ІІІ. Вивчення нового матеріалу.

1.Бесіда (запитання до класу)- використано навчальні таблиці «Сонце», «Сонячна система» і астрономічні атласи:

1. На яких уроках ви чули про Сонце як денну зірку?

2. Яке значення має Сонце для життя людини, тварини, рослини на Землі? Навести приклади.

3. Як описують Сонце в літературних прозових та віршованих творах, піснях? ( Можливі варіанти відповідей:

Сонце – це не тільки джерело тепла і світла, центр нашої планетної системи, а це ще календар, годинник, компас: „З-за Сибіру Сонце сходить, хлопці не зівайте. Ви на мене Кармелюка, всю надію майте”.

„Сонечко, ти моє” – каже мама своїй маленькій помічниці-донечці, дякуючи їй за допомогу, можливо не завжди і вдалу.

Сонце в піснях: „...Як сонечко зійде, як сонечко зійде, кохання відійде...”).

2.Розповідь вчителя (використано навчальну таблицю «Сонячний спектр»):

З уроків фізики вам відомо, що неперервний спектр видимої поверхні Сонця перетинається темними лініями поглинання, за яким можна встановити його хімічний склад та температуру. (Мультимедійна презентація «Сонце - центральне тіло Сонячної системи», слайди 4-8): Температура на поверхні Сонця, за підрахунками вчених, становить близько 6000 К, саме тому колір зірки жовтий. Проте, всередині температура сягає 16 мільйонів градусів. Звичайно, що при такій високій температурі всі речовини, з яких складається Сонце, перебувають у газоподібному стані. Сонце безперервно рухається у космічному просторі. Подібно до багатьох небесних тіл, воно обертається навколо своєї осі й за 27,275 земної доби робить один оберт.

Загалом у спектрі Сонця виявлено лінії 72 хімічних елементів, найбільше у речовині Сонця водню, друге місце посідає гелій. Разом вони складають 98% маси Сонця.

На великій швидкості воно обертається і навколо центру Галактики. Ця швидкість у середньому становить 250 кілометрів за секунду. За роки свого існування Сонце обійшло приблизно 20 разів навколо центру Чумацького Шляху. Одне обертання Сонця навколо центру Галактики відбувається приблизно за 250 мільйонів земних років. Отже, якщо підрахувати, то можна визначити вік Сонця, і становить він близько 5 мільярдів років. Як для зорі – це небагато, тому говорять, що Сонце порівняно «молода» зоря. (Мультимедійна презентація «Сонце - центральне тіло Сонячної системи», слайди 8-10):

Так, дійсно, Сонце — це найближча до Землі зірка, що знаходиться в центрі. За масою та розмірами належить до середніх зірок. Як і всі інші зорі воно є велетенською розжареною кулею, що складається з розжарених газів. Серед газів на 72% це водень, іншу частину переважно займає гелій. (Мультимедійна презентація «Сонце - центральне тіло Сонячної системи», слайд 11):

Розміри цієї кулі навіть важко уявити: діаметр — 1 390 600 кілометрів, що у 109 разів більше діаметру Землі, а маса — більш як у 330 тисяч разів перевищує масу Землі (робота з підручником мал. 93 ст. 83). Проте, бачимо ми Сонце на небі невеликою сліпучою кулькою через велетенську відстань до нього. Ця відстань становить 150 мільйонів кілометрів. Промені йдуть до Землі від Сонця майже 8 хвилин.

Яскрава світна поверхня Сонця, видима неозброєним оком, має температуру порядку 6000 К і називається фотосферою. (Мультимедійна презентація «Сонце - центральне тіло Сонячної системи», слайди 12-14):

Фотосфера абсолютно непрозора, і речовина, що знаходиться під нею, недоступна ніяким спостереженням. Над фотосферою розташовується сонячна атмосфера: на висоті 2-3 тисяч кілометрів - досить щільний і тонкий шар - хромосфера, що одержала свою назву за те, що він буває видний під час затемнень як тонка рожева окантовка Сонця. З висот порядку 10 тисяч кілометрів починається розріджена, але неоднорідна і дивно гаряча (1-2 млн. градусів) корона Сонця. Вона простягається до відстаней у кілька сонячних радіусів.

Агрегатний стан речовини на Сонці: при таких температурах (6000 градусів і вище) це може бути тільки плазма, тобто йонізований газ.

Сонячні промені нагрівають Земну поверхню в різних її точках і в різний час дня неоднаково. Кількість сонячного тепла, яку отримують окремі ділянки Землі, залежить насамперед від кута падіння сонячних променів. Чим ближчий напрямок падіння сонячних променів до прямовисного, тим більше сонячного світла і тепла припадає на одиницю площі Земної поверхні. Поблизу екватора ця кількість найбільша, біля полюсів — найменша, а на території України — помірна.

Як змінюється кількість сонячного тепла та світла протягом доби? Зранку або ввечері, коли Сонце перебуває низько над горизонтом, земна поверхня нагрівається менше, ніж опівдні, коли Сонце розташоване вище.

Сонце випромінює багато тепла. Якщо атомна електростанція виробляє близько 1 млрд. кіловат (кВт) тепла (енергії), то Сонце—у 400 000 000 000 разів більше. Повна енергія, яку випромінює Сонце становить , Земля отримує лише одну двохмільярдну частку цієї енергії.

На Сонці речовина дуже іонізована, тобто атоми втратили свої зовнішні електрони й разом з ними стали вільними частинками іонізованого газу — плазми. (Мультимедійна презентація «Сонце - центральне тіло Сонячної системи», слайди 15-18):

Середня густина сонячної речовини 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. Точні обчислення, які враховують зростання густини й температури до центра, показують, що в центрі Сонця густина газу становить близько 1,5·10⁵ кг/м³, тиск — близько 2·10¹⁸ Па, а температура — близько 15000 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: (Мультимедійна презентація «Сонце - центральне тіло Сонячної системи», слайди 19-21; навчальна таблиця «Будова Сонця»):

· внутрішня, центральна частина (ядро), де тиск і температура забезпечують перебіг ядерних реакцій; вона пролягає від центра на відстань приблизно 1/3 радіуса Сонця;

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

· 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 збільшується концентрація нейтральних атомів, променистий перенос сповільнюється і тепло передається за рахунок перемішування речовини (конвекція), подібне до кипіння рідини в посудині, яка підігрівається знизу;

· атмосфера, (Мультимедійна презентація «Сонце - центральне тіло Сонячної системи», слайд 22): що починається відразу за конвективною зоною і простягається далеко за межі видимого диска Сонця. Зовнішній шар Сонця складається з фотосфери і хромосфери. Фотосфера, що є видимою поверхнею Сонця, має товщину приблизно 500 км і температуру близько 6000 К. На фотографіях фотосфери добре помітна її тонка структура у вигляді яскравих «зерняток» - гранул розміром близько 1000 км, розділених вузькими темними проміжками, ця структура називається грануляцією. Вона є результатом руху газів, що відбувається в розміщеній під фотосферою конвективній зоні. (Мультимедійна презентація «Сонце - центральне тіло Сонячної системи», слайди 23- 24).

Склад фотосфери
Водень	73.46 %
Гелій	24.85 %
Кисень	0.77 %
Вуглець	0.29 %
Залізо	0.16 %
Неон	0.12 %
Азот	0.09 %
Кремній	0.07 %
Магній	0.05 %
Сірка	0.04 %

У фотосфері виявляється помітна активність в першу чергу у формі темних областей, так званих сонячних плям. (Мультимедійна презентація «Сонце - центральне тіло Сонячної системи», слайд 25).

За ними спостерігали ще в античні часи, але, не дивлячись на це, їх справжня природа не відома. У пізніші часи Галілео Галілей "наново відкрив" сонячні плями, хоча це "відкриття" довго опротистовувалося Крістофером Шейнером. Спостереження за сонячними плямами серед іншого, привело до краху арістотелiвсько-птолемеєвської моделі Всесвіту, згідно якої всі зірки є ідеально неподільними сферами. Систематичні спостереження за сонячними плямами почалися приблизно в середині XVIII століття.

Сонячні плями здаються темними, але не тому, що вони дійсно чорні. Просто вони холодніші за фотосферу, що її оточує. Навколо найтемнішої зони плями, так званої тіні, є проміжна світла зона, так звана півтінь. Температура тіні рівна 4300-4800К, тобто на 1000-1500К нижча за температуру фотосфери. A ось температура півтіні рівна 5400-5500К. Інтенсивність свічення в тіні складає приблизно 32% від інтенсивності свічення фотосфери, а півтіні - 80%.

Сонячні плями можуть досягати настільки великих (від 7000 до 50 000 км.) розмірів, що їх можна бачити неозброєним оком, звичайно ж, через захисні фільтри. Вони можуть з'являтися поодинці, але, як правило, виникають групами.

Крім того, плями зміщуються по поверхні Сонця: по-перше, самі по собі, але набагато сильніше через нерівномірне обертання Сонця. Не будучи твердим тілом, воно обертається швидше в близьких до екватора зонах (де період обертання рівний 27 діб), чим в полярних районах (близько 31 доби).

Над фотосферою знаходиться хромосфера, (Мультимедійна презентація «Сонце - центральне тіло Сонячної системи», слайди 26-27) в якій температура доходить до 10000К. Вона спостерігається у вигляді яскравого рожевого кільця навколо Сонця під час повних сонячних затемнень. Спостереження сонячного диска за допомогою відповідної апаратури, яка дозволяє виділити світло, випромінюванe хромосферою, показують, що поверхня Сонця немов покрита нитками розжареного газу. Це невеликі викиди водню, направлені вгору за типом протуберанців. Такі викиди газу називаються спікулами і можуть досягати у висоту більше 10 000 км. Вони можуть продовжуватися близько 5 хвилин. (Мультимедійна презентація «Сонце - центральне тіло Сонячної системи», слайди 28-29):

І нарешті, хромосфера переходить в саму верхню частину Сонця – корону, (Мультимедійна презентація «Сонце - центральне тіло Сонячної системи», слайди 30-32), яка поблизу хромосфери нестерпимо яскрава і нерівномірна, в міжпланетному просторі вона виглядає блідішою.

Температура корони дуже висока - мільйони градусів. Причини цього ще не до кінця вивчені.

Протягом 11-річного сонячного циклу корона росте, стаючи все симетричнішою, набуваючи пишних зубців і глибоких западин. Найбільша симетрія спостерігається в періоди максимуму сонячної активності, тоді як в мінімальні періоди сонячної активності корона здається сплюснутою на екваторі, а на полюсах майже зникає. (Мультимедійна презентація «Сонце - центральне тіло Сонячної системи», слайди 33-34):

Со́нячна акти́вність — сукупність фізичних змін, які відбуваються на Сонці. Зовнішні прояви сонячної активності — сонячні плями, факели, флоккули, протуберанці тощо. Впливає на зміну погоди та клімату. (Мультимедійна презентація «Сонце - центральне тіло Сонячної системи», слайди 35-37, та навчальна таблиця «Активність Сонця і життя на Землі»):

На початок 2009 року сонячна активність опустилася до мінімально низького рівня принаймні за останнє сторіччя. Зокрема, частота появи корональних викидів речовини знизилася з декількох за добу до приблизно одного на місяць.

Недавно з'явившись на сонячному диску невеличка пляма вже зникла без сліду, і на даний момент сонячних плям не спостерігається взагалі.

Цікаво, що незважаючи на спад сонячної активності, геомагнітні бурі й великі полярні сяйва тривають. Так у березні 2009 року полярне сяйво виняткової інтенсивності спостерігається з норвезького міста Тромсе.

Відповідно до сучасних наукових уявлень, процеси такого роду обумовлені потужними викидами сонячної речовини. Природа процесів, що обумовили геомагнітну нестабільність у період аномально низької сонячної активності, не зовсім зрозуміла.