|
|
Скачати 136.27 Kb.
|
|
Наталія Сеник, учитель фізики і атрономії ЗОШ І-ІІІ ступенів № 38 м.Чернівців, Чернівецька обл. Єдиний шлях, який веде до знань, - це діяльність. Бернард Шоу Тема уроку Сонце – найближча зоря Мета уроку: навчальна - ознайомити учнів з фізичними характеристиками Сонця як зорі (радіус, маса, температура, активність), з його хімічним складом та внутрішньою будовою; сформувати уявлення про сонячну активність та її вплив на Землею; розвиваюча - розвивати логічне мислення, пам’ять, увагу учнів, культуру мовлення та вміння спілкуватись між собою; виховна - виховувати почуття колективізмі, повагу до однокласників та особисту відповідальність учнів. Тип уроку урок засвоєння нових знань Хід урокуМотивація навчальної діяльності учнівМ.В. Ломоносов у творі «Ранкові міркування» уявив собі таку картину, яку побачив би мандрівник, наближаючись до небесного тіла: Тоді з усіх сторін відкрився Палаючий там вічно океан, І вогняні вали там рвуться І не знаходять берегів, Там вихри полум'яні в'ються І борються впродовж віків. Про яке небесне тіло йдеться? (Сонце) Отже тема нашого уроку – Сонце. (Вислови українських письменників, поетів про Сонце) (Додаток 1) Очікувані результати уроку: «Після цього уроку ви знатимете основні відомості про Сонце, а саме:
ІнформаціяСонце - найближча зоряОсновні відомості про Сонце. Зоря Сонце - центральне тіло Сонячної системи. Знаючи відстань 3емля-Сонце (1 а.о. = 150 млн. км) і кутовий радіус Сонця r = 16', можна знайти його лінійний радіус Rс = 700000 км. Радіус Сонця в 109 разів перевищує радіус Землі. Маса Сонця М = 1,989-1030 кг, що у 333 тис. разів більше за масу Землі. Середня густина сонячної речовини p = 1,4 г/см3, що в 4 рази менше від середньої густини Землі, проте у зовнішніх шарах зорі густина в мільйони разів менша, а в центрі - у сотні разів більша (152 т/м3). Сонце випромінює енергію в усьому діапазоні довжин електромагнітних хвиль: від γ-випромінювання до радіохвиль. Світність Сонця (тобто потужність випромінювання) L = 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, яку випромінює Сонце за 1 с. Температура Сонця визначається за характеристиками випромінювання на поверхні Сонця. Вона має нерівномірний розподіл по поверхні та різні значення для різних ділянок спектра, але в середньому вона дорівнює 6 000 К. Хімічний склад Сонця встановили, досліджуючи його спектри поглинання та випромінювання. Неперервний спектр Сонця містить понад 10000 ліній поглинання, які називаються фраунгоферовими. Під час повного сонячного затемнення, коли зникає створений поверхнею Сонця неперервний спектр, темні фраунгоферові лінії поглинання змінюються яскравими лініями випромінювання гарячого газу хромосфери. У 1814 р. німецький фізик Й. Фраунгофер описав 570 ліній поглинання хімічних елементів. У 1857 р. німецькі фізики Г. Кірхгоф і Р. Бунзен порівняли довжини хвиль фраунгоферових ліній з досліджуваними в земних лабораторіях довжинами хвиль і ототожнили близько десяти хімічних елементів. Але справжнім тріумфом астрофізики стало відкриття нового хімічного елементу – гелію. Спостерігаючи спектр Сонця, англійський астроном Джозеф Лок’єр у 1868 р. виявив у ньому яскраву жовту лінію поблизу лінії натрію. Невідомий елемент, якому належала ця лінія, отримав назву гелій, тобто «сонячний». І лише у 1895 р. гелій було знайдено на Землі при дослідженні спектрів окремих мінералів. Загалом у спектрі Сонця виявлено лінії 72 хімічних елементів, визначено їхню відносну кількість. Встановлено, що в даний час 70% маси Сонця складає водень, 28% - гелій, кількість інших елементів не перевищує 2%. Обертання Сонця. Регулярні спостереження поверхні Сонця, зокрема за положенням на ній окремих деталей, привели до висновку, що Сонце обертається навколо своєї осі в тому ж напрямку, що і планети навколо нього, тобто проти годинникової стрілки, якщо розглядати цей рух з боку Північного полюса світу. Кутова швидкість його обертання зменшується з віддаленням від екватора. Так, сидеричний період обертання Сонця на екваторі становить 25 діб, а біля полюсів - 30 діб. Інтерактивна вправа «Ажурна пилка» ( 4 групи) І етап – робота в домашніх групах (Додатки 2-5) ІІ етап – робота в «експертних» групах ІІІ етап – робота в «домашніх» групах ІV етап – рефлексія Підбиття підсумків, оцінювання результатів уроку. (Розв’язування кросворду в групах). Розв’язування кросворду разом. (Додаток 6) Підсумок. Оцінювання кооперативне. Для оцінювання використовую картки оцінювання роботи учнів у групі Картка оцінювання
“Секретар” групи __________________ Додаток 1 Гріє сонечко! Усміхається небо яснеє, Дзвонить пісеньку жайворонок, Затонувши десь в бездні-глибині Кришталевого океану. І.Ф. Франко Сонечко встало, прокинулось ясне, Грає, вогнем пломеніє. І по степу розлива своє світленько яснеє, Степ від його червоніє. Л. Українка Доки сонця, доки світу, Доки росту, доку цвіту, В радощах – журбі, – Серця кращі почування, Найщиріші поривання, Душу – все тобі! В. Самійленко Як глянуло Сонце із неба Через сині зіниці ніш, Закохалося Сонце у тебе, Засіяло іще ясніш. В. Симоненко Сонце ще хвилину тому У віночку золотому Огненний обруч котило Над горою. І. Вагилевич Щоб жили спокійно люди, Сонце лагідно сія. Щоб лунала всюди-всюди Пісня радісна моя... О. Пархоменко Додаток 2 Будова Сонця. Залежно від температури та процесів, що відбуваються, у внутрішній структурі Сонця умовно виділяють:
Ядро - центральна область Сонця (радіусом приблизно 0,33 радіуса Сонця), в якій за надвисокого тиску та температури 15 млн. К відбуваються термоядерні реакції. Ядро - зона, де зосереджена половина сонячної маси і виділяється практично вся енергія, що змушує його світитись. Із віддаленням від центра Сонця температура поступово зменшується і, нарешті, стає недостатньою для протікання термоядерних реакцій. Так визначають межі ядра. Енергія, яка виділяється в сонячному ядрі, переноситься назовні двома способами: променевим і 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. Атом, поглинувши γ-квант високої енергії, як правило, випромінює кілька квантів з 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. Зона, в якій енергія переноситься шляхом поглинання випромінювання і наступного його перевипромінювання, називається зоною променистої рівноваги. Вище цього рівня 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. У цілому, процес передачі енергії від центральних областей до фотосфери дуже повільний і триває мільйони років. Додаток 3 Атмосфера Сонця. Зовнішній шар Сонця називаються атмосферою і умовно поділяється на три концентричні оболонки - фотосферу, хромосферу і корону. У ній утворюються всі види випромінювання, які випромінює зоря. Фотосфера (з грец. - «сфера світла») - це найнижчий і найщільніший шар атмосфери, 300 км завтовшки, від якого ми отримуємо основний потік сонячного випромінювання. Температура фотосфери зменшується з висотою і має в середньому 6000 К. За таких умов майже всі молекули розпадаються на окремі атоми. Майже посередині фотосфери проходить умовний рівень із певними оптичними властивостями, який називається поверхнею Сонця. Іноді, зважаючи на те, що товщина фотосфери мізерна порівняно з розмірами Сонця, його поверхнею вважають саму фотосферу. Слід розуміти, що Сонце - це 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 кипіння окропу. Конвективні потоки зі швидкістю 1 км/с піднімають з 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 грец. 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 оточує диск Місяця. Хромосфера пронизана величезною кількістю спікул (від лат. spiculum - вістря, кінчик) - тонких колоноподібних утворень із відносно холодної речовини, оточених значно більш гарячою 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 радіусів Сонця, а температура в ній підвищується до 2 млн. К. Яскравість сонячної корони приблизно така ж, як і повного Місяця, 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 -протуберанці. Додаток 4 Джерела енергії Сонця. Умова гравітаційної рівноваги Сонця. Історія існування будь-якої зорі - це боротьба між силою гравітації, яка намагається її необмежено стиснути, і силою газового тиску, спрямована від центра зорі назовні, що намагається розсіяти її у навколишньому міжзоряному просторі. Стан зорі (в даному разі Сонця), в якому сила гравітаційного стискання врівноважується силою газового тиску, називається станом гравітаційної рівноваги. В умовах гравітаційної рівноваги температура Т всередині зорі радіусом R і масою М пропорційна відношенню М/Я. Теоретичні розрахунки дають для Сонця міжзоряному просторі. температуру в центрі близько 15 млн. К. Густина речовини в центрі Сонця 100 г/см3, тиск - близько 220 млрд. атмосфер. Джерела енергії Сонця. Кожна зоря випромінює енергію, яка виробляється при гравітаційному стискуванні та в результаті термоядерних реакцій. Перший спосіб характерний для ранніх етапів еволюції зорі. Сонце давно сформувалось, тому для нього основним джерелом енергії є термоядерний синтез. З теорії випливає, що під час гравітаційного стискання в центрі газопилової хмари виникає зародок зорі, на який «намагається» впасти вся навколишня речовина. У процесі падіння потенціальна енергія перетворюється в кінетичну, а та, у свою чергу, внаслідок зіткнень окремих частинок перетворюється в теплову енергію. Із зменшенням радіуса майбутньої зорі температура в її центрі починає зростати. Протозоря випромінює практично половину звільненої потенціальної енергії в навколишній простір. Друга її половина іде на нагрівання речовини самої зорі. Але гравітаційне стискання може бути джерелом енергії зір лише на відносно коротких етапах їхнього розвитку. У процесі стискання протозорі зростає температура в її центрі, і через деякий час може досягти величини 10000000 К. За такої температури починаються термоядерні реакції. Існує 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 4,3-1011 Дж. Вчені вважають, що запасів водню, який є у сонячному ядрі, вистачить на 10 млрд. років. У другому, вуглецево-азотному циклі також із чотирьох ядер водню утворюється одне ядро гелію, але при цьому вуглець і азот відіграють роль каталізаторів. Ця реакція є неістотною для Сонця, бо відбувається за температур, вищих ніж 15 млн. К, тобто у надрах масивніших, більш гарячих зір. Додаток 5 Сонячна активність та її вплив на Землю. Сукупність явищ на поверхні Сонця, зумовлених процесами в його надрах, називають сонячною активністю. її проявами є плями, факели, протуберанці, спалахи. Що більше цих утворень, то вищою є активність Сонця. Спостереження свідчать, що з часом сонячна активність змінюється. Сонячні плями. У телескоп чи на фотографіях Сонця можна побачити ділянки із зниженою яскравістю - темні плями, які виникають у фотосфері. Температура речовини в них менша, ніж у навколишніх ділянках фотосфери (приблизно 4500 К). За рухом сонячних плям встановлено обертання Сонця навколо осі і зональний характер цього обертання. Сонячні плями, якщо їх розглядати детальніше, не є однорідними. Центральна темніша частина - тінь, або ядро, оточена півтінню. Розміри плям різноманітні і можуть сягати 180 000 км. На фоні яскравої фотосфери плями виглядають чорними, але їхній справжній колір - червонуватий. Особливістю темних плям є наявність у них сильного магнітного поля з індукцією до 0,5 Тл. Сильне магнітне поле перешкоджає рухові плазми, сповільнює конвекцію і у такий спосіб послаблює доступ енергії з надр Сонця. Тому температура у плямах на 1000 - 1500 К нижча, ніж у фотосфері. Зазвичай плями з’являються групами. У групах виділяються дві найбільші плями - ведуча та хвостова, які мають протилежну полярність магнітного поля. Сонячні плями - нестійкі утворення. їхня форма та кількість постійно змінюється. Найчастіше плями виникають в екваторіальній зоні Сонця. Факели. Поряд із плямами у фотосфері часто спостерігаються факели - світлі утворення, що мають складну волокнисту структуру. їхня яскравість трохи переважає яскравість фотосфери, а температура лише на 200 -300 К вища. Факели є повсюдними супутниками плям. Оскільки в самій плямі потік енергії з надр Сонця менший, то ділянка поруч з плямою - факел - це місце, де її надходить більше. Протуберанці. У внутрішніх шарах корони виникають величезні потоки плазми аркоподібної чи фонтаноподібної форми - протуберанці (від латинського «протуберо» - здуватись). Протуберанці - це утворення, в яких речовина підіймається над сонячною поверхнею і утримується над нею завдяки магнітному полю. Температура речовини протуберанця в сотні разів менша за температуру навколишньої плазми, а густина в стільки ж разів більша. Форма, розміри та розвиток протуберанців визначається магнітним полем. Існують спокійні протуберанці, які місяцями висять над хромосферою, повільно змінюючись і поступово зникаючи. По-іншому поводять себе еруптивні протуберанці. Раптово із швидкістю до 700 км/с речовина такого протуберанця піднімається вгору на сотні тисяч кілометрів і так само швидко падає вниз. Сонячні спалахи - різкі збільшення яскравості незначних ділянок хромосфери над групами сонячних плям. Тривалість спалахів різноманітна і залежить від потужності. Невеликі спалахи тривають кілька хвилин. У роки максимуму сонячної активності трапляються грандіозні спалахи тривалістю до 7 годин. За сучасними уявленнями, спалах - це раптове виділення енергії, накопиченої у магнітному полі активної зони. При цьому виділяється до 1025 Дж енергії і в міжпланетний простір зі швидкістю до 30000 км/с викидаються мільярди тонн речовини. При сонячних спалахах заряджені частинки розганяються і речовина дуже нагрівається, тобто створюються сприятливі умови для протікання термоядерних реакцій синтезу. Під час спалахів різко зростає інтенсивність рентгенівського, ультрафіолетового та радіовипромінювання. За міру сонячної активності прийнято число Вольфа W = 10 • g + ƒ, де g - кількість груп сонячних плям, ƒ - загальна кількість плям. Наприклад, якщо плям нема, W = 0; якщо є одна пляма (відповідно одна група), то W = 11; якщо є 4 групи, у яких загалом 15 плям, W = 10 • 4 + 15 = 55. У роки підвищеної активності Сонця значно збільшується кількість плям W більше 100), факелів та потужних протуберанців, часто відбуваються сильні спалахи. У 1844 році Г. Швабе виявив 11-річний цикл сонячної активності. У кожному циклі активність Сонця зростає близько 4 років, а потім 7 років затухає. Вчені ведуть умовну нумерацію циклів. Першим вважають той, що розпочався в 1755 р. З 1996 року триває 23-й цикл. Коли сонячна активність досягає свого піку, щодоби може статися до 10 спалахів на Сонці. Вже через 8 хв. 20 с після спалаху потужний потік жорсткого електромагнітного випромінювання сягає Землі, створюючи додаткову іонізацію повітря. Внаслідок цього погіршується короткохвильовий радіозв'язок. Згодом орбіти нашої планети досягають підсилені спалахом потоки сонячного вітру і значно деформують магнітосферу Землі. Виникають магнітні бурі - сильні раптові зміни характеристик геомагнітного поля Землі. Під час магнітних бур з’являються полярні сяйва, виникають порушення телеграфно-телефонного зв’язку, погіршується сон та самопочуття людей, збільшується кількість інсультів та інфарктів. Сильні магнітні бурі можуть навіть провокувати землетруси в сейсмічно активних районах Землі. Сонячна активність впливає на клімат, погоду, біосферу нашої планети. Помічено, що в роки максимуму активності світила швидше ростуть дерева. Підвищується розмноження деяких комах (сарани), бурхливо поширюються епідемії (це пов’язано як із зростанням кількості хвороботворних бактерій та вірусів, так і з послабленням імунітету людей). Для реєстрації центрів сонячної активності у світі створена система неперервного стеження за станом Сонця - так звана служба Сонця. |
|
Урок узагальнення і систематизації знань і вмінь учнів. ХІД УРОКУ:... Форми організації навчальної діяльності: фронтальна, індивідуальна, робота в парах, робота в групах |
Урок засвоєння нових знань Хід уроку І. Організаційний момент. Привітання,... Навчальна: ознайомити учнів із неклітинними формами життя; розглянути особливості будови і життєві цикл вірусів; обговорити можливі... |
|
Уроку: засвоєння нових знань Хід уроку Навчальна: ознайомити учнів з поняттям «глобальна проблема», з’ясувати необхідність природоохоронних заходів з метою охорони середовища... |
Урок засвоєння нових знань. ХІД УРОКУ І. Організаційний момент >ІІ.... Франсіско Гойя; розвивати зацікавленість мистецтвом, спостережливість, інтерес до світової культурної спадщини, естетичні смаки,... |
|
Мотивація навчальної Мета: Сформувати і розширити поняття «мотив», «мотивація». Довести важливість мотивації для навчальної діяльності в початковій школі.... |
Тема: «Історія і фольклор». Цілі Актуалізація опорних знань, повідомлення теми, мети й завдань уроку; мотивація навчальної діяльності |
|
Уроку: урок засвоєння нових знань. КМЗ уроку Мета уроку: вивчити види впливу електричного струму на організм людини, особливості ураження електрострумом |
Урок засвоєння нових знань Мета уроку: поглибити знання учнів про малі тіла Сонячної системи; формувати й розвивати в учнів наукові знання, які необхідні для... |
|
Урок засвоєння нових знань Мета уроку: ознайомити учнів з життєвим та творчим шляхом письменника, основними засадами натуралізму; вдосконалювати усне мовлення... |
Конспект відкритого уроку з англійської мови в 6 класі з теми «Погода. Одяг.» Тип уроку: комбінований (урок засвоєння нових знань та формування вмінь та навичок) |