Урок засвоєння нових знань

Скачати 82.68 Kb.

Назва	Урок засвоєння нових знань
Дата	25.12.2013
Розмір	82.68 Kb.
Тип	Урок

bibl.com.ua > Фізика > Урок

Тема. Будова Сонця. Джерела його енергії.

Мета: розвивати ключову компетентність: вміння вчитися; ознайомити учнів з поняттям гравітаційної рівноваги, джерелами енергії й внутрішньою будовою Сонця; активізувати пізнавальну діяльність учнів; виховувати толерантне ставлення до однокласників.

Тип уроку: урок засвоєння нових знань.

Хід уроку:

І. Пояснення нового матеріалу.

1. Умова рівноваги і температура в центрі Сонця.

Сонце – велетенська газова куля. Кожен елемент її маси М, що знаходиться на відстані r від центра, притягається у напрямку до центра. Здавалося б, під дією сили тяжіння повинен настати колапс – швидке падіння речовини у центр Сонця. Тим часом Сонце існує близько 5 млрд. років, і астрономи „віщують” йому ще стільки ж у майбутньому. Чому це можливо?

Й. С. Шкловський, відомий астроном радянських часів, дуже образно висловився з цього приводу: ”...Історія існування будь – якої зорі – це справді титанічна боротьба між силою гравітації, яка намагається її необмежено стиснути. І силою газового тиску, що намагається її „розпорошити”, розсіяти у навколишньому міжзоряному просторі. Мільйони і мільйони років триває ця „боротьба”. Упродовж цих дивовижно великих строків сили рівні. Та врешті – решт перемога буде за гравітацією. Така драма еволюції кожної зорі”.

Справді, якби сила тяжіння нічим не зрівноважувалась, то речовина зовнішніх шарів під дією гравітації вже за 5 хвилин вільно упала б у центр Сонця. Протидіє силам гравітації сила газового тиску, спрямована від центра Сонця назовні. Стан зорі (в даному разі Сонця), в якому внутрішній тиск газу і випромінювання зрівноважує вагу речовини, розміщеної вище, називається станом гравітаційної рівноваги.

В умовах гравітаційної рівноваги температура Т всередині зорі радіусом R і масою М пропорційна відношенню М/R. Теоретичні розрахунки дають для Сонця температуру в центрі близько Т_ц ≈ 15 000 000 К. За такої температури всередині тиск протистоїть силі тяжіння. Густина речовини в центрі Сонця ρ ≈ 100 г/см³, тиск - близько 220 млрд. атмосфер.

2. Джерела енергії Сонця.

За останні 150 років було висловлено багато гіпотез щодо природи джерел енергії Сонця і зір. Зрештою було з'ясовано, що реальне значення мають лише такі джерела як гравітаційне стискання і термоядерний синтез.

За сучасними уявленнями, зорі формуються з фрагментів газово-пилових хмар. У центрі такої 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. І якщо спочатку температура у згаданому фрагменті була низькою, то зі зменшенням радіуса майбутньої зорі температура в її центрі починає зростати.

З теорії випливає, що під час гравітаційного стискання протозоря випромінює практично половину звільненої потенціальної енергії в навколишній простір. Друга її половина іде на нагрівання речовини самої зорі.

Підрахуймо, як довго вона буде світитися за рахунок своєї потенціальної енергії.

Отже, зоря з масою М і радіусом R характеризується потенціальною енергією W :

;

Якщо прийняти, що світність зорі (протозорі) з часом не змінюється і рівна спостережуваній тепер, то час стискання зорі або час, на який вистачить її потенціальної енергії, дорівнює

;

За сучасної світності Сонця

= 3,85*10²⁶ Вт/с і значенні його потенціальної енергії

= 5,9*10⁴¹ Дж неважко підрахувати, що Сонце висвітило б половину цієї енергії за 24 млн. років, і якби не існувало інших джерел енергії, то воно вже давно припинило б своє існування. Тому 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 вона може досягти величини 10 000 000 К. За такої температури починаються термоядерні реакції перетворення водню на гелій. Першою і найефективнішою з реакцій термоядерного синтезу в умовах Сонця є утворення з чотирьох протонів ядра атома гелію за схемою 4¹Н

⁴Не.

Винятково важливою обставиною є те, що маса ядра гелію майже на 1% менша за масу чотирьох протонів. Ця втрата маси, що називається дефектом маси, і є причиною виділення внаслідок ядерних реакцій великої кількості енергії. її величина, згідно з формулою Ейнштейна, дорівнює

Е = тс². Енергія, що виділяється під час утворення одного ядра гелію, дорівнює

4,3*10 ^-11 Дж.

Реакції синтезу гелію і енерговиділення, яке їх супроводжує, найбільш інтенсивно відбуваються в центрі Сонця, де температура і тиск найвищі. Вони загалом можуть перебігати двома шляхами.

Найістотнішою в надрах Сонця є реакція протон-протонного циклу. Цикл починається з украй рідкісної події - перетворення протона на нейтрон при його особливо тісному зближенні з іншим протоном; ця подія називається β-розпадом протона, бо під час розпаду утворюється позитивна β-частинка - позитрон. Схема цього циклу така:

р + р

D + е⁺ + ν +1,44 МеВ,

D + р

³Не + γ,

³Не + ³Не

⁴Не + 2 р + γ.

Виникає питання: якщо у надрах Сонця відбуваються ядерні реакції, то що регулює їхню швидкість, чому Сонце не вибухає, як термоядерна бомба? Відповідь приховується у перiшiй із трьох реакцій циклу. Ймовірність того, що при зближенні двох протонів один із них перетвориться в нейтрон, надзвичайно мала. Ця подія може відбутись один раз на 14 млрд. років. За такий час число протонів у певному об'ємі зменшується удвічі. І тільки тому, що число протонів у Сонці надзвичайно велике, цих реакцій відбувається достатньо для того, щоб підтримувати необхідну для їхнього перебігу температуру.

У другому, вуглецево-азотному циклі, також із чотирьох ядер водню (протонів) утворюється одне ядро гелію, але при цьому вуглець і азот відіграють роль каталізаторів. Ця реакція значно менш істотна в умовах Сонця, бо потребує як більшого вмісту вуглецю, так і вищої температури в його надрах.

Маючи таке джерело енергії як термоядерний синтез, Сонце може світити близько 10 мільярдів років.

3. Внутрішня будова Сонця.

Як і всі зорі, Сонце — розжарена газова куля. В основному воно складається з водню з домішками 10 % (за кількістю атомів) гелію. Кількість атомів усіх разом узятих інших елементів приблизно в 1000 раз менша. Однак маса цих важчих елементів становить 1 — 2 % маси Сонця.

На Сонці речовина дуже іонізована, тобто атоми втратили свої зовнішні електрони й разом з ними стали вільними частинками іонізованого газу — плазми.

Середня густина сонячної речовини g  1400 кг/м³. Це значення сумірне з густиною води і в тисячу раз більше від густини повітря біля поверхні Землі. Однак у зовнішніх шарах Сонця густина в мільйони разів менша, а в центрі — у 100 раз більша, ніж середня густина.

Під дією сил гравітаційного притягання, спрямованих до центра Сонця, в його надрах створюється величезний тиск: р = 6,6*10¹³Па, тобто тиск у мільярд разів більший за атмосферний тиск.
З

а газовими законами тиск пропорційний температурі й густині. Це дає можливість визначити температуру в надрах Сонця.

Точні обчислення, які враховують зростання густини й температури до центра, показують, що в центрі Сонця густина газу становить близько 1,5*10⁵ кг/м3 (у 13 раз більша, ніж у свинцю!), тиск — близько 2*10¹⁸ Па, а температура — близько 15 000 000 К.

При такій температурі ядра атомів водню (протони) мають дуже великі швидкості (сотні кілометрів за секунду) і можуть стикатися одне з одним, незважаючи на дію електростатичної сили відштовхування. Деякі зіткнення завершуються ядерними реакціями, в результаті яких з водню утворюється гелій і виділяється велика кількість тепла. Ці реакції є джерелом енергії Сонця на сучасному етапі його еволюції. Внаслідок цього кількість гелію в центральній частині світила поступово збільшується, а водню — зменшується.

Потік енергії, що виникає в надрах Сонця, передається в зовнішні шари й розподіляється на дедалі більшу площу. Внаслідок цього температура сонячних газів спадає з віддаленням від центра. Залежно від значення температури й характеру процесів, що нею визначаються, все Сонце можна умовно поділити на 4 частини:

1) внутрішня, центральна частина (ядро), де тиск і температура забезпечують перебіг ядерних реакцій.

2

) «промениста» зона (відстань від 1/3 до 2/3 ), в якій енергія передається назовні від шару до шару внаслідок послідовного вбирання і випромінювання квантів електромагнітної енергії;

3) конвективна зона — від верхньої частини «променистої» зони майже до самої видимої межі Сонця. Тут температура швидко зменшується з наближенням до видимої межі світила, внаслідок чого відбувається перемішування речовини (конвекція), подібне до кипіння рідини в посудині, яка підігрівається знизу;

4) атмосфера, що починається відразу за конвективною зоною і простягається далеко за межі видимого диска Сонця. Нижній шар атмосфери містить тонкий шар газів, який ми сприймаємо як поверхню Сонця. Верхніх шарів атмосфери безпосередньо не видно, їх можна спостерігати або під час повних сонячних затемнень, або за допомогою спеціальних приладів.

Від центра Сонця і до віддалі (0,2-0,3) R_ знаходиться його ядро - зона, де зосереджена половина сонячної маси і виділяється практично вся енергія, що змушує його світитись. Оскільки перенос енергії в ядрі відбувається не конвекцією, а пере випромінюванням квантів, такий стан ядра називають променистим.

На віддалі понад 0,З R_ від центра температура і тиск стають меншими ніж 5 млн. К і 10 млрд. атмосфер. За таких умов ядерні реакції відбуватися не можуть. Енергія, утворена в ядрі, лише передається далі шляхом поглинання у-квантів із більших глибин і наступного їх пере випромінювання. При цьому замість одного поглинутого у-кванта великої енергії атоми, як правило, послідовно випромінюють кілька квантів з меншою енергією. Як наслідок, жорсткі γ-кванти дробляться на менш енергійні, і врешті-решт до фотосфери дістаються кванти видимого і теплового випромінювання, які остаточно і вивільняються назовні.

Зона, в якій енергія переноситься шляхом поглинання випромінювання і наступного його пере випромінювання, називається зоною променистої рівноваги. Практично усі надра Сонця перебувають у стані променистої рівноваги.

Вище цього рівня зростає непрозорість речовини, і випромінювання, замкнуте під її товщею, не встигає відводити все вироблене «тепло». Тому в перенесенні енергії починає брати участь сама речовина, і безпосередньо під фотосферою вздовж останніх О,2 R_ утворюється конвективна зона, де енергія переноситься шляхом конвекції. Інакше кажучи, при поверхневий шар Сонця «кипить», тобто перебуває у стані конвективної рівноваги. Одним із проявів конвекції у фотосфері Сонця є грануляція.

За розрахунками близько 5 % енергії, яка вивільняється в надрах Сонця, виносять нейтрино. З 1967 р. дослідники намагаються зареєструвати теоретично обчислену кількість нейтрино з допомогою нейтринних детекторів. Але і в наш час, коли вже отримано нейтринні зображення Сонця, такої їхньої кількості, яка б відповідала теоретичним розрахункам, не виявлено. Можливо, це пов'язано з недосконалістю методик реєстрації нейтрино, а, може, найближчим часом доведеться переглядати наші уявлення про ті процеси, які відбуваються в надрах Сонця та про природу нейтрино.

В цілому процес передачі енергії від центральних областей до фотосфери дуже повільний і триває мільйони років.

ІІ. Запитання для закріплення

1. За рахунок протидії яких сил існує Сонце?

2. Що таке термоядерний синтез?

3. Чому Сонце не вибухає, як термоядерна бомба?

4. Назвіть складові внутрішньої будови Сонця?

ІІІ. Домашнє завдання:

А. І. Климишин, І. П. Крячко, стор. 120 – 123.

Додаткова література:

Климишин І. А., Тельнюк – Адамчук В. В. Шкільний астрономічний довідник.(К.: Рад. шк., 1990).

СПИСОК ВИКОРИСТАНИХ ДЖЕРЕЛ:

Література:

1. Астрономія: 11 кл.: підручник для загальноосвітніх навчальних закладів:рівень стандарту, академічний рівень / М. П. Пришляк; за заг. ред.

Я. С. Яцківа. – Х.: Вид-во «Ранок», 2011. – 160 с.: іл.

2. Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією

І.А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів: ЛНУ—ГАО НАНУ,

2003. — 547с. — ISBN 996-613-263-X, УДК 52(031).

3. http://space.vn.ua/space-photo

4 http://uk.wikipedia.org/wiki

Схожі:

Урок засвоєння нових знань Мета: засвоєння знань про види та причини дефектів тіста; формування вмінь при виготовленні різноманітних кондитерських виробів;...	УРОК У 5-МУ КЛАСІ Тема. Стилізація і декоративна переробка рослинних форм Тип уроку. Комбінований урок засвоєння нових знань, формування умінь і творче застосування їх на практиці
Уроку. Урок засвоєння нових знань. Обладнання Мета: Ознайомитись з різноманітністю плазунів, їх особливостями та роллю в природі	Урок засвоєння нових знань (формування мовної компетенції) Тема. Складнопідрядні речення з підрядними обставинними наслідковими, допустовими
ТЕМА: Фізичні та хімічні властивості Тип уроку: урок засвоєння нових знань (за методикою особисто орієнтованого навчання)	Урок засвоєння нових знань Серед граматичних категорій час – найхарактерніша ознака дієслова, що відрізняє його від іменних частин мови
Урок засвоєння нових знань. Методи і прийоми: «розповідь» Тема уроку: Анна Ахматова. Риси акмеїзму в її творчості. Поема «Реквієм» (пізня поезія Ахматової)	Урок засвоєння нових знань Мета: викликати зацікавленість особистістю та творчістю американського письменника, розвивати навички виразного читання, цитування,...
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)	Уроку: урок засвоєння нових знань. КМЗ уроку Мета уроку: вивчити види впливу електричного струму на організм людини, особливості ураження електрострумом

Додайте кнопку на своєму сайті:
Портал навчання