Урок на тему "Сонце"

 

Урок з теми: «Сонце»

 

 

План уроку

1. Вступ.
2. Загальні відомості про Сонце.
3. Будова Сонця (ядро, про­мениста зона, конвективна зо­на, поверхневий шар — фото­сфера, хромосфера, корона).
4. Хімічний склад Сонця.
5. Джерело сонячної енергії.
6. Прояви сонячної актив­ності (факели, сонячні плями, хромосферні спалахи, проту­беранці) та її вплив на Землю.
7. Цикл сонячної активності.
8. Сонячно-земні зв’язки і проблеми сонячної активності.
9. Підбивання підсумків. Завдання додому

Щоб викликати інтерес в учнів та створити в них пра­вильне уявлення про розміри планет Сонячної системи, до­цільно навести порівняння, що його дає Я. І. Перельман у книжці «Занимательная астро- номия»: «Якщо Сонячну сис­тему зобразити у вигляді кру­га з площею 9 км², то Сонце за розмірами буде таким, як кулька для настільного тенісу, Юпітер і Сатурн — як два го­ріхи, решта планет — як дві булавкові головки і три кру­пинки». На основі цих даних учні можуть уявити, наскіль­ки великі масштаби Сонячної системи порівняно з розміра­ми Сонця й планет. Водночас це дає можливість емоційно підвести учнів до теми уроку.

Наводячи загальні відомос­ті про Сонце, доцільно вико­ристати такі висловлювання вчених про наше світило:

«Сонце і планети обертаються нав­коло Землі, яка розташована нерухо­мо в центрі Всесвіту. Наш вогонь за своїм кольором не має ніякої подіб­ності зі світлом сонячним, сліпучої бі­лизни. Сонце не складається з вогню; воно є величезним скупченням ефіру; тепло Сонця створюється дією його на ефір під час обертання навколо Землі». (Арістотель)

 

«З цієї нової точки зору Сонце уяв­ляється мені надзвичайно величною, величезною та яскравою планетою; оче­видно, це перше чи, точніше кажучи, єдине первинне тіло нашої системи... найімовірніше, що воно населене, по­дібно до інших планет, істотами, орга­ни яких пристосовані до особливих умов, що панують на цій величезній кулі». (Вільям Гершель)

«Майже неможливо сумніватися в тому, що фотосфера — це шар хмар».

(Р. Юнг)

Зачитуючи ці висловлюван­ня, доцільно запропонувати учням обговорити їх. Для ство­рення проблемної ситуації уч­ням слід поставити запитан­ня: Чи правий був учений? Чи змінилися уявлення про Сонце відтоді, і якщо змінились, то як саме ?

Розповідаючи про Сонце, звертаю увагу учнів на те, шо знання про центральне тіло Сонячної системи необхідні кожній людині, оскільки во­ни пояснюють полярні сяйва, магнітні бурі, зміни в сейсміч­ній активності Землі тощо.

Заслуховуємо повідомлен­ня учнів, загальні відомості про Сонце (дод. 1).

 

ДОДАТОК 1

Сонце — центральне світи­ло Сонячної системи. Явища, шо відбуваються на ньому, ве­ликою мірою визначають про­цеси, які відбуваються на пла­нетах, зокрема й на Землі.

Водночас Сонце — це ти­пова жовта зоря серед багатьох мільярдів інших зір нашої Га­лактики. Завдяки винятковій близькості до Землі Сонце — єдина зоря, на поверхні якої ми бачимо окремі деталі і влас­тивості якої порівняно з інши­ми зорями добре вивчено.

Сонце (від грецьк. helios — сонце) є джерелом усієї енер­гії на Землі для всього живо­го й неживого на її поверхні.

Сьогодні більшість дослід­ників вважають, що Сонце по­дібно до інших зір виникло вна­слідок конденсації матерії у центральній частині великої холодної газопилової хмари. Можливо, згідно з іншою гі­потезою, рухаючись по своїй орбіті, Сонце захопило рій хо­лодного пилу й газу і продов­жувало рухатися далі разом з ним. І в першому, і в другому випадках під дією сили тяжін­ня Сонця несформований рій міжзоряної речовини мав ущіль­нюватися й набувати певної форми. Сонце виявилося ото­ченим обертовою хмарою дріб­них твердих частинок і газу. Хмара твердих частинок і газу, що оточувала Сонце, отри­мала назву протопланетної (від грецьк. ргоtos — перший). З цієї холодної первинної хмари зго­дом утворилися планети Со­нячної системи. Стародавні на­роди, звісно, помилялися, вва­жаючи Сонце божеством. Проте вони були праві в тому, що будь-який прояв життя взага­лі неможливий без Сонця.

Діаметр Сонця можна вимі­ряти в темному приміщенні, в яке крізь маленький отвір про­никають сонячні промені. Як­що щільний білий папір уста­новити перпендикулярно до сонячних променів, то на па­пері з’явиться зображення Сон­ця. Чим далі аркуш паперу від отвору, тим більшим буде на ньому зображення Сонця. На­приклад, на відстані 107 см діа­метр його дорівнюватиме 1 см, на відстані 214 см — 2 см і т. д. Діаметр зображення завжди бу­де в 107 разів менший за від­стань паперу від отвору. Діа­метр Сонця буде також у 107 ра­зів менший за відстань від нього до Землі.

Відстань від Землі до Сон­ця становить 150 млн кіломет­рів. Отже, діаметр Сонця мож­на визначити так (мал. 1):

 

 

 

150 000 000 км : 107 = 1 400 000 км.

Відстань від Землі до Сонця можна виміряти за допомогою радара. Сигнал від нього надхо­дить до Сонця за 500 с (мал. 2, 1), відбивається від поверхні Сон­ця і за такий самий час повер­тається на Землю (мал. 2, 2). Враховуючи швидкість сигна­лу радара, яка дорівнює швид­кості світла, можна знайти від­стань від Землі до Сонця. Су­часна космічна ракета здолала б цю відстань за 17 років (мал. 2,3).

 

Мал. 2. Схема вимірювання відстані від Землі до Сонця

 

На будь-яке тіло, що рухаєть­ся по колу, діє відцентрова си­ла. Її значення легко обчисли­ти: на тіло масою т, яке обер­тається по колу з радіусом R зі

швидкістю V, діє відцентрова сила На Землю також діє відцентрова сила, яка відриває нашу планету від Сонця. Як­би з боку Сонця на Землю не діяла гравітаційна сила, Земля полетіла б у космічний прос­тір. За законом всесвітнього тяжіння, між Сонцем і Землею діє сила всесвітнього тяжіння.

 

Якби на Землю діяла лише гравітаційна сила, а від­центрової сили взагалі не існу­вало, то через чверть року Зем­ля впала б на Сонце. Але ці си­ли зрівноважують одна одну:

Звідси:

Швидкість відома і дорів­нює 30 км/с, відомі також від­стань R та гравітаційна стала G. Тому можна визначити масу Сонця: М=2 • 1О³⁰ кг. Астроно­ми позначають її символом М_о. Точне значення маси Сон­ця становить 1,99 • 1О³³ кг. Ма­са його дорівнює сумі мас усіх нуклонів, кількість яких ста­новить 10⁵⁷. Електрони роблять у сонячну масу значно менший внесок, оскільки маса електро­на приблизно у 2000 разів мен­ша за масу нуклона.

Маса Сонця у 760 разів біль­ша за масу всіх планет Соняч­ної системи, разом узятих. Во­на у 333 000 разів більша за ма­су Землі. У Всесвіті є зорі, маса яких у 100 разів більша за ма­су Сонця, але є й такі, маса яких набагато менша за масу Сонця. Робимо висновок, що Сонце — звичайна зоря.

Сонце складається на 92 % з Гідрогену, Гелію на Сонці менш як 8 %, залишок - 1 % становлять усі інші елементи. Таким чином, на 100 000 атомів Гідрогену припадає 8500 ато­мів Гелію, 66 атомів Оксигену, 33 атоми Карбону, 9 ато­мів Нітрогену, 8 атомів Нео­ну, 4 атоми Феруму, 2 атоми Сульфуру і т. д. Інші елемен­ти представлено ще в меншій кількості.

Використовуючи підручник [3] і повідомлення учнів, скла­даємо таблицю «Будова Сонця».

Щоб розповісти про темпе­ратуру на Сонці, розглядаємо графік залежності температури від радіуса. ( мал.3).

 

Зазначаю, що найнижчу тем­пературу має фотосфера (6000 К), у хромосфері та короні вона значно вища. Ставлю проблем­не завдання: пояснити, чому підвищується температура в короні. З’ясовуємо, що висока температура корони пов’язана з малою густиною речовини в ній, внаслідок чого частинки речовини досягають великих швидкостей.

Щоб мати уявлення про цю густину, наводжу такий при­клад: якщо стиснути речовину корони так, щоб її густина до­рівнювала густині земної ат­мосфери, то навколо Сонця утвориться оболонка завтовш­ки кілька сантиметрів.

Учням цікаво повідомити, що частина планет Сонячної системи, в тому числі й Зем­ля, перебувають у самій соняч­ній короні.

Під час вивчення цього пи­тання використовуються ма­теріали, зібрані учнями (дод. 2).

ДОДАТОК 2

На Сонці не існує хімічно­го елемента, якого немає на Землі. Раніше вчені вважали, що таким елементом є Гелій. За допомогою спектрального аналізу він був відкритий на Сонці, а тому й отримав назву гелій, що означає «сонячний елемент». Пізніше він був від­критий і на Землі, де його знач­но менше, ніж на Сонці.

У сонячному спектрі (мал. 4) спостерігаємо темні лінії по

глинання. Кожна з них відпо­відає атомам конкретного еле­мента. Товщина ліній визна­чається кількістю даного еле­мента. Вивчення спектра інших зір дало підстави стверджува­ти, що їхній хімічний склад приблизно збігається зі скла­дом Сонця. Те саме можна ска­зати про хімічний склад усьо­го Всесвіту.

Температуру на поверхні Сонця визначають за допомо­гою сонячного спектра. Інтен­сивність випромінювання в ок­ремих частинах спектра відпо­відає температурі 6000 К. Така температура на поверхні Сон­ця, або фотосфері. У зовніш­ніх шарах сонячної атмосфе­ри — у хромосфері та короні — спостерігається дещо вища тем­пература. В короні вона сягає приблизно 2 000 000 К. Над місцями сильних спалахів тем­пература на короткий час мо­же досягати навіть 50 000 000 К. Через дуже високу температу­ру в короні над спалахом різ­ко посилюється рентгенівське та радіовипромінювання.

Незважаючи на те, що з надр Сонця не проникає жодний фо­тон, ми можемо визначити тем­пературу в будь-якій точці в над­рах Сонця. Розрахунки показують, що чим глибше в надра, тим вища температура плазми. Температура підвищується з 6000 К у фотосфері до 13 000 000 К у центрі Сонця (мал. 5).

 

Температура в різних місцях Сонця:1 — в області коронарних конден- сацій; 2 — над спалахом; 3, 7 — у хромосфері; 4-у фотосфері; 5-у плямах; 6-у надрах (ядрі) Сонця; 8-у короні Сонця

 

Найнижча температура на Сонці спостерігається в облас­ті сонячних плям. У великих плямах температура нижча за 4000 К. Випромінювання 1 м² білої фотосфери з температу­рою 6000 К, що оточує пляму, приблизно у 5 разів інтенсив­ніше за випромінювання 1 м² самої плями. Тому плями на Сонці здаються темними або навіть чорними.

Сонце має складну будову як внутрішніх, так і зовнішніх шарів.

 Зовнішні шари Сонця — це його атмосфера, яку умов­но поділяють на три концент­ричні оболонки.

Фотосфера  — це найнижчий і найщільніший шар атмосфери (300 км завтов­шки), від якого надходить ос­новний потік сонячного випромінювання. Оскільки товщина фотосфери становить не більш як одну тритисячну частину ра­діуса Сонця, саме її умовно на­зивають поверхнею Сонця.

Фотосфера має жовто-білий колір, густина її в сотні разів менша від густини атмосфери біля поверхні Землі. Темпера­тура фотосфери зменшується з висотою, і той її шар, випро­мінювання якого сприймає людське око, має температуру близько 6000 К. За таких умов майже всі молекули розпада­ються на окремі атоми, і лише у верхніх шарах зберігається відносно небагато найпрості­ших молекул.

Розглядаючи фотографії Сонця, на його поверхні мож­на побачити тонкі деталі фо­тосфери: здається, що всю її засіяно дрібними яскравими зернятками, розділеними тем­ними доріжками (мал. 6). Ці зернятка називають гранулами.

 

 

Мал. 6. Сонячна грануляція фотосфери

Температура гранул у серед­ньому на 500 К вища, ніж у про­міжках між ними, розміри — близько 700 км. Гранули з’яв­ляються й існують близько 7 хв, після чого розпадаються, а на їх місцях виникають нові. Дослідження показали, що гра­нули — це потоки гарячого га­зу, які підіймаються вгору, то­ді як у темних, дещо прохолод- ніших місцях, газ опускається вниз. Гранули свідчать про те, що під фотосферою (у глибших шарах Сонця) перенесення енергії до поверхні здійснюєть­ся внаслідок конвекції.

Над фотосферою лежить на­ступний шар атмосфери Сон­ця — хромосфера (від грецьк. сїїгота і sphaira — забарвлена сфера) (мал. 7). Її можна поба­чити під час сонячного затем­нення у вигляді жовто-черво­ного кільця.

Товщина хромосфери ста­новить 12 000 — 15 000 км, а температура зростає від 4500 К. на межі з фотосферою до 10 000 К. у її верхніх шарах.

Сонячна атмосфера дуже неоднорідна: в ній є довгасті, схожі на язики полум’я, утво­рення — так звані спікули. То­му хромосфера нагадує траву, що горить. Час життя окремої спікули — до 5 хв, діаметр бі­ля основи — від 500 до 3000 км, температура у 2 — 3 рази вища, а густина менша, ніж фотосфе­ри. Речовина спікул підіймаєть­ся з хромосфери в корону і роз­чиняється в ній. Таким чином, через спікули відбувається об­мін речовини між хромосферою і короною, яка лежить вище.

Над хромосферою розміщу­ється найбільш протяжний шар сонячної атмосфери — сонячна корона (мал.8).

Вона має сріб­лясто-білий колір і простяга­ється на висоту кількох соняч­них радіусів, поступово перехо­дячи в міжпланетний простір. Температура її на межі з хро­мосферою становить 100 000 К, а далі зростає до 2 000 000 К.

Корона у мільйони разів менш яскрава, ніж фотосфера, і не перевищує яскравості Мі­сяця у повню. Тому її можна спостерігати лише під час пов­ного сонячного затемнення або за допомогою спеціальних те­лескопів. Корона не має чіт­ких обрисів, її неправильна форма з часом змінюється.

Найвіддаленіші частини ко­рони не утримуються соняч­ним тяжінням, і тому речови­на корони неперервно витікає в міжпланетне середовище, фор­муючи явище сонячного вітру (див. мал. 7). Речовина соняч­ного вітру складається в основ­ному з ядер Гідрогену (прото­нів) і Гелію (а-частинок). Бі­ля основи корони швидкість частинок не перевищує 0,3 км/с. Але на відстані орбіти Землі їх швидкість досягає 500 км/с при концентрації 1 — 10 в 1 см³. По­ширюючись на величезну від­стань, аж за орбіту Сатурна, со­нячний вітер утворює велетен­ську геліосферу, яка межує зі ще розрідженішим міжзоряним середовищем.

Активні зони у фотосфері проявляють себе передусім со­нячними плямами (мал. 9). За контрастом із фотосферою со­нячні плями мають вигляд тем­них утворень, бо температура речовини в них нижча, ніж у навколишніх ділянках фото­сфери. Трапляються як пооди­нокі плями, так і їх групи. Роз­міри плям у середньому становлять 40 000 км, проте бувають плями діаметром до 180 000 км.

У великій плямі виділяють значно темніше ядро і півтінь (див. мал. 7). Час життя по­одиноких плям досягає кількох місяців, а груп плям — іноді обмежений кількома годинами.

Ще в 1908 р. було доведено, що в плямах є сильні магнітні поля, які виникають під час конвективних рухів речовини у підфотосферних шарах. Ін­дукція магнітного поля в пля­мах досягає 0,5 Тл. Сильне маг­нітне поле гальмує вихід гаря­чої речовини з надр Сонця, а саме тому температура його по­верхні в цьому місці знижується.

Пляма, в якій магнітні си­лові лінії виходять з-під поверх­ні, має північну полярність N. якщо ж лінії йдуть під поверх­ню, — південну S 8 (мал. 9). Маг­нітні силові лінії, які виходять із плям, іноді простягаються далеко за поверхню Сонця у хромосферу і корону.

На сонячному диску спосте­рігаються світлі утворення — факели (див. мал. 7), вони є су­путниками плям. Оскільки в самій плямі потік енергії мен­ший (а з глибини Сонця він рівномірний у всіх напрямах), то ділянка поруч з плямою (фа­кел) — це місце, куди її надхо­дить більше.

У розжареній і дуже розрід­женій короні часто з’являють­ся хмари холоднішої плазми (10 000 К). Це — протуберанці. Вони складаються з великої кількості атомів Гідрогену і сві­тяться у спектрі червоного ви­промінювання Н_а. Плазма про­туберанців багато в чому нагадує плазму хромосфери. Протубе­ранці — це свого роду виступи хромосфери в корону. Звідти і назва їх (від лат. ргоtuberate — виступати) (мал. 10).

Спалахом (мал. 11) назива­ється раптове збільшення яск­равості в хромосфері, короні, а іноді й у фотосфері. Спалахи виникають над групами плям або поруч з ними. Можна ска­зати, що чим більша група плям, тим частіше там виникають спа­лахи. Протягом дня в найбіль­ших групах плям виникає до десяти, а то й більше спалахів. Площа невеликих спалахів до­рівнює площі Європи. У коро­ні вони піднімаються на висо­ту до 100 000 км. За сучасними уявленнями, спалах — це рап­тове виділення енергії, нагро­мадженої у магнітному полі ак­тивної зони. Зазвичай спалах починається зі швидкого зрос­тання температури корони до 40 000 000 К, шо спричиняє сплеск рентгенівського випро­мінювання. Процес розвитку невеликих спалахів триває (5 — 10) хв, надпотужних — до 7 год. За цей час у ділянці сонячної поверхні протяжністю лише 1000 км виділяється близько (10²¹ — 10²⁵) Дж енергії, яка сумірна з кількістю теплоти, що її випромінює Сонце з усієї своєї поверхні за 1 с, або з кількістю теплоти, шо його отримує Зем­ля від Сонця протягом року.

 

У середині XIX ст. було вста­новлено. шо 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. Інтервали часу між максимумом і мінімумом ак­тивності називаються циклами сонячної активності (мал. 12), або сонячним циклом. Соняч­ний цикл триває приблизно 11 років. З кривої сонячних плям випливає, шо сонячний цикл може тривати від 7 до 16 років, тому строго періодич­ним його вважати не можна.

Сонячні плями та інші яви­ща, шо спостерігаються безпо­середньо біля них, впливають на нашу Землю.

Сонячний цикл має своє відображення і на Зем­лі: він виявляється у полярно­му сяйві, у річних кільцях де­яких дерев, у змінах погоди та проявах деяких захворювань, у загальній кількості дорожніх пригод тощо.

З усього сказаного про явища в атмосфері Сонця можна зробити висновок, що вони тісно пов’язані з процесами, які від­буваються в конвективній зоні.

Під час вивчення хімічного складу Сонця використовує­мо діапозитиви, які демонстру­ють відносну кількість елемен­тів на ньому, і звертаємо ува­гу на те, що на Сонці є такі самі хімічні елементи, як і на Землі. Цей факт підтверджує матеріальну єдність Всесвіту.

Розглядаючи різні гіпотези про походження сонячної енер­гії (метеоритної та ін.), наго­лошуємо на їх неприйнятнос­ті. Зазначаємо, що джерелом енергії Сонця є термоядерні ре­акції, використовуючи для цьо­го додатковий матеріал (дод. 3).

ДОДАТОК З

Найважливішим процесом, який відбувається на Сонці, є перетворення Гідрогену на Ге­лій. Власне це і є джерелом усієї енергії Сонця.

Сонячне ядро має велику гу­стину і дуже високу температу­ру. Часто відбуваються різкі зіткнення електронів, протонів та інших ядер. Іноді зіткнення протонів настільки стрімкі, що вони, подолавши силу елект­ричного відштовхування, на­ближаються один до одного на відстань свого діаметра (1 фер­мі - 10¹⁵ м). На такій відстані починають діяти ядерні сили, внаслідок чого протони сполу­чаються. На мал. 7 зображено сполучення чотирьох протонів у ядро Гелію. Чотирикутник означає гранично малий прос­тір (куб, сторона якого дорів­нює 0,02 нм) у центральній час­тині Сонця. В ньому утриму­ються лише чотири протони (позначені Р) та чотири елект­рони (позначені є^-). Чотири протони поступово сполуча­ються в ядро Гелію, причому два протони перетворюються на нейтрони, два позитивні за­ряди звільняються у вигляді по­зитронів (позначені на малюн­ку е⁺) та з’являються дві непо­

мітні нейтральні частинки — нейтрино. При зустрічі з елект­ронами обидва позитрони пе­ретворюються на фотони. Енер­гія спокою атома Гелію менша за енергію спокою чотирьох ато­мів Гідрогену. Різниця в масах перетворюється на гамма-фо­тони та нейтрино. Загальна енер­гія усіх гамма-фотонів та двох нейтрино становить 28 МеВ.

У центрі Сонця відбуваєть­ся велика кількість подібних перетворень (10³⁸ за 1 с). При цьому приблизно 567 млн тонн Гідрогену перетворюється на Ге­лій. У той же час Гелію, який виник при цьому, налічується лише 562,8 млн тонн, або на 4,2 млн тонн (4,2 • 10⁹ кг) мен­ше. Саме це зменшення маси за 1 с перетворюється на со­нячне випромінювання. Його енергія становить

4,2 - 10⁹кг-9- 10^і6м²/с² = 3,8- 10²⁶ Дж.

Цю кількість енергії Сонце випромінює за 1 с, і вона є по­тужністю сонячного випро­мінювання. Оскільки 1 Дж/с = 1 Вт, то потужність випромі­нювання Сонця — 3,8 • 10²⁶ Вт. Ця величина називається сві­тимістю і позначається L☉.

За останні 150 років було ви­словлено багато гіпотез щодо природи джерел енергії Сонця й зір. Зрештою було з’ясовано, що реальне значення мають ли­ше такі джерела, як гравітацій­не стискання і термоядерний синтез.

За сучасними уявленнями, зорі формуються з фрагментів газопилових хмар. У центрі та­кої хмари виникає зародок зо­рі, на який «намагається» впас­ти вся навколишня речовина.

У процесі падіння потенціаль­на енергія перетворюється в кі­нетичну, а та, у свою чергу, вна­слідок зіткнень окремих час­тинок — у теплову енергію. І якщо спочатку температура у згаданому фрагменті була низь­кою, то зі зменшенням радіу­са майбутньої зорі температу­ра в її центрі починає зростати.

Гелій допоможе визначити, скільки років минуло з часу на­родження Сонця і скільки ще залишилося до його загибелі. Під «народженням» Сонця ро­зуміємо той момент, коли Гід­роген почав перетворюватися на Гелій. Під час народження Сонця його хімічний склад був однаковий як в атмосфері, так і в центрі.

З того часу хімічний склад Сонця, за винятком ядра, не змінювався. В ядрі, навпаки, з кожною секундою додається 562,8 млн тонн Гелію. Чим ста­ріше Сонце, тим більше Гелію в його надрах. З цього випливає, що кількість Гелію у надрах Сонця є показником його віку.

Сьогодні астрономи точно визначають внутрішню будо­ву Сонця. Вони можуть обчис­лити масу, температуру, тиск та хімічний склад на будь-якій глибині під фотосферою, їм та­кож відомий надлишок Гелію у сонячному ядрі. Розрахунки показують, що він становить 89 • 10²⁴ т Гелію. Це означає, що для створення такого над­лишку Гелію в сонячному яд­рі знадобилося 89 • 10²⁴ т : 563 х ІО⁶ т/с =  1,58 • 10^І7с. Тобто вік Сонця становить приблизно 5 мільярдів років.

 

Отже, наше Сонце у «роз­квіті років». Є, щоправда, зорі у сто і навіть у тисячі разів молодші (наприклад, вік Пле­яд — 50 мільйонів років), про­те є зорі й набагато старші за Сонце (наприклад, у кульових скупченнях можна відшукати зорі, які народилися 10 мільяр­дів років тому).

Сонце поки що вичерпало лише третину свого ядерного палива — Гідрогену. Отже, пе­ретворення Гідрогену на Гелій у надрах Сонця триватиме при­близно 10 мільярдів років. Але й після цього Сонце не згасне. Навпаки, воно засяє ще яск­равіше, бо в його надрах Гелій почне перетворюватися на Кар­бон, Карбон на Оксиген і т. д. Таким чином, Сонце буде ще існувати кілька мільярдів років.

Прояви сонячної активнос­ті розглядаємо послідовно в їх взаємозв’язку. Звертаємо ува­гу на таке: у фотосфері є об­ласті, яких конвективні еле­менти не досягають, тому такі області мають нижчу темпера­туру і виглядають темнішими. Вони називаються плямами. Дослідження показують, що поява і розвиток плям залежать від магнітного поля Сонця. Ви­никнення й еволюція інших активних утворень (протубе­ранців, спалахів) зумовлені ево­люцією плям. Робимо висно­вок, що всі активні утворення взаємопов’язані й зумовлені наявністю та змінами магніт­ного поля Сонця.

Для закріплення матеріалу пропонуються задачі з фізич­но-астрономічним змістом.

Задача 1. Визначити, на скільки зменшиться маса Сонця за 1 с, якщо за цей час воно ви­промінює Δ Q = 3,83 • 10²⁶ Дж енергії. Скільки часу потріб­но, щоб маса Сонця, яка до­рівнює 2 • 10^м т, зменшилася на 0,0001 %?

Задача 2. Визначити орбі­тальні швидкості всіх планет Сонячної системи, вважаючи їх орбіти круговими, та побудува­ти графіки залежності швид­кості планет від їх середньої від­стані до Сонця.

Задача 3. Відомо, що Сонце щосекунди випромінює з 1 м² своєї поверхні 6,29 • 10⁷ Дж енер­гії. Скільки потрібно часу, щоб одна з найпотужніших у світі ГЕС — Саяно-Шушинська по­тужністю 6,4 млн кВт вироби­ла стільки енергії, скільки ви­промінює вся поверхня Сонця за 1с? Радіус Сонця становить 6,96 • 10⁵ км.

Наприкінці уроку зазначає­мо, що в науковій і науково- популярній літературі порушу­ються питання, пов’язані з ево­люцією Сонця. Перед учнями розкриваються проблеми май­бутнього людства, яке залежить від багатьох чинників, що пе­редбачити його конкретне роз­в’язування вони можуть лише в майбутньому — під час само­стійного читання відповідної літератури.

Отже. урок про Сонце не за­кінчений. він продовжується на сторінках книжок і журналів.

ЛІТЕРАТУРА

10.   Гурштейн А. А. Вечньїе тай- ньі неба. — М : Просвешение, 1984.
11.   Клечек Й.. Яке П. Всесвіті Земля. — Прага: Артія, 1985.
12.   Климишин І. А, Кряч­ко І. П Астрономія: Підруч. для 11 кл. загальноосвіт. пік,— К.: Наука, 2002.
13.   Жолонко М. До спостережень сонячної активності в І 998 році // Фізи­ка та астрономія в шк. — 2000. — № 2. — С. 46-48.