Конспект уроків з астрономії

Про матеріал
Містять конспекти до кожного уроку з астрономії Призначені для проведення уроку з астрономії, а також для самопідготовки як для учнів, так і викладачів. Рекомендовано учням І-ІІІ курсів ПТНЗ. Автор: Осипчук Олена Валеріївна, викладач математики, фізики, астрономії Державного навчального закладу «Бердичівське вище професійне училище»
Перегляд файлу

 

Державний навчальний заклад

«Бердичівське вище професійне училище»

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

(для учнів І-ІІІ курсів професій: «Тракторист-машиніст с\г виробництва. Слюсар з ремонту сільськогосподарських машин. Водій автотранспортних засобів категорії С»; «Тракторист-машиніст с\г виробництва. Фермер. Водій автотранспортних засобів категорії С»; «Кухар.Пекар»; «Кухар.Офіціант»)

Описание: Картинки по запросу астрономія картинки

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Містять конспекти до кожного уроку з астрономії Призначені для проведення уроку з астрономії, а також для самопідготовки як для учнів, так і викладачів.

 

Рекомендовано учням І-ІІІ курсів ПТНЗ.

 

 Автор: Осипчук Олена Валеріївна, викладач математики, фізики, астрономії Державного навчального закладу «Бердичівське вище професійне училище»

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

ТЕМА 1: Предмет астрономії. ЇЇ розвиток і значення в житті суспільства. Короткий огляд об’єктів дослідження в астрономії.

 

Назва теми уроку: Астрономія – фундаментальна наука, яка вивчає об’єкти Всесвіту та Всесвіт у цілому. Історія розвитку астрономії. Галузі астрономії.

Зв'язок астрономії з іншими науками. Астрономія та астрологія. Значення астрономії для формування світогляду людини

 

Мета: сформувати поняття астрономії як науки про небесні тіла; показати зв'язок астрономії з іншими науками; сформувати уявлення про астрономічні спостереження та їхні особливості.

 

План уроку

1. Предмет астрономії.

2. Історія розвитку астрономії.

3. Видатні астрономи.

4. Сучасні галузі астрономії.

5.Причини, що обумовили й стимулювали зародження й розвиток астрономії.

6. Зв'язок астрономії з іншими науками.

7. Астрономія та астрологія.

8. Значення астрономії у формуванні світогляду людини.

Хід уроку

  1.                           Організаційний момент

Привітання, перевірка готовності учнів та класного приміщення до уроку, перевірка присутніх

  1.                           Оголошення теми і мети уроку

 Пояснення мети та форми проведення уроку, тему уроку учні записують в зошит.

3.  Мотивація навчальної діяльності

Астрономія е однією з найстародавніших наук, вона виникла на основі практичних потреб людини й розвивалася разом з ними. Елементарні астрономічні відомості вже тисячі років тому мали народи Вавілону, Єгипту, Китаю і застосовували їх для вимі­рювання часу та орієнтування за сторонами горизонту.

І в наш час астрономію використовують для визначення точного часу й географічних координат (у навігації, авіації, кос­монавтиці, геодезії, картографії). Астрономія допомагає дослі­джувати й освоювати космічний простір, розвивати космонавтику й вивчати нашу планету з космосу. Однак цим далеко не вичерпу­ю[1]ться завдання, які вона розв'язує.

Наша Земля — частина Всесвіту. Місяць і Сонце спричиняють на ній припливи і відпливи. Сонячне випромінювання та його зміни впливають на процеси в земній атмосфері й на життєдіяль­ність організмів. Механізми впливу різних космічних тіл на Землю також вивчає астрономія.

Курс астрономії завершує фізико-математичну і природничо-наукову освіту, яку ви здобуваєте в школі.

 4.  Вивчення нового матеріалу

1. Предмет астрономії

 Астрономія — наука про фізичну будову, рух, походження і еволюцію небесних тіл, їх систем і Всесвіту в цілому. Сама назва "астрономія" походить від грецьких слів: "астрон" — світло і "номос" — закон. Сукупність досліджуваних астрономією об'єктів складає Всесвіт.

  Традиційними об'єктами дослідження є Сонце, зорі, планети і їх супутники, метеорні тіла, туманності, зоряні системи і Всесвіт в цілому. З прогресом науки зв’язано відкриття нових об’єктів — пульсарів, квазарів (квазізоряних радіо джерел), космічних променів (частинок високих енергій), пошук теоретично передбачуваних "чорних дір" і гравітаційних хвиль.

2. Історія розвитку астрономії

Астрономія - одна з найдавніших наук. Перші астрономічні записи, знайдені в давньоєгипетських гробницях, датуються ХХІ-ХVII ст. до н. е. Так, відомо, що вже за 3000 років до н. е. єгипетські жерці за першою ранковою появою найяскравішої зорі земного зоряного неба Сіріус визначали час настання розливу річки Ніл. Початок астрономія бере в глибині віків. Перші астрономічні відомості про зміну пір року, періодичність сонячних і місячних затемнень відомі ще більше 4 тисячоліть назад в Стародавньому Китаї. В цей же час астрономія дістає розвитку в країнах Ближнього Сходу і Єгипті. Астрономія в більшості розвивається завдяки потребам людської практики: сільськогосподарські роботи, розливи рік, прокладка караванних шляхів, мореплавання і ін.

  Розвиток математики, особливо геометрії, приводить до розвитку астрономії. Давньогрецькими астрономами на базі геоцентричної системи світу розроблена теорія видимого руху планет, Місяця, Сонця (великий внесок Гiппархом ІІ ст. до н. е., найбільш повна теорія — Птоломей ІІ ст. н. е.).

 В пору середньовіччя астрономія, як і решта наук в Європі занепала, лише арабські і середньоазіатські вчені змогли добитись незначних успіхів. Коректуванням і переобчисленням таблиць видимих планетних рухів займались середньоазіатські вчені Беруні (973 - 1048), Улугбек (1394 -1449) та інші.

 Величезним внеском була опублікована в 1543р. праця польського вченого Миколи Коперніка (1473 - 1543). Він відмовився від геоцентричної системи і в основу теорії поклав геліоцентричну систему, в якій центром світу було Сонце. Використовуючи геліоцентричну систему Коперніка і багаторічні дослідження планет датського астронома Тихо Браге (1546 - 1601), Іоганн Кеплер (1571 - 1630) встановив 3 закони планетних рухів.

  З відкриття Ісаком Ньютоном (1643 - 1727) аксіом динаміки і закону тяжіння бурхливий розвиток отримала небесна механіка. Французькі математики Лагранж (1736 - 1813) і Лаплас (1749 - 1827) заклали основи сучасній теорії руху великих планет і Місяця. Повним підтвердженням теорії було відкриття в 1846р. на основі математичних розрахунків планети Нептун французьким вченим У. Левер`є (1811 - 1877).

  Паралельно з небесною механікою розвивалося і спостереження. Свій початок воно бере з Галілея (1564 - 1642), який вперше використав підзорну трубу в якості телескопа (1610), чим започаткував астрономічне приладобудування. Галілеєм досліджено ряд нових явищ: відкриття супутників Юпітера, дослідження поверхні Місяця, відшукання фаз Венери, розклад Молочного Шляху на окремі зірки.

  Багато цінних спостережень виконано на межі 18 і 19 століть. Удосконалення телескопів (зростає роздільна здатність і якість зображення) дає можливість проникнути в середину Всесвіту (англ. астроном Гершель (1738 - 1822)). Відкрито і досліджено зоряні скупчення і туманності, кратні і змінні зорі.

  З застосуванням фотографії і спектрального аналізу в середині 19 ст. зародилась астрофізика. До середини 20 ст. вияснилось, що зорі входять в склад грандіозної зоряної системи — Галактики, а спіральні туманності зображають аналогічні зоряні системи, що знаходяться за межами Галактики. Виявлено явище розходження галактик, що вказувало на розширення видимої частини Всесвіту — Метагалактики.

  В 40-х роках дослідження поширено на радіодіапазон. Виник розділ астрономії — радіоастрономія. Знайдено незвичайні класи небесних тіл —квазари, пульсари, фонове реліктове випромінювання (подібно до випромінювання абсолютно чорного тіла з температурою 3К).

  1957р. новий етап розвитку в астрономії. Запуск перших штучних супутників (перетворення астрономії з науки теоретичної в практичну).

  Посадка космічних апаратів на Місяць, доставка місячного ґрунту на Землю, перша висадка людей на Місяць, посадка літаючих апаратів на поверхні Венери і Марса, польоти космічних апаратів поблизу Юпітера, Сатурна і їх супутників — те нове, що було досягнуто в останнє двадцятиріччя.

3. Видатні астрономи

Астрономічні знання здобувались впродовж усієї історії нашої цивілізації величезною кількістю людей: невідомим пастухом-кочівником у незапам'ятні часи і генієм людства А. Ейнштейном у ХХ ст.

  Саме тому дуже важко окреслити усталене коло видатних астрономів. Очевидно, що такі спроби будуть дещо суб'єктивними, а запропоновані списки далеко не повними.

  У нашому випадку ми обмежені певним форматом, а тому, включаючи те чи інше прізвище до запропонованого нижче переліку, виходили з принципу — це ті найвідоміші вчені всіх часів і народів, кого найчастіше згадують у підручниках астрономії.

 1. Метон  (бл. 460 до н.е.— ?).

Давньогрецький астроном і математик. Виявив, що 235 синодичних місяців (6940 днів) відповідають 19 сонячним рокам (метонів цикл), і поклав це співвідношення в основу тогочасного місячно-сонячного календаря. Складав висічені на камені календарі — парапегми (що означає прикріплювати), на яких зазначав цікаві астрономічні події та явища природи. Їх встановлювали у громадських місцях давньогрецьких міст для загального користування.

 Давньогрецький майдан з парапегмою

2. Гіппарх (бл. 180 (190)—125 рр. до н.е.).

  Один з найвидатніших астрономів стародавнього світу. Значну частину свого життя провів на о. Родос, де у 160-125 рр. до н.е. створив більшу частину своїх робіт.

  З усіх творів Гіппарха до нас дійшов лише один — критичний коментар на поетичний опис зоряного неба, складений Аратом. Про інші його роботи ми знаємо з твору Птолемея "Альмагест", що у значній мірі спирався на його результати.

 Гіппарх склав перший каталог зоряного неба, що включав близько 850 зір, а також, розподіливши зорі за їхньою яскравістю на 6 груп, увів поняття зоряної величини.

 Порівнюючи свої спостереження зі спостереженнями попередників, Гіппарх відкрив прецесію. А вдосконаливши методику розрахунку рухів Сонця та Місяця, досить точно розв'язав задачу визначення часу майбутніх сонячних та місячних затемнень.

3. Клавдій Птолемей  (бл. 87—165).

  Давньогрецький астроном. Народився в Олександрії Єгипетській, де працював майже все життя.

  Фундаментальний твір Птолемея "Альмагест" у стародавні часи став класичним твором з астрономії. Спершу ця робота мала назву "Математичний синтаксис", згодом — "Великий синтаксис" і зрештою — "Найбільший", що грецькою звучить як "Магісте". Араби назвали його "Аль Магісте", звідки й походить назва "Альмагест".

 "Альмагест" складався з 13 книг, у яких було зібрано всі астрономічні знання тих часів. У ньому викладено опис створеної Птолемеєм системи світу, згідно з якою Земля міститься в центрі світобудови, а всі небесні тіла обертаються навколо неї.

 Геоцентризм Птолемея відображав рівень уявлень античної епохи про довкілля, коли видиме сприймалося за дійсне.

4. Улугбек (22.III.1394—27.Х.1449).

  Узбецький астроном, внук завойовника Тимура. Як правитель Самарканда, яким він став у 1409 р., приділяв багато уваги розвитку культури та науки.

  Справою життя Улугбека і вчених, які його оточували, було створення великої обсерваторії для упорядкування нових планетних таблиць. Будівництво обсерваторії було завершено близько 1425 р., а її головним інструментом став квадрант радіусом 40 м, який на той час не мав собі рівних у світі.

 Підсумком тридцятирічного циклу спостережень, що почалися 1417 р., став каталог "Нові Гурганські таблиці", складений під керівництвом і за особистої участі Улугбека. У ньому наводилися координати 1018 зір, визначені вперше з часів Гіппарха, і до того ж з небаченою раніше точністю. Це було останнє слово середньовічної астрономії. Впродовж тривалого часу каталог Улугбека був кращим у світі. В Європі він був виданий 1665 року в Оксфорді й не раз потім перевидавався з численними коментарями.

5. Микола Коперник  (19. II.1473—24.V.1543).

 Польський астроном, народився в Торуні. Навчався у Краківському університеті, а також у кількох італійських університетах. У 24 роки одержав посаду каноніка (серед предків Коперника були єпіскопи).

 Коперник дуже ґрунтовно вивчив стародавню астрономію, зокрема "Альмагест" Птолемея. Високо оцінюючи його систему світу, як видатне досягнення античної астрономії, Коперник переконався у її неспроможності. Він розробив геліоцентричну систему світу, згідно з якою Земля та інші планети обертаються навколо Сонця. А закономірності рухів планет, їхні прямі і зворотні рухи, що у системі світу Птолемея описувались складно, в системі Коперника одержали просте пояснення. В шести книгах, з яких складається твір "Про обертання небесних сфер", Коперник значну увагу приділив розрахункам, які доводили його теорію.

  Зазначимо, що перші відтиски книги з'явились у травні 1543 року – саме в ті дні, коли 70-річний Коперник був уже при смерті.

6. Джордано Бруно  (1548—17.II.1600).

 Італійський філософ, народився в містечку поблизу Неаполя. У 15 років став ченцем, 1572 р. одержав сан священика, потім здобув звання доктора філософії. 1575 року, коли Бруно звинуватили в єресі, він порвав з чернецтвом і після трьох років блукань по Італії переїхав до Швейцарії. Потім жив у Франції, читав лекції з астрономії спочатку в Тулузькому, згодом у Паризькому університетах, а 1583 р. переїхав до Англії, де активно критикував схоластів і теологів, виступаючи проти космології Аристотеля-Птолемея. У Лондоні видав італійською мовою низку праць з філософії, а також книгу "Про нескінченність, Всесвіт і світи".

  Згідно Бруно, Сонце не є нерухомим центром світу, бо Всесвіт нескінченний і за такий центр можна прийняти будь-яку іншу зорю. У Всесвіті є незліченна кількість зір, подібних до Сонця, у ньому скрізь панують однакові закони, а тому між Землею і небом немає протилежності.

  З часом Д.Бруно оселився в Німеччині, пропагуючи свій світогляд, а 1592 року переїхав до Венеції, де потрапив до рук інквізиції. Але й перебуваючи 8 років у в'язниці, він мужньо відстоював свої переконання і не відмовився від них. Засуджений інквізицією до страти, був привселюдно спалений на Майдані Квітів у Римі.

7. Галілео Галілей (15.II.1564 - 8.I.1642).

  Італійський фізик, механік та астроном, один із фундаторів природознавства, народився в Пізі. У віці 25 років став професором математики Пізанського університету. Першим у 1609 р. використав підзорну трубу для астрономічних спостережень, опублікувавши результати в "Зоряному віснику" 1.03.1610 р. Ця робота, що підривала основи системи світу Птолемея, стала сенсацією. Реакція церковних кіл була жорсткою: 1615 року Г.Галілей постав перед інквізицією, а через рік від нього зажадали відмови від геліоцентричної моделі Коперника.

  Це змусило Галілея зайнятися іншими дослідженнями, але зрештою він повернувся до своїх старих ідей. 22.02.1632 р. вчений офіційно оприлюднив працю "Діалог про дві системи світу — птолемеєву і коперникову", в якій виклав обидві моделі, але сам був явно прихильником Коперника. 1633 р. у Римі інквізиція почала проти Галілея судовий процес. До вченого були застосовані важкі допити, і Галілей був змушений привселюдно у церкві зректися своїх наукових поглядів. "Діалог" було заборонено, а Галілея оголошено "в'язнем інквізиції" із забороною вести розмови про вчення Коперника та друкувати будь-що.

  Перебуваючи на засланні поблизу Флоренції, напівсліпий Галілей продиктував своїм учням "Бесіди й математичні докази, що стосуються двох нових галузей науки і мають відношення до механіки й місцевого руху" — свою головну роботу про закони механіки. Наукової роботи Галілей не припиняв до останніх днів життя.

  1737 року його прах було перенесено до Флоренції і поховано у церкві Санта-Кроче поруч з Мікеланджело.

8. Йоган Кеплер  (27.ХII.1571—15.ХI.1630).

  Німецький астроном і математик, народився у Вейль-дер-Штадті. У 15 років почав навчання в церковній школі, а в 1593 р. блискуче закінчив Тюбінгенський університет і був призначений професором математики й "моральної філософії" в гімназії Граца (Австрія).

 1600 року переїхав до Праги, де став помічником Тіхо Браге, по смерті якого одержав у своє розпорядження великий архів астрономічних спостережень. У цей же час завзято займався астрономічними дослідженнями. 1611 р. опублікував твір "Діоптрика", де запропонував свою систему зорової труби, в якій у якості об'єктива й окуляра використовуються двоопуклі лінзи.

  Вивчати закономірності руху планети Марс, спираючись на спостереження Т.Браге, Кеплер почав ще за життя великого астронома. Наслідком дев'ятирічної роботи стала книга вченого, в якій він показав, що Марс рухається навколо Сонця не по коловій, як вважав Коперник, а по еліптичній орбіті, і Сонце міститься в одному з фокусів такої орбіти. Незабаром Кеплер показав, що такі ж закони руху можна застосувати й до інших планет, а також до руху Місяця навколо Землі. У творі "Гармонія світу" (1619 р.) поряд із фантастичними міркуваннями про зв'язок між відношеннями відстаней планет у Сонячній системі і музичними тонами ("музика сфер") Кеплер наводить ще дві установлені ним важливі закономірності щодо руху планет навколо Сонця.

 Зазначені закономірності мають назву законів Кеплера. Зазначимо, що три закони Кеплера згодом були використані І. Ньютоном для обґрунтування закону всесвітнього тяжіння.

  Останні два десятиліття життя були для Кеплера особливо важкими. У 1611 р. хвороба забрала трьох його дітей і дружину. Його матір посадили у в'язницю, звинувативши в чаклунстві. Процес тривав шість років, і Кеплер доклав великих зусиль для виправдання й звільнення матері. Не отримуючи платні і не маючи засобів до існування, він у 1628 р. пішов на службу до полководця Валленштейна астрологом.

  Помер Кеплер у злиднях на 59-му році життя.

9. Шарль Месьє  (26.VI.1730—12.IV.1817).

 Народився в Бадонвіллері (Франція) у бідній сім'ї, тому зміг здобути лише початкову освіту. Яскрава комета 1744 р. з шістьма хвостами, а також кільцеподібне сонячне затемнення, що спостерігалось у його містечку 25.07.1748 р., мабуть, підштовхнули його до занять астрономією.

 Коли Месьє виповнився 21 рік, він майже не мав наукових знань, але каліграфічний почерк і навички кресляра дозволили йому одержати роботу копіювальника в астронома Ж. Деліля. Поступово опановуючи астрономічну практику, він вів щоденник спостережень небесних тіл. Ці спостереження лягли в основу майбутнього каталога небесних об'єктів, укладеного ним на допомогу "мисливцям за кометами" для того, щоб вони не плутали їх з іншими небесними світилами.

 Перше видання каталога, що носило його ім'я, з'явилось у 1774 р. й містило 45 об'єктів. Серед них під першим номером (М1) — зазначена Крабоподібна туманність в сузір'ї Тельця, виявлена Месьє 12.09.1758 р. Багато об'єктів каталога (вчений відкрив 19 комет, серед яких 13 спостерігалися вперше) були відкриті самим Месьє, але до нього також увійшли (з огляду на його повноту) точні координати багатьох об'єктів, відкритих іншими вченими раніше.

  У 1781 р. було опубліковано остаточний варіант каталога, що містив 103 об'єкта. Це була остання його версія, над якою працював сам Месьє. Після його смерті каталог було поповнено ще 7 об'єктами. Останній із них — М110 (галактика — супутник туманності Андромеди) — було додано у каталог лише у 1966 р.

 10. Вільям Гершель  (15.ХI.1738—25.VIII.1822).

  Англійський астроном та оптик, народився в Ганновері (Німеччина), здобув домашню освіту. 1757 року переїхав до Англії, де став відомим музикантом і композитором, учителем музики. Астрономію й математику вивчив самостійно. Спостереження неба почав у 1773 р. Виготовив сотні дзеркал для телескопів і багато телескопів. Наприклад, у 1786—1789 рр. ним було виготовлено унікальний на той час 12-метровий рефлектор з діаметром дзеркала 122 см.

 Відкрив 13.03.1781р. нову планету — Уран, активно вивчав Сонячну систему. Проте головним напрямком досліджень Гершеля була зоряна астрономія, основоположником якої його і вважають по праву. У 1783 р. виявив рух Сонячної системи в просторі у напрямку до зорі l лямбда Геркулеса. Встановив існування подвійних і кратних фізичних систем зір. Вперше у 1785 р. намітив загальну форму нашої Галактики, зробив оцінку її розмірів і висловив припущення, що вона є одним із багатьох зоряних "островів" у Всесвіті. Компактні зоряні згущення трактував як реальні скупчення зір.

 Найбільшою заслугою Гершеля вважають вивчення туманностей. Три опубліковані Гершелем каталоги містять опис понад 2500 відкритих ним туманностей і зоряних скупчень. У 1791 р. висловив ідею про можливе згущення туманної матерії в зорі і групи зір. Вивчаючи сонячний спектр, Гершель у 1800 р. відкрив інфрачервоні промені.

11. П'єр Симон Лаплас (28.III.1749—5.III.1827).

  Французький астроном, математик і фізик, народився в Бомон-ан-Ож (Нормандія). Навчався у школі чернечого ордена, був викладачем математики у військовому навчальному закладі рідного міста.

 1766 р. приїхав до Парижа і через деякий час став професором Військової школи. А в 1790 р. був призначений керівником знаменитої тепер Палати мір і ваг.

  Основні наукові праці Лапласа присвячені небесній механіці. Цей термін вперше з'явився у назві його грандіозної п'ятитомної праці — "Трактат про небесну механіку". У цій області знань Лаплас на практиці реалізував ідеї й методи І.Ньютона, викладені в праці "Математичні основи натуральної філософії". Він показав, що закон всесвітнього тяжіння пояснює і дозволяє розраховувати рух тіл Сонячної системи.

 Лаплас є автором космогонічної гіпотези про виникнення Сонячної системи з газової туманності (1796 р.). Гіпотеза одержала назву небулярної (від лат. "nebula" — туманність).

12. Фрідріх Вільгельм Бессель (22.VII.1784—17.III.1846).

  Німецький астроном та геодезист, народився в м. Міндені. В юнацькі роки був астрономом-аматором (у 1804 р. самостійно обчислив орбіту комети Галлея). З 1806 р. працював асистентом в одній приватній обсерваторії, а через чотири роки був запрошений до Кеніґсберга для організації нової астрономічної обсерваторії, директором якої він був до останніх років свого життя.

 Бессель є одним із фундаторів астрометрії. Він розробив теорію похибок інструмента і послідовно впровадив у життя ідею про необхідність вносити відповідні поправки в результати спостережень.

  Бесселя вважають одним з найвидатніших астрономів-спостерігачів. Впродовж 1821—1833 рр. на встановленому ним меридіанному колі він провів спостереження понад 75000 зір. Спостерігаючи протягом багатьох років яскраві зорі Сіріус і Проціон, 1844 р. Бессель встановив, що рух цих зір у просторі відбувається не вздовж прямої, а вздовж хвилястої лінії. У зв'язку з цим він висловив припущення, що кожна з цих зір має невидимий супутник, тобто насправді є системою з двох тіл, що обертаються навколо спільного центра мас. Таке припущення було підтверджено у 1862 р. відкриттям супутника Сіріуса, а в 1896 р. — супутника Проціона.

13.  Йозеф Фраунгофер (6.III.1787—7.VI.1826).

  Німецький фізик та оптик, народився в містечку поблизу Мюнхена. З 1806 р. Фраунгофер перебував на службі в одній з оптичних майстерень у Баварії. 1817 р. разом з компаньйоном він організував у Мюнхені оптико-механічну фірму (з 1818 р. - її директор), а з 1823 він був ще й професором Мюнхенського університету.

 Й.Фраунгофер увів істотне вдосконалення в технологію виготовлення великих ахроматичних об'єктивів, винайшов окулярний мікрометр. Його фірма постачала першокласними інструментами найбільші обсерваторії Європи. Телескопи Фраунгофера мали зручне паралактичне (воно ж екваторіальне) монтування і були оснащені точними годинниковими механізмами та окулярними мікрометрами. Зазначимо, що успіхи астрономів у визначенні перших зоряних паралаксів були досягнуті завдяки рефракторам Фраунгофера.

 Його часто називають батьком астрофізики за його піонерську роботу з астроспектроскопії. У 1814 р. він уперше виявив численні лінії поглинання в сонячному спектрі, названі згодом його ім'ям. Він же першим поділив зорі на три спектральні групи. Проведене ним дослідження розподілу енергії в спектрі стало основою для визначення температури зорі. Фраунгофер ввів у практику астрономічних спостережень об'єктивну призму, що дозволило спостерігати сотні спектрів зір водночас. У 1821 р. вперше застосував дифракційну гратку для вивчення спектрів.

14.  Василь Якович Струве (15.IV.1793—23.ХI.1864).

  Російський астроном та геодезист, народився в Німеччині. У 1810 р. закінчив Дерптський університет за фахом "філологія". Почав займатися астрономією з 1811 р. і вже через два роки став екстраординарним професором у своєму університеті та астрономом-спостерігачем його обсерваторії (у 1818—1839 рр. її директор).

 У 1833 р. Струве ввійшов до складу комісії з організації і будівництва Пулковської обсерваторії, а в 1839 р. був призначений її директором і обіймав цю посаду до 1862 р. Під його керівництвом ця обсерваторія завоювала славу "астрономічної столиці світу".

  Струве виконував фундаментальні роботи з виявлення подвійних і кратних зір та визначення їх точних положень. Його внесок у цю галузь астрономії оцінюють дуже високо. Внаслідок спостреження 120 000 зір він опублікував каталог, куди було внесено 3110 подвійних і кратних зір, з яких 2343 були відкриті самим Струве. 1837 р. було видано його твір, у якому наводились результати близько 11 400 вимірів зір, зроблених Струве впродовж 12 років (2 714 пар) на дерптському рефракторі. Обидва каталоги були відзначені медалями Лондонського королівського астрономічного товариства.

 У 1837 р. на підставі власних мікрометричних вимірів Струве знайшов паралакс зорі a альфа Ліри (опублікував цей результат у 1839 р). Це було перше успішне визначення паралакса зорі в історії науки.

 Велике значення для розвитку зоряної астрономії мав його твір "Етюди зоряної астрономії", в якому було обґрунтовано припущення про існування поглинання світла в міжзоряному просторі, а також засвідчувався факт збільшення числа зір в одиниці об'єму простору при наближенні до площини Молочного Шляху.

 В.Я. Струве заснував пулковську школу астрометрії й надовго визначив стиль наукових праць в обсерваторії, що відзначаються високою точністю й надійністю. Його вплив на розвиток астрономії в Росії, ймовірно, є неперевершеним. Учні Струве стали відомими астрономами й директорами низки обсерваторій, зокрема і в Україні.

15. Ейнар Герцшпрунг (8.Х.1873—21.Х.1967).

  Данський астроном, народився у Фредеріксберзі. У 1898 р. закінчив Копенгагський політехнічний інститут за фахом інженер-хімік. До 1901 р. працював хіміком у Петербурзі, після чого повернувся в Данію й зайнявся астрономією.

  Основні його наукові праці присвячені астрофізиці й зоряній астрономії. Впродовж 1905—1907 рр. відкрив існування зір-гігантів і зір-карликів, показавши, що зорі з однаковою температурою можуть мати істотно різні світності.

 Герцшпрунг вперше побудував діаграму залежності видимої зоряної величини від показника кольору для зір у скупченнях Плеяди і Гіади. Після того як Г.Н.Рессел побудував аналогічну діаграму для усіх зір з відомими на той час відстанями, цю діаграму назвали діаграмою Герцшпрунга-Рессела. Ця діаграма стала наріжним каменем досліджень еволюції зір.

 Герцшпрунг виконав величезну кількість вимірів подвійних і змінних зір за їхніми фотографіями. Встановив залежність між періодом цефеїд і формою кривих їхнього блиску. 1911 року показав, що Полярна зоря є цефеїдою.

 

 

 

16. Генрі Норріс Ресселл (25.Х.1877—18.II.1957).

 Американський астроном, народився у м. Ойстер-Бей (шт. Нью-Йорк). У 1897 р. закінчив Принстонський університет і якийсь час у ньому працював. Згодом був співробітником Маунт-Вілсонської і Гарвардської астрономічних обсерваторій.

 Плідно проводив дослідження в багатьох галузях астрофізики. У 1913 р. Расселл побудував діаграму залежності абсолютних зоряних величин від спектральних типів для всіх зір з відомими на той час паралаксами (діаграма Герцшпрунга-Рессела).

 У 1929 р. виконав перше напівкількісне визначення вмісту хімічних елементів в атмосфері Сонця і виявив, що вміст водню набагато перевищує вміст усіх інших елементів. Разом з У.С.Адамсом одержав перші надійні оцінки вмісту хімічних елементів у Всесвіті.

 Ресселл був чудовим педагогом і популяризатором астрономії.

17. Артур Стенлі Едінгтон (28.ХII.1882—22.XI.1944).

 Англійський астроном та фізик. У 1905 р. закінчив Трініті-коледж Кембриджського університету. Впродовж 1906—1913 рр. працював старшим асистентом у Гринвіцькій обсерваторії, а з 1914 р. був директором обсерваторії Кембриджського університету.

  А. Едінгтон — автор низки основоположних результатів у таких галузях астрофізики, як внутрішня будова зір та їхніх атмосфер; пульсації зір; стан міжзоряної матерії, рух і розподіл зір у Галактиці. Зокрема, розробив модель зорі (стандартна модель Едінгтона), механічна рівновага якої визначається балансом між силою тяжіння і силами газового та променевого тиску; розрахував діаметри деяких червоних гігантів; розвинув теорію утворення ліній поглинання; розрахував температуру й густину міжзоряної речовини.

 У 1926 р. було опубліковано один з найважливіших творів Едінгтона — "Внутрішня будова зір", в якому він узагальнив усі дослідження з даного питання і вказав шляхи подальшого розвитку теорії.

 Едінгтон зробив істотний внесок в інтепретацію й розробку теорії відносності Ейнштейна, одним із перших усвідомивши її значення й революційний характер. Зазначимо, що за словами А.Ейнштейна, Едінгтон був кращим інтерпретатором загальної теорії відносності. Він здійснив першу експериментальну перевірку одного із припущень цієї теорії: під час повного затемнення Сонця 1919 р. виявив відхилення променів світла зір у полі тяжіння Сонця.

 В останні роки життя багато працював над створенням теорії, що об'єднала б квантову фізику й теорію відносності.

18.  Харлоу Шеплі (2.ХI.1885—20.Х.1972).

  Американський астроном, народився в Нашвіллі (шт. Міссурі). У 1911р. закінчив Міссурійський університет. Впродовж 1914—1921рр. працював в обсерваторії Маунт-Вілсон; у 1921—1952рр. був директором Гарвардської обсерваторії і професором астрономії Гарвардського університету.

  Головний науковий інтерес Шеплі — вивчення будови Галактики, змінних зір у нашій та в інших галактиках. Він відкрив і вивчив велику кількість змінних зір у кулястих скупченнях. Першим широко застосував метод визначення відстаней по цефеїдах, що ґрунтується на залежності період-світність для цих зір. Оцінив відстані до найближчих кулястих скупчень; потім, використовуючи інші критерії, визначив відстані до віддаленіших скупчень. Таким чином вперше було встановлено шкалу відстаней в Галактиці.

  Спираючись на особливості отриманого ним просторового розподілу кулястих скупчень, Шеплі запропонував модель Галактики. Згідно з цією моделлю, зорі й туманності утворюють плоску лінзоподібну систему діаметром у 300 000 св.р. і в 30 000 св.р. завтовшки. Центр Галактики лежить у напрямку сузір'я Стрільця, а кулясті скупчення утворюють навколо площини Молочного Шляху майже сферично концентричну до нього систему такої ж протяжності. Сонце за цією моделлю перебуває на відстані 50 000 світлових років від центра Галактики.

 Відкриття Шеплі стало революційним в уявленнях про Галактику і про місце в ній Сонячної системи. З часом шкала галактичних відстаней ще не раз переглядалась, але загальна схема будови Галактики, запропонована Шеплі, була підтверджена.

 В останні роки життя Х. Шеплі активно займався науково-популяризаторською діяльністю.

19. Олександр Фрідман (29.VI.1888—16.IX.1925).

  Радянський математик і геофізик, народився в Петербурзі. У 1910 р. закінчив Петербургський університет і залишився при ньому для підготовки до професорського звання. Впродовж 1914—1917 рр. проводив роботи з організації аеронавігаційної та аерологічної служби в російській армії. З 1920 р. працював у Головній фізичній обсерваторії (з 1924 р. — Головна геофізична обсерваторія) і незадовго до смерті був призначений її директором.

  О. Фрідман зробив одне з найвидатніших відкриттів в астрономії — завбачив розширення Всесвіту. Запропоновані ним у 1922—1924 рр. перші нестатичні релятивістські моделі Всесвіту започаткували розвиток теорії нестаціонарного Всесвіту. Фактично, Фрідман спростував думку про те, що загальна теорія відносності описує єдино можливу, незмінну в часі і просторі модель Всесвіту.

20. Едвін Пауел Габбл (20.ХI.1889—28.IХ.1953).

  Американський астроном, народився в Маршфілді (шт. Міссурі). У 1910 р. закінчив Чиказький університет, потім два роки вивчав юриспруденцію в Оксфорді і якийсь час працював адвокатом. У 1914 р. працював у Йеркській астрономічній обсерваторії, а з 1919 р. став співробітником обсерваторії Маунт-Вілсон.

  Своїми науковими дослідженнями Габбл започаткував позагалактичну астрономію. В період 1923-1924рр. він одержав на 100-дюймовому телескопі фотографії спіральної туманності М31 у сузір'ї Андромеди, на яких зовнішні частини туманності розділялися на окремі зорі. Серед цих зір були цефеїди, з допомогою яких вдалося визначити відстань до туманності і тим самим остаточно довести, що спіральні туманності — це зоряні системи, що перебувають на величезних відстанях від Галактики.

  Подальші дослідження Е.Габбла були присвячені вивченню галактик — їхнього складу, загальної структури, розподілу й руху в просторі. У 1925р. Габбл запропонував першу класифікацію галактик за їхнім зовнішнім виглядом (формою), що й до сьогодні залишається основою сучасної класифікації галактик.

  У 1929 р., співставивши променеві швидкості галактик з відстанями до них, знайшов, що між цими величинами існує лінійна залежність (закон Габбла), і визначив числове значення коефіцієнта цієї залежності (стала Габбла).

 Ці відкриття Е.Габбла стали спостережною основою теорії розширення Всесвіту.

21. Джордж Гамов (4.III.1904—20. VIII.1968).

 Американський фізик і астрофізик, народився в Одесі. Освіту здобув у Новоросійському (Одеса) і Ленінградському університетах. Впродовж 1928—1931 рр. стажувався в Гетінгенському, Копенгагенському і Кембриджському університетах. Впродовж 1931—1933 рр. працював у Фізико-технічному інституті в Ленінграді. З 1934 р. жив у США (професор фізики університету ім. Дж.Вашингтона, а з 1956 р. — університету шт. Колорадо).

  Дж.Гамов виконав низку робіт з космології й зоряної еволюції (в частині застосування ядерної фізики). Його дослідження значною мірою сприяли відкриттю Г.Бете вуглецево-азотного циклу як головного джерела зоряної енергії. Впродовж 1937—1940 рр. Гамов побудував першу послідовну теорію еволюції зір, засновану на припущенні, що енергія зір має ядерне походження.

  У 1946 р. вчений запропонував модель гарячого Всесвіту, що спирались на припущення про велику початкову ентропію його речовини. З цієї теорії випливало існування в наш час залишкового (реліктового) випромінювання, яке було виявлено 1965 р. за спостережень Всесвіту в радіодіапазоні.

  Був талановитим популяризатором науки, автором науково-популярних книг.

22. Карл Кінан Сейферт (11.II.1911—13.VI.1960).

  Американський астроном, народився в Клівленді (шт.Огайо). У 1933р. закінчив Гарвардський університет і до 1936 р. продовжував вивчення астрономії в Гарвардській обсерваторії під керівництвом X.Шеплі. Працював в обсерваторіях Мак-Доналд і Маунт-Вілсон. З 1946р. — професор університету в Нашвіллі (шт.Теннессі), а з 1953р. — директор астрономічної обсерваторії цього університету.

  Головні наукові праці Сейферта присвячені вивченню галактик і зоряній астрономії. В обсерваторії Маунт-Вілсон виконав детальні дослідження галактик, у спектрах ядер яких є емісійні лінії. Ці галактики згодом було названо сейфертівськими.

23. Сергій Всехсвятський (20.VI.1905—6.X.1984).

  Народився у Москві. У 1925 р. закінчив Московський університет, а потім працював в Астрофізичному інституті та Пулковській обсерваторії.

  У 1939 році при фізичному факультеті Київського університету ім. Шевченка було створено кафедру астрономії. Професор С.К.Всехсвятський очолював її з дня заснування й до 1981 р.

  Головними напрямками наукових досліджень С.К.Всехсвятського були фізика Сонця, сонячно-земні зв'язки, фізика комет.

  У 1955 р. разом з учнями він розробив динамічну теорію корони Сонця. Також багато часу приділяв вивченню комет. Зокрема, він висунув ідею про утворення комет внаслідок еруптивних процесів на супутниках планет-гігантів. Ця космогонічна гіпотеза привела до висновку про існування кілець для всіх планет, з якими пов'язані сімейства комет. Ознаки кільця у Юпітера було знайдено самим Всехсвятським. Остаточно висновки гіпотези С.К.Всехсвятського та його пріоритет у цьому питанні підтверджено місіями космічних апаратів “Вояджер-1” і “Вояджер-2”.

24.  Стівен Вільям Ґокінґ (народ. 8.І.1942).

  Англійський астрофізик, народився в Оксфорді, де і вступив на фізичний факультет. Проте, оскільки в Оксфорді ніхто не займався космологією, він перевівся на навчання в Кембридж. Там Ґокінґ зробив стрімку академічну кар'єру і був запрошений на престижну математичну кафедру Кембриджського університету, якою у XVII ст. керував славетний англійський вчений Ісаак Ньютон.

 Незважаючи на важку хворобу (повна нерухомість і відсутність мови), Ґокінґ продовжує з допомогою комп'ютера виконувати наукову роботу, проводити конференції, публікувати науково-популярні книги (деякі стали бестселерами).

 Внесок Ґокінґа у фізичні, астрономічні й космологічні дослідження дуже суттєвий. Його наукові зусилля зосереджені головним чином на спробах пояснити фізичні основи теорії Великого Вибуху (із застосуванням законів квантової фізики), вивченні чорних дір і властивостей простору й часу усередині них.

4. Сучасні галузі астрономії

Сучасна астрономія — широко розгалужена наука. Розділи астрономії тісно пов'язані між собою і можна виділити 6 основних.

1. Астрометрія. Розробляє теоретичні методи, техніку вимірів на небесній сфері і способи математичної обробки. До астрометрії входить: служба часу, календар, побудова географічних координат пунктів на земній поверхні. Підрозділи астрометрії:

 а) сферична астрономія - розробляє математичні методи визначення видимих положень і руху небесних світил, а також системи лічби часу;

 б) практична астрономія - розробляє способи спостереження і методи їх обробки, теорія астрономічних приладів. Практична астрономія використовується в морській, супутниковій, авіаційній навігації і в геодезії.

 2. Небесна механіка — наука про просторовий рух небесних тіл і їх систем під дією сил взаємного тяжіння або іншої фізичної природи. Обчислення видимих положень (ефемерид) і визначення орбіт небесних тіл складає основу даного розділу (носить назву теоретичної астрономії).

 3. Астрофізика. Завдання полягає у вивченні фізичних станів і процесів, що відбуваються на поверхні і в надрах небесних тіл, їх хімічного складу , властивостей середовища між небесними тілами.

 а) теоретична — займається поясненням фізичних процесів і явищ, що відбуваються на небесних тілах на основі теоретичної фізики.

 б) практична — розробляє способи астрофізичних спостережень і їх обробки, займається теорією і практичним використанням астрофізичних інструментів.

  Розвиток техніки приводить до виникнення нових розділів астрофізики. Наприклад, радіоастрономія (досліджує небесні тіла через радіолокацію). До найновіших розділів відносимо: інфрачервона і рентгенівська астрономія, g-астрономія, нейтринна астрономія.

 4. Зоряна астрономія. Дослідження руху і розподілу в просторі зір, газопилових туманностей і зоряних систем, їх структура і еволюція, проблема стабільності. Найбільшим розділом є позагалактична астрономія, яка вивчає властивості і розподіл зоряних систем-галактик, які знаходяться за межами нашої зоряної системи.

 5. Космологія — розробляє проблеми походження і еволюції небесних тіл і їх систем, зокрема проблему походження Сонячної системи. Займається проблемою зоре-утворення. Допомагає зрозуміти сучасні геофізичні і геологічні процеси, що проходять в надрах Землі.

 6. Космологія — вивчення Всесвіту як єдиного цілого, виявлення геометричної структури Всесвіту, його еволюції та походження всіх об'єктів, що заповнюють його.

5.Причини, що обумовили й стимулювали зародження й розвиток астрономії

Було принаймні три причини, що обумовили і стимулювали зародження і розвиток астрономії.

Перший і, безумовно, найдавніший стимул - це практичні потреби людей. Для первісних кочових племен, які займалися мисливством, дуже важливою обставиною було чергування темних безмісячних та світлих місячних ночей, що вимагало спостережень за зміною фаз Місяця.

З ритмічною зміною пір року пов'язаний річний цикл життя землеробів. Для народів Межиріччя, Єгипту, Китаю дуже важливим було завбачення розливів великих річок, у долинах яких вони жили. А це вимагало як спостережень за висотою Сонця над обрієм упродовж року, так і зіставлення подій на Землі з виглядом зоряного неба. Спираючись на ці спостереження, люди вже з давніх давен розробили певні системи лічби часу - календарі.

Спостерігаючи схід Сонця вранці і його захід увечері, вони змогли виділити для орієнтації в просторі один із головних напрямків - напрямок схід-захід. Слово «орієнтуватися» походить від латинського «орієнс», що означає «схід», а також «схід Сонця».

Для встановлення напрямку вночі люди запам'ятовували розташування на небі яскравих зір та їхніх окремих характерних груп, з'ясовували умови видимості світил на небі впродовж року.

Другим стимулом для ретельних спостережень зоряного неба, а загалом - для нагромадження астрономічних знань і розвитку астрономії, були астрологічні завбачення.

Вже в III тис. до н. е. давні вавілоняни уважно слідкували за рухом так званих «блукаючих світил», які, на відміну від нерухомих зір, не займали постійних положень на небі, а рухались, переміщаючись із сузір'я в сузір'я. Від давніх греків до нас дійшла їхня загальна назва - планети, від римлян - власні назви: Меркурій, Венера, Марс, Юпітер і Сатурн. До числа планет у ті часи відносили ще й Сонце та Місяць, бо вони також «блукали» небом по сузір'ях.

Не знаючи справжніх причин руху планет на небі, давні спостерігачі склали уявлення, за яким Сонце, Місяць і згадані п'ять світил є «провісниками волі богів». Наприклад, на клинописних табличках, датованих 2300 р. до н. е., читаємо: «Якщо Венера з'являється на сході в місяці айяру і Великі та Малі Близнята оточують її, і всі чотири, як і вона, темні, тоді цар Елама буде уражений хворобою і не залишиться живим».

Понад 4000 років тому зародилась астрологія - необгрунтоване з позицій сучасної науки намагання за положенням планет на небі передбачати хід подій на землі: погоду та урожай, мир чи війну для держави, долю правителя, а згодом - і кожної людини

Третім, напевно, найголовнішим стимулом для розвитку астрономії було нестримне бажання людської думки проникнути в суть речей, усвідомити справжнє положення Землі й людини у Всесвіті, пізнати закони, за якими рухаються світила і які визначають їхнє народження, будову та подальший розвиток. Тобто астрономія задовольняла потребу людини в поясненні походження та розвитку навколишнього світу.

Відіграючи величезну світоглядну роль, астрономія завжди посідала чільне місце в духовному житті людства. Ось що писав з цього приводу А. Пуанкаре: «Астрономія корисна, тому що вона підносить нас над нами самими; вона корисна, тому що вона велична; вона корисна, тому що вона прекрасна. Вона показує нам, яка нікчемна людина тілом і яка велична вона духом, бо розум її у змозі осягнути сяючі безодні, де її тіло - лише темна точка, у змозі насолоджуватись їхньою безмовною гармонією. Так приходимо ми до усвідомлення своєї могутності, і це усвідомлення ... робить нас сильнішими».

Астрономія зароджувалася в різних куточках планети: у Межиріччі, Китаї, Єгипті - скрізь, де, усвідомивши себе, людина організовувала своє життя у певній спільноті. Ясна річ, у ті часи відповіді на питання про будову й походження навколишнього світу і про місце Землі у ньому люди давали на підставі своїх безпосередніх вражень та відчуттів. Тож не випадково склалось уявлення про те, що Земля нерухома і знаходиться в центрі світу. Як очевидний факт приймалося, що Сонце, Місяць і весь небосхил обертаються навколо неї.

Довгий час у людей не було підстав сумніватись навіть у тому, що Земля плоска. Результати тривалих спостережень, зокрема видимих рухів Місяця, Сонця, планет, передавались із покоління в покоління. З часом вони допомогли змоделювати рухи цих світил і завдяки цьому обчислювати їхні положення серед зір на багато років наперед. Найдосконаліше це вдалося зробити грецькому вченому Клавдію Птолемею біля 150 р. н. е. Його геоцентрична модель світ (мал. 1.1) була так ретельно опрацьована, що її використовували майже 1500 років.

У величну будівлю сучасної астрономії вкладали цеглини сотні вчених усіх країн. Зокрема, Микола Коперник (1473-1543) «зрушив Землю, зупинивши Сонце». Йоган Кеплер (1618-1621) на підставі двадцятирічних спостережень Тіхо Браге (1546-1601) встановив закони руху планет. Галілео Галілей (1564-1642), збудувавши перший телескоп і спрямувавши його в небо, відкрив чотири супутники Юпітера, фази Венери та багато іншого. Ці відкриття утверджували геліоцентричну модель світу (мал. 1.2) Коперника.

Ісаак Ньютон (1643-1727), узагальнивши закони Кеплера про рух планет, відкрив закон всесвітнього тяжіння і заклав основи небесної механіки. Вільям Гершель (1738-1822) створив модель нашої Галактики - велетенської, але скінченних розмірів системи зір. Йозеф Фраунгофер (1787-1826) вперше використав спектральний аналіз в астрономії. Едвін Габбл (1889-1953) довів, що за межами нашої Галактики є незліченне число інших таких же зоряних систем і що цей світ галактик розширюється. Альберт Ейнштейн (1879-1955) створив теорію відносності, яка стала фундаментом космології.

6. Зв'язок астрономії з іншими науками

Сучасна астрономія тісно пов'язана з математикою і фізикою, біологією і хімією, географією, геологією і космонавтикою. Вико­ристовуючи досягнення інших наук, вона в свою чергу збагачує їх, стимулює розвиток, висуваючи перед ними все нові завдання.

Вивчаючи астрономію, слід звертати увагу на те, які відомості є достовірними фактами, а які — науковими припущеннями, що з часом можуть змінитися.

Астрономія вивчає в космосі речовину в таких станах і мас­штабах, які не можна створити в лабораторіях, і цим розширює фізичну картину світу, наші уявлення про матерію. Усе це важливо для розвитку діалектико-матеріалістичного уявлення про природу.

Наперед визначаючи настання затемнень Сонця і Місяця, появу комет, показуючи можливість природничо-наукового пояснення походження й еволюції Землі та інших небесних тіл, астрономія підтверджує, що межі людському пізнанню немає.

У минулому столітті один з філософів-ідеалістів, доводячи обмеженість людського пізнання, твердив, що, хоч люди й зуміли виміряти відстані до деяких світил, вони ніколи не зможуть визна­чити хімічний склад зір. Проте незабаром було відкрито спектраль­ний аналіз, і астрономи не тільки встановили хімічний склад атмосфер зір, а й визначили їх температуру. Неспроможними виявилися й багато інших спроб установити межі людського пі­знання. Так, учені спочатку теоретично оцінили температуру місячної поверхні, потім виміряли її із Землі за допомогою термо­елемента і радіометодів, згодом ці дані були підтверджені прила­дами автоматичних станцій, що їх створили і послали на Місяць люди.

7. Астрономія та астрологія

Іноді астрономію споріднюють з астрологією, бо вони мають схожі назви. Насправді між астрономією і астрологією існує суттєва відмінність: астрономія – це наука, яка вивчає природу космічних тіл, а астрологія вважає, що за допомогою зір начебто можна передбачити майбутнє. Астрологи малюють різноманітні схеми розташування зір та планет і складають гороскопи (з грец. – заглянути в майбутнє), за допомогою яких пропонують передбачити долю кожної людини.

У наш науково розвинутий час нікого не здивуєш тим, що Сонячна система — це місце, де знаходиться планета Земля, політ в космос також є очевидним досягненням, а не далекою мрією. Кожен може похвалитися тим, що знає назви зірок, хай навіть не багатьох. З точки зору астрономії все досить просто і Сонячна система, і далекі зірки, і політ у космос — все має суто наукове обгрунтування і знання чітко структуровані в певну систему.

Але для наших предків, як і для деяких сучасників, назви зірок мають зовсім інше значення, і вони вкладають в них інший зміст.

Йдеться про астрологію і про людей, які вірять в астрологію, для них Сонячна система — це не просто місце розташування Землі, вони говорять про вплив всіх планет цієї системи на людей і на їх долі. З давніх пір вважається що Астрологія і знаки зодіаку зберігають у собі якусь таємницю не пізнану людиною і є життєвим супутником кожної людини на землі.

Політ в космос теж не такий простий, як здається, адже багато містиків і езотериків вже давно говорять про нього як про об’єктивну реальність, тільки вчені мужі їм звичайно не вірять. Ось і виходить, що одні й ті ж назви мають зовсім різне значення, з точки зору різних систем знань. Найцікавіше, що як наукова, так і містична точки зору уживаються в один час і навіть у головах одних і тих же людей. Людина, яка вірить езотерика, в той же час не сумнівається, що перший політ в космос здійснив все ж Гагарін. А той, для кого Сонячна система — це об’єкт вивчення астрономії, не соромиться читати гороскопи і вірити їм, правда він може про це замовчувати.

Вивчаючи види, характеристики та назви зірок у школі чи в університеті, багато паралельно студіюють книги з астрології. Так яка ж наука ближче до істини астрономія, або астрологія? Складається враження, що вони говорять про різні аспекти одних і тих же явищ і обидві мають право на існування.

Правда при цьому наука навряд чи погодиться з містичним впливом космосу і для неї назви зірок вказують тільки на їх фізичний стан, а політ в космос це просто доконаний факт. У свою чергу астрологи не погодяться з такою обмеженою точкою зору, і для них Сонячна система завжди буде чимось більшим, ніж просто об’єктом наукового вивчення. Ну а менш переконані люди, будуть завжди блукати між цими двома поглядами, схиляючись то до одного, то до іншого.

8. Значення астрономії у формуванні світогляду людини

Геодезична служба служить базою картографії. В математичних методах вона спирається на сферичну астрономію, в методах визначення географічних координат — на практичну астрономію.

 Без астрономічної служби часу неможливе визначення географічної довготи, а отже побудови географічних і топографічних карт, які мають важливе народногосподарське значення. Визначення потенціалу гравітаційного поля Землі астрономічними методами (наприклад, за рухом штучного супутника Землі) важливо не лише для геодезії, а й для геологічної розвідки корисних копалин.

 Астрономічна служба часу слідкує за відповідністю календаря явищам, зв’язаним з обертанням Землі навколо Сонця.

 Астрономічні методи використовують в морській і авіаційній навігації, особливо в полярних районах, де радіонавігація може вийти з ладу із-за магнітних вихрів.

 Астрономія своїми досягненнями допомагає космонавтиці, яка орієнтована на активну допомогу народному господарству: оптимальний вибір і точний розрахунок орбіт штучних супутників методами небесної механіки. Астрономія і космонавтика приймають участь в дослідженнях корисних копалин, в охороні природи, раціональній організації сільськогосподарського виробництва. Розрахунок активності Сонця дозволяє збільшити безпеку космічних польотів, забезпечити радіаційну безпеку космонавтів і апаратури.

Сучасна астрономія, залишаючись фундаментальною наукою, має величезне прикладне значення і безпосередньо пов'язана з науково-технічним прогресом людства. Вивчення різноманітних небесних тіл, які можуть перебувати в умовах і дуже високих, і дуже низьких температур, густин і тисків, збагачує важливими даними «земні» науки - фізику, хімію тощо. Закони небесної механіки покладено в основу теорії руху космічних апаратів, а практичну космонавтику уявити без астрономії взагалі неможливо. Дослідження Місяця і планет дозволяють значно краще вивчати нашу Землю.

Крім того, астрономія є однією з найголовніших наук, завдяки яким створюється наукова картина світу - система уявлень про найзагальніші закони будови і розвитку Всесвіту та його окремих частин. І ця наукова картина світу, більшою чи меншою мірою, стає елементом світогляду кожної людини.

 5.  Підбиття підсумків уроку

1. Назвіть предмет і об єкт астрономії.

2. Як розвивалася астрономія.

3. Назвіть декілька відомих астрономів.

4. Які ви запам’ятали галузі астрономії?

5. Назвіть причини, що обумовили й стимулювали зародження й розвиток астрономії.

6. Зв'язок астрономії з іншими науками.

7. Яка різниця між астрономією і астрологією.

8. Яке значення має астрономія у формуванні світогляду людини?

6. Домашнє завдання

Опрацювати §____. Підготувати реферати на тему : «Відомі українські астрономи», «Історія розвитку астрономії» , «Астрологія».

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

КОНТРОЛЬНА РОБОТА №1

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

ТЕМА 2:Основи практичної астрономії

 

Назва теми уроку: Небесні світила й небесна сфера. Сузір’я. Зоряні величини. Визначення відстаней до небесних світил

 

Мета: учні повинні формулювати основні поняття небесної сфери; пояснювати причини видимого руху зірок; знати характерні сузір’я зоряного неба

 

 

План уроку

  1. Небесні світила.
  2. Точки й лінії небесної сфери.
  3. Характерні сузір’я зоряного неба.
  4. Походження назв сузір’їв.
  5. Зоряні величини, одиниці вимірювання відстаней в астрономії.

 

Хід уроку

1.Організаційний момент

Привітання, перевірка готовності учнів та класного приміщення до уроку, перевірка присутніх,

2.Оголошення теми і мети уроку

 Пояснення мети та форми проведення уроку, тему уроку учні записують в зошит.

3.Мотивація навчальної діяльності

 Зоряне небо!.. Напевне, немає людини, яку б не вражала його витончена довершеність, його незбагненна краса і таємничість. Недаремно давні греки дали всьому зоряному Всесвіту назву космос, що означає - оздоба, прикраса. І в цьому немає нічого дивного! Свого часу М. Коперник висловився з захопленням: «...Бо що може бути чарівнішим від небосхилу, який вміщує у собі все прекрасне?»

 Розмірковуючи над будовою зоряного Всесвіту, філософ Арістотель (384-322 рр. до н. е.) стверджував: «Всесвіт - досконалий, а тому сферичний, бо сфера - єдина досконала фігура». Згідно з його розрахунками, радіус Всесвіту, тобто відстань до сфери зір, має бути у дев'ять разів більшою, ніж відстань від Землі до Сонця, а Земля, за його уявленнями, займає центральне положення у Всесвіті, адже «усі важкі тіла прямують до центра Землі, а оскільки будь-яке тіло прямує до центра всесвіту, то Земля мусить перебувати нерухомо в цьому центрі». Щоправда, інший відомий грецький філософ Демокріт (460-370 рр. до н. е.), а ближче до наших часів Галілей доводили протилежне: Всесвіт - безмежний, зорі перебувають на різних відстанях від Землі, але ця різниця у відстанях на око не сприймається, тому і здається, що зорі знаходяться на внутрішній поверхні деякої сфери. Це виявилось і справді так!

 Сьогодні ми знаємо, що немає сфери над нашими головами, знаємо, що зорі дуже далекі від нас, та поняття небесної сфери залишилось, бо виявилося дуже зручним при вивченні видимих рухів світил та визначенні їхніх взаємних розташувань на небі.

4.Вивчення нового матеріалу

1.Небесні світила

Сукупність досліджуваних астрономією об`єктів складає Всесвіт.

Земля – тверде тіло, майже кулеподібної форми, оточене атмосферою. Середній радіус 6370км, середня висота атмосфери над поверхнею Землі 3000км. Обертається навколо осі, що проходить через її центр і навколо Сонця. Відстань від Землі до Сонця приблизно рівна 150000000 км приймається за одиницю вимірювання і називається астрономічною одиницею (а. о.).

Місяць — тверде кулеподібне тіло, що обертається навколо Землі, натуральний супутник. Розміри в 4 рази менше за розміри Землі (1738 км). Відстань від Місяця до Землі 60 радіусів Землі. Зовнішній вигляд Місяця з Землі постійно змінюється внаслідок зміни взаємного розміщення Сонця і Місяця (це явище називається фази Місяця).

Планети. Навколо Сонця на різних відстанях обертається 8 твердих кулеподібних тіл, подібних до Землі, які називаються планетами. Планети розміщені ближче ніж Земля до Сонця називаються нижніми (Меркурій 0.38а.о., Венера [♀] 0.72 а.о.). Решта планет розміщені далі від Землі і називаються верхніми (Марс [♂] 1.52 а.о., Юпітер 5.2 а.о., Сатурн 9.5 а.о., Уран 19.2 а.о., Нептун 30.1 а.о., Плутон 40 а.о.).

 Меркурій, Венера, Марс за фізичними властивостями близькі до Землі, тому носять назву планети земної групи. Решта, крім Плутона дорівнює Землі, великі в порівнянні з Землею утворюють групу планет-гігантів. Всі планети обертаються навколо осей, що проходять через їх центри. Планети-гіганти обертаються швидше навколо своєї осі, ніж планети земної групи, внаслідок чого їх форма більше відрізняється від сферичної. Швидкість руху планет по орбіті тим більша, чим ближче планета до Сонця (за 1 рік Меркурій здійснює 4 оберти, Юпітер здійснює 1 оберт за 12 років, Плутон 1 оберт за 250 років).

Супутники. Більшість планет мають по одному або декілька супутників: Марс - 2, Юпітер - 12, Сатурн - 9, Уран - 5, Нептун - 2, у Плутона поки не знайдено, у Меркурія і Венери супутників немає. Розміри супутників значно менші розмірів відповідних планет. Наприклад супутники Юпітера Ганімед і Калісто, а також супутник Сатурна - Титан (5070, 4750, 4850 км відповідно) в порівнянні з планетою діаметри їх (0.036, 0.034, 0.042), тоді як діаметр Місяця складає 0.27 діаметра Землі. Крім супутників, навколо Сатурна обертається велика кількість маленьких твердих частинок, що утворюють кільце Сатурна. Площини орбіт супутників утворюють з площинами орбіт планет невеликий кут (виняток: супутник Урана рухається в площинах майже перпендикулярних площині орбіт планети). Напрямок обертання супутників в більшості співпадає з напрямом руху планети навколо Сонця (деякі супутники Юпітера, Сатурна і Нептуна мають зворотній рух).

Астероїди. Малі планети з неправильною формою. Орбіти астероїдів розміщуються переважно між орбітами Марса і Юпітера, деякі близько підходять до орбіти Венери, а рідше орбіти Сатурна. Діаметр самого більшого — Церери — 770 км. Відомо більше 1600 астероїдів.

Комети. Навколо Сонця обертаються комети, що зображають собою сукупність малих, твердих частинок (пилюка) і газів. Особливістю багатьох комет є "хвіст" — витягнуте утворення, що відходить від основної круглої частини ("голови") комети. Маси і густини комет малі в порівнянні з планетами. Орбіти комет зображаються дуже витягнутими еліпсами.

Метеорні тіла. Навколо Сонця по замкнутим орбітам обертаються також невеликі тверді тіла — метеори. Вони утворюються в просторі цілі потоки і деколи при своєму русі так близько підходять до Землі, що падають на поверхню, а при проходженні через атмосферу метеорне тіло сильно нагрівається і згоряє (явище "падаюча зірка"). Деякі тіла досягають поверхні Землі (називаються вони метеоритами).

Сонце — самосвітне тіло, яке посилає в світо1вий простір велику кількість променевої енергії. Діаметр 1.4 106 км, температура поверхні біля 60000, в центрі досягає 15 млн. град. В надрах Сонця проходять ядерні реакції внаслідок високої температури. Обертається навколо осі, що проходить через центр і майже перпендикулярна до площини орбіти Землі (повний оберт за 25 діб). Напрям співпадає з напрямом обертання планет навколо Сонця.

Сонячна система. Сонце, планети і їх супутники, астероїди, комети і метеорні тіла утворюють єдину систему тіл, динамічно зв’язану силами притягання. Центральне тіло Сонце (mc= 1.98 1030 кг). Сумарна маса всіх тіл сонячної системи складає 0.0013mc. Більшість тіл сонячної системи розміщуються приблизно в одній площині всередині кола радіусом 50а.о.

Зорі — самосвітні тіла, подібні до Сонця, розміщені за межами сонячної системи. Найближча до Сонця зірка знаходиться на відстані більше 200 000 а.о. Тому вводять нову одиницю "світловий рік" — відстань на яку поширюється світло за один рік 1 св.р. = 63204 а.о. = 9.463109 км. Розміри зір різноманітні: в сотні раз більші і менші діаметра Сонця. Маси: в першому наближенні їх можна рахувати однаковими, тому густини дуже різні. Поверхнева температура лежить в діапазоні від 3000 — 300000 і рідко 150000о. В надрах зір температура вимірюється десятками мільйонів градусів. В залежності від поверхневої температури зорі мають різний колір. Самі гарячі мають голубуватий колір, менш гарячі — білий, подібні до Сонця (60000 оС) — жовтий і найменш гарячі з поверхневою температурою 4000 — 30000 — оранжеві і червоні. Відношення кількості енергії, що випромінює Зірка, до енергії, що випромінює Сонце називається світністю. Світність зірок лежить в межах від 1/600000 до 400000.

Нестаціонарні зорі — у яких блиск, температура, діаметр міняються з часом. Якщо ця зміна періодична, то зорі називають цефеїдами. Якщо відстань між двома зорями є зрівняною з розмірами сонячної системи, то такі зорі утворюють пару, або подвійну зірку. Якщо три і більше, то маємо кратну зірку. Більше половини всіх зір в околі Сонця подвійні, або кратні.

Туманності: величезні скупчення газу і пилу в світовому просторі. Розміри різні і вимірюються тисячами і мільйонами а.о. Деякі туманності мають правильну сферичну форму (планетарні туманності). Густина туманностей дуже мала: 10-23—10-24 г / cм3.

Галактика: сукупність туманностей і зірок, до якої належить Сонце являє собою обмежену систему (150 млрд. зір). Форма Галактики: від центра (сукупність зір сферичної форми) відходять дві гілки (зорі і туманності) спіральної форми і розміщені в одній площині, яка називається галактичною. Наближено рахують, що всі зорі, що входять до складу Галактики обертаються навколо його геометричного центра. Рух з швидкістю 250 км/c і здійснює повний оберт (галактичний рік) за 180 — 200 млн. років.

Інші Галактики. Крім нашої Галактики відомо біля 1010. Сукупність всіх відомих галактик називають Метагалактикою.

2.Точки й лінії небесної сфери

Небесна сфера. Відносно земного спостерігача зорі розміщені на різних відстанях. Причому ці відстані настільки великі, що для людського ока вони здаються розміщеними на однаковій віддалі.

Зоряним небом називається сукупність небесних тіл, що розташовані в космічному просторі. Для розв`язку багатьох задач астрономії відстань до небесних тіл немає значення, а має значення лише їх розміщення на небі.

 Тому розглядають допоміжну небесну сферу - уявну сферу довільного радіусу (переважно приймається умовно рівний одиниці), з центром, що співпадає з початком (центром) даної системи відліку. В якості центра системи може бути вибрана люба точка, напр. положення спостерігача, його око [топографічна система], центр мас Землі [геоцентрична], барицентр сонячної системи [барицентрична або геліоцентрична], центр галактики [галактоцентрична] і т. д. На небесній сфері можна фіксувати видиму кутову відстань між небесними світилами, вивчати видиме переміщення проекцій небесних світил, не знаючи їх розміщення в просторі.

Прямовисна лінія. Основний напрямок, зв`язаний з спостерігачем дає вертикальна, або прямовисна лінія, проведена через центр, яка збігається з напрямом сили тяжіння в пункті спостереження.

Зеніт і надир. Точка, що знаходиться над головою спостерігача і визначається як точка перетину прямовисної лінії, що проходить через око спостерігача з небесною сферою називається зенітом (z). Точка діаметрально протилежна зеніту називається надиром (z`).

Математичний горизонт. Площина перпендикулярна до прямовисної лінії і проходить через центр небесної сфери називається площиною математичного горизонту, а лінія її перетину з небесною сферою називається математичним горизонтом. Ця площина приблизно співпадає з дотичною площиною до сферичної поверхні Землі.

Великим колом називається переріз сфери площиною, що проходить через її центр. Всі решта кола на сфері називаються малими колами, їх радіуси менші.

Фізичний горизонт (реальний) - замкнута неправильна лінія, яка обмежує видиму частину земної поверхні, що в рівнинній місцевості і на морі здається плоскою. В рівнинній місцевості висота спостерігача над поверхнею мала в порівнянні з R, то різниця між математичним та фізичним горизонтами мала.

Вісь і полюси світу. Основний напрямок, який пов`язаний з небесною сферою є вісь світу – пряма паралельна до земної осі і проходить через центр небесної сфери. Перетин осі світу з небесною сферою дає дві точки, одна з яких розміщена біля Полярної зорі (кутова віддаль 52`- ближче до зеніту) називається північним полюсом світу (P). Діаметрально протилежна точка – південним полюсом світу(P`).

Небесний екватор – велике коло, площина якого проходить через центр допоміжної сфери перпендикулярно до осі світу. Він поділяє поверхню допоміжної сфери на дві півкулі : північну та південну. Небесний меридіан – велике коло, що проходить через зеніт, надир, північний та південний полюси світу. Він поділяє допоміжну небесну сферу на дві півкулі: східну і західну.

Північ, південь, схід, захід. Полуднева лінія. Перетин небесного меридіану з математичним горизонтом дає дві точки: ближча до північного полюсу світу називається точкою півночі N, протилежна - точка півдня S. Пряма, що з`єднує точки півночі і півдня називається полудневою лінією. Математичний горизонт перетинається з небесним екватором в точці сходу E і точці заходу W. В точці сходу світило розміщене на екваторі виходить при своєму русі з-за горизонту.

Вертикал (коло висоти) – півколо великого кола, що проходить через зеніт і надир. Зокрема ZWZ`EZ перпендикулярне до небесного меридіана – перший вертикал.

3.Характерні сузір’я зоряного неба

Перше враження від спостереження зоряного неба - це незліченність зір і хаотичність їхнього розташування на небосхилі. Насправді ж зір, які можна побачити неозброєним оком, на небі Землі близько 6 000.

Видиме розташування зір на небі змінюється надзвичайно повільно. Без точних вимірів помітити його впродовж сотень і навіть тисяч років неможливо. Ця обставина дозволила за незапам'ятних часів намалювати по найяскравіших зорях перші характерні «зоряні візерунки» - сузір'я.

Більшість їхніх назв, які використовуються й сьогодні - це спадок від давніх греків. Так, у творі «Альмагест» Птолемея перелічено 48 сузір'їв. Нові сузір'я з'явилися на небі після перших подорожей у південну півкулю Землі під час великих географічних мандрівок ХУІ-ХУІІ ст., а також після винайдення телескопа.

На початку XX ст. налічувалося 108 сузір'їв. Але на конгресі Міжнародного Астрономічного Союзу 1922 р. їхню кількість було зменшено до 88. Тоді ж було встановлено також нові межі сузір'їв, що існують і досі.

Сузір'я — це певна ділянка зоряного неба з чітко окресленими межами, що охоплює всі належні їй світила і яка має власну назву.

У деяких сузір'ях виділяють менші групи зір, наприклад Плеяди та Пади в сузір'ї Тельця, Ківш у сузір'ї Великої Ведмедиці тощо.

Поряд із загальноприйнятими в астрономії назвами для окремих сузір'їв вживають і народні назви. Так, в Україні Велика Ведмедиця - це «Великий Віз», Мала Ведмедиця - «Малий Віз», Кассіопея -«Борона» чи «Пасіка», Дельфін - «Криниця», Пояс Оріона - «Косарі», Орел - «Дівчина з відрами», зоряне скупчення Пади, що утворюють голову Тельця, - «Чепіги», а зоряне скупчення Плеяди -«Стожари».

Сузір'я — одна з 88 ділянок, на які поділена небесна сфера. У менш формальному контексті термін вживається для назви групи зір, взаємне розташування яких складає якусь фігуру чи контур.

Деякі відомі сузір'я містять добре помітні фігури, складені яскравими зірками, які легко впізнати, наприклад, Велика Ведмедиця (контур ковша), Оріон (фігура мисливця), Лев (контур лежачого лева), Скорпіон. Інші сузір'я не мають таких визначних контурів і містять менш яскраві зорі. Розподіл зір між сузір'ями довільний, і різні культури виділяють на небі різні сузір'я. Однак декілька найпомітніших контурів, складених яскравими зорями, виділяються більшістю культур, хоча, звичайно, вони отримують різні назви; такими є сузір'я Оріона й Скорпіона.

Зорі в сузір'ї рідко мають якийсь зв'язок одна з одною. Насправді вони розташовані в нашій галактиці далеко одна від одної і лише випадково опиняються поруч, якщо їх розглядати саме з Землі. Цікавий виняток із цього правила становить група зір сузір'я Великої Ведмедиці(англ.)укр..

4.Походження назв сузір’їв

Українські назви здебільшого є перекладами грецьких або латинських назв.

Поряд із ними для окремих сузір'їв в Україні вживаються народні назви. Так, Велика Ведмедиця - це «Великий Віз», Мала Ведмедиця - «Малий Віз», Кассіопея - «Борона» чи «Пасіка», Дельфін - «Криниця», Пояс Оріона - «Косарі», Орел - «Дівчина з відрами», зоряне скупчення Гіади, що утворюють голову Тельця, - «Чепіги», а зоряне скупчення Плеяди - «Стожари», Чумацький Шлях.

   Окремі зорі астрономи називали відповідно до тієї частини тіла, яку «бачили» у візерунку сузір'я. Наприклад, Унук Ельхайя (серце змії), Денебола - (хвіст лева), назви зір у сузір'ї Лебедя: Денеб (хвіст), Альбірео (око птаха), Садр (груди).

   Так отримали власні назви (їх налічується 275) найяскравіші зорі небосхилу. Слід зауважити, що назви зір українською мовою запозичено в оригінальній вимові, здебільшого з арабської (80 %): Альтаїр, Алголь, Ахернар, Цельбарай. Лише 15 % становлять грецькі назви і 5 % - латинські. Наприклад, назва найближчої до нас зорі Проксима перекладається з грецької як «найближча».

   Близько 1559 року італієць Пікколоміні започаткував традицію позначати зорі в сузір'ях літерами грецької абетки (у міру зменшення їхньої яскравості): α, β, γ, і т.д. Цю систему позначень було зафіксовано в зоряному атласі Уранометрія, який було укладено 1603 року Йоганом Байєром. Відповідна система позначень збереглася й досі. Щоправда, Байєр визначав яскравість зір досить приблизно й подекуди яскравіші зорі позначено пізнішими літерами. Наприклад, у сузір'ї Близнят найяскравіша зоря (Поллукс) позначена літерою β, тоді як тьмяніший Кастор — літерою α.

Про кожну істоту, яку давні люди уявляли у візерунку конкретної групи зір і ім'ям якої називали це сузір'я, було складено певну легенду. Наприклад: син грецького бога морів Посейдона, Оріон, був хоробрим і вправним мисливцем. Не було звіра, якого він не міг би вполювати. Розлючена богиня Артеміда, охоронниця звірів, підіслала до Оріона отруйного Скорпіона, від укусу якого він загинув. Та Зевс, головний у пантеоні грецьких богів, забрав на небо і Оріона, перетворивши його на зимове сузір'я, і Скорпіона, помістивши його на літньому небі, щоб той ніколи не наздогнав Оріона.

  Від сузір'я залежить також система позначень змінних зір, яку було започатковано Ф. Аргеландером.

5.Зоряні величини, одиниці вимірювання відстаней в астрономії

Те, що одні зорі яскравіші, а інші слабкіші, було помічено давно. З метою класифікації зір за їхнім блиском Гіппарх увів поняття видимої зоряної величини (цей термін до фізичних розмірів зорі не має ніякого відношення). Найяскравіші зорі він виділив у групу зір 1-ї величини, трохи слабкіші - 2-ї, а ледве помітні - 6-ї величини.

Згодом було прийнято зоряні величини позначати літерою т (від лат. «магнітуде» - «величина»), що проставляється як показник степеня справа вгорі біля цифри, яка вказує її числове значення. Таким чином, замість того щоб говорити про освітленість, яку створює зоря, астрономи говорять: «блиск зорі дорівнює т зоряним величинам».

Було встановлено, що зоряна величина т і освітленість Е пов'язані залежністю : m = -144*m — 2,5 1g Е.

Освітленість Е, яку створює зоря 1m, у 2,512 разів більша, ніж від зорі 2m, у (2,512)*2 рази більша, ніж від зорі 3*m і т.д. Цю закономірність узагальнює формула Погсона : E2/E1= 2,512*(m1-m2)

Неважко підрахувати, що зорі 6" рівно у 100 разів слабкіші за зорі 1^m. Зазначимо, що найяскравіших зір з величинами яскравіше Iм налічується усього 13, від 1т до 2т - 27, а всіх зір до 6" - близько 6 000. Видима зоряна величина Сонця становить -26,8^m.

Однак видима зоряна величина т не дає інформації про справжню потужність джерела світла (наприклад, близька свічка краще освітлює текст, ніж далека електрична лампочка). Тому для характеристики зір введено абсолютну зоряну величину М.

Абсолютна зоряна величина — це така зоряна величина, яку б мала зоря, якби перебувала від нас на відстані 10 пк (32,6 св. р.).

Оскільки освітленості змінюються обернено пропорційно квадрату відстані, то, використовуючи формулу m = -144*m — 2,5 1g Е , знайдемо співвідношення:

М = m + 5-5 Іg r, де r- відстань до зорі, виміряна в парсеках.

Важливою характеристикою зорі є її світність L - повна кількість енергії, яку випромінює зоря з усієї своєї поверхні за одиницю часу в усіх напрямках. Як правило, світність зорі виражають в одиницях світності Сонця, тобто L0.

Між абсолютною величиною зорі М та її світністю L існує зв'язок.

 Каталоги небесних об'єктів. Окрім зір, на небі можна спостерігати багато інших об'єктів - туманності, зоряні скупчення, галактики тощо. Всі ці об'єкти занесено у спеціальні списки - каталоги.

Перші каталоги з'явилися ще до нашої ери. Сьогодні завдяки наполегливій багаторічній праці десятків і сотень астрономів маємо декілька різних каталогів небесних об'єктів.

У так званому «Боннському огляді неба» (ВD, 1863 р.) наведено координати, зоряні величини і особливості спектрів 324 188 зір. Довгий час найвідомішим серед каталогів зір був дев'ятитомний «Каталог Генрі Дрепера» (НD), що містить інформацію про зоряні величини і спектри 225 300 зір (опублікований 1918-1924 рр.).

  Один із найвідоміших каталогів незоряних об'єктів склав французький астроном Ш. Месьє (1780-1817). У ньому налічується 109 об'єктів - яскравих зоряних скупчень, туманностей і галактик. Зокрема, галактика із сузір'я Андромеди записана у ньому за номером 31, тому її позначають як об'єкт М31 (читається «Месьє 31»). Існує «Новий генеральний каталог туманностей і зоряних скупчень» (NGC, 1888 р.), в якому галактика М31 має номер 224 (об'єкт NGC224).

Існують і інші каталоги, наприклад, «Тусho Саtalogue», складений за результатами роботи супутника «НІРРАRС0S» у 1989-1993 рр. Він містить відомості про понад один мільйон зоряних об'єктів. Складено каталоги дискретних радіоджерел, у тому числі квазарів - Третій, Четвертий і П'ятий Кембриджський каталоги (ЗС, 4С і 5С). Є каталоги інфрачервоних джерел, створені за результатами роботи супутника ІКАВ, та інші. Окрім традиційних, друкованих каталогів, останніми роками створено їхні комп'ютерні варіанти, що зручніше для користування. Робота над ними триває.

 

5.Підбиття підсумків уроку

  Закріплення матеріалу проводжу у формі прослуховування  рефератів  учнів, відповідаю на питання учнів, виставляю оцінки за урок.

1. Що таке небесна сфера?

2. Скільки сузір'їв налічується на небесній сфері і коли уточнено їхні межі?

3. Які позначення прийнято вживати для звичайних і для змінних зір?

4. Що таке видима зоряна величина і хто її увів?

6.Домашнє завдання

Опрацювати §_____. Підготувати реферат на тему :  «Міфи і легенди зоряного неба»

 

Назва теми уроку: Астрономія та визначення часу. Типи календарів. Небесні координати.  Видимий рух Сонця. Видимі рухи планет.

 

Мета: ознайомити учнів з різними способами визначення часу в астрономії; типами календарів;різними видами небесних координат; розкрити причини видимих рухів світил по небесній сфері; навчити визначати за допомогою календарів різні дати, а також визначати різни типи часу.

 

План уроку

1.Місцевий, поясний і всесвітній час

2.Типи календарів

3.Небесні координати

4.Причини видимих рухів світил по небесній сфері.

 

Хід уроку

  1.Організаційний момент

Привітання, перевірка готовності учнів та класного приміщення до уроку, перевірка присутніх. Тестове завдання (5 хв)

 

  2.Оголошення теми і мети уроку

 Пояснення мети та форми проведення уроку, тему уроку учні записують в зошит

3.Мотивація навчальної діяльності

Різні обставини життя і діяльності людей примушували не тільки користуватися різними одиницями часу, але спонукали ввести і різні системи лічби часу.             

4.Вивчення нового матеріал

1.Місцевий, поясний і всесвітній час

В основу визначення одиниці часу покладено періодичне явище в природі — добу — проміжок часу, протягом якого Земля робить повний оберт навколо своєї осі. Добове обертання Землі, визначаючи закономірність зміни дня та ночі, циклічність багатьох процесів на Землі, розпорядок життя та діяльності людей, є найбільш доцільною і зручною основою для вимірювання часу, яка дана самою природою, і якою споконвіку користується людство. Тривалість доби можна визначити за допомогою світила або точки, фіксуючи моменти двох послідовних кульмінацій, якщо відомі їх положення на зоряному небі.

Проте визначення доби пов'язано з практичними труднощами, які викликані суперечливістю .вимог до вибору одиниці часу. Для визначення доби в наш час користуються трьома допоміжними точками, а саме: точкою весняного рівнодення, центром справжнього Сонця, точкою середнього Сонця. Тривалість доби, що визначена допомогою кожної з трьох точок, — різна, і тому доводиться вживати всі три одиниці часу — зоряну добу, справжню сонячну добу і середню сонячну добу. Вимірюваний ними час називається відповідно зоряним, справжнім сонячним і середнім сонячним часом. Сукупність цих способів визначення доби ускладнює деякі обчислювальні роботи, але забезпечує повну відповідність обчислення часу практиці життя людства і велику точність вимірювання часу астрономічними методами.

 Доба і її частки служать для вимірювання коротких проміжків часу, а для тривалих проміжків часу використовують поняття року. Проміжок часу між двома послідовними проходженнями справжнього Сонця через точку весняного рівнодення (^) називається тропічним роком.

 Т^=365d,2422 с.д.д. (середньої сонячної доби).

 Внаслідок прецесії земної осі точка весняного рівнодення повільно рухається назустріч Сонцю, тому Сонце приходить в одну і ту саму ділянку неба не через тропічний рік, а через зоряний рік (сидеричний період).

 Проміжок часу за який Земля зробить один повний оберт навколо Сонця відносно нерухомих зір називається зоряним роком.

 Т=365d,2568 с.д.д.

 За останні три десятиріччя точність визначення тривалості доби з астрономічних спостережень зір підвищена на цілий порядок і досягає 0,s001 за добу; так само підвищена точність астрономічних маятникових і кварцових годинників. Створені годинники нових типів — молекулярні та атомні, які зберігають час з точністю до 5·10-8с за добу, задовольняючи найскладніші вимоги деяких наукових закладів.

Визначення зоряної доби випливає з видимого обертання навколо Землі точки весняного рівнодення. Верхня кульмінація цієї точки береться за початок доби. Проміжок часу між двома послідовними верхніми кульмінаціями, точки весняного рівнодення на тому самому меридіані називається зоряною добою.

 Зоряну добу поділяють на 24 зоряні години, зоряну годину — на 60 зоряних хвилин, зоряну хвилину — на 60 зоряних секунд. Час, що проходить від моменту верхньої кульмінації точки весняного рівнодення до її положення в певний момент, виражений у частках зоряної доби, називається зоряним часом. Позначається латинською буквою s.

 Годинний кут точки весняного рівнодення, виражений годинною мірою, чисельно дорівнює зоряному часу в даний момент. Час що пройшов від початку доби, дорівнює годинному куту точки весняного рівнодення. Для його визначення користуються зорями з точно визначеними координатами.

Справжню сонячну добу визначають за допомогою центра Сонця. Проміжок часу між двома послідовними нижніми кульмінаціями центра сонячного диска на тому самому меридіані називається справжньою сонячною добою.

 Отже, початок сонячної доби, на відміну від зоряної, віднесено на нічну пору, тому весь день належить до однієї календарної дати.

 Час, що пройшов від нижньої кульмінації центра Сонця до його положення в даний момент, виражений у частках справжньої сонячної доби, називається справжнім сонячним часом. Позначають його буквою Т0 Вимірюють його годинним кутом центра Сонця.

 Годинний кут t0відлічується від південної точки екватора, а тому його збільшують на 12h, що минули від нижньої до верхньої кульмінацій. Отже,

 Т0= t0+ 12h   (2)

 Сонце завжди кульмінує (у верхній кульмінації) о 12h справжнього часу, тому t0= 0. Тривалість справжньої сонячної доби нестала, тому введено середню сонячну добу.

Всесвітнім, або світовим, часом називається місцевий середній час грінвічського меридіану. Позначається він через Т0. Ним користуються для обчислення моментів початку і закінчення важливих астрономічних явищ і даних, які потрібні в астрономічній практиці, геодезії, мореплавстві та авіації. Вони публікуються в астрономічних календарях, астрономічних щорічниках і довідниках.

Місцевий час зв’язаний з всесвітнім часом формулою

 ТМ = Т0 + λ   (5),

 де λ - довгота, визначена відносно грінвічського меридіану.

Поясний час. Життя багатьох держав у XIX cт. характеризувалось посиленням різних форм економічних, політичних та культурних зв’язків між населенням великих національних областей і сусідніх держав. У цих умовах виявилося, що користування місцевим часом супроводжується численними непорозуміннями.

 У 1885 р. Міжнародна конференція 26 держав прийняла систему поясного часу. За нею всю земну кулю було поділено на 24 годинні пояси з нумерацією від нуля до XXIII. Годинний пояс простягається по довготі на 150. Місцевий час середнього меридіана поясу, яким користуються в усьому поясі, називається поясним часом. Межі поясів проходять по державних кордонах, по межах великих адміністративних областей та з урахуванням фізико-географічних об’єктів (гірських хребтів, великих рік і т.п.).

Нульовий пояс простягається по довготі на 70,5 на захід і стільки ж на схід від грінвічського меридіана. Перший пояс лежить в межах 70,5-220,5, а другий – у межах 220,5-370,5 і т. д., різниця між поясами і місцевим часом в межах поясу не перевищує півгодини.

Центральний меридіан першого поясу проходить на 150 на схід від Гринвіча (λ=150=1h), другий – на 300(λ=300=2h) і т. д. Отже, N – номер поясу – збігається із значенням довготи середнього поясного меридіана, що виражена в годинах, і тим самим спрощуються розрахунки. Позначають поясний час буквою . Він дорівнює: 

 ТП = Т0 + N   (6)

Літній час був введений з метою раціональної організації виробничого і суспільного життя великих індустріальних і адміністративних центрів, рівномірного використання потужностей електростанцій протягом доби, денного освітлення для роботи і т. п. 16 червня 1930 р. Декретом Ради Народних Комісарів стрілки годинників в усіх годинних поясах СРСР були переведенні на одну годину вперед. Зв’язок декретного часу із всесвітнім виражається співвідношенням ТД = Т0 + N + 1h, а також

 ТД = ТМ - (λ - N - 1h)   (7)

 За декретним часом третього (московського) поясу діяли в СРСР всі види транспорту, засоби зв’язку і т. п.

У середині ХIХ ст. були помічені відхилення в русі Місяця від розрахованого його положення. У XX столітті відхилення спостерігались також у русі Меркурія та Венери. Це було пояснено нерівномірністю обертання Землі навколо осі. Зараз ми маємо багато доказів нерівномірного руху Землі навколо осі. Внаслідок нерівномірного обертання Землі середня сонячна доба та зоряна доба — величини також несталі. Тому в астрономії використовують дві системи лічби часу: нерівномірний час та рівномірний, який має ще назву ефемеридний час.

 

2.Типи календарів

Система відліку великих проміжків часу (літочислення) з поділом на окремі періоди — роки, місяці і доби — називається календарем. За основу календарних одиниць лічби часу взято природні одиниці часу: сонячний рік, синодичний місяць і сонячну добу.

 Ці одиниці часу між собою несумірні, а тому узгодження їх ускладнювало побудову календарів і породжувало плутанину в літочисленні різних народів, усуненню якої астрономи приділяли великої уваги.

 Незалежність основних одиниць часу зумовлювала існування трьох типів календарів: сонячний, місячний і місячно-сонячний. У сонячному календарі основною одиницею часу є тривалість тропічного року (365,2422 середньої доби). Сучасний календар належить до сонячних. В основу місячного календаря покладено тривалість синодичного місяця (29,5 доби). Рік у ньому дорівнює 354 або 355 середнім сонячним добам, тобто 12 місяцям по 29,5 доби. Місячно-сонячний календар — це комбінація сонячного і місячного календаря.

 Порядкові номери років у календарях ведуться від умовного початку, що називається ерою. Відомо понад 200 різних ер. Єгиптяни рахували ери по рокам початку правління фараонів, китайці – початки правління фараонів, римляни, наприклад, лічили спочатку за іменами консулів, далі — "від заснування Риму" (відповідає 753 р. до н. е.). У християнській релігії введено початок від "створення світу" (5508 р до н. е.), але в VI ст. прийнято нову еру — від народження Христа, якою користуються у багатьох країнах.

Сучасний календар складається з основних елементів сонячного римського календаря, який був розроблений олександрійським астрономом Созігеном і введений в 45 p. до н. е. Юлієм Цезарем. Рік у ньому становив 365,25 сонячної доби, причому для зручності лічби запропоновано вважати три роки по 365 діб, а кожний четвертий рік по 366 діб. Роки з 365 добами названо простими, а з 366 — високосними. Всі роки, номери яких діляться на 4, вважались високосними.

 Рік складався з 12 місяців, тривалість і назви яких зберігалися в європейському і російському календарях; в тому числі і назви — "июль" та "август" на честь Юлія Цезаря і імператора Августа. Дійшов до нашого часу і вавілонський семиденний тиждень.

 

 У юліанському календарі різниця між календарним і тропічним роком дорівнює 0,0078 доби або 11m14s; за 128 років вона збільшується до 1 доби. На кінець XVI ст., відставання становило вже 10 діб. Італійський професор математики Луїджі Ліліо Гараллі .запропонував проект нового календаря, який і був затверджений папою римським Григорієм XIII у 1582p.

 Новий календар став називатися григоріанським, або "новим стилем", на відміну від юліанського календаря, або "старого стилю". У папській буллі наказувалось вважати наступний після 4 жовтня 1582 p. день не 5, а 15 жовтня. Так було ліквідовано 10 днів відставання. Щоб надалі не допускати відставання, домовились з кожних 400 років вважати високосними не 100, як в юліанському календарі, а 97 років і вважати простими ті вікові роки, в яких число сотень не ділиться на 4 без остачі, наприклад 1700, 1800, 1900. У Радянській Росії щоб ліквідувати відставання в 13 діб, день після 31 січня 1918 p. стали вважати не 1, а 14 лютого.

 Час Паски з року в рік припадає на різні дати. Нижче наведено приклад визначення дати настання Паски, де через N позначено номер року, для якого визначаємо дату святкування, а {} позначено остачу від ділення.

3.Небесні координати

Положення небесних світил на небесній сфері визначається з допомогою двох астрономічних координат. Існують різні системи астрономічних координат, які відрізняються лише вибором площини відліку і початком відліку. В задачах завжди можна здійснити перехід від одної системи до іншої.

Горизонтальна система координат

Основні елементи: коло математичного горизонту (NS), вертикальна лінія (ZZ`) та точка півдня (S),

 – т.М позначимо положення світила, координати якого треба визначити,

 – точку перетину кола висоти з горизонтом позначимо М`,

  • з центра сфери О проведемо радіуси у точки М і М`.

Центральний кут МОМ` , або дуга ММ` визначає віддаль світила від горизонту – називається висотою світила (h). Висоту відлічують від горизонту до світила. Можливі значення h : 0o÷90o – якщо світило знаходиться над горизонтом, 0o÷-90o – під горизонтом в невидимій півсфері.

Висотою світила називається його кутова віддаль від горизонту.

 Замість висоти зручно вживати кут ZOM , або дугу ZM - зенітну віддаль (z). Зенітну віддаль відлічують від зеніту до світила. Можливі значення : 0o÷180o . Отже h+z=90o.

Зенітною віддаллю називається кутова віддаль світила від зеніту. Положення кола висоти визначається двогранним кутом між колами небесного меридіана та висоти, що вимірюється центральним кутом SOM`, або дугою SM` і називається азимутом (А). Відраховується по кругу горизонту від точки півдня S на захід до круга висоти. Можливі значення : 0o÷360o .

 

Азимутом називається кутова віддаль круга висоти світила від точки півдня. Висота і азимут міняються на протязі доби, бо пов`язані з пунктом спостереження.

Перша екваторіальна система координат

Основні елементи: коло екватора (QQ`), вісь світу (PP`), та південна точка екватора Q,

 – допоміжна небесна сфера,

 – рисуємо вісь світу PP`, небесний екватор, для зручності вертикаль ZZ` і полудневу лінію NS,

 – позначимо на сфері положення світила т.М,

 – коло схилення (велике півколо, що проходить через точки P,M,P`),

 – точку перетину кола схилення і екватора позначимо М`,

  • проведемо пряму ОМ (світовий промінь зорі ) і т. О з`єднаємо з т. М`; центральний кут МОМ` , або дуга М`М в площині великого кола називається схиленням (δ).

Схилення відлічується від екватора до світила. Можливі значення 0o÷90o – в північній півкулі і 0o÷-90o в південній півкулі. Схиленням світила називається кутова віддаль його від екватора .

 Центральний кут в площині екватора QOM`, який вимірює двогранний кут між колами схилення світила і небесного меридіану – називається годинним кутом (t). Годинний кут відлічується від південної точки екватора до круга схилень за стрілкою годинника (на захід). Можливі значення : 0o÷360o , або 0h÷24h (1h=15o).

Годинними кутом називається кутова віддаль кола схилень від південної точки небесного меридіану. Схилення не залежить від добового обертання Землі. Годинний кут змінюється пропорційно часу. Ця система переважно використовується при визначенні часу за спостереженням зір.

Друга екваторіальна система координат

Основні елементи: коло екватора, вісь світу (PP`), точка весняного рівнодення (γ).

 Однією координатою залишається схилення, а друга координата пряме сходження (α) - центральний кут γОМ` між колом схилення та напрямком в точці весняного рівнодення, лежить в площині небесного екватора. Відлічується від т.γ проти годинникової стрілки. Можливі значення : 0o÷360o , або 0h÷24h.

Прямим сходженням називається кутова віддаль кола схилення від т.γ . Обидві координати не залежать від обертання Землі. Використовується при складанні астрономічних каталогів небесних об`єктів.

 Внаслідок прецесії земної осі положення полюса світу з часом змінюється, а це приводить до зміни значень α і δ. В астрономічних календарях приводять значення α і δ визначених на чверть півріччя. Якщо N номер року, то, - подається в астрономічних календарях.

Екліптична система координат

Основною площиною є екліптика, а початком відліку на екліптиці слугує точка весняного рівнодення. Застосовується в теоретичній астрономії для визначення орбіт небесних тіл.

Галактична система координат

Система небесних координат із центром у Сонці, основною площиною у якій є площина галактичного диску.

Міжнародна небесна система координат

Система координат, незалежна від обертання Землі, від руху її орбітою навколо Сонця, від прецесії та нутації земної осі. Створена Міжнародним Астрономічним Союзом у зв'язку з потребою значного підвищення точності астрометричних спостережень (до 0,001"). Система максимально наближена до другої екваторіальної системи координат епохи J2000.

Залежно від поставленої задачі, може бути зручнішим використовувати ту чи іншу систему.

4.Причини видимих рухів світил по небесній сфері

Земля обертається навколо Сонця по еліптичній орбіті. Цей рух відбувається в напрямку обертання Землі навколо її осі, тобто проти годинникової стрілки, якщо дивитись з північного полюса на південь. Вісь Землі зберігає незмінний напрямок в просторі. Ми не відчуваємо ні руху навколо Сонця, ні руху самої Землі навколо осі. Рух навколо осі сприймається спостерігачем на "нерухомій" Землі як рух Сонця відносно зір в напрямку з заходу на схід, тобто в протилежний бік добового руху небесної сфери. Це явище називається річним рухом Сонця.

 Безпосередньо спостерігати рух Сонця відносно зір неможливо, так як вдень не видно зір. Але переміщення Сонця можна помітити, спостерігаючи на протязі достатньо довгого часу розміщення сузір’їв в один і той же час після заходу Сонця (наприклад, опівнічі). Опівнічі в верхній кульмінації завжди знаходяться ті зорі, пряме сходження яких майже на 180о відрізняється від прямого сходження Сонця. Спостереження показують, що в кожну наступну північ кульмінують зорі, пряме сходження яких приблизно на 4m(1о) більше прямого сходження зір, що кульмінували в попередню північ. Отже і пряме сходження α Сонця щодобово зростає ≈ на 4m.

  Це означає, що крім добового руху з сходу на захід (зумовленого обертанням Землі навколо своєї осі) Сонце помалу переміщується на фоні зір із заходу на схід (назустріч добовому обертанню неба). А за рік здійснює по небесній сфері один оберт (360о).

  Площина в якій рухається Земля навколо Сонця, співпадає з площиною видимого річного руху Сонця відносно зір, називається площиною екліптики. Перетин цієї площини з небесною сферою називається екліптикою.

 Екліптика - це велике коло, розміщене на небесній сфері, по якому відбувається видимий річний рух Сонця. Пряма, що проходить через центр небесної сфери і перпендикулярна до площини екліптики, називається віссю екліптики. Точки перетину цієї прямої з небесною сферою називаються полюсами екліптики. Полюс, розміщений в північній півкулі, називається північним полюсом екліптики, протилежний – південним. Північний полюс екліптики розміщений між Полярною зіркою і Вегою.

  Проводячи виміри зенітної віддалі або висоти Сонця опівдні (полудень), тобто в момент його верхньої кульмінації на одній і тій же широті встановлено, що схилення Сонця на протязі року змінюється в межах від 23о27’ до –23о27’, два рази на рік проходячи через нуль. Екліптика нахилена до екватора під кутом, що визначається кутом між осями світу і екліптики ε=23о27’. Екліптика перетинається з небесним екватором в двох точках – точках рівнодення. Точка, в якій Сонце при своєму річному русі переходить з південної півкулі в північну (з північної кулі в південну) називається точкою весняного рівнодення – 21 березня (^–овен) (осіннього рівнодення - 23 вересня (d–терези)).

  Точки екліптики, найбільш віддалені від екватора називаються точками сонцестояння. Точка сонцестояння, що лежить в північній півкулі називається точкою літнього (a–рак 22 червня) ( зимового g–козеріг 22 грудня) сонцестояння.

5.Підбиття підсумків уроку

1. Що таке місцевий, поясний і всесвітній час?

2. Які ви знаєте типи календарів? Звідки походть їх назви?

3. Які системи небесних координат вам відомі?Коротко розкрийте сутність кожног з них.

4.Як здійснюється рух світил по небесній сфері??

  6.Домашнє завдання

Опрацювати § _____. Підготувати реферат на тему «Типи календарів»

 

Назва теми уроку: Закони Кеплера

Мета: Ознайомитись із  законами Й. Кеплера і практично використати їх для розрахунку часу  мандрівки до планет сонячної системи.

 

 

Хід уроку

1.Організаційний момент

Привітання, перевірка готовності учнів та класного приміщення до уроку, перевірка присутніх,

2.Оголошення теми і мети уроку

 Пояснення мети та форми проведення уроку, тему уроку учні записують в зошит.

3.Мотивація навчальної діяльності

4.Вивчення нового матеріалу

Йохан Кеплер відкривав свої закони, спираючись на роботи датського вченого Тихо Браге (1546р.-1601р. ) і свої багатолітні спостереження. Результатом його праці стали три основних закони небесної механіки:

Иоган Кеплер1. Всі планети обертаються навколо Сонця по еліптичним орбітам, в одному з фокусів яких знаходиться Сонце;

24482.Радіус-вектор планети за рівні проміжки часу «замітає» однакові площі;

3.Відношення квадратів періодів обертання планет дорівнює відношенню кубів великих на- півосей:     =         (1).

Важливою гіпотезою великого І.Н’ютона була та, що і інші тіла обертаються по еліптичним орбітам навколо центрів тяжіння, наприклад, супутники навколо планет, а вільне падіння тіла  і  його обертання по еліптичній траєкторії за своєю природою однакові. Гіпотеза привела до відкриття закону всесвітнього тяжіння:

F=G·          (1),

 де М – маса планети,m- маса супутника, R- відстань між взаємодіючими тілами.  Цей закон  не міг бути відкритим  без спадщини Й.Кеплера.

Для подальшої роботи на уроці знадобиться використання відомого   кінематичного рівняння рівномірного обертального руху: φ(t) = φ0+Wt, де φ- кути в радіанах,W- кутова швидкість обертання.

Постановка задачі.

Міжпланетні подорожі - давня мрія людства. Основні питання, що ставляться для її здійснення: яким способом  здійснити переліт і скільки для цього знадобиться часу?  Для вирішення цих задач учені спираються на закони Й.Кеплера і І.Нютона.

Німецький учений  В. Гоман запропонував використовувати еліптичні траєкторії (гомановські траєкторії) для таких подорожей, оскільки сама природа підказала їх вигляд з точки зору мінімізації енергетичних  витрат. Український учений Ю.В. Кондратюк (О.Г.Шаргей)(1897р.- 1941р.)  у січні

1929 р. опублікував свою книгу «Завоювання міжпланетних просторів», в якій детально описав спосіб здійснення міжпланетної подорожі так званою «трасою Кондратюка».

Основні ідеї використання таких траєкторій полягають у тому, щоб з мінімальними витратами енергії довести літальний апарат по еліптичній траєкторії до точки простору, де він зустрінеться з іншою планетою, яка опиниться там завдяки своєму  природному руху.

 

 

 

 

 

 

 

 

На малюнку 1 наведена схема міжпланетного перельоту. Планети 1  і 2 мають свої траєкторії руху навколо  Сонця С.   Літальний апарат має еліптичну траєкторію, яка перетинає  траєкторії планет. Цілком зрозуміло, з малюнку, що еліпс, який  є траєкторією руху літального апарату, має свою велику напіввісь:

 а = (R1+R2)/2           (2),

де R1і R2- відповідні напівосі обертання планет навколо  Сонця. Залишається тільки стартувати в потрібний час з планети 1.

Рішення задачі. 

  

 

 На малюнку 2  наведено положення планет 1 і 2, літального апарату ЛА і траєкторії руху. В точку А рухаються планета 2 і ЛА. Від точки старту на планеті 1  до точки А літальний апарат пройде шлях, що дорівнює половині одного повного оберту. За третім  законом Й.Кеплера:

                                                (3),

де Т1- період  обертання планети1, Тла – період обертання ЛА, R1, а - великі напівосі обертання планети 1 і літального апарату відповідно. Якщо припустити, що планетою 1 буде Земля, то R1= 1 а.о., Т1= 1рік. В такому випадку:

Тла =                                   (4).

Половина шляху повного оберту ЛА займе половину часу Тла: 

t= 0,5 Тла= 0,5 =0,5         (5).

Згідно цієї формули розраховується час на подолання ЛА відстані від Землі, до точки  А зустрічі з планетою 2. 

Для розв’язання задачі скористаємося довідниковими значеннями Rі Т для планет сонячної системи.

 

Таблиця №1. Параметри руху планет.

Планета

Меркурій

Венера

Земля

Марс

Юпітер

Сатурн

Уран

Нептун

Т,рік

0,24

0,62

1

1,88

11,86

29,46

84,1

164,79

R,а.о.

0,39

0,72

1

1,52

5,2

9,54

19,18

30,06

 

Розрахуємо параметри перельоту на прикладі подорожі до Марсу.

Проведемо розрахунок  половини періоду обертання ЛА   (час вимірюємо в роках, а відстані - в астрономічних одиницях):

    tла = 0,5 =0,707 року =258 діб.

Аналогічні розрахунки маємо можливість  провести для інших планет.

Розглянемо  початкові умови старту ЛА. Для того, щоб Марс і літальний апарат досягли одночасно точки А ( дивись мал. 2), потрібно,щоб старт ЛА відбувався в той час, коли Марсу залишається рухатися до точки А відрізок часу, що дорівнює  tла. Відношення періодів руху Землі і Марса складає:1,88 на користь Марса, таким же є і обернене відношення кутових швидкостей:

= 1,88. Таким чином, запуск літального апарату з поверхні Землі повинен відбуватися в той момент, коли  кут між напрямом на Землю( планета1) і на Марс (планета2) сягне:

φ0=    tла (                                (6),

де , - кутові швидкості летального апарату і Марсу відповідно.

Розрахуємо кут φ0:

φ0= tла ·2π ·( - ) = 0,707р· 2π( - ) = 0,248 π рад = 44,60.

До моменту зустрічі планети і літального апарату Земля пройде кутову відстань, яка дорівнюватиме куту між напрямами С1 і СВ (див. мал. 2).

Оскільки мандрівка ЛА продовжується tла років, то Земля випередить Марс на кут між напрямами СВ і СА: ∆φ = tла ( - φ0             (7).

Розрахуємо кутове випередження:

∆φ = tла ·2π ·( - ) - φ0 = 0,707 р ·2π·(  - )- 0,248π= 0,41π=

1,3 рад=74,50.

Таким чином, Земля випереджає Марс на 74,5 градуса в кінці мандрівки ЛА на Марс (див.мал.2).

Щоб повернутися назад на Землю з Марса треба виконати початкові умови: стартувати в потрібний момент часу. Стартувати від  Марса потрібно в момент кутового відставання Землі від Марса на кут ∆φ. Тільки в такому випадку ЛА і Земля витрачають однаковий час для переміщення в точку зустрічі. Після посадки на  Марс  такі умови настануть через час ∆t, який можна вирахувати з кінематичного рівняння обертального руху планет в системі обертання Марса:

 2π -2∆φ =  ∆W∆ t         (8),

де ∆W- різниця кутових швидкостей планет.

 

  ∆t = = років = 1,26 років=460 діб.

БезымянныйПісля відриву від Марса  витрачається ще час tла для мандрівки з Марса на Землю. Загальний час мандрівки на Марс складе τ= 976 діб.

Для розрахунку параметрів мандрівки на внутрішні планети сонячної системи (Меркурій і Венеру ) потрібно враховувати , що кутова швидкість цих планет більша, ніж у Землі. Рівняння 6,7,8 будуть мати наступний вигляд відповідно:

 φ0=    tла (;  ∆φ = tла ( - φ0; 

 2π -2∆φ =  ∆W∆ t , де  tла- час мандрівки ЛА на внутрішню планету, який дорівнює половині періоду обертання ЛА по гоманівській траєкторії,    - відповідні кутові швидкості планети, Землі і літального апарату.

При розрахунках кутів обертання  для великих зовнішніх планет треба враховувати додаткові   оберти Землі навколо Сонця, додаючи в рівняння фазу 2π для кожного оберту. Наприклад, для Юпітера  рівняння  (8) має вигляд:  4π -2∆φ = ∆W∆ t.

Треба зауважити на те, що швидкість руху ЛА пов’язана  лише з рухом планет і не залежить від технічних характеристик літального апарату. Його технічні можливості повинні повністю відповідати вимогам законів небесної механіки, які відкрив Й.Кеплер.

Аналогічними розрахунками ми маємо можливість визначити час і умови космічних подорожей до інших планет сонячної системи.

Ці розрахунки учні повинні зробити самостійно з використанням таблиці №1, і рівнянь 5,6,7,8. Результати розрахунків занесемо  в таблицю № 2.

 

Таблиця 2. Результати розрахунків для подорожей до планет сонячної системи.

Планета

Меркурій

Венера

Юпітер

Тп, роки

0,24

0,62

11,86

R, а.о.

0,39

0,72

5,2

t ла, роки

0,29

0,4

2,73

φ0,град

255,5

52,2

277(88)

∆φ, град

75

36

262,5(97,5)

∆t, доба

67

486

219

τ, доба

278,7

778

2212

 

Всі розрахункові формули наведені нижче.

  tла= 0,5 Тла= 0,5 =0,5;   φ0= tла ·2π ·( - ); 

∆φ = tла ·2π ·( - ) - φ0; 2π -2∆φ = ∆W∆ t; τ = ∆t + 2 tла.

Висновки:

1. Закони Й.Кеплера стали початком   космічної ери людства.

2.Подорожі  людини до інших планет  сонячної системи цілком реальні.

3. Учні школи мають можливість на уроках астрономії отримати уяву про значення і використання фундаментальних законів фізики в нашому житті.

5.Підбиття підсумків уроку

  Закріплення матеріалу проводжу у формі прослуховування  рефератів  учнів, відповідаю на питання учнів, виставляю оцінки за урок.

6.Домашнє завдання

Опрацювати § ______

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Контрольна робота №2

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

ТЕМА 3: Методи та засоби астрономічних досліджень

 

Назва теми уроку: Випромінювання небесних світил. Методи астрономічних спостережень.

Принцип дії і будова оптичного телескопа та радіотелескопа.

 

Мета: дати поняття про оптичний телескоп, його будову та принцип дії, а також діапазон небесних світил; ознайомити з методами астрономічних спостережень.

 

План уроку

1.Діапазони випромінювання небесних тіл.

2. Методи астрономічних спостережень.

3.Принцип дії і будова оптичного телескопа та радіотелескопа.

 

Хід уроку

1.Організаційний момент

Привітання, перевірка готовності учнів та класного приміщення до уроку, перевірка присутніх. Розвязати тестове завдання(5 хв)

2.Оголошення теми і мети уроку

 Пояснення мети та форми проведення уроку, тему уроку учні записують в зошит.

3.Мотивація навчальної діяльності

 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.

4.Вивчення нового матеріалу

1.Діапазони випромінювання небесних тіл.

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 (мал. 11.1) 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.

Важливу інформацію про те, що діється далеко за межами Землі, доносять до нас потоки космічних променів і нейтрино. Космічні промені складаються головним чином з протонів - ядер водню, а також з електронів, ядер гелію і ядер важчих хімічних елементів.

Нейтрино - це частинка, яка має неймовірну проникну здатність, бо майже не взаємодіє з речовиною. Не маючи електричного заряду, з масою спокою, ще й досі достовірно не встановленою, нейтрино здатне проходити крізь тверде тіло навіть легше, ніж світло крізь скло. Наприклад, шар свинцю товщиною в 50 світлових років воно перетне так, немов це порожній простір.

Утворюючись під час термоядерних реакцій, нейтрино негайно вилітає назовні, несучи інформацію про події у надрах зорі в поточний момент, тоді як електромагнітне випромінювання мандрує до поверхні зорі сотні тисяч чи мільйони років. А тому методи нейтринної астрономії дуже важливі для вивчення процесів, що відбуваються у надрах Сонця і зір.

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

 

2. Методи астрономічних спостережень.

В темну, безхмарну ніч на небі можна побачити багато зірок. Здається, важко розібратись в цій величній картині зоряного неба.

Практична необхідність вивчення зоряного неба привела до народження науки, яка ще в Стародавній Греції одержала назву – астрономія (астрон – зірка і номос – закон).

Головним приладом астрономії є телескоп. Телескоп з об’єктивом із лінз називається рефрактором, а телескоп з об’єктивом з угнутих дзеркал – рефлектором.

Переваги телескопа: 1) збільшення кута зору, під яким можна бачити небесні об’єкти; 2) збирає більше світла, щоб виявляти слабкі джерела випромінювання.

Кількість зібраного світла пропорціональна площі об’єктива. Чим більше світла зібрав телескоп, тим слабіші зорі в нього видно і тим більше зір в нього можна побачити.

Масштаб зображення. Що його дає об’єктив телескопа, пропорціоральний фокусній відстані об’єктива, тобто відстані від об’єктива, який збирає світло, до тієї точки, де виходить зображення світила. Зображення небесного об’єкта фотографують або розглядають в окуляри.

Телескоп дає збільшення зображення Місяця і планет, збільшує видимі в нього кутові відстані між зорями. Самі зорі навіть у дуже сильний телескоп видно як світлі точки через велику від нас віддаленість.

У телескопі виходить перевернуте зображення. Та це не істотно, бо в космосі, поза Землею, немає ні верху, ні низу.

При спостереженнях у телескоп рідко використовують збільшення понад 500 раз. Причина цього – повітряні течії, що викривляють зображення.

ІІ. Вивчаючи небесні світила, використовують фотографічні знімки, які одержують з допомогою астрографів.

Піонери-астрофотографії пройшли через великі труднощі. Так, наприклад, під час сонячного затемнення в 1887 році німецький астроном Фогель збирався фотографувати Сонце на “мокрих” пластинках, які перед самою зйомкою заливав розчином хлористого срібла. За декілька хвилин до початку затемнення Фогель залив пластинки колодієм, але в того гак обірвалась частин стелі і зйомки були зірвані.

В наш час використовують астрографи не телескопи, які призначені спеціально для фотографування або великих ділянок неба в малому масштабі, або малих ділянок неба у великому масштабі.

Блиск зір і його зміни у змінних зір вимірюють з допомогою фотоелектричних фотометрів. У них світло зорі, зібране телескопом, подає по фотоелемент, викаючи в ньому дуже слабий електрострум, сила якого пропорціональна інтенсивності освітлення.

Такий фотометр пригвинчують до кінця телескопа замість окуляра.

Уявлення про небесні тіла та їх системи надзвичайно збагатились після того, як стало можливим вивчати їхнє радіовипромінювання. Для цього створено радіотелескопи різних систем. У них радіохвилі збирає у фокусі металеве дзеркало.

Методом, що дає цінні і найрізноманітніші відомості про небесні світила, є спектральний аналіз. Він дає змогу визначити якісний і кількісний хімічний склад світила, його температуру, наявність і напруженість магнітного поля, швидкість руху.

Спектральний аналіз ґрунтується на тому, що складне світло при переході з одного середовища в інше, наприклад з повітря в скло, розкладається на складові частини. Світло поширюється у вигляді електромагнітних хвиль. Кожному кольору відповідає певна довжина електромагнітної хвилі. Довжина хвилі в спектрі зменшується від червоних променів до фіолетових приблизно від 700 до 400 ммк. За фіолетовими променями спектра лежать ультрафіолетові промені.

Нерідко, в ультрафіолетовому світлі багато те, що оком не видно. Наприклад, темні плями на знимках Венери, велика кількість туманностей, які світяться. Одна з них зайняла все сузір’я Оріона. Ультрафіолетова туманність, яка огортає спілу – головну зірку сузір’я Діви. Ще коротшу довжину хвилі мають ректченівські промені, що застосовуються в медицині.

За червоними променями спектра лежать інфрачервоні промені.

Зовсім інакше б виглядав Всесвіт, якщо спостерігати за ним в “інфрачервоному” світлі.  Зникли б з неба такі сузір’я, як Велика Медведиця або Оріон.

Для вивчення спектрів застосовують прилад, що називаються спектроскопом і спектрографом.

Астрономічні дослідження проводяться в наукових інститутах, університетах, обсерваторіях. Пулковська обсерваторія біля Санки-Петербурга існує з 1839, є ще Кримська (поблизу Сімферополя), Голосіївська (під Києвом) в нас на Україні.

Особливість астрономічних спостережень:полягає в тому, що спостереження пасивні й іноді потребують дуже тривалих строків. Ми не можемо активно впливати на небесні тіла, ставити досліди, як це роблять у фізиці, в біології. Тільки космонавтика дала в цьому відношенні деякі можливості.

Особливість. Ми спостерігаємо положення небесних тіл та їх рух з Землі, яка теж перебуває в складному русі. Наприклад, коли у нас зимовий день, у Південній Америці літня ніч, і навпаки.

Особливість. Під час спостережень виконуються кутові вимірювання, і вже з них роблять висновки про лінійні відстані і розміри тіл. Усі світила настільки далекі від нас, що ні на око, ні в телескоп не можна визначити, яке з них ближче, яке далі. Всі вони здаються однаково далекими. Діаметри Сонця і Місяця в кутовій мірі для нас однакові – 1/2о, а в лінійних мірах сонце більше, ніж місяць, за діаметром приблизно в 400 раз, але воно у стільки ж разів від нас далі.

Вимірювання висоти, кутової відстані предмета або світила від горизонту виконують за допомогою теодоліта.

3.Принцип дії і будова оптичного телескопа та радіотелескопа.

Телескоп — прилад для спостереження віддалених об'єктів. Термін «телескоп» також вживається для позначення астрономічних приладів для спостережень електромагнітних хвиль невидимих для людського ока (інфрачервоні, ультрафіолетові, рентгенівські, гамма- і радіотелескопи), а також для реєстрації відмінного від електромагнітного випромінювання (нейтринні та гравітаційні телескопи).

Телескоп має три основні призначення:

1.Збирати випромінювання від небесних світил на приймальний пристрій (око, фотографічну пластинку, спектрограф і ін.);

2.Будувати у своїй фокальній площині зображення об'єкта або певної ділянки неба;

3.Допомогти розрізняти об'єкти, розташовані на близькій кутовій відстані один від одного, що непомітно неозброєним оком.

Основною оптичною складовою телескопа є об'єктив, який збирає світло і будує зображення об'єкта або ділянки неба. Об'єктив з'єднується з приймальним пристроєм трубою (тубусом). Механічна конструкція, що несе трубу і що забезпечує її наведення на небо, називається монтуванням. Якщо приймачем світла є око (при візуальних спостереженнях), то обов'язково потрібен окуляр, в який розглядається зображення, побудоване об'єктивом. При фотографічних, фотоелектричних, спектральних спостереженнях окуляр не потрібен. Фотографічна пластинка, вхідна діафрагма електрофотометра, щілина спектрографа та ін. встановлюються безпосередно у фокальній площині телескопа.

Наземні оптичні телескопи, їх будова, системи.

Весною 1609 р. професор математики університету італійського міста Падуї Галілео Галілей дізнався, що один голландець винайшов незвичайну трубу. Віддалені предмети, якщо їх розглядати через неї, здавалися більш близькими. Взявши кусок свинцевої труби,  професор вставив в неї з двох кінців дві окулярні лінзи: одну – двосторонньо  випуклу (збірна лінза), а другу – двосторонньо ввігнуту (розсіювальна лінза).  Професор вирішив показати свій інструмент друзям в Венеції. «Багато знатних людей та сенатори піднімалися на найвищі дзвіниці церков Венеції, щоб побачити паруси кораблів, які знаходились так далеко, що їм необхідно було дві години повного ходу, щоб їх побачити без моєї зорової труби» - писав він.

Переконавшись в поганій якості окулярних лінз, Галілей почав сам шліфувати лінзи. Деякі з них збереглися до наших днів; їх дослідження показали, що вони досконалі з точки зору сучасної оптики. Правда, Галілей змушений був вибирати: відомо, що обробивши 300 лінз, він відібрав для зорової труби тільки декілька з них. Зорова труба, побудована Галілеєм, мала скромні розміри (довжина труби 1245 мм, діаметр об’єктива 53 мм), недосконалу оптичну систему і 30-кратке збільшення.

Назвавши свою зорову трубу телескопом та направивши його на небо  Галілей  застиг вражений: таку надзвичайну картину він побачив.

Людина неозброєним оком бачить на небі не більше трьох тисяч зір. Галілей же побачив в свій телескоп багато тисяч таких зір, яких до нього не бачив ніхто: телескоп підсилив яскравість слабких зір і зробив їх видимими.

До Галілея астрономи вважали, Місяць має форму диска. А в телескоп  було видно, що Місяць –  куля, одна половина якої в тіні. Люди давно вже відмітили на Місяці якісь плями. Але що це за плями, ніхто не міг сказати. Одним здавалося, що на Місяці намальована людська особа, іншим увижався заєць або ще яка-небудь тварина. Галілей же розрізнив через телескоп на Місяці гори, рівнини, великі поглиблення, немовби моря. По величині тіней від місячних гір він зумів навіть обчислити їх висоту.

Планета Юпітер здається неозброєному оку світною точкою. А якщо дивитися в телескоп, то видно, що насправді Юпітер - блискуча кулька. Виявилось, що не тільки Земля має супутник. Недалеко від Юпітера Галілей відмітив ще чотири маленькі світлі кульки. Це були супутники Юпітера.

Направивши телескоп на Чумацький Шлях, Галілей ясно побачив, що це скупчення незліченної кількості зір. Тепер уже ніяк не можна було говорити, що Чумацький Шлях - це скупчення земних випаровувань, засвічених в небесах.

Це був цілий переворот в науці про Всесвіт.

Телескопи, по своїй будові схожі з телескопом Галілея, які збирають світло лінзою, називаються рефракторами.

У телескопів Галілея був істотний недолік. Показник заломлення скла залежить від довжини хвилі: червоні промені відхиляються ним менше, ніж зелені, а зелені - менше, ніж фіолетові. В результаті яскраві зорі виглядають як синьо-зелені точки, оточені червоною і синьою облямівкою. Це явище називається хроматичною аберацією; зрозуміло, воно сильно заважає спостереженню зір, Місяця і планет.

Погана якість зображення в перших телескопах змусила оптиків шукати шляхи розв’язання цієї проблеми. Теорія і досвід показали, що вплив хроматичної аберації можна зменшити, якщо використовувати як об'єктив лінзу з дуже великою фокусною відстанню.

Перший крок в справі удосконалення зорових труб зробив польський астроном Ян Гевелій. У 1641 р. він побудував обсерваторію, на якій працював разом з дружиною Єлизаветою і помічниками. Гевелій почав з об'єктивів з 20-метровим фокусом, а найдовший його телескоп мав фокусну відстань близько 50 м. Об'єктив з'єднувався з окуляром чотирма дерев'яними планками, в які було вставлено безліч діафрагм, що робили конструкцію більш стійкою і захищали окуляр від стороннього світла. Все це підвішувалося за допомогою системи канатів на високому стовпі; наводився телескоп на потрібну точку неба за допомогою кількох чоловік, мабуть відставних матросів, знайомих з обслуговуванням рухомих суднових снастей.

Нідерландські астрономи брати Християн і Костянтин Гюйгенси будували телескопи по-своєму. Об'єктив, укріплений на кульовому шарнірі, поміщався на стовпі і міг за допомогою особливого пристосування встановлюватися на потрібній висоті. Оптична вісь об'єктиву спрямовувалась на досліджуване світило спостерігачем, що повертав його за допомогою каната. Окуляр вмонтовувався на тринозі на відстані 64 метри від об’єктива. Телескоп такої конструкції дістав назву повітряний.

25 березня 1655 р. Християн Гюйгенс відкрив Титан - найяскравіший супутник Сатурна, а також розгледів на диску планети тінь кілець і розпочав вивчення самих кілець, хоча у той час вони спостерігалися з ребра.

Гюйгенс полірував об'єктиви сам, а його "повітряна труба" виявилася кроком вперед в порівнянні з "довгими трубами" Гевелія. Придуманий ним окуляр просто виготовити, і він використовується до тепер.

Науковий метод виготовлення лінзових об’єктивів на початку XIX ст. розробив німецький оптик Й.Фраунгофер. 24-сантиметровий об’єктив для Дерптського рефрактора, виготовлений Фраугофером, довгий час залишався найбільшим у світі. Однак в середині ХІХ ст. астрономи зрозуміли і три головні недоліки телескопів-рефракторів: значний хроматизм, неможливість виготовлення об’єктивів дуже великого діаметру і дуже велика довжина тубуса.

Найбільший рефрактор з діаметром об’єктива 1,02 м був побудований ще в 1897 р., а в  ХХ ст. розвиток рефракторів і їх будівництво зупинилось.

В 1663 році шотландський астроном та математик Дж. Грегорі вперше пропонує використовувати в  телескопі замість лінзи дзеркало.

Телескопи, у яких роль об'єктиву виконує дзеркало, називаються рефлекторами. Перший телескоп – рефлектор був побудований в 1668 році Ісаком Ньютоном.  Вчений зробив свій перший рефлектор з одним увігнутим дзеркалом. Інше невелике плоске дзеркало направляло побудоване зображення убік, де спостерігач розглядав його в окуляр. Схема, за якою він був побудований отримала назву «схема Ньютона». Довжина телескопа складала близько 15 дюймів. "Порівнюючи його з  трубою  Галілея завдовжки в 120 см, - писав Ньютон, - за допомогою мого телескопа я міг читати на більшій відстані, хоча зображення в ньому було менш яскравим".

Ньютон не тільки відполірував дзеркало першого рефлектора, але і розробив рецепт так званої дзеркальної бронзи, з якої він відлив заготовку дзеркала. У звичайну бронзу (сплав міді і олова) він додавав миш'як: це покращувало відбивання світла; до того ж поверхня легше і краще полірувалася.

У 1672 р. француз, викладач провінційного ліцею (за іншими даними, архітектор)  Кассегрен запропонував конфігурацію двохдзеркальної системи, перше дзеркало в якій було параболічним, друге ж мало форму опуклого гіперболоїда обертання і розташовувалось  перед фокусом першого. Ця конфігурація дуже зручна і зараз широко застосовується, тільки головне дзеркало стало гіперболічним. Але у той час виготовити кассегреновській телескоп так і не змогли через труднощі, пов'язані з досягненням потрібної форми дзеркала.

Появі нових рефлекторів сприяв розвиток техніки. В середині XIX ст. німецький хімік Юстус  Лібіх запропонував простий метод сріблення скляних поверхонь, що давало змогу виготовляти дзеркала зі скла. Вони краще поліруються ніж метал, і значно легші від нього. В 50 рр. XIX ст. французький фізик Ж. Фуко розробив науково обґрунтований метод контролю якості ввігнутих дзеркал.

В 1879 р. в Англії оптик Коммон, використовуючи наукові методи контролю, виготовив ввігнуте дзеркало діаметром 91 см. В 1894 р. телескоп з цим дзеркалом придбала Лікська обсерваторія. З його допомогою виявлено велику кількість невідомих раніше позагалактичних туманностей. Наступні телескопи з діаметром дзеркала 1,5 та 2,5 м були побудовані в обсерваторії Маунт-Вільсон. З їх допомогою в 20 рр. XX ст. відкритого десяток змінних зір (цефеїди) в різних галактиках, визначено їх періоди, а за ними відстані до інших галактик.

З 1948 по 1975 р. найбільшим в світі був 5-метровий рефлектор Паламарської обсерваторії (США). В 1975 р. на Північному Кавказі було введено в дію 6-метровий телескоп системи Кассегрена.

Справжня революція в телескопобудуванні відбулася у 70-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 сьогоднішній день введено в дію близько десяти телескопів системи Річі-Кретьєна з діаметром дзеркал 3,6-4,2 м. З 1996 р. працює багато дзеркальний телескоп «Кек-І» з сумарним діаметром дзеркала 10 м, а з 1998 р. – такий же «Кек-ІІ». В 1999 р. введено в дію японський «Субару» з діаметром дзеркала 8,3 м та «Джеміні» з діаметром 8,1 м. З 1998 р. почергово вводяться в дію одне з чотирьох  (діаметром 8,2 м) дзеркал  «Дуже великого  телескопа», які можуть працювати як окремо, так і спільно. Якщо працює всі чотири телескопи, то їхня збірна здатність рівна збірній здатності 16-метрового телескопа.

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

Радіотелескопи та радіоінтерферометри.

В 1931 році американський радіоінженер Карл Янський, вивчаючи атмосферні радіоперешкоди виявив постійний радіошум. На той момент учений точно не міг пояснити його походження і ототожнив його джерело з Молочним  Шляхом, а саме з його центральною частиною, де знаходиться центр галактики. На початку 1940-х роботи Янського були продовжені і посприяли  розвитку радіоастрономії.

Радіотелескоп схожий з оптичним за принципом дії. Він дозволяє вивчати електромагнітне випромінювання астрономічних об'єктів в діапазоні  частот від десятків МГц до десятків ГГц. Випромінювання збирається і фокусується на детекторі, налаштованому на вибрану довжину хвилі. Потім сигнал перетвориться, внаслідок чого виходить умовно розфарбоване зображення неба або об'єкту. У радіоастрономії використовуються такі типи антен, як дипольні антени, параболічні рефлектори, радіоінтерферометри.

 Найточнішими в роботі є повноповоротні параболічні антени. У разі їх застосування чутливість телескопа посилюється за рахунок того, що таку антену можна направити в будь-яку точку неба, накопичуючи сигнал від радіоджерела. Подібний телескоп виділяє сигнали космічних джерел на тлі різноманітних шумів.

Найбільша у світі параболічна антена, встановлена у кратері згаслого вулкана Аресібо на острові Пуерто-Ріко, має діаметр 305 м. Нерухома антена, спрямовано в зеніт, не дозволяє приймати радіосигнал з будь-якої точки неба, але завдяки добовому обертанню Землі і можливості зміщувати опромінювач більша частина небесної сфери доступна для спостережень. Радіотелескоп Аресібо, а також радіотелескопи в Голдстоуні (США) та Євпаторії обладнані радіопередавачами. Тому ці радіотелескопи використовуються також для радіолокації планет, їхніх супутників  та радіопослань позаземним цивілізаціям. Шість разів людство посилало радіопослання інопланетянам. Вперше це трапилося в Євпаторійському центрі дальнього космічного зв’язку в 1962 році. Тоді в космос пішли всього три слова: “Мир, Лєнін, СРСР”. Цей короткий лист, як і наступні, більш інформативні тексти, залишився без відповіді. Однак з того часу столицею міжпланетних контактів вважається саме місто Євпаторія на Кримському півострові. В послані  «Космічний поклик»,  відправленому 6 липня 2003 р., крім наукової частини, в якій йдеться про принципи існування життя на нашій планеті, у посланні зашифровано понад 100 тис. листів від простих землян. В них люди закликають мешканців позаземних світів дружити, обмінюватися досвідом і допомагати одне одному. Проте якщо відповідь з глибин космосу і надійде, її навряд чи зможуть прочитати автори цих повідомлень. Сигнал “Космічний поклик” йтиме до найближчої від Землі зорі 32 роки. І стільки ж часу потрібно очікувати на відповідь. Сигнал було відправлено за п’ятьма адресами: в сузір’я Рака, Касіопеї, Андромеди, Великої Ведмедиці й Оріона. Ці сузір’я обрані тому, що в них є зорі дуже схожі на наше Сонце. Вчені вважають, що там вірогідне життя, а значить, поклик землян хтось все-таки зможе почути.

Використовуючи відоме у фізиці явище інтерференції, дослідники розробили методи радіоінтерферометричних спостережень з використанням двох різних приймачів. Об’єднуючи декілька радіотелескопів, будують так звані радіоінтерферометри (РІ). На сьогодні найвідомішим РІ є введений у дію 1980 р. радіотелескоп VLA (“Very Large Array” – “Дуже велика ґратка»), який встановлено в пустельній місцевості штату Нью-Мексико, США. Цей радіотелескоп складається з 27 повноповоротних 25-метрових параболічних антен, розміщених у формі літери Y з довжиною двох плечей по 21 км , а третього -19 км. VLA по чутливості відповідає антені діаметром 136 кілометрів і по кутовій роздільній здатності перевершує кращі оптичні системи. Невипадково саме VLA використовувалася при пошуку води на Меркурії, радіо-корон навколо зір та інших явищ.

В Україні створено найбільші радіоастрономічні системи декаметрових хвиль, унікальні за своєю чутливістю і роздільною просторовою здатністю — радіотелескоп УТР-2 (український Т-подібний радіотелескоп,  друга модель) і радіоінтерферометри УРАН (Український радіоінтерферометр Академії Наук). З їх допомогою одержано результати світового рівня: складено перший каталог космічних джерел декаметрового випромінювання (понад 4000 дискретних об'єктів), вивчено особливості незбуреного і спорадичного радіовипромінювання Сонця, виявлено інтерімпульси у випромінюванні пульсарів і ряд нових закономірностей у розподілі радіояскравості протяжних утворень.

Грандіозний УТР-2, що не має аналогів, був запущений 1972 року в районі села Гракове Зміївського району Харківської області і досі залишається найчутливішим радіотелескопом декаметрового діапазону у світі. Створення радіоінтерферометричної системи УРАН із чотирьох декаметрових радіоінтерферометрів, розміщених у Змієві, під Полтавою, під Одесою й під Львовом забезпечило рекордне розділення об’єктів на небесній сфері в одну кутову секунду, тобто таке саме, як в оптичних телескопів. Значним науковим досягненням стало виявлення у космічному випромінюванні першої гранично низькочастотної спектральної лінії збуджених атомів вуглецю, що відкрило нові можливості у діагностиці міжзоряного середовища.

В даний час перспективи використання радіотелескопів полягають в тому, щоб налагодити зв'язок між антенами, що знаходяться в різних країнах і навіть на різних континентах. Подібні системи називаються радіоінтерферометрами з наддовгою базою (РЗДБ). Мережа з 18 телескопів була використана в 2004 році для спостереження за посадкою апарату «Гюйгенс» на Титан, супутник Сатурна. Ведеться проектування системи ALMA, що складається з 64 антен. Перспектива на майбутнє - запуск антен інтерферометра в космос.

Орбітальні телескопи.

У 1946 році, американський астрофізик Лаймен Спітцер опублікував статтю «Астрономічні переваги позаземної обсерваторії» (англ. Astronomical advantages of an extra-terrestrial observatory). У статті відмічено дві головні переваги такого телескопа: по-перше, його кутова роздільна здатність буде обмежена лише дифракцією, а не турбулентними потоками в атмосфері; по-друге, космічний телескоп міг би вести спостереження в інфрачервоному ультрафіолетовому, рентгенівському та гамма діапазонах, в яких  випромінювання поглинається земною атмосферою.

Космічна астрономія стала розвиватися після  Другої світової війни. У 1946 році вперше був отриманий ультрафіолетовий спектр Сонця. У другій же половині ХХ ст. здійснилися слова Костянтина Ціолковського: «Лише з моменту застосування реактивних приладів розпочнеться нова велика ера в астрономії: ера уважного вивчення неба».

В жовтні 1959 р. землянам вперше вдалося побачити зображення зворотнього  боку Місяця («Луна-3», СРСР).

В 1962 р. Великобританією був запущений орбітальний телескоп «Аріель» для досліджень Сонця. В 1966 р. НАСА запустила в космос першу орбітальну обсерваторію OAO-1 (англ. Orbiting Astronomical Observatory). Місія не увінчалася успіхом, через відмову акумуляторів через три дні після старту. У 1968 році була запущена OAO-2, яка проводила спостереження ультрафіолетового випромінювання зір і галактик аж до 1972 року, значно перевищивши розрахунковий термін експлуатації в 1 рік.

В 1967 р. американська космічна обсерваторія  ОSO-3 виявила гамма-випромінювання нашої Галактики, а в 1975-1982 рр. європейський супутник COS–B склав першу гамма-променеву карту Молочного Шляху. Протягом 70-80 років ХХ ст. на навколоземній орбіті працювало кілька десятків штучних супутників Землі та орбітальних космічних станцій, що використовувались для проведення  астрономічних досліджень у різних спектральних діапазонах.  

Місії OAO та OSO  наочною продемонстрували можливості орбітальних телескопів. Тому НАСА  в 70-90 рр. спроектувала та побудувала чотири великі космічні обсерваторії, кожна з яких досліджувала  Всесвіт у певній області спектра. З найбільшим інфрачервоним телескопом «Спітцер» ви познайомились на четвертій сторінці нашого журналу.

Першою ж великою обсерваторією для спостережень в видимому та ближньому ультрафіолетовому діапазонах став космічний телескоп «Габбл», запущений  на навколоземну орбіту космічним шаттлом «Дискавері»  в квітні 1990 р.

За 18 років роботи на навколоземній орбіті «Габбл» отримав понад 700 тисяч зображень 22 тисяч небесних об'єктів — зір, туманностей, галактик, планет.

Найбільш значимі результати, отримані  телескопом «Габбл»:

  •      За допомогою вимірювання відстаней до цефєїд в Скупченні Діви було уточнено значення постійною Габбла.
  •      Вперше отримано карти поверхні Плутона і Еріди.
  •      Вперше спостерігалися ультрафіолетові полярні сяйва на Сатурні, Юпітері і Ганімеді.
  •      Отримано додаткові дані про планети поза сонячною системою, зокрема, спектрометричні.
  •      Знайдена велика кількість протопланетних дисків навколо зір в Туманності Оріона.
  •      Доведено, що процес формування планет відбувається у більшості зір нашої Галактики.
  •      Частково підтверджена теорія про надмасивні чорні діри в центрах галактик, на основі спостережень висунута гіпотеза, що зв'язує масу чорних дір і властивості галактики.
  •      За наслідками спостережень квазарів отримана сучасна космологічна модель: Всесвіт розширюється з прискоренням і заповнений темною енергією, уточнений вік Всесвіту — 13,7 млрд. років.
  •      Виявлена наявність еквівалентів гамма-спалахів в оптичному діапазоні.
  •      В 1995 «Габбл» провів дослідження ділянки неба (Hubble Deep Field) розміром в одну тридцятимільйонну площі небесної сфери, що містить декілька тисяч тьмяних галактик. Порівняння цієї ділянки з іншим, розташованим в іншій частині неба (Hubble South Deep Field), підтвердило гіпотезу про ізотропність Всесвіту.
  •      У 2004 була сфотографована ділянка неба (Hubble Ultra Deep Field) з ефективною витримкою близько 106 секунд (11,3 діб), що дозволило продовжити вивчення віддалених галактик аж до епохи утворення перших зір. Вперше були отримані зображення протогалактик, перших згустків матерії, які сформувалися менш ніж через мільярд років після Великого Вибуху.             

Другою великою космічною обсерваторією стала гамма-обсерваторія ім. Комптона, названа в честь Нобелівського лауреата з фізики Артура Компотна.  Запущена 5 квітня 1991 р. на борту космічного човника «Атлантис». З її допомогою вперше проводився огляд всього неба в гамма-променях, а також спостереження Сонця, квазарів, пульсарів, наднових зір, чорних дір. За десять років роботи обсерваторія  «Комптон» виявила більше 400 джерел космічного гамма-випромінювання, в 10 разів більше, ніж було відомо до його запуску. Вона також зареєструвала більше 2,5 тис. гамма-спалахів, тоді як  раніше було зафіксовано тільки біля 300.

Третя велика космічна обсерваторія для дослідження Всесвіту в рентгенівському діапазоні була виведена на орбіту в 1999 р. Інформація, отримана цією орбітальною обсерваторією, свідчить що у Всесвіті існує не менше 300 млн. чорних дір. «Чандра» вперше зафіксував процес  руйнації звичайної зорі, яка дуже близько підійшла до чорної діри. А в 2004 році він вперше зареєстрував потужні рентгенівські джерела, які можуть бути чорними дірами нового типу з масою в кілька сотень сонячних. За прогнозами НАСА, «Чандра»  пропрацює ще не менше п’ять років і ще не раз здивує астрономів. 

Наступним кроком позаатмосферної астрономії може стати реалізація проектів побудови космічних телескопів діаметром до 8 метрів і навіть більшими, а також створення астрономічних обсерваторій на  Місяці, які будуть  додавати все нові цеглинки в космологічну картину Всесвіту.

Нейтринні телескопи.

Нейтринний телескоп -це детектор нейтрино, в деяких випадках здатний вимірювати напрямок, звідки це нейтрино прилетіло (і точність тут зовсім не астрономічні - у кращому випадку градус). Зараз діє декілька
нейтринних телескопів. Першим був знаменитий хлор-аргоновий детектор
Девіса ("Homestake"), що розпочав роботу наприкінці 60-х і вперше
зареєстрував нейтрино від позаземного джерела (Сонця

 Пізніше, на початку 80-х, заробили ще два детектора, теж радіохімічних (Галій-германієвих) - SAGE (Баксанська нейтринна обсерваторія на Кавказі) і GALLEX (лабораторія Гран-Сассо, Італія), вони також підтвердили існування недоліку сонячних нейтрино. Радіохімічні
детектори вимірюють інтегральний потік нейтрино (зі всіх напрямків) в
протягом певного періоду експозиції (близько місяця).

Інші типи нейтринних телескопів дозволяють визначати напрямок і час прильоту нейтрино (водно-черенковських і сцинтиляційні), що, звичайно, з більшим підставою дозволяє їх назвати телескопами, ніж радіохімічні. Найбільш відомі з них:

1.(Супер)Каміоканде представляє собою детектор з 50000 тонн (!) надчистої води, переглядається 13 тисячами фотопомножувачів, все господарство знаходиться шахті під горою Ікена в Японії. На цьому детекторі вперше отримано "Зображення" Сонця як нейтринного джерела. Відкрите (але поки не  підтверджено незалежними експериментами) наявність маси у нейтрино.

2. Обсерваторія нейтрино Садбері (SNO). Детектор складається з акрилової "Пляшки" з 1000 т важкої води (D2O), оточеної 7300 т звичайної води. Черенковське випромінювання збирається 9600 фотопомножувачами.
3. AMANDA. Цей телескоп призначений для реєстрації нейтрино високих
енергій. Розташований на Південному полюсі (американська станція
Амундсен-Скотт). У лід на глибину кількох кілометрів занурені "струни"
з оптичними детекторами.

Всі нейтринні телескопи розташовані глибоко під землею (під водою, під льодом), щоб придушити фон космічних променів. Більшість цих детекторів багатофункціональні (служать не тільки для спостереження "астрономічних" нейтрино, але й для суто фізичних завдань -
вивчення властивостей нейтрино, пошук розпаду протона, пошук магнітного монополя і т.д.).

До речі, за всю історію нейтринної астрономії були ототожнені лише два "світила" - Сонце і наднова SN1987A.

 

5.Підбиття підсумків уроку

  Закріплення матеріалу проводжу у формі прослуховування  рефератів  учнів, відповідаю на питання учнів, виставляю оцінки за урок.

1.    Які спектральні діапазони традиційно виділяють в астрономії?

1.    Яку назву отримали відповідні розділи астрономії?

2.    Що таке космічні промені?

3.    Які типи телескопів використовують в астрономії і хто першим сконструював кожен із них?

4.    Де розташовано найбільші телескопи?

5.    Що таке радіоінтерферометр і за яким принципом він збудований?

6.Домашнє завдання

Опрацювати §_____. Підготувати презентації на тему : «Види астрономічних спостережень»

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Назва теми уроку: Приймачі випромінювання. Застосування в  телескопобудуванні досягнень техніки і технологій.

Сучасні наземні й космічні телескопи. Астрономічні обсерваторії.

 

Мета: навчити використовувати на практиці здобуті знання, вміння і навички розвинути погляди учнів на навколишній світ і те що знаходиться навколо нас виховати любов до науки; ознайомити учнів основними методами досліджень, застосовуваними в астрономії розповісти про наземні та орбітальні телескопи, про астрономічні обсерваторії України і світу.

 

План уроку

1.Приймачі випромінювання.Застосування в  телескопобудуванні досягнень техніки і технологій.

2.Сучасні наземні й космічні телескопи.

3.Астрономічні обсерваторії України і світу.

Хід уроку

1.Організаційний момент

Привітання, перевірка готовності учнів та класного приміщення до уроку, перевірка присутніх,

2.Оголошення теми і мети уроку

 Пояснення мети та форми проведення уроку, тему уроку учні записують в зошит

3.Мотивація навчальної діяльності

Друга половина XX сторіччя стала епохою освоєння космосу. Це грандіозне звершення сучасного людства обумовлено не тільки тим, що з'явилися наукові, технічні й технологічні можливості створення космічних апаратів, а й потребою людського суспільства в здійсненні цілого ряду акцій, які на даному етапі розвитку науки і техніки можуть бути виконані тільки за допомогою штучних супутників Землі і космічних станцій.

4.Вивчення нового матеріалу

1.Приймачі випромінювання. Застосування в  телескопобудуванні досягнень техніки і технологій

Астрономічні обсерваторії. 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.), Гринвіцької (1675 р.) 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.). 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 аст-роклімат; 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 (мал. 11.7, на стор. 58). 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.

Телескопи для спостережень у високоенергетичних діапазонах електромагнітних хвиль. Оскільки земна атмосфера затримує електромагнітні хвилі, коротші за 300 нм, всі приймачі ультрафіолетових, рентгенівських та гамма-променів доводиться виносити за її межі. Значну частину досліджень в ультрафіолеті від 300 нм до 120 нм здійснено за допомогою звичайних телескопів з дзеркалами, покритими алюмінієм, для ще коротших хвиль використовують дзеркала, покриті тонким шаром фтористого магнію, та добре відомі лічильники Гейгера-Мюллера. Особливі труднощі виникають при спостереженнях рентгенівського випромінювання з довжиною хвиль від 0,01 нм до 1 нм.

Сучасні методи полірування та шліфування матеріалів не дозволяють виготовити дзеркало з такою високою точністю. Однак виявляється, що при падінні і відбиванні променя під дуже малим кутом до дзеркала вимоги до точності його виготовлення значно послаблюються. Такий телескоп є поєднанням двох дзеркал - параболоїда обертання і гіперболоїда обертання, відбивні поверхні яких покриті шаром хрому і нікелю. Промінь відбивається від першого дзеркала під кутом лише Г до відбивної поверхні, потрапляє на друге дзеркало, а після цього - у фокальну площину, де й будується зображення, скажімо, Сонця. Усі ж інші промені, що йдуть ближче до головної осі дзеркала, затримуються діафрагмою (непрозорим екраном).

В гамма-діапазоні пристроєм для реєстрації квантів слугують детектори (з лат. — «той, що виявляє»). їх встановлюють у глибоких (до 1 500 м) шахтах, у тунелях, прокладених у надрах гір (як-от Ельбрус, Монблан), на дні великих озер, щоб істотно зменшити побічні ефекти.

3.Сучасні наземні й космічні телескопи

  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.

  Крізь товщу атмосфери до поверхні Землі доходить лише видиме світло з довжиною хвиль від 390 до 760 нм., радіохвилі з довжиною від 0,01 cм. 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 гамма–астрономії (довжина хвилі менша за 0,01 нм.), кожна з яких має свої методи досліджень.

  Важливу інформацію про те, що діється далеко за межами Землі, доносять до нас потоки космічних променів і нейтрино. Космічні промені складаються головним чином з протонів – ядер водню, а також з електронів, ядер гелію і ядер важчих хімічних елементів.

  Нейтрино – це частинка, яка має неймовірну проникну здатність, бо майже не взаємодіє з речовиною. Не маючи електричного заряду, з масою спокою, ще й досі достовірно не встановленою, нейтрино здатне проходити крізь тверде тіло навіть легше, ніж світло крізь скло. Наприклад, шар свинцю товщиною в 50 світлових років воно перетне так, немов це порожній простір. Утворюючись під час термоядерних реакцій, нейтрино негайно вилітає назовні, несучи інформацію про події у надрах зорі в поточний момент, тоді як електромагнітне випромінювання мандрує до поверхні зорі сотні тисяч чи мільйони років. А тому методи нейтринної астрономії дуже важливі для вивчення процесів, що відбуваються у надрах Сонця і зір.

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

Наземні оптичні телескопи.

  Телескоп має три основних призначення: збирати випромінювання від небесних світил на приймальний пристрій (око, фотопластинка, спектрограф тощо); будувати у своїй фокальній площині зображення об'єкта чи певної ділянки неба; збільшувати кут зору, під яким спостерігаються небесні тіла, тобто розділяти об'єкти, розташовані на близькій кутовій відстані й тому нероздільні неозброєним оком.

  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 (від лат. «рефракто» –«заломлюю»). 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 (від лат. «рефлекто» – «відбиваю»). Перший такий телескоп з діаметром дзеркала 2,5 см побудував І. Ньютон. 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 (США). 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 1000 т. У 1975 р. на Північному Кавказі було введено в дію 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 багатодзеркальний (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» («Very Large Teleskope» – VLT).

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

Астрономічні обсерваторії.

  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 (AO): Паризької (1671 p.), Гринвіцької (1675 р.) тощо.

  В наш час у світі налічують близько 400 AO. В Україні провідними є Головна астрономічна обсерваторія HAH України (1944 p.), Інститут радіоастрономії з його унікальним декаметровим телескопом УТР-2 під Харковом, Кримське астрофізична обсерваторія (1950 p.). Певні традиції досліджень і спостережень зберігають AO університетів – Львівського (1769 p.), Харківського (1898 p.), Київського (1845 D ) Одеського (1871 p.).

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

В останні роки не менше половини наукових публікацій з астрономії ґрунтуються на спостереженнях небесних об'єктів із стратостатів, штучних супутників Землі, орбітальних космічних станцій та автоматичних міжпланетних станцій (AMC). 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 512 км «Космічного телескопа ім. Габбла» з діаметром дзеркала 2,4 м, який вирішує велику кількість астрофізичних задач. Загалом з 1962 р. для астрономічних досліджень запущено близько 50 ШСЗ та AMC.

Радіотелескопи і радіоінтерферометри.

  Радіовипромінювання від космічних об'єктів приймається спеціальними установками, які називаються радіотелескопами (PT). Сучасні радіотелескопи досліджують космічні радіохвилі в довжинах від одного міліметра а о декількох десятків метрів.

  Основними складовими частинами типового радіотелескопа є антена і дуже чутливий приймач. Антени PT, 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 K.

  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 PT можна робити не суцільним: досить на тягнути металеву сітку на каркас, який надає йому параболічної форми. Нарешті, PT можна зробити нерухомим, якщо замінити поворот дзеркала зміщенням опромінювача. Завдяки таким особливостям PT 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. M. Планка (Еффельсберг, ФРН) – діаметр антени 100 м, в обсерваторії Грін Бенк у штаті Вірджинія (США) – антена 110x100 м, а також 76-метровий PT в обсерваторії Джодрел Бенк (Англія), 64-метровий PT в обсерваторії Парке (Австралія), 22-метровий PT недалеко від Євпаторії в Криму. Усі вони легко спрямовуються в за дану 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 PT услід з об'єктом при його зміщенні, зумовленому добовим обертанням небесної сфери.

  Радіотелескопи дуже великих розмірів можуть бути побудовані великої кількості окремих дзеркал, що фокусують випромінювані на один опромінювач. Прикладом є РАТАН-600 («радіотелескоп Академії наук, діаметр 600 м»), встановлений поблизу станиці Зеленчук на Північному Кавказі неподалік від 6-метрового оптично: 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 PT може працювати як усе кільце, та 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 PT спрямованість прийому. Caме за таким принципом побудовано найбільший у світі радіотелеског 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 PT, будують так звані радіоінтерферометри (PI).

  На сьогодні найвідомішим PI є введений у дію 1980 p. PT VLA («Very Large Array» - «Дуже велика гратка»), який встановлено в пустельній місцевості штату Нью-Мексико, США. Цей PT складається з 27 повноповоротних 25-метрових параболічних антен, розміщених у формі літери Y 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 12000 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 PT, виведений супутником на орбіту Землі. Завдяки радіоінтерферометрам вдається вивчати структуру далеких радіоджерел.

  Телескопи для спостережень у високоенергетичних діапазонах електромагнітних хвиль.

  Оскільки земна атмосфера затримує електромагнітні хвилі, коротші за 300 нм, всі приймачі ультрафіолетових, рентгенівських та гамма-променів доводиться виносити за її межі. Значну частину досліджень в ультрафіолеті від 300 нм до 120 нм здійснено за допомогою звичайних телескопів з дзеркалами, покритими алюмінієм, для ще коротших хвиль використовують дзеркала, покриті тонким шаром фтористого магнію, та добре відомі лічильники Гейгера-Мюллера. Особливі труднощі виникають при спостереженнях рентгенівського випромінювання з довжиною хвиль від 0,01 нм до 1 нм. Сучасні методи полірування та шліфування матеріалів не дозволяють виготовити дзеркало з такою високою точністю. Однак виявляється, що при падінні і відбиванні променя під дуже малим кутом до дзеркала вимоги до точності його виготовлення значно послаблюються. Такий телескоп є поєднанням двох дзеркал – параболоїда обертання і гіперболоїда обертання, відбиви поверхні яких покриті шаром хрому і нікелю. Промінь відбивається від першого дзеркала під кутом лише 10 до відбивної поверхні, потрапляє на друге дзеркало, а після цього – у фокальну площину, де й будується зображення, скажімо, Сонця. Усі ж інші промені, що йдуть ближче до головної осі дзеркала, затримуються діафрагмою (непрозорим екраном).

  В гамма-діапазоні пристроєм для реєстрації квантів слугують детектори (з лат. – “той, що виявляє”), їх встановлюють у глибоких (до 1500 м) шахтах, у тунелях, прокладених у надрах гір (як-от Ельбрус, Монблан), на дні великих озер, щоб істотно зменшити побічні ефекти.

3.Астрономічні обсерваторії України і світу

 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 (AO): Паризької (1671 p.), Гринвіцької (1675 р.) тощо.

 В наш час у світі налічують близько 400 AO. В Україні провідними є Головна астрономічна обсерваторія HAH України (1944 p.), Інститут радіоастрономії з його унікальним декаметровим телескопом УТР-2 під Харковом, Кримське астрофізична обсерваторія (1950 p.). Певні традиції досліджень і спостережень зберігають AO університетів – Львівського (1769 p.),

 

Харківського (1898 p.),

 

Київського (1845 р )

 

 Одеського (1871 p.).

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

Пулковська обсерваторія.

  В останні роки не менше половини наукових публікацій з астрономії ґрунтуються на спостереженнях небесних об'єктів із стратостатів,

 штучних супутників Землі

 

орбітальних космічних станцій

 

автоматичних міжпланетних станцій (AMC).

   

 

 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 512 км «Космічного телескопа ім. Габбла» з діаметром дзеркала 2,4 м, який вирішує велику кількість астрофізичних задач. Загалом з 1962 р. для астрономічних досліджень запущено близько 50 ШСЗ та AMC

 

 

Найкращі обсерваторії світу

1. Обсерваторія «Близнюки» (Gemini Observatory)

 Одне око – добре, а два – краще. Інфрачервоний телескоп Південний Близнюк (Gemini South) розташований на висоті 2740 м в Андах (Чилі), а його брат Північний Близнюк (Gemini North) – на вершині заснулого вулкану Мауна-Кі, Гаваї. Потужні обсерваторії належить сімом країнам. Учені з різних куточків світу дбають про використання новітніх технологій у дослідженнях. Саме тому оптика тут вкрита обшивкою зі срібла, що підвищує можливості техніки.

 

 2. Європейська південна обсерваторія (European Southern Observatory)

 Головний 3,5-метровий телескоп обсерваторії був першим, у якому застосували комп’ютерне керування дзеркалами. Сьогодні ж навіть аматорські телескопи мають такі можливості.

 Інша частина Європейської південної обсерваторії розташована серед чилійської пустелі Атакама – там встановлений Very Large Telescope (на фото). Це головний плацдарм обсерваторії.

 В Атакамі планується реалізувати найбільший у світі міжнародний проект – обсерваторію з телескопами Atacama Large Millimeter/sub-Millimeter Array, більш відомими під абревіатурою ALMA. Сторони, задіяні у проекті – Північна Америка, Східна Азія, Європа і Чилі.

 

 3. Національна радіологічна астрономічна обсерваторія (National Radio Astronomy Observatory, NRAO)

  Потужності обсерваторії розташовані у кількох місцях. Її головні телескопи – Green Bank Telescope, Very Large Array (на фото), Very Large Baseline Array. Нещодавно за допомогою Green Bank вчені вивчали щільність молекул у міжзоряному просторі.

 Телескоп Very Large Array отримав свою назву через серйозні габарити: 27 радіоантен діаметром 25 м і вагою 230 тонн кожна. Мережа антен розташована у пустелі Сокорро, Нью-Мексико, США. До речі, саме її ви можете побачити у голлівудському фільмі «Контакт».

 

 4. Космічні телескопи Чандра і Шпітцер (Chandra/Spitzer Space Telescopes)

 

 

 Орбітальна обсерваторія NASA під назвою Chandra X-Ray Observatory рухається на великій відстані від Землі по еліптичній орбіті. З цієї обсерваторії можна отримувати зображення найбільших енергетичних скупчень галактики, зокрема і наднових. Знімки саме з цієї обсерваторії допомогли вченим зрозуміти природу туманностей і пульсарів.

 Інфрачервоний телескоп Spitzer Space Telescope (на фото) названий на честь творця космічного телескопа Лімана Шпітцера. Прилад дозволяє вивчати «холодні» об’єкти Галактики – наприклад, малі зірки й планети поза Сонячною системою. Обидва телескопи виконують роботу, яку не можна провести із Землі.

 

 5. Телескоп Корот і космічний телескоп Кеплер (Corot/Kepler Space Telescopes)

 Ці два телескопи – один французький, інший американський – призначені для вивчення Космосу за межами Сонячної системи. Саме там, можливо, є температура, при якій вода може існувати у рідкому стані. Минулого місяця почав працювати телескоп NASA Кеплер, нині він готовий до початку досліджень. На фото зображена остання перевірка головного дзеркала телескопа Кеплера.

 Назва телескопа Корот (Corot) – абревіатура від «конвекція» (Convection), «ротація» (Rotation) і «рух» (Transits). Його використовують Французьке і Європейське космічні агентства. Від початку своєї роботи у 2006 році Корот уже зробив важливі відкриття. Наприклад, у лютому 2009 року за допомогою Корота відкрили далеку планету, вдвічі меншу за Землю, що обертається навколо зірки, подібної до Сонця. Період обертання становить 20 годин.

 

 6. Обсерваторія В. М. Кека (W. M. Keck Observatory)

  10-метровий, 8-ярусний, 300-тонний телескоп Кека відомий як через оригінальну конструкцію, так і завдяки численним відкриттям. Кожне головне дзеркало складається з 36 шестикутних сегментів, які працюють разом як один шматок скла – революційна технологія, що збільшує потужність дзеркал. Цей телескоп, розташований на горі Мауна-Кі, є найбільшим оптичним та інфрачервоним телескопом у світі. Саме він допоміг ученим зробити низку важливих відкриттів: існування галактик на краю Всесвіту, природа наднових, механізм викиду гамма-випромінювання, численні планети навколо інших зірок.

 

 7. Обсерваторія Маунт-Вілсон (Mount Wilson Observatory)

 

 

 Маунт-Вілсон – одна з найголовніших в історії астрономії обсерваторій. Саме тут біля півтораметрового телескопа дослідник Едвін Габбл (Edwin Hubble) провів не одну ніч, переписуючи наново астрономію, доповнюючи її новими відкриттями і спостереженнями. До речі, на вершину гори чималенький телескоп доставив віслюк.

 Телескоп, який сконструював Джордж Еллері Гейл (George Ellery Hale), нині вже не використовують. Проте саме завдяки йому був розроблений спектральний аналіз і класифікація зірок, що стало фундаментом сучасної астрономії. Маунт-Вілсон близько 40 років залишалась головною у світі обсерваторією.

 

 8. Обсерваторія Паломар (Palomar Observatory)

  500-сантиметровий телескоп у Паломар вніс революційні зміни у розвиток сучасної астрономії. Виробники дзеркал витратили на нього майже $1 млн., і це у 1934 році! Досі ніхто не спромігся виготовити більші кварцові дзеркала. При цьому матеріал, з якого вони зроблені, малочутливий до температурних коливань, а отже, в телескопа невелика похибка.

 Вперше телескоп використали для вивчення небосхилу тільки після закінчення Другої світової війни. Невдовзі в обсерваторії з’явився новий 250-сантиметровий телескоп, і почалося дослідження Palomar Observatory Sky Survey. Його результатом було складання зоряної карти Північної півкулі. До речі, нею продовжують користуватись і донині.

 Важко уявити, але й через три чверті століття паломарськими телескопами продовжують успішно користуватися, роблячи нові відкриття.

 9. Телескоп Галілея (Galileo's Telescopе)

 Насправді Галілео Галілей не був винахідником телескопа, та й, мабуть, він не перша людина в історії, котра спрямувала в небо трубу з лінзами і дзеркалами. Однак його беззаперечною заслугою є винайдення потужного телескопа. Такого, з яким він бачив те, чого до нього ніхто не міг побачити. Праці Галілея сколихнули всю Європу – невипадково його назвали «батьком сучасної науки».

 За допомогою свого телескопа у 1609 році він вивчив Місяць, відкрив чотири супутники Юпітера, плями на Сонці й фази Венери. Сьогодні телескоп Галілея – музейний експонат.

 

 10. Космічний телескоп Габбл (Hubble Space Telescope)

 

  Неможливо переоцінити значущість космічного телескопа Габбл, названого на честь свого розробника. Саме цей добре відомий прилад причетний до численних відкриттів, зроблених протягом останніх 18 років.

 Френк Саммерс (Frank Summers), відомий астроном і вчений, наголошує: «Говорячи про значущість того чи іншого пристрою для історії науки, можна звернути увагу на єдиний факт: скільки назв електронних мікроскопів чи прискорювачів часток ви знаєте? Важко відповісти, а от Габбл – дуже відоме ім’я». Важко точно сказати, чому саме Габбл став найвідомішим телескопом у світі. Можливо, це пояснюється тим, що за його допомогою було написано близько 6000 сторінок наукових досліджень?

 Ось приклади найбільших відкриттів за допомогою Габбла за останні 18 років: визначення віку Всесвіту, знімки планет за межами Сонячної системи, визначення хімічного складу їх атмосфери. Хаббл відіграв важливу роль у зміні уявлень людства про Всесвіт.

 

 

5.Підбиття підсумків уроку

  Закріплення матеріалу проводжу у формі прослуховування  рефератів  учнів, відповідаю на питання учнів, виставляю оцінки за урок.

1. Які спектральні діапазони традиційно виділяють в астрономії? Яку назву отримали відповідні розділи астрономії?

2. Що таке космічні промені?

3. Які типи телескопів використовують в астрономії і хто першим сконструював кожен із них?

4. Де розташовано найбільші телескопи?

5. Що таке радіоінтерферометр і за яким принципом він збудований?

7.  Де розташовано найбільші телескопи?

8. Що таке радіоінтерферометр і за яким принципом він збудований?

6.Домашнє завдання

Опрацювати § ____. Підготувати презентацію на тему: «Абсерваторії України»

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Контрольна робота №3

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

ТЕМА 4: Сонячна система

Назва теми уроку: Земля і Місяць

 

Мета: ознайомити учнів із планетами сонячної системи; розкрити суть сонячних та місячних затемнень; розкрити причини припливів і відпливів; детальніше ознайомити учнів із такими планетами сонячної системи, як  Земля і Місяць.

 

План уроку

1.Планети Сонячної системи та порядок їх розміщення відносно Сонця.

2.Земля як планета Сонячної системи.

3.Природа Місяця.

4.Сонячні і місячні затемнення.

5.Причини виникнення припливів і відпливів.

 

Хід уроку

1.Організаційний момент

Привітання, перевірка готовності учнів та класного приміщення до уроку, перевірка присутніх. Розвязати тестове завдання(5 хв)

2.Оголошення теми і мети уроку

 Пояснення мети та форми проведення уроку, тему уроку учні записують в зошит.

3.Мотивація навчальної діяльності

 Сонячна система — планетна система навколо Сонця, до складу якої входить також вісім великих планет із більш ніж 100супутниками, понад 100 000 астероїдів, понад 1000 комет, а також незліченна кількість дрібних, так званих метеорних тіл (розміром від 100 метрів до мізерно малих порошин). Основна роль у Сонячній системі належить Сонцю. Його маса приблизно в 750 разів перевищує масу всіх інших тіл, що входять до системи. Гравітаційне тяжіння Сонця є визначною силою для руху всіх тіл Сонячної системи, які обертаються навколо нього. Середня відстань від Сонця до найдальшої від нього планети Нептун складає 30 а.о., тобто 4,5 млрд. км., що дуже мало в порівнянні з відстанями до найближчих зір. Тільки деякі комети віддаляються від Сонця на 1015 а. о. і можуть відчувати істотний вплив тяжіння інших зір.

Під час руху в Галактиці, Сонячна система час від часу потрапляє до міжзоряних газопилових хмар. Внаслідок високої розрідженості речовини цих хмар занурення Сонячної системи в хмару може виявитися лише в невеликому поглинанні і розсіюванні сонячних променів. Вплив цього ефекту в минулому історії Землі поки не встановлено.

4.Вивчення нового матеріалу

1.Планети Сонячної системи та порядок їх розміщення відносно Сонця

Сонячна система має складну будову. До її складу входять вісім планет з їх супутниками, десятки тисяч астероїдів, комети, метеоритна речовина і єдина зірка — Сонце, навколо якої обертаються всі тіла системи. На долю Сонця припадає 99,9 % загальної маси всіх тіл Сонячної системи, тому воно є для них центром тяжіння. Всі вони утримуються разом завдяки силі його гравітаційного поля.

Сонце — одна з типових зірок Чумацького шляху. Вона віддалена від Землі в середньому на відстань 149,6 млн км. Цю величину прийнято на Міжнародному астрономічному з'їзді в 1964 р. за одиницю вимірювання відстаней між космічними об'єктами; вона називається астрономічною одиницею довжини (скорочено а. о. д.).

Радіус Сонця становить 696 000 км, середня густина — 1,21 г/см8, середня температура зовнішніх шарів — 5600 °С, а в надрах вона перевищує 10 млн °С. Теплова енергія Сонця зумовлена термоядерними реакціями перетворення водню в гелій. Зауважимо, що саме ці два хімічні елементи складають 99 % маси Сонця. Вся його речовина знаходиться в стані плазми.

Колосальна енергія, яку виділяє Сонце, розсіюється в космічному просторі. Дуже мала частка цієї енергії досягає Землі у вигляді рентгенівських і ультрафіолетових променів, видимого світла, теплового випромінювання і радіохвиль. Земна атмосфера для деяких довжин хвиль непрозора, але теплове випромінювання і видиме світло вільно проникають через неї.

Тепло і світло, які випромінює Сонце, живлять енергією різні природні процеси. Тепло впливає на клімат, приводить в дію кругообіг води, відіграє велику роль при вивітрюванні та ерозії, а також створює на Землі умови, сприятливі для життя. Без цього джерела енергії не було б унікального в Сонячній системі, а можливо і у Всесвіті, рослинного і тваринного світу та найскладнішого створіння природи — людини.

Енергія, що виділяється Сонцем, залишається за величиною практично незмінною вже майже 5 млрд. років. Згідно з підрахунками вчених, Сонце знаходиться в головній фазі свого розвитку і буде перебувати в ній ще близько 7 млрд. років.

На сонячному диску вчені виявили темні плями, які зберігаються по кілька тижнів, а також численні яскраві спалахи, що тривають по кілька годин. Безперервне випромінювання Сонцем величезної енергії супроводжується відторгненням заряджених частинок в космічний простір. Цей потік протонів і електронів називається сонячним вітром. Взаємодіючи з верхніми шарами атмосфери, ці частинки викликають в ній полярні сяйва, іонізують повітря і змінюють фізичний стан газової оболонки.

Підвищення активності Сонця триває 4,2 роки, спад — 7 років, тобто його активність відновлюється в середньому через кожні 11,2 року. Цей період називається сонячним циклом. Рентгенівське випромінювання досягає Землі через 8—30 хв. після спалаху, а потік заряджених протонів і електронів — приблизно через добу.

Навколо Сонця обертаються планети, які розташовані в такому порядку: Меркурій, Венера, Земля, Марс, Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун (див. рис. 2). Всі дев'ять планет рухаються приблизно в одній площині майже за круговими орбітами і в одному напрямі — проти годинникової стрілки (якщо дивитися з боку Північного полюсу Світу). Планети ще називають "блукаючими зорями", бо вони описують на небі досить складні траєкторії руху, що відрізняє їх від "нерухомих" зірок. На справді їхні зигзагоподібні шляхи серед зоряного неба є наслідком орбітального руху планет, в тому числі і Землі, на якій, як правило, знаходиться спостерігач.

 

 

Рис. 2. Порівняльні розміри планет

 

Меркурій — найближча до Сонця планета, яка має порівняно невеликі розміри і тому тривалий час залишалася недоступною для візуальних астрономічних спостережень. Новий етап у вивченні Меркурія почався в 1974 p., коли американська міжпланетна станція "Марінер-10" тричі пролетіла поблизу Меркурія і передала на Землю численні зображення поверхні планети. Схожість з Місяцем виявилась разючою. Великі рівнини Меркурія вкриті кратерами різних розмірів, місцями спостерігаються лінійно витягнуті уступи або обриви висотою 2—3 км і протяжністю на сотні кілометрів. Меркурій має слабке магнітне поле і дуже розріджену гелієву атмосферу — унікальну в Сонячній системі. Допускають, що вона захоплена із "сонячного вітру" і утримується силою тяжіння планети. Опівдні на екваторі Меркурія температура піднімається до 400— 500°С, а вночі падає до 160°С. Такі різкі температурні контрасти пояснюються майже повною відсутністю атмосфери. Середня щільність гірських порід Меркурія досить висока(5,44 г/см3), і це означає, що планета має розплавлене залізо-нікелеве ядро з радіусом близько 1820 км.

Венера — наша найближча сусідка в світовому просторі — є після Сонця і Місяця найяскравішим небесним світилом, її легко можна знайти на вечірньому або ранковому зоряному небі поблизу Сонця. Поверхня Венери схована від очей спостерігача товстою і досить густою атмосферою, існування якої виявив великий російський вчений М.В. Ломоносов. З того часу Венеру нерідко уявляли рідною сестрою Землі, тільки трохи жаркішою — щось на зразок тропічного раю з джунглями, можливо населеною екзотичними тваринами.

На жаль, епоха космічних польотів розвіяла ці романтичні уявлення. Дослідження, здійснені вченими з допомогою автоматичних космічних станцій типу "Венера", дозволили встановити, що газова оболонка складається на 97 % з вуглекислого газу, решта — азот, інертні гази, аміак, кисень і водяні пари. Несподіваним виявився хімічний склад венеріанських хмар: вони утворені парами сірчаної, азотної та хлористоводневої кислот.

Велика газова оболонка Венери, основним компонентом якої є вуглекислий газ, створює на її поверхні "парниковий ефект", внаслідок чого температура там близька до 500 °С. Щільність венеріанської атмосфери настільки значна, що її тиск на поверхні планети досягає 100 атм. Таким чином, венеріанський тропічний рай виявився справжнім "розжареним" пеклом. Про ймовірність життя в таких несприятливих кліматичних умовах не доводиться й говорити.

Як показали дані радіолокаційних зйомок Венери, на поверхні планети, особливо в ЇЇ екваторіальній області, є багато кратерів, найбільший з яких має діаметр 160 км і глибину 400 м. Виявлено грандіозні тектонічні розломи, вулканічну і грозову діяльність. Великий інтерес викликають також передані космічними станціями "Венера-9" і "Венера-10" знімки поверхні і результати досліджень венеріанського ґрунту. На одній з фотографій видно ділянку поверхні планети, вкриту уламками каменів розміром у кілька десятків сантиметрів. Виміряно щільність гірських порід — 2,8 г/см3, що відповідає щільності базальтів на Місяці. Планета обертається навколо своєї осі в протилежний обертанню інших планет бік.

Земля, маючи схожі з Венерою розміри і масу, відрізняється від неї, а також і від інших планет киснево-азотним складом атмосфери, наявністю органічного світу і рядом інших особливостей. Кратери хоча і зустрічаються на Землі, не є основною формою її рельєфу. Більш детальні відомості про Землю викладено в наступних главах.

Навколо Землі рухається за еліптичною орбітою Місяць — найближчий наш небесний сусід. Його середня віддаленість від планети становить 384 000 км. З незапам'ятних часів Місяць привертає увагу землян як найбільш екзотичне світило, яке постійно змінює своє положення на зоряному небі і свій зовнішній вигляд — то він з'являється у всій своїй красі як величний яскравий диск, то у вигляді серпа, то зникає зовсім. Саме ці дивні зміни зовнішнього вигляду Місяця ще в сиву давнину мали практичне застосування. Перш за все це стосувалось виміру часу. Якщо з рухом Сонця на небі пов'язувалось поняття доби, то з явищем зміни фаз Місяця була пов'язана інша міра часу, а саме місяць. Протягом місяця проходить повний цикл зміни фаз нічного світила. Місячні календарі ще й досі знаходяться в практичному вжитку у деяких народів, а також у астрологів, які займаються вивченням залежності людської долі від взаєморозташування світил на небі та різних небесних явищ.

У системі Земля — Місяць часто настають моменти, коли Місяць, освітлений Сонцем, відкидає тінь на Землю або сам попадає в тінь Землі. Це досить ефектні явища. У давнину незвичайний вигляд небесного світила під час затемнення викликав у людей страх, сприймався за погане передвістя — гадали, що "Місяць обливається кров'ю". Особливо великий забобонний жах на марновірних людей наганяли повні затемнення Сонця, їх вважали передвісниками війни, кінця світу. Зараз причина затемнень перестала бути таємницею. Ці явища пов'язані лише зі взаємним рухом Сонця, Землі та Місяця і не мають нічого спільного з впливом якихось містичних сил, а тому з великою точністю передбачаються. Якби площина місячної орбіти збігалася з площиною орбіти Землі (екліптикою), затемнення відбувалося б регулярно два рази на місяць: під час повного Місяця — місячні, а при молодому — сонячні. Насправді ж внаслідок нахилу площини орбіти Місяця під кутом 5° до екліптики затемнення відбуваються порівняно рідко. Спостереження затемнень дозволяє вченим отримати важливі дані про фізичну природу Сонця, будову земної атмосфери і рухи Місяця

Місяць постійно повернутий до Землі одним боком, однією півкулею. Пояснюється це тим, що період його обертання навколо вісі відповідає періоду обертання навколо Землі (тривалість сидеричного місяця становить 27,32 доби). Лише у 1959 р. автоматичною міжпланетною станцією "Луна-З" було сфотографовано зворотний, невидимий бік Місяця. На унікальних фотографіях не виявилося жодних ознак життя, не кажучи вже про поселення селенітів — міфічних місячних живих істот, схожих на людей. Справдилося припущення вчених про відсутність на супутнику Землі будь-яких форм життя. Космічні і наземні дослідження показали, що Місяць — це величезна кам'яна куля, 85 % поверхні якої вкрито горами, або "материками". Решту поверхні займають "моря" — місячні рівнини, які на відміну від материків мають темніше забарвлення і розташовані в основному на видимому боці Місяця. Поверхня Місяця вкрита численними кратерами різних розмірів. На Місяці є гори і гірські хребти висотою 3—5 км і протяжністю в сотні кілометрів.

Місячні моря — це великі лавові рівнини, покриті зверху пухкою легкою породою — реголітом, продуктом руйнування корінних порід. Дослідження, здійснені за допомогою "Луно-хода-2", показали, що товщина реголіту в районі моря Ясності дорівнює 1—6 м. Поверхня Місяця на освітленому боці нагрівається до 130 °С, а на затіненому опускається до -180 °С. Різкі коливання температури на його поверхні пояснюються не тільки відсутністю атмосфери, а й великою тривалістю місячного дня і місячної ночі, яка відповідає двом нашим тижням. Газову оболонку наше найближче небесне світило не змогло утримати через свою невелику масу.

Марс, який ще називають "червоною планетою" за специфічний колір на зоряному небі, вдвічі менший за Землю. Поверхня Марса завдяки значній розрідженості його атмосфери є доступною для досліджень із Землі. У телескоп видно оранжеву кулю з білими полярними шапками і темними прямими лініями, які тривалий час ототожнювали з каналами, виритими живими істотами.

Космічні апарати зробили сотні знімків марсіанської поверхні з близької відстані, провели дослідження складу атмосфери і ґрунту. Виявилося, що таємничі канали — зневоднені русла рік, а це означає, що десятки мільйонів років тому назад густішою була атмосфера планети, йшли дощі, текли ріки. Але гравітаційне поле Марса не змогло утримати атмосферу, вона розсіялася у світовому просторі, а вода перетворилась у багаторічну мерзлоту. На Марсі виявлено найбільш грандіозну гору в Сонячній системі — вулкан Нікс Олімпік. Його висота близько 27 км, а "підошва" становить 600 км у діаметрі. В центрі розташоване заглиблення діаметром 64 км, на дні якого видно структури, що нагадують застиглу лаву.

Навколо Марса існує дуже слабке магнітне поле. Планета оточена розрідженою атмосферою, що за густиною поступається земній у 100 разів. Складається вона на 95 % з вуглекислого газу, решта — кисень (0,1—0,4 %), азот (2—3 %), аргон (1—2 % ), а також водяні пари, озон і оксиди вуглецю. Небо над Марсом червонувато-оранжевого кольору. Пояснюється це наявністю в атмосфері пилових частинок, що розсіюють сонячне випромінювання в червоній області спектра. Температура повітря навіть на екваторі рідко піднімається до 0°С, а вночі знижується до суворого морозу (-70; -100 °С). Особливо холодно на полюсах — до-130 °С.

Навколо Марса обертаються два невеликі супутники — Деймос (16 км) і Фобос (27 км). Кожен з них має вигляд безформеної картоплеподібної глиби, покритої невеликими кратерами і борознами.

Юпітер — найбільша планета Сонячної системи, він більше ніж в 11 разів перевищує розміри Землі. На нього припадає 70 % всієї маси планет. Юпітер оточений величезною шаруватою атмосферою біло-оранжевого кольору, що складається в основному з метану. В її складі є також аміак, молекулярний водень. В атмосфері виявлено групу малих і великих плям, серед яких найбільш відомою є велика "Червона Пляма" Юпітера — гігантський атмосферний смерч, що існує десятки тисяч років. Температура верхніх шарів атмосфери -140°С. Досить високою є температура в надрах планети — 15— 20 тис. "С. Юпітер оточує радіаційний пояс і сильне магнітне поле. Навколо планети обертається 16 супутників.

Вивчено поверхню чотирьох відкритих Галілеєм супутників Юпітера: Ганімеда, Калісто, Іо та Європи. За своїми розмірами вони не поступаються таким планетам земної групи, як Марс і Меркурій. Найбільш сенсаційний з них — супутник Іо. На ньому діє п'ять незвичайних вулканів. Періодично з надр супутника виривається гаряча сірка, яка потім осідає на поверхні. Інші три супутники складаються із суміші льоду і гірських порід. Між супутниками і поверхнею Юпітера розташоване тонке кільце, яке складається з уламків метеоритних речовин розміром в десятки і сотні метрів. Внаслідок інтенсивного поглинання світла воно невидиме для телескопів. Кільце було виявлено на фотографіях, зроблених космічними апаратами з близької відстані.

Сатурн за розмірами в 9 разів більший від Землі. Навколо нього давно було виявлено декілька кілець, тому цю планету називали смугастою. Із Землі звичайно видно 3—4 кільця і щілини між ними. При близькому обстеженні за допомогою космічних апаратів виявилася більш складна картина. Було встановлено, що існує більше сотні окремих кілець. Усі вони складаються з дрібненьких силікатних частинок розміром від долей міліметра до десятків сантиметрів, вкритих нальотом або плівкою льоду.

Атмосфера Сатурна, як і Юпітера, в основному складається з метану, але тут вона приблизно вдвічі товща і всі процеси в ній протікають повільніше. Дивним виявилося відкриття азотної атмосфери на Титані — одному з найбільших супутників Сатурна. Решта 16 супутників планети невеликі, не більше тисячі кілометрів у діаметрі, і складаються із суміші льоду і гірських порід. Сатурн має потужне магнітне поле.

Уран в 4 рази більший за Землю. Товста атмосфера складається переважно з метану, в ній виявлено також аміак, водень і гелій. Астрономічною сенсацією стало відкриття десяти кілець Урана. Вони дуже тонкі, складаються з кам'яних частинок і мають зовсім низьку відбивну здатність. Площина кілець майже збігається з площиною екватора. Деталі будови цих кілець, як і самої планети Уран, що мов би лежить на боці, багато в чому ще залишаються загадковими. Навколо планети обертається 16 природних супутників.

Нептун майже однаковий за розмірами з Ураном і має атмосферу схожу з ним за складом, але відмінну за структурою — в ній, зокрема, спостерігаються сильні вихори, зумовлені виділенням тепла з надр планети. Нептун розташований в ЗО разів далі від Сонця, ніж Земля, що особливо утруднює його дослідження. Навколо планети виявлено 8 природних супутників і 2 льодово-кам'яних кільця. Як і у кілець Урана, матеріал їх дуже темний, тому поверхнею цієї планети відбивається лише 3—4 % світла.

При вивченні Сонячної системи в будові планет та їх рухах було виявлено ряд закономірностей:

1) обертання всіх планет здійснюється навколо Сонця в одному напрямі майже за круговими орбітами;

2) Сонце обертається навколо своєї осі в напрямі руху планет;

3) обертання супутників навколо планет, за винятком деяких супутників Юпітера, Урана і Сатурна, відбувається теж в напрямі обертання планет;

4) всі планети обертаються навколо своїх осей в одному й тому ж напрямі, за винятком Венери і Урана, які обертаються у зворотному напрямі (при цьому осі обертання цих двох планет ніби "лежать" на площині екліптики, тоді як осі інших планет майже вертикальні до неї);

5) орбіти планет розташовуються приблизно в одній площині;

6) відстань між орбітами планет у міру їх віддалення від Сонця збільшується приблизно вдвічі (емпіричний закон Тіціуса — Бо де).

Всі планети значно відрізняються одна від іншої своїми розмірами — вони збільшуються від Меркурія до Юпітера.

За своїми фізичними характеристиками (розмірами, масою, кількістю супутників) планети виразно поділяються на дві групи: внутрішні планети земної групи (Меркурій, Венера, Земля, Марс) і зовнішні планети юпітерової групи (Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун).

Між планетами типу Землі існує морфологічна схожість: їх поверхні вкриті кратерами, вони мають невеликі розміри, високу середню щільність порід, характеризуються повільним осьовим обертанням і обмеженою кількістю або відсутністю супутників. На поверхні всіх цих планет виявлено метеоритні кратери.

Планети-гіганти не схожі на планети земної групи. Вони характеризуються великими розмірами, малою густиною речовини, наявністю значної кількості супутників. Всі планети-гіганти мають навколо себе кільця. Вперше цю закономірність обґрунтував український вчений астроном С.К. Всехсвятський.

Слід наголосити, що серед всіх планет та їх супутників не знайдено двох тіл з однаковим хімічним складом. Нема жодної планети, яка за складом була б схожою із Сонцем, хоча є певна залежність: чим планета масивніша, тим її склад ближчий до сонячного. Це підтверджується, наприклад, у будові трьох планет-гігантів — Юпітера, Сатурна і Урана. Але Нептун, більш масивний, ніж Уран, у цю закономірність не вкладається.

Таким чином, Сонячна система об'єднує в єдине ціле неоднакові за розмірами і будовою небесні тіла, відмінні від нашої власної планети. Вивчення їх ландшафтних особливостей привело до становлення нової галузевої науки — порівняльної планетології. Від успіхів розвитку цієї ще зовсім молодої науки буде залежати, зокрема, рівень розуміння механізмів, що лежать в основі природи Землі.

2.Земля як планета Сонячної системи

Земля - планета, на якій живе людина. У Сонячній системі - це третя планета від Сонця, середня відстань до якого складає 149,5 млн. км. Земна орбіта не зовсім кругла, вона схожа на злегка приплюснутий еліпс. Ось чому ця відстань міняється від 147,1 млн. км, коли Земля найближче до Сонця (на початку січня) до 152,1 млн. км, коли вона найдалі (через 6 місяців).

Земля формувалася одночасно з Сонцем та іншими вісьмома великими планетами Сонячної системи і міріадами астероїдів, метеоритів і комет з величезного газопилової хмари, так званої сонячної туманності.

У часи, ближчі до нас, Галілео Галілей першим спостерігав її фази в свою підзорну трубу. Це було останнім доказом невірності системи Птолемея. І тоді Венера зайняла своє остаточне місце між Землею і Сонцем, але стара теорія не змогла пояснити фази, які також можна було спостерігати.

На початковій стадії свого формування Сонце було дуже гарячим, що стало причиною випаровування в космос великої частини летючих речовин (таких, як водень і гелій), які перебували в області, де формувалася Земля. У більш віддалених і холодних областях Сонячної системи, навпаки, ці речовини могли конденсуватися, даючи життя гігантським газоподібним планет.

Мал. 2 розмір Землі

Подібно до інших планет Сонячної системи, Земля має кулясту форму і для всіх географічних побудов можна приймати Землю за кулю. Основними доказами кулястості Землі вважають зараз круглу тінь, утворену Землею під час місячних затемнень, фотографії і вимірювання з Космосу з штучних супутників Землі з різних відстаней і точок траєкторії польотів; градусні вимірювання по поверхні Землі.

Земля обертається навколо так званої земної осі. Точки перетину земної осі з земною поверхнею називаються полюсами. Розрізняють Північний і Південний полюси. Лінія перетину поверхні земної кулі площиною проходить через центр Землі перпендикулярно земної осі - це екватор. Площини, січні земну поверхню паралельно площині екватора утворюють паралелі, а площини проходять через два полюси - меридіани.

Для визначення положення точки на поверхні Землі користуються спеціальними величинами - географічними координатами. Географічна широта - це величина дуги меридіана від екватора до заданої точки у градусах, географічна довгота - величина дуги паралелі від нульового меридіана до заданої точки. У більшості країн за нульовою прийнято меридіан, що проходить через Грінвічську обсерваторію, на схід від Лондона - він так і називається Гринвічським.

Мал.3 форма та розміри Землі

Через обертання навколо своєї осі і що виникає при цьому відцентрової сили, Земля трохи сплюснута біля полюсів і її велика піввісь (екваторіальний радіус) майже на 21,4 км більше, ніж відстань від центру Землі до полюсів. Такий рівномірно сплюснутий біля полюсів куля називається сфероїд або еліпсоїдом обертання. Ця фігура має точне математичне вираження і використовується для побудови географічних карт.

Проте фігура Землі складніше. Вона відхиляється від правильної форми сфероида через неоднорідного будови надр, нерівномірного розподілу мас. Справжня геометрична фігура Землі називається геоидом ("землеподібними") і визначається як фігура, поверхня якої скрізь перпендикулярна напрямку сили тяжіння, тобто схилу. Поверхня геоїда збігається з уровенной поверхнею Світового океану (подумки продовженої під материками та островами). Підняття і опускання геоїда над сфероїд становлять ± 50 ... 100 м.

Відео форма Землі

Поверхня Землі

Фізична ж поверхню Землі, ускладнена горами і западинами не збігається і з поверхнею геоїда, відступаючи від нього на кілька кілометрів. Сила тяжіння весь час прагне вирівняти поверхню Землі, привести її у відповідність з поверхнею геоїда.

Географічне значення форми і розмірів Землі надзвичайно велике. Внаслідок її кулястої форми кут падіння сонячних променів на земну поверхню зменшується від екватора до полюсів, формуються пояси освітленості, теплові пояси і взагалі всі природні процеси і явища закономірно змінюються у напрямку від екватора до полюсів.

Маса і розміри Землі визначають силу земного тяжіння, здатну утримувати атмосферу певного складу і гідросферу, без яких неможливе життя.

Відео внутрішня будова Землі

Рухи землі в Сонячній Системі

Як і інші планети Сонячної системи, Земля бере участь одночасно в кількох видах руху. Разом з Сонячною системою Земля робить один оборот навколо центру Галактики за галактичний рік (близько 230 млн. років), а навколо спільного з Місяцем центру мас вона звертається за 27,32 доби. Однак набагато більше всі, хто живе на Землі відчувають її добове обертання навколо осі і річний рух по орбіті навколо Сонця. З обертанням Землі пов'язані природні одиниці виміру часу.

Мал. 4 обертання Землі

Земля обертається навколо осі з заходу на схід, тобто проти годинникової стрілки, якщо дивитися на Землю з Полярної зірки (з Північного полюса), роблячи повний оборот за добу або 24 години.

Для обліку впливу обертання рухомої системи відліку (якою є Земля) на відносний рух тіла у фізиці вводять спеціальну силу інерції - силу Коріоліса (по імені французького вченого Г. Коріоліса). На Землі це явище, яке правильніше називати прискоренням Коріоліса, проявляється в тому, що всі тіла, що рухаються відносно земної поверхні в Північній півкулі отримують прискоренні, спрямоване вправо, а в Південному - вліво від напрямку їх руху. Прискорення Коріоліса впливає на напрям руху повітряних мас, морських течій, викликає підмив відповідних берегів річок. На екваторі прискорення Коріоліса дорівнює нулю, а до полюсів наростає.

Час повного оберту Землі навколо земної осі щодо зірок, між двома послідовними кульмінаціями (найбільш високим становищем якої-небудь зірки) називають зоряними добами і використовують при астрономічних спостереженнях. Зоряні добу рівні 23 год 56 хв. Однак вживаючи термін добу - зазвичай мають на увазі рівні 24 годинам сонячні добу - час повного оберту Землі навколо осі відносно Сонця. Оскільки Земля обертається навколо осі в тому ж напрямку, в якому рухається навколо Сонця, за сонячні добу вона робить оборот трохи більше, ніж на 360 ° і сонячна доба довша зоряних.

Для вимірювання часу всю поверхню земної кулі розділили на 24 часових пояси по 15 ° кожний і користуються поясним часом - тобто місцевим часом середнього меридіана кожного пояса. Межі поясів пристосовуються до державних або адміністративних кордонів, природних рубежах. За нульовою прийнятий пояс, по середині якого проходить грінвічський меридіан, його час називається всесвітнім. Рахунок поясів ведеться на схід, і в сусідніх поясах час відрізняється на 1 ч. Наприклад столиця Австралії Канберра р. живе за місцевим часом меридіана 150 ° в. д., на 10 годину зрушене вперед щодо всесвітнього. За 180-му меридіану проходить лінія зміни дат, по обидві сторони від якої години та хвилини збігаються, а календарні дати відрізняються на одну добу.

Мал. 5 зміна дня і ночі

Зміна дня і ночі створює добову ритміку живої та неживої природи, пов'язану зі змінами світлових і термічних умов. Найбільш яскраві прояви такої ритміки - добовий хід температури і вологості, денний і нічний бризи і гірсько-долинні вітри, пожвавлення вдень зелених рослина (оскільки тільки на світлі можливий фотосинтез) і нічне життя багатьох хижаків, летючих мишей і метеликів. Соціальна життя людини теж підпорядковується добовому ритму. Осьове обертання Землі дозволяє виділити полюси - нерухомі точки, які використовують при побудові на кулі градусної мережі з паралелей і меридіанів.

Відео обертання Землі навколо осі

3.Природа Місяця

Місяць у римській міфології є богинею нічного світла. Місяць мала кілька святилищ, одне разом з богом сонця. У єгипетській міфології богиня місяця - Тефнут і її сестра Шу - одне з втілень сонячного начала, були близнюками. В індоєвропейській і балтійської міфології широко поширений мотив залицяння місяці за сонцем і їх весілля: після весілля місяць залишає сонце, за що йому мстить бог-громовержець і розрубує місяць навпіл. В іншій міфології місяць, що жив на небі разом зі своєю дружиною-сонцем, пішов на землю подивитися, як живуть люди. На землі за місяцем погналася Хоседем (зле жіноче міфологічна істота). Місяць, квапливо повертається до сонця, тільки наполовину встигло увійти в його чум.  Сонце схопило його за одну половину, а Хоседем за іншу і почали тягнути його в різні боки, поки не розірвали навпіл. Сонце намагалося потім оживити місяць, що залишився без лівої половини і тим самим без серця, пробувало зробити йому серце з вугілля, гойдало його в колисці (шаманський спосіб воскресіння людини), але все було марно. Тоді сонце звеліло місяцю, щоб він світил вночі залишилася у нього половиною. У вірменській міфології Лусіне ("місяць") - молодий хлопець попросив у матері, яка тримала тісто, булочку. Розсерджена мати дала ляпас Лусіне, від якої він злетів на небо. До цих пір на його обличчі видно сліди тесту. За народними повір'ями, фази місяця пов'язані з циклами життя царя Лусіне: молодик - з його юністю, повний місяць - зі зрілістю; коли місяць убуває і з'являється півмісяць, настає старість Лусіне, який потім іде в рай (вмирає). З раю він повертається відродженим.

Відомі також міфи про походження місяця з частин тіла (частіше всього з лівого і правого ока). У більшості народів світу є особливі Місячні міфи, що пояснюють виникнення плям на місяці, частіше за все тим, що там знаходиться особлива людина ("місячний людина" або "місячна жінка"). Божеству місяця багато народів надають особливого значення, вважаючи, що воно дає необхідні елементи для всього живого.

Рух місяця.

  Видимий рух Місяця на тлі зірок є наслідок дійсного руху Місяця навколо Землі. Місяць протягом зоряного місяця переміщається серед зірок завжди в одну і ту ж сторону - з заходу на схід, або прямим рухом. Видимий шлях Місяця на небі - не замикається крива, постійно змінює своє положення серед зірок зодіакальних сузір'їв. Видимий рух Місяця супроводиться неперервною зміною її зовнішнього вигляду, що характеризується фазою Місяця (Фаза Ф дорівнює відношенню найбільшої ширини освітленої частини d `місячного диска до його діаметру d).

Місяць рухається навколо Землі із середньою швидкістю 1,02 км / сек по приблизно еліптичній орбіті в тім же напрямку, у якому рухається переважна більшість інших тіл Сонячної системи, тобто проти годинникової стрілки, селі дивитися на орбіту Місяця з боку Північного полюса світу. Велика піввісь орбіти Місяця, рівний середній відстані між центрами Землі і Місяця, складає 384 400 км (приблизно 60 земних радіусів). Внаслідок еліптичності орбіти і збурювань відстань до Місяця коливається між 356 400 і 406 800 км. Період обертання Місяця навколо Землі, так називаний сидеричний (зоряний) місяць дорівнює 27,32166 доби, але підданий невеликим коливанням і дуже малому віковому скороченню. Рух Місяця навколо Землі дуже складно, і його вивчення складає одну з найскладніших задач небесної механіки. Еліптичний рух являє собою лише грубе наближення, на нього накладаються багато збурювань, обумовлені притяганням Сонця, планет і сплюснутістю Землі. Найголовніші з цих збурювань, чи нерівностей, минулого відкриті зі спостережень задовго до теоретичного висновку їх із закону всесвітнього тяжіння. Притягання Місяця Сонцем у 2,2 рази сильніше, ніж Землею, так що, строго кажучи, слід було б розглядати рух Місяця навколо Сонця і збурювання цього руху Землею. Однак, оскільки дослідника цікавить рух Місяця, яким воно видно з Землі, гравітаційна теорія, що розробляли багато найбільших учених, починаючи з І. Ньютона, розглядає рух Місяця саме навколо Землі. У 20 столітті користаються теорією американського математика Дж. Хилла, на основі, якої американський астроном Е. Браун обчислив (1919) математичні, ряди і склав таблиці, що містять широту, довготу і паралакс Місяця. Аргументом служить час.

Площина орбіти Місяця нахилена до екліптики під кутом 5про8 "43", підданим невеликим коливанням. Точки перетину орбіти з екліптикою, називаються висхідним і спадним вузлами, мають нерівномірний зворотній рух і роблять повний оборот по екліптиці за 6794 доби (близько 18 років), унаслідок чого Місяць повертається до тому самому вузла через інтервал часу - так званий драконічний місяць, - більш короткий, чим сидеричний і в середньому рівний 27.21222 доби, з цим місяцем зв'язана періодичність сонячних і місячних затемнень. Місяць обертається навколо осі, нахиленої до площини екліптики під кутом 88 ° 28 ', з періодом, точно рівним сидеричному місяцю, унаслідок чого вона повернена до Землі завжди однієї і тією ж стороною.  Такий збіг періодів осьового обертання й орбітального звертання не випадково, а викликана тертям припливів, що Земля робила у твердій чи ніколи рідкій оболонці Місяця. Однак сполучення рівномірного обертання з нерівномірним рухом по орбіті викликає невеликі періодичні відхилення від незмінного напрямку до Землі, що досягають 7 ° 54 'по довготі, а нахил осі обертання Місяця до площини її орбіти обумовлює відхилення до 6 ° 50' по широті, унаслідок чого в різний час із Землі можна бачити до 59% всієї поверхні Місяця (хоча області біля країв місячного диска видні лише в сильному перспективному ракурсі); такі відхилення називаються лібрацією Місяця. Площини екватора Місяця, екліптики і місячної орбіти завжди перетинаються по однієї прямої (закон Кассіні).

Форма Місяця.

У деякі дні Місяць зовсім не видно на небі. В інші дні вона має вигляд вузького серпа, півкола і повного кола. Місяць подібно до Землі є темним, непрозорим круглим тілом. Форма Місяця дуже близька до кулі з радіусом 1737 км, що дорівнює 0,2724 екваторіального радіуса Землі. Площа поверхні Місяця складає 3,8 * 107 км2, а обсяг 2,2 * 10 25 см 3. Більш детальне визначення фігури Місяця утруднене тим, що на Місяці, через відсутність океанів, немає явно вираженої вирівняній поверхні по відношенню, до якої можна було б визначити висоти і глибини; крім того, оскільки Місяць повернений до Землі однією стороною, вимірювати з Землі радіуси крапок поверхні видимої півкулі Місяця (крім крапок на самому краї місячного диска) представляється можливим лише на підставі слабкого стереоскопічного ефекту, обумовленого лібрацією. Вивчення либрации дозволило оцінити різницю головних півосей еліпсоїда Місяця. Полярна вісь менше екваторіальної, спрямованої убік Землі, приблизно на 700 м і менше екваторіальній осі, перпендикулярної напрямку на Землю, на 400 м. Таким чином, Місяць під впливом приливних сил, небагато витягнутий убік Землі.  Маса Місяця точніше всього визначається зі спостережень її штучних супутників. Вона в 81 разів менше маси землі, що відповідає 7.35 * 1025 р. Середня щільність Місяця дорівнює 3,34 р. см3 (0.61 середньої щільності Землі). Прискорення сили тяжіння на поверхні Місяця в 6 разів більше, ніж на Землі, складає 162.3 см. сек2 і зменшується на 0.187 див. сек2 при підйомі на 1 кілометр. Перша космічна швидкість 1680 м / сек, друга 2375 м / сек. Унаслідок малого притягання Місяць не зміг удержати навколо себе газової оболонки, а також воду у вільному стані.

Фази Місяця.

Різні видимі форми Місяця називаються її фазами. Повний цикл фаз закінчується і починає повторюватися через кожні 29,59 діб.

 Не будучи самосвітної, Місяць видний тільки в тій частині, куди падають сонячні промені, або промені, відбиті Землею. Цим пояснюються фази Місяця. Через віддаленість Сонця сонячні промені, що падають на Місяць, майже паралельні і завжди висвітлюють рівно половину Місячного кулі; інша його половина залишається темною. До Землі звичайно звернені частина світлого півкулі і частина темного, тому Місяць найчастіше здається нам неповним колом. Лінія, що відокремлює темну частину диска Місяця від світлої, називається термінатором і завжди є напівеліпса. Кут між напрямками від Сонця до Місяця і від Місяця до Землі називається фазовим кутом. Розрізняються чотири основні фази Місяця, які поступово переходять одна в іншу в наступній послідовності: молодик, перша чверть, повний місяць і остання чверть.

Кожен місяць Місяць, рухаючись по орбіті, проходить між Землею і Сонцем і звернена до нас темною стороною, у цей час відбувається молодик. Через 1 - 2 дні після цього на західній частині неба з'являється вузький яскравий серп молодого Місяця. Інша частина місячного диска буває в цей час слабко освітлена Землею, поверненої до Місяця своєю денною півкулею. Тоді люди кажуть, що "нова Місяць знаходиться в руках старої". Місячний серп, звернений опуклістю до Сонця, день від дня поступово розширюється. Через 7 діб після молодика Місяць приймає форму півкола і відходить від Сонця на 900, настає перша чверть, коли освітлена рівно половина диска Місяця і термінатор, тобто лінія розділу світлої і темної сторони, стає прямої - діаметром місячного диска. У наступні дні термінатор стає опуклим, вид Місяця наближається до світлого кола і через 14 - 15 доби настає повня.

Повна Місяць видно на небі всю ніч; сходить вона приблизно під час заходу Сонця, а заходить - близько моменту його сходу.

 На 22-а доба спостерігається остання чверть. Кутова відстань Місяця від сонця зменшується, вона знову стає серпом і через 29.5 доби знову настає молодик. Проміжок між двома послідовними молодиками називається синодичним місяцем, що має середню тривалість 29.5 доби. Синодичний місяць більше сидеричного, тому що Земля за цей час проходить приблизно 113 своєї орбіти і Місяць, щоб знову пройти між Землею і Сонцем, повинна пройти додатково ще 113-у частину своєї орбіти, на що витрачається не набагато більше 2 доби. Астрономи розрізняють ще драконічний і Аномалістичний місяці. Драконічний місяць - це період обертання Місяця відносно вузлів її орбіти, тобто точок перетину нею площини екліптики.  Він грає важливу роль при передобчислювання сонячних і місячних затемнень. Аномалістичний місяць - це період обертання Місяця відносно перигея, найближчої до Землі точці її орбіти.

Якщо молодик відбувається поблизу одного з вузлів місячної орбіти, відбувається сонячне затьмарення, а повня біля вузла супроводжується місячним затемненням. Легко спостерігається система фаз Місяця послужила основою для ряду календарних систем.

 

 

Покриття світил Місяцем.

 При русі навколо Землі Місяць проходить перед більш далекими світилами і своїм диском може їх заступити. Це явище носить загальну назву покриттів світил Місяцем. Визначення точних моментів початку і кінця покриттів має велике значення для вивчення руху Місяця і форми її диска. Найчастіше відбуваються покриття зірок, рідше трапляються покриття планет.

4.Сонячні і місячні затемнення

Сонячні затемнення.

  Сонце в 400 разів більший за Місяць і приблизно в 400 разів далі від нас, ніж Місяць. Завдяки цьому випадковим збігом, розміри Сонця і Місяця, як ми бачимо їх на небі, здаються нам майже однаковими. Внаслідок цього Місяць може повністю закрити від нас Сонце, якщо, рухаючись по своїй орбіті, вона опиниться в точності між Сонцем і Землею. Коли Земля, Місяць і Сонце виявляються точно на одній прямій, настає повне сонячне затемнення. Кожен місяць, в молодика, Місяць проходить в просторі між Сонцем і Землею, але вибудовування точно на одній прямій, яка необхідна для сонячного затемнення, відбувається не так часто. І навіть коли це трапляється, на поверхні Землі є лише довга, вузька область, звідки можна спостерігати повне сонячне затемнення. Смуга сонячного затемнення ніколи не буває ширше 264 км, але в довжину може тягнутися на тисячі кілометрів. Повне сонячне затемнення може спостерігатися в одному місці Землі не більше восьми хвилин. Повне сонячне затемнення - видовище настільки драматичне, що деякі люди готові перетнути половину земної кулі спеціально, щоб його побачити. Починається сонячне затемнення з того, що передній край Місяця злегка накриває сонячний диск. Виглядає це так, наче від Сонця відкусили шматочок. У цей час спостерігається лише часткове затемнення Сонця. При деяких сонячних затемнення сяюче кільце Сонця залишається видимим навколо всього темного диска Місяця. Справа в тому, що відстані між Землею і Сонцем і між Землею і Місяцем, хоча і в невеликих межах, але все таки змінюються. Якщо Місяць трохи далі від Землі, ніж у середньому, її кутовий розмір стає менше, а якщо Земля трохи ближче до Сонця, ніж у середньому, кутовий розмір Сонця трохи збільшується. І якщо все це трапляється в той час, коли має спостерігається повне сонячне затемнення, Місяць виявляється досить великий, щоб цілком закрити Сонце. При сонячному кільцеподібному затьмаренні небо залишається світлим і сонячна корона не видно. Затемнення сонця можуть відбуватися тільки під час молодика.

Світить повний Місяць. "Що це вона сьогодні надзвичайно яскрава?" - Подумали ви, глянули і побачили: по лівому краю її сріблястого диска ніби хтось мазнув червоною фарбою. Почалося місячне затемнення. Протягом години щось кругле й червоне, наче великий диск пофарбованого скла, поступово накочує на нічне світило, поки все воно не сховається в цій червоності. І довго ще Місяць буде залишатися в такому вигляді, а потім червоний коло почне сповзати з її правого краю. Різні почуття викликає місячне затемнення. Можна милуватися мідно-червоним диском Місяця, голубуватим обідком по краю тіні, радіючи з того, яке нині видалося світле і яскраве затемнення. За старих часів темно-Богрова, криваве місячне "затміще" пугало. Не кажучи вже про ті випадки, коли Місяць, на подив і тривогу очевидців, взагалі зникла з неба! А раптом назавжди?!

 Давні мешканці Південної Америки інки думали, що Місяць почервоніла від хвороби і якщо вона помре, то, мабуть, зірветься з неба і впаде. Знаючи, що Місяць - велика приятелька собак, інки тягали псів за вуха, волаючи: "Матінка Місяць, матінка Місяць!". Бідна Місяць, зачувши виски і благання, збирала всі свої сили, щоб перемогти хворобу і воскреснути з колишньою яскравістю.

 Норманнам ж уявлялося, що червоний вовк Мангарм знову осмілів і напав на Місяць. Відважні воїни, звичайно, розуміли, що не можуть заподіяти шкоди небесному хижакові, але, знаючи, що вовки не виносять шуму, кричали, свистіли, били в барабани. Шумова атака тривала 2-3 години без перерви.              

  А в Центральній Азії затемнення проходило в повній тиші.  Люди байдуже дивилися, як злий дух Раху проковтує Місяць. Ніхто не галасував і не махав руками. Відомо, що добрий дух Очервані колись відсік демону полтуловіща і Місяць, пройшовши крізь Раху, як через рукав, засвітить знову.

 На Русі завжди вважалося, що затемнення віщує біду: "Місяць загине і бути крові". І згадує літописець, як хитали головами мудрі старі люди і рекли: "Не благо є таке затемнення".

Місячні затемнення.

 Земля відкидає в просторі довгу тінь, загороджуючи світло Сонця. Коли Місяць потрапляє в тінь Землі, відбувається місячне затемнення. Якби під час місячного затемнення ми перебували на Місяці, то побачили б, що Земля проходить перед Сонцем, закриваючи його. Нерідко при цьому Місяць залишається слабо видимою, світися тьмяним червонуватим світлом. Так як Місяць рухається із заходу на схід, то першим входить в земну тінь лівий край Місяця. На ньому з'являється збиток, який поступово збільшується, і видимий диск Місяця приймає форму серпа. Якщо Місяць повністю увійде у земну тінь, то відбудеться повне затемнення Місяця, якщо в тіні виявиться тільки частина Місяця, то затемнення буде приватним. Повне місячне затемнення може тривати до 1 години 44 хвилин. Повного або приватному місячним затемненню передує (і завершує їх) напівтіньове місячне затемнення, коли Місяць проходить крізь земну півтінь. Місячні затемнення можуть відбуватися тільки під час повних місяців. На відміну від сонячних, місячні затемнення можна спостерігати з будь-якого місця на Землі, де Місяць знаходиться над горизонтом.

5.Причини виникнення припливів і відпливів

Море ніколи не буває спокійним. Його хвилі то ласкаво набігають на берег, то з нищівною силою розбиваються об нього. Видатна українська поетеса Леся Українка писала:

Море, море! Без краю просторе,

Руху повне і разом спокою!

  В усіх океанах є своєрідні річки, що рухаються постійно одним і тим самим маршрутом. Чим пояснити цей різноманітний рух вод Світового океану? Стародавні греки вважали, що рух води спрямовував бог Посейдон. За допомогою тризуба він викликав бурі, урагани, шторми. Ці міфи виникли в ті давні часи, коли людина ще не пізнала законів природи.

Розрізняють кілька видів руху вод в морях та океанах: вітрові хвилі, цунамі, припливи та відпливи, течії. Розглянемо причини їх виникнення.

Вітрові хвилі

У 1933 р. моряки американського судна «Рамапо» спостерігали хвилю заввишки 34 м. Її спричинив сильний штормовий вітер у Тихому океані. У більшості випадків висота вітрових океанічних хвиль досягає 4 — 5 м. При "утворенні хвилі маса води горизонтально не, рухається, змінюється лише вертикальний рівень водної поверхні. В одних місцях пориви вітру ніби вдавлюють її, утворюючи улоговину хвилі, в інших — поверхня здіймається у вигляді гребеня. З посиленням вітру на гребенях хвиль з'являється біла піна — баранчики Висота хвилі збільшується, а сильний вітер ніби загинає верхівки її гребенів. Вітер слабшає, і хвилі змінюються брижами — затухаючими частими хвилюваннями. Навіть безвітряної погоди (у штиль) їх можна помітити на гладенькій поверхні моря.

На межі моря і суходолу вітрові хвилі виконують велику роботу. В одних місцях вони руйнують гірські породи, в інших — відкладають їх, утворюючи піщані й галькові пляжі.   

Цунамі

На відміну від хвиль, спричинених вітром, на формування цунамі впливають інші сили.

Припливи та відпливи

Мореплавцям і рибалкам з давніх-давен було відомо, що через кожні 6 год рівень моря змінюється. Море то наступає на берег, то відступає від нього. Люди враховували це явище. Перед відпливом моряки виходили у відкрите море, щоб не потрапити на мілководдя. Рибалки очікували відступу води, щоб зібрати рибу із розставлених під час попереднього відпливу сіток. Чим же пояснюються періодичні зміни рівня води в морях і океанах? Насамперед дією сил тяжіння, що виникають між Землею, Сонцем і Місяцем. Оскільки Місяць є найближчим до Землі небесним тілом, то й вплив його на нашу планету найбільший.

Періодичні коливання рівня води в морях і океанах, що виникають унаслідок притягання водної оболонки Землі Місяцем і меншою мірою Сонцем, називають припливами та відпливами.

У відкритому морі чи океані припливи та відпливи майже не відчуваються, їх висота — 90 см. Так само і у внутрішніх морях. Наприклад, висота припливів та відпливів у Азовському та   Чорному морях становить лише 2 — 3 см. Найвищі рівні бувають у вузьких затоках відкритого моря чи океану. Наприклад, висота припливів у затоці Фанді на східному узбережжі Північної Америки досягає 18 м. Припливи та відпливи мають велику енергію, яка використовується людьми.

Течії

«В океані є річка. Вона не пересихає і в найсильніші посухи, і не виходить з берегів під час найбільшої повені. її береги та ложе — з холодної води, а бистрина — з теплої». Так у середині XIX ст. писав американський учений М. Ф. Морі про найпотужнішу в світі теплу океанічну течію Гольфстрім.

Океанічні течії - горизонтальні переміщення величезнихводних мас у певному напрямку на великі відстані.

 Найчастіше океанічні течії виникають під дією постійних вітрів. Такі течії називають вітровими. До екватора від 30-х широт дмуть постійні вітри пасати, що формуються в приекваторіальній зоні всіх океанів. Відповідно течії дістали назву пасатних. Рухаючись зі сходу на захід, пасатні течії, натрапляючи на береги материків відхиляються на північ і на південь. При цьому утворюються нові течії, які називають стоковими.

У помірних широтах ці течії під впливом постійних західних вітрів і сили обертання Землі відхиляються на схід і прямують до західних берегів материків. Потім вони знову повертаються до 30-х широт як стокові течії.

Так, на північ і на південь від екватора у смугах 50° пн. ш. і 50° пд. ш. виникають два кругообіги океанічної води. У Північній півкулі течії рухаються за годинниковою стрілкою, у Південній — проти.

У Південній півкулі, уздовж берегів Антарктиди, під впливом постійних вітрів помірних широт і сили обертання Землі утворюється потужна течія Західних Вітрів. Сама назва свідчить про причини її утворення.

Розрізняють теплі й холодні течії. Якщо температура води течії вища за температуру навколишніх океанічних вод, то її вважають теплою, якщо нижча — холодною. На картах теплі течії позначають червоними стрілками, холодні — синіми. Течії в океанах істотно впливають на клімат і погоду прибережних частин материків. Холодні — знижують температуру і кількість опадів, а теплі, навпаки, підвищують.

У судноплавстві важливо враховувати потужність і напрямки течій. У минулому їх використовували для «пляшкової пошти». (Пригадай твір Жуля Верна «Діти капітана Гранта».)

5.Підбиття підсумків уроку

  Закріплення матеріалу проводжу у формі прослуховування  рефератів  учнів, відповідаю на питання учнів, виставляю оцінки за урок.

6.Домашнє завданняОпрацювати §_____. Підготувати презентацію на теми: «Характеристика планет земної групи», «Характеристика планет-гігантів»

 

Назва теми уроку: Планети земної групи: Меркурій, Венера, Марс і його супутники.Планети-гіганти: Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун та їхні супутники, Плутон та його супутник Харон.

 

Мета:ознайомити учнів з планетами земної групи та планетами-гігантами, їх основними характеристиками

План уроку

1.Характеристика планет земної групи.

2.Характеристика планет-гігантів.

Хід уроку

1.Організаційний момент

Привітання, перевірка готовності учнів та класного приміщення до уроку, перевірка присутніх. Розвязати тестове завдання(5 хв)

2.Оголошення теми і мети уроку

 Пояснення мети та форми проведення уроку, тему уроку учні записують в зошит.

3.Мотивація навчальної діяльності

 До навколосонячних планет земної групи належать Меркурій, Венера, Земля й Марс. Вони відрізняються від планет-гігантів меншими розмірами і, відповідно, меншою масою. Ці планети рухаються усередині пояса малих планет. Планети близькі за такими фізичними характеристиками, як густина, розміри, хімічний склад, але при цьому кожна планета має свої особливості             

4.Вивчення нового матеріалу

1.Характеристика планет земної групи.

Меркурій - найближча до Сонця планета. Меркурій є ендогенне пасивною планетою і знаходиться, очевидно, на примітивній стадії корового розвитку. Планета розташована від Сонця на відстані 58 млн. км. Повний оберт на небі завершує за 88 діб, період обертання Меркурія навколо своєї осі дорівнює 58,65 Доби, тобто 2/3 його обертання навколо Сонця. Таке обертання є динамічно стійким. Сонячна доба на Меркурії триває 176 днів.

Вісь обертання Меркурія майже перпендикулярна до площини його орбіти. Як свідчать радіоспостереження, температура на поверхні Меркурія в пункті, де Сонце знаходиться в зеніті, сягає 620 К. Температура нічної півкулі близько 110 К.

Уся поверхня Меркурія поцяткована кільцевими структурами різного розміру (до 120 км у поперечнику), нагадуючи цим найдавнішу формацію Місяця, але відрізняючись від неї низькою відбивною здатністю (альбедо 0,056). За допомогою радіоспостережень вдалося визначити теплові властивості зовнішнього покриву планети, що виявилися близькими до властивостей тонкоподрібнених порід місячного реголіту. Причиною такого стану порід, найімовірніше, є безперервні удари метеоритів, що майже не послаблюються розрідженою атмосферою Меркурія.

Поверхня планети вся поцяткована кратерами, утворення яких можна пояснити метеоритним бомбардуванням Меркурія, що відбувалося на перших етапах еволюції планети мільярди років тому. Великим кратерам надано імена видатних людей (Бетховен, Бах, Шекспір і т. ін.). Кратер Бетховена, наприклад, має діаметр близько 625 км, а улоговина Калорис - 1300 км. Величезна улоговина має пласку поверхню, вона поцяткована тріщинами й грядами.

Очевидно, у початковий період існування планета зазнавала сильного розігрівання, тому що глобальне стискання Меркурія зі зменшенням його радіуса на 1-2 км при охолодженні й консолідації виявилося в утворенні на його поверхні дугоподібних уступів (скарпів), що мають насувну природу.

Атмосфера Меркурія, у порівнянні із земною, сильно розріджена. За даними, отриманими з міжпланетної станції "Маринер-10", її густина не перевершує густину земної атмосфери на висоті 620 км. У складі атмосфери виявлена невелика кількість водню, гелію й кисню, містяться й деякі інертні гази, наприклад, аргон і неон.

Такі гази могли виділитися в результаті розпаду радіоактивних речовин, що входять до складу ґрунту планети. Імовірно, Меркурій у початковому стані мав повністю рідкий стан і швидке початкове обертання, яке потім сповільнилося приливним тертям.

У Меркурія виявлене власне дуже слабке магнітне поле, що свідчить про неповну консолідацію планети. Напруженість цього магнітного поля менша, ніж у Землі, і більша, ніж у Марса. Середня густина Меркурія (5,44 г/см3) значно вища за місячну і майже дорівнює середній густині Землі, а його маса складає лише 1/18 маси Землі.

Все це свідчить про те, що Меркурій - найбагатша на залізо планета Сонячної системи. Цілком імовірно, що материнська планета Меркурія, яка мала водневу оболонку, створила навколо себе особливо розвинуту супутникову систему, до якої відійшла велика частина її силікатного матеріалу. З утворенням Меркурія вся ця маса супутників була ним назавжди втрачена. Про життя на Меркурії не може бути й мови, оскільки на ньому дуже висока денна температура і відсутня вода.

Венера - друга від Сонця (108 млн. км) і найближча до Землі планета Сонячної системи. Період обертання навколо Сонця - 225 діб. Під час нижніх з'єднань може наближатися до Землі до 40 млн. км, тобто ближче будь-якої іншої великої планети Сонячної системи. Синодичний період (від одного нижнього з'єднання до іншого) дорівнює 584 доби. Венера - найяскравіше світило на небі після Сонця й Місяця.

Дослідження цієї планети надзвичайно ускладнене через її дуже щільну і могутню атмосферу, що складається на 95% з молекул вуглекислого газу С02, приблизно 2% азоту й інертних газів, близько 0,1% кисню, невеликої кількості окису карбону, хромоводню й фтороводню, і 0,1% водяної пари.

Діаметр Венери - 12 100 км (95% діаметра Землі), маса - 81,5% маси Землі, або 1/408 400 маси Сонця, температура біля поверхні Венери сягає 747 К, а тиск 90 атм. Знову ж через дуже щільний хмарний шар, що огортає цю планету, довго не вдавалося встановити період обертання Венери. Тільки за допомогою радіолокації з'ясували, що він дорівнює 243,2 доби, причому Венера обертається в зворотний бік у порівнянні із Землею й іншими планетами.

Вуглекислий газ і водяна пара створюють в атмосфері Венери парниковий ефект, що призводить до сильного розігрівання планети. Парниковий ефект виникає через те, що вуглекислий газ і деякі інші молекули, такі як Н20, незважаючи на те, що їх мало, значно поглинають інфрачервоне випромінювання.

Хмарний шар Венери, за даними, отриманими зі станцій серії "Венера", розташований на висоті 49-68 км над поверхнею, а за густиною нагадує легкий туман. Але велика довжина хмарного шару робить його зовсім непрозорим для спостереження із Землі. Передбачається, що хмари складаються з крапель водного розчину сірчаної кислоти. Освітленість на поверхні в денний час подібна до земної у похмурий день.

З космосу хмари Венери виглядають як система смуг, що розташовуються зазвичай паралельно до екватора планети, однак часом вони утворюють деталі, які були помічені ще із Землі, що й дозволило встановити приблизно 4-5-добовий період обертання хмарного шару. Це чотиридобове обертання було підтверджене космічними апаратами і пояснюється наявністю на рівні хмар постійних вітрів, що дмуть у бік обертання планети зі швидкістю близько 100 м/с.

Атмосферний тиск біля поверхні Венери складає близько 9 МПа, а густина у 35 разів перевищує густину земної атмосфери. Кількість вуглекислого газу в атмосфері Венери в 400 тис. разів більше, ніж у земній атмосфері. Причиною цього, імовірно, є інтенсивна вулканічна діяльність, а крім того, відсутність на планеті двох основних поглиначів вуглекислого газу - рослинності й океану з його планктоном. Найвищі шари атмосфери Венери складаються повністю з водню. Воднева атмосфера простягається до висоти 5500 км.

Радіолокація дозволила вивчити невидимий через хмари рельєф Венери. У результаті були виявлені складчасті гірські системи з перепадом висот від 2 до З км, терасові вулканічні кальдери, протяжні лавові потоки і заплутана мережа розламів. Цей рельєф виник у період інтенсивної ендогенної активності Венери, що припинилася менш 1 млрд. років тому. Поверхня Венери відносно більш гладка, ніж поверхня Місяця.

На Венері, на відміну від Місяця, зустрічаються тільки великі кільцеві структури, діаметр яких коливається від 9 до 50 км. Вони оточені високими валами викинутого матеріалу і мають центральні гірки і гладкі днища, заповнені лавою. Кільцеві структури мають вулканічне експлозивне походження і, цілком імовірно, пов'язані з падінням метеоритів, незважаючи на захищеність планети від зовнішнього впливу щільною атмосферою. У результаті проведених досліджень можна зробити висновок, що за морфологічним виглядом поверхні Венера, як і Марс, є "мертвою" планетою, що втратила ендогенну активність і магнітне поле. Супутників Венера не має.

Земля - одна з планет Сонячної системи. її ендогенна активність триває вже протягом 4,6 млрд. років. Подібно до інших планет, Земля рухається навколо Сонця по еліптичній орбіті. Відстань від Землі до Сонця в різних точках орбіти неоднакова. Середня відстань складає приблизно 149,6 млн. км. У процесі руху нашої планети навколо Сонця площина земного екватора (нахилена до площини орбіти під кутом 23°26,5') переміщається паралельно до самої себе таким чином, що в одних ділянках орбіти земна куля нахилена до Сонця північною півкулею, а в інших - південною.

Велику частину поверхні Землі (до 71%) займає Світовий океан. На континентах планети поширені рівнини, переважно низинні, незначну частину поверхні планети займають гори і глибоководні западини на дні океанів.

Форма Землі ближча до кулястої. Нерівності рельєфу планети підтримуються нерівномірним розподілом маси в надрах Землі. Така поверхня називається геоїдом. Геоїд (із точністю близько до сотень метрів) збігається з еліпсоїдом обертання, екваторіальний радіус якого 6 378 км, а полярний радіус на 21,38 км менший за екваторіальний. Різниця цих радіусів виникла за рахунок відцентрової сили, створюваної добовим обертанням Землі. Добове обертання земної кулі відбувається з практично постійною кутовою швидкістю з періодом 23 години 56 хв. 4,1 с, тобто одна зоряна доба, кількість яких у році рівно на одну добу більша, ніж сонячних. Вісь обертання Землі спрямована північним кінцем приблизно на зорю а Малої Ведмедиці, яка через це називається Полярною зорею.

Одна з особливостей Землі - частково збережений дотепер розплавлений стан ядра. Фізичною ознакою наявності рідкого ядра (за сейсмічними даними) і внутрішнього флюїдного запасу є власне магнітне поле. Під дією сонячного вітру магнітне поле Землі спотворюється й отримує "шлейф" у напрямку від Сонця, що простягається на сотні тисяч кілометрів.

Наша планета оточена великою атмосферою. Основними газами, що входять до складу нижніх шарів атмосфери, є азот (близько 78%), кисень (близько 21%) і аргон (близько 1%). Інших газів в атмосфері Землі дуже мало, наприклад вуглекислого газу близько 0,03%. Атмосферний тиск на рівні поверхні океану складає за нормальних умов приблизно 0,1 МПа. Припускають, що земна атмосфера сильно змінилася в процесі еволюції: збагатилася киснем і набула сучасного складу в результаті тривалої взаємодії з гірськими породами і за участі біосфери, тобто рослинних і тваринних організмів.

Одним із найважливіших завдань сучасної науки про Землю є вивчення еволюції атмосфери, поверхні й зовнішніх шарів Землі, а також внутрішньої будови її надр. Про внутрішню будову Землі насамперед роблять висновок за особливостями проходження крізь різні шари Землі механічних коливань, що виникають при землетрусах або вибухах. Цінні відомості дають також вимірювання величини теплового потоку, що виходить із надр, результати визначень загальної маси, моменту інерції і полярного стискання нашої планети.

Виходячи із загальної маси Землі 5,977 • 1011 г, тепло, виділюване за рік у результаті радіоактивного розпаду в надрах, дорівнює 2,3 * 1020 кал. Річна втрата тепла на сьогодні складає 2,4 1020 кал. Таким чином підтримується приблизна рівність між генерацією і втратою тепла. Оскільки тепло може передаватися тільки від більш нагрітої до менш нагрітої речовини, температура речовини в надрах Землі вища, ніж температура на її поверхні. На основі всього комплексу наукових даних побудована модель внутрішньої будови Землі.

Тверду оболонку Землі називають літосферою. Ця оболонка складається з декількох великих літосферних плит, які повільно переміщаються одна щодо іншої. Уздовж меж "з'єднань" плит відбувається значна частина землетрусів.

Верхній шар літосфери - земна кора, мінерали якої складаються в основному з оксидів силіцію й алюмінію, оксидів феруму і лужних металів. Земна кора має нерівномірну товщину: на континентах - 35-65 км, під океаном – 6-8 км. Верхній шар земної кори складається з осадових порід, нижній - з базальтів. Між ними знаходиться шар гранітів, характерний тільки для континентальної кори. Під корою розташована так звана мантія, що має інший хімічний склад і велику густину. Між корою й мантією (поверхня Мохоровича) стрибкоподібно збільшується швидкість поширення сейсмічних хвиль. На глибині 120-250 км під материками і 60-400 км під океанами залягає шар мантії, що називається астеносферою.

Тут знаходиться речовина в стані, близькому до плавлення, її в'язкість сильно знижена. Усі літосферні плити ніби плавають у напіврідкій астеносфері, як крижини у воді. Товстіші ділянки земної кори, а також ділянки, що складаються, з менш густих порід, піднімаються щодо інших ділянок кори. Одночасно додаткове навантаження на ділянку кори, наприклад, унаслідок нагромадження товстого шару материкових льодів в Антарктиді, призводить до поступового занурення ділянки. Таке явище називається ізостатичним вирівнюванням.

Нижче астеносфери, починаючи з глибини близько 410 км, "упакування" атомів у кристалах мінералів ущільнюється під впливом великого тиску. У результаті сейсмічних досліджень був виявлений різкий перехід на глибині близько 2920 км. Тут починається зовнішнє ядро, усередині якого знаходиться ще одне - внутрішнє ядро, радіус якого сягає 1250 км.

Зовнішнє ядро, мабуть, знаходиться в рідкому стані, тому що поперечні хвилі, які не поширюються в рідині, не проходять крізь нього. Внутрішнє ядро, очевидно, тверде. Біля нижньої межі мантії тиск сягає 130 ГПа, температура там не вища 5000 К. У центрі Землі температура, найімовірніше, піднімається вище 10000 К.

Земля має природний супутник - Місяць.

Марс за розташуванням четверта від Сонця планета Сонячної системи. На зоряному небі вона виглядає як немиготлива цятка червоного кольору, яка час від часу значно перевершує за блиском зорі першої величини. Марс періодично підходить до Землі на відстань до 57 млн. км, значно ближче, ніж будь-яка планета, крім Венери.

За діаметром Марс майже вдвічі менший за Землю й Венеру. Планета оточена газовою оболонкою - атмосферою, що має меншу густину, ніж земна. Атмосфера Марса складається з вуглекислого газу (0,95 за об'ємом), азоту (0,027), аргону (0,016), кисню (0,02) і водяної пари (0,01-0,015).

Еліптичність марсіанської орбіти призводить до значних розходжень клімату північної й південної півкуль: у середніх широтах зима холодніша, а літо тепліше, ніж у південних, але коротша, ніж у північних. Максимально висока температура на боці, зверненому до Сонця, -33°С, найнижча - поблизу південного полюса -139°С, поблизу північного полюса -123°С.

З отриманих відомостей про температуру на Марсі пояснювалася і природа полярних шапок, які видно в телескоп як світлі, майже білі плями біля полюсів планети. Коли в північній півкулі Марса настає літо, північна полярна шапка швидко тане в розмірах, але в цей час росте інша - біля південного полюса, де настає зима. Виявляється, обидві полярні шапки складаються з твердого двоокису карбону, тобто сухого льоду, що утворюється при замерзанні вуглекислого газу, який входить до складу атмосфери, і з водяного льоду з домішкою мінерального пилу.

В атмосфері Марса спостерігаються хмари і присутній більш-менш щільний серпанок із дрібних часток пилу й кристаликів льоду. За відсутності хмар видно, Що газова оболонка Марса значно прозоріша, ніж земна, і ультрафіолетові промені, небезпечні для живих організмів, впливають на планету. Сонячна доба на Марсі триває 24 години 39 хв. Марсіанський рік триває близько 686,9 днів.

Поверхня Марса дуже розчленована, на ній є великі каньйони, численні високі уступи й схили. У зразках ґрунту з Марса був виявлений великий вміст окислів силіцію й феруму. Кількість Сульфуру (у вигляді сульфатів) у десятки разів перевищує вміст його у земній корі. На знімках Марса виявлені сліди як УДарно-метеоритної, так і вулканічної активності, а також сліди багатьох процесів руйнування і згладжування рельєфу поверхні, переміщення й відкладення наносів.

У південній півкулі планети збереглася первинна, сильно кратеризована кора на величезних плато, що піднімаються на 2-4 км над умовним нульовим рівнем. У північній півкулі первинна кора представлена фрагментарно, тут переважають накладені вулканічні депресії, розташовані на 1-3 км нижче нульового рівня, і височини з найвищими щитовими вулканами. На знімках поверхні Марса чітко видно "борозни", за формою подібні до русел рік на Землі. Оскільки існування річок на планеті виключається, можна припустити, що ці русла виникли в результаті розтоплювання підповерхневого водяного льоду в зонах підвищеного виділення тепла планети.

Марс має два невеликі супутники - Фобос (27 км) і Деймос (15 км). Супутники обертаються синхронно з планетою (у площині її екватора) по кругових орбітах радіусом 6 і 20 тис. км відповідно. За допомогою космічних апаратів установлено, що супутники мають неправильну форму й у своєму орбітальному положенні залишаються поверненими до планети завжди одним і тим же боком.

Поверхня супутників складається з дуже темних мінералів і вкрита численними кратерами, один із яких (на Фобосі) має поперечник близько 5,3 км. Кратери, найімовірніше, виникли в результаті метеоритного бомбардування, а походження системи рівнобіжних борозен залишається невідомим.

Кутова швидкість орбітального руху Фобоса настільки велика, що він, обганяючи осьове обертання планети, сходить, на відміну від інших світил, на заході, а заходить на сході.

2.Характеристика планет-гігантів.

Загальна характеристика планет-гігантів.

Планети-гіганти на відміну від планет земної групи не мають твердої поверхні, бо за хімічним складом (99 % Гідрогену і Гелію) і густиною ( 1 г/см3) вони нагадують зорі, а їх велика маса спричиняє нагрівання ядер до температури більшої ніж +10 000 °С . Крім того, планети-гіганти досить швидко обертаються навколо осі й мають велику кількість супутників.

Найбільшою загадкою усіх планет-гігантів (крім Урана), і насамперед Юпітера, є джерело внутрішньої енергії, яку випромінюють ці планети в інфрачервоній частині спектра. Джерелом енергії не можуть бути термоядерні реакції, що протікають у надрах зір, бо маса планет-гігантів недостатня для перетворення їх у зорі. Не виключена можливість, що гіганти випромінюють зараз ту енергію, яка була накопичена під час утворення Сонячної системи кілька мільярдів років тому. Можливо, що у минулому Юпітер мав досить високу температуру на поверхні й світився на небі молодої Землі у 100 разів яскравіше від Місяця.

Планети-гіганти за хімічним складом нагадують зорі, вони не мають твердої  поверхні, й тому на них ніколи не зроблять посадку пілотовані космічні кораблі. Під холодними хмарами гіганти мають гарячі надра, температура яких сягає десятків тисяч градусів. Однією з таємниць залишається джерело внутрішньої енергії планет-гігантів, бо всі вони, за винятком Урана, випромінюють у космос більше енергії, ніж отримують від Сонця.

Плутон відрізняється і від планет-гігантів, і від планет земної групи — він більше нагадує великі супутники планет-гігантів. За Плутоном можуть обертатися ще тисячі подібних холодних тіл.

Основна відмінність планет-гігантів від планет земної групи – їхні істотно більші маси і розміри. Водночас густини планет цієї групи значно менші, ніж у планет земної групи, що свідчить про різницю хімічного складу. Всі планети-гіганти мають потужні воднево-гелієві атмосфери з домішками аміаку і метану (до 0,1%), а також великі системи супутників і кілець. Планети цієї групи обертаються навколо осі набагато швидше, ніж планети земної групи. При цьому кожна з них має помітно менший період обертання екваторіальних зон у порівнянні з приполюсними.

Такий закон обертання, типовий для всіх газоподібних тіл, спостерігається і в Сонця. При цьому Юпітер і Сатурн та Уран і Нептун також досить чітко поділяються між собою на дві пари. Юпітер і Сатурн мають більші розміри, менші густини і менші періоди обертання, ніж Уран і Нептун.

Чіткий поділ планет-гігантів на дві групи – це дуже важливий експериментальний факт, який вимагає обов’язкового пояснення сучасною теорією походження і еволюції Сонячної системи.

Юпітер

Юпітер, який був названий на честь наймогутнішого бога римської міфології, виявився найбільшою планетою Сонячної системи. Основними компонентами атмосфери Юпітера є водень — 86,1 % та гелій — 13,8 %, а у хмарах помічена присутність метану, аміаку та пари води. Верхній шар світлих хмар, де атмосферний тиск сягає 1 атм, має температуру -107 °С і складається з кристаликів аміаку. Шар хмар з домішками сірки, що розташований нижче, має червоний колір. Найнижче знаходяться хмари з пари води, які утворюються на глибині 80 км від верхніх світлих хмар. Тем­пература і атмосферний тиск з глибиною поступово зростають.

Недавно з’явилися гіпотези про можливість існування життя у хмарах Юпітера, адже його атмосфера має всі компоненти, які були необхідні для появи життя на Землі. Деякі шари хмар є теплими та відносно комфортними для існування навіть земних мікроорганізмів.

На глибині 20 000 км водень перетворюється у металічний стан, і його фізичні властивості нагадують розплавлений метал, який добре проводить електричний струм. Такий агрегатний стан водню (густина 4 г/см3 при тискові 106 атм) на Землі не існує. Завдяки електричному струмові, що генерується у цій металевій оболонці, виникає сильне магнітне поле, тому навколо Юпітера утворюються радіаційні пояси, які в 10 разів інтенсивніші від земних. Юпітер є потужним джерелом радіовипромінювання. У центрі Юпітера існує тверде ядро, подібне за хімічним складом до планет земної групи, яке може складатися зі скельних порід.

Юпітер – найбільша планета Сонячної системи, яка з періодом 11,86 земного року обертається навколо Сонця на відстані близько 5,2 а. о. Юпітер швидше за всі інші планети обертається навколо своєї осі – зоряна доба на Юпітері триває 9 год 50 хв. Через швидке обертання його екваторіальний радіус (71 400 км) значно перевищує полярний (66 900 км) – планета помітно сплюснута біля полюсів. Маса Юпітера і сила тяжіння на його поверхні відповідно у 318 і 2,5 рази більші за земні показники. Середня густина становить 1,3 г/см3.

Навіть у невеликий телескоп на Юпітері добре помітні світлі та темні смуги, що простягаються паралельно екватору. Вони порівняно стійкі протягом днів та тижнів, але поступово змінюються впродовж років. Це вказує на їхню хмарову природу та на відносно стійкий тип атмосферної циркуляції. Смуги мають різноманітне забарвлення, що змінюється з часом. Період обертання Юпітера, визначений за рухом деталей, розташованих на різних широтах, виявляється різним: він збільшується з ростом широти. Отже, смуги в середніх широтах рухаються повільніше, ніж на екваторі.

У 1831 р. в південній півкулі Юпітера було виявлено славнозвісну Велику Червону Пляму (ВЧП). Велика Червона Пляма, яка знаходиться в південній півкулі Юпітера і за розмірами майже вдвічі більша від Землі, є велетенським вихорем в атмосфері, у якому вітер дме з ураганною швидкістю до 100 м/с. Загадкою залишається те, що цей вихор, який помітили ще 300 років тому, існує до нашого часу.

Про неї було відомо й раніше,  бо є свідчення спостережень Гука, на малюнках якого, виконаних ще 1664-1672 рр.,  теж є пляма. ВЧП орієнтована вздовж паралелі й має розміри 15000×30 000 км, а сто років тому вони були удвічі більшими. Ця пляма – це потужний антициклон, що обертається проти годинникової стрілки. Обертання всередині плями відбувається за 6 земних діб. Виникнення та існування ВЧП пов’язане з різною швидкістю руху атмосферних мас, між якими вона знаходиться:   маси,   розташовані вище, рухаються проти годинникової стрілки повільніше, ніж, ті, що нижче. Через тертя верхня частина ВЧП трохи гальмується, а нижня – прискорюється, що і призводить до утворення цього на диво стійкого вихра.

В атмосфері Юпітера міститься близько 86 % водню, 14 % гелію, 0,07 % метану, 0,06 % аміаку, а також вода, ацетилен, фосфін. Хмари складаються в основному з аміаку

В розрахунку на одиницю площі Юпітер отримує у 27 разів менше тепла від Сонця, ніж Земля. Його верхні шари, відбиваючи 50 % сонячної енергії, повинні були б мати температуру близько 210 К, проте прямі вимірювання як наземними засобами, так і за допомогою космічних апаратів вказують на більшу температуру: вона на 17 К вища. Тобто надра планети дають свій власний потік енергії, в середньому удвічі більший, ніж вона отримує від Сонця. Цей додатковий потік теп­ла приводить до появи в атмосфері Юпітера бурхливих вертикальних течій з виносом догори гарячих мас газу, які після охолодження поринають назад.

Причиною переважання випромінюваної енергії над отриманою від Сонця можуть бути процеси гравітаційного стискування первинної речовини, з якої сформувався Юпітер. За своїми характеристиками Юпітер займає проміжне положення між планетними і зоряними утвореннями, і його остаточне формування ще й досі не завершилось.

Юпітер не має твердої поверхні. За підрахунками вже на глибині кількох тисяч кілометрів речовина атмосфери плавно переходить у газорідкий стан, ще глибше під ним залягає зона рідкого водню з гелієм, а ще глибше рідкий водень переходить у металічну фазу – перетворюється на метал, у якому протони і електрони існують окремо. Останній перехід відбувається стрибком; речовина, змінюючи свою фазу, стискається, при цьому і виділяється додаткова енергія.

У 1955 р. виявлено, що Юпітер є потужним джерелом радіовипромінювання. Планета має магнітне поле, напруженість якого у 50 разів більша, ніж у земного. Це поле формує навколо планети протяжну магнітосферу з декількома радіаційними поясами. Електрони, прискорені в магнітосфері планети, тут же гальмуються її магнітним полем, випромінюючи головним чином у радіодіапазоні.

Чотири із 63 супутників Юпітера – Іо, Європа, Ганімед і Каллісто – ще у 1610 р. були відкриті Галілеєм, він же дав їм назви, а тому їх часто називають галілеєвими. В 1979 р. поблизу планети пройшли АМС «Вояджер-1» і «Вояджер-2» (США). Вони передали на Землю зображення планети і супутників з близьких відстаней. Особливо вражають поверхні галілеєвих супутників.

Поверхня Іо має жовтувато-червоний колір. На супутнику зареєстровано 7 діючих вулканів. Вулканічні процеси на Іо проходять досить бурхливо: продукти викиду (в основному це сполуки сірки) піднімаються на висоту до 300 км.

Практично вся поверхня Європи вкрита мережею тріщин, довжина яких в окремих випадках сягає 1 500 км. Напевно, зовнішня оболонка Європи до глибин від 10 до 100 км складається з водяного льоду. Вона відбиває до 70% сонячного світла, а тому середня температура поверхні Європи нижча, ніж у Іо, і становить 120 К.

Ганімед – найбільший серед супутників Юпітера і взагалі у Сонячній системі. Існує припущення, що він значною мірою складається з води або льоду. Його поверхня відбиває до 40% сонячного світла і має температуру 140 К.

Каллісто – четвертий галілеєвий супутник, цікавий тим, що його відвернена від Юпітера сторона вкрита кратерами. Вважають, що їхній вік становить 4 млрд років, і виникли вони внаслідок потужного метеоритного бомбардування на ранній стадії існування Сонячної системи. Каллісто – темний супутник, бо його поверхня – лід, забруднений пилом відбиває лише 20% світла. Через це і температура на його поверхні найвища серед галілеєвих супутників – 150К.

Всі галілеєві супутники за своїми розмірами наближаються до планет, їхні середні густини більші, ніж у Юпітера, а періоди їхнього осьового обертання і обертання навколо Юпітера майже збігаються.

У березні 1979 р. «Вояджер-2» відкрив навколо Юпітера кільце. Воно подібне до кілець Сатурна, але значно менше за розмірами і дуже тонке. Доречно згадати, що думку про існування у Юпітера кільця, а також існування на супутниках великих планет інтенсивних вулканічних процесів ще 1955 р. сміливо висловив київський астроном Сергій Костянтинович Всехсвятський (1905-1984).

Сатурн.

Сатурн — найвіддаленішу планету, яку знали астрономи в стародавні часи, — назвали на честь батька головного бога Юпітера. Після винайдення телескопа виявили, що Сатурн є найкрасивішою планетою Сонячної системи, бо його казкове кільце зачаровує як дітей, так і дорослих. Сатурн не має того розмаїття кольорів, який ми спостерігаємо в атмосфері Юпітера, але структура атмосфери цих планет дуже схожа. Жовтуватого кольору верхнім шарам атмосфери Сатурна надають снігові хмари з аміаку. На глибині 300 км від верхніх шарів хмар знаходяться хмари води, де при підви­щенні температури сніг перетворюється у дощ.

Середня густина Сатурна менша, ніж води, що свідчить про невелику кількість важких хімічних елементів у ядрі планети.

Сатурн, як і Юпітер, має магнітне поле, радіаційні пояси, та є джерелом радіовипромінювання

Верхні шари хмар отримують енергію як від Сонця, так і з глибини Сатурна. У результаті взаємодії цих потоків енергії виникають сильні вітри, що спрямовані чомусь переважно із заходу на схід і швидкість яких досягає 400 м/с. Через вітри утворюються темні смуги хмар, які розташовані паралельно екватору Сатурн теж випромінює у космос більше енергії, ніж отримує від Сонця

Астрономи недавно виявили дефіцит гелію в атмосфері Сатурна в порівнянні з атмосферою Юпітера і запропонували цікаву гіпотезу про можливе джерело його енергії. На Сатурні гелій не повністю розчиняється у водні, як це спостерігається на Юпітері, де вищі тиск і температура. У водневій атмосфері Сатурна гелій утворює краплі, які конденсуються в атмосфері як своєрідний туман і потім випадають у вигляді дощу. Такі гелієві опади у верхніх шарах атмосфери можуть бути джерелом внутрішньої енергії, бо більш густий гелій (в порівнянні з воднем) опускається ближче до центра. Таким чином, потенційна енергія крапель гелію перетворюється в кінетичну енергію, що призводить до підвищення температури в надрах. З часом гелієві дощі припиняться, тому температура на Сатурні знизиться.

Сатурн – друга планета-велетень і шоста числом планета в Сонячній системі. Майже у всьому подібна до Юпітера Сонця з періодом 29,5 земних років на відстані близько 9,5 а. о. Зоряна доба на Сатурні триває 10 год 14 хв. Через швидке обертання він також сплюснутий біля полюсів: полярний радіус планети менший від екваторіального.

Як і в Юпітера, періоди обертання у різних широтах не однакові. Маса Сатурна в 95 разів більша за масу Землі, а сила тяжіння в 1,12 рази більша за земну.

Сатурн має на диво низьку густину, нижчу за густину води – лише 0,7 г/см3. І якби знайшовся такий велетенський океан з води, куди можна було б занурити Сатурн, він би не потонув. Така маленька густина свідчить про те, що. як і решта планет-гігантів, Сатурн переважно складається з водню і гелію.

Оскільки Сатурн знаходиться в 9,5 разів далі від Сонця, ніж Земля, то на одиницю площі він отримує в 90 разів менше тепла, ніж вона. Згідно з розрахунками температура зовнішнього шару хмарового покриву повинна становити 80 К, насправді ж температура атмосфери планети дорівнює 90 К. Отже, Сатурн, як і Юпітер, перебуває у стані повільного стискання.

На диску жовтуватого кольору окремі деталі верхніх шарів атмосфери Сатурна проявляються значно слабкіше, ніж на Юпітері.

Та все ж при екваторіальні смуги видно досить добре. Помітно також, що приполярні зони здаються злегка зеленуватими. Окрім того, час від часу з’являються світлі й темні плями, завдяки яким і було визначено період обертання Сатурна. У верхніх шарах хмарового покриву спостерігаються сильні вітри, швидкість яких в екваторіальній зоні досягає 110 м/с.

Як і Юпітер, Сатурн має магнітне поле, радіаційні пояси, і є джерелом радіовипромінювання.

Серед планет-гігантів Сатурн найбільше вражає уяву величною системою кілець,  які добре  видно  в простіший телескоп. Вони були відкриті X. Гюйгенсом ще у XVII ст. їхня площина лежить точно у площині екватора планети, нахиленій до площини екліптики під кутом 28,5°. Тому залежно від того, як зорієнтований Сатурн по відношенню до Землі, кільця видно максимально розкритими під тим же кутом, або, коли Земля знаходиться в площині кілець, їх взагалі не видно.

Кільця Сатурна мають складну структуру. «Вояджер-1» і «Вояджер-2», які пролетіли повз Сатурн у 1980-1981 рр., передали на Землю зображення кілець з близької відстані. На фотографії видно, що кільця Сатурна складаються з сотень окремих вузьких кілець, розділених такими ж вузькими проміжками. Самі ж кільця складаються з окремих часток водяного крихкого снігу розмірами від дрібних пилинок до брил у 10-15 м завбільшки, які добре відбивають сонячне світло. Ширина кілець разом із найвіддаленішим дуже слабким кільцем, відкритим «Вояджером», становить 65 000 км, а товщина не перевищує 1 км.

Окрім кілець, Сатурн має 30 відомих на сьогодні супутників. «Вояджери» передали на Землю зображення деяких із них. Як і всі інші тіла в Сонячній системі, що не мають атмосфери, вони вкриті безліччю кратерів. Найбільший супутник Сатурна, Титан, має потужну непрозору атмосферу товщиною до 200 км. Вона складається з азоту з домішками метану і водню.

Уран

Названий на честь бога неба Уран є по-справжньому блакитною планетою. Існує одна особливість, яка виділяє Уран з усіх планет Сонячної системи: його екватор нахилений до площини орбіти під кутом 98°. Такий великий кут нахилу призводить до унікальної у Сонячній системі зміни пір року — полярні кола знаходяться майже на екваторі, а тропіки — біля полюсів. Це означає, що Сонце освітлює один з полюсів планети майже 42 земні роки, в той час як на іншому полюсі стільки ж триває полярна ніч. Правда, спеки там не буває, бо Уран отримує від Сонця набагато менше енергії, ніж Земля, і температура верхніх шарів атмосфери не піднімається вище -215 °С.

Астрономи довгий час спостерігали за Ураном, але не виявили суттєвих змін кольорів або утворень в атмосфері. Можливо, що смуги з’являються тільки весною або восени, коли освітлені дві півкулі планети. Вісь обертання Урана лежить майже у площині орбіти, тому там тропіки збігаються з полярним колом. Тривалість сезонів на Урані 21 земний рік. Осьове обертання Урана, як і Венери, відбувається у напрямку, протилежному напрямку обертання інших планет Сонячної системи.    Уран   був    відкритий англійським астрономом В. Гершелем 1781 р., Так було відомо, що Уран – це планета, майже у- 4 рази більша за Землю. Вона рухається навколо Сонця з періодом 84 земних роки на відстані 19,2 а. о. і має екваторіальний період обертання навколо осі 17 год 14 хв. Нахил її осі обертання до площини орбіти становить 98°, тобто Уран рухається навколо Сонця «лежачи на боці» та ще й обертається, як і Венера, у зворотному напрямку. Маса Урана у 14,6 рази більша за земну, а екваторіальний радіус становить 25 600 км. Середня густина Урана – 1,19 г/см3. Виходячи з останніх даних, робляться припущення, що Уран на 50 % складається з водяного льоду, на 40 % – з різних кам’янистих порід і на 10 % – з водню та інших газів.

У 1977 р. при покритті Ураном зорі у нього було відкрито 5 вузьких кілець. Згодом з’ясувалося, що їх 9. А при прольоті АМС «Вояджер-2» було виявлено слабке десяте кільце. Кільця Урана дуже вузькі, 1-10 км завширшки, і тільки зовнішнє кільце в найширшій частині досягає 96 км. Мабуть, вони складаються з дрібного темного пилового матеріалу, бо погано відбивають сонячне світло. Товщина кілець – кілька десятків метрів. Після прольоту АМС стала відомою геологічна будова п’яти великих супутників Урана: Аріеля, Умбріеля, Титанії, Оберона і Міранди. Було відкрито ще 12 супутників, які мають вигляд безформних брил невеликих розмірів від 10 до 100 км.

Нептун

Чи існує океан на планеті Нептун, яку назвали на честь бога підводного світу? Нептун знаходиться на околиці Сонячної системи і має період обертання 164,8 земного року. Він випромінює у космос у три рази більше енергії, ніж отримує від Сонця. Від часу свого відкриття у 1846 р. Нептун зробить повний оберт навколо Сонця тільки у 2011р.

Під хмарами температура атмосфери поступово підвищується до +700 °С, тому вода не може знаходитись у рідкому стані. Більш реальною є гіпотеза про водяні хмари з розчином аміаку, густина яких може перевершувати густину води у кілька разів. Швидкість вітрів у хмарах сягає фантастичної величини 500 м/с. Чому виникають сильні вітри на такій холодній планеті — це ще одна нерозгадана таємниця Нептуна.

Нептун  - був відкритий німецьким астрономом Галле 1846 р. після теоретичних розрахунків француза Левер’є і англійця Адамса.

Нептун у 4 рази більший за Землю. Він рухається навколо Сонця з періодом 164,8 земних років на відстані 30 а. о. і має екваторіальний період обертання 17 год 42 хв. Нахил його осі обертання до площини орбіти становить 290, маса у 17 разів більша за земну, а екваторіальний радіус становить 24 800 км. Середня густина Нептуна найбільша серед усіх планет-велетнів – 1,66 г/см3.

Виміряні температури зовнішнього хмарового покриву для обох планет на 10-20 К перевищують розрахункові. Отже, у обох планет є додаткове джерело тепла із надр. Можливо, це тепло має та­ку ж природу, як і в Юпітера чи Сатурна. В атмосфері планети є молекули водню,  метану, ацетилену.

Щодо планети Нептун, то у неї виявлено досить динамічну блакитного кольору атмосферу, на тлі якої видно білі метанові хмари і дві темні плями – велику і малу. їхня природа, мабуть, така ж, як і природа Великої Червоної Плями на Юпітері.

У Нептуна, окрім двох відомих раніше, відкрито ще 6 супутників. Найбільший із них, Тритон, має дуже розріджену азотну атмосферу і поверхню, яка нагадує Місяць. Рухається Тритон навколо Нептуна у зворотному напрямку.

АМС «Вояджер-2» відкрила навколо Нептуна кільця, що складаються з дрібних пилових частинок.

Плутон

Відстані у космічному просторі такі великі, що вимірювати їх у мільйонах кілометрів незручно. Тому астрономи вибрали одиницями вимірювання світловий рік та астрономічну одиницю.

ПРАГА, 24 серпня. Міжнародний астрономічний союз (МАС) офіційно позбавив Плутон статусу планети, передає РБК. Після тижня обговорень астрономи, що представляють 75 країн світу, затвердили шляхом голосування критерії, яким повинна відповідати небесне тіло для отримання статусу планети. На конференції в Празі були присутні 2,5 тис. астрономів, які представляють 75 країн світу.

Згідно схваленим МАС нормативами, Плутон не відповідає критеріям планети і тому позбавляється цього статусу. Згідно з новим визначенням, статус планети присвоюється «небесного тіла, що рухається по орбіті навколо Сонця, що належить виключно цього небесного тіла, має достатню масу для освіти гравітаційного поля, внаслідок чого дане небесне тіло отримує кулястих форму».

Орбіта ж Плутона, який був відкритий в 1930 р. і вважався дев’ятої планетою Сонячної системи, у багатьох відношеннях не схожа на сусідні з нею орбіти більш близьких до Сонця планет. До того ж еліптична орбіта Плутона перетинається з орбітою восьмою планети Сонячної системи – Нептуна. Відстань Плутона до Сонця змінюється від 29 до 49 астрономічних одиниць. Розміри Плутона можна порівняти з розмірами Місяця, але в нього є власний супутник – Харон. Плутон робить оборот навколо Сонця за 250,6 року, період обертання Харон навколо Плутона – 6,4 доби.

Після виключення Плутона з числа планет це назва закріплене лише за вісьмома небесними тілами: Меркурій, Венера, Землею, Марс, Юпітер, Сатурн, Уран і Нептун. Відповідно до нової класифікації, Плутон тепер відноситься до категорії малих планет, або планетоїдів. За заявами астрономів, у найближчі кілька років ця категорія поповниться новими небесними тілами, виявлених на околицях Сонячної системи.

Плутон вважався 9-й планетою Сонячної системи. Він менший, ніж всі інші планети, і навіть менше деяких супутників. Швидше за все, це небесне тіло складається із льоду и вморожених в нього каміння. Лід на поверхні Плутона складається з замерзлі метану і азоту з домішками вуглеводню. Шар атмосфери на Плутоні дуже тонкий.

Поки Плутон не відвідав жоден космічний апарат. Політ до нього заплановано на наступне десятиріччя. Плутон в грецькій міфології – бог підземного світу.

 

5.Підбиття підсумків уроку

  Закріплення матеріалу проводжу у формі прослуховування  рефератів  учнів, відповідаю на питання учнів, виставляю оцінки за урок.

6.Домашнє завдання

Опрацювати §_____. Підготувати презентацію на тему «Характеристика астероїдів, комет, метеорів»

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Назва теми уроку: Малі тіла Сонячної системи – астероїди, комети, метеори

 

Мета: ознайомити учнів з малими тілами сонячної системи та їх основними характеристиками

 

 

План уроку

Характеристика астероїдів, комет, метеорів.

 

Хід уроку

1.Організаційний момент

Привітання, перевірка готовності учнів та класного приміщення до уроку, перевірка присутніх. Розвязати тестове завдання(5 хв)

2.Оголошення теми і мети уроку

 Пояснення мети та форми проведення уроку, тему уроку учні записують в зошит.

3.Мотивація навчальної діяльності

 У даній темі будуть розглянуті малі тіла Сонячної системи, такі як астероїди, комети, метеори й метеорити. Мене дуже зацікавила ця тема, так як раніше я думала, що в Сонячній системі існують тільки лише планети, але коли на уроці астрономії нам розповіли про інших тілах, мені захотілося дізнатися про них більше. Я подивилася фільм на цю тему, пошукала інформацію в різних джерелах і прийшла до висновку, що це не тільки цікаво і цікаво, не ще і дуже корисно знати!

4.Вивчення нового матеріалу

1. Астероїди. Малі планети, або астероїди, здебільшого обертаються між орбітами Марса і Юпітера й невидимі неозброє­ним оком. Першу малу планету відкрито в 1801 р., і за тради­цією її назвали одним з імен греко-римської міфології — Церера. Незабаром було знайдено й інші малі планети, названі Палладою, Вестою і Юноною. Застосовуючи фотографію, почали відкривати дедалі слабші астероїди. У наш час відомо понад 3000 астероїдів. Протягом мільярдів років астероїди час від часу стикаються один з одним.

На цю думку наводить те, що ряд астероїдів має не кулясту, а неправильну форму. Сумарна маса астероїдів оцінюється лише як 0,1 маси Землі.

Найяскравіший астероїд — Веста не буває яскравішим від 6-ї зоряної величини. Найбільший астероїд — Церера. Його діа­метр близько 800 км, і за орбітою Марса навіть у найсиль-ніші телескопи на такому малому диску нічого не можна побачити. Діаметр найменших відомих астероїдів становить лише близько кілометра (мал. 56). Звичайно, астероїди не мають атмосфери. На небі малі планети схожі на зорі, тому їх назвали астероїдами, що в перекладі з давньогрецької означає «зореподібні». Як і для планет, для них характерне петлеподібне переміщення на фоні зоряного неба. Орбіти деяких астероїдів мають незвичайно великі ексцентриситети. Внаслідок цього в перигелії астероїди підходять до Сонця ближче, ніж Марс і Земля, а Ікар — ближче, ніж Меркурій (мал. 57). У 1968 р. Ікар наблизився до Землі на відстань менш як 10 млн. кілометрів, але його зовсім незначне притягання ніяк не вплинуло на Землю. Часом близько підхо­дять до Землі Гермес, Ерот та інші малі планети.

Нові астероїди відкривають щороку. Першовідкривач має переважне право вибрати назву відкритої ним планети. У наш час найчастіше астероїдам присвоюють імена відомих учених, героїв, діячів науки і мистецтва. Так, у 1978 р. було відкрито астероїд, який дістав згодом ім'я Воронвелія на честь автора цього підручника.

2. Боліди і метеорити. Болідом називається досить рід­кісне явище — летюча по небу вогненна куля (мал. 58). Це явище спричиняється вторгненням у щільні шари атмосфери великих твердих частинок, які називають метеорними тілами. Рухаючись в атмосфері, частинка нагрівається внаслідок гальму-

вання, і навколо неї утворюється обширна світна оболонка з роз­жарених газів. Боліди часто мають помітний кутовий діаметр, і їх видно навіть удень. Марновірні люди вважали такі вогненні кулі літаючими драконами з вогнедишною пащею. Від сильного опору повітря метеорне тіло нерідко розколюється і з гуркотом па­дає на Землю у вигляді осколків. Рештки метеорних тіл, що впали на Землю, називаються метеоритами.

Метеорне тіло невеликих розмірів іноді повністю випаровує­ться в атмосфері Землі. Здебільшого його маса за час польоту дуже зменшується й до Землі долітають тільки рештки, які звичайно встигають охолонути, коли космічну швидкість пога­сив опір повітря. Іноді випадає навіть метеоритний дощ. Під час польоту метеорити обплавляються й покриваються чорною кірочкою. Один такий «чорний камінь» у Мецці вмурований у стіну храму і є предметом релігійного поклоніння.

Відомо три види метеоритів: кам'яні, залізні (мал. 59) та залізо-кам'яні. Іноді метеорити знаходять через багато років після їхнього падіння. Особливо багато знайдено залізних метеоритів. В СРСР метеорит є власністю держави й підлягає здаванню у нау­кові заклади для вивчення. За вмістом радіоактивних елементів і свинцю визначають вік метеоритів. Він різний, а найстаріші метеорити мають вік 4,5 млрд. років.

Деякі дуже великі метеорити при великій швидкості падіння вибухають і утворюють метеоритні кратери, які нагадують мі­сячні. Найбільший з виявлених кратерів знаходиться в Арізоні в США (мал. 60). Його діаметр 1200 м і глибина 200 м. Цей кратер виник, очевидно, близько 5000 років тому. Знайдено сліди ще більших і давніших метеоритних кратерів. Усі метеорити — це члени Сонячної системи.

Оскільки відкрито чимало невеликих астероїдів, які перетина­ють орбіту Марса, можна гадати, що метеорити — це осколки астероїдів з орбітами, які пе­ретинають орбіту Землі. Структура деяких метеоритів свідчить про те, що на них впливали високі температури й тиски, отже, метеорити могли існувати в надрах зруйнованої планети або ве­ликого астероїда.

У складі метеоритів вияв­лено значно менше  мінера­лів,  ніж  у  земних  гірських породах.    Це   свідчить   про примітивний характер метео­ритної речовини. Однак бага­то мінералів, що входять до складу метеоритів, не зустрі­чаються  на Землі.  Наприк­лад, більшість кам'яних метеоритів містить округлі зерна — хонд­ри, хімічний склад яких майже такий самий, як у Сонця. Ця най­давніша речовина дає відомості про початковий етап формування планет Сонячної системи.

3. Комети, їх відкриття і рух. Перебуваючи в просторі да­леко від Сонця, комети мають вигляд дуже слабких, розмитих, світлих плям з ядром у центрі. Стають дуже яскравими й утво­рюють хвости лише ті комети, які проходять порівняно близько від Сонця. Вигляд комети із Землі залежить також од відстані до неї, кутової відстані від Сонця, світла Місяця тощо. Великі комети — туманні утворення з довгим блідим хвостом — вважа­лися провісниками всіляких бід, воєн і т. ін. Ще в 1910 р. в цар­ській Росії служили молебні, щоб відвести «божий гнів в образі комети». •

Уперше І. Ньютон обчислив орбіту комети, спостерігаючи її переміщення на фоні зір, і переконався, що вона, подібно до планет, рухалася в Сонячній системі під дією тяжіння Сонця. Його сучасник, англійський учений Е. Гал лей (1656—1742), обчисливши орбіти кількох комет, висловив припущення, що в 1531, 1607 і 1682 рр. спостерігалась одна й та сама комета, яка періодично повертається до Сонця, і вперше передбачив її появу. У 1758 р., як і передбачив Галлей (через 16 років після його смерті), вона справді з'явилася і дістала назву комети Гал лея. В афелії вона виходить за орбіту Нептуна (мал. 61) і через 75—76 років знову повертається до Землі і Сонця. У 1986 р. комета Галлея також пройшла на найкоротшій відстані від Сонця. На зустріч з нею вперше було направлено автоматичні міжпланетні станції з науковою апаратурою.

Комета Галлея належить до періодичних комет. Нині відомо багато короткоперіодичних комет з періодами обертання від трьох (комета Енке) до десяти років, їхні афелії знаходяться

біля орбіти Юпітера. Набли­ження комет до Землі та їхній майбутній видимий шлях по небу обчислюють заздалегідь з великою точністю. Разом з тим є комети, які рухаються по дуже витягнутих орбітах з великими періодами обертання. Ми бере­мо їхні орбіти за параболи, хоч насправді вони, очевидно, є ду­же витягнутими еліпсами, але відрізнити ці криві, знаючи тільки малий відрізок шляху комет поблизу Землі і Сонця, нелегко. Більшість комет не мають хвоста і видно їх тільки в телескоп.

Щороку з'являються відомості про відкриття кількох неві­домих раніше комет, яким дають назву за прізвищем ученого, що їх відкрив. До каталогів занесено близько тисячі комет, які спостерігалися.

4. Фізична природа комет. Маленьке ядро діаметром кілька кілометрів — єдина тверда частина комети, і в ньому практично зосереджена вся її маса. Маса комет надто мала й зовсім не впливає на рух планет. А планети спричиняють великі збу­рення в русі комет.

 

Ядро комети, очевидно, складається із суміші пилинок, твер­дих грудочок речовини й замерзлих газів, таких, як вуглекислий газ, аміак, метан. З наближенням комети до Сонця ядро про­грівається і з нього виділяються гази й пил. Вони утворюють газову оболонку — голову комети. Газ і пил, що входять до складу голови, під дією тиску сонячного випромінювання і кор­пускулярних потоків утворюють хвіст комети, завжди спря­мований у протилежний від Сонця бік (мал. 62).

Чим ближче до Сонця підходить комета, тим вона яскравіша і тим довший її хвіст внаслідок її опромінювання та інтенсив­ного виділення газів. Найчастіше він прямий, тонкий, струмени­стий. У великих і яскравих комет іноді спостерігається широкий, вигнутий віялом хвіст (мал. 63). Деякі хвости досягають у дов­жину відстані від Землі до Сонця, а голова комети — розмірів Сонця. З віддаленням від Сонця вигляд і яскравість змінюються у зворотному порядку і комета зникає з поля зору, досягнувши орбіти Юпітера.

Спектр голови і хвоста комети має звичайно яскраві смути. Аналіз його показує, що голова комети складається в основному з пари вуглецю й ціану, а до складу її хвоста входять іонізо­вані молекули оксиду вуглецю (II) (чадного газу). Спектр ядра комети є копією сонячного спектра, тобто ядро світиться відбитим сонячним світлом. Голова і хвіст світяться холодним світлом, поглинаючи і потім перевипромінюючи сонячну енергію (це різно­вид флуоресценції). На відстані Землі від Сонця комета не га­рячіша, ніж Земля.

Видатний російський учений Ф. О. Бредіхін (1831 —1904) розробив спосіб визначення за кривизною хвоста сили, що діє на його частинки. Він класифікував кометні хвости і пояснив ряд спостережуваних у них явищ на основі законів механіки

й фізики. В останні роки з'ясу­вали, що рух газів у прямих хвостах та злами в них спричи­нені взаємодією іонізованих мо­лекул газів хвоста з потоком частинок (корпускул), який налітає на них від Сонця і який називається сонячним в і т-р о м. Дія сонячного вітру на іони кометного хвоста переви­щує притягання їх Сонцем у тисячі разів. Посилення корот­кохвильової радіації Сонця і корпускулярних потоків викли­кає раптові спалахи яскравості комет.

І в наш час іноді серед населення висловлюються по­боювання, що Земля зіткнеться

з кометою. У 1910 р. Земля про­йшла крізь хвіст комети Галлея, де є чадний газ. Однак його домішку в приземному повітрі не вдалось виявити, бо навіть у голові комети гази надзви­чайно розріджені. Зіткнення Зем­лі з ядром комети дуже мало­ймовірне. Можливо, таке зіткнен­ня спостерігалося в 1908 р. як падіння Тунгуського метеорита. При цьому на висоті кількох кіло­метрів стався потужний вибух, повітряна хвиля якого повалила ліс на величезній площі.

5. Метеори і метеорні потоки. Давно помічено, що ядра пері­одичних комет виснажуються, з кожним обертом вони світяться дедалі слабше. Не раз спосте­рігався поділ кометних ядер на частини. Це руйнування спричи­няли або сонячні припливи, або

 

зіткнення з метеоритними тілами. Комету, відкриту чеським уче­ним Біелою ще в 1772 р., спостерігали під час повторних повернень із семирічним періодом. У 1846 р. її ядро розпалося, і вона пере­творилася у дві слабкі комети, яких після 1852 р. не вдалося побачити. Коли в 1872 р., за розрахунками, зниклі комети повин­ні були пройти поблизу Землі, спостерігався дощ «падаючих зір». З тих пір 27 листопада це явище повторюється щороку, хоч і менш ефектно. Дрібні тверді частинки ядра колишньої комети Біели, яке розпалося, розсіялись уздовж її орбіти (мал. 64), і, коли Земля перетинає їх потік, вони влітають в її атмосферу. Ці частинки спричиняють в атмосфері явище метеорів і пов­ністю руйнуються, не долітаючи до Землі. Відомий ряд інших метеорних потоків, ширина яких незмірне більи_а за розмір ядер комет, що їх породили.

З кометою Галлея пов'язані два метеорні потоки, один з яких спостерігається у травні, другий — у листопаді.

Фотографуючи шлях одного й того самого метеора на зоря­ному небі, як він проектується для спостерігачів, Ідо перебувають на відстані 20—ЗО км один від одного, визначають висоту, на якій з'явився метеор. Найчастіше метеорні тіла починають сві­титися на висоті 100—120 км і повністю випаровуються вже на висоті 80 км. У їхніх спектрах видно яскраві лінії заліза,

кальцію, кремнію тощо. Вивчен­ня спектрів метеорів дає змогу встановити хімічний склад твер­дих частинок, що покинули ядро комети. Фотографуючи політ метеора камерою, об'єктив якої перекривається обертовим за­твором, дістають переривчастий слід, за яким можна оцінити гальмування метеора повітрям.

За розрахунками, маса ме­теорних тіл — порядку мілігра­мів, а розмір — частки мілі­метрів. Очевидно, метеорні ті­ла — це пористі частинки, за­повнені кометним льодом, що випаровується першим.

Вдається визначити швид­кість метеорів. Метеорні тіла, які наздоганяють Землю, влі­тають у її атмосферу зі швид­кістю, не меншою за 11 км/с, а ті що летять назустріч Землі, мають швидкість близько 60— 70 км/с.

Поміркуйте,  чому мінімальна  і максимальна  швидкості зустрічі метеорних тіл із Землею мають саме такі значення.

Розжарені гази, які залишає метеорне тіло, утворюють світ­ний слід. Метеорна частинка на своєму шляху іонізує повітря. Слід з іонізованого повітря відбиває радіохвилі. Це дало змогу застосовувати для вивчення метеорів радіолокатор.

Інколи здається, шо метеори вилітають з якогось простору на небі, який називається радіантом метеорного потоку (мал. 65). Це ефект перспективи. Якщо продовжити шляхи ме­теорів, що летять у паралельних напрямах, то здаватиметься, ніби вони сходяться вдалині, як рейки залізниці. Радіант зна­ходиться на небі в тому напрямі, звідки летять дані метеорні тіла. Кожний радіант займає певне положення серед сузір'їв і бере участь у добовому обертанні неба. Положення радіанта визначає назву метеорного потоку. Наприклад, метеори, які спостерігаються 10—12 серпня і радіант яких знаходиться в су­зір'ї Персея, називаються п е р с е ї д а м и.

Спостереження метеорних потоків — важливе наукове завдан­ня, цілком посильне для школярів. Воно сприяє вивченню нашої атмосфери й речовини комет, що зруйнувалися.

5.Підбиття підсумків уроку

  Закріплення матеріалу проводжу у формі прослуховування  рефератів  учнів, відповідаю на питання учнів, виставляю оцінки за урок.

 

 

6.Домашнє завдання

Опрацювати §_____. Підготувати реферат : «Польоти на Місяць», «Дослідження Марсу», «Дослідження Венери», «Дослідження Юпітера», «Дослідження Сатурна», «Етапи формування нашої планетної системи»

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Назва теми уроку: Дослідження планет за допомогою космічних апаратів. Етапи формування нашої планетної системи.

 

Мета:ознайомити учнів з основними етапами формування нашої планетної системи; розкрити методику дослідження планет за допомогою космічних апаратів

 

План уроку

1.Дослідження планет за допомогою космічних апаратів.

2.Етапи формування нашої планетної системи.

 

Хід уроку

1.Організаційний момент

Привітання, перевірка готовності учнів та класного приміщення до уроку, перевірка присутніх. Розвязати тестове завдання(5 хв)

2.Оголошення теми і мети уроку

 Пояснення мети та форми проведення уроку, тему уроку учні записують в зошит.

3.Мотивація навчальної діяльності

   ВСЕСВІТ - споконвічна загадка буття, ваблива таємниця назавжди. Бо кінця у пізнання. Є лише безупинне подолання кордонів невідомого. Але щойно зроблено цей крок – відкриваються нові перспективи. А ними – нові таємниці. І так було, так буде завжди. Особливо у пізнанні Космосу. Слово «космос» походить від “>kosmos”, синоніма астрономічного визначення Всесвіту. Під Всесвіту мається на увазі весь існуючий матеріальний світ, безмежний в часі та просторі і різноманітний за формами, які вже вживає матерія у свого розвитку. Всесвіт, яка вивчалася астрономією, - частина матеріального світу, яка доступна дослідженню астрономічними засобами, відповідними досягнутому рівню розвитку науки.

4.Вивчення нового матеріалу

1.Дослідження планет за допомогою космічних апаратів.

  До космічних апаратів належать штучні супутники, автоматичні й пілотовані космічні кораблі, орбітальні та міжпланетні станції.

  Безпілотні космічні апарати, які обертаються навколо Землі, називаються штучними супутниками. Вони служать для спостережень за поверхнею планети, зв'язку, прогнозування погоди чи, як космічний телескоп Хаббла, для дослідження Всесвіту. Супутники оснащені різною апаратурою, зокрема радіопередавачами, вимірювальними приладами, відеокамерами та комп'ютерами. Енергією, для роботи приладів забезпечують сонячні батареї, які перетворюють сонячне світло на електрику.

Роботи в космосі

  Космічні зонди — кораблі-роботи-призначені для вивчення інших планет. Уста­новлена на них наукова апаратура передає зібрану інформацію на Землю по радіо. Зонд, призначений для дослідження поверхні планети, здійснює м'яку посадку за допомогою гальмівних двигунів чи, за наявності атмосфери, на парашутах.

Пілотований корабель

  Першим космічним кораблем, який доставив людину на Місяць, був «Аполлон-11», запущений в 1969 р. Згодом почали будувати орбітальні станції та космічні кораблі багаторазового використання. Пілотований корабель повинен мати на борту запас повітря, їжі та води, необхідний для підтримання життя екіпажу, який може проводити у космосі багато місяців. Запаси можна поповнювати за допомогою вантажних кораблів, які стикуються з пілотованим кораблем на орбіті. Завдяки цьому виникла можливість створити на орбіті постійні дослідницькі станції.

Ракети-носії

  Щоб розігнати корабель до швидкості, потрібної для виходу на орбіту чи для польоту до інших планет, застосовують ракети-носії. Здебільшого вони складаються з трьох частин, так званих ступенів. Коли один ступінь використає паливо, він відді­ляється і в роботу включається наступний.

  Всесвіт настільки величезна, що астрономи досі ми змогли встановити, наскільки вона велика! Проте завдяки останнім досягненням науку й техніки ми дізналися багато нового про космосі і місці у ньому. Останні 50 років люди з'явилася можливість залишати Землю і вивчати зірки й планети як спостерігаючи в телескопи, а й одержуючи інформацію безпосередньо з космосу.Запускаемие супутники оснащені надзвичайно складним устаткуванням, з допомогою якого було зроблено дивовижні відкриття, в існування яких астрономи не вірили, наприклад, чорні діри і призначає нові планети.

     З часу запуску у відкритий першої штучного супутника у жовтні 1957 року під межі нашої планети було відправлено безліч супутників іроботов-зондов. Завдяки ним вчені “відвідали” майже всі основні планети Сонячної системи, і навіть їх супутники, астероїди, комети. Такі запуски здійснюються постійно, й у наші дні зонди нової генерації продовжують свій політ до інших планет, добуваючи і передаючи на Землю усю інформацію.

     Деякі ракети сконструйовані отже можуть досягати лише верхніх верств атмосфери, та його швидкість недостатня для виходу до космосу. Щоб межі атмосфери, ракеті мусить перемогти силу тяжіння Землі, а цього потрібно певна швидкість. Якщо швидкість ракети 28 500 км/год, вона летітиме з прискоренням, рівним силі тяжкості. У її і літатиме навколо Землі із широкого кола. Щоб повністю подолати силу земного тяжіння, ракета має рухатися зі швидкістю більшої, ніж 40 320 км/год. Вийшовши на орбіту, деякі космічні апарати, використовуючи енергію гравітації Землі та інших планет, можуть рахунок цього збільшити власну швидкість задля її подальшого ривка до космосу. Це називається «ефектом пращі».

2.Етапи формування нашої планетної системи.

  Протягом останніх трьохсот років, починаючи від Рене Декарта, було висловлено Кілька десятків космологічних гіпотез, у яких розглядалися найрізноманітніші варіанти ранньої історії Сонячної системи. У наш час прийнято вважати, що близько п'яти Мільярдів років тому у величезній газово-пиловій хмарі, пронизаній магнітними силовими лініями, утворилося згущення протосонце, яке повільно стискалося. Інша частина хмари — з масою приблизно в 10 разів меншою — повільно оберталася навколо нього. У результаті зіткнень атомів, молекул і частинок пилу туманність сплющувалася й розігрівалася. Так навколо протосонця утворився витягнутий диск, пронизаний магнітним полем.

  Під дією тиску легкі хімічні елементи водень і гелій залишали найближчі околиці Сонця. У кінцевому підсумку це й зумовило істотні відмінності в хімічному складі планет і їх поділ на дві групи. Досягаючи критичної щільності,' пиловий диск розпадався на окремі згущення.

  Увесь цей час протосонце виявляло високу активність. У результаті могутніх спалахів воно викидало потоки заряджених частинок, які, рухаючись уздовж магнітних ліній, переносили момент руху від Сонця до протопланетної хмари. Крім того, при зіткненнях частинок відбувалися ядерні реакції. Унаслідок зіткнень одні згущення збільшувалися, інші дробилися. Розрахунки показують, що збільшення розмірів Землі тривало не менше 100 мільйонів років.

  Випадання Окремих згущень на Землю і її стиснення спричинили поступове розігрівання надр планети. На початку формування Землі температура в її центральній зоні не перевищувала 800 К, на поверхні — 300 К, але в результаті процесів радіоактивного розпаду, які супроводжувалися виділенням енергії, окремі ділянки розігрілися до плавлення. При цьому важкі сполуки й елементи опустилися вниз, легкі піднялися нагору. На ранній стадії протоземля була оточена хмарою невеликих супутників, з яких згодом сформувався Місяць. Аналогічно формувалися й інші планети.

5.Підбиття підсумків уроку

  Закріплення матеріалу проводжу у формі прослуховування  рефератів  учнів, відповідаю на питання учнів, виставляю оцінки за урок.

6.Домашнє завдання

Опрацювати §_____.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Контрольна робота №4

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

ТЕМА 5: Сонце – найближча зоря

Назва теми уроку: Фізичні характеристики Сонця. Будова Сонця та джерела його енергії.

 

Мета: сформувати в учнів уявлення про Сонце та його будову, джерела сонячної енергії, прояви сонячної активності та її циклічність; навести приклади впливу сонячної активності на біосферу Землі.

План уроку

1. Фізичні умови на Сонці.

2. Будова Сонця та джерела його енергії.

 

Хід уроку

1.Організаційний момент

Привітання, перевірка готовності учнів та класного приміщення до уроку, перевірка присутніх. Розвязати тестове завдання(5 хв)

2.Оголошення теми і мети уроку

 Пояснення мети та форми проведення уроку, тему уроку учні записують в зошит.

3.Мотивація навчальної діяльності

 Сонце — центральне світило у Сонячній системі. Події та явища, що відбуваються на ньому, значною мірою визначають процеси, які відбуваються на планетах, зокрема і на планеті Земля.

 Водночас Сонце — типова жовта зоря серед багатьох мільярдів інших, що населяють нашу Галактику. Завдяки винятковій близькості до Землі Сонце — єдина зоря, на поверхні якої ми бачимо окремі деталі і чиї властивості порівняно з іншими зорями добре вивчені.

4.Вивчення нового матеріалу

1. Фізичні умови на Сонці

Зоря Сонце — центральне тіло Сонячної системи. Маса Сонця , що у 333 тис. разів більше за масу Землі. Радіус Сонця перевищує земний у 109 разів і становить =6,96-108 м. Середня густина сонячної речовини 1408 , проте у зовнішніх шарах зорі густина в мільйони разів менша, а в центрі - у сотні разів більша (152 ). Сонце випромінює енергію в усьому діапазоні довжин електромагнітних хвиль: від γ-випромінювання до радіохвиль. Світність (тобто потужність випромінювання) Сонця = 3,85·1026 Вт. Щоб краще уявити цю величину, зауважимо, що при сучасному розвитку електроенергетики людство лише за 10 млн років змогло б виробити таку кількість електроенергії, яка дорівнювала б енергії, що її випромінює Сонце за 1с.

Хімічний склад Сонця встановили, досліджуючи його випромінювання. Сонячна поверхня, маючи температуру приблизно 6000 К, дає неперервний спектр електромагнітних хвиль. Частина світла поглинається нижніми шарами розрідженої газової оболонки Сонця (хромосферою). У 1814 році німецький фізик Й. Фраунгофер (1787-1826) описав понад 570 ліній поглинання хімічних елементів. Вони є важливим джерелом інформації про склад зорі, адже кожному хімічному елементу відповідає цілком певний набір довжин електромагнітних хвиль, які він поглинає та випромінює. Виявивши у спектрі Сонця чи іншої зорі лінію, притаманну, наприклад кальцію, можна стверджувати, що там є ця речовина. До речі, під час повного сонячного затемнення, коли зникає створений поверхнею Сонця неперервний спектр, темні фраунгоферові лінії поглинання змінюються яскравими лініями випромінювання гарячого газу хромосфери. Зараз відомо понад 10 тис фраунгоферових ліній, які відповідають 72 хімічним елементам. Встановлено, що в даний час 70% маси Сонця складає водень, 28% — гелій, а 2% припадає на важчі елементи.

2. Будова Сонця та джерела його енергії.

Звичайно, нема можливості зазирнути всередину Сонця, тому уявлення і про його будову можна сформувати на основі теоретичного аналізу, використовуючи фізичні закони і такі характеристики, як маса, радіус, світність. Залежно від температури та процесів, що відбуваються, у Сонці умовно виділяють ядро, зону променистої рівноваги, конвективну зону та атмосферу (див. рис. 1).

Кожна зоря випромінює енергію, отриману при гравітаційному стиску та при термоядерних реакціях. Перший спосіб характерний для ранніх етапів еволюції зорі. Сонце давно сформувалось і перебуває у стані гравітаційної рівноваги, тобто сила гравітаційного стискання зрівноважується силою газового тиску.

Тому для нашої зорі основним джерелом енергії є термоядерні реакції Ядро - центральна область Сонця, в якій за надвисокого тиску та температури 15 млн К вони відбуваються. Є два цикли протікання таких реакцій: протон-протонний та вуглецево-азотний. В умовах Сонця основною є реакція протон-протонного циклу, за якої з чотирьох протонів (ядер водню) утворюється одне ядро гелію і виділяється енергія. Розрахунки свідчать, що з водню масою 1 кг утворюється 0,99 кг гелію і випромінюється близько 9·1014 Дж енергії. Вчені вважають, що запасів водню, який є у сонячному ядрі, вистачить на 10 млрд років. Реакція вуглецево-азотного циклу є неістотною для Сонця, бо відбувається за температур, вищих ніж 15 млн К, тобто у надрах масивніших, більш гарячих зір. Із віддаленням від центра Сонця температура поступово зменшується і нарешті стає недостатньою для протікання термоядерних реакцій. Так визначають межі ядра. Його радіус становить близько третини радіуса Сонця. В ядрі зосереджена приблизно половина маси Сонця.

Енергія, яка виділяється в сонячному ядрі, переноситься назовні двома способами: променевим та конвективним. Променеве перенесення енергії відбувається в самому ядрі й далі, в зоні променистої рівноваги. При термоядерних реакціях виникають γ-кванти, які одразу ж поглинаються атомами оточуючої речовини. Збуджені атоми у свою чергу випромінюють γ-кванти, які рухаються в іншому напрямі. Далі процес повторюється. Випромінювання рухається назовні не по прямій, на що пішло б кілька секунд, а по ламаній, витрачаючи приблизно 10 млн років. До того ж, на своєму довгому шляху випромінювання зазнає значних змін. Атом, поглинувши високоенергійний γ-квант, як правило, випромінює кілька квантів зі меншими енергіями. Таким чином, жорстке γ-випромінювання, що є результатом термоядерних реакцій у ядрі Сонця, зазнавши багаторазового перевипромінювання виходить на поверхню переважно у формі видимого світла.

Над зоною променистої рівноваги розташована конвективна зона. Температура у ній швидко зменшується з віддаленням від центра Сонця, а енергія з глибини вгору переноситься в основному за допомогою конвекції, хоча променеве перенесення теж має місце.

Зовнішні шари Сонця називаються атмосферою. У ній утворюються всі види випромінювання, які випромінює зоря. Найглибший і найщільніший шар атмосфери - фотосфера - завтовшки близько 300 км. Температура фотосфери збільшується з глибиною і в середньому дорівнює 6000 К. Майже посередині фотосфери проходить умовний рівень із певними оптичними властивостями, який називають поверхнею Сонця. Іноді, зважаючи на те, що товщина фотосфери мізерна порівняно з розмірами Сонця, його поверхнею вважають саму фотосферу. Слід розуміти, що Сонце - розжарена газова куля, і його умовна поверхня не схожа на тверду поверхню Землі.

Фотосфера має зернисту структуру, яку називають грануляцією (від латинського granulum - зернятко). На фотографіях світлі гранули схожі на рисові зернятка, розділені темними проміжками. Одночасно у фотосфері є близько 3 млн гранул. Середній діаметр гранули 700 км й існує вона до 10 хв. Грануляція постійно змінюється. Одні гранули зникають, інші з'являються на їхньому місці. Картина грануляції схожа на ту, що спостерігаємо на поверхні окропу. Конвективні потоки зі швидкістю 1 км/с піднімають із надр фотосфери гарячу плазму, і місця, де вона виходить на поверхню, є світлішими. Темні проміжки - місця, де опускається вниз охолоджена плазма.

Шар атмосфери, розташований над фотосферою, називається хромосферою (від грецького chroma - колір). Товщина сонячної хромосфери понад 12000 км, а температура зростає з висотою від 4500 К до 100000 К. Під час повних затемнень Сонця хромосферу видно у вигляді тонкого рожево-червоного кільця, яке облямовує диск Місяця. Хромосфера пронизана величезною кількістю спікул (від латинського spiculum - вістря, кінчик) - тонких колоноподібних утворень із відносно холодної речовини, оточених значно гарячішаю плазмою. Одночасно є близько 30000 спікул, кожна з яких існує 2-5 хв. Висота спікули може досягати 10 тис. км. Речовина спікули, піднімаючись зі швидкістю до 20 км/с, потрапляє із хромосфери в сонячну корону.

Зовнішній дуже розріджений шар атмосфери Сонця називається короною. Вона простягається на величезну відстань понад 10, а температура в ній підвищується до 2·106 К. Яскравість сонячної корони приблизно така ж, як і Місяця в повні, тому побачити її на фоні яскравої фотосфери неможливо. Лише під час повних сонячних затемнень або за допомогою спеціального приладу - коронографа - вдається спостерігати за короною. Сонячна корона перебуває в стані динамічної рівноваги. Вона постійно поповнюється речовиною із хромосфери, і одночасно з неї в міжпланетний простір витікає неперервний потік частинок (протонів, електронів, α-частинок, іонів), який називають сонячним вітром.

У внутрішніх шарах корони виникають величезні потоки плазми аркоподібної чи фонтаноподібної форми — протуберанці (від латинського protubero - здуватись). Деякі з них місяцями висять над хромосферою, повільно змінюючись і поступово зникаючи. їх називають спокійними. По-іншому розвиваються еруптивні протуберанці. Раптово зі швидкістю до 700 км/с речовина такого протуберанця піднімається вгору на сотні тисяч кілометрів і так само швидко падає вниз. Спостерігались еруптивні протуберанці заввишки понад 1,5·106 км. Температура речовини протуберанця в сотні разів менша за температуру навколишньої плазми, а густина в стільки ж більша. Форма, розміри та розвиток протуберанців визначається магнітним полем.

У телескоп чи на фотографіях Сонця можна побачити темні плями, які виникають у фотосфері. Коли ж світило низько над горизонтом, то крізь імлу на сонячному диску неозброєним оком іноді можна помітити темні плями. Згадки про такі спостереження є в літописах та історичних хроніках багатьох народів. У Західній Європі сонячні плями уперше були виявлені при телескопічних спостереженнях Сонця Г. Галілеєм у грудні 1610 р. У той час помилково вважали, що сонячні плями — це вершини сонячних гір, які проглядають поміж хмар. За рухом сонячних плям встановлено не тільки обертання Сонця навколо осі, але й зональний характер цього обертання. Сонце обертається в тому ж напрямі, що й планети навколо нього. Площина екватора утворює із площиною екліптики кут 7°15'. Сидеричний період обертання точок на екваторі Сонця дорівнює 25 діб, а біля полюсів – 30 діб.

Сонячні плями, якщо їх розглядати детальніше, не є однорідними. Центральна темніша частина - тінь, або ядро, - оточена півтінню. Розміри плям різноманітні і можуть сягати 200000 км. На фоні яскравої фотосфери плями виглядають чорними, але їхній справжній колір — червонуватий. Особливістю темних плям є наявність у них сильного магнітного поля з індуктивністю до 0,5 Тл (у середньому в фотосфері індукція магнітного поля 0,0001-0,001 Тл). Магнітне поле перешкоджає рухові плазми, сповільнює конвекцію і у такий спосіб послаблює доступ енергії з надр Сонця. Тому температура у плямах на 1000-1500 К нижча ніж у фотосфері. Зазвичай плями з'являються групами. У групах вирізняються дві найбільші плями — ведуча та хвостова, які мають протилежну полярність магнітного поля. Сонячні плями — нестійкі утворення. Їхня форма та кількість постійно змінюється. Найчастіше плями виникають в екваторіальній зоні Сонця.

Поряд із плямами у фотосфері часто видно факели - світлі утворення, що мають складну волокнисту структуру. їхня яскравість трохи переважає яскравість фотосфери, а температура лише на 200-300 К вища. Деякі факели існують тижнями.

Сукупність явищ на поверхні Сонця, зумовлених процесами в його надрах, називають сонячною активністю. її проявами є плями, факели, протуберанці, спалахи. Що більше цих утворів, то вищою є активність Сонця. Спостереження свідчать, що з часом сонячна активність змінюється.

Одним із найважливіших її проявів є спалахи - різкі збільшення яскравості незначних ділянок хромосфери над групами сонячних плям. Тривалість спалахів різноманітна і залежить від потужності. Невеликі спалахи тривають кілька хвилин. У роки максимуму сонячної активності трапляються грандіозні спалахи тривалістю до 7 год. При цьому вивільняється значна кількість енергії — до 1025 Дж — і в міжпланетний простір зі швидкістю 30000 км/с викидаються мільярди тонн речовини. При сонячних спалахах частинки розганяються і речовина дуже нагрівається, тобто створюються сприятливі умови для протікання термоядерних реакцій синтезу. Свідченням цього є значна кількість ядер дейтерію та тритію, виявлених у потоках викинутої при спалаху сонячної речовини. Під час спалахів різко зростає інтенсивність рентгенівського, ультрафіолетового та радіовипромінювання.

Існує чимало зручних способів кількісно оцінити рівень сонячної активності. Найпростіший і найраніше запроваджений індекс сонячної активності — числа Вольфа (Р. Вольф (1816-1893) — швейцарський астроном):

W = 10·g+f, де g — кількість груп плям, f загальна кількість плям.

Наприклад, якщо плям нема, то W = 0; якщо є одна пляма (відповідно одна група), то W = 11; якщо є 4 групи, у яких загалом 15 плям, W=10·4+15=55.

У роки підвищеної активності Сонця значно збільшується кількість плям (числа Вольфа більші від 100), факелів та потужних протуберанців, часто відбуваються сильні спалахи. Виявляється, що загальна форма корони змінюється: в роки максимуму сонячної активності корона майже сферична, а в роки мінімуму вона сильно витягнута уздовж екватора.

У 1844 році Г. Швабе (1789-1875) виявив 11-річний цикл сонячної активності. Мріючи відкрити невідому внутрішню планету, він сподівався побачити її проходження по диску Сонця. (Яка це була б планетна конфігурація?) Для цього протягом 25 років ретельно фіксував появу і кількість сонячних плям. Планету Швабе, звичайно, не відкрив, зате виявив 11-річний період зміни кількості сонячних плям. Пізніше Р. Вольф, використовуючи дані телескопічних спостережень за Сонцем протягом тривалого часу, уточнив цю закономірність. У кожному циклі активність Сонця зростає близько 4 років, а потім 7 років затухає. Вчені ведуть умовну нумерацію циклів. Першим вважають той, що розпочався в 1755 р. З 1996 року триває 23-й цикл.

Коли сонячна активність досягає свого піку, щодоби може ставатися до 10 спалахів на Сонці. Вже через 8 хв 20 с після спалаху потужній потік жорсткого електромагнітного випромінювання сягає Землі, створюючи додаткову іонізацію повітря. Внаслідок цього погіршується короткохвильовий радіозв'язок. Згодом орбіти нашої планети досягають підсилені спалахом потоки сонячного вітру і значно деформують магнітосферу Землі. Виникають магнітні бурі - сильні раптові зміни характеристик геомагнітного поля. Під час магнітних бур з'являються полярні сяйва, виникають порушення телеграфно-телефонного зв'язку, погіршується сон та самопочуття людей, збільшується кількість інсультів та інфарктів. Сильні магніті бурі можуть навіть провокувати землетруси в сейсмічно активних районах Землі. Сонячна активність впливає на клімат, погоду, біосферу нашої планети. Помічено, що в роки максимуму активності світила швидше ростуть дерева, підвищується розмноження деяких комах (сарани), бурхливо поширюються епідемії та пандемії (це пов'язане як зі зростанням кількості хвороботворних бактерій та вірусів, так і з послабленням імунітету людей).

Щоб ефективніше розв'язувати проблеми, пов'язані з сонячно-земними зв'язками, у світі створена система неперервного стеження за станом Сонця -так звана служба Сонця. Усі великі обсерваторії, а також значна кількість спеціальних станцій беруть участь у цих спостереженнях. Основне завдання служби Сонця — реєстрація центрів сонячної активності та всіх сонячних спалахів.

5.Підбиття підсумків уроку

  1. Центральне тіло нашої планетної системи це:

а) Земля;

б) Місяць;

в) Сонце;

г) Венера.

2. Сонце – це: 

а) планета;

б) зоря;

в) супутник Землі;

г) найближча до Землі зоря.

3. Основний потік сонячного випромінювання ми одержуємо від:

а) сонячної корони;

б) фотосфери;

в) хромосфери;

г) сонячних плям.

4. Ядро, зона променистої рівноваги, конвективна зона, це –

а) складові сонячної корони;

б) внутрішня будова Сонця;

в) джерела енергії Сонця;

г) складові сонячної атмосфери.

5. Стан гравітаційної рівноваги, це стан зорі, в якому:

а) внутрішній тиск газу і випромінювання більший за вагу речовини зовнішніх шарів;

б) внутрішній тиск газу менший за вагу речовини зовнішніх шарів;

в) внутрішній тиск газу дорівнює вазі речовини зовнішніх шарів;

г) внутрішній тиск газу і випромінювання дорівнює вазі речовини зовнішніх шарів.

6. Джерелом енергії Сонця є:

а)  термоядерні реакції в його ядрі;

б) сонячні плями;

в) хромосферні спалахи;

г) протуберанці.

 

6.Домашнє завдання

Опрацювати §_____.

Для допитливих

Цікавою є історія відкриття гелію. У 1868 р. під час повного затемнення Сонця французький астроном П. Жансен (1824-1907) виявив у спектрі хромосфери яскраву жовту лінію невідомого на той час хімічного елемента. Аналогічне відкриття зробив англійський астроном Дж. Лок'єр (1836-1920) і назвав новий елемент гелієм, тобто сонячним (від грецького «геліос» - сонце). І тільки в 1895 році англійський хімік У. Рамзай (1852-1916), вивчаючи спектр випромінювання газів, які виділяються з рідкісного мінералу клевейту, також виявив жовту лінію гелію. Пізніше з цих газів був виділений чистий гелій.

Вивчення сонячної корони засвідчило, що вона утворена з дуже розрідженої плазми, температура якої сягає 2106К. У таких умовах нейтральні атоми хімічних елементів існувати не можуть, бо, рухаючись із величезною швидкістю і стикаючись, вони втрачають електрони і багаторазово іонізуються. Цим і пояснюються особливості спектра сонячної корони. Вчені виявили в ньому дві яскраві лінії - зелену та червону, яких не було у спектрах жодного хімічного елемента. Астрономи, вже маючи досвід відкриття гелію, приписати ці лінії новому елементу - коронію. І помилилися. Виявляється, ці лінії належать сильно іонізованому залізу. Зелена лінія випромінюється атомом заліза, у якого відірвано 13 зовнішніх електронів, а червона — атомом заліза без 9 зовнішніх електронів. У лабораторних умовах отримати такі йони навряд чи можливо. Подальші дослідження довели, що більшість ліній випромінювання корони належить різним елементам, що перебувають у сильно іонізованому стані.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Назва теми уроку: Прояви сонячної активності та їх вплив на Землю

Мета: ознайомити учнів з поняттям сонячною активністю, та прояви на Сонці і впливом на біологічне життя на Землі.

 

План уроку

1. Вплив сонячної активності на життя і здоров’я людей та біосферу Землі.

Хід уроку

1.Організаційний момент

Привітання, перевірка готовності учнів та класного приміщення до уроку, перевірка присутніх. Розвязати тестове завдання(5 хв)

2.Оголошення теми і мети уроку

 Пояснення мети та форми проведення уроку, тему уроку учні записують в зошит.

3.Мотивація навчальної діяльності

 Однієї із самих чудових особливостей Сонця є майже періодичні, регулярні зміни різних проявів сонячної активності, тобто всієї сукупності явищ на Сонці. Це і сонячні плями - області із сильним магнітним полем і внаслідок цього зі зниженою температурою, і сонячні спалахи - найбільш могутні і швидкі вибухові процеси, що впливають на всю сонячну атмосферу над активною областю, і сонячні волокна - плазменні утворення в магнітному полі сонячної атмосфери, що мають вид витягнутих (до сотень тисяч кілометрів) волоконоподібних структур.

4.Вивчення нового матеріалу

Сонячна активність та її вплив на Землю

 На сонячній поверхні часто спостерігаються особливі утворення: ділянки з підвищеною яскравістю - факели, ділянки із зниженою яскравістю - плями, інколи з'являються короткоживучі дуже яскраві спалахи, а на краю диска помітні протуберанці. Всі вони є активними утворами на Сонці, а їхня поява і розвиток -це прояв сонячної активності.

 Місця, де спостерігаються активні утвори, отримали назву активних зон. їхня головна характеристика - це сильні локальні магнітні поля, які виходять на поверхню Сонця і є набагато сильнішими від його регулярного магнітного поля.

Сонячні плями.

 Активні зони у фотосфері проявляють себе передовсім сонячними плямами. За контрастом із фотосферою сонячні плями мають вигляд темних утворень, тому що температура речовини в них менша, ніж у навколишніх ділянках фотосфери. Трапляються як поодинокі плями, так і їхні групи. Розміри плям в середньому рівні 40 000 км, проте бувають плями діаметром до 180 000 км. У плямах є сильні магнітні поля, які виникають при конвективних рухах речовини у підфотосферних шарах. Сильне магнітне поле гальмує вихід гарячої сонячної речовини з його надр, і саме тому температура поверхні Сонця у цьому місці знижується.
Пляма, в якій магнітні силові лінії виходять з-під поверхні, має північну полярність N, якщо ж ці лінії йдуть під поверхню - південну S. Магнітні силові лінії, які виходять із плям, іноді простягаються далеко за поверхню Сонця.

 На сонячному диску спостерігаються світлі утвори - факели.  Вони є повсюдними супутниками плям. Оскільки в самій плямі потік енергії менший (а з глибини Сонця він рівномірний у всіх напрямках), то ділянка поруч з плямою - факел - це місце, де її надходитьбільше.

Циклічність сонячної активності.

 В середині XIX ст. було виявлено, що в різні роки кількість плям на Сонці неоднакова. Є роки, коли їх багато -це максимум активності.І навпаки, бувають роки, коли їх на Сонці дуже мало -це мінімум активності.
За міру плямотворної діяльності Сонця прийнято число Вольфа
W=10g+f,
де g — кількість груп плям, f — загальна кількість усіх плям, які є в цей момент на диску Сонця.

Протуберанці.

 При спостереженнях Сонця через густочервоний світлофільтр на краю диска видно своєрідні світлі виступи над поверхнею, його, які можуть простягатися далеко за межі хромосфери аж у корону.

 Такі викиди речовини називаються протуберанцями. Протуберанці - це речовина, яка підіймається над сонячною поверхнею і утримується над нею завдяки магнітному полю.

 Протуберанці - найграндіозніші утворення в атмосфері Сонця. Довжина деяких з них сягає 200 000 км, товщина - кілька  тисяч кілометрів. В проекції на сонячний диск вони мають вигляд вигнутих темних волокон, часто витягнутих у напрямку схід-захід уздовж паралелі.

Сонячні спалахи.

 Досить часто над сонячними плямами у хромосфері відбуваються хромосферні спалахи - найбільш вражаючий прояв сонячної активності.
Як правило, спалах починається зі швидкого зростання температури корони до 40 млн К, що призводить до сплеску м'якого рентгенівського випромінювання. Потім під зоною зростання температури в короні підвищується температура хромосфери.

 Найпотужніші спалахи видно без допомоги фільтра. Яскравість спалахів може бути на 50% більшою за яскравість фотосфери.

 За сучасними уявленнями, спалах - це раптове виділення енергії, накопиченої у магнітному полі активної зони. На певній висоті над поверхнею Сонця виникає зона, де магнітне поле на невеликому відрізку різко змінюється за величиною і напрямком. Це супроводжується прискоренням заряджених частинок і перетворенням їх на високоенергійні. При цьому речовина нагрівається, з'являється потужне електромагнітне випромінювання у рентгенівському, ультрафіолетовому та радіодіапазоні, а також у міжпланетний простір у радіальному напрямку викидається струмінь частинок високої енергії зі швидкостями 3 000-30 000 км/с. Процес розвитку невеликих спалахів триває 5-10 хв, найпотужніших - до семи годин. З усіх активних утворень спалахи вирізняються своєю особливою здатністю впливати на геофізичний стан Землі. І хоча принцип утворення спалахів вчені зрозуміли, детальної теорії поки що немає.

Вплив сонячної активності на магнітосферу і атмосферу Землі

 Оскільки під час спалаху потік рентгенівських квантів зростає у 100-400 разів, то вже через 8 хв 20 с вони досягають орбіти Землі й проникають в іоносферу. Жорстке випромінювання спричиняє додаткову іонізацію повітря. Як наслідок, змінюється щільність іоносферних шарів і їхня відбивна здатність, а тому одразу ж порушується зв'язок на коротких радіохвилях. Почасти також руйнується озоновий шар, і до поверхні Землі проникає підвищена кількість ультрафіолету.

 Через декілька годин після спалаху Землі досягає потік високо-енергійних частинок. Завдяки наявності геомагнітного поля вони не потрапляють на земну поверхню, але в районах магнітних полюсів, де силові магнітні лінії виходять з поверхні або входять у неї, частинки проникають до висот 100 км, іонізують і збуджують атоми повітря. При поверненні атомів до нейтрального стану відбувається висвічування, яке спостерігається у вигляді  полярних сяйв - дивовижних.
Магнітні бурі. Ще через 1-2 доби Землі досягає підсилений потік сонячного вітру. Під його дією земна магнітосфера стискається. Але, як відомо, навколо Землі у пастці силових геомагнітних ліній є багато заряджених частинок (радіаційні пояси).

 При стисненні магнітосфери напруженість магнітного поля збільшується, при розширенні, навпаки, зменшується. Так виникає окремий сплеск геомагнітного збурення тривалістю близько години. Потужні сонячні збурення обумовлюють тривале підсилення сонячного вітру. В магнітосферу надходить один імпульс за іншим. Виникає послідовна серія збурень геомагнітного поля, коли його напруженість швидко і різко змінюється — настає магнітна буря.

Вплив активності Сонця на погоду.

 Активність Сонця впливає на погоду. Цей зв'язок можна прослідкувати таким чином. Встановлено, що крім екваторіального кільцевого струму, в районах геомагнітних полюсів на віддалі 20 вночі та 10 удень на висоті близько 100 км приблизно вздовж магнітних паралелей також тече електричний струм. Після надходження від Сонця посиленого потоку заряджених частинок деяка їхня кількість затримується у високих широтах і підсилює цю течію. Збільшення струму призводить до додаткового розігріву атмосфери. Від місця розігріву вниз до тропосфери проникає хвилеподібний імпульс, який далі вздовж поверхні Землі поширюється впродовж кількох годин до низьких широт. Ці хвилі є тим енергетичним мостом між іоносферою і тропосферою, який передає енергію корпускулярних сонячних потоків погодному шару повітря. Вони підсилюють меридіональну циркуляцію повітря і зменшують зональну. Там, де тиск був низьким, він стає ще нижчим, а де був високим - ще вищим. За таких умов у тропічній зоні народжуються тайфуни, а у місцях з різко вираженим континентальним кліматом - засухи.

Сонячна активність і біосфера Землі.

  Впливаючи на погоду і клімат, сонячна активність не може не впливати на рослинний світ. Було зібрано багато зрізів дерев з чітко вираженими річними кільцями. Серед них були зрізи секвойї віком 3 200 років і дев'ятнадцяти 500-річних дерев. У всіх дерев визначали товщину річних кілець з точністю до 0,01 мм. Виявилося, що в роки максимумів сонячної активності приріст дерев був більшим, ніж у роки мінімумів. А те, що врожайність сільсько господарських культур і відповідно ціни на них співвідносяться з кількістю сонячних плям, стало вже класичним прикладом.
До сонячної активності небайдужий і тваринний світ. Тісно пов'язані з 11-річним циклом періоди підвищеного розмноження каракуртів, бліх, пустельної саранчі тощо. Останню в періоди між піками сонячної активності взагалі не можна виявити.

Вплив сонячної активності на людину

 Численні дослідження показали, що найчутливішими до змін напруженості геомагнітного поля, обумовлених сонячною активністю, є нервова і серцево-судинна системи людини.

 Вплив виявляється по-різному: через зміну електричних властивостей тканин людського організму; через вільні радикали у клітинах; через індукційні струми, що виникають в організмі під впливом геомагнітних полів; через зміну проникності клітинних мембран тощо. Як наслідок, у людей з хворобами серцево-судинної системи під час геомагнітних бур погіршується стан, збільшується число інфарктів та інсультів.
У здорових людей змінюється сприйняття часу, сповільнюється рухова реакція, різко знижується короткочасна пам'ять, об'єм та інтенсивність уваги. Навіть у спеціально тренованих людей - спортсменів вищого класу та льотчиків - зафіксовано підвищену кількість помилок при виконанні контрольних завдань. Різкі й часті збільшення збуреності геомагнітного поля, впливаючи на візерунок біопотенціалів мозку, погіршують сон.

 Все це відбивається на виконанні робіт, які вимагають точності та уваги, спричиняє збільшення травматизму на виробництві та кількості автотранспортних пригод. А люди з порушеннями функцій головного мозку в такі дні часто потрапляють на лікарняне ліжко.

 Сонячна активність впливає на систему крові людини. Під час геомагнітних бур швидкість згортання крові зменшується на 8%. А кількість білих кров'яних тілець - лейкоцитів, від яких, як відомо, залежить опірність організму різним інфекційним захворюванням, у роки активного Сонця знижується в 1,5-1,7 раза. Так що поширеність епідемій у цей час може залежати не лише від посилення діяльності патогенних мікроорганізмів.

 Отже, молена з упевненістю сказати, що ізоляція біосфери від дії космічних чинників відносна. Біосфера дуже чуйно реагує на зміну параметрів зовнішнього середовища.
У зв'язку з цим дуже важливо вести регулярні спостереження за Сонцем і вміти аналізувати різг і явища на ньому. Саме цим і займаються багато обсерваторій світу.

5.Підбиття підсумків уроку

1. Що спричиняє появу плям на поверхні Сонця?

2. Що таке число Вольфа?

3. Що таке протуберанці?

4. Звідки береться енергія сонячних спалахів?

5. Що відомо про вплив окремих проявів сонячної активності на організм людини?

6.Домашнє завдання

Опрацювати §_____.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Контрольна робота №5

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

ТЕМА 6: Зорі. Еволюція зір

Назва теми уроку: Зорі та їх класифікація. Подвійні зорі. Фізичні змінні зорі. Планетні системи інших зір.

 

Мета: розповісти про способи визначення відстаней до зір, їх розмірів імас; розширити уявлення про природу зір та узагальнити одержанізнання про зорі; ознайомити з основними особливостями фізичної природи нестаціонарних зір;розповісти про можливий шляхеволюції зір.

 

План уроку

1.Основні фізичні характеристики зір.

2.Класифікація зір.

3.Характеристика подвійних зір, фізичних змінних зір.

4.Фізичні характеристики планетних систем інших зір.

 

Хід уроку

1.Організаційний момент

Привітання, перевірка готовності учнів та класного приміщення до уроку, перевірка присутніх. Розвязати тестове завдання(5 хв)

2.Оголошення теми і мети уроку

 Пояснення мети та форми проведення уроку, тему уроку учні записують в зошит.

3.Мотивація навчальної діяльності

 Кожен із нас залюбки спостерігає за зоряним небом. А що ми знаємо про такі далекі, і на перший погляд, холодні зорі?  Сьогодні на уроці ми дізнаємося, як без термометра можна виміряти температуру зорі?, дізнаємося, що означають зоряні величини, як народжуються нові зорі та багато іншого не менш цікавого.

4.Вивчення нового матеріалу