Методические рекомендации по выполнению практических работ по астрономии для специальностей АСУ, СП, ТЭГ

УПРАВЛЕНИЕ ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ ЛИПЕЦКОЙ ОБЛАСТИ

ГОСУДАРСТВЕННОЕ ОБЛАСТНОЕ БЮДЖЕТНОЕ

ПРОФЕССИОНАЛЬНОЕ ОБРАЗОВАТЕЛЬНОЕ УЧРЕЖДЕНИЕ

«ЛИПЕЦКИЙ ПОЛИТЕХНИЧЕСКИЙ ТЕХНИКУМ»

Методические указания по выполнению  ПРАКТИЧЕСКИХ занятий

по учебной дисциплине

ОУД.06 Астрономия

по специальностям СПО:

27.02.04 Автоматические системы управления 15.02.03 Техническая эксплуатация гидравлических машин, гидропроводов и гидропневмоавтоматики 22.02.06 Сварочное производство

Липецк, 2021

Методические указания по выполнению практических занятий по учебной дисциплине ОУД.06 Астрономия для специальностей

27.02.04 Автоматические системы управления

15.02.03 Техническая эксплуатация гидравлических машин, гидропроводов и гидропневмоавтоматики 22.02.06 Сварочное производство

Организация-разработчик: ГОБПОУ «ЛПТ»

Разработчик: Саранцева Маргарита Юрьевна, преподаватель ГОБПОУ «Липецкий политехнический техникум»

Рассмотрено на заседании цикловой комиссии естественно-математических дисциплин ГОБПОУ «Липецкий политехнический техникум»

Председатель ЦК______________ И.И.  Овчинникова

Содержание

1.	Введение	4
2.	Методические указания к выполнению практических занятий  для студентов	6
3.	Практическое занятие № 1 «Определение основных характеристик звёзд»	7
4.	Практическое занятие № 2 «Изучение небольших оптических телескопов»	9
5.	Практическое занятие №3 «Спектры и светимость звёзд»	17
6.	Информационное обеспечение обучения	24

Введение

Методические рекомендации по организации и выполнению внеаудиторной самостоятельной работы студентов разработаны в соответствии с рабочей программой учебной дисциплины ОУД.06 Астрономия и требованиям к результатам обучения Федерального государственного образовательного стандарта среднего профессионального образования (ФГОС СОО).

Цель данных методических указаний – помочь обучающимся выполнить практические занятия, предусмотренные программой по астрономии, научить правильно, определять погрешности и производить необходимую числовую обработку результатов лабораторного эксперимента.

Весь процесс выполнения практических занятий включает в себя теоретическую подготовку, ознакомление с приборами и сборку схем, проведение опыта и измерений, числовую обработку результатов эксперимента и сдачу зачета по выполненной работе.

Практические занятия направлены на овладение обучающимися следующих результатов обучения:

личностных:

–     российскую гражданскую идентичность, патриотизм, уважение к своему народу, чувства ответственности перед Родиной, гордости за свой край, свою Родину, прошлое и настоящее многонационального народа России, уважение государственных символов (герб, флаг, гимн);

–     гражданскую позицию как активного и ответственного члена российского общества, осознающего свои конституционные права и обязанности, уважающего закон и правопорядок, обладающего чувством собственного достоинства, осознанно принимающего традиционные национальные и общечеловеческие гуманистические и демократические ценности;

–     готовность к служению Отечеству, его защите;

–     сформированность мировоззрения, соответствующего современному уровню развития науки и общественной практики, основанного на диалоге культур, а также различных форм общественного сознания, осознание своего места в поликультурном мире;

–     сформированность основ саморазвития и самовоспитания в соответствии с общечеловеческими ценностями и идеалами гражданского общества; готовность и способность к самостоятельной, творческой и ответственной деятельности;

–     толерантное сознание и поведение в поликультурном мире, готовность и способность вести диалог с другими людьми, достигать в нем взаимопонимания, находить общие цели и сотрудничать для их достижения, способность противостоять идеологии экстремизма, национализма, ксенофобии, дискриминации по социальным, религиозным, расовым, национальным признакам и другим негативным социальным явлениям;

–     навыки сотрудничества со сверстниками, детьми младшего возраста, взрослыми в образовательной, общественно полезной, учебно-исследовательской, проектной и других видах деятельности;

–     нравственное сознание и поведение на основе усвоения общечеловеческих ценностей;

–     готовность и способность к образованию, в том числе самообразованию, на протяжении всей жизни; сознательное отношение к непрерывному образованию как условию успешной профессиональной и общественной деятельности;

–     эстетическое отношение к миру, включая эстетику быта, научного и технического творчества, спорта, общественных отношений;

–     принятие и реализацию ценностей здорового и безопасного образа жизни, потребности в физическом самосовершенствовании, занятиях спортивно-оздоровительной деятельностью, неприятие вредных привычек: курения, употребления алкоголя, наркотиков;

–     бережное, ответственное и компетентное отношение к физическому и психологическому здоровью, как собственному, так и других людей, умение оказывать первую помощь;

–     осознанный выбор будущей профессии и возможностей реализации собственных жизненных планов; отношение к профессиональной деятельности как возможности участия в решении личных, общественных, государственных, общенациональных проблем;

–     сформированность экологического мышления, понимания влияния социально-экономических процессов на состояние природной и социальной среды; приобретение опыта эколого-направленной деятельности;

–     ответственное отношение к созданию семьи на основе осознанного принятия ценностей семейной жизни.

метапредметных:

–     умение самостоятельно определять цели деятельности и составлять планы деятельности; самостоятельно осуществлять, контролировать и корректировать деятельность; использовать все возможные ресурсы для достижения поставленных целей и реализации планов деятельности; выбирать успешные стратегии в различных ситуациях;

–     умение продуктивно общаться и взаимодействовать в процессе совместной деятельности, учитывать позиции других участников деятельности, эффективно разрешать конфликты;

–     владение навыками познавательной, учебно-исследовательской и проектной деятельности, навыками разрешения проблем; способность и готовность к самостоятельному поиску методов решения практических задач, применению различных методов познания;

–     готовность и способность к самостоятельной информационно-познавательной деятельности, владение навыками получения необходимой информации из словарей разных типов, умение ориентироваться в различных источниках информации, критически оценивать и интерпретировать информацию, получаемую из различных источников;

–     умение использовать средства информационных и коммуникационных технологий (далее - ИКТ) в решении когнитивных, коммуникативных и организационных задач с соблюдением требований эргономики, техники безопасности, гигиены, ресурсосбережения, правовых и этических норм, норм информационной безопасности;

–     умение определять назначение и функции различных социальных институтов;

–     умение самостоятельно оценивать и принимать решения, определяющие стратегию поведения, с учетом гражданских и нравственных ценностей;

–     владение языковыми средствами - умение ясно, логично и точно излагать свою точку зрения, использовать адекватные языковые средства;

–     владение навыками познавательной рефлексии как осознания совершаемых действий и мыслительных процессов, их результатов и оснований, границ своего знания и незнания, новых познавательных задач и средств их достижения.

предметных:

−  сформированность системы знаний об общих физических закономерностях, законах, теориях, представлений о действии во Вселенной физических законов, открытых в земных условиях;

− сформированность умения исследовать и анализировать разнообразные физические явления и свойства объектов, объяснять принципы работы и характеристики приборов и устройств, объяснять связь основных космических объектов с геофизическими явлениями;

− владение умениями выдвигать гипотезы на основе знания основополагающих физических закономерностей и законов, проверять их экспериментальными средствами, формулируя цель исследования;

−  владение методами самостоятельного планирования и проведения физических экспериментов, описания и анализа полученной измерительной информации, определения достоверности полученного результата;

− сформированность умений прогнозировать, анализировать и оценивать последствия бытовой и производственной деятельности человека, связанной с физическими процессами, с позиций экологической безопасности.

Практические работы следует проводить по мере прохождения студентами теоретического материала.

Практические работы рекомендуется производить в следующей последовательности:

- вводная беседа, во время которой кратко напоминаются теоретические вопросы по теме работы, разъясняется сущность, цель выполнения работы;

- самостоятельное выполнение заданий;

- защита практической работы в форме собеседования.

Методические указания по выполнению практической работы содержат теоретические основы, которыми студенты должны владеть перед проведением практической работы; описание приборов и материалов; рекомендации по проведению самостоятельных исследований.

Обязательная аудиторная нагрузка по практическим занятиям приведена в таблице:

Название практической работы	Коли-чество часов
Практическое занятие № 1 «Определение основных характеристик звёзд»	2
Практическое занятие № 2 «Изучение небольших оптических телескопов»	2
Практическое занятие №3 «Спектры и светимость звёзд»	2

Методические указания по выполнению практических

 занятий для студентов

1.                 К выполнению практических занятий необходимо приготовиться до начала занятия в кабинете. Кроме описания работы в данном учебном пособии, используйте рекомендованную литературу и конспект лекций. К выполнению работы допускаются только подготовленные студенты.

2.                 При проведении эксперимента результаты измерений и расчетов записывайте четко и кратко в заранее подготовленные таблицы.

3.                 При обработке результатов измерений:

а) помните, что точность расчетов не может превышать точности прямых измерений;

б) результаты измерений лучше записывать в виде доверительного интервала.

4.                 Отчеты по практическим работам оформляются согласно требованиям ЕСКД и должны включать в себя следующие пункты:

·        название практической работы и ее цель;

·        используемое оборудование;

·        порядок выполнения практической работы;

·        далее пишется «Ход работы» и выполняются этапы лабораторной работы, согласно выше приведенному порядку записываются требуемые теоретические положения, результаты измерений, обработка результатов измерений, заполнение требуемых таблиц и графиков, по завершении работы делается вывод.

5.                 При подготовке к сдаче практической работы, необходимо ответить на предложенные контрольные вопросы.

6.                 Если отчет по работе не сдан вовремя (до выполнения следующей работы) по неуважительной причине, оценка за практическую работу снижается.

Практическое занятие № 1

Определение основных характеристик звёзд

Цель работы: определение физических характеристик звёзд (размеров, массы, светимости, абсолютной величины)

1.   Разберите решение задачи. Параллакс звезды Арктур 0,085”. Определите расстояние до звезды.

Дано:                                                                 Решение:

   Запишите формулу для определения расстояния:

Найти:           Подставьте значения:   

r - ?                 Выразите расстояние в световых годах:

                     Ответ: расстояние до звезды Арктур 38 св. лет.

2.   Разберите решение задачи. Если бы по орбите Земли двигалась звезда с такой же массой, как у Солнца, каков бы был период её обращения?

Дано:                                                                 Решение:

А = 1 а.е.             Запишите формулу для определения массы двойных звёзд:

m1 +m2 = 2M       Преобразуйте формулу, выразив период обращения звёзд:

Найти:                Подставьте значения:         

T - ?                     Ответ: период обращения звёзд был бы равен 0,7 лет.

3.   Разберите решение задачи. Во сколько раз Денеб больше Солнца?

Светимость и температуру поверхности звезды выпишите из таблицы «Основные сведения о наиболее ярких звёздах, видимых в России».

Дано:                                                                 Решение:

L = 16000         Запишите формулу для определения радиуса звезды:

T = 9800 K       Подставьте значения:

T    = 6000 K    

Найти:             Ответ: Денеб больше Солнца в 47 раз.

R - ?

4.   Решите задачу. Параллакс звезды Денеб 0,005”. Определите расстояние до звезды.

5.   Решите задачу. У двойной звезды период обращения 100 лет. Большая полуось орбиты 40 а.е. Определите сумму масс двойной звезды.

6.   Решите задачу. Во сколько раз Капелла больше Солнца?

Практическое занятие № 2

Изучение небольших оптических телескопов

Цель работы: изучение характеристик небольших телескопов.

Оборудование: телескоп-рефрактор школьного типа.

Вопросы к допуску:

1.                                    Назначение телескопа.

2.                                    Виды оптических телескопов.

3.                                    Характеристики телескопов.

Основные теоретические сведения

Оптические телескопы являются основными астрономическими инструментами. Они предназначены для того, чтобы:

1.Собрать как можно больше света от далекого предмета.

2.Создать вблизи от наблюдателя изображение далекого предмета и позволить таким образом различить подробности, недоступные невооруженному глазу.

Существуют весьма сложные системы оптических телескопов, объединенные в три группы:

—              линзовые телескопы-рефракторы;

—              зеркальные телескопы-рефлекторы;

—              зеркально-линзовые.

В рефракторах свет собирается объективом, состоящим из линз. В рефлекторах объективом служит вогнутое зеркало, которое называется главным зеркалом.

В зеркально-линзовых телескопах одновременно применяются линза и зеркало. При визуальном наблюдении в фокальной плоскости объектива устанавливается окуляр — короткофокусная система линз.

Вместо окуляра можно установить чувствительный приемник излучения: фотопластинку, ФЭУ и т.д.

Фокусное расстояние F. Пусть линза (рис.9) есть объектив, на который падают лучи от звезды. Прямая, проведенная через центры кривизны обеих поверхностей объектива, будет его главной оптической осью; в точке F расположен главный фокус.

На рисунке 9 показаны лучи, идущие от другой звезды, находящейся в стороне от главной оси. Изображение этой звезды окажется в стороне от главной оси в точке F, лежащей в фокальной плоскости. Из чертежа ясно, что если смотреть из центра объектива, то угловые расстояния между небесными телами (или между двумя точками одного тела) и их изображениями равны, т.к. FCF= SCS.

Обозначив эти углы буквой a, мы можем написать уравнение:

FF¢= F¢C tg a.

Ввиду малости угла a: tg a = a. Тогда FF¢=F¢C.a, где a выражается в радианах. Из этого уравнения следует, что одному и тому же угловому расстоянию на небе будет соответствовать тем большее изображение FF¢, чем большее расстояние F¢C, т.е. фокусное расстояние объектива.

Фокусное расстояние F объектива можно найти, воспользовавшись формулой тонкой линзы. Поместив предмет (например, лампу накаливания) на расстоянии 5-10 м от объектива, находят изображение (например, спирали на тонком листе бумаги, расположенном в месте нахождения окуляра). Далее, измерив расстояния от объектива до предмета (d) b и расстояние от объектива до изображения (f), подставляют в формулу и находят фокусное расстояние F

Диаметр входного отверстия D. Диаметр входного отверстия D объектива, т.е. его рабочей части, не закрытой оправой, определяет количество света, которое пропорционально D2.

Проницающая сила телескопа. Видимая звездная величина наиболее слабой звезды, доступной телескопу, определяет его проницающую силу. У зрачка глаза человека при наблюдении ночного неба диаметр d = 6 мм, и для человека со средним зрением доступны наблюдению звезды до 6 m ,5 видимой звездной величины. Объектив диаметром D мм собирает света в (D/d)2 раз больше, и поэтому в него видны звезды во столько же раз более слабые. Видимая звездная величина таких звезд определяется формулой Погсона:

mt  = m + 5 (lgD - lgd),         откуда

mt  = 5 lgD + 2,1.

Диаметр выражен в мм. В таблице приводятся приближенные значения проницающей силы телескопа с различными входными отверстиями.

Диаметр входного отверстия мм.	50	70	100	140	200	250	500	1000
Проницающая сила телескопа	5m0	10.3	11.1	11.9	12.6	13.4	13.9	16.9

относительное отверстие A. Важнейшей величиной, характеризующей объектив, является отношение диаметра входного отверстия объектива к его фокусному расстоянию, которое называется относительным отверстием.

A=D/F.

Количество света, собранное объективом от звезды (точечного источника), будет зависеть только от входного отверстия (~ D2). Иначе обстоит дело с объектами, имеющими заметные угловые размеры, например, с планетами. В этом случае видимая яркость изображения будет уменьшаться, в то время как при наблюдении точечных объектов увеличивается ~ D2. В самом деле, при увеличении фокусного расстояния F пропорционально увеличиваются и линейные размеры изображения такого светила. При этом количество света, собираемое объективом при неизменном D, остается прежним. Одно и то же количество света распределяется, следовательно, на большую площадь изображения, которое растет ~ F2. Таким образом, при увеличении F (или, что-то же: при уменьшении A) вдвое, площадь изображения увеличивается вчетверо. Количество света на единицу площади, которое определяет яркость изображения, уменьшается в том же отношении. Поэтому изображение будет тускнеть при уменьшении относительного отверстия.

Совершенно такое же действие окажет и окулярное увеличение, понижающее яркость изображения в том же отношении, что и уменьшение относи тельного отверстия A объектива.

Поэтому для наблюдения самых протяженных объектов (туманностей, комет) предпочтительно слабое увеличение, но, конечно, не ниже наименьшего полезного. Оно может быть значительно повышено при наблюдении ярких планет и в особенности Луны.

Увеличение телескопа. Если обозначить фокусное расстояние объектива через F и фокусное расстояние окуляра через f, то увеличение M определится формулой:

M = F/f.

Увеличение, даваемое телескопом, можно оценить, глядя на предмет одним глазом через телескоп, а другим - непосредственно.

Тогда увеличение телескопа:

M = B / b,

где В – размер изображения, b – размер предмета.

Можно найти увеличение телескопа, используя метровую линейку с дециметровыми делениями. Для этого необходимо линейку поместить от телескопа на расстояние порядка 10 м и получить четкое изображение части предмета (линейки). Глядя одновременно одним глазом на изображение, другим – на предмет, выбрать на изображении несколько делений (n^’) и определить, скольким делениям (n) на предмете они соответствуют. В этом случае:

М = n / n¢.

Наибольшее допускаемое увеличение при спокойном состоянии атмосферы не превышает 2D, где D — диаметр входного отверстия.

Диаметр выходного зрачка. Наблюдаемый предмет виден в телескоп отчетливо лишь в том случае, если окуляр установлен на строго определенном расстоянии от фокуса объектива. Это такое положение, при котором фокальная плоскость окуляра совмещена с фокальной плоскостью объектива. Приведение окуляра в такое положение называется наводкой на фокус или фокусировкой. Когда телескоп наведен на фокус, то лучи от каждой точки предмета выходят из окуляра параллельными (для нормального глаза). Световые лучи от изображений звезд, образованные в фокальной плоскости объектива, превращаются окуляром в параллельные пучки.

Площадка где пересекаются световые пучки звезд, называется выходным зрачком. Наведя телескоп на светлое небо, мы легко можем увидеть выходной зрачок, поднеся к окуляру экран из кусочка белой бумаги. Приближая и удаляя этот экран, мы найдем такое положение, при котором светлый кружочек имеет наименьшие размеры и в то же время наиболее отчетлив. Легко понять, что выходной зрачок есть не что иное, как изображение входного отверстия объектива, образованное окуляром. Из рисунка 10 видно, что

Последнее отношение позволяет определить увеличение, даваемое телескопом, если не известны ни фокусное расстояние объектива, ни фокусное расстояние окуляра.

В выходном зрачке концентрируется весь свет, собираемый объективом. Поэтому, заслоняя часть выходного зрачка, мы как бы заслоняем часть объектива. Отсюда вытекает одно из важнейших правил: выходной зрачок не должен быть больше зрачка глаза наблюдателя, иначе часть света, собранная объективом, будет потеряна.

Из определения выходного зрачка следует, что величина его тем меньше и он тем ближе к окуляру, чем короче фокусное расстояние окуляра (чем "сильнее" окуляр), и наоборот.

Определим увеличение, которое дает окуляр, образующий выходной зрачок, равный зрачку глаза (наименьшее полезное или равно зрачковое увеличение m):

m = D/d,

где δ — диаметр зрачка глаза или

При рассмотрении изображения в фокусе объектива невооруженным глазом, без окуляра, с расстояния ясного зрения мы сможем использовать отверстие объектива лишь в том случае, если его относительное отверстие A не превышает 1:40, т.к. глаз будет находится на расстоянии 25 см позади фокуса объектива. В самом деле, приняв δ = 6 мм, имеем:

т.к. диаметр зрачка глаза меняется от 6-8 мм (при полной темноте) до 2 мм (при ярком дневном освещении), то наименьшее полезное увеличение будет различно при разных условиях и при наблюдении предметов различной яркости. Положим, что наблюдается слабый объект (туманность) в темную ночь в телескоп с D = 100 мм. Принимая d = 6 мм, имеем: m = 100/6 = 16.7.

При наблюдении днем, например, Венеры с тем же объективом увеличение m повысилось бы по крайней мере втрое, т.е. до 50, т.к. d = 2 мм.

Фокусное расстояние нужных в этих случаях окуляров легко найти по формулам:

Если у нашего телескопа 1/A = 15 (обычное отношение у рефракторов), то фокусное расстояние слабейшего полезного окуляра будет в случае ночного наблюдения туманности равно 15.6 = 90 мм, а для дневных наблюдений Венеры 15.2 = 30 мм.

Величина поля зрения. Угол, под которым диафрагма окуляра видна наблюдателю, называется угловым полем зрения окуляра, в отличие от углового поля зрения телескопа, представляющего угловой поперечник видимого в телескоп кружка на небе. Если бы в окуляре не было диафрагмы, то поле зрения ограничилось бы оправой его передней линзы, т.к. оправа находится не в фокальной плоскости объектива, то лучи от объектов, находящихся достаточно далеко от оптической оси, частично заслонялись бы ею и, следовательно, предметы, находящиеся у края поля зрения телескопа, выглядели бы тусклее, чем центральные. Такое частичное преграждение света, вызывающее снижение яркости на краю поля зрения, называется виньетированием. Во избежание этого диафрагма окуляра, называемая диафрагмой поля, помещается так, чтобы она совпала с фокальной плоскостью объектива. Все, что попадает в отверстие диафрагмы, будет посылать весь свой свет в глаз наблюдателя.

Величина поля зрения телескопа равна величине поля зрения окуляра, деленной на увеличение.

При обычном окуляре с полем зрения в 40⁰ при увеличении в 40 раз действительное поле зрения телескопа будет равно 1⁰. Телескоп с фокусным расстоянием в 1600 мм, снабженный таким окуляром с фокусным расстоянием в 20 мм, будет обладать полем зрения в 30⁰. Тот же окуляр, примененный к 30- дюймовому пулковскому рефрактору (F = 14,06 м), даст увеличение в 703 раза, и его поле зрения будет 40⁰/703 ~ 3.4^’ (5 поперечников Юпитера).

Разрешающая способность телескопа. Из-за явления дифракции на краях объектива звезды видны в телескоп в виде дифракционных дисков, окруженных несколькими кольцами убывающей интенсивности. Угловой диаметр дифракционного диска:

Q = l/D,

где l — длина световой волны и D — диаметр объектива.

Если диаметр объектива выражен в мм, длина волны в нм а разрешающая способность – в секундах дуги, то последняя формула примет вид:

Q = 0.25 l / D.

Два точечных объекта с видимым угловым расстоянием Q находятся на пределе раздельной видимости, что определяет теоретическую разрешающую способность телескопа. Атмосферное дрожание

Лучше также можно увидеть детали любого одиночного объекта. Рисунок 11 иллюстрирует, как вид двух близлежащих объектов мог бы изменяться с увеличением разрешающей способности телескопа.

                                             Когда угловая разрешающая способность мала, объекты

                                             выглядят как

                                            одиночное размытое пятно. С увеличением разрешающей

                                             способности два источника света станут различимыми как отдельные объекты.

К зачету необходимо:

1.   Знать характеристики объектива и телескопа.

2.   Уметь объяснить их назначение.

3.    Уметь находить увеличение, фокусное расстояние, выходной зрачок и разрешающую способность телескопа.

4.     Уметь дать сравнительный анализ возможностей телескопов: рефрактора школьного, рефлекторов "Мицар" и "Алькор".

Образец заданий

1.    Определить диаметр объектива данного телескопа.

2.    Определите фокусное расстояние телескопа.

3.    Определите относительное отверстие телескопа.

4.    Определить возможные увеличения телескопа с предложенными окулярами.

5.    Определите проницающую силу телескопа.

6.    Определить диаметр выходного зрачка телескопа с предложенным окуляром.

      7. Определить разрешающую способность телескопа для длины волны, к которой более чувствителен глаз ƛ = 0,555 мкм по формуле:

7.    Определить поле зрения телескопа по формуле: , где W — поле зрения окуляра, М — увеличение телескопа.
Практическое занятие №3

Спектры и светимость звёзд

Цель работы: изучение классификации звездных спектров, диаграммы Герцшпрунга-Рассела, определение светимостей звезд.

Оборудование и пособия: ПК, астрономический календарь (постоянная часть), щелевые спектрограммы звезд.

Вопросы к допуску:

1.   Гарвардская классификация звездных спектров.

2.   Диаграмма Герцшпрунга-Рассела.

Основные теоретические сведения

Спектральная классификация. Звездные спектры позволяют изучать физические характеристики звезд и судить о процессах, происходящих в их недрах.

Звезды имеют непрерывные спектры, на которые накладываются темные и яркие спектральные линии. Различия спектров звезд заключаются в количестве и интенсивности наблюдаемых спектральных линий, а также в распределении энергии в непрерывном спектре.

Часть лучей, проходящих через атмосферу звезды, поглощается, причем это поглощение может быть непрерывным, когда ослабляется некоторый более или менее протяженный участок спектра, и избирательным, когда поглощаются узкие участки спектра.

Спектры большинства звезд удалось расположить в виде последовательности, вдоль которой линии одних химических элементов постепенно ослабевают, а других — усиливаются. Сходные между собой спектры объединяются в спектральные классы. Тонкие различия между ними позволяют выделить подклассы.

Звезды, принадлежащие различным спектральным классам, отличаются своими температурами.

Эта классификация была впервые применена на Гарвардской обсерватории в начале ХХ века. Позднее Гарвардская классификация дополнялась, видоизменялась и сегодня — это сложная схема с множеством индексов и подразделов. В результате работы гарвардских астрономов появился “Каталог Генри Дрэпера”, содержащий спектральные характеристики 225 320 звезд северного и южного полушария неба и включающий практически все звезды до 9 зв. величины.

В Гарвардской классификации спектральные типы обозначены буквами латинского алфавита/

Класс О. Большая интенсивность ультрафиолетовой области свидетельствует о высокой температуре. Свет этих звезд кажется голубоватым. Наиболее интенсивны линии ионизованного гелия и, многократно ионизованных, углерода, кремния, азота, кислорода. Есть слабые линии нейтрального гелия и водорода. Температура фотосферы – 30 000 К.

Класс В. Наибольшую интенсивность имеют линии нейтрального гелия. Хорошо видны линии водорода. Цвет голубовато-белый. Температура - 20 000 К. Типичная звезда — Спика.

Класс А. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии ионизованного кальция. Цвет белый. Температура — 10 000 К. Типичные звезды — Вега, Сириус.

Класс F. Линии водорода ослабевают. Усиливаются линии ионизованных металлов (кальция, железа, титана). Цвет желтоватый. Температура — 7 000 К. Типичная звезда — Процион.

Класс G. Очень интенсивны линии ионизованного кальция. Цвет желтый. Температура — 6 000 К. Типичная звезда — Солнце.

Класс K. Фиолетовый конец ослаблен, что свидетельствует о сильном уменьшении температуры. Цвет красноватый. Температура — 4 000 К. Типичные звезды — Арктур, Альдебаран.

Класс М. Линии металлов ослабевают. Спектр пересечен полосами поглощения молекул окиси титана и других молекулярных соединений. Цвет красный. Температура — 3 000 К. Типичная звезда — Бетельгейзе (альфа Ориона).

Кроме основных классов есть ответвления от классов G и К, представляющие собой звезды с аномальным химическим составом, отличающимся от химического состава большинства других звезд.

Класс С. Содержит углеродные звезды. В спектрах выделены линии поглощения атомов и полос поглощения молекул углерода.

Класс S. Циркониевые звезды. Вместо полос окиси титана присутствуют полосы окиси циркония.

В классах R и N заметны различные молекулярные соединения. Буквой Q обозначаются спектральные классы новых звезд.

Буквой Р обозначаются спектральные классы спектров планетарных туманностей.

Буквой W обозначаются спектры звезд типа Вольфа-Райе — очень горячие звезды, в спектрах которых много эмиссионных линий.

В спектрах звезд WN видны спектральные линии азота.

В спектрах звезд WС видны спектральные линии углерода. Температуры фотосфер этих звезд очень высоки: от 60 000 до 100 000 К.

Внутри каждого спектрального класса можно установить плавную последовательность подклассов, переходящих из одного в другой. Каждый класс (кроме О) делится на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после буквы.

Спектральный класс О делится на подклассы от О4 до О9,5.

После таких обозначений ставятся разные значки, если спектр обладает особенностями. Если присутствуют эмиссионные линии, ставится буква е. Звезды-сверхгиганты часто отличаются глубокими узкими линиями. Это отмечается буквой с (сF0). Давление газа в той области звездной оболочки, где образуются спектральные линии, влияет на их ширину. При малой плотности и малом давлении спектральные линии тонкие и резко очерченные. Эта особенность указывает на высокую светимость.

Интенсивность избранных линий поглощения позволяет судить о светимости звезды, является она гигантом или карликом. В первом случае перед спектральным классом ставится индекс g (гигант), во втором — d (карлик).

Другие особенности, нетипичные для данного класса обозначаются буквой p (pecular) — пекулярные спектры (А5p).

Осевое вращение звезд приводит к расширению и размыванию спектральных линий. Поэтому введены индексы n — диффузные линии, и s — резкие линии, они пишутся рядом с обычным символом спектрального класса.

Сравнивая спектрограмму звезды со стандартными звездными спектрами, можно установить подкласс звезды и приближенно оценить ее температуру.

Различия в деталях спектров одного и того же подкласса позволяют оценить светимость звезд. Светимостью называется поток энергии, излучаемый звездой по всем направлениям.

lg(Lз/Lс) = 0,4 (Мс - Мз),

где Мс и Мз — абсолютные звездные величины Солнца и любой звезды соответственно, а Lс и Lз — их светимости. Обычно светимость Солнца принимается равной единице и светимости звезд выражаются в единицах светимости Солнца. Тогда:

lgLз = 0,4 (Мс - Мз).

Абсолютную звездную величину звезды можно найти по формуле.

М = m + 5 - lg r.

А если она известна, можно найти расстояние до звезды.

Разность между фотографической и визуальной звездными величинами называется показателем цвета С.

С = mфот - mвиз = Mфот - Mвиз.

Температура может быть найдена по формуле:

Помимо Гарвардской классификации была разработана еще

спектральная классификация звезд по светимостям.

Она называется Йеркская классификация

или “классификация МКК” по имени

разработчиков — Моргана, Кинана и Колльмана.

В этой классификации оставлены спектральные классы Гарвардской классификации, но введено понятие о классе светимости, который определяется по виду и относительной интенсивности некоторых избранных для этой цели спектральных линий. Класс светимости — это характеристика абсолютной звездной величины. Ia — яркие сверхгиганты (светимость около 10 000).

Iab — промежуточные сверхгиганты.

Ib — слабые сверхгиганты (светимость 5 000). — яркие гиганты.

II      — слабые (нормальные) гиганты. IV — субгиганты.

V — главная последовательность (до спек- трального класса F – гиганты, после – карлики VI — субкарлики.

VIIa и VIIb — белые карлики.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела. В 1905 году Эйне Герцшпрунга и в 1910 году Генри Рассел установили существование зависимости между видом спектра и светимостью звезд.

Эта зависимость иллюстрируется графиком, по одной оси которого откладывается спектральный класс, по другой — абсолютная звездная величина. Эта диаграмма называется диаграммой спектр-светимость или диаграммой Герцшпрунга-Рассела.

Положение каждой звезды на диаграмме определяется ее физической природой и стадией эволюции. Поэтому на диаграмме запечатлена вся история рассматриваемой системы звезд.

Диаграмма позволяет выделить различные группы звезд, объединенные общими физическими свойствами, и установить зависимость между некоторыми их физическими характеристиками. С помощью диаграммы можно исследовать химический состав и эволюцию звезд.

Верхняя часть диаграммы соответствует звездам большой светимости, которые при данном значении температуры отличаются большими размерами. Здесь располагаются гиганты и сверхгиганты.

Нижняя часть диаграммы занята звездами малой светимости. Здесь находятся карлики.

В левой части располагаются горячие звезды более ранних спектральных классов, а в правой — более холодные звезды, соответствующие более поздним спектральным классам.

Диагональ, идущая слева вниз направо, называется главной последовательностью. Вдоль нее расположены звезды, начиная от самых горячих до наиболее холодных.

Литература:

1.   Астрономический календарь. Постоянная часть. М. 2011.

2.   Бакулин П.И., Кононович Э.В., Мороз В.И. Курс общей астрономии. М., 2013.

3.     Цесевич В.П. Что и как наблюдать на небе. М., 2012.

Для получения зачета необходимо:

1.    Знать основные спектральные классы звезд.

2.    Уметь работать с диаграммой Герцшпрунга - Рассела.

3.    Выполнить задания.

Образец заданий

1.     Классифицировать сфотографированные щелевым спектрографом предложенные спектры звезд.

2.     Вычислить расстояние, абсолютную визуальную и фотографическую величину предложенных звезд по формулам, приведенным в описании.

3.     Изучить положение этих звезд на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, определить, к каким классам светимости они относятся.

4.     Перейти к диаграмме “спектр-масса”, найти значение массы, радиуса и плотности.

5.     Пользуясь нижеприведенной таблицей, построить график зависимости между показателем цвета и температурой звезд, указав на том же графике основные спектральные классы.

Шкала эффективных температур звезд

Спектр	Показатель цвета	Эффективная температура
0 5	- 0,45	35 000°
B 0	- 0,31	21 000°
B 5	- 0,117	13 500°
A 0	0,00	10 000°
A 5	+ 0,16	8 100°
F 0	+ 0,30	7 200°
F 5	+ 0,45	6 500°
G 0	+ 0,57	6 000°
G 5	+ 0,70	5 400°
K 0	+ 0,84	4 700°
K 5	+ 1,11	4 000°
M 0	+ 1,39	3 300°
M 5	+1, 61	600°

6.     По полученной в предыдущем задании зависимости определить показатель цвета и вычислить абсолютную видимую и фотографическую звездную величину предложенной звезды.

Информационное обеспечение обучения

Основная литература:

  1.Воронцов-Вельяминов Б. А., Страут Е. К. «Астрономия. 11 класс». – М.: Дрофа, 2018г.

Дополнительная литература:

1.      Энциклопедия для детей. Том 8. Астрономия. – М.: Мир энциклопедий Аванта+, АСТ, 2016г.

2.      Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии. – М.: Либроком, 2016г.

3.      Школьный астрономический календарь (на текущий учебный год).

4.      Малахова Г.И., Страут Е.К. Дидактический материал по астрономии. – М.: Просвещение, 2015г.

Интернет-ресурсы

1.       http://www.astronet.ru;

2.       http://www.sai.msu.ru;

3.       http://www.izmiran.ru;

4.       http://www.sai.msu.su/EAAS;

5.       http://www.myastronomy.ru;

6.       http://www.krugosvet.ru;

7.       http://www.cosmoworld.ru/spaceencyclopedia

Краткое описание документа:

Методические рекомендации по организации и выполнению внеаудиторной самостоятельной работы студентов разработаны в соответствии с рабочей программой учебной дисциплины ОУД.06 Астрономия и требованиям к результатам обучения Федерального государственного образовательного стандарта среднего профессионального образования (ФГОС СОО). Цель данных методических указаний – помочь обучающимся выполнить практические занятия, предусмотренные программой по астрономии, научить правильно, определять погрешности и производить необходимую числовую обработку результатов лабораторного эксперимента. Весь процесс выполнения практических занятий включает в себя теоретическую подготовку, ознакомление с приборами и сборку схем, проведение опыта и измерений, числовую обработку результатов эксперимента и сдачу зачета по выполненной работе.