 |  |  |
Jeśli korzystają Państwo w czasie zajęć szkolnych z naszych materiałów, prosimy o przeprowadzenie, opracowanie i przesłanie nam wyników specjalnej ankiety pozwalającej ocenić przydatność naszych propozycji. Bardzo interesuje nas opinia Państwa i Państwa uczniów!
Jeśli mają Państwo pytania czy wątpliwości, proszę kontaktować się z nami korzystając z adresu This email address is being protected from spambots. You need JavaScript enabled to view it. .
Nasze propozycje:
Diagram Hertzsprunga - Russela
Czarna dziura w centrum Drogi Mlecznej
Odkryj pozasłoneczną planetę
Astrofotografia
Życie gwiazd - widma gwiazd
Wykreśl swoją własną mapę Drogi Mlecznej
Wyznaczanie minimum jasności gwiazd zmiennych zaćmieniowych
Obserwacje gwiazd zmiennych w szkolnym obserwatorium astronomicznym
Diagram Hertzsprunga-Russela
Diagram Hertzsprunga – Russela
 |  | |
 | ||
Przekonaj się, że nie wszystkie gwiazdy są takie same!
Sporządź diagram H-R i dowiedz się o ewolucji gwiazd!
Sporządź diagram H-R i dowiedz się o ewolucji gwiazd!
Sarah Roberts, Vanessa Stroud, Daniel Duggan & Fraser Lewis, The Faulkes Telescope Project, Anglia.
tłumaczenie: Bogusław Kulesza, Planetarium w Olsztynie.
redakcja i adaptacja: Dawid Basak, Wydział Fizyki i Astronomii UMK, Toruń.
Na początku XX wieku, gdy udało się zbadać wpływ temperatury ciała na barwę emitowanego przez nie promieniowania, uczeni doszli do wniosku, iż musi istnieć zależność pomiędzy temperaturą gwiazdy a jej mocą promieniowania. Gdyby wszystkie gwiazdy zachowywały się podobnie, to te o jednakowej mocy promieniowania powinny mieć te same temperatury oraz gwiazdy gorętsze powinny być jaśniejsze niż gwiazdy chłodne.
W 1911 roku, Ejnar Hertzsprung (Dania) wykreślił zależność jasności gwiazd od ich koloru. Niezależnie od niego, Henry Russell (USA), skonstruował wykres zależności jasności gwiazd od ich typu widmowego, potwierdzając, że rzeczywiście, istnieje prawdopodobnie zależność pomiędzy mocą wypromieniowywanej przez gwiazdy energii, a ich temperaturą. Ponadto okazało się, że gwiazdy dzielą się na na kilka wyraźnych grup. Od tego czasu wykresy tego typu noszą nazwę diagramów Hertzsprunga – Russela lub diagramów H-R.
Aby skonstruować diagram H-R, musimy znać temperaturę i moc promieniowania gwiazdy. Najprostszym wskaźnikiem temperatury gwiazdy jest jej kolor. Barwa gwiazdy to po prostu miara jasności gwiazdy w jednym filtrze w porównaniu do jasności w drugim filtrze. Najbardziej rozpowszechnionym jest system wskaźnika barwy B-V, który jest po prostu różnicą jasności gwiazdy w filtrze B (niebieskim) i jasności w filtrze V (wizualnym – zielono-żółtym).
Informacji o gwiazdach dostarczą nam zdjęcia nieba, które zostaną przeanalizowane z użyciem programu SalsaJ i zilustrowane na wykresie w Excelu.
Więcej danych - obrazów gromad w różnych filtrach znajdziesz na stronie Faulkes Telescope w dziale "Other open cluster data files". Informacje na temat diagramu H-R znajdziesz także w Wikipedii.
Podstawa programowa/Fizyka:
Poziom Podstawowy, IV etap edukacyjny.
Zagadnienie 2.14.
Uczeń opisuje reakcje termojądrowe zachodzące w gwiazdach
i ich związek z diagramem Hertzsprunga-Russela
W 1911 roku, Ejnar Hertzsprung (Dania) wykreślił zależność jasności gwiazd od ich koloru. Niezależnie od niego, Henry Russell (USA), skonstruował wykres zależności jasności gwiazd od ich typu widmowego, potwierdzając, że rzeczywiście, istnieje prawdopodobnie zależność pomiędzy mocą wypromieniowywanej przez gwiazdy energii, a ich temperaturą. Ponadto okazało się, że gwiazdy dzielą się na na kilka wyraźnych grup. Od tego czasu wykresy tego typu noszą nazwę diagramów Hertzsprunga – Russela lub diagramów H-R.
Aby skonstruować diagram H-R, musimy znać temperaturę i moc promieniowania gwiazdy. Najprostszym wskaźnikiem temperatury gwiazdy jest jej kolor. Barwa gwiazdy to po prostu miara jasności gwiazdy w jednym filtrze w porównaniu do jasności w drugim filtrze. Najbardziej rozpowszechnionym jest system wskaźnika barwy B-V, który jest po prostu różnicą jasności gwiazdy w filtrze B (niebieskim) i jasności w filtrze V (wizualnym – zielono-żółtym).
Informacji o gwiazdach dostarczą nam zdjęcia nieba, które zostaną przeanalizowane z użyciem programu SalsaJ i zilustrowane na wykresie w Excelu.
| Diagram Hertzprunga – Russela |
Instrukcja do ćwiczenia
Arkusz kalkulacyjny do wykresu
Dane - zdjęcia gromady NGC 957Więcej danych - obrazów gromad w różnych filtrach znajdziesz na stronie Faulkes Telescope w dziale "Other open cluster data files". Informacje na temat diagramu H-R znajdziesz także w Wikipedii.
Podstawa programowa/Fizyka:
Poziom Podstawowy, IV etap edukacyjny.
Zagadnienie 2.14.
Uczeń opisuje reakcje termojądrowe zachodzące w gwiazdach
i ich związek z diagramem Hertzsprunga-Russela
Czarna dziura w centrum Drogi Mlecznej
Czarna dziura w centrum naszej Galaktyki!
Chcesz "zobaczyć" czarną dziurę? Sprawdź sam, jak można przekonać się że czarne dziury istnieją!
Pacôme Delva & Jean-Christophe Mauduit University Pierre Marie Curie,
Francja
tłumaczenie: Wojtek Trembaczowski i Agnieszka Pollo
redakcja i adaptacja: Ariel Majcher
Czy można "zobaczyć" czarną dziurę? Celem tego ćwiczenia jest wyznaczenie masy centralnej supermasywnej czarnej dziury naszej Galaktyki (Drogi Mlecznej) poprzez analizę obrazów centrum Galaktyki. Badając trajektorię ruchu gwiazdy i wykorzystując prawa Keplera, uczniowie otrzymają najnowsze naukowe wyniki w dobrym przybliżeniu. Będą mogli także ocenić ograniczenia metody i otrzymanych wyników.
Zdjęcia dostarczą nam informacji, które zostaną przeanalizowane z użyciem programu SalsaJ i zilustrowane na wykresie w Excelu.
| Czarna dziura w centrum naszej Galaktyki |
Program nauczania/Przedmioty:
Umiejetnosc obserwacji i opisywania zjawisk fizycznych i astronomicznych.
Umiejetnosc sporzadzania i interpretacji wykresów.
Znajomosc metod badawczych fizyki oraz roli eksperymentu.
Uświadomienie roli eksperymentu i teorii w poznawaniu przyrody oraz znaczenia matematyki w budowaniu modeli i rozwiązywaniu problemów fizycznych.
Kliknij, by czytać dalej: czarna dziura w centrum Drogi Mlecznej!
Chcesz wiedzieć jak odkrywa się planety pozasłoneczne? Spróbuj sam!
Roger Ferlet (IAP); Olivier Marco, Ester Aranzana Martinez, Sandra Greiss, & Jeehae Chun (University Pierre Marie Curie, Francja
tłumaczenie: Małgorzata Czart
redakcja: Ariel Majcher
Ćwiczenie pozwala własnoręcznie opracować autentyczne obserwacje i „zobaczyć” pozasłoneczną planetę krążącą wokół odległej gwiazdy. Przeznaczone gimnazjów i szkół średnich, pozwala uczniom zapoznać się z pracą naukową w zakresie astronomii i astrofizyki. W ćwiczeniu wykorzystujemy przykładowe zdjęcia planety HD 189733b zrobione przez Teleskop Kosmiczny Spitzera. Zdjęcia dostarczą nam danych, które zostaną przeanalizowane z użyciem programu SalsaJ i zilustrowane na wykresie w Excelu.
| Jak odkryć pozasłoneczną planetę |
Program nauczania/Przedmioty:
Umiejetnosc obserwacji i opisywania zjawisk fizycznych i astronomicznych.
Umiejetnosc sporzadzania i interpretacji wykresów.
Znajomosc metod badawczych fizyki oraz roli eksperymentu.
Uświadomienie roli eksperymentu i teorii w poznawaniu przyrody oraz znaczenia matematyki w budowaniu modeli i rozwiązywaniu problemów fizycznych.
Astrofotografia
 Astrofotografia pozwoli Ci samemu odkryć piękno Wszechświata.Wstęp do astrofotografii. Jak zrobić piękne zdjęcia Księżyca, planet i innych ciał niebieskich używając kamery cyfrowej lub internerowej. | ||
| ||
| Aktualizacja: 20.06.2006 – Agnieszka Majczyna i Mirosław Należyty, "AgaMir", webmasterzy pl.euhou.net. |
Życie gwiazd - widma gwiazd...
"SpectrJ" is the exercise provided by Greece. It is developed by:
Dr. Margarita Metaxa,
Dr. Ioannis Bellas-Velidis,
Dr. Anastasios Dapergolas,
Dr. Aglaia Bobetsi.
It is an electronic pedagogical tool for secondary schools that aims to provide a ready-to-use resource, inspired by real observations and research activities applying modern processing techniques. This tool presents to you an e-Lesson and a corresponding e-Exercise focused on the stellar spectra and their importance in astrophysics. Travelling through the pages of the lesson you will get basic information on light and its spectra, on the stellar spectra and their classification into spectral types, and how they provide us with knowledge about the stars and their life. This lesson will be the theoretical base to understand the exercise. On the other hand, by doing the exercise you will follow, in a simplified manner, the steps taken in a real research project. You will find the age of stellar systems in the neighboring galaxy SMC by classifying and analysing the spectra of their stars.
Languages supported:
EN - English
GR - Greek
SV - Swedish (new)
Wykreśl swoją własną mapę Drogi Mlecznej!!!
 Zostań galaktycznym Krzysztofem Kolumbem!!! Używając archiwalnych danych lub własnych pomiarów, wykreśl własną mapę naszej Galaktyki...Pobierz prosty arkusz kalkulacyjny, który pozwoli Ci otrzymać mapę Galaktyki. | ||
| ||
| Aktualizacja: 20.06.2006 – Agnieszka Majczyna i Mirosław Należyty, "AgaMir", webmasterzy pl.euhou.net. |
Kliknij, by czytać dalej: wykreśl swoją własną mapę Drogi Mlecznej!!!
Wyznaczanie chwili minimum jasności gwiazd zmiennych
Anna Barnacka
This email address is being protected from spambots. You need JavaScript enabled to view it.
Wyznaczanie chwili minimum jasności gwiazd zmiennych zaćmieniowych
Szybko rozwijająca się technika, umożliwia sięganie do granic precyzji i efektywności obserwacyjnej, zabierając amatorom możliwość współtworzenia nauki. W chwili obecnej ważne odkrycia naukowe odbywają się przy użyciu bardzo zaawansowanego sprzętu, do którego amatorzy nie mają dostępu. Jednak dzięki programowi EU-HOU, który ma młodym miłośnikom astronomii umożliwiać badanie „Wszechświata własnymi rękami”, poprzez udostępnianie zdalnie sterowanych teleskopów, każdy nauczyciel wraz ze swoimi uczniami może brać udział w prawdziwej nauce włączając się do obserwacji gwiazd zmiennych zaćmieniowych.
Patrząc na rozgwieżdżone niebo często można odnieść wrażenie, że gwiazdy migocą. Wrażenie to może być spowodowane niedoskonałością oka lub zakłóceniami atmosferycznymi. Jednak jasność wielu gwiazd zmienia się, co można zaobserwować teleskopami takimi jak INO, wystarczy do tego tylko trochę cierpliwości i czas teleskopowy.
Zmiana jasności gwiazd może mieć różne przyczyny. Gwiazdy zmienne zostały podzielone na zmienne fizycznie, czyli takie, których zmiana jasności spowodowana jest zmianami różnych parametrów np. rozmiarów czy temperatury. Drugi rodzaj gwiazd zmiennych to gwiazdy zmienne zaćmieniowe, są to układy podwójne, których płaszczyzna orbity jest nachylona do obserwatora pod takim kątem, że możliwe jest zaobserwowanie wzajemnego zakrywania się gwiazd, co obserwator na Ziemi odbiera jako spadek jasności.
Obserwacje pozwalające na badanie krzywych zmian jasności gwiazd zaćmieniowych są zwykle bardzo skomplikowane. Lecz pewien ich rodzaj a mianowicie wyznaczenie dokładnego czasu środka zaćmienia są łatwe do realizacji teleskopem INO. Wynik obserwacji ma dużą wartość naukową, gdyż dzięki takim danym astronomowie mogą badać różne procesy prowadzące do zmian okresu orbitalnego gwiazd podwójnych (wyrzuty masy, efekty ewolucji gwiazd, aktywność magnetyczna składników, efekty relatywistyczne).
Potrzeba po prostu wybrać na dany dzień właściwą gwiazdę, wykonać serię zdjęć pokrywających cały czas trwania zaćmienia, przeprowadzić prostą fotometrię (np. program SalsaJ), wyznaczyć moment minimum oraz udostępnić światu swoje wyniki.
Niniejsza instrukcja pomoże ci przejść przez kolejne stopnie.
Autorzy dziękują Carlowi Pennypackerowi (HOU, Berkeley, USA) i Frankowi Pino (Ironwood North Observatory, Arizona, USA) za umożliwienie wykorzystania zdalnie sterowanego teleskopu INO.
Patrząc na rozgwieżdżone niebo często można odnieść wrażenie, że gwiazdy migocą. Wrażenie to może być spowodowane niedoskonałością oka lub zakłóceniami atmosferycznymi. Jednak jasność wielu gwiazd zmienia się, co można zaobserwować teleskopami takimi jak INO, wystarczy do tego tylko trochę cierpliwości i czas teleskopowy.
Zmiana jasności gwiazd może mieć różne przyczyny. Gwiazdy zmienne zostały podzielone na zmienne fizycznie, czyli takie, których zmiana jasności spowodowana jest zmianami różnych parametrów np. rozmiarów czy temperatury. Drugi rodzaj gwiazd zmiennych to gwiazdy zmienne zaćmieniowe, są to układy podwójne, których płaszczyzna orbity jest nachylona do obserwatora pod takim kątem, że możliwe jest zaobserwowanie wzajemnego zakrywania się gwiazd, co obserwator na Ziemi odbiera jako spadek jasności.
Obserwacje pozwalające na badanie krzywych zmian jasności gwiazd zaćmieniowych są zwykle bardzo skomplikowane. Lecz pewien ich rodzaj a mianowicie wyznaczenie dokładnego czasu środka zaćmienia są łatwe do realizacji teleskopem INO. Wynik obserwacji ma dużą wartość naukową, gdyż dzięki takim danym astronomowie mogą badać różne procesy prowadzące do zmian okresu orbitalnego gwiazd podwójnych (wyrzuty masy, efekty ewolucji gwiazd, aktywność magnetyczna składników, efekty relatywistyczne).
Potrzeba po prostu wybrać na dany dzień właściwą gwiazdę, wykonać serię zdjęć pokrywających cały czas trwania zaćmienia, przeprowadzić prostą fotometrię (np. program SalsaJ), wyznaczyć moment minimum oraz udostępnić światu swoje wyniki.
Niniejsza instrukcja pomoże ci przejść przez kolejne stopnie.
Autorzy dziękują Carlowi Pennypackerowi (HOU, Berkeley, USA) i Frankowi Pino (Ironwood North Observatory, Arizona, USA) za umożliwienie wykorzystania zdalnie sterowanego teleskopu INO.
Kliknij, by czytać dalej: wyznaczanie chwili minimum jasności gwiazd zmiennych
Obserwacje gwiazd zmiennych w szkolnym obserwatorium astronomicznym
| Te zaawansowane ćwiczenia pozwolą Ci wykonać własne obserwacje gwiazd zmiennych. | ||
|
Kliknij, by czytać dalej: obserwacje gwiazd zmiennych w szkolnym obserwatorium astronomicznym
