Урок з астрономії "Фізичні характеристики Сонця. Будова Сонця та джерела його енергії. Прояви сонячної активності та їх вплив на Землю

 

 

Урок з астрономії для 11-го класу на тему:

 

"Фізичні характеристики Сонця. Будова Сонця та джерела його енергії. Прояви сонячної активності та їх вплив на Землю"

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Підготувала:

вчитель фізики

ЗЗСО №45

Подільського району м. Києва

Сергійчук Вікторія Валеріївна

 

Київ - 2018

 

 

Тема уроку:

«Фізичні характеристики Сонця. Будова Сонця та джерела його енергії. Прояви сонячної активності та їх вплив на Землю»

 

Тип уроку: засвоєння нових знань.

Пояснювальна записка до уроку: дана тема розглядається в 11-му класі при вивченні розділу астрономії "Сонце – найближча зоря".

В даному конспекті уроку передбачається можливість учнів інтегрувати знання, отримані при вивченні фізики, математики, хімії і біології та інформатики для пояснення астрофізики зорі.

Мета: ознайомити учнів з фізичними характеристиками Сонця як зорі (ввести поняття радіуса Сонця, маси, температури, світності, тощо), з його хімічним складом та внутрішньою будовою, з основними даними про його атмосферу;
формувати уявлення про Сонце, його структуру та умови існування; виховувати вміння аналізувати, узагальнювати одержані знання. Розкрити причинно-наслідкові зв’язки процесів, пов’язаних з життям зорі та можливостю життя на планетах зоряної системи. Продовжити розвиток ключових та предметних компетентностей учнів, зокрема: математичної - здатності застосовувати математичні методи для опису, дослідження фізичних явищ і процесів, розв’язування фізичних задач, опрацьовувати та оцінювати результати спостережень; природничої – вміння пояснювати природні явища, досліджувати природу, оцінювати значення астрономії та технологій для формування цілісної картини світу; інформаційно-цифрової – використовувати сучасні цифрові технології і пристрої для вивчення фізичних явищ, для обробки результатів експериментів, моделювання фізичних явищ і процесів; розмежовувати ціннісні орієнтири у суспільстві.

Матеріали та обладнання: підручник, зображення або плакати зорі, комп’ютерна підтримка (слайди презентації, можливість виходу в мережу Інтернет, відеофайли), доповіді учнів.

Структура уроку:

Зміст уроку	Час, хв	Прийоми і методи
І. Організаційний етап. Актуалізація опорних знань. Постановка навчальної проблеми.	5	Фронтальна бесіда; демонстрація.
II. Організація вивчення матеріалу.	30	Розповідь вчителя, записи на дошці та в зошити. Бесіда. Групова робота. Демонстрація слайдів презентації та малюнків (портрети видатних астрономів, зображення об'єктів дослідження в астрономії).
III. Закріплення нового матеріалу. Рефлексія.	5	Питання класу. Розв'язування якісних задач.  Бесіда.
IV. Домашнє завдання. Підведення підсумків уроку.	5	Коментар учителя; записи в зошитах та в щоденниках.

 

Хід уроку:

І. Організаційний етап.

Привітання. Перевірка присутності учнів.

Актуалізація опорних знань.

Необхідно актуалізувати знання, отримані учнями на попередніх уроках астрономії, а саме: "Сонячна система".

 Слово вчителя.

Ось уже протягом 4,59 млрд років Сонце освітлює та зігріває нашу зоряну систему, яка живе за законами фізики і підпорядкована власному еволюційному розвитку. Завдяки цій зорі існує життя на Землі, а можливо й на інших небесних тілах. Як ви гадаєте, про які саме об’єкти може йти мова?

Фронтальна бесіда (учні наводять приклади планет та супутників на яких за гіпотезами вчених могло б виникнути життя).

II. Організація вивчення нового матеріалу. 

Оголошення теми і мети заняття.

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

Записи в зошити:

Сонце - центральне тіло Сонячної системи.  Це статично-симетрична газова куля, властивості речовини якої залежать лише від відстані тієї або іншої точки до центра кулі. Це рядова типова зірка Галактики.

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.

Записи в зошити:

Фізичні характеристики	Числове значення
Відстань від Землі до Сонця	1a.о. = 149600000 млн км
Кутовий радіус
Лінійний радіус	км
Маса Сонця
Середня густина сонячної речовини
Температура фотосфери Сонця
Світність
Видима зоряна величина	-26,74m
Абсолютна зоряна величина	4,83m
Спектральний клас	G2V

 

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.

Історичні факти  1814 року німецький фізик і оптик Йозеф фон Фраунгофер описав 570 ліній поглинання хімічних елементів.  1857 року німецькі фізики Густав Роберт Кірхгоф і Роберт Вільгельм Бунзен порівняли довжини хвиль фраунгоферових ліній з досліджуваними в земних лабораторіях довжинами хвиль і ототожнили близько десяти хімічних елементів. Але справжнім тріумфом астрофізики стало відкриття нового хімічного елемента - гелію. Спостерігаючи спектр Сонця, англійський астроном Джозеф Норман Лок'єр 1868 року вивчив у ньому яскраву жовту лінію поблизу натрію. Невідомий хімічний елемент, якому належала ця лінія, отримав назву гелій, в перекладі з грецької - «сонячний»). І лише 1895 р. гелій було знайдено на Землі при  дослідженні спектрів окремих зір.                                                                                                             Г.Р. Кіхгоф              Р.В. Бунзен              Дж.Н. Лок’єр         Йозеф фон Фраунгофер і його перший спектроскоп.

 

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

Фотосферний склад (за масою)
Водень	73,46 %
Гелій	24,85 %
Оксиген	0,77 %
Карбон	0,29 %
Ферум	0,16 %
Неон	0,12 %
Нітроген	0,09 %
Кремній	0,07 %
Магній	0,05 %
Сульфур	0,04 %

 

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.

Ядро – Зона променистої рівноваги – Конвективна зона – Тахоклін – Фотосфера – Магніто-гідродинамічні хвилі – Сонячний вітер – Гранула – Спікула – Флокули – Факели –  Хромосфера – Сонячні плями –  Протуберанці –  Корона – Число Вольфа –  Сонячні спалахи –  Пори -

 

 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).

 

III. Закріплення нового матеріалу. Рефлексія.

Звітування учнями результатів своїх записів. Зачитування відповідей з карток.

Якісне завдання учням. Поясніть наведені зображення та графіки на основі отриманих під час уроку знань.

Питання класу

• Що нового ви дізналися під час уроку?
• Які навички і уміння ви отримали під час уроку?
• Які факти про Сонце були найцікавішими?
• Чи сподобався вам урок?

IV. Домашнє завдання.

Прочитати: § 12. 

     Підготувати повідомлення на тему:

• «Вплив сонячної активності на живі організм».
• «Умови спостереження полярних сяйв».

Підсумок уроку. Оцінювання учнів.

 

Література

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

http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sun&Display=Facts&System=Metric

Матеріали інтернет-енциклопедії Вікіпедія.