Астронет> Сонце


Методика викладання астрономії

Методика проведення 1 уроку
"Сонце"

Мета: формування фундаментального астрономічного поняття "зірка" на прикладі розгляду фізичної природи і основних характеристик Сонця як найближчій і найбільш вивченої зірки.

Завдання навчання:

Загальноосвітні - формування понять:

- про основні характеристики Сонця як космічного тіла: масі, розмірах, щільності, світності і сонячної постійної, русі, обертанні, хімічний склад і стан речовини, магнітному полі, віці і т.д.
- про внутрішню будову Сонця (ядрі, зонах променевого переносу і конвекції) і сонячній атмосфері (фотосфері, хромосфері, короні);
- про основні параметри внутрішньої будови (температурі, тиску, щільності газу і т.д.) і можливості розрахунку цих параметрів на основі законів молекулярно-кінетичної теорії та термодинаміки;
- про енергетику Сонця і механізмах перенесення енергії із зони термоядерних реакцій в космічний простір;
- про космічні явища, які спостерігаються в атмосфері Сонця (грануляція, плями, факельні поля, протуберанці, спалахи, сонячний вітер).

виховні:

1) Формування наукового світогляду учнів:

- в ході знайомства з певним типом космічних об'єктів - зірками і при розгляді основних фізичних характеристик Сонця як найближчій із зірок;
- при вивченні матеріалу про енергетику Сонця.

2) атеїстичного виховання учнів в результаті спростування міфу про "створення світу" в світлі даних про природу і віці Сонця як зірки, рядовий за своїми параметрами.

Розвиваючі - формування умінь:

- аналізувати інформацію, пояснювати властивості космічних об'єктів на основі найважливіших фізичних теорій;
- вирішувати завдання на розрахунок основних параметрів Сонця з використанням законів механіки, молекулярної фізики та термодинаміки.

Учні повинні знати:

- про основні фізичні характеристики Сонця (наближені значення відповідних числових величин;);
- про внутрішню будову (ядрі, зонах променевого переносу і конвекції) і структурі атмосфери (фотосфері, хромосфері, короні) Сонця;
- про можливість розрахунку параметрів внутрішньої будови Сонця (температурі, тиску, щільності газу і т.д.) на основі законів фізики;
- основні відомості про термоядерних реакціях в надрах Сонця як основі зоряної енергетики;
- астрономічні величини (сонячна постійна, температура фотосфери, температура і тиск в центрі Сонця, масу і розміри Сонця в порівнянні з земними).

Учні повинні вміти:

- аналізувати навчальний матеріал, використовувати узагальнений план для вивчення космічних об'єктів, робити висновки;
- вирішувати завдання на розрахунок основних параметрів Сонця з використанням законів механіки, молекулярної фізики та термодинаміки.

Наочні посібники та демонстрації:

- фотографії, схеми і малюнки телескопічного виду Сонця, його внутрішньої будови, об'єктів і явищ в атмосфері Сонця (грануляція, плями, факельні поля, протуберанці, спалахи);
- діапозітівиіз серія слайд-фільмів "Ілюстрована астрономія": "Сонце"; "Сонце і його родина";
- діафільми (фрагменти діафільмів): "Сонце і життя на Землі";
- кінофільми (кінофрагменти): "Сонце"; "Сонце - головне джерело енергії на Землі";
- таблиці: "Сонце"; "Будова Сонця"; "Сонячна система".

Завдання додому:

1) Вивчити матеріалу підручників:
- Б.А. Воронцов-Вельямінова: § 22 (1, 2); упр. 19.
- Е.П. Левітана: §§ 18,19 (1-3), 20; питання-завдання.
- А.В. Засува, Е.В. Кононовича: § 26 (1-2); упр. 26.5 (1-3).

2) Виконати завдання зі збірки завдань Воронцова-Вельямінова Б.А. [ 28 ]: 332; 333.

план уроку

етапи уроку

зміст

методи викладу

Час, хв

1

Актуалізація астрономічних знань; повторення матеріалу з природознавства (природознавства), фізики та астрономії

Фронтальне опитування, бесіда

10

2

Виклад нового матеріалу:
1) Основні фізичні характеристики Сонця.
2) Внутрішня будова і структура атмосфери; об'єкти і явища, які спостерігаються в сонячній атмосфері.
3) Енергетика Сонця.
4) Розрахунок параметрів речовини в надрах Сонця

Лекція, бесіда, розповідь вчителя

20-25

3

Закріплення вивченого матеріалу. Вирішення задач

Робота біля дошки, самостійне рішення задач в зошиті

10-12

4

Підведення підсумків уроку. Домашнє завдання

3

Методика проведення уроку:

Урок починається з оголошення про початок вивчення нової, однією з найважливіших в курсі астрономії, теми "Сонце і зірки" .Учітель пояснює школярам мета і завдання вивчення нової теми: вивчення фізичної природи зірок і зоряних систем. Увага учнів звертається на наступні положення:

1. Зірки - окремий самостійний тип космічних тіл, що якісно відрізняється від інших космічних об'єктів.
2. Зірки - один з найбільш поширених (можливо, найбільш поширений) тип космічних тіл.
3. Зірки зосереджують в собі до 90% видимої речовини в тій частині Всесвіту, в якій ми живемо і яка доступна нашим дослідженням.
4. Атоми речовини, з якого складається наша планета і ми самі утворилися понад 6 мільярдів років тому в надрах зірок.
5. Від найближчої із зірок - Сонця - залежить існування і розвиток життя на Землі.

Потім в ході фронтального опитування і бесіди з учнями ми повторюємо і актуалізуємо знання про природу Сонця і зірок, придбані школярами раніше на уроках природознавства, природознавства, фізики середньої і старшої ланки, і астрономії першого півріччя XI класу. Слід перевірити розуміння понять "космічні об'єкти", "космічні тіла" і "космічні системи". Важливу роль відіграє з'ясування рівня і особливостей "донаукових" уявлень учнів. Учитель уважно слухає відповіді учнів, записує (фіксує) найбільш типові з них (це дозволяє встановити загальний рівень знань та характерні помилки (омани) учнів) і доповнює, виправляє і узагальнює сказане учнями.

Учням задають питання:

  1. Що таке зірки? Яка їхня фізична природа (маси, розміри, температура поверхні)? Чим вони відрізняються від планет і інших класів (груп) космічних тіл?
  2. Чому зірки є самосветящимися тілами? Які процеси служать джерелами енергії зірок? Які зірки найгарячіші: червоні або блакитні?
  3. Чому ми бачимо зірки як маленькі крапки, що світяться на нічному небі? Які справжні масштаби міжзоряних відстаней?
  4. В яких одиницях вимірюють міжзоряні відстані? Визначте поняття "світловий рік" та "парсек".
  5. Що таке Сонце? Яке відстань від Землі до Сонця? Які основні характеристики Сонця - маса, розміри (в порівнянні з земними), колір, температура поверхні, хімічний склад, стан речовини і т.д. Чим Сонце відрізняється від Землі та інших планет Сонячної системи?
  6. Дайте визначення поняттям "зірка" і "Сонце".

Далі слід лекційне виклад нового матеріалу. Воно починається з розгляду основних фізичних характеристик і внутрішньої будови Сонця як найближчій і найбільш докладно вивченою зірки. Будова Сонця можна продемонструвати за допомогою відповідної таблиці (при цьому економиться навчальний час), але для більш якісного засвоєння матеріалу учнями краще поетапно, з відповідними поясненнями, відтворити його на дошці (а учні перемальовували її в свої зошити).

сонце

Маса Сонця 1,989 × 1030 кг, в 333 434 разів перевищує масу Землі і в 750 разів - всіх планетних тіл Сонячної системи. Радіус Сонця 695990 км, в 109 разів більше земного. Середня щільність сонячної речовини 1409 кг / м3, в 3,9 рази нижче щільності Землі. Прискорення сили тяжіння на екваторі 279,98 м / с2 (28 g). Екватор Сонця нахилений під кутом 7,2 њ до площини екліптики. Сидеричний період обертання на екваторі дорівнює 25,38 доби і збільшується в напрямку до полюсів (до 32 діб на широті 60 њ). Зовнішніх шарів Сонця притаманне диференційоване обертання, властиве рідким і газоподібним тілам. Сонце має магнітне поле зі складною структурою середньої напруженістю 1-2 Гс.

Вік Сонця близько 5 млрд. Років.

Видима зоряна величина (блиск) Сонця -26,6m. Потужність загального випромінювання Сонця 374 × 1021 кВт, середнє значення сонячної постійної 0,13 Дж / с × см2. Світність Сонця 4 × 1020 Вт. Земля отримує 1/2000000000 частина сонячної енергії: на майданчик в 1 м2, перпендикулярну до сонячних променів за межами земної атмосфери доводиться 1,36 кВт променистої енергії.

Температура видимої поверхні (фотосфери) Сонця 5770 К. Спектральний клас Сонця G2, абсолютна зоряна величина + 4,96m.

Хімічний склад Сонця: водень - 71%, гелій - 26,5%, інші елементи 2,5%. Сонце не містить в своєму складі невідомих на Землі хімічних елементів.

Агрегатний стан сонячної речовини - іонізований атомарний газ (плазма). Вглиб Сонця, зі збільшенням температури і тиску, ступінь іонізації зростає аж до повного руйнування атомів в ядрі Сонця.

Внутрішня будова Сонця:

Мал. 22. Внутрішня будова Сонця

1. Ядро (зона термоядерних реакцій) - центральна область, що тягнеться на 1/3 радіусу Сонця від його центру, поблизу якого при тиску до 2 × 1018 Па, температурі 1,5 1,6 × 107 К і щільності плазми до 16 г / см3 протікають термоядерні реакції перетворення ядер атомів водню в ядра атомів гелію, що супроводжуються виділенням колосальної енергії. Ядро обертається як єдине тверде тіло з періодом 22-23 діб.

2. Зона променевого переносу (відстані від 1/3 до 2/3 R ¤) - область, в якій виділяється в сонячному ядрі енергія передається назовні, від шару до шару, в результаті послідовного поглинання і переизлучения електромагнітних хвиль. Плавно розподіляючись по зростаючому обсягу речовини, енергія (і, відповідно до закону Вина, довжина) електромагнітних хвиль поступово зменшуються від 10-11-10-12 Дж (g - і жорстке рентгенівське випромінювання) на кордоні з ядром до 10-16 Дж ( жорсткий ультрафіолет) на кордоні з конвективного зоною, де щільність плазми становить близько 0,16 г / см3 при тиску до 1013 Па і температурі до 106 К.

3. Зона конвекції (0,29 R ¤) простягається майже до самої видимої поверхні Сонця. У ній відбувається безперервне перемішування (конвекція) сонячної речовини зі швидкістю від 1 м / с в глибині зони до 2-3 м / с на кордоні з фотосферою. Крім вертикальних, висхідних і низхідних потоків плазми, в конвективної зоні спостерігаються локальні, зональні і меридіональні течії від екватора до полюсів зі швидкістю до 30 м / с. Взаємодія цих рухів сонячної речовини породжує ефект динамо-механізму, що породжує магнітне поле Сонця. У енергію магнітного поля перетворюється до 0,1% від всієї що надходить в конвективну зону теплової енергії Сонця. На дні конвективного зони з 22-річною періодичністю накопичується намагнічена плазма, яка утворює потужний магнітний шар. Ряд учених припускає існування вище нього ще кількох зон генерації магнітних полів; сама верхня володіє квазідвухлетней періодичністю. Біля кордону з фотосферой формуються осередки супергрануляціі; в області інтенсивного перемішування речовини генеруються потужні акустичні (звукові) коливання. На глибини 0,8-0,9 R ¤ з'являються перші нейтральні атоми - спочатку гелію, потім водню, вище їх концентрація збільшується.

Вище простягається атмосфера Сонця, в якій виділяється ряд наступних областей:

Фотосфера (4) - шар газів товщиною 350-700 км. У нижньому шарі фотосфери, що володіє температурі 8000 К при тиску сонячного речовини до 106 Па спостерігається гранули - осередки верхнього ярусу конвективного зони розмірами близько 700 км і часом існування до 8 хвилин - висхідні потоки розпечених газів. Гранули поділяються темними проміжками шириною до 300 км. В "звертаємо шарі" - "видимої поверхні" Сонця при температурі 5770 К формується все приходить до Землі сонячне електромагнітне випромінювання в інтервалі довжин хвиль від 10-13 до 5 × 10-2 м з максимумом енергетичної світності в області l = 5,55 × 10-7 м (жовта частина спектра). На тлі безперервного спектра випромінювання глибин Сонця спостерігаються чорні лінії поглинання атомарних газів сонячної фотосфери, званих фраунгоферовими лініями. Зменшення температури у верхніх шарах фотосфери до 4000 К породжує потемніння сонячного диска до країв світила. Світлі ділянки фотосфери (6), на яких поверхню Сонця розігріта до 7000-10000 К, називаються факельними полями (флоккулами). Окремі ділянки фотосфери зі зниженою до 4000-4500 К температурою по контрасту з розпеченої навколишньою поверхнею сприймаються як чорні сонячні плями (7).

Фотосфера умовно вважається "видимою поверхнею" Сонця (хоча насправді це тонкий шар розпеченого іонізованого газу) тому, що в верхніх шарах сонячної атмосфери щільність речовини зменшується настільки, що ми бачимо фотосфери Сонця крізь ці верстви, які можемо спостерігати лише в особливих обставинах або за допомогою спеціальних приладів.

Хромосфера (5) товщиною близько 104 км спостерігається під час повного сонячного затемнення як червоне кільце навколо Сонця. Температура речовини підвищується від нижньої хромосфере падає до 5000 К (при тиску газу близько 0,1 Па), а потім в середній і верхній хромосфері зростає до 10000 К (при тиску 6 × 10-2 Па). Вище 1500 км хромосфера являє собою сукупність порівняно щільних і гарячих (6000-15000 К) газових струменів і волокон. На висоту 4000-5000 км зі швидкістю 20 км / с піднімаються рідкісні ізольовані стовпи сонячного речовини - хромосферні спікули діаметром 500-3000 км, що займають до 0,5% сонячної поверхні. На висоту від 104-105 км здіймаються протуберанці (8) - порівняно холодні щільні хмари сонячної речовини різноманітної, часто химерної форми. Час від часу спостерігаються хромосферні спалаху - термоядерні вибухи з виділенням енергії до1025 Дж (9).

У вузькому перехідному шарі між хромосферою і короною іонізовані частинки сонячного речовини прискорюються в магнітному полі, і характеризує їх швидкість кінетична температура швидко зростає до 106 К.

Корона (10) - зовнішня, найбільш розріджена частина сонячної атмосфери, володіє дуже складною і постійно змінюється структурою. Корона розділяється на внутрішню (Т <1,5 × 106 К) і зовнішню (Т <3 × 106 К), що утворить на відстані в кілька радіусів Сонця потік сонячної речовини - заряджених частинок (е-, р) і електромагнітного випромінювання - сонячний вітер , "що дме" зі швидкістю від 350-400 км / с на екваторі до 700 км / с на полюсах Сонця.

Далі можна в загальних рисах ознайомити учнів з енергетикою Сонця (або розглянути цей матеріал пізніше на уроці "Еволюція зірок"). На жаль, виклад матеріалу теми "Сонце і зірки" випереджає за часом вивчення основ атомної та ядерної фізики. Це полегшує вивчення матеріалу про термоядерних реакціях в курсі фізики, але сильно ускладнює формування понять про енергетику зірок.

Нижче ми пропонуємо 2 варіанти викладу матеріалу з опорою на відомості про основні фізичні характеристики та хімічний склад Сонця. Розповідаючи про термоядерних реакціях перетворення ядер атомів водню в ядра атомів гелію в надрах Сонця, потрібно постійно обумовлюватися, що споріднені з ними термоядерні реакції відбуваються в надрах всіх інших зірок. Учні повинні усвідомити, що енергетиці Сонця і зірок має одну природу.

1. Спрощений варіант викладу матеріалу, розрахований на учнів "звичайних" і гуманітарних класів:

Сонце і зірки світять тому, що в їхніх надрах відбуваються термоядерні реакції перетворення ядер атомів водню в ядра атомів гелію.

Ви вже знаєте, що маси зірок в сотні тисяч разів, в мільйони разів перевищують масу Землі. Така величезна маса породжує дуже сильний тиск верхніх шарів речовини зірки на речовина поблизу її центру. Температура і тиск вглиб зірки дуже швидко ростуть: так, якщо температура видимої поверхні Сонця становить близько 6 000 К, то до центру Сонця вона зростає до 15 000 000 С при тиску до 2 × 1018 Па! У надрах більш масивних зірок температура і тиск ще вище.

Зірки майже повністю складаються з водню і гелію: Сонце містить 71% водню, 26,5% гелію і лише 2,5% інших, більш важких хімічних елементів.

Під дією високих температур і тисків в центрах зірок ядра атомів водню - протони - зближуються так тісно, ​​що сили ядерного тяжіння долають сили електричного відштовхування. В результаті цієї взаємодії протони об'єднуються, утворюючи ядра атома гелію. Процес йде в 3 етапи з величезним виділенням енергії (рис. 23).

Мал. 23. Термоядерні реакції в надрах Сонця

Ці термоядерні реакції носять назву протон-протонного циклу. У більш масивних зірках крім реакцій протон-протонного циклу протікають більш потужні термоядерні реакції азотно-вуглецевого циклу, в яких ядра атомів азоту і вуглецю є каталізаторами термоядерних реакцій перетворення водню в гелій.

Водень - "зоряне паливо", "згорає" в надрах зірок для того, щоб вони могли жити і світити. З плином часу поблизу центру Сонця та інших зірок стає все менше водню і все більше гелію.

Чим менше маса зірки, тим нижче тиск і температура в її надрах, тим слабкіше, з меншим виділенням енергії йдуть термоядерні реакції, тим довше "згорає", перетворюючись на гелій, водень в ядрі зірки і тим довше вона живе. У червоних тьмяних зірок-карликів довгий вік - вони живуть десятки мільярдів років.

Чим більше маса зірки, тим вище тиск і температура в її надрах, тим сильніше, з потужним виділенням енергії йдуть термоядерні реакції, тим швидше "згорає", перетворюючись на гелій, водень в ядрі зірки і тим менше вона живе. У блакитних зірок-надгігантів недовгий вік - вони живуть всього лише десятки мільйонів років.

Наше Сонце - жовта, середня за своїми характеристиками зірка класу G живе вже 5 мільярдів років, і буде світити ще майже 8 мільярдів років.

2. Складний варіант викладу матеріалу, розрахований на учнів фізико-математичних класів, що передбачає використання понятійного апарату ядерної фізики:

Енергетика Сонця і зірок заснована на термоядерних реакціях - процесах перетворення одних елементарних частинок в інші, що супроводжуються синтезом більш важких атомних ядер з легших, що протікають при високих (Т> 107 К) температурах і тисках, з виділенням величезної кількості енергії.

У надрах нормальних зірок відбуваються термоядерні реакції перетворення ядер атомів водню в ядра атомів гелію. Загальне значення виділилася енергії, що буря виникли в ході взаємодії атомних ядер елементарними частинками (g-квантів, нейтрино і т.д.), еквівалентно різниці між сумою мас вступають в реакцію ядер атомів водню і масою утворюється ядра атома гелію.

Основними типами реакцій, що відбуваються в надрах зірок, є:

1. Протон-протонний цикл, що протікає при температурах T <= 1,8 * 107К (при описі ходу термоядерних реакцій повідомляються значення енергії, що виділяється в ході кожної окремої реакції (1 МеВ = 1,6 × 10-13 Дж) і, в дужках, тривалість реакції - час, за яке число часток зменшується вдвічі):

2. азотно-вуглецевий цикл (CNO), в якому ядра атомів азоту і вуглецю відіграють роль каталізаторів реакції і протікає при температурах понад 1,8 × 107 К з встановленням рівноважних концентрацій ізотопів 14N (95%), 12С (4%), і 13С (1%) за масою:

Для зірок з масою М ~ М ¤ основним є протон-протонний цикл, для масивних зірок (M> M ¤) основним є азотно-вуглецевий цикл, що протікає з більшою швидкістю і великим виділенням енергії, ніж протон-протонний цикл.

Виклад відомостей про енергетику Сонця і зірок дозволяє сформувати поняття про космічному процесі існування зірок. Матеріал може вивчатися як на даному занятті, так і на 6 уроці, при вивченні відомостей про основні параметри внутрішньої будови і еволюції зірок.

Спочатку учням нагадується визначення поняття "існування космічних об'єктів":

Існування космічних об'єктів - квазістаціонарне стан рівноваги, в якому вони перебувають на окремих, найбільш тривалих у часі етапах свого розвитку і яке забезпечується тим, що всі внутрішні і зовнішні сили, що діють на кожну окрему частинку об'єкта і весь об'єкт в цілому, взаємно врівноважують один одного . Існування космічних об'єктів обумовлено внутрішніми динамічними процесами; всі космічні об'єкти, від пилинок міжпланетної середовища і туманностей до зірок і галактик є відкритими нерівновагими системами, що обмінюються з навколишнім середовищем речовиною та енергією.

Існування зірок обумовлено рівновагою сил тяжіння і пружності (газового тиску) (рис. 24).

Мал. 24. Рівновага сил в надрах зірок

Спрощені пояснення для учнів "звичайних" і гуманітарних класів:

Наше Сонце і інші зірки можна порівняти з надпотужними - потужністю в мільярди мільярдів земних водневих бомб! - природними, природними термоядерними бомбами, безперервно вибухаючими протягом мільйонів і мільярдів років.

Чому ж цей надпотужний вибух не розриває, не розпилює зірку в космічному просторі? Цьому заважає сила всесвітнього тяжіння.

Маса зірок настільки велика, що сила тяжіння заважає речовини зірки розлітатися в навколишньому просторі, притягує його до центру зірки.

На кожну частинку речовини всередині зірки постійно діють дві сили: одна з них - сила тиску світлових променів і розжареного газу, що виникає в ході термоядерних реакцій в надрах зірки, відштовхує цю частку речовини геть від зірки; інша - сила тяжіння - прагне притягнути її назад. Ці сили рівні за величиною, але протилежні за напрямком. Вони врівноважують один одного мільйони і мільярди років.

Сонце і зірки - природні термоядерні реактори з гравітаційним утриманням плазми. Термоядерні реакції в надрах Сонця і зірок "саморегулюються": зростання температури в центрі зірки за рахунок посилення потужності термоядерних реакцій веде до зростання газового (променевого) тиску і розширення зірки в просторі. Збільшення розмірів зірки знижує тиск верхніх шарів речовини на нижележащие під дією сили тяжіння, що в свою чергу зменшує температуру і інтенсивність термоядерних реакцій в центрі зірки.

Для учнів сильних і фізико-математичних класів докладний розгляд основних особливостей космічного процесу існування зірок наводиться в матеріалі уроку "Еволюція зірок".

Далі можна познайомити учнів з методами розрахунку внутрішніх параметрів Сонця і зірок на основі газових законів. Матеріал може повідомлятися як у формі розповіді вчителя, так і у вигляді проблемного завдання, що вирішується спільно всім класом під загальним керівництвом педагога. Дане питання викладу детально викладається не тільки у всіх підручниках астрономії та відповідних методичних посібниках [ 166 , 167 і т.д.], але і в деяких підручниках фізики для X-XI класів [А.А. Пінського і т.д.]. У нашому посібнику ці відомості містяться в матеріалі уроку "Еволюція зірок".

При викладі цього матеріалу корисно використовувати схеми, що демонструють зміна температури і тиску в надрах Сонця (рис. 25). Їх застосування допомагає пояснити виникнення конвекції, її роль в перенесенні енергії від ядра зірки до зовнішніх шарів, а також, на наступному уроці, природу і механізм виникнення сонячних плям і факельних полів.

Мал. 25. Температура і тиск в надрах і атмосфері Сонця

На заключному етапі уроку можна запропонувати учням виконати 1-3 завдання вправи 3:

Вправа 14.

Завдання, запропоновані В.Б. Дроздовим [ 55 ] (Необхідні для вирішення дані учні повинні знайти в навчальній і довідковій літературі):

  1. За якийсь час маса Сонця внаслідок випромінювання зменшиться на величину маси Землі? (Відповідь: при відомій світності L ¤ = E ¤ (потужності випромінювання) Сонця в відповідність з СТО маса зірки щомиті зменшується на величину: = 4,26 × 109 кг - через 45 млн. Років).
  2. До яких наслідків призведе зменшення маси Сонця? (Відповідь: з II закону Ньютона і закону Всесвітнього тяжіння: и Þ . Згідно із законом збереження моменту імпульсу Þ и . Відстань до планети збільшується, а швидкість зменшується. Період обертання планети Þ ).

3. Завдання, запропонована Е.В. Кононовичем [ 107 ]:

Визначити середню щільність Сонця (Рішення: ).

4. Як за Сонцем дізнаються про "геофізичних небезпечних" Днями?

5. Визначте температуру і тиск в надрах Сонця: а) на кордоні зон термоядерних реакцій і променевого переносу; б) на кордоні зон променевого переносу і конвекції.

Зауваження, рекомендації та доповнення до методики проведення уроку:

В силу світоглядної і наукової значущості матеріалу методика формування знань про Сонце детально розглядалася в роботах багатьох учених, астрономів, педагогів вузів і вчителів.

1. У посібнику "Методика викладання астрономії" [ 173 ] Рекомендується почати виклад матеріалу про Сонце історичною довідкою про результати перших досліджень Сонця Г. Галілеєм. Далі передбачається згадати про те, що сонячне речовина перебуває в станах, мало- або зовсім недоступних для відтворення в земних лабораторіях і вказати відповідні параметри. Методика викладу матеріалу дещо інша, ніж в нашому проекті уроку: на думку авторів, "методично корисно почати формування загальних уявлень про Сонце з розгляду завдання: знаючи радіус і масу Сонця, знайти температуру, тиск і щільність в точці, віддаленій на половину радіуса від центру "(с. 171). Далі слід виклад матеріалу про енергетику Сонця, підсумком чого має стати виведення "Сонце і зірки - це своєрідні самоврядні термоядерні реактори". Потім за схемою рис. розглядається зміна температури в Сонце і формуються "загальні уявлення" про сонячній атмосфері; звертається увага на необхідність правильного розуміння терміна "видима поверхня" Сонця і пояснення зростання температури в короні.

2. На думку Г.І. Малахової [ 24 , С. 57-64], вивчення теми "Фізична природа Сонця" слід починати з визначення загальних характеристик Сонця. Відстань від Землі до Сонця і його розміри розраховується на основі даних про сонячному паралаксі і видимих ​​кутових розмірах диска; маса і середня щільність Сонця - з III узагальненого закону Кеплера [на нашу думку, це можуть зробити самі учні в формі домашнього завдання, заданого на попередньому уроці; в класі вчитель лише перевіряє і узагальнює результати роботи учнів]. Визначення температури і світності Сонця за величиною сонячної постійної на основі закону Стефана-Больцмана проводиться вчителем на дошці, а учнями в зошити. Учитель розповідає про інші способи визначення температури космічних об'єктів. Учні приходять до висновку про те, що речовина на Сонце знаходиться в плазмовому стані.

Використовуючи фотографії спектрів Сонця, водню, гелію і інших хімічних елементів, учитель пояснює принципи визначення хімічного складу космічних тіл на основі даних якісного та кількісного спектрального аналізу. Учні приходять до висновку про те, що Сонце складається в основному з водню і гелію; на дошці і в зошитах записується їх процентне співвідношення.

Далі розглядається внутрішню будову Сонця, джерела його енергії і будова атмосфери. Параметри стану речовини в надрах Сонця розраховуються на основі законів молекулярно-кінетичної теорії та термодинаміки.

Учитель дає визначення сонячної активності, перераховує її прояви з демонстрацією відповідних малюнків і фотографій, пояснює механізм їх виникнення і протікання.

Можна запропонувати учням виконати завдання, пов'язані з роботою з визначення швидкості обертання Сонця і лінійних розмірів проявів сонячної активності (плям, факельних полів, протуберанців) на основі фотографій Сонця, частина яких може бути зроблена самими школярами (див. Матеріал практичних робіт на с. 144 -145). Після виконання роботи учитель пропонує зробити загальні висновки про швидкість і диференційованому характері обертання Сонця, масштабах проявів сонячної активності. Більш докладні відомості учні отримують вдома при самостійному вивченні матеріалу підручників.

Далі формуються поняття про періодичність проявів сонячної активності і характеризує рівень сонячної активності числі Вольфа. Середню тривалість циклів сонячної активності учні визначають на основі аналізу даних про рівень сонячної активності: учитель роздає кожному з учнів (або декільком невеликим групам учнів) картки з результатами підрахунку чисел Вольфа за кілька десятків років, учні будують графіки і виділяють 11-річний і 22- річний цикли; об'єднавши свої дані, вони приходять до висновку про існування "вікового" циклу. Отримані знання доповнюються при роботі з сонячними фотографіями: потрібно визначити, в яку епоху сонячної активності був зроблений кожен знімок, щоб переглянути висновок про залежність числа і розмірів плям, факельних полів, форми корони і т.д. від рівня сонячної активності.

На завершення вивчення теми слід розповісти учням про сонячно-земних зв'язках і важливості прогнозів рівня сонячної активності, роботі Служби Сонця.

3. У статті т.м. Стефанової "Урок на тему" Сонце "[ 275 ] Розглядалася методика проведення відповідного уроку в школах Болгарії, що поєднував матеріал, який посилає на уроках "Загальна будова та атмосфера Сонця" і "Сонячна активність і її вплив на Землю" в російській школі. Структура уроку в цілому відповідає запропонованій нами в даному посібнику:

  1. Загальні відомості про Сонце.
  2. Будова Сонця (ядро, зона променистого рівноваги, конвективная зона, поверхневий шар - фотосфера, хромосфера, корона).
  3. Хімічний склад Сонця.
  4. Джерело сонячної енергії.
  5. Прояви сонячної активності (плями, факели, хромосферні спалахи, протуберанці).
  6. Цикли сонячної активності.
  7. Сонячно-земні зв'язки та проблеми сонячної активності.

На початку уроку учні порівнюють розміри Сонця і планет Сонячної системи. Для створення відповідного емоційного настрою і зорового образу світила використовується матеріал книги Я.І. Перельмана "Цікава астрономія" та вірші М.В. Ломоносова; під звуки музики учням демонструють кольорові слайди про Сонце. Ставиться проблема: "знання про центральному тілі нашої системи необхідні ... оскільки вони пояснюють полярні сяйва, магнітні бурі, зміни в сейсмічної активності Землі" [останнє не доведено].

Обговорюються питання, пов'язані з рухом Сонця: обертанням навколо своєї осі, переміщенням щодо найближчих зірок і зверненням навколо центру Галактики.

Схема внутрішньої будови Сонця демонструється за допомогою проектора (епідіаскопа або кодоскопа). Для розповіді про температуру в надрах і атмосфері Сонця використовується схема, подібна наведеної на рис. 26.

Учні заповнюють таблицю 4:

будова Сонця

Т, К

структурні елементи

Форми сонячної активності

Дія Сонця на Землю

досягають Землі

викликають

Ядро 13 * 10 6 Зона променистого рівноваги Конвективная зона Конвективні елементи Фотосфера 6 * 10 3 Гранули Плями, факели Видиме випромінювання Зміни в кліматі Хромосфера 10 5 Спікули флоккуламі, хромосферні спалаху Рентгенівське випромінювання, космічні промені Іонізацію верхніх шарів, магнітні бурі Корона 2 * 106 Корональні промені, корональні конденсації Протуберанці Корпускулярні потоки, сонячний вітер Полярні сяйва

При вивченні характеристик атмосфери Сонця перед учнями ставиться проблема пояснення підвищення температури в короні. Учням повідомляється про те, що орбіти Землі і нижніх планет лежать всередині сонячної корони. "Зі сказаного про атмосферу Сонця робиться висновок, що вони тісно пов'язані з процесами в конвективної зоні. При з'ясуванні хімічному складі Сонця демонструється діапозитив, який ілюструє відносне число елементів в ньому і звертається увага на те, що Сонце містить ті ж хімічні елементи, які є на землі. Цей результат інтерпретується як факт, який підтверджує матеріальне єдність Всесвіту ".

Коротко розглядаються історичні гіпотези про сонячну енергетику. Термоядерні реакції розглядаються дуже неглибоко, в чисто ознайомчому плані. Так само на чисто якісному рівні викладається матеріал про прояви сонячної активності, механізмі їх виникнення і, з демонстрацією відповідного диафильма, про сонячно-земних зв'язках. Поверховість викладу цих важливих питань - основний недолік даного уроку, який пояснюється браком навчального часу. На закінчення уроку учням пропонується список літератури для самостійного вивчення питань, пов'язаних з еволюцією Сонця.

4. Статтю Е.В. Кононовича "Сонце як зірка" про історію розрахунку внутрішніх параметрів Сонця можна використовувати як допоміжний матеріал.

5. У статті Є.Ю. Діркових "До вивчення теми" Зірки і Сонце "[ 50 ] Описується формування понять про закони Вина і Стефана-Больцмана (з виведенням законів). Для учнів XI класу матеріал складний, він більш підходить для студентів V курсу фізичних факультетів. Астрономічних відомостей як таких стаття не містить.




Яка їхня фізична природа (маси, розміри, температура поверхні)?
Чим вони відрізняються від планет і інших класів (груп) космічних тіл?
Чому зірки є самосветящимися тілами?
Які процеси служать джерелами енергії зірок?
Які зірки найгарячіші: червоні або блакитні?
Чому ми бачимо зірки як маленькі крапки, що світяться на нічному небі?
Які справжні масштаби міжзоряних відстаней?
В яких одиницях вимірюють міжзоряні відстані?
Що таке Сонце?
Яке відстань від Землі до Сонця?