Урок: «Будова Сонця та джерела його енергії»

ДОНЕЦЬКИЙ ОБЛАСНИЙ ІНСТИТУТ ПІСЛЯДИПЛОМНОЇ ПЕДАГОГІЧНОЇ ОСВІТИ

ФАКУЛЬТЕТ ПІДВИЩЕННЯ КВАЛІФІКАЦІЇ

ВІДДІЛ ПРИРОДНИЧИХ ДИСЦИПЛІН

ВИПУСКНА ТВОРЧА РОБОТА

«Розробка сучасного уроку фізики (астрономії)

з використанням новітніх технологій.»

Виконав слухач курсів 3.16.2

«Організація сучасного уроку фізики та астрономії»

Босак Людмила Михайлівна, Миколаївська ЗОШ І-ІІІ ступенів, Покровського району Донецької області

Керівник: І.Г.Волошина

Краматорськ – 2020

РОЗРОБКА УРОКУ

Тема уроку: «Будова Сонця та джерела його енергії»

Мета уроку:

Дидактична: ознайомити учнів з поняттям гравітаційної рівноваги, джерелами енергії Сонця і внутрішньою будовою;

Розвивальна: розвивати вміння вміння і навички:

• Аналізувати результати, набуті під час розв’язування фізичних задач;
• Висувати гіпотези та моделі явища;
• Знаходити їх сильні та слабкі сторони;
• Давати наукове пояснення;
• Розвивати критичне мислення.

Виховна: приблизити навчальне пізнання учнів до наукового, на конкретних прикладах показати дію закону єдності та боротьби протилежностей.

Тип уроку: урок вивчення нового матеріалу.

Обладнання: персональний комп’ютер, мультимедійний проектор, таблиці.

План уроку

Хід уроку

І. Організаційний етап

ІІ. Перевірка домашнього завдання

На екран подано розв’язки домашніх задач. Учні перевіряють правильність розв’язання, коментуючи його етапи.

Задача. Чому дорівнює прискорення вільного падіння на поверхні Сонця?

Дано:

_____________________

Розв’язання

Прискорення вільного падіння визначається формулою:

Звідси

ІІІ. Актуалізація опорних знань учнів

Інтерактивна вправа «Опорні сигнали»

Озвучте зміст опорних сигналів, давши відповідь на запропоновані запитання (слайд на екрані).

1. Чому не можна говорити про наявність поверхні у Сонця у звичайному для нас розумінні цього слова?
2. Про що свідчать наявність гранул у фотосфері Сонця?
3. Що формує речовина корони, витікаючи у міжпланетне середовище?
4. Яка особливість в обертанні Сонця є характерною?

IV. Повідомлення теми та мети уроку, мотивація навчальної діяльності

Оголошення теми і мети заняття.

Пояснення вчителя із записами в зошити (можна використати слайди презентації, записи на дошці та малюнки).

Записи в зошити:

Знаючи відстань Земля-Сонце (1a.о. = 149600000 млн км) і кутовий радіус Сонця , можна знайти його лінійний радіус км. Радіус Сонця в 109 разів перевищує радіус Землі.

За допомогою третього закону Кеплера визначено, що маса Сонця . Можна обчислити густину Сонця , що в 4 рази менша за середню густину Землі, проте у зовнішніх шарах зорі густина в мільйони разів менша, а в центрі - у сотні разів більша (152 т/м).

Сонце випромінює енергію в усьому діапазоні довжин електромагнітних хвиль. Світність Сонця (тобто потужність випромінювання)  Вт. Щоб краще уявити цю величину, зауважимо, що при сучасному розвитку електроенергетики людство лише за 10 млн років змогло б виробити таку кількість електроенергії, яку випромінює Сонце за 1 с.

V. Вивчення нового матеріалу

Хімічний склад Сонця встановили, досліджуючи його спектри поглинання та випромінювання. Неперервний спектр Сонця містить понад 10000 ліній поглинання, які називаються фраунгоферовими. Під час повного Сонячного затемнення, коли зникає створений поверхнею Сонця неперервний спектр, темні фраунгоферові лінії поглинання замінюються яскравими лініями випромінювання гарячого газу хромосфери.

Загалом у спектрі Сонця виявлено лінії 72 хімічних елементів, визначено їхню відносну кількість.

Обертання Сонця. Регулярні спостереження поверхні Сонця, зокрема, за положенням на ній окремих деталей, привели до висновку, що Сонце обертається навколо своєї осі в тому ж напрямку, що і планети навколо нього, тобто проти годинникової стрілки, якщо розглядати рух з боку Північного полюса світу. Кутова швидкість його обертання зменшується з віддаленням від екватора. Так, сидеричний період обертання Сонця на екваторі становить 25 діб, а біля полюсів - 30 діб.

Будова Сонця.

Для наочності слід використати зображення та матеріали інтернет-ресурсу: https://sohowww.nascom.nasa.gov/home.html

Групова робота

Варто поділити учнів на невеликі групи (3-4 в команді). Видати кожній групі наведений нижче перелік нових понять. В ході пояснення та демонстрації матеріалу учні мають коротко і змістовно занотувати їх означення. Наприкінці уроку представник від групи має звітуватися про виконану роботу, прочитавши або пояснивши декілька нових термінів.

 Залежно від температури та процесів, що відбуваються, у внутрішній структурі Сонця умовно поділяють:

1) ядро - поблизу центра температура, тиск і густина сягають таких величин, що всі атоми знаходяться в стані високого ступеня іонізації, тоді зростає вірогідність взаємодії між елементарними частинками та атомними ядрами і відбуваються ядерні реакції. Для подолання кулонівських сил між частинками необхідно мати величезні енергії, тобто температура плазми має бути дуже високою. Саме в той момент виникають термоядерні реакції. У першу чергу виникають реакції синтезу легких ядер, а еволюція зір починається з вигорання водню та інших хімічних елементів. Крім енергії, яка виділяється під час реакцій у вигляді - квантів і кінетичної енергії, виникають частинки - нейтрино, які вільно виходять з надер Сонця зі швидкістю близько світлової і майже не поглинаються речовиною на своєму шляху. Швидкості окремих термоядерних реакцій, а, отже, і величина потоків нейтрино сильно залежать від температури, густини, хімічного складу речовини.

2) Зону променистої рівноваги (проміжна зона) - шари лише переносять випромінення шляхом послідовних процесів поглинання і перевипромінювання високо енергетичних квантів.

3) Конвективна зона - тут відбувається рекомбінація іонів важких елементів з електронами. Різко зростає непрозорість речовини і через випромінення стає важче перенаправляти енергію, яка виходить з центральних областей. Фізичні умови різко змінюються: 1) дуже швидко падає температура; 2) зменшується ступінь іонізації газу і він стає більш ізотермічним, оскільки зміна температури в ньому швидко компенсується переходом теплової енергії в іонізаційну і навпаки; 3) відбувається ослаблення іонізації, яке веде до непрозорості речовини. Всі ці процеси спричиняють виникнення активного перемішування самої речовини, тобто конвекції.

Між конвективною і променевою зонами розташовується дуже тонка межа розділу, яка називається тахокліном, і на якій формуються зовнішні магнітні поля.

4) Фотосфера - атмосфера Сонця. У фотосфері утворюються гігантські конвективні комірки. З конвекцією пов'язані утворення гранул і звукових хвиль (шуму). Конвективна зона відіграє дуже важливу роль у формуванні вище розташованої сонячної атмосфери, в яку розповсюджуються звукові та ударні хвилі, викликані конвективними і турбулентними рухами. Ще одним механізмом перенесення енергії з конвективної зони в атмосферу Сонця є  магніто-гідродинамічні хвилі (МГД). В атмосфері Сонця утворюються потоки частинок сонячної речовини - сонячний вітер.

Фотосфера - це нижня частина атмосфери Сонця, в якій формується його неперервний спектр. Одним із важливих ефектів, що виявляється при її вивченні, є ефект потемніння сонячного диска до його краю. Зменшення яскравості вказує на те, що температура газу, який висвічує енергію і випромінювання якого досягає спостерігача, зростає з глибиною. Товщина фотосфери близько 700 км. Рівень, де оптична товщина у довжині хвилі дорівнює одиниці, умовно називають поверхнею Сонця. від цього рівня відлічують висоту у напрямі до центра Сонця.

Ще одним не менш важливим ефектом, який найкраще проявляється при спостереженнях Сонця зі стратостатних станцій або космічних кораблів, є грануляція - неоднорідна за яскравістю структура сонячної поверхні, яка в цілому нагадує розсипані рисові зерна. Кожне з таких утворень називається гранулою. У середньому видимі кутові розміри гранул дорівнюють 1, що відповідає 700-1000 км. Їхня яскравість більша, ніж у проміжках між ними. Це значить, що температура в гранулі вища, ніж у навколишньому середовищі (приблизно на 200-300 К) Середня тривалість життя гранули 7 хв. Після цього гранула розпадається і на її місці виникають нові.

Гранули - це потоки гарячого газу, які підіймаються вгору з середніми швидкостями 0,5 км/с, тоді як темні проміжки між ними - це холодніший газ, який опускається вниз. В кожний момент на поверхні Сонця можна налічити близько 4 млн конвективних гранул.

Крім гранул, розподілених практично рівномірно по поверхні Сонця, тут існує ще й супергрануляція - великомасштабна конвективна структура з розмірами комірок близько 35000 км, для якої властиві рухи супергранул з глибоких шарів до периферії зі швидкостями 0,1-0,5 км/с. Час життя супергранули близько доби, загальна їх кількість на поверхні Сонця досягає 5000.

Кожен конвективний елемент виносить з глибини назовні не лише теплову, а й кінетичну енергію. У фотосфері від гранул у вигляді кінетичної енергії щосекунди надходить . Ця енергія переноситься звуковими і МГД хвилями, які рухаються вгору через середовище, густина якого спадає в напрямі до поверхні, і врешті-решт перетворюються на ударні хвилі. Дисипація енергії останніх витрачається на нагрівання верхніх шарів сонячної атмосфери - хромосфери і корони. Тому їх температура виявляється значно вищою, ніж температура фотосфери, яка розташована нижче.

Під час повних сонячних затемнень, коли диск Місяця повністю закриває сонячний і тим самим екранує випромінення фотосфери, навколо цього диска спостерігається вузький, товщиною 12-15 тис. км) ореол рожевого кольору. Це - хромосфера. Над нею простягається до декількох радіусів Сонця сріблясто-біла корона.

Температура у хромосфері зростає з висотою. Сама хромосфера дуже неоднорідна. Тут спостерігаються спікули - своєрідні колони порівняно холодного газу, оточеного гарячішою речовиною, які простягаються вгору на висоту 7-12 тис. км. Вони добре помітні на краю сонячного диска. Поперечник спікули 1000 км, температура від 20000 К. У більшості випадків вони локалізуються над окраїнами супергранул, і як правило, рухаються догори зі швидкостями близько 20 км/с. Тривалість життя спікули 8-15 хв. Кожної хвилини у хромосфері налічують до 300000 спікул.

Корона - це зовнішня частина сонячної атмосфери. Побачити її можна під час сонячних затемнень і її вигляд залежить від сонячної активності. Поділяють її на три шари: внутрішню, середню і зовнішню. А спектр корони на L- корону, K-корону, і F-корону.

Сонячний вітер - це потоки іонізованої плазми і вмороженого в них магнітного поля, які рухаються від Сонця. Щосекунди з сонячним вітром Сонце втрачає приблизно мільйон тон своєї речовини.

Сукупність явищ в атмосфері і магнітосфері Сонця, які викликають збурення поля випромінення і магнітного поля Сонця з періодом приблизно 11 років, носить загальну назву "сонячна активність".

Сонячні плями - темні утворення у фотосфері. Дослідження показали, що температура речовини в них нижча від температури незбуреної фотосфери у сусідніх з плямами ділянках іноді навіть на 1500 К. Тому за контрастом з незбуреною фотосферою вони виглядають як темні утвори. Невеличкі утвори з видимим діаметром 3-4називають порами. Середні кутові розміри плям ,тобто близько 40000 км. Але є плями діаметром до 180000 км. У великій плямі виділяють темне ядро (температура близько 4300 К) і світлішу облямівку - півтінь, де температура газу становить 5000 К.

У групах плям одна з них є ведучою або головною (розташована попереду в напрямі обертання Сонця), інша - хвостовою. Час життя одиноких плям сягає 4 місяців, для груп плям він обмежений декількома годинами.

Положення плям залежить від фази циклу активності. Напруженість магнітного поля у більшості плям дорівнює 1000-2000 Е, у деяких випадках сягає 4500 Е. Поле ведучої і хвостової плями завжди має полярність. Тому такі групи називають біполярними. Поля головних плям з північної і південної півкулі Сонця мають різну полярність. Знак поля головних плям співпадає з знаком глобального поля півкулі.

Плями мають вигляд кратерів, дно яких утворює ядра, а похилі стінки - півтінь. Глибина кратера для невеликих плям може сягати 1500-2000 км. Це - ефект Вільсона.

Зміна полярності магнітного поля Сонця відбувається приблизно за 11 років.

Зони підвищеної яскравості у фотосфері називають факели (факельні поля), що локалізовані навколо сонячних плям. Іноді факели з'являються раніше, ніж утворюється пляма, передвіщаючи таким чином її появу, і зберігаючись протягом декількох десятків днів після того, як плями зникли.

Гарячі і яскраві ділянки в хромосфері, які перебувають безпосередньо над фотосферними фалеками, названо флокулами.

Своєрідні викиди речовини названо протуберанцями. Їх довжина сягає до 200000 км, товщина - декількох тисяч кілометрів. Температура 6000-8000 К. Завдяки їм відбувається обмін речовиною між хромосферою і короною.

Корональні діри утворюються в короні і є джерелом швидких потоків речовини у сонячному вітрі.

Сонячні спалахи - один з найпотужніших проявів сонячної активності. Виникають у нейтральних зонах між плямами, що мають протилежні полярності.

Індекси сонячної активності:

- число Вольфа - характеризує відносне число сонячних плям.

- число груп плям, - загальне число плям,

- коефіцієнт для зведення до єдиної системи результатів спостережень різних обсерваторій (k=1).

VI. Підбиття підсумків уроку з використанням конспекту. Оцінювання роботи учнів

1. Що б відбулось, коли б на Сонці раптово зникла сила газового тиску?
2. Які джерела енергії Сонця?
3. Що таке сонячні спалахи?
4. Які основні хімічні елементи Сонця?

VI. Домашнє завдання

Опрацювати § 12 (1, 2, 3) підручника – автор М.П. Пришляк

Підготувати інтерактивний плакат, використовуючи інтернет ресурс Genial.ly на тему:

• «Використання Сонячної енергії людиною»

ВИСНОВКИ

1. Впровадження сучасних освітніх технологій суттєво прискорює передавання знань і накопиченого технологічного та соціального досвіду людства не тільки від покоління до покоління, а й від однієї людини до іншої.

2. Сучасні освітні технології, підвищуючи якість навчання й освіти фізики та астрономії, дають змогу учням успішніше й швидше адаптуватися до навколишнього середовища, до соціальних змін. Це дає кожній людині можливість одержувати необхідні знання.

3. Активне й ефективне впровадження цих технологій в освіту є важливим чинником створення нової системи освіти, що відповідає вимогам модернізації традиційної системи освіти.

4. Впровадження інформаційних технологій на уроках фізики та астрономії дає можливість вчителю більш наочно довести до учнів новий матеріал. Також ці технології корисні для перевірки набутих учнями знань, умінь, навичок.

СПИСОК ВИКОРИСТАНИХ ДЖЕРЕЛ

1.  Пришляк. М.П. Астрономія 11 клас. Підручник. — Харків : "Ранок", 2011. — С. 96-100.
2. Бакулін П., Кононович Е., Мороз В. Курс загальної астрономії. – 1974.
3. Конспекти з курсу астрономії в НПУ ім. П.П. Драгоманова.

Ресурси Інтернет:

https://sohowww.nascom.nasa.gov/home.html

http://daleki-zori.com.ua/sonyachna-sistema/sonce

Матеріали інтернет-енциклопедії Вікіпедія.