Конспект уроку. Вимірювання небесних світил. Методи астрономічних спостережень.

Тема уроку: «Вимірювання небесних світил. Методи астрономічних спостережень. Принцип дії і будова оптичного і радіотелескопа. Приймачі випромінювання. Застосування в телескопобудуванні досягнень техніки і технологій. Сучасні наземні і космічні телескопи. Астрономічні обсерваторії.» (Слайд 1)

Мета уроку: ознайомити учнів із будовою та видами телескопа та поняттям астрономічних обсерваторій; розвивати пізнавальні інтереси учнів, цікавість; виховувати цілеспрямованість, творче ставлення до роботи на уроці.

Обладнання: дидактичний матеріал, презентація.

Тип уроку: новий матеріал.

План уроку

1. Організаційна частина. ( 2 хв. )
2. Актуалізація опорних знань. ( 5-7 хв. )
3. Вивчення нового матеріалу. ( 25-30 хв. )
4. Закріплення вивченого матеріалу. ( 5-7 хв. )
5. Домашнє завдання. ( 1 хв. )

ХІД УРОКУ

1. Організаційна частина.

Заходжу до класу, вітаюся з учнями, перевіряю присутність.

2. Актуалізація опорних знань

Вч.: Конфігурація – це …

Учні: Конфігурацією планет називають характерні взаємні положення планет відносно Землі й Сонця.

Вч.: Що таке протистояння?

Учні: Протистояння – планету видно із Землі цілу ніч у протилежному від Сонця напрямку.

Вч.: Елонгацією називають …

Учні: Елонгація – видима з поверхні Землі кутова відстань між планетою та Сонцем.

Вч.: Сформулювати закони Кеплера.

Учні: 1. Всі планети обертаються навколо Сонця по еліптичним орбітам, в одному з фокусів яких знаходиться Сонце;

2. Радіус-вектор планети за рівні проміжки часу «замітає» однакові площі;

3. Відношення квадратів періодів обертання планет дорівнює відношенню кубів великих напівосей:

 Декілька слів про новини з астрономії.

3. Вивчення нового матеріалу.

Астрономія − наука всехвильова. Галузь астрономії, яка вивчає Всесвіт у видимому світлі, називається оптичною.

Але видиме світло займає лише маленьку ділянку електромагнітного спектра, куди входять також радіохвилі, інфрачервоне, ультрафіолетове, рентгенівське та гамма-випромінювання −  різні за довжиною (чи частотою) електромагнітні хвилі. (Слайд 2)

Крізь товщу атмосфери до поверхні Землі доходить лише видиме світло з довжиною хвиль від 390 до 760 нм, радіохвилі з довжиною від 0,01 см до 30 м та інфрачервоні промені довжиною 0,75 - 5,2 мкм і вибірково в довжинах хвиль  8,2 - 22 мкм. В інших діапазонах електромагнітних хвиль земна атмосфера непрозора.

З XIX ст. астрономи почали вивчати космічні об'єкти в доступних інфрачервоних променях. А в 30-х роках XX ст. зародилася нова галузь астрономії − радіоастрономія, справжній розвиток якої почався після другої світової війни. Та оскільки небесні тіла випромінюють у всьому діапазоні електромагнітного спектра, перед астрономами постала задача проведення досліджень поза межами атмосфери.

Порівняно просто ця задача вирішується для інфрачервоного та субміліметрового випромінювання з довжинами хвиль від 0,013 мм до 1 мм. Основна речовина, що поглинає інфрачервону радіацію, − це водяна пара, концентрація якої швидко зменшується з висотою. На висотах 25-30 км земна атмосфера стає прозорою для інфрачервоного випромінювання. Важливі спостереження в цьому діапазоні проводяться з аеростатів і з борту штучних супутників Землі.

В короткохвильовій частині спектра виділяють окремо діапазони ультрафіолетової астрономії (довжина хвилі 390 − 30 нм), рентгенівської астрономії (30 − 0,01 нм) і галша-астрономії (довжина хвилі менша за 0,01 нм), кожна з яких має свої методи досліджень.

Таким чином, з другої половини XX ст. астрономія стала всехвильовою наукою, яка вивчає Всесвіт практично в усьому діапазоні електромагнітних хвиль.

Наземні оптичні телескопи.

Телескоп − прилад для спостереження віддалених об'єктів, був сконструйований Галілео Галілеєм у 1609 році. (Слайд 3)

Телескоп має три основних призначення:

1) збирати випромінювання від небесних світил на приймальний пристрій (око, фотопластинка, спектрограф тощо); (Слайд 4)

2) будувати у своїй фокальній площині зображення об'єкта чи певної ділянки неба; (Слайд 5)

3) збільшувати кут зору, під яким спостерігаються небесні тіла, тобто розділяти об'єкти, розташовані на близькій кутовій відстані й тому нероздільні неозброєним оком. (Слайд 6)

Оптичні телескопи обов'язковими складовими частинами своєї конструкції мають: об'єктив, який збирає світло і будує у фокусі зображення об'єкта чи ділянки неба; трубу (тубус), яка з'єднує об'єктив з приймальним пристроєм; монтування −  механічну конструкцію, що тримає трубу і забезпечує її наведення на небо; у разі візуальних спостережень, коли приймачем світла є око, обов'язково − окуляр. Через нього розглядається зображення, побудоване об'єктивом. При фотографічних, фотоелектричних, спектральних спостереженнях окуляр не потрібний, тому що відповідні приймачі встановлюються безпосередньо у фокальній площині. Першими було збудовано лінзові телескопи рефрактори. Телескоп із лінзовим об'єктивом називається рефрактором, тобто заломлюючим телескопом. (Слайд 7) Проте світлові промені різних довжин хвиль заломлюються по-різному, і окрема лінза дає забарвлене зображення. Для усунення цього недоліку з часом почали будувати об'єктиви з кількома лінзами зі скла з різними коефіцієнтами заломлення.

На розміри телескопів рефракторів накладаються певні обмеження, тому найбільший лінзовий об'єктив має діаметр лише 102 см.
Рефрактори, як правило, використовують в астрометрії, а от астрофізики користуються дзеркальними телескопами-рефлекторами. Закони відбивання не залежать від довжини хвилі, і, природно, виникла думка замінити лінзовий об'єктив увігнутим сферичним дзеркалом. Такий телескоп називається рефлектором, тобто відбивним телескопом. (Слайд 8)  Перший такий телескоп з діаметром дзеркала 2,5 см побудував І. Ньютон в 1671 році. Головні дзеркала рефлекторів спочатку мали сферичну форму, згодом − параболічну.

Дзеркала виготовляли із бронзи. З середини XIX ст. почали робити скляні дзеркала і розробили метод зовнішнього сріблення скляних дзеркал, а з 1930 р. їх почали алюмініювати. Дуже зручною, а тому і найчастіше вживаною, була система Кассегрена, в якій головне дзеркало - увігнуте параболічне, а допоміжне − опукле гіперболічне; проте телескопи і павільйони, в яких їх встановлювали, були надзвичайно громіздкими.

Наприклад, з 1948 по 1975 р. найбільшим у світі був 5-метровий рефлектор Паломарської обсерваторії (СІЛА). Вага його дзеркала − 13 т, маса труби (точніше, ґратчастої конструкції) довжиною 17 м − 140 т, телескоп було встановлено у башті діаметром 41,5 м з вагою купола 1 000 т. У 1975 р. на Північному Кавказі було введено в дію 6-метровий телескоп; за товщини дзеркала 65 см його вага становить 40 т, довжина «труби» −  24 м, діаметр башти −  44 м.

Справжня революція в телескопобудуванні відбулась у 70-х роках XX ст. На зміну системі Кассегрена прийшла телескопічна система Річі-Кретьєна, у якій головне дзеркало за формою дещо відрізняється від параболоїда, а допоміжне - від гіперболоїда. Тому і довжина труби, і діаметри павільйонів у два − чотири рази менші, ніж у попередніх телескопів. На 2000 рік введено в дію

близько десяти телескопів системи Річі-Кретьєна з діаметром дзеркал 3,6 - 4,2 м. З 1996 р. працює багато дзеркальний (діаметр сегмента становить 1,8 м) телескоп «Кек-І» з сумарним діаметром дзеркала 10 м, а з 1998 р. −  такий же «Кек-ІІ». Введено в дію «Джеміні» з діаметром дзеркала 8,1 м та японський «Субару» з діаметром дзеркала 8,3 м. З 1998 р. почергово вводяться в дію одне із шести (діаметром 8,2 м) дзеркал «Дуже великого телескопа».

При побудові таких телескопів використовуються найновітніші досягнення техніки, і працюють вони, керовані на відстані зі спеціальних приміщень, без присутності людей поблизу телескопа.

Астрономічні обсерваторії.

Астрономічна обсерваторія − це науковий центр, де за допомогою телескопів спостерігають небесні об'єкти. (Слайд 9)

Упродовж тривалого часу заняття астрономією було ледь не приватною справою окремих ентузіастів. Але в XVII ст. було усвідомлено її значення для потреб географії та мореплавання. Розпочалось будівництво перших державних астрономічних обсерваторій (АО): Паризької (1671 р.) (Слайд 9), Гринвіцької (1675 р.) (Слайд 10)тощо.

В наш час у світі налічують близько 400 АО. В Україні провідними є Головна астрономічна обсерваторія НАН України (1944 р.), Інститут радіоастрономії з його унікальним декаметровим телескопом УТР-2 під Харковом, Кримська астрофізична обсерваторія (1950 р.) (Слайд 10). Певні традиції досліджень і спостережень зберігають АО університетів − Львівського (1769 р.), Харківського (1898 р.), Київського (1845 р.), Одеського (1871 р.).

Довгий час АО будувались поблизу чи навіть у населених пунктах, з XIX ст. їх почали розташовувати на гірських вершинах. Серед найбільших АО світу найвідомішими сьогодні є: введена в дію 1990 р. АО на вершині древньої вулканічної гори Мауна-Кеа (4215 м, о. Гавані), оголошеної науковим заповідником за свій унікальний астроклімат; тут встановлено кілька 4-метрових телескопів, а також телескопи «Кек», «Джеміні», «Субару» (мал. 11.6); англійська АО на о. Ла-Пальма (2327 м, 1986 р.), американська АО Лас-Кампанас (2280 м, 1976 р.) у Чилі і там же європейська АО Ла-Сілла (2347 м, 1976 р.), де встановлено «Дуже великий телескоп».

В останні роки не менше половини наукових публікацій з астрономії грунтуються на спостереженнях небесних об'єктів із стратостатів, штучних супутників Землі, орбітальних космічних станцій та автоматичних міжпланетних станцій (АМС). В космосі працює ціла низка інфрачервоних, ультрафіолетових, рентгенівських, гамма-обсерваторій, які досліджують небо у всіх діапазонах електромагнітних хвиль, наприклад рентгенівська обсерваторія «Чандра». Важливою для астрономів подією був запуск 25 квітня 1990 р. на орбіту висотою 612 км «Космічного телескопа ім. Габбла» (мал. на стор. 51) з діаметром дзеркала 2,4 м, який вирішує велику кількість астрофізичних задач. Загалом з 1962 р. для астрономічних досліджень запущено близько 50 ШСЗ та АМС.

Радіотелескопи і радіоінтерферометри. Радіовипромінювання від космічних об'єктів приймається спеціальними установками, які називаються радіотелескопами (РТ). Сучасні радіотелескопи досліджують космічні радіохвилі в довжинах від одного міліметра до декількох десятків метрів.

Основними складовими частинами типового радіотелескопа є антена і дуже чутливий приймач. Антени РТ, які приймають міліметрові, сантиметрові, декаметрові та метрові хвилі − це найчастіше параболічні відбивачі, подібні до дзеркал звичайних оптичних рефлекторів. У фокусі параболоїда встановлюється опромінювач − пристрій, який збирає радіовипромінювання, направлене на нього дзеркалом. Опромінювач передає прийняту енергію на вхід приймача, і після підсилення та виділення заданої частоти сигнал реєструється на стрічці самописного електричного приладу. Сучасні підсилювачі дають змогу виявляти (розрізняти) радіосигнали, що виникають при змінах температури всього на 0,001 К.

Радіоастрономічні дзеркала не вимагають такої точності виготовлення, як оптичні. Щоб дзеркало не спотворювало зображень, його відхилення від заданої параболічної форми не повинно перевищувати 1/8 довжини хвилі, яку він приймає. Наприклад, для довжини хвилі 10 см досить мати точність дзеркала близько 1 см. Більше того, дзеркало РТ можна робити не суцільним: досить натягнути металеву сітку на каркас, який надає йому параболічної форми. Нарешті, РТ можна зробити нерухомим, якщо замінити поворот дзеркала зміщенням опромінювача. Завдяки таким особливостям РТ можуть набагато перевищувати оптичні телескопи у розмірах.

Найбільша у світі радіоастрономічна антена, встановлена у кратері згаслого вулкана Аресібо на острові Пуерто-Ріко, має діаметр
305 м. Нерухома антена, спрямована в зеніт, не дозволяє приймати радіохвилі з будь-якої точки неба, але завдяки добовому обертанню Землі і можливості зміщувати опромінювач більша частина небесної сфери доступна для спостережень.

Інші найбільші радіотелескопи з параболічною антеною встановлено: в Радіоастрономічному інституті ім. М. Планка (Еффельсберг, ФРН) − діаметр антени 100 м, в обсерваторії Грін Бенк у штаті Вірджинія (США) − антена 110x100 м, а також 76-метровий РТ в обсерваторії Джодрел Бенк (Англія), 64-метровий РТ в обсерваторії Парке (Австралія), 22-метровий РТ недалеко від Євпаторії в Криму. Усі вони легко спрямовуються в задану точку неба поворотом навколо двох осей — вертикальної (встановлюється азимут об'єкта) і горизонтальної (установка висоти об'єкта). В подальшому ЕОМ безперервно подає сигнали керуючим пристроям, які ведуть РТ услід за об'єктом при його зміщенні, зумовленому добовим обертанням небесної сфери.

Радіотелескопи дуже великих розмірів можуть бути побудовані з великої кількості окремих дзеркал, що фокусують випромінювання на один опромінювач. Прикладом є РАТАН-600 («радіотелескоп Академії наук, діаметр 600 м»), встановлений поблизу станиці Зеленчук на Північному Кавказі неподалік від 6-метрового оптичного телескопа. Він являє собою замкнене кільце діаметром 600 м і складається з 900 плоских дзеркал розмірами 2x7,4 м, що утворюють сегмент параболоїда. В такому РТ може працювати як усе кільце, так і його частина.

На довжинах хвиль від кількох метрів і більше параболічна антена не застосовується, замість неї використовують системи з великої кількості плоских дипольних антен, електричний зв'язок між якими забезпечує необхідну для РТ спрямованість прийому. Саме за таким принципом побудовано найбільший у світі радіотелескоп декаметрового діапазону УТР-2, розташований під Харковом.

Використовуючи відоме у фізиці явище інтерференції, дослідники розробили методи радіоінтерферометричних спостережень з використанням двох різних приймачів. Об'єднуючи декілька РТ, будують так звані радіоінтерферометри (РІ).

На сьогодні найвідомішим РІ є введений у дію 1980 р. РТ УВА («Дуже велика гратка»), який встановлено в пустельній місцевості штату Нью-Мексико, СІЛА. Цей РТ складається з 27 повноповоротних 25-метрових параболічних антен, розміщених у формі літери У з довжиною двох плечей по 21 км, а третього − 19 км. У цьому і аналогічних   випадках   антени пов'язані між собою електричними лініями.

Розроблено також методи наддалекої радіоінтерферометрії, коли використовують попарно великі антени, розташовані на відстанях до 12 000 км. З допомогою таких систем в радіоастрономії вдалось отримати кутове розділення дуже тісних об'єктів порядку 0,0001", що набагато краще, ніж дають оптичні телескопи (для порівняння: кутова роздільна здатність людського ока − 2'). З 1979 р. однією з антен інтерферометра є РТ, виведений супутником на орбіту Землі. Завдяки радіоінтерферометрам вдається вивчати структуру далеких радіоджерел.

Основне призначення телескопа − зібрати більше світла і збільшити кут зору, під яким спостерігається те чи інше світило.

В сучасній астрономії використовують, окрім оптичних, також інші телескопи: радіотелескопи, інфрачервоні тощо, як наземні, так і орбітальні.

4. Закріплення вивченого матеріалу.

Вч.: Які були в перше побудовані телескопи?

Учні: Першими було збудовано лінзові телескопи рефрактори.

Вч.: Що таке телескоп і хто перший його сконструював?

Учні: Телескоп − прилад для спостереження віддалених об'єктів, був сконструйований Галілео Галілеєм у 1609 році.

Вч.: Рефрактор – це телескоп …

Учні: Телескоп із лінзовим об'єктивом називається рефрактором, тобто заломлюючим телескопом.

Вч.: Ким і коли було сконструйовано перший рефлектор?

Учні: І. Ньютоном в 1671 році.

Вч.: Астрономічна обсерваторія – це …

Учні: Астрономічна обсерваторія − це науковий центр, де за допомогою телескопів спостерігають небесні об'єкти.

5. Домашнє завдання

Вчитель записує на дошці почитати §6 (ст. 46-55), вивчити конспект, дати відповіді на запитання в кінці підручника, знайти новини з астрономії. (Слайд 11)