Астрономические наблюдения в школе (Андрианов, Марленский) 1987 год
Скачать Советский учебник
Назначение: КНИГА ДЛЯ УЧИТЕЛЯ
Авторство: Николай Константинович Андрианов, Аркадий Данилович Марленский
Формат: DjVu, Размер файла: 3.85 MB
СОДЕРЖАНИЕ
Предисловие 3
Глава I. Испытание телескопов 5
§ 1. Введение —
§ 2. Определение основных характеристик оптики телескопов 6
§ 3. Проверка качества оптики телескопа 15
§ 4. Окуляры и предельные увеличения телескопа 22
§ 5. Монтировки телескопов и их характеристики 28
§ 6. Необходимые принадлежности телескопа 36
§ 7. Дополнительные замечания 40
Глава II. Организация, содержание и методика проведения астрономических наблюдений
§ 8. Введение
§ 9. Возможности визуальных и фотографических наблюдений с телескопами 43
§ 10. Визуальные, наблюдения планет 48
§ 11. Фотографические наблюдения планет 59
{spoiler=См. оглавление полностью...}
§ 12. Визуальные наблюдения Луны 64
§ 13. Фотографические наблюдения Луны 66
§ 14. Визуальные наблюдения Солнца 67
§ 15. Фотографические наблюдения Солнца 70
§ 16. Наблюдения солнечных и лунных затмений 72
§ 17. Визуальные наблюдения переменных звезд 75
§ 18. Фотографические наблюдения переменных звезд 79
§ 19. Использование результатов наблюдений в учебном процессе 82
Глава III. Простейшие математические методы обработки наблюдений 92
§ 20. Вводные замечания —
§ 21. Простейшие способы интерполирования 93
§ 22. Приближенное представление функциональной зависимости 99
§ 23. Элементы теории ошибок 102
Рекомендуемая литература 111
{/spoilers}
Скачать бесплатный учебник СССР - Астрономические наблюдения в школе (Андрианов, Марленский) 1987 года
СКАЧАТЬ DjVu
{spoiler=См. Отрывок из учебника...}
ПРЕДИСЛОВИЕ
Книга посвящена организации, содержанию и методике проведения астрономических наблюдений повышенного уровня, а также простейшим математическим методам их обработки. Она начинается с главы, посвященной испытаниям телескопа — основного инструмента наблюдательной астрономии. В этой главе излагаются основные вопросы, связанные с простейшей теорией телескопа. Учителя найдут здесь много ценных практических советов, относящихся к определению различных характеристик телескопа, проверке качества его оптики, выбору оптимальных условий для проведения наблюдений, а также необходимые сведения о важнейших принадлежностях к телескопам и правилах обращения с ними при выполнении визуальных и фотографических наблюдений.
Важнейшей частью книги является вторая глава, рассматривающая на конкретном материале вопросы организации, содержания и методики проведения астрономических наблюдений. Значительная часть предложенных наблюдений — визуальные наблюдения Луны, Солнца, планет, затмений — не требует высокой квалификации и при умелом руководстве со стороны учителя может быть освоена за короткое время. Вместе с тем целый ряд других наблюдений — фотографические наблюдения, визуальные наблюдения переменных звезд, программные наблюдения метеорных потоков и некоторые другие — требует уже значительного навыка, определенной теоретической подготовки и дополнительных приборов и оборудования.
Разумеется, не все из перечисленных в этой главе наблюдений могут быть реализованы в любой школе. Организация наблюдений повышенной трудности доступна скорее всего тем школам, где сложились хорошие традиции организации внеклассных занятий по астрономии, имеется опыт соответствующей работы и, что очень важно, хорошая материальная база.
Наконец, в третьей главе на конкретном материале в простой и наглядной форме изложены основные математические методы обработки наблюдений: интерполирование и экстраполирование, приближенное представление эмпирических функций и теория ошибок. Эта глава является неотъемлемой частью книги. Она нацеливает и учителей школы, и учащихся, и, наконец, любителей астрономии на вдумчивое, серьезное отношение к постановке и проведению астрономических наблюдений, результаты которых могут обрести известную значимость и ценность только после того, как будут подвергнуты соответствующей математической обработке.
Наращено внимание учителей на необходимость исполню я микрокалькуляторов, а в будущем — и персональных ЭВМ.
Материал книги может, быть использован при проведении практических занятий по астрономии, предусмотренных учебной программой, а также при проведении факультативных занятий и в работе астрономического кружка.
Пользуясь случаем, авторы выражают глубокую признательность заместителю председателя Совета астрономических кружков Московского планетария, сотруднику ГАИШ МГУ М. Ю. Шевченко и доценту Владимирского педагогического института, кандидату физико-математических наук Е. П. Разбитной за ценные указания, способствовавшие улучшению содержания книги.
Авторы с благодарностью воспримут от читателей все критические замечания.
Глава I ИСПЫТАНИЕ ТЕЛЕСКОПОВ
§ 1. Введение
Основными инструментами каждой астрономической обсерватории, в том числе учебной, являются телескопы. С помощью телескопов учащиеся наблюдают Солнце и происходящие на нем явления, Луну и ее рельеф, планеты и некоторые их спутники, разнообразный мир звезд, рассеянные и шаровые скопления, диффузные туманности, Млечный Путь и галактики.
Опираясь на непосредственные телескопические наблюдения и на фотографии, полученные с помощью больших телескопов, учитель может создать у учащихся яркие естественнонаучные представления о строении окружающего мира и на этой основе формировать твердые материалистические убеждения.
Приступая к наблюдениям на школьной астрономической обсерватории, учитель должен хорошо знать возможности телескопической оптики, различные практические методы ее испытания и установления основных ее характеристик. Чем полнее и глубже будут знания учителя о телескопах, тем лучше он сможет организовать проведение астрономических наблюдений, тем плодотворнее будет работа учащихся и тем убедительнее предстанут перед ними результаты проведенных наблюдений.
Преподавателю астрономии, в частности, важно знать краткую теорию телескопа, быть знакомым с наиболее распространенными оптическими системами и установками телескопов, а также иметь достаточно полные сведения об окулярах и различных принадлежностях телескопа. Вместе с тем он должен знать основные характеристики, а также достоинства и недостатки небольших телескопов, предназначенных для школьных и институтских учебных астрономических обсерваторий, иметь хорошие навыки в обращении с такими телескопами и уметь реалистично оценивать их возможности при организации наблюдений.
Результативность работы астрономической обсерватории зависит не только от ее оснащенности различным оборудованием и, в частности, от оптической мощи имеющихся на ней телескопов, но и от степени подготовленности наблюдателей. Только квалифицированный наблюдатель, обладающий хорошими навыками обращения с имеющимся в его распоряжении телескопом и знающий его основные характеристики и возможности, в состоянии получить на этом телескопе максимум возможной информации.
Поэтому перед учителем стоит важная задача по подготовке активистов, способных хорошо проводить наблюдения, требующие выдержки, аккуратного исполнения, большого внимания и времени.
Без создания группы квалифицированных наблюдателей нельзя рассчитывать на повсеместное продолжительное функционирование школьной обсерватории и на ее большую отдачу в деле обучения и воспитания всех остальных учащихся.
В связи с этим учителю мало знать сами телескопы и их возможности, он должен еще владеть продуманной и выразительной методикой объяснения, не выходящей далеко за рамки школьных программ и учебников и опирающейся на знания учащихся, полученные при изучении физики, астрономии и математики.
Следует при этом обращать особое внимание на прикладной характер сообщаемых сведений о телескопах, чтобы возможности последних раскрывались в процессе осуществления планируемых наблюдений и проявлялись в получаемых результатах.
Принимая во внимание вышеизложенные требования, в первую главу книги включены теоретические сведения о телескопах в объеме, необходимом для проведения хорошо осмысленных наблюдений, а также описания рациональных практических приемов испытаний и установления различных их характеристик с учетом знаний и возможностей учащихся.
§ 2. Определение основных характеристик оптики телескопов
Чтобы глубоко разобраться в возможностях оптики телескопов, следует вначале привести некоторые оптические данные о человеческом глазе — основном «инструменте» учащихся при проведении большинства учебных астрономических наблюдений. Остановимся на таких его характеристиках, как предельная чувствительность и острота зрения, иллюстрируя их содержание на примерах наблюдений небесных объектов.
Под предельной (пороговой) чувствительностью глаза понимают тот минимальный световой поток, который еще можно воспринять полностью адаптированным к темноте глазом.
Удобными объектами для определения предельной чувствительности глаза являются группы звезд различного блеска с тщательно измеренными звездными величинами. При хорошем состоянии атмосферы, безоблачном небе в безлунную ночь вдали от города можно наблюдать звезды до б-й звездной величины. Однако это не предел. Высоко в горах, где бывает особенно чиста и прозрачна атмосфера, становятся видимыми звезды до 8-й звездной величины.
Опытный наблюдатель должен знать предельные возможности своих глаз и уметь определять состояние прозрачности атмосферы по наблюдениям звезд. Для этого надо хорошо изучить общепринятый в астрономии стандарт — Северный Полярный ряд (рис. 1 , а) и взять себе за правило: перед проведением телескопических наблюдений вначале следует невооруженным глазом определить видимые на пределе звезды из этого ряда и по ним установить состояние атмосферы.
Рис. 1. Карта Северного Полярного ряда:
а — для наблюдений невооружённым глазом; б — с биноклем или с небольшим телескопом; в — средним телескопом.
Полученные данные заносят в журнал для наблюдений. Все это требует наблюдательности, памяти, вырабатывает привычку глазомерных оценок и приучает к аккуратности — эти качества, весьма полезные для наблюдателя.
Под остротой зрения понимают способность глаза различать близко расположенные предметы или светящиеся точки. Медики установили, что острота нормального человеческого глаза в среднем составляет 1 мин дуги. Эти данные получены при рассматривании в лабораторных условиях ярких, хорошо освещенных предметов и точечных источников света.
При наблюдении звезд — значительно менее ярких объектов — острота зрения несколько понижена и составляет около 3 мин дуги и более. Так, обладая нормальным зрением, легко заметить, что возле Мицара — средней звезды в ручке ковша Большой Медведицы — находится слабая звездочка Алькор. Установить же двойственность е Лиры невооруженным глазом удается далеко не всем. Угловое расстояние между Мицаром и Алькором составляет 1 Г48", а между компонентами ei и е2 Лиры — 3'28".
Рассмотрим теперь, каким образом телескоп расширяет возможности человеческого зрения, и проанализируем эти возможности.
Телескоп — это афокальная оптическая система, преобразующая пучок параллельных лучей сечением D в пучок параллельных лучей сечением d. Это хорошо видно на примере схемы прохождения лучей в рефракторе (рис. 2), где объектив перехватывает идущие от далекой звезды параллельные лучи и фокусирует их в точку в фокальной плоскости. Далее лучи расходятся, попадают в окуляр и выходят из него параллельным пучком меньшего диаметра. Затем лучи попадают в глаз и фокусируются в точку на дне глазного яблока.
Если диаметр зрачка человеческого глаза будет равен диаметру выходящего из окуляра параллельного пучка, то все собранные объективом лучи попадут в глаз. Следовательно, в этом случае отношение площадей объектива телескопа и зрачка человеческого глаза выражает кратность увеличения светового потока, попадаю-
Если считать, что диаметр зрачка равен 6 мм (в полной темноте он достигает даже 7 — 8 мм), то школьный рефрактор с диаметром объектива 60 мм может посылать в глаз в 100 раз больше световой энергии, чем воспринимает невооруженный глаз. В результате с таким телескопом могут стать видимыми звезды, посылающие нам световые потоки в 100 раз меньшие, чем световые потоки от звезд, видимых на пределе невооруженным глазом.
Согласно формуле Погсона, стократное увеличение освещенности (светового потока) соответствует 5-ти звездным величинам:
Приведенная формула позволяет оценить проницающую силу — важнейшую характеристику телескопа. Проницающая сила определяется предельной звездной величиной (т) самой слабой звезды, которую еще можно увидеть в данный телескоп при наилучших атмосферных условиях. Поскольку в вышеприведенной формуле не учтены ни потери света при прохождении оптики, ни потемнение фона неба в поле зрения телескопа, то она является приближенной.
Более точное значение проницающей силы телескопа можно рассчитать по следующей эмпирической формуле, в которой обобщены результаты наблюдений звезд на инструментах разных диаметров:
где D — диаметр объектива, выраженный в миллиметрах.
В целях ориентировки в таблице 1 приводятся приближенные значения проницающей силы телескопов, рассчитанные по эмпирической формуле (1).
Реальную же проницающую силу телескопа можно определить, наблюдая звезды Северного Полярного ряда (рис. 1,6, в). Для этого, ориентируясь по таблице 1 или по эмпирической формуле (1), устанавливают приближенное значение проницающей силы телескопа. Далее из приведенных карт (рис. 1,6, в) подбирают звезды с несколько большими и несколько меньшими звездными величинами. Тщательно копируют все звезды большего блеска и все подобранные. Таким образом изготовляют звездную карту, тщательно ее изучают и приступают к наблюдениям. Отсутствие «лишних» звезд на карте способствует быстрому отождествлению телескопической картины и установлению звездных величин видимых звезд. В последующие вечера проводят повторные наблюдения. Если погода и прозрачность атмосферы улучшаются, то появляется возможность видеть и отождествлять более слабые звезды.
Найденная таким образом звездная величина самой слабой звезды и определяет реальную проницающую силу используемого телескопа. Получаемые результаты заносят в журнал наблюдений. По ним можно судить о состоянии атмосферы и об условиях наблюдений других светил.
Второй важнейшей характеристикой телескопа является его разрешающая способность б, под которой понимают минимальный угол между двумя звездами, видимыми раздельно. В теоретической оптике доказывается, что с идеальным объективом в видимом свете Л= 5,5- 10-7 м можно еще разрешить двойную звезду, если угловое расстояние между ее компонентами будет равно углу или больше угла
где D — диаметр объектива в миллиметрах. (...)
Рис. 3. Дифракционные картины тесных звездных пар с разными угловыми рас стояниями компонентов.
Поучительно также провести телескопические наблюдения ярких звездных пар при диафрагмировании объектива. По мере постепенного диафрагмирования входного отверстия телескопа дифракционные диски звезд увеличиваются, соединяются и сливаются в едином дифракционном диске большего диаметра, но со значительно меньшей яркостью.
При проведении подобных исследований следует обращать внимание на качество телескопических изображений, которые определяются состоянием атмосферы.
Наблюдения за атмосферными волнениями следует вести с хорошо отъюстированным телескопом (желательно рефлектором), рассматривая при больших увеличениях дифракционные изображения ярких звезд. Из оптики известно, что при монохроматическом потоке света в центральном дифракционном диске концентрируется 83,8% прошедшей через объектив энергии, в первом кольце — 7,2%, во втором — 2,8%, в третьем — 1,5%, в четвертом — 0,9% и т. д.
Так как приходящие излучения звезд не монохроматичны, а состоят из разных длин волн, то дифракционные кольца получаются окрашенными и размытыми. Четкость изображений колец можно улучшить, применяя светофильтры, в особенности узкополосные. Однако в связи с убыванием энергии от кольца к кольцу и увеличением их площадей уже третье кольцо становится малозаметным.
Это следует иметь в виду при оценке состояния атмосферы по видимым дифракционным картинам наблюдаемых звезд. При проведении таких наблюдений можно пользоваться шкалой Пикке-ринга, согласно которой наилучшие изображения оцениваются баллом 10, а очень плохие — баллом 1.
Приводим описание этой шкалы (рис. 4).
1. Изображения звезд волнуются и размазываются так, что их диаметры в среднем вдвое превосходят третье дифракционное кольцо.
2. Изображение волнуется и слегка выходит за третье дифракционное кольцо.
3. Изображение не выходит за пределы третьего дифракционного кольца. Яркость изображения увеличивается к центру.
4. Временами виден центральный дифракционный диск звезды с появляющимися вокруг короткими дугами.
5. Дифракционный диск виден постоянно, а короткие дуги — часто.
6. Дифракционный диск и короткие дуги видны постоянно.
7. Вокруг четко видимого диска движутся дуги.
8. Вокруг четко очерченного диска движутся кольца с разрывами,
9. Ближайшее к диску дифракционное кольцо неподвижно.
10. Все дифракционные кольца неподвижны.
Баллы 1 — 3 характеризуют плохое для астрономических наблюдений состояние атмосферы, 4 — 5 — посредственное, 6 — 7 — хорошее, 8 — 10 — отличное.
Третьей важной характеристикой телескопа является светосила его объектива, равная квадрату отношения диаметра объектива
к его фокусному расстоянию (...)
§ 3. Проверка качества оптики телескопа
Практическая ценность любого телескопа как наблюдательного инструмента определяется не только размерами, но и качеством его оптики, т. е. степенью совершенства его оптической системы и качеством изготовления объектива. Немаловажную роль играет и качество окуляров, прилагаемых к телескопу, а также полнота их комплекта.
Объектив является наиболее ответственной частью телескопа. К сожалению, даже самые совершенные телескопические объективы обладают рядом недостатков, обусловленных как чисто техническими причинами, так и природой света. Важнейшими из них являются хроматическая и сферическая аберрация, кома и астигматизм. Кроме того, светосильные объективы в разной степени страдают кривизной поля и дисторсией.
Преподавателю необходимо знать об основных оптических недостатках наиболее употребительных типов телескопов, выразительно и понятно демонстрировать эти недостатки и уметь их в какой-то степени понижать.
Опишем последовательно важнейшие оптические недостатки телескопов, рассмотрим, в каких типах небольших телескопов и в какой мере они проявляются, и укажем простейшие способы их выделения, показа и уменьшения.
Главным препятствием, мешавшим длительное время совершенствованию телескопа-рефрактора, была хроматическая (цветовая) аберрация, т. е. неспособность собирательной линзы собрать все световые лучи с разной длиной волны в одну точку. Хроматическая аберрация обусловлена неодинаковой преломляемостью световых лучей разной длины волны (красные лучи преломляются слабее, чем желтые, а желтые слабее, чем синие).
Хроматическая аберрация особенно проявляется у телескопов с однолинзовыми светосильными объективами. Если такой телескоп навести на яркую звезду, то при определенном положении окуляра
можно увидеть яркое фиолетовое пятнышко, окруженное цветным ореолом с размытым красным внешним кольцом. По мере выдвижения окуляра цвет центрального пятнышка будет постепенно меняться на синий, затем — зеленый, желтый, оранжевый и, наконец, красный. В последнем случае вокруг красного пятнышка будет виден цветной ореол с фиолетовой кольцевой окантовкой.
Если в такой телескоп посмотреть на планету, то картина будет весьма размытая, с радужными разводами.
Двухлинзовые объективы, в значительной мере свободные от хроматической аберрации, называются ахроматическими. Относительное отверстие рефрактора с ахроматическим объективом обычно равно 715 или несколько больше (у школьных телескопов-рефракторов оно оставляет 7ю, что несколько ухудшает качество изображения).
Однако ахроматический объектив не свободен полностью от хроматической аберрации и хорошо сводит в одну точку только лучи определенных длин волн. В связи с этим объективы ароматизируются в соответствии с их назначением; визуальные — в отношении лучей, сильнее всего действующих на глаз, фотографические — для лучей, сильнее всего действующих на фотоэмульсию. В частности, объективы школьных рефракторов по своему назначению являются визуальными.
Судить о наличии остаточной хроматической аберрации в школьных рефракторах можно на основе наблюдений с очень большими увеличениями дифракционных изображений ярких звезд, быстро меняя следующие светофильтры: желто-зеленый, красный, синий. Обеспечить быструю смену светофильтров можно, применяя дисковые или скользящие рамки, описанные в
§ 20 книги «Школьная астрономическая обсерватория»1. Наблюдаемые при этом изменения дифракционных картин свидетельствуют, что не все лучи в одинаковой мере оказываются сфокусированными.
Более успешно уничтожение хроматической аберрации решается в трехлинзовых апохроматических объективах. Однако полностью уничтожить ее пока не удается ни в каких линзовых объективах.
В зеркальном объективе не происходит преломления световых лучей. Поэтому эти объективы полностью свободны от хроматической аберрации. Этим зеркальные объективы выгодно отличаются от линзовых.
Другим крупным недостатком телескопических объективов является сферическая аберрация. Она проявляется в том, что монохроматические лучи, идущие параллельно оптической оси, фокусируются на разных расстояниях от объектива в зависимости от того, через какую его зону они прошли. Так, в одиночной линзе далее всего фокусируются лучи, прошедшие вблизи ее центра, а ближе всего — прошедшие через краевую зону.
В этом легко убедиться, если телескоп с однолинзовым объективом направить на яркую звезду и наблюдать ее с двумя диафрагмами: одна из них должна выделять поток, проходящий через центральную зону, а вторая, выполненная в виде кольца, пропускать лучи краевой зоны. Наблюдения следует вести со светофильтрами по возможности с узкими полосами пропускания. При использовании первой диафрагмы резкое изображение звезды получается при несколько большем выдвижении окуляра, чем при использовании второй диафрагмы, что подтверждает наличие сферической аберрации.
{/spoilers}
