Астрономія. Урок 11. Сонце — найближча зоря

Тип: Урок.
Наука: Астрономія.
Формат: docx.
К-сть сторінок: 7.
Короткий опис:

Мета: сформувати в учнів уявлення про Сонце та його будову, джерела сонячної енергії, прояви сонячної активності та її циклічність; навести приклади впливу сонячної активності на біосферу Землі.
Основні поняття: ядро, фотосфера, хромосфера, корона, протуберанець, спалах, сонячна пляма, сонячна активність, сонячний вітер.
Учні повинні мати уявлення про: фізичні та хімічні умови на Сонці та джерела його енергії; вплив сонячної активності на біосферу Землі.
Учні повинні знати: основні характеристики Сонця; основні прояви сонячної активності; сонячні цикли.

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 MS = 1,989*1030 кг, що у 333 тис. разів більше за масу Землі. Радіус Сонця перевищує земний у 109 разів і становить RS =6,96-108 м. Середня густина сонячної речовини рівна 1408 кг/м3, проте у зовнішніх шарах зорі густина в мільйони разів менша, а в центрі – у сотні разів більша ( 152 кг/м3). Сонце випромінює енергію в усьому діапазоні довжин електромагнітних хвиль: від ?-випромінювання до радіохвиль. Світність (тобто потужність випромінювання) Сонця LS = 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 ?-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.

Завантажити Завантажити