тема.   Сонце – найближча зоря.

Мета. Навчальна: сформувати поняття «зоря» на основі сучасних наукових  досліджень в питанні зародження зір,їх розвитку та на прикладі фізичних характеристик Сонця,найближчої до нас зорі, розглянути основні характеристики Сонця як космічного тіла:маса, густина, світність, сонячна стала, хімічний склад й стан речовини, магнітне поле; розглянути внутрішню будову (ядро, зону променистого переносу й конвекції), сонячну атмосферу, активні утворення на поверхні Сонця; сприяти правильним уявленням учнів про глобальні процеси,що відбуваються в космосі.        

          Розвивальна: формування наукового світогляду в учнів, ознайомлення їх з методами й способами пізнання природи зір; пояснення властивостей зір на основі молекулярно-кінетичної теорії та термодинаміки.

          Виховна: формувати пізнавальний інтерес, активність, самостійність, почуття гордості за досягнення вітчизняної науки, любов до природи.

  Нові поняття: активні утворення(плями,смолоскипи,протуберанці).

               Учні повинні знати: основні фізичні характеристики Сонця (наближені відповідні величини); внутрішню будову Сонця та структуру атмосфери.     

               Учні повинні вміти: характеризувати Сонце як зорю,його внутрішню будову, атмосферу, фізичні параметри окремих зон та обчислювати їх  на основі законів фізики.

Обладнання: комп’ютер,  DVD-файли,   CD-презентація.

План уроку

1. Організаційний момент. Перевірка готовності учнів до сприймання нового матеріалу.
2. Мотивація навчальної діяльності.
3. Пояснення нового матеріалу.
4. Закріплення нового матеріалу. Перегляд  відеофрагментів: «Зародження зорі» демонструється на початку пояснення нового матеріалу, демонстрацію відеофрагментів «Шлях фотона» і «Розміри сонця» і їх місце в структурі уроку визначається вчителем.
5. Пояснення домашнього завдання.

ХІД УРОКУ

1.     Організаційний момент.

Людина від життя, від праці повинна отримувати задоволення. Саме така робота буде результативною, успішною. Теодор Рузвельт говорив так: «Найголовніша формула успіху – знання та мислення». Ви згодні з такою думкою? На мою думку, формула успіху може бути такою:

успіх = бажаний результат · затрачені ресурси

Сьогодні на уроці спільними зусиллями створимо такі умови, щоб кожен зміг реалізувати свої можливості, був успішним

2.     Мотивація навчальної діяльності.

Сонце... Найближча до Землі денна зірка, що дарує нам світло, тепло, життя. Скільки пам’ятає себе людина, погляд її був звернений до цього  «величного  світила». Колись люди вшановували його, складали про нього міфи і легенди. Зараз, направивши на Сонце телескопи із Землі чи піднявши їх вгору на бортах космічних кораблів і супутників, ретельно вивчають, поступово розгадуючи його таємниці.

З давніх часів Сонце - один з головних Богів, якому люди поклонялися, оспівували гімни, славили. Багато народів називали себе - діти Сонця! Ми радіємо, коли бачимо, що день буде сонячним і засмучуємося, коли небо затягнуте хмарами. Згідно з дослідженнями, похмура погода протягом трьох днів знижує активність мозку, а протягом тижня - загальну активність нервової системи. Кількість хворих депресією в похмуру погоду збільшується в чотири рази.

Дуже важливою обставиною є й те, що Сонце – це найближча до нас зоря і можливість вивчення цієї типової зорі має має дуже велике значення для вивчення зір узагалі.

1.     На яких уроках ви чули про Сонце як денну зірку?

2.     Яке значення має Сонце для життя людини, тварини, рослини на Землі? Навести приклади.

3.      Як описують Сонце в літературних прозових та віршованих творах, піснях? (Можливі варіанти відповідей:

Сонце – це не тільки джерело тепла і світла, центр нашої планетної системи, а це ще календар, годинник, компас: „З-за Сибіру Сонце сходить, хлопці не зівайте. Ви на мене Кармелюка, всю надію майте”.

„Сонечко  ти моє” – каже мама своїй маленькій помічниці-донечці, дякуючи їй за допомогу.

Сонце в піснях: «Як сонечко зійде, як сонечко зійде, кохання відійде…»).

Інформація  учня: «Історія вивчення Сонця»

Уперше спробував уявити Сонце не вогнедишним драконом і не богом Аполлоном Анаксагор (бл. 500-428 рр. до н.е.). Ще два з половиною тисячоліття тому він стверджував, що Сонце просто розпечена кам’яна брила величиною більша за Пелопоннес (Південь Греції).

Анаксагор, син Гегесібула із Клазомен, був, як тепер кажуть, людиною незвичайною й оригінальною. Він вивчав математику і філософію, механіку й астрономію.

Коли його спитали, для чого він народився на світ, Анаксагор відповів: „Щоб спостерігати за Сонцем, Місяцем і небом”. За твердженням, що Сонце не бог, астронома засудили до страти і кинули у в’язницю. Врятував Анаксагора його учень, і справа обмежилася вигнанням.

Філософові й астрономові Анаксагору ще поталанило.

У XVI столітті за слова про те, що у Всесвіті є безмежна кількість зірок, подібних до нашого Сонця, а також за інші „єретичні” думки про Землю й небо на площі Квітів у Римі було живцем привселюдно спалено Джордано Бруно.

Астрономія – одна з найдавніших наук, і вся її історія сповнена драматичної боротьби з релігією та реакцією. Біля витоків сучасної астрономії стояли великі вчені Копернік і Бруно, Кеплер і Галілей, Ньютон і Ломоносов і багато інших.

„То стань же, Галілей, поруч із Кеплером. Один, повернувшись обличчям до неба, спостерігатиме Місяць, другий, повернувшись обличчям до екрана (щоб скло не попекло очей), - Сонце, кожен зі своїм власним інструментом...” – писав астроном Кеплер астроному Галілею.

На кінець 1610 року припадає ще одне чудове відкриття Галілея. Він виявив на диску Сонця темні плями. Є відомості, що вже у жовтні того ж року Галілей показав сонячні плями знайомим не тільки в Падуї, а й у Венеції. 1613 року вчений випускає у світ книжку „Історія і доведення сонячних плям”. Книга  викликала чимало розмов, бо Галілей строго математично довів, що плями, переміщуючись по сонячному диску, знаходяться дуже близько від поверхні денної зірки або на самій сонячній поверхні.

3.     Пояснення нового матеріалу.     

План розкриття теми уроку:

1.     Основні характеристики Сонця

2.     Будова Сонця

3.     Джерело сонячної енергії

4.     Сонячна активність

5.     Вплив сонячної активності на Землю.

1. Основні фізичні характеристики

Сонце відноситься до класу невеликих зірок. Виникло воно близько 5 млрд. років тому і в даний час має масу ~2*10³⁰ кг, радіус - ~700 тис. км, середню щільність речовини 1,41 г/см³, прискорення сили тяжіння на поверхні - 274 м/с². Видимий біло-жовтий диск Сонця - це його фотосфера, що представляє гарячу плазмову атмосферу зірки з температурою поверхні 6000 К . В Сонці зосереджено близько 99% всієї маси Сонячної системи.

Перегляд відео «Розміри Сонця»

Кутова швидкість обертання Сонця, яка спостерігається по фотосфері, зменшується в міру віддалення від екватора. Період обертання на екваторі дорівнює 25 діб, поблизу полюсів - 30 діб. Лінійна швидкість обертання на екваторі близька 2 км / с, тобто багато повільніше швидкості обертання Землі та інших планет, але воно відбувається в тому ж напрямку. Все це підтверджує припущення, що ми спостерігаємо обертання плазмової атмосфери і що внутрішнє тверде тіло зірки може обертатися з іншою швидкістю. Сонце є потужним джерелом теплової, електромагнітної і гравітаційної енергії. Ця енергія рівномірно розсіюється в космічний простір, і на частку Землі і планет доводиться лише мала її частина.

У спектрі Сонця виявлено 72 хімічних елемента. 70 % маси Сонця становить водень, 28% - гелій, кількість інших важких елементів не перевищує 2 %.

В оптичному діапазоні спектру, Земля наприклад, отримує  1,37 • 10³ Вт/м². Ця величина називається сонячною постійною. Вона дорівнює енергії, що отримує 1 м² Землі за 1 с, якщо промені падають перпендикулярно до поверхні..

q=1,4 кВт/м².

Світність Сонця  визначає потужність ого випромінювання (кількість енергії, що випромінюється поверхнею Сонця у всих напрямках). L=4*10²⁶ Вт.

Іншою важливою характеристикою Сонця є його періодична активність, що виражається в появі на фотосфері темних плям, в хромосфері і короні - спалахів, факелів, протуберанців. Встановлено 11-річна періодичність явища сонячної активності. Найбільш яскравим показником сонячної активності є зміна числа темних плям та їх розмірів на диску Сонця. Температура їх на 1500 К нижче за температуру навколишньої фотосфери, діаметр досягає 2-50 тис. км. У рельєфі поверхні плями фіксуються у вигляді западин глибиною 700-1000 км. Важливою характеристикою плями є його магнітне поле, напруженість якого досягає гігантської величини - 4 • 10⁵ А / м. Для порівняння зазначимо, що напруженість магнітного поля Землі в районі полюсів всього 70 А / м.

2. Будова Сонця

За сучасними уявленнями, Сонце складається з ряду концентричних сфер, або областей, кожна з яких володіє специфічними особливостями. Схематичний розріз Сонця показує його зовнішні особливості. Енергія, що звільняється термоядерними реакціями в ядрі Сонця, поступово прокладає шлях до видимої поверхні світила. Вона переноситься за допомогою процесів, в ході яких атоми поглинають, перевипромінюють і розсіюють випромінювання, тобто променевим способом.

Внутрішня будова Сонця складається з ряду сфер, або областей.

• ядро (центральна область)
• зона променистої рівноваги (зона радіації)
• конвективна зона
• атмосфера.

Ядро - центральна частина Сонця з надвисоким тиском і температурою, що забезпечують протікання термоядерних реакцій, які є основним джерелом енергії Сонця. Радіус ядра – 1/3R  Ядро – зона, де зосереджена половина сонячної маси і виділяється практично вся енергія, що змушує його світитись. Із віддаленням від центра Сонця температура поступово зменшується і нарешті стає недостатньою для перебігу термоядерних реакцій. Так визначають межі ядра.

Область променистої рівноваги - знаходиться над ядром. Вона утворена практично нерухомим і невидимим високотемпературним газом. Передача через неї енергії, що генерується в ядрі, до зовнішніх сфер Сонця здійснюється променевим способом, без переміщення газу. З ядра в область променевого переносу енергія надходить у вигляді γ-випромінювання, яке поглинається атомами навколишньої речовини. Атом, поглинувши гамма-квант високої енергії випромінює  кілька квантів з меншими енергіями. Таким чином жорстке γ-випромінювання, що є результатом термоядерних реакцій у ядрі Сонця, зазнавши  багаторазового пере випромінювання, виходить на поверхню переважно у формі видимого світла.

Конвективна зона - розташовується над попередньою. Передача енергії здійснюється шляхом   перемішування. Перенесення тепла з сонячних надр до поверхні відбувається в результаті локальних підняттів сильно нагрітих мас газу, що знаходяться під високим тиском, до периферії світила, де температура газу менше і де починається світловий діапазон випромінювання Сонця. Товщина конвективної області оцінюється приблизно в 1/10 частину сонячного радіуса.

Перегляд  відео фрагмента «Шлях фотона»

Атмосфера:

1. Фотосфера.

Атмосфера Сонця починається на 200-300км глибше видимого краю сонячного диска і називається фотосферою. Оскільки її товщина складає не більше однієї трьохтисячної частки сонячного радіуса, фотосферу іноді умовно називають поверхнею Сонця.  Температура фотосфери зменшується від 8000 К на глибині 300 км до 4000 К в самих верхніх шарах. Температура ж того середнього шару, випромінювання якого ми сприймаємо близько 6000 К.

При таких умовах майже всі молекули газу розпадаються на окремі атоми.  Майже всі наші знання про Сонце засновані на випромінюванні його спектра. У телескоп з великим збільшенням можна спостерігати тонкі деталі фотосфери: вся вона здається посипаної дрібними яскравими зернятками - гранулами, розділеними мережею вузьких темних доріжок.

Грануляція є результатом перемішування спливаючих більш теплих потоків газу і переміщення вглиб більш холодних. Конвекція в зовнішніх шарах Сонця грає величезну роль, визначаючи загальну структуру атмосфери. В кінцевому рахунку саме конвекція в результаті складної взаємодії з сонячними магнітними полями є причиною всіх різноманітних проявів сонячної активності.

Фотосфера поступово переходить у більш розріджені зовнішні шари сонячної атмосфери - хромосферу і корону.

2. Хромосфера

Хромосфера (грец. «сфера кольору») названа так за свою червонувато-фіолетове забарвлення. Вона видима під час повних сонячних затемнень як віхтеподібне яскраве кільце навколо чорного диска Місяця.  Хромосфера досить неоднорідна і складається в основному з довгастих витягнутих язичків (спікул), які надають їй вид палаючої трави. Температура цих хромосферних струменів в 2-3 рази вище, ніж у фотосфері, а щільність в сотні тисяч разів менше. Загальна протяжність хромосфери 10-15 тис. кілометрів.

Зростання температури в хромосфері пояснюється поширенням хвиль і магнітних полів, проникаючих в неї з конвективної зони. Речовина нагрівається приблизно так само, як якби це відбувалося в гігантській мікрохвильової печі. Швидкості теплових рухів частинок зростають, частішають зіткнення між ними, і атоми втрачають свої зовнішні електрони: речовина стає гарячою іонізованою плазмою. Ці ж фізичні процеси підтримують і надзвичайно високу температуру самих зовнішніх шарів сонячної атмосфери, які розташовані вище хромосфери.

Часто під час сонячних затемнень (а за допомогою спеціальних спектральних приладів - і не чекаючи затемнень) над поверхнею Сонця можна спостерігати вигадливої ​​форми "фонтани", "хмари", "воронки", "кущі", "арки" та інші яскраво світні утворення з хромосферного речовини. Вони бувають нерухомими або повільно змінюються, оточеними плавними вигнутими струменями, які втікають в хромосферу або випливають з неї, піднімаючись на десятки і сотні тисяч кілометрів. Це самі грандіозні утвори сонячної атмосфери - протуберанці.

3. Корона

На відміну від фотосфери і хромосфери зовнішня частина атмосфери Сонця - корона володіє величезною протяжністю: вона простягається на мільйони кілометрів, що відповідає кільком сонячним радіусам, а її слабке продовження йде ще далі. Температура корони сягає 1-2 млн градусів!  Це пов’язано з величезними швидкостями руху атомів і електронів в короні.

Корону найкраще спостерігати під час повної фази сонячного затемнення. Правда, за ті кілька хвилин, що вона триває, дуже важко замалювати не лише окремі деталі, але навіть загальний вигляд корони. Око спостерігача тільки-но починає звикати до раптово настали сутінках, а що з'явився з-за краю Місяця яскравий промінь Сонця вже сповіщає про кінець затемнення. Тому часто замальовки корони, виконані досвідченими спостерігачами під час одного і того ж затемнення сильно розрізнялися. Не вдавалося навіть точно визначити її колір.

Цикл сонячної активності - 11 років. Тобто з 11-річним періодом змінюється як яскравість так і форма сонячної корони. В епоху максимуму вона має майже ідеально круглу форму. Коли ж плям мало форма корони стає витягнутої.  При цьому загальна яскравість корони зменшується. Ця цікава особливість корони, мабуть, пов'язана з поступовим переміщенням протягом 11-річного циклу зони переважного утворення плям.

Білий колір корони пояснюється розсіюванням звичайного сонячного світла на вільних електронах.

Отже, корона Сонця - зовнішня частина його атмосфери, сама розріджена і найгарячіша. Вона і найближча до нас: виявляється вона тягнеться далеко від сонця у вигляді постійно рухається від нього потоку плазми - сонячного вітру. Поблизу Землі його швидкість складає в середньому 400-500 км / с, а часом досягає майже 1000 км / с. поширюючись далека за межі орбіт Юпітера і Сатурна, сонячний вітер утворює гігантську геліосферу, що межує з ще більш розрідженим міжзоряним середовищем. Фактично ми живемо оточені сонячної короною, хоча і захищені від її проникаючої радіації надійним бар'єром у вигляді земного магнітного поля. Через корону сонячна активність впливає на багато процесів, що відбуваються на Землі.

3. Джерела енергії Сонця

- це термоядерні реакції синтезу. Чотири ядра водню перетворюються на ядро гелію. При цьому виділяється енергія 4,3 * 10^-11 Дж.

В центрі Сонця густина газу становить близько 100 кг/м³ (у 13 раз більша, ніж у свинцю!), тиск - близько 220 млрд. Па, а температура - близько 15млн К.

При такій температурі ядра атомів водню (протони) мають дуже великі швидкості (сотні кілометрів за секунду) і можуть стикатися одне з одним, незважаючи на дію електростатичної сили відштовхування. Деякі зіткнення завершуються ядерними реакціями, в результаті яких з водню утворюється гелій і виділяється велика кількість тепла. Ці реакції є джерелом енергії Сонця на сучасному етапі його еволюції. Внаслідок цього кількість гелію в центральній частині світила поступово збільшується, а водню - зменшується. За підрахунками вчених запасів водню вистачить ще на 10 млрд. років.

4. Сонячна активність –   сукупність явищ на поверхні Сонця, зумовлених процесами в його надрах. ЇЇ виявами є плями, смолоскипи, протуберанці, спалахи.  Чим більше утворень, тим вищою є активність Сонця.

Магнітні поля беруть  участь у всіх процесах на Сонце. Часом в невеликій області сонячної атмосфери виникають концентровані магнітні поля, у кілька тисяч разів сильніші ніж на Землі. Іонізована плазма - хороший провідник, вона не може переміщатися упоперек ліній магнітної індукції сильного магнітного поля. Тому в таких місцях перемішування і підйом гарячих газів знизу гальмується, і виникає темна область - сонячна пляма. На тлі сліпучої фотосфери воно здається зовсім чорним, хоча насправді яскравість його слабкіше раз в десять.

З плином часу величина і форма плям сильно змінюються. Виникнувши у вигляді ледь помітної точки - пори, пляма поступово збільшує свої розміри до десятків тисяч кілометрів. Великі плями, як правило, складаються з темної частини (ядра) і менш темною - півтіні, структура якої додає плямі вид вихору. Плями бувають оточені більш яскравими ділянками фотосфери, званими смолоскипами або факельними полями.

Смолоскипи  (факели) – світлі утворення, що мають складну волокнисту структуру.  Смолоскипи є повсюдними супутниками плям. В самій плямі потік енергії з надр Сонця менший, то смолоскип – місце, де її надходить більше.

Протуберанці  - утворення, в яких речовина підіймається над сонячною поверхнею і утримується завдяки магнітному полю.

Сонячні спалахи – різкі збільшення яскравості незначних ділянок хромосфери над групами сонячних плям. За сучасними уявленнями спалахи – це раптове виділення енергії, накопиченої у  магнітному полі активної зони. Під час спалахів різко зростає інтенсивність рентгенівського, ультрафіолетового та радіовипромінювання.

За міру сонячної активності прийнято число Вольфа:

W=10*g+f,  g – кількість груп плям,  f – загальна кількість плям.

Магнітні бурі – сильні раптові зміни характеристик геомагнітного поля Землі.

5. Вплив сонячної активності на Землю.

виступи учнів:

-         вплив сонячної активності на магнітосферу та атмосферу Землі;

-         вплив активності Сонця на погоду, на коливання клімату;

-         вплив сонячної активності на людину.

4. Закріплення нового матеріалу.

Дайте відповідь на запитання:

1. Як знання про здатність Сонця випромінювати стільки тепла допомагає людині?  (Багато вчених вважають, що використання сонячних променів безпосередньо вигідніше, ніж використання навіть атомної енергії. У країнах, де багато сонячних днів, вже діє обладнання, яке, використовуючи сонячне тепло, плавить метали, нагріває воду, виробляє електричний струм. Створення електростанцій, які б збирали сонячне тепло і перетворювали його на електрику, зменшило б кількість атомних чи теплових станцій, які потребують багато пального і дуже забруднюють довкілля)

2. На які області умовно розділяють Сонце за різним фізичним станом речовини та розподілом енергії ?
3.  Що є джерелом енергії в надрах Сонця?
4. Що знижує температуру всередині сонячних плям?
5. Яке явище астрономи називають сонячною активністю?
6. Які процеси на Сонці можуть суттєво впливати на стан земної атмосфери?

Закінчіть речення.

Сонячні плями утворюються...

Хромосферні спалахи виникають...

Протуберанці спостерігаються...

Гранули містяться...

Факели розташовані...:

Розв’яжіть задачу.

1.     Сонячна стала дорівнює 1,4 кВт /м² . Яку суму (в грн) необхідно сплатити за енергію, яку щосекунди отримує Земля від Сонця на 1 м²? Вартість 1 кВт * год вважати рівною 0,28 коп.

2.     Скільки часу потрібно затратити сонячному променю на «дорогу» до Землі?

5.Підведення  підсумків  уроку. Оцінювання учнів

Отже, вивчаючи Сонце, ми починаємо краще розуміти природу інших зір, недосяжних для безпосереднього дослідження через їхню віддаленість. Важливо досліджувати Сонце, спостерігати за ним, бо воно – джерело життя на Землі

6.     Домашнє завдання.

§12 за новим підручником (Пришляк), завд. 11 (с. 101)

§18-20. за старим підр.  (КлимишинІ.А.,КрячкоІ.П.)