфа за останні 50 років. Як видно, кількість плям на Сонці в наш час змінюється в середньому, з періодом 11 років, тобто існує 11-річний цикл активності Сонця. Проте, окремі періоди можуть становити від 7,5 до 16 років, тому передбачити настання конкретного максимуму складно. Є ще віковий цикл сонячної активності, тривалістю 80-90 років та, як припускають, цикл з періодом 1100 років. Наразі почався 24-ий цикл сонячної активності, нумерація бере почток в 1755 році. Оскільки попередній 23 цикл затягнувся до 14 років (рис.
4.2.8.), то вчені припускають, що поточний цикл буде розвиватись екстремально. Рис. 4.2.8. Закінчення 23-го та початок 24-го циклу сонячної активності. Також на Сонці, на краю диску, помітні світлі ділянки - факели, поблизу котрих, як правило, і з’являються сонячні плями. За допомогою спеціального світлофільтру, (якого в нвс нема) можливо спостерігати навіть протуберанці. (Рис. 4.2.9.). Рис. 4.2.9. Деталі сонячної поверхні, сонячний вітер, магнітосфера Землі.
4.3. Сонячна активність та її вплив на ЗемлюСонячні плями, факели, протуберанці, хромосферні спалахи - всі вони є активними утвореннями на Сонці, а їхня поява та розвиток - прояв сонячної активності. Час від часу над сонячними плямами у хромосфері відбуваються вражаючі хромосферні спалахи - раптове, потужне виділення енергії, викидом струмення високоенергетичних частинок та ктворенням сонячних космічних променів. Рентгенівські промені, як і світло, через 8 хв 20 с досягають Землі і проникають в іоносферу. Тому, одразу ж порушується зв’язок на коротких хвилях, частково рйнується озоновий шар. Через кілька годин після спалаху Землі досягає потік
заряджених частинок, який іонізує й збуджує атоми повітря, викликаючи полярні сяйва. Ще через 1-2 доби, Землі досягає імпульсивний потік так званого сонячного вітру, що збурює магнітосферу (рис. 4.2.9.) Виникає магнітна буря, наслідком якої можуть бути аварії на лініях зв’язку (телефон і телеграф), пошкодження електричних ліній, трансформаторів, електроприладів та навіть штучних супутників Землі. Сонячна активність впливає на погоду коливання клімату та, навіть як пдозрюють вчені на тектонічну активність. У праці радянського вченого Чижевського О.Л. “Земное эхо солнечных бурь” переконливо доведено , вплив сонячної
активності на різноманітні живі організми: від вірусів до людини [9]. Врожайність сільгоспкультур, поширення епдемій, робота нервової та серцево-судинної системи людини дуже чутливо реагує на зміну сонячної активності. Якщо у здорових людей знижується пам’ять, увага, збільшується клькість помилок в роботі, погіршується стан, збільшується число інфарктів та інсультів. З усього вищенаведеного, стає зрозумілим, чому така висока увага астрономів і не тільки, до “кухні” цих змін - Сонця та його активних утворів.
Висновки 1. У процесі виконання роботи я вивчив принцип роботи телескопа. Опрацював наукову і навчальну літературу з проблеми дослідження. Проаналізував оптичні системи телескопів, що існують на даний час. Обґрунтував вибір оптичної системи для нашого телескопа (із урахуванням матеріальних можливостей).
2. Перед відновленням неробочого телескопу визначив, що потрібно в ньому модернізувати. Разом з керівником провів розрахунки основних характеристик інструменту, визначив оптимальне можливе збільшення телескопу при збереженні якості зображення.3. Уцілому, під час відновлення телескопу до його конструкції було внесено десяток змін і доповнень, серед яких:
- заміна штатива та монтування на більш стійке та надійне;- заміна меніскової лінзи на більш якісну плоско-опуклу;
- виготовлене нове ложе для тубусу;- всьановлено новий телескоп-гід (збільшення - 10’ , поле зору - біля 4’);
- в оптичній схемі задіяне діагональне дзеркало, що підвищує комфортність спостережень;- передбачено гніздо для кріплення світлофільтрів перед об’єктивом;
- розширено до 3 одиниць набір якісних окулярів з фокусною відстанню 25мм, 40мм, 70мм, що забезпечують збільшення від 14 до 40 раз;- розроблено і сконструйован компактний сонячний екран-трнсформер, що постійно закріплений на телескоп і не заважає спостереженням інших об’єктів. Даний екран дозволяє проводити спостереження сонячних плям одночасно групою учнів.
4. Здійснено апробацію саморобного телескопу. Якість зображення цілком прийнятна. Телескоп повністю готовий до роботи. Я провів спостереження за Місяцем, аланетами Сонячної системи, а також змінами кількості плям на сонячному диску (деякі результати спостереження наведені в роботі), навчився розраховувати число Вольфа.
5. На жаль, ми були змушені сильно діафрагмувати об’єктив, щоб покращити зображення, і пожертвувати при цьому величиною роздільної здатності та проникної сили. Зображення стало досить якісним, але малояскравим. Існуючих недоліків азимутального монтування можна позбутись, застосувавши екваторіальний тип монтування.
6. Самокритично оцінюючи зроблене бачимо, що наш телескоп хоч і зазнав реконструкції, все ж має резерви для удосконалення (табл. 1), та цілком придатний для ознайомлювальних астрономічних спостережень.Отже, телескоп повністю відновлений і цілком придатний до спостережень. Ця робота збагатила мене новими знаннями, навиками, певним досвідом та дала натхнення для подальшої праці. Надалі збираюсь зайнятись конструюванням більш досконалих інструментів та зайнятись фотографуванням небесних тіл. Думаю цим
зацікавити також своїх друзів та однокласників.
Література1. Андрианов Н.К., Марленский А.Д. Астрономические наблюдения в школе. — М.: “Просвещение”, 1987. - 112с.
2. Зигель Ф.Ю. Астрономы наблюдают. - М.: “Наука”, 1997. - 170 с.3. Зигель Ф.Ю. Сокровища звездного неба. - М. “Наука”, 1987. - 303 с.
4. Климишин І.А. Атлас зоряного неба - Лбвів: “Вища школа”. В-во при Львів. ун-ті, 1985. - 108 с.5. Сикорук Л.Л. Телескопы для любителей астрономии. М.: “Наука” 1982. - 240 с.
6. Телескоп “Мицар” ТАЛ-1 руководство по эксплуатации. - Новосибирск, НПЗ, 1989. - 36 с.7. Цесевич В.П. Что и как наблюдать на небе. - М.: “Наука”, 1979. - 304 с.
8. Чепрасов В.Г. Практикум з курсу загальної астрономії. - К.: “Вища школа”, 1970. - 208 с.9. Чижевський А.Л. Земное эхо солнечных бур. - М.: “Мысль”, 1976. - 367с.
10. Явхно Г.С. Наблюдения и практические работы в средней школе. - М.: “Просвещение”, 1978. - 64с.
