Просмотр содержимого документа
«Общие сведения о Солнце»
Урок 1/18
подробно презентация
Тема: Общие сведения о Солнце.
Ход урока:
I Повторение материала
Тест №3
II Новый материал
1. Введение
а) Солнце - колоссальный источник энергии. Играет исключительную роль в жизни Земли.
б) Солнце - издавна объект поклонения, ему приносили жертвы.
в) Солнце - рядовая звезда -желтый карлик.
2. Наблюдение за Солнцем – нельзя смотреть без защиты глаз темным светофильтром (закопченное стекло, засвеченная пленка, а лучше затмение наблюдать через стекло масти электросварки).
Нельзя наблюдать через телескоп даже со светофильтром, только проецировать изображение на экран.
Что можно увидеть: пятна, факелы возле пятен на краю диска, протуберанцы, вспышки и так далее.
3. Вращение. Если сравнивать несколько последовательных фотографий Солнца (или наблюдений) то по пятнам можно определить что Солнце вращается. Период вращения установил Кэррингтон (1863г) →экватор 24,96 сут, на широте 35о - 26,83 сут, вблизи полюсов ≈30 сут, т.е. Солнце не твердое тело. Линейная скорость на экваторе ≈2 км /с.
Направление вращения - вокруг своей оси в направлении движения планет. =Открыл вращение в декабре 1610г Г.Галилей. А где еще встречается такое вращение, как у Солнца?
4. Размер (Пример N7, стр51).
| ρʘ=16' | Rʘ= ρʘ/pʘ. R⊕ =(16.60"/8,8").R⊕≈109 R⊕ | Звезды бывают от 0,1Rʘʘʘ Солнце относится к маленьким звездам - Карликам. |
| pʘ=8,8" | Rʘ≈695000км=109 R⊕ |
| Rʘ=? |
|
5. Масса - находим по третьему уточненному закону Кеплера (Солнце-Земля, Земля-Луна).
| Т⊕2 .(Mʘ+ m⊕) | = | а⊕3 | отсюда | Т⊕2. Mʘ | = | а⊕3 | Т.к | { | M⊕ʘ m◖ ⊕ | | Т◖2. (M⊕+m◖) | а◖3 | Т◖2. M⊕ | а◖3 |
|
| Отсюда | Mʘ | = | а⊕3.Т◖2 | = | 149,63. 27,322 | ≈ 2.1030 кг ≈333000 M⊕ | У других звезд обычно
0,06MʘMʘMʘ |
| M⊕ | а◖3. Т⊕2 | 0,38443. 365,252 |
| Найдем плотность | ρ cрʘ= | Mʘ | = | mʘ | ≈1400 кг/м3, т.е. чуть больше плотности Н2О. Сравните с плотностью Земли, Юпитера. |
| Vʘ | 4/3π Rʘ3 |
6. Светимость (L)
В ходе измерений на Земле и с КА в течении нескольких лет установлено количество получаемого Землей тепла от Солнца и получено значение солнечной постоянной.
q=1367 Вт/м2=1367 Дж/м2.с ≈1400 Вт/м2 Тогда на радиусе орбиты Земли можно установить количество энергии, излучаемой Солнцем (т.е. светимость).
Lʘ=qʘ. Sсферы шара = qʘ. 4 π Rорб⊕2 =1367.4.3,1415.(149,6.109)2=3,876.1026 Вт/c.
По сравнению с другими звездами 1,3.10-5Lʘʘ.105 Lʘ
7. Температура (T) -определяют разными способами, основанными на открытых на Земле физических законах.
1. Способ: Из светимости Солнца выясним энергию, излучаемую единицей поверхности Солнца в единицу времени.
| ε= | Lʘ | = | Lʘ | с другой стороны ε=δТ4
Закон Степана-Больцмана | δ=5,67*10-8Вт/(м2.К4)
-коэффициент пропорциональности |
| Sʘ | 4 π Rʘ2 |
| тогда | δТ4= | Lʘ | отсюда | Т=4√ | Lʘ | ≈6000 К - эффективная температура Солнца
[вообще-то ≈ 5800 К] |
| 4 π Rʘ2 | 4 π Rʘ2δ |
Закон установлен экспериментально Йозев Стефан ( 1879г, Австрия) и доказал теоретически Людвиг Больцман ( 1884г, Австрия). В данном случае Солнце считается абсолютно черным телом , т.е. идеальный накопитель излучения и излучатель (реально только≈).
2. Способ: Экспериментально определяют λmax соответствующую максиму излучаемой энергии.
Закон излучения открыл в 1896г Вильгельм Вин (1864-1928, Германия).
| λ max.Т=b, где b=0,2897*107Å.К - постоянная Вина | Чем выше Т тем меньше λ max (рис 71) |
| Для Солнца λ max =4800Å 1Å=10-10 М |
это желтая линия , поэтому и Солнце желтое (т.к max излучения приходится на желтые лучи)
Если брать λ в см, то получим формулу
| λ max= | 0,29 | отсюда Тʘ= | 0,29 | ≈6000К | Температуры звезд обычно 2800Кʘ40000К |
| Т | 4,8.10-5см |
Это на поверхности , а глубже температура больше. В таком состоянии вещество находится в газообразном состоянии, причем многие атомы ионизированы, т. е Солнце- раскаленный газовый (плазменный) шар.
8. Химический состав Когда-то считали что никогда не узнают из чего состоят звезды.
Еще И.Ньютон (Англия) в 1665г открыл дисперсию (разложил свет в спектр).
= В 1814г Йозеф Фраунгофер (Германия)- один из основателей спектроскопии открыл в спектре Солнца и зарисовал 580 темных линий, определил и описал длины волн 754 линий поглощения к 1817г (т.е спектр Солнца- непрерывный спектр пересечений темными линиями- фраунгоферовыми. В настоящее время в спектре зарегистрировано более 30000 линий, принадлежащих 72 химическим элементам).
= В 1859г Густав Кирхгоф (Германия) и Роберт Бунзен (1899, Германия) открыли спектральный анализ (Кирхгоф создал модель абсолютно черного тела) «Газы поглощают те длины волн, которые излучают в нагретом состоянии»
По спектру на Солнце никаких неземных химических элементов нет . Самые распространенные на Солнце элементы – 70% водорода, и 28% - гелия.
Все звезды в основном состоят из Н и Не (это основные химические элементы Вселенной).
II. Закрепление материала (самостоятельное решение, при необходимости совместный разбор).
Задача 1. №5*, стр. 109. За 27 суток, против 25 сут. (т.е на 2 больше). Это потому, что за данное время и Земля сместится в направлении вращения Солнца , а смещение если рассчитать в градусах (оборота).
Задача 2. Под каким углом на Солнце с Земли можно видеть пятно размером с Землю. Будет ли пятно видно невооруженным глазом.
(Большие пятна можно наблюдать невооруженным глазом когда Солнце близко к горизонту и находится в дымке. Так в марте 1989г наблюдалось пятно невооруженным глазом. В летописях китайских есть записи о пятнах за 800 лет до н.э). Невооруженным глазом пятно не увидите, так как разрешаемость глаза не менее 1′ =60″.
Задача 3. Как изменится светимость Солнца, если при той же температуре размер Солнца увеличится в 2 раза?
Задача 4. Какую температуру имеет раскаленная вольфрамовая нить электролампочки, если максимум энергии приходится на λ=1,1.10-5см.
Задача 5. Вычислите температуру, которое имело бы Солнце, если бы его светимость была в 16 раз меньше при тех же размерах.
Итог:Как определить вращается ли Солнце?
Каков размер, масса, температура Солнца?
Закон Вина, Стефана-Больцмана?
Из чего состоят звезды?
Оценки.
Дома: § 18, вопросы стр. 108-109
1 534 216
4 
