Урок 11 Дата Тема: Фізичні характеристики Сонця. Будова Сонця, джерело його енергії icon

Урок 11 Дата Тема: Фізичні характеристики Сонця. Будова Сонця, джерело його енергії




Скачати 55.27 Kb.
НазваУрок 11 Дата Тема: Фізичні характеристики Сонця. Будова Сонця, джерело його енергії
Дата конвертації13.03.2014
Розмір55.27 Kb.
ТипУрок

Урок 11 Дата________________________

Тема: Фізичні характеристики Сонця. Будова Сонця, джерело його енергії Мета: сформувати в учнів уявлення про Сонце та його будову, джерела сонячної енергії,

Основні поняття: ядро, фотосфера, хромосфера, корона, протуберанець,спалах,

Обладнання: таблиця, відеофільм, мультимедійний проектор


Загальна структура та зміст уроку

І. Перевірка домашнього завдання

Запитання та завдання для бесіди:

  • Пояснити наслідки з правила Тиціуса - Боде.

  • Що таке комета і яка її будова при проходженні поблизу Сонця?

  • Що таке метеор?


II. Вивчення нового матеріалу

Зоря Сонце — центральне тіло Сонячної системи. Маса Сонця , що у 333 тис. разів більше за масу Землі. Радіус Сонця перевищує земний у 109 разів і становить =6,96-108 м. Середня густина сонячноїречовини 1408 , проте у зовнішніх шарах зорі густина в мільйони разівменша, а в центрі - у сотні разів більша (152 ). Сонце випромінюєенергію в усьому діапазоні довжин електромагнітних хвиль: від γ-випромінювання до радіохвиль. Світність (тобто потужність випромінювання) Сонця = 3,85·1026 Вт. Щоб краще уявити цю величину, зауважимо, що при сучасному розвитку електроенергетики людство лише за 10 млн років змогло б виробити таку кількість електроенергії, яка дорівнювала б енергії, що її випромінює Сонце за 1с.

Хімічний склад Сонця встановили, досліджуючи його випромінювання. Сонячна поверхня, маючи температуру приблизно 6000 К, дає неперервний спектр електромагнітних хвиль. Частина світла поглинається нижніми шарами розрідженої газової оболонки Сонця (хромосферою). У 1814 році німецький фізик Й. Фраунгофер (1787-1826) описав понад 570 ліній поглинання хімічних елементів. Вони є важливим джерелом інформації про склад зорі, адже кожному хімічному елементу відповідає цілком певний набір довжин електромагнітних хвиль, які він поглинає та випромінює. Виявивши у спектрі Сонця чи іншої зорі лінію, притаманну, наприклад кальцію, можна стверджувати, що там є ця речовина. До речі, під час повного сонячного затемнення, коли зникає створений поверхнею Сонця неперервний спектр, темні фраунгоферові лінії поглинання змінюються яскравими лініями випромінювання гарячого газу хромосфери. Зараз відомо понад 10 тис фраунгоферових ліній, які відповідають 72 хімічним елементам. Встановлено, що в даний час 70% маси Сонця складає водень, 28% — гелій, а 2% припадає на важчі елементи.

Звичайно, нема можливості зазирнути всередину Сонця, тому уявлення і про його будову можна сформувати на основі теоретичного аналізу, використовуючи фізичні закони і такі характеристики, як маса, радіус, світність. Залежно від температури та процесів, що відбуваються, у Сонці умовно виділяють ядро, зону променистої рівноваги, конвективну зону та атмосферу (див. рис. 1).

Кожна зоря випромінює енергію, отриману при гравітаційному стиску та при термоядерних реакціях. Перший спосіб характерний для ранніх етапів еволюції зорі. Сонце давно сформувалось і перебуває у стані гравітаційної рівноваги, тобто сила гравітаційного стискання зрівноважується силою газового тиску.



Тому для нашої зорі основним джерелом енергії є термоядерні реакції Ядро - центральна область Сонця, в якій за надвисокого тиску та температури 15 млн К вони відбуваються. Є два цикли протікання таких реакцій: протон-протонний та вуглецево-азотний. В умовах Сонця основною є реакція протон-протонного циклу, за якої з чотирьох протонів (ядер водню) утворюється одне ядро гелію і виділяється енергія. Розрахунки свідчать, що з водню масою 1 кг утворюється 0,99 кг гелію і випромінюється близько 9·1014 Дж енергії. Вчені вважають, що запасів водню, який є у сонячному ядрі, вистачить на 10 млрд років. Реакція вуглецево-азотного циклу є неістотною для Сонця, бо відбувається за температур, вищих ніж 15 млн К, тобто у надрах масивніших, більш гарячих зір. Із віддаленням від центра Сонця температура поступово зменшується і нарешті стає недостатньою для протікання термоядерних реакцій. Так визначають межі ядра. Його радіус становить близько третини радіуса Сонця. В ядрі зосереджена приблизно половина маси Сонця.

Енергія, яка виділяється в сонячному ядрі, переноситься назовні двома способами: променевим та конвективним. Променеве перенесення енергії відбувається в самому ядрі й далі, в зоні променистої рівноваги. При термоядерних реакціях виникають γ-кванти, які одразу ж поглинаються атомами оточуючої речовини. Збуджені атоми у свою чергу випромінюють γ-кванти, які рухаються в іншому напрямі. Далі процес повторюється. Випромінювання рухається назовні не по прямій, на що пішло б кілька секунд, а по ламаній, витрачаючи приблизно 10 млн років. До того ж, на своєму довгому шляху випромінювання зазнає значних змін. Атом, поглинувши високоенергійний γ-квант, як правило, випромінює кілька квантів зі меншими енергіями. Таким чином, жорстке γ-випромінювання, що є результатом термоядерних реакцій у ядрі Сонця, зазнавши багаторазового перевипромінювання виходить на поверхню переважно у формі видимого світла.

Над зоною променистої рівноваги розташована конвективна зона. Температура у ній швидко зменшується з віддаленням від центра Сонця, а енергія з глибини вгору переноситься в основному за допомогою конвекції, хоча променеве перенесення теж має місце.

Зовнішні шари Сонця називаються атмосферою. У ній утворюються всі види випромінювання, які випромінює зоря. Найглибший і найщільніший шар атмосфери - фотосфера - завтовшки близько 300 км. Температура фотосфери збільшується з глибиною і в середньому дорівнює 6000 К. Майже посередині фотосфери проходить умовний рівень із певними оптичними властивостями, який називають поверхнею Сонця. Іноді, зважаючи на те, що товщина фотосфери мізерна порівняно з розмірами Сонця, його поверхнею вважають саму фотосферу. Слід розуміти, що Сонце - розжарена газова куля, і його умовна поверхня не схожа на тверду поверхню Землі.

Фотосфера має зернисту структуру, яку називають грануляцією (від латинського granulum - зернятко). На фотографіях світлі гранули схожі на рисові зернятка, розділені темними проміжками. Одночасно у фотосфері є близько 3 млн гранул. Середній діаметр гранули 700 км й існує вона до 10 хв. Грануляція постійно змінюється. Одні гранули зникають, інші з'являються на їхньому місці. Картина грануляції схожа на ту, що спостерігаємо на поверхні окропу. Конвективні потоки зі швидкістю 1 км/с піднімають із надр фотосфери гарячу плазму, і місця, де вона виходить на поверхню, є світлішими. Темні проміжки - місця, де опускається вниз охолоджена плазма.

Шар атмосфери, розташований над фотосферою, називається хромосферою (від грецького chroma - колір). Товщина сонячної хромосфери понад 12000 км, а температура зростає з висотою від 4500 К до 100000 К. Під час повних затемнень Сонця хромосферу видно у вигляді тонкого рожево-червоного кільця, яке облямовує диск Місяця. Хромосфера пронизана величезною кількістю спікул (від латинського spiculum - вістря, кінчик) - тонких колоноподібних утворень із відносно холодної речовини, оточених значно гарячішаю плазмою. Одночасно є близько 30000 спікул, кожна з яких існує 2-5 хв. Висота спікули може досягати 10 тис. км. Речовина спікули,піднімаючись зі швидкістю до 20 км/с, потрапляє із хромосфери в сонячну корону.

Зовнішній дуже розріджений шар атмосфери Сонця називається короною. Вона простягається на величезну відстань – понад 10, а температура в ній підвищується до 2·106 К. Яскравість сонячної корони приблизно така ж, як і Місяця в повні, тому побачити її на фоні яскравої фотосфери неможливо. Лише під час повних сонячних затемнень або за допомогою спеціального приладу - коронографа - вдається спостерігати за короною. Сонячна корона перебуває в стані динамічної рівноваги. Вона постійно поповнюється речовиною із хромосфери, і одночасно з неї в міжпланетний простір витікає неперервний потік частинок (протонів, електронів, α-частинок, іонів), який називають сонячним вітром.

У внутрішніх шарах корони виникають величезні потоки плазми аркоподібної чи фонтаноподібної форми — протуберанці (від латинського protubero - здуватись). Деякі з них місяцями висять над хромосферою, повільно змінюючись і поступово зникаючи. їх називають спокійними. По-іншому розвиваються еруптивні протуберанці. Раптово зі швидкістю до 700 км/с речовина такого протуберанця піднімається вгору на сотні тисяч кілометрів і так само швидко падає вниз.

II. Закріплення матеріалу: перегляд відеофільму про будову Сонця

III. Домашнє завдання Опрацювати §12.(1,2)



Схожі:

Урок 11 Дата Тема: Фізичні характеристики Сонця. Будова Сонця, джерело його енергії iconІнвестиційні проекти альтернативної енергетики з використанням енергії сонця в районі 19 серпня 2013 року в районній державній адміністрації відбувся «круглий стіл»
Учасники «круглого столу» обговорили потенціал та практичне втілення виробництва електроенергії з використання енергії сонця
Урок 11 Дата Тема: Фізичні характеристики Сонця. Будова Сонця, джерело його енергії iconОсобливості видимого руху Сонця, Місяця І планет
Ще через три місяці ці ж зорі вже зникали у вечірній заграві на заході. І, навпаки, зоря, що весною безпосередньо перед сходом Сонця...
Урок 11 Дата Тема: Фізичні характеристики Сонця. Будова Сонця, джерело його енергії iconУрок 5 Дата Тема : Видимі рухи планет і Сонця. Закони Кеплера
Навчальна: Ознайомитись із законами Кеплера і практично використати їх для розрахунку часу руху до планет сон системи
Урок 11 Дата Тема: Фізичні характеристики Сонця. Будова Сонця, джерело його енергії iconУрок 13. Дата Тема : Зорі та їх класифікація. Звичайні та подвійні зорі
Навчальна: дати загальні уявлення про подвійні та фізичні змінні зорі, їхні фізичні характеристики та процеси що в них проходять;...
Урок 11 Дата Тема: Фізичні характеристики Сонця. Будова Сонця, джерело його енергії icon11 клас (в учасників та в членів журі були інші варіанти)
Т = 409діб = 1,12 р): Велика вісь орбіти відповідно буде рівною 2,156 а о. Максимальне віддалення Ікара від Сонця знаходимо як різницю...
Урок 11 Дата Тема: Фізичні характеристики Сонця. Будова Сонця, джерело його енергії iconОлімпіадні завдання з астрономії
Кількість затемнень Сонця і Місяця протягом року приблизно однакова. Але чому набагато частіше ми спостерігаємо повні затемнення...
Урок 11 Дата Тема: Фізичні характеристики Сонця. Будова Сонця, джерело його енергії iconГоловне управління освіти І науки Київської облдержадміністрації Київський обласний інститут післядипломної освіти педагогічних кадрів ІІ етап Всеукраїнської учнівської олімпіади з астрономії 2012/2013 н р
А. Від Сонця. Б. До Сонця. В. Від Землі. Г. До Землі. Д. Їх орієнтація в просторі довільна
Урок 11 Дата Тема: Фізичні характеристики Сонця. Будова Сонця, джерело його енергії iconЗавдання для ІІ етапу олімпіади з астрономії
Кількість затемнень Сонця і Місяця протягом року приблизно однакова. Але чому набагато частіше ми спостерігаємо повні затемнення...
Урок 11 Дата Тема: Фізичні характеристики Сонця. Будова Сонця, джерело його енергії iconРозв’язки олімпіадних завдань з астрономії ІІ етап 2010-2011 н р. 10 клас 1
Кількість затемнень Сонця і Місяця протягом року приблизно однакова. Але чому набагато частіше ми спостерігаємо повні затемнення...
Урок 11 Дата Тема: Фізичні характеристики Сонця. Будова Сонця, джерело його енергії iconРеферат на тему
Землі, маса приблизно в 20 раз менша від земної маси, густина приблизно 5 г/с Зоряна доба, тобто період обертання навколо осі відносно...
Додайте кнопку на своєму сайті:
Документи


База даних захищена авторським правом ©te.zavantag.com 2000-2017
При копіюванні матеріалу обов'язкове зазначення активного посилання відкритою для індексації.
звернутися до адміністрації
Документи