Учебное пособие: Сонце – найближча зоря

Тема : Сонце – найближча зоря.

Мета: Ознайомити учнів з основними даними про атмосферу і „поверхню” Сонця, з фізичними характеристиками Сонця як зорі, з його хімічним складом, поняттям гравітаційної рівноваги, джерелом енергії і внутрішньою будовою Сонця. Ознайомити учнів з поняттям сонячною активністю, та прояви на Сонці і впливом на біологічне життя на 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?

ІІ. Вивчення нового матеріалу.

Основні відомості про Сонце

1. Атмосфера і „поверхня” Сонця. Спостерігачеві Сонце (мал.1) здається ідеально круглим диском, яскравість якого дещо зменшується від центра до чітко окресленого краю. Цей факт дозволяє ввести поняття «поверхні» Сонця, хоча насправді, як у будь-якої газової кулі - поверхні у звичному для нас розумінні у нього немає. Є плавне зменшення густини з висотою від стану умовно щільного до дуже розрідженого.

Сонце має складну будову як внутрішніх, так і зовнішніх шарів. Зовнішні шари Сонця - це його атмосфера, яку умовно поділяють на три концентричні оболонки.

Фотосфера (з грец. - «сфера світла») - це найнижчий і найщільніший шар атмосфери, 300 км завтовшки, від якого ми отримуємо основний потік сонячного випромінювання. Оскільки товщина фотосфери становить не більше однієї тритисячної частки радіуса Сонця, саме її умовно називають поверхнею Сонця.

Фотосфера має жовто-білий колір і густину, в сотні разів меншу від густини атмосфери при поверхні Землі. Температура фотосфери зменшується з висотою, і той її шар, випромінювання якого сприймає людське око, має температуру біля 6 000 К. За таких умов майже всі молекули розпадаються на окремі атоми і лише у верхніх шарах зберігається відносно небагато найпростіших молекул, таких як Н₂ , ОН, СН.

Розглядаючи фотографії Сонця, можна на його поверхні побачити тонкі деталі фотосфери: здається, що всю її засіяно дрібними яскравими зернятками, розділеними вузькими темними доріжками. Ці зернятка називаються гранулами. Температура гранул у середньому на 500 К вища, ніж у проміжках між ними, розміри - близько 700 км. Гранули з'являються та існують пересічно близько 7 хв, після чого розпадаються, і на їхньому місці виникають нові. Дослідження показали, що гранули - це потоки гарячого газу, які підіймаються догори, тоді як у темних, дещо прохолодніших місцях, газ опускається вниз. Гранули свідчать про те, що під фотосферою у глибших шарах Сонця перенесення енергії до поверхні здійснюється шляхом конвекції.

Над фотосферою лежить наступнийшар атмосфери Сонця -хромосфера (з грец. - «забарвлена сфера»). її можна побачити під час повного сонячного затемнення у вигляді вузького жовто-червоного кільця.

Товщина хромосфери становить 12-15 тис. км, а температура зростає від 4 500 К на межі з фотосферою до 100 000 К у ЇЇ верхніх шарах.

Сонячна хромосфера дуже неоднорідна: в ній є довгасті, схожі на язики полум'я утворення - так звані спікули. Тому хромосфера нагадує траву, що горить. Час життя окремої спікули - до 5 хв, діаметр біля основи - від 500 до 3 000 км, температура у 2-3 рази вища, а густина менша, ніж у фотосфері. Речовина спікул піднімається із хромосфери в корону і розчиняється в ній. Таким чином, через спікули відбувається обмін речовини хромосфери з короною, яка лежить вище.

Над хромосферою знаходиться найпротяжніший шар сонячної атмосфери - сонячна корона. Вона має сріблясто-білий колір і простягаєтьсяна висоту в кілька сонячних радіусів, поступово переходячи у міжпланетний простір. Температура її на межі з хромосферою становить 100 000 К, а далі зростає до 2 000 000 К.

Корона у мільйон разів менш яскрава, ніж фотосфера, і не перевищує яскравості Місяця у повні а тому спостерігається лише під час повної фази сонячного затемнення чи за допомогою спеціальних телескопів. Корона не має чітких обрисів, її неправильна форма змінюється з часом.

Найвіддаленіші частини корони не утримуються сонячним тяжінням, і тому речовина корони неперервно витікає в міжпланетне середовище, формуючи явище сонячного вітру. Речовина сонячного вітру складається в основному з ядер водню (протонів) і гелію (а-частинок). Біля основи корони швидкості частинок не перевищують 0,3 км/с. Але на відстані орбіти Землі їхні швидкості досягають 500 км/с за концентрації частинок 1-10 в 1 см³ .Поширюючись на величезну відстань, аж за орбіту Сатурна, сонячний вітер утворює велетенську геліосферу, яка межує зі ще більш розрідженим міжзоряним середовищем.

2. Радіус, маса і світність Сонця. Уявлення про фотосферу, хромосферу і корону Сонця складались безпосередньо зі спостережень, зокрема під час повних сонячних затемнень. Але про такі параметри Сонця як радіус, маса чи світність, можна було отримати певні дані лише після того, як вдалося встановити відстань до нього, тобто з другої половини XVIIст. Знаючи відстань Земля-Сонце (1 а. о. = 150 млн км) і кутовий радіус Сонця r_o = 16', можна знайти його лінійний радіус r _о = 700 000 км = 109r _о .

Маса Сонця визначається за третім узагальненим законом Кеплера (3.2): М_о = 330000М_о = 2 • 10³⁰ кг. Відповідно середня густина Сонця = 1,4 г/см³ , що в 4 рази менше від середньої густини Землі.

Вимірявши сонячну сталу - енергію, що надходить від Сонця на одиницю поверхні Землі за одиницю часу (з урахуванням поглинання в земній атмосфері), q = 1,9 кал/см² • хв = 1,37 кВт/м² , можна знайти повну енергію, яка проходить через сферу радіуса а, тобто світність Сонця L_о :

L_о = 4 a ² q = 3,85 • 10²⁶ Вт,

де а - відстань від Землі до Сонця.

--> ЧИТАТЬ ПОЛНОСТЬЮ <--