Пошук навчальних матеріалів по назві і опису в нашій базі:

Тема. Сонце – найближча зоря. Мета




122.44 Kb.
НазваТема. Сонце – найближча зоря. Мета
Дата конвертації22.10.2012
Розмір122.44 Kb.
ТипДокументы
Зміст
Нові поняття
Учні повинні вміти
План заняття
Закріплення нового матеріалу.
Хід уроку
Пояснення нового матеріалу
1.Сонячна стала визначає
2.Чим супроводжується прояв сонячної активності
Дайте відповідь на запитання
Закріплення нового матеріалу.
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.

Розвивальна: формування наукового світогляду в учнів, ознайомлення їх з методами й способами пізнання природи зір; пояснення властивостей зір на основі М К Т та термодинаміки.

Виховна: сприяти правильним уявленням учнів про глобальні процеси,що відбуваються в космосі.

Нові поняття: активні утворення(плями,факели,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, мультимедійний проектор, екран, DVD-файли, CD-презентація. е

План заняття

  1. Організаційний момент. Перевірка готовності учнів до сприймання нового матеріалу.

  2. Актуалізація знань учнів. Бесіда, для систематизації знань учнів, отриманих на попередньому уроці.

  3. Пояснення нового матеріалу.

  1. Основні фізичні характеристики Сонця.

б) Будова Сонця

в) Внутрішня будова й структура атмосфери; об’єкти і явища, що спостерігаються в сонячній атмосфері.

  1. 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.

  2. Пояснення домашнього завдання.

ХІД УРОКУ

  1. Організаційний момент.

  2. Мотивація навчальної діяльності.

Космогонія - наука про походження й розвиток небесних тіл і їхніх систем. Її історія тісно пов’язана з процесом розвитку людства.

Людство спробує визначити , уточнити й конкретизувати систему своїх поглядів на світ , на те , яке місце відведено окремим явищам і подіям , насамперед народження зір , зоряних систем і галактик , і яке місце та роль людини у вселенському процесі еволюції.

  1. Пояснення нового матеріалу.

Основні фізичні характеристики

Сонце відноситься до класу невеликих зірок. Виникло воно близько 5 млрд. років тому і в даний час має масу 1,99*1030 кг, радіус - 696 000 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.

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. В оптичному діапазоні спектру, Земля наприклад, отримує 1,96 кал/см2 • хв, або 1,37 • 103 Вт/м2. Ця величина називається сонячною постійною. Вона варіює залежно від геліоцентричної відстані і сильно змінюється від планети до планети.

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.

1.Сонячна стала визначає:

а)кількість енергії, що випромінює Сонце за рік; б)кількість енергії, що випромінює Сонце за одну секунду; в) температуру Сонця; г) кількість енергії, яку отримує вся поверхня Землі за одиницю часу; д) енергію, яку отримує один квадратний метр поверхні Землі за одну секунду, якщо сонячні промені падають перпендикулярно до поверхні.

2.Чим супроводжується прояв сонячної активності:

а)сонячним затемненням; б) зміною яскравості Сонця; в)появою факелів, плям, спалахів, протуберанців.

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. Пройшовши близько 80% шляху від ядра до поверхні, газ стає нестійким, і далі енергія переноситься вже конвекцією до видимої поверхні Сонця і в його атмосферу.

Внутрішня будова Сонця складається з ряду сфер, або областей. В центрі знаходиться ядро, потім область променевого переносу енергії, далі конвективна зона і, нарешті, атмосфера.

Ядро - центральна частина Сонця з надвисоким тиском і температурою, що забезпечують протягом ядерних реакцій. Вони виділяють величезну кількість електромагнітної енергії в гранично коротких діапазонах хвиль.

Область променевого переносу енергії - 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. Цей процес треба уявляти собі приблизно так. З ядра в область променевого переносу енергія надходить в гранично короткохвильових діапазонах - гамма випромінювання, а йде в більш довгохвильовому рентгенівському, що пов'язано зі зниженням температури газу до периферійної зони.

Конвективна область - розташовується над попередньою. Вона утворена також невидимим розпеченим газом, які у стані конвективного перемішування. Перемішування зумовлено положенням області між двома середовищами, різко відрізняються за пануючим у них тиску і температурою. 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.

Дайте відповідь на запитання:

а)на які області умовно розділяють Сонце за різним фізичним станом речовини та розподілом енергії ?

б) що є джерелом енергії в надрах Сонця?

Внутрішня будова й структура атмосфери; об’єкти і явища, спостережувані в сонячній атмосфері

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. Щільність газів в фотосфері приблизно така ж, як у земній стратосфері, і в сотні разів менше ніж в поверхні Землі. 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. Лише в самих верхніх шарах фотосфери зберігається відносно небагато найпростіших молекул і радикалів типу Н2, ОН, СН. Особливу роль у сонячній атмосфері відіграє негативний іон водню, який не зустрічається в земній природі, він є протон з двома електронами. Це незвичайне поєднання виникає в тонкому зовнішньому, найбільш «холодному» шарі фотосфери при «налипанні» на нейтральні атоми водню негативно заряджених вільних електронів, які з’являються з легко іонізуючих атомамів кальцію, натрію, магнію, заліза та інших металів.

При виникненні негативні іони водню випромінюють більшу частину видимого світла. Це ж світло іони жадібно поглинають, через що непрозорість атмосфери з глибиною швидко зростає. Тому видимий край Сонця і здається нам дуже різким. 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 влиб 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.

Магнітні поля беру 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 з низу гальмується, і виникає темна область - сонячне 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. 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, коли він затьмарить Сонце. Хромосфера досить неоднорідна і складається в основному з довгастих витягнутих язичків (спікули), які надають їй вид палаючої трави. Температура цих хромосферних струменів в два-три 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 гарячої іонізованої 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 освіти 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 освіти 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 радіусів, а її слабке продовження йде ще далі. Щільність речовини в сонячної короні убуває з висотою значно повільніше, ніж щільність повітря в земній атмосфері. На поверхні Сонця тяжкості значно більше, і, здавалося б, його атмосфера не повинна бути високою. В дійсності вона надзвичайно велика. Отже, є якісь сили, що діють проти тяжіння Сонця. Ці сили пов'язані з величезними швидкостями руху атомів і електронів в короні, розігрітій до температури 1-2 млн градусів!

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. Прямі і спрямовані вздовж радіуса Сонця промені корони спостерігаються як у сонячного екватора, так і в полярних областях. Коли ж плям мало, корональні промені утворюються лише в екваторіальних і середніх широтах. Форма корони стає витягнутої. У полюсів з'являються характерні промені, так звані полярні щіточки. При цьому загальна яскравість корони зменшується. Ця цікава особливість корони, мабуть, пов'язана з поступовим переміщенням протягом 11-річного циклу зони переважного утворення плям.

Корональний газ - це високоіонізована плазма; вона складається з безлічі позитивно заряджених іонів різноманітних хімічних елементів і трохи більшої кількості вільних електронів, що виникли при іонізації атомів водню (по одному електрону), гелію (по два електрони) і більш важких атомів. Оскільки в такому газі основну роль грають рухливі електрони, його часто називають електронним газом, хоча при цьому мається на увазі наявність такої кількості позитивних іонів, яка б повністю забезпечувало б нейтральність плазми в цілому. Білий колір корони пояснюється розсіюванням звичайного сонячного світла на вільних електронах.

Отже, корона Сонця - зовнішня частина його атмосфери, сама розріджена і найгарячіша. Додамо, що 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.

  1. Закріплення нового матеріалу. Перегляд відео «Розміри Сонця», «Народження зірки», «Шлях фотону».

1)Закінчіть речення.

Сонячні плями утворюються...

Хромосферні спалахи виникають...

Протуберанці спостерігаються...

Гранули містяться...

Факели розташовані...:

а) У фотосфері;

б) У хромосфері;

в) У короні.

2) Сонце як джерело енергії.Спочатку обчисліть, а потім знайдіть правильну відповідь.

1. Сонячна стала дорівнює 1,4 кВт (м2 • с). Чому дорівнює енергія Сонця (в джоулях), яка випромінюється за 1 с? •

2. Яку кількість сонячної енергії (в джоулях) одержує щосекунди Земля, якщо ця енергія складає одну 1/(2 106) частину повної сонячної енергії?

3. Яку суму (в грн) необхідно сплатити за енергію, яку щосекунди отримує Земля від Сонця? Вартість 1 кВт ■ год візьміть за чин­ними тарифами (свою відповідь запишіть окремо).

а)

2

109;

б)

3

1015;

в)

4

1026;

г)

2

1017;

д)

1

1034;

е)

1

1020.

Розв'яжіть задачі, враховуючи, що радіус Сонця 700-103 км, а сонячний диск мьі бачимо під кутом 32". Отримані результати звірте з наведеними тут і вкажіть номер правильної відповіді.

Під яким кутом (у секундах) ми бачимо сонячну пляму такого розміру, як Земля?

Найбільша сонячна пляма спостерігалося під кутом 4. Які лі­нійні розміри (у кілометрах) мала ця пляма?

Око розрізняє кути до 3. Які розміри (у кілометрах) повинна мати сонячна пляма, щоб її можна було бачити неозброєним оком?

Лінійні розміри великих гранул фотосфери досягають 1000 км. Під яким кутом (у секундах) видно такі гранули із Землі?

а) 1,37;

б) 18;

в) 66 000;

г) 175 000;

д) 130 000;

е) 90 000.

5.Підведення підсумків уроку.

  1. Домашнє завдання.§18-19.КлимишинІ.А.,КрячкоІ.П. Астрономія. Підручник для 11 класу.-К. Знання України.

Схожі:

Тема. Сонце – найближча зоря. Мета iconСонце найближча зоря
Сонце як найближчу зірку до землі; розкрити фізико-астрономічний зміст Сонця, його внутрішню будову і властивості атмосфери, а також...
Тема. Сонце – найближча зоря. Мета iconСонце і його значення для Cонячної системи
Одним з головних об'єктів сучасних астроно­мічних досліджень є Сонце найближча до нас зоря, наше денне світило, від якого безпосередньо...
Тема. Сонце – найближча зоря. Мета iconСонце найближча зоря
Це випромінювання дуже впливає на всі тіла Сонячної системи: нагріває їх, позна­чається на атмосферах планет, дає світло й тепло,...
Тема. Сонце – найближча зоря. Мета iconСонце як зоря. Сонце-джерело світла і тепла на Землі
Мета уроку: Продовжити формувати в учнів загальне уявлення про зорі, сузір'я, галактики та знання про Сонце, як зорю та основне джерело...
Тема. Сонце – найближча зоря. Мета iconБудова сонця Загальні відомості
Сонце – найближча до нас зірка. Сонце величезне як по розмірах, так і по масі. Його діаметр в 109 разів перевершує діаметр Землі,...
Тема. Сонце – найближча зоря. Мета icon1. Найближча до Землі зірка це: а Місяць; б Сонце; в Комета

Тема. Сонце – найближча зоря. Мета iconСклад І масштаби сонячної системи. Конфігурації та умови видимості планет
Найвіддаленіша від нас з відомих планет — Плутон знаходиться від Землі майже в 40 раз далі, ніж Сон­це. Та навіть найближча до Сонця...
Тема. Сонце – найближча зоря. Мета iconВідповідь на статтю в газеті „Нова Зоря” №21 в церковній газеті „Нова Зоря”
Зоря” (21 2009) вийшла очорнююча стаття, спрямована проти реєстрації Української Правовірної Греко-Католицької Церкви (упгкц). Офіційним...
Тема. Сонце – найближча зоря. Мета icon„ Сонце джерело світла і тепла
Мета: Створити умови для збагачення індивідуального досвіду дітей про Сонце. Спонукати учнів до пошукової роботи по збору та обробці...
Тема. Сонце – найближча зоря. Мета iconНайближча відстань від Землі до Марса 1,52 а о. 1 а о.=0,52 а о
Отже, Марс дійсно знаходиться в протистоянні (Якби було інше розміщення, то сигнал йшов би довше). Для радіолокації Марс явно повинен...
Додайте кнопку на своєму сайті:
ua.convdocs.org


База даних захищена авторським правом ©ua.convdocs.org 2014
звернутися до адміністрації
ua.convdocs.org
Реферати
Автореферати
Методички
Документи
Випадковий документ

опубликовать
Головна сторінка