Урок на тему "Сонце"

Про матеріал
Пропоную розробку уроку на тему "Сонце". Матеріал включає в себе інформацію про будову Сонця, його роль у сонячній системі, процеси ядерного синтезу, вплив Сонця на Землю, а також практичні завдання та візуальні засоби для кращого засвоєння матеріалу учнями.
Перегляд файлу

 

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 Мо. 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.

Мал. 9. Сонячні плями та їх утворення


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 На. 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- 10і6м22 = 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 • 10І7с. 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 • 10м 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

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

 

 

 

 

 

 

docx
До підручника
Астрономія (рівень стандарту) 11 клас (Головко М.В., Коваль В.С., Крячко І.П.)
Додано
11 грудня 2023
Переглядів
510
Оцінка розробки
Відгуки відсутні
Безкоштовний сертифікат
про публікацію авторської розробки
Щоб отримати, додайте розробку

Додати розробку