сонце — наша зоря

1. Дата проведення __________
Урок 12
Тема уроку. Сонце — наша зоря.
Мета уроку: ознайомити учнів з будовою Сонця та джерелом сонячної енергії; з'ясувати
причини сонячної активності, яка виявляється у вигляді плям та хромосферних спалахів;
показати значний вплив сонячних процесів на життя нашої планети; зацікавити учнів
проблемою ширшого використання сонячного випромінювання як альтернативного джерела
енергії.
Тип уроку: комбінований.
Наочні посібники: комп'ютерні програми, відеофільми, фотографії, слайди, сонячний
спектр, спостереження сонячних плям.
План розкриття теми уроку
1. Визначення основних фізичних характеристик Сонця: радіус та маса, температура та
хімічний склад, сонячна стала та світність.
2. Будова Сонця: фотосфера, хромосфера, корона, конвективна зона, ядро.
3. Джерело сонячної енергії — термоядерні реакції. Дефект маси.
4. Сонячна активність: магнітне поле та плями, хромосферні спалахи, 11-річний цикл
сонячних процесів.
5. Вплив сонячної активності на Землю.
6. Використання сонячної енергії в народному господарстві.
Загальний коментар
Добре відомий вислів: Сонце — джерело життя на Землі. У біології це пов'язано з тим,
що сонячне випромінювання є джерелом енергії для процесів фотосинтезу в рослинах, а рос-
лини є початковою ланкою основних трофічних (харчових) ланцюгів у біосфері. В
астрофізиці справедливість цього висновку засвідчують ще переконливіші факти. Справа,
по-перше, у тому, що середнє значення енергії фотонів сонячного випромінювання — 1,4 еВ.
Отже, певна кількість сонячних фотонів має енергію в кілька електрон-вольтів, а це енергія
електронів в атомах та енергія хімічних, а відтак і біохімічних процесів. По-друге, живі
організми — це відкриті антиентропійні структури, для функціонування яких потрібна
термодинамічна неврівноваженість навколишнього середовища. Така неврівноваженість на
поверхні Землі створюється насамперед значною різницею температури поверхні та атмо-
сфери Землі ( 300 К) і температури сонячного випромінювання ( 6000 К).
Дуже важливою обставиною є й те, що Сонце — це найближча до нас зоря і можливість
детального вивчення цієї типової зорі головної послідовності має дуже велике значення для
вивчення зір узагалі. Тому знання основних характеристик Сонця (його маси, розміру та
світності) важливе не тільки для вивчення Сонця як центрального тіла нашої планетної
системи, а й з точки зору вивчення зоряного світу, нашої зоряної системи — Галактики.
Цікаво, що досі не вдалося знайти іншої зорі, яка в межах похибок визначення була б за
всіма основними характеристиками подібною до нашого Сонця.
Кілька десятиріч однією з найбільш складних проблем вивчення Сонця була проблема
сонячних нейтрино. Під час перебігу протон-протонного циклу ядерних реакцій перетворен-
ня Гідрогену в Гелій утворюються електронні нейтрино. І коли за допомогою спеціальних
нейтринних детекторів вдалося виміряти потік сонячних нейтрино, то він виявився
приблизно втричі меншим від його розрахункового значення. Неодноразово робилися спроби
пояснити цей факт, при цьому нерідко вони пов'язувалися з досить радикальними змінами в
нашому уявленні або про умови та процеси в надрах Сонця, або навіть про основи ядерної
фізики. І лише нещодавно проблему сонячних нейтрино було розв'язано.
Відомо, що існують три сорти нейтрино — електронне, мюонне й таонне. Останні два
відповідають ще двом легким частинкам (лептонам) — -мезону (мюону) і -мезону (таону).
Теорія вже давно передбачувала нейтринні осциляції, тобто явище спонтанного
перетворення одного сорту нейтрино в інші. Але тільки кілька років тому за допомогою
астрофізичних спостережень астрономи змогли експериментально підтвердити існування
1

2. цього явища. І як тільки експеримент із вимірювання сонячних нейтрино був поставлений
таким чином, що детектувалися нейтрино всіх трьох сортів, то значення їхнього повного
потоку збіглося в межах похибок вимірювання з тим, яким він і мусить бути під час перебігу
протон-протонного циклу ядерних реакцій у ядрі Сонця.
Що стосується використання сонячної енергії в народному господарстві, то за
сприятливих умов вона може й мусить бути важливим джерелом екологічно чистої енергії.
Але лише допоміжним. Її суттєве використання можливе в майбутньому, після створення
потужних орбітальних геліоелектростанцій.
Фізичні характеристики Сонця
Сонце
Радіус 109 RÅ
Маса 330000 MÅ
Середня густина 1,4 г/см3
Хімічний склад за
масою, %:
Н2 71
Не 27
Світність 4*1026 Вт
Температура, К:
фотосфери 5780
ядра 15000000
Сонячна стала q —
енергія, що отримує 1 м2
поверхні Землі за 1 с,
якщо сонячні промені
падають пер-
пендикулярно до по-
верхні. За сучасними
даними на межі верхніх
шарів атмосфери Землі
величина сонячної сталої
дорівнює q = 1,4 кВт/м2
Сонце — одна з мільярдів зір нашої Галактики, центральне світило в Сонячній системі,
вік якого близько 5 млрд років. Воно дає Землі тепло і світло, що підтримує життя на нашій
планеті. Сонце розташовується на близькій відстані від Землі — усього 150 млн км, тому ми
бачимо його у формі диска. Вивчення Сонця має дуже важливе практичне значення для
розвитку земної цивілізації.
Температура Сонця вимірюється за допомогою законів випромінювання чорного тіла.
Сонце випромінює електромагнітні хвилі різної довжини, які нашим оком сприймаються як
біле світло. Насправді, біле світло складається з цілого спектра електромагнітних хвиль від
червоного кольору до фіолетового, але Сонце випромінює найбільше енергії у жовто-зеленій
частині спектра, тому астрономи називають Сонце жовтою зорею. Температура на поверхні
Сонця становить 5780 К.
Світність Сонця L визначає потужність його випромінювання, тобто кількість енергії,
що випромінює поверхня Сонця у всіх напрямках за одиницю часу. Для визначення світності
Сонця треба виміряти сонячну сталу q — енергію, яку отримує 1 м2 поверхні Землі за 1 с за
2

3. умови, що Сонце розташоване в зеніті. Для визначення світності Сонця необхідно величину
сонячної сталої помножити на площу сфери з радіусом R:
L = 4pR2 ×q » 4 ×1026 Вт, де R=1,5*1011 м — відстань від Землі до Сонця.
Будова Сонця
Сонце — величезна розжарена плазмова куля, що має складну будову її зовнішніх і
внутрішніх шарів.
У результаті фізичних процесів, що протікають в надрах Сонця, безперервно
виділяється енергія, яка передається зовнішнім шарам і розподіляється на все більшу площу.
Внаслідок цього з наближенням до поверхні температура сонячної плазми поступово зни-
жується. Залежно від температури та характеру процесів, що визначаються цією
температурою, Сонце умовно розділяють на такі області з різним фізичним станом речовини
та розподілом енергії: ядро, зона радіації, конвективна зона та атмосфера (рис. 12.1).
3

4. Центральна область (ядро) займає відносно невеликий об'єм, але завдяки
великій густині ядра, яка збільшується до центра, там зосереджена значна
частина маси Сонця. Величезний тиск та надвисока температура
забезпечують протікання термоядерних реакцій, які є основним джерелом
енергії Сонця. Радіус ядра становить приблизно 1/3 радіуса Сонця.
Ядро —
центральні
області Сонця, де
протікають
термоядерні
реакції
Зона радіації —
зона, де енергія
переноситься
шляхом пере-
випромінювання
окремих квантів
Конвективна
зона —
зона, де
здійснюється
передача енергії
шляхом
перемішування —
більш гарячі
комірки
спливають угору,
а холодні
опускаються
донизу
У зоні променистої рівноваги, або зоні радіації, що оточує ядро на відстані до 2/3 радіуса
Сонця, енергія поширюється шляхом послідовного поглинання і наступного
перевипромінювання речовиною квантів електромагнітної енергії.
У конвективній зоні (від верхнього шару зони радіації, майже до
самої видимої межі Сонця — фотосфери) енергія передається вже не
випромінюванням, а за допомогою конвекції, тобто шляхом пере-
мішування речовини, коли утворюються своєрідні окремі комірки, які
трохи відрізняються одна від одної температурою та густиною.
Атмосферою вважаються зовнішні шари Сонця, що умовно
поділені на три оболонки. Найглибший шар атмосфери Сонця, що
складається з газів,— фотосфера (від грец.— сфера світла), 200—300
км завтовшки, сприймається нами як поверхня Сонця (рис. 12.2).
Густина газів у фотосфері в мільйони разів менша за густину повітря
біля поверхні Землі, а температура фотосфери зменшується з висотою.
Середній шар фотосфери, випромінювання якого ми сприймаємо, має
температуру 5780 К.
У сонячний телескоп можна спостерігати структуру фотосфери, у
якій конвекційні комірки мають вигляд світлих і темних зерен —
гранул (рис. 12.3). Над фотосферою розташована хромосфера (від грец.
— кольорова сфера), де атомами різних речовин утворюються темні лінії
поглинання у спектрі Сонця (рис. 12.4). Загальна товщина хромосфери
становить 10—15 тис. км, а температура у її верхніх шарах сягає
100000 К.
4

5. Над хромосферою розміщений зовнішній шар атмосфери Сонця — сонячна корона,
температура якої сягає кількох мільйонів градусів. Речовина корони, яка постійно витікає у
міжпланетний простір, називається сонячним вітром.
Сонячна активність
Сонячна активність визначається кількістю плям та їхньою загальною площею.
Дослідження показали, що температура всередині плями досить висока і сягає 4500 К, але
пляма здається темною на тлі більш гарячої фотосфери з температурою 5780 К (рис. 12.5,
12.6). Виникає питання: що знижує температуру всередині плями? Плями на Сонці можуть
існувати протягом кількох місяців, тому виникла гіпотеза, що якийсь процес гальмує
конвекцію плазми в сонячній плямі та підтримує різницю температур. Зараз доведено, що
таким «ізолятором» є сильне магнітне поле, яке взаємодіє з електрично зарядженими
частинками плазми і гальмує конвекційні процеси всередині плями.
Ще одна загадка активності Сонця захована в її періодичності — цикл зміни кількості
плям повторюється приблизно через кожні 11 років (рис. 12.7).
Для допитливих
Плями зв'язані між собою магнітними силовими лініями подібно до полюсів магніту —
кожна пляма має свою полярність. Так само, як неможливо розділити північний та південний
полюси магніту, так і сонячні плями існують тільки парами, які мають різні магнітні
полярності. Якщо врахувати полярність плям, то цикл сонячної активності триває приблизно
22 роки.
Вплив сонячної активності на Землю
Досліджуючи Сонце за допомогою супутників та AMC, астрономи виявили його сильне
корпускулярне випромінювання — потік елементарних частинок (протонів, нейтронів,
5

6. електронів). Наприклад, під час так званих хромосферних спалахів, які вибухають поблизу
плям, виділяється така величезна енергія, яку можна порівняти з випромінюванням всієї
фотосфери Сонця. Не треба плутати спалахи з протуберанцями. Протуберанці (від лат.
protubero — здуваюсь) існують постійно — це щільні холодні хмари водню, які піднімаються в
Протуберанці —
щільні
хмари водню, які
підіймаються в
корону вздовж
магнітних ліній
Хромосферний
спалах —
тимчасове значне
посилення
яскравості
обмеженої
ділянки
хромосфери
Сонця,
вибуховий викид
речовини і енер-
гії, яка
накопичена в
магнітному полі
сонячних плям
Магнітна
буря — збурення
магнітного поля
Землі під
впливом спалаху
на Сонці. У цей
час виникають
неполадки в
радіозв'язку та
електронних
приладах,
погіршується са-
мопочуття людей
корону і рухаються вздовж магнітних силових ліній. Завдяки протуберанцям відбувається
обмін речовин між хромосферою і короною.
Спалах виникає між двома плямами з протилежною полярністю, коли протягом кількох
годин температура в цій зоні зростає до 5 • 106 К і виділяється енергія 1021—1025 Дж, що
майже сумісне зі світністю Сонця у видимій частині спектра. Під час спалаху енергія
випромінюється в основному в невидимій частині спектра (радіо, ультрафіолетовому та
рентгенівському діапазоні). Під час спалахів у міжпланетний простір також викидаються
потоки заряджених частинок, які летять зі швидкістю до 20000 км/с (рис. 12.8). Через кілька
годин після спалаху корпускулярні потоки можуть долетіти до Землі й викликати збурення її
магнітного поля та свічення іоносфери, що проявляється у вигляді інтенсивних полярних
сяйв.
6

7. Висновки
Основним джерелом енергії для
нашої цивілізації
є Сонце, яке дає
нам не тільки тепло, але й суттєво впливає на всі процеси, що відбуваються на Землі.
Ми визначили розміри, масу, температуру і світність Сонця; знаємо, що джерелом
сонячної енергії є термоядерні реакції у його надрах, і розгадали причину зниження
температури в сонячних плямах. Але залишаються нерозгаданими причини сонячної
активності й чому існує 11-річний цикл появи плям. У майбутньому сонячне світло стане
основним джерелом електричної енергії як на Землі, так і в космічних поселеннях при
освоєнні інших планет.
Тести
1. Сонячна стала визначає:
А. Кількість енергії, що випромінює Сонце за рік. Б. Кількість енергії, що випромінює Сонце
за 1 с. В. Температуру Сонця. Г. Кількість енергії, яку отримує вся поверхня Землі за одиницю
часу. Д . Енергію, яку отримує 1м 2 поверхні Землі за 1 с, якщо сонячні промені падають
перпендикулярно до поверхні.
2. Для визначення світності Сонця необхідно знати:
А. Радіус Сонця. Б. Радіус Землі. В . Відстань від Землі до Сонця. Г. Температуру на поверхні
Землі. Д. Температуру на поверхні Сонця.
3. Які з цих хімічних елементів найбільш поширені на Сонці?
А. Оксиген і Ферум. Б . Гідроген і Гелій . В. Гідроген і Оксиген. Г. Нітроген і Оксиген. Д. Ферум і
Нітроген.
4. У результаті якого процесу виділяється енергія в надрах Сонця?
А. Ядерної реакції. Б. Гравітаційного стиснення. В . Термоядерної реакції . Г. Горіння водню. Д.
Падіння метеоритів.
5. Грануляція у фотосфері утворюється в результаті того, що:
А. Корона дуже гаряча. Б . Енергія передається конвекцією . В. Плями дуже холодні. Г.
Випромінюються нейтрино. Д. На поверхні Сонця є хвилі.
6. Сонце називають жовтою зорею, у той час як для більшості людей воно має білий
колір. Як пояснити цю суперечність?
Сонце випромінює електромагнітні хвилі завдовжки від 400 нм (фіолетова частина спектра)
до 700 нм (червона частина спектра), суміш яких ми називаємо білим світ лом. Але найбільше
енергії Сонце випромінює в жов то-зеленій частині спектра на довжині хвилі близько 500 нм,
тому астрономи мають право називати Сонце жовтою зорею.
7. Що знижує температуру всередині сонячних плям?
Температура всередині сонячної плями знижується завдя ки сильному магнітному полю, яке
зупиняє конвекцію.
8. Яке явище астрономи називають сонячною активністю?
Сонячна активність — це явище, пов'язане з хромосфер ними спалахами та зростанням
короткохвильового випро мінювання Сонця .
9. Які процеси на Сонці можуть суттєво впливати на стан земної атмосфери?
7

8. На стан земної атмосфери суттєво впливають хромосферні спалахи, які виникають поблизу
плям, і пов'язана з цим зміна кількості частинок із великою енергією в сонячно му вітрі .
Додаткові тести та вправи й відповіді на них
12.1. Температуру на поверхні Сонця можна визначити за допомогою:
А. Термометра. Б. Законів Кеплера. В. Спектра Сонця. Г. Закону всесвітнього тяжіння. Д.
Закону Гука. Відповідь. В.
12.2. Речовина на Сонці перебуває в такому стані:
А. Твердому. Б. Газоподібному. В. Рідини. Г. Плазми. Д. М'якому. Відповідь. Г.
12.3. Шар Сонця, що випромінює світло, називається:
А. Фотосфера. Б. Корона. В. Хромосфера. Г. Ядро. Д. Зона радіації.
Відповідь. А.
12.4. Температура в центрі Сонця дорівнює:
А. 6000 К. Б. 10 000 К. В. 15 000 К. Г. 1 500 000 К. Д. 15 000 000 К. Відповідь. Д.
12.5. Температура в плямі знижується, бо:
A. Сонце гасне. Б. На Сонці закінчується ядерне паливо.
B. Магнітне поле гальмує в плямі конвекцію. Г. У плямі виникає чорна діра. Д. У плямі
плавають шматки урану. Відповідь. В.
12.6. Грануляція у фотосфері Сонця — це вияв:
А. Конвенції. Б. Конвекції. В. Гравітації. Г. Закону Архімеда. Д. Закону Кулона. Відповідь. Б;
Г.
12.7. Джерелом енергії в ядрі Сонця є термоядерні реакції, у яких «паливом» слугує:
А. Уран. Б. Радій. В.Плутоній. Г. Водень. Д. Гелій. Відповідь. Г.
12.8. Кількість сонячних плям змінюється з періодом:
А. 5 років. Б. 3 роки. В. 11 років. Г. 19 років. Д. 22 роки. Відповідь. В; Д.
12.9. Температура сонячної корони сягає:
А. 2 000 000 К. Б. 20 000 К. В. 10 000 К. Г. 6000 К. Д. 2000 К.
Відповідь. А.
12.10. Магнітна буря — це явище збурення магнітного поля Землі під дією:
А.Космічнихпроменівіз міжгалактичногопростору.Б.Ма- гнітного поля сонячних плям. В.
Спалаху на Сонці. Г. Полярного сяйва. Д. Грозових розрядів в атмосфері Землі. Відповідь. В.
12.11. Чому Сонце на горизонті, коли воно сходить і заходить, має червоний колір?
Відповідь. Коли Сонце знаходиться на горизонті, то його промені пронизують набагато
більший шар атмосфери порівняно з кульмінацією. У земній атмосфері відбувається досить
сильне поглинання та розсіювання електромагнітних хвиль у синій частині спектра, тому
колір нашого неба блакитний. У червоній частині спектра поглинання набагато менше, тому
Сонце на горизонті має червоний колір.
12.12. Коли Сонце заходить, його яскравість зменшується і тоді неозброєним оком можна
побачити сонячні плями. Обчисліть мінімальний діаметр плями, яку ще можна було б по-
бачити без оптичних приладів.
Відповідь. Кутовий діаметр плями, яку ще можна побачити на Сонці, має бути не меншою
від роздільної здатності ока . Лінійний діаметр плями має бути не меншим від 50 000 км.
12.13. За допомогою третього узагальненого закону Кеплера обчисліть масу Сонця.
Розв'язання. , де а — велика піввісь земної
орбіти; О — гравітаційна стала; Т — період обертання Землі навколо Сонця.
12.14. Наскільки зменшується за 1 рік маса Сонця внаслідоктер- моядерних реакцій?
Відповідь. Так званий дефект маси визначають за допомогою формули Ейнштейна: ,
де ват — світність Сонця; с — швидкістьсвітла. За одну секунду маса Сонця
зменшується на кг, а за 1 рік втра
8

9. та маси внаслідок термоядерних реакцій становить: кг.
12.15. Як довго летять від Сонця до Землі потоки корпускул, що утворились під час
потужного хромосферного спалаху? Відповідь. Якщо швидкість корпускулярних потоків сягає
20 000 км/с, то через 2 години вони долетять до Землі.
Домашнє завдання: опрацювати §12.
9

10. та маси внаслідок термоядерних реакцій становить: кг.
12.15. Як довго летять від Сонця до Землі потоки корпускул, що утворились під час
потужного хромосферного спалаху? Відповідь. Якщо швидкість корпускулярних потоків сягає
20 000 км/с, то через 2 години вони долетять до Землі.
Домашнє завдання: опрацювати §12.
9