методичка з астрономії

Сумський будівельний коледж













Астрономія
Курс лекцій






















Суми-2011
ЗАТВЕРДЖУЮ
заступник директора
з навчальної роботи
Мукосєєва М.А.
__________________
„___” _____________2011 р.




Астрономія
Курс лекцій








Розробив: О.Л. Філатов – викладач
Сумського будівельного коледжу.
Рецензент: В.Ф. Нефедченко
доцент кафедри теоретичної та
експериментальної фізики, викладач
Сумського державного університету.
Розглянуто і рекомендовано
на засіданні циклової комісії
фізико-математичних дисциплін:
Протокол №______
від „___”________2011р.
Голова циклової комісії
_________ Скубко Н.О.





РЕЦЕНЗІЯ

На навчальний посібник викладача фізики та астрономії Сумського будівельного коледжу О.Л.Філатова «Астрономія. Курс лекцій». Посібник призначений для вивчення курсу астрономії студентами ІІ курсів.
Робота О.Л.Філатова призначена для широкого кола студентів та викладачів астрономії. В ній містяться розробки лекційних занять які відповідають програмі курсу астрономії для студентів вищіх навчальних закладів І-ІІ рівнів акредитації.
Однією з особливостей викладання курсу астрономії в навчальних закладах І-ІІ рівнів акредитації є обмеженість навчального часу та недостатність новітньої літератури, внаслідок чого викладачі та студенти продовжують відчувати нехватку даного роду посібників. Ідея автора цього посібника компенсує потребу студентів і викладачів у новому навчальному посібнику.
Ідея автора О.Л.Філатова досить продуктивна, аргументовано й переконливо розкриває змістовне наповнення курсу астрономії.
Отже аналізована робота має важливе практичне значення і стане добрим помічником студентам та викладачам. Астрономічні знання є одним з важливих компонентів наукової картини світу, яка необхідна студентам для формування їх наукового світогляду.
Рецензований навчальний посібник пропонується до друку і використання в навчально-виховному процесі вищих навчальних закладів І-ІІ рівнів акредитації.













ЗМІСТ
Предмет астрономії. Її розвиток і значення в житті суспільства.5
Короткий огляд об’єктів дослідження....8
Небесна сфера. Сузір’я . Зоряний час10
Система небесних координат.14
Екліптика. Видимий рух Місяця і Сонця.
Місячні і сонячні затемнення...20
Геліоцентрична система. Конфігурації планет. Закони Кеплера....26
Календар і його види...33
Методи астрономічних досліджень...36
Випромінювання. 38
Земля і Місяць як небесні тіла... 39
Планети Земної групи..46
Планети-велетні їх супутники50
Малі тіла сонячної системи55
Сонце62
Відстань до зірок. Звичайні зорі. Подвійні зорі.Чорні дири...64
Формування нашої планетної системи..70
















Заняття 1. Предмет астрономії. ЇЇ розвиток і значення в житті суспільства. Зв'язок астрономії з іншими науками.
Мета: сформувати поняття астрономії як науки про небесні тіла; показати зв'язок астрономії з іншими науками; ознайомити студентів з історією астрономії; розкрити особливості астрономії та її значення для потреб людства.
Основні поняття: астрономія, небесні тіла, астрологія.
Студенти повинні мати уявлення про: розвиток астрономії як науки та її зв'язок з іншими науками.
Сиуденти повинні знати: суть предмету астрономії та її місце серед інших наук; практичне значення астрономії для потреб людства, її світоглядне значення.
Студенти повинні вміти: давати аналіз основним положенням астрономії та астрології.
Структура та зміст уроку.
І. Вивчення нового матеріалу
Однією з найдавніших наук вважають астрономію. Найдревніші людські цивілізації закладали її основи, збагачували результатами спостережень. Розвиток цієї науки зумовлений не тільки природною цікавістю людини до непізнаного, а й повсякденними практичними потребами. Спостерігаючи за зорями, планетами, Місяцем та Сонцем, люди намагалися встановити причинно-наслідкові зв'язки між небесними явищами та подіями на Землі. Результатом багатовікових спостережень за зоряним небом є відкриття закономірностей руху і взаємодії, походження та еволюції зір, планет та інших тіл і їхніх систем у Всесвіті.

Слово «астрономія» грецького походження і складається із двох слів:
astron зоря і nomos знання.
Сучасна астрономія - це наука про закони руху, будову та розвиток небесних тіл та їхніх систем.
Залежно від того, які об'єкти вивчають та які методи для цього застосовують, астрономія поділяється на багато розділів.

Астрометрія (від грецького astron - зоря і metron - міра) - найдавніший розділ астрономії, що займається побудовою систем небесних координат та визначенням координат світил; визначенням часу та побудовою календарів; вивченням руху Землі.
Небесна механіка вивчає рух небесних тіл під дією гравітації, а також займається визначенням орбіт космічних апаратів.
Астрофізика вивчає фізичні процеси у надрах та на поверхні небесних тіл, їх хімічний склад.
Зоряна астрономія займається дослідженням будови та розвитку нашої зоряної системи - Галактики.
Космогонія (від грецьких kosmos космос і gone - народжений) - розділ астрономії, що вивчає походження об'єктів космосу і, зокрема, проблему походження Сонячної системи.
Вивчення походження та еволюції Всесвіту в цілому - основна задача космології.
Нагромадженням та обробкою значної кількості інформації про певні об'єкти Всесвіту займаються такі розділи астрономії, як фізика Сонця, фізика планет, фізика зір і туманностей, кометна астрономія, метеорна астрономія, метеоритика.
Астрономія перебуває в тісному зв'язку з іншими науками. Набуті астрономами протягом тисячоліть знання, часто ставали у нагоді представникам інших, наук і, навпаки, досягнення фізики, математики, космонавтики суттєво вплинули на розвиток астрономії. Вивчаючи астрономію, ви переконаєтесь у цьому.
Основним методом дослідження в астрономії є спостереження. Астрономічні спостереження пасивні, тобто в астрономів практично немає можливості впливати на спостережувані об'єкти. Процеси у Всесвіті відбуваються дуже повільно за земними мірками. Спостерігаючи за деякими небесними тілами протягом багатьох років, не вдається помітити змін. Тому дуже цінними є дані, отримані древніми вченими, хоча за сучасними критеріями вони дуже неточні. Слід також зазначити, що, перебуваючи на Землі, ми разом із нею беремо участь у багатьох рухах (обертання навколо осі та навколо Сонця, рух усієї Сонячної системи навколо центра Галактики, рух самої Галактики). Проводячи спостереження, необхідно розуміти та враховувати це.

Для допитливих
Людство не, може жити без талановитих людей:
15 лютого 1564 року, того ж дня, коли помер Мікеланджело, народився Галілео Галілей - визначний італійський фізик, математик, інженер і астроном. Спочатку Галілео навчався у Флоренції, відтак у Пізанському університеті. Захоплювався літературою, живописом, музикою. Батько - знаний, але бідний Вінченцо Галілей, - хотів, щоб син став медиком, і, можливо, так би й було, якби юнак не захопився книгами Евкліда та Архімеда. У 20 років Галілео Галілей облишив медицину і почав вивчати фізику й астрономію. Зараз його ім'я - серед імен найвидатніших учених, які займалися цими науками. Талановитий італієць створив кінематику - розділ науки про рух, сформував деякі принципи класичної механіки, розвинув закони статики.
Відкриття Галілея в астрономії вразили сучасників. Вони стали першими неспростовними доказами теорії Коперніка, яку Галілей палко захищав і пропагував, незважаючи на сувору заборону церкви. Для спостережень за небом Галілей побудував перший телескоп. Учений виявив фази у Венери і чотири супутники Юпітера, побачив, що рельєф Місяця схожий на поверхню Землі. Телескоп Галілея вперше розклав суцільне марево Молочного Шляху на окремі зірки. Галілею належить відкриття світлих плям на Сонці - флокулів, рух яких підтвердив осьове обертання Сонця. Результати своїх досліджень учений описав у праці «Зоряний вісник». В основному творі великого астронома «Діалог про дві найголовніші системи світу - птоломеєву та копернікову» обстоюється геліоцентрична система світу. Книга вийшла у 1632 році у Флоренції. Праці Коперніка були заборонені церквою ще у 1616 році, тому суд інквізиції не забарився. У січні 1633 року Галілея, старого і хворого, привезли в Рим. Колишньому професорові дозволяють жити не у в'язниці інквізиційного суду, а в будинку тосканського вельможі. Суд тривав понад два місяці. «Приниження великої людини було глибоке і цілковите. У цьому приниженні він був доведений до зречення від найпалкіших переконань і до мук людини, переможеної стражданням і страхом перед вогнищем», - писав французький біограф Галілея.
22 червня 1633 року в церкві монастиря святої Мінерви, скоряючись вироку, великий учений, поставлений на коліна, прочитав зречення. Дев'ять років сліпий і хворий він був в'язнем інквізиції. 8 січня 1642 року Галілео Галілей помер на віллі Арчетрі поблизу Флоренції.
За переказами, біля смертного ложа Галілея стояли двоє його учнів - Вінченцо Вівіані та Еванжеліста Торрічеллі. Торрічеллі познайомився з Галілеєм 16 жовтня 1641 року. І трьох місяців вони не провели разом, але саме йому заповів, помираючи, Галілей свої праці, саме у ньому бачив свого послідовника.
Торрічеллі - талановитий учений, який більше відомий своїми досягненнями у фізиці та математиці, сам виготовляв лінзи для оптичних приладів. У Музеї наук у Флоренції зберігається його лінза діаметром 83 мм, виготовлена у 1646 році. Вже після смерті вченого, флорентійські астрономи поставили цю лінзу в телескоп і спрямували його на Сатурн. Вона побачили не лише кільце Сатурна, через яке у той час було чимало суперечок, а навіть тінь від кільця на диску планети. Майже через триста років потому сучасні фізики взяли лінзу з музею і вирішили порівняти з теперішніми за допомогою дифракційної решітки. У результаті цього дослідження виявилося, що лінза Торрічеллі якісніша. У записах ученого є слова: «... і ангел не зміг би виготовити кращих сферичних дзеркал... На превеликій мій жаль, я не можу розкрити мою таємницю, бо великий герцог звелів мені мовчати про неї...». Торрічеллі вмів виготовляти надточні лінзи, імовірно, він скористався явищем, яке ми зараз називаємо кільцями Ньютона. Цього досі ніхто не знає...

ІІ. Домашнє завдання.
Опрацювати § 1, 2.
Вивчити конспект.
Підготувати усне повідомлення на тему “Мої знання і уявлення про Всесвіт”, реферат “ Миколай Копернік. ”














Заняття 2. Короткий огляд об’єктів дослідження в астрономії.

Мета: дати студентам загальні відомості про будову Всесвіту, розглянувши при цьому такі астрономічні об’єкти як: Земля, Сонячна система, зорі, Галактика, галактики.
Основні поняття: Сонячна система, планети, Галактика.
Студенти повинні мати уявлення про: місце планети Земля у Сонячній системі – складовій частині Всесвіту.
Студенти повинні знати: загальну структурну будову Сонячної системи.
Студенти повинні вміти: вибудовувати загальний просторовий зв’язок між космічними об’єктами Земля – Сонячна система – зорі – Галактика – галактики.

Структура та зміст заняття.

І. Перевірка домашнього завдання.
Запитання для бесіди:
Що таке астрономія?
Які особливості астрономічних спостережень? Що ви знаєте про космічні дослідження?
Які розділи астрономії вам відомі?
Які причини обумовили і стимулювали зародження і розвиток астрономії?
Які моделі уявлення світу вам відомі?
Які вчені працювали в області досліджень астрономії та їх внесок до науки астрономії.

ІІ. Вивчення нового матеріалу.
Заслухати підготовлен істудентами усні повідомлення на тему “Мої знання і уявлення про Всесвіт” та на їх основі побудувати вивчення нового матеріалу.

До складу Сонячної системи входять 9 планет. Кожна з них - це особливий, унікальний світ, вивчення якого є одним із завдань астрономії. Спостерігаючи за планетами із Землі, вдалося встановити їхні розміри та масу, періоди обертання навколо Сонця та наявність атмосфери, хімічний склад та умови на поверхні. Розвиток космонавтики дозволив вивчати планети та їхні супутники за допомогою безпілотних міжпланетних станцій, які обладнані телевізійною, радіолокаційною апаратурою та іншими пристроями. Отримана у такий спосіб інформація значно розширила, поповнила та уточнила наші знання про планети. Дослідження Сонячної системи тривають.

ІІІ. Домашнє завдання.

Опрацювати § 1, 17 та повторити § 2.
Вивчити конспект.
Для допитливих

Визначний польський астроном Миколай Копернік народився 19 лютого 1473 року в місті Торунь, що на берегах Вісли. Рано ставши сиротою хлопець виховувався у сім'ї дядька Л. Вачендроне відомого громадського-політичного Діяча того часу. З 1494 року Миколай навчався на факультеті мистецтв Краківського університету. Відвідуючи лекції «про сім вільних мистецтв», до яких входили тоді астрономія і математика, юнак оволодів тогочасними вершинами цих наук. До речі, астрономію Копернік вивчав за підручником Птоломея. Далі Миколай удосконалював знання в Італії в університетах Болоньї, Падуб, Феррарі. Коперніка цікавило все, що стосується астрономії, він вчився в італійських астрономів спостерігати за небом, читав в оригіналі праці давньогрецьких учених. 31 травня 1503 року Миколаю Коперніку присуджено докторський ступінь в університеті Феррарі.
Повернувшись у Польщу, Копернік сім років жив у місті Підцбарку. Він працював секретарем єпископства, очолюваного дядьком, завідував фінансовими, господарськими та іншими справами. У 1510 році Копернік переїхав до Фромброка.
Учений постійно роздумував про влаштування Сонячної системи, протягом тридцяти трьох років працював над своєю книгою, Яка стала основою для всього подальшого розвитку природознавства. Копернік самостійно виготовив нескладні астрономічні прилади і. керуючись книгою Птоломея «Амальгест», вимірював положення Сонця, Місяця, Меркурія, Венери, Марса, Юпітера і Сатурна. Вчений жив на нижньому поверсі монастирської вежі. На цій вежі Копернік і побудував обсерваторію. З весни 1539 року з астроном працював професор математики Іоахім Ретик. Він три роки вивчав працю Коперніка, редагував його книгу «Про обертання небесних сфер». її надрукували у Нюрнбергу і 24 травня 1543 року авторські примірники привезли Копернікові, який уже був при смерті. Геніальний астроном так і не побачив своєї книги цього ж дня він помер. Похований Копернік під підлогою Фромброкського собору в братській могилі.
Роль праці Миколая Коперніка у розвитку науки важко переоцінити. Учений створив геліоцентричну систему світу, звільнивши людство від величезної омани, і «поставивши» Землю на належне їй місце. Використавши ідею древньогрецького філософа Аристарха Самоського (бл. 320-230 до н.е.) про те, що Земля обертається навколо Сонця. польський астроном створив строгу математичну теорію, яка вперше пояснила усі відомі тоді особливості у русі небесних світил. На основі цієї теорії були відкриті Кеплером закони руху планет, а Ньютоном закон всесвітнього тяжіння.
Для астрономічних спостережень Копернік склав тригонометричні таблиці для кутів від 0° до 90° й увів поняття секанса ( 13 EMBED Equation.3 1415 ). Учений доволі точно визначив тривалість року та місяця, досліджував затемнення Сонця і Місяця, пояснив причини їх настання. Іменем Миколая Коперніка названий кратер на Місяці.



Заняття 3. Небесна сфера. Сузір'я. Відстані до небесних світил. Зоряні величини. Зоряний час.

Мета: : дати учням поняття про небесну сферу, сформувати уявлення про сузір'я, походження назв сузір'їв та зір; сформувати поняття зоряної величини та ознайомити їх з методами визначення відстаней до небесних світил, нанесення основних точок і ліній на схематичному зображенні небесної сфери.
Основні поняття: сузір'я, зоряна карта, зоряна величина.
Обладнання: велика карта зоряного неба, рухомі карти зоряного неба (на кожну парту), зоряний атлас.
Учні повинні мати уявлення про: походження назв сузір'їв та зір.
Учні повинні знати: зміст понять сузір’я та зоряна величина; назви не менше 8 сузір'їв і не менше 8 зір.
Учні повинні вміти: зображати небесну сферу на схемі і наносити на неї її основні точки і лінії; показати на карті основні сузір'я та найяскравіші зорі.
Структура та зміст уроку.

І. Вивчення нового матеріалу
Зоряне небо зачаровує своєю таємничістю і глибиною. Розглядаючи його безхмарної ночі, можна побачити чимало зір. Здається, що їх безліч.
Проте підраховано, що людина з нормальним зором може неозброєним оком побачити близько 6000 небесних світил, а у сучасний потужний телескоп видно близько 30 млрд. зірок.
Ще в давнину люди виділяли на небі групи яскравих зір. Уявно сполучивши світила відрізками, отримували рисунок, який роками не змінювався і нагадував якийсь об'єкт. Його іменем і називали сузір'я (див. рис.). У IV столітті до н.е. давньогрецький учений Евдокс Кнідський (бл. 408-бл. 355 рр. до н.е.) визначив 45 сузір'їв. Через шість століть Клавдій Птоломей (бл. 90-161 рр.) у праці «Альмагест» («Велика будова») описав 48 сузір'їв, серед яких були Велика Ведмедиця, Мала Ведмедиця, Цефей, Ліра, Кассіопея, Пегас, Телець, Овен, Скорпіон, Діва, Андромеда, Волопас тощо. Багато назв сузір'їв, які використовуються тепер, мають грецьке походження і пов'язані з іменами міфологічних персонажів.
Одним із найгарніших та найяскравіших сузір'їв на нічному небі є Оріон (див. рис.).
За легендою, Оріон син бога Посейдона був вправним мисливцем, але мав ваду часто вихвалявся, що нема звіра, якого він не переміг би. Це розгнівало дружину могутнього Зевса богиню Геру. Вона наслала Скорпіона, який смертельно вжалив мисливця. Зевс, забравши Оріона на небо, знайшов йому там місце якнайдалі від Скорпіона. І справді, ці два сузір'я ніколи не з'являються на небі одночасно (показати на карті). Подивившись на карту, побачимо, що мисливець і на небі без роботи не залишився: Оріона в полюванні на Тельця «супроводжують» два собаки Великий Пес та Малий Пес, а з-під ніг «вистрибує» Заєць.
Після кругосвітньої подорожі Магеллана (1519-1521 рр.) європейці відкрили не тільки нові землі, а й південну частину зоряного неба. Відповідно поповнився список сузір'їв.
Винайдення телескопа дозволило детальніше оглядати небо. Астрономи, побачивши багато нових зір, об'єднували їх у сузір'я. Так на небі з'явилися Жираф, Єдиноріг, Муха, Голуб, Гончі Пси, Ящірка, Малий Лев, Секстант, Лисичка, Рись, Щит. Сім останніх сузір'їв виділив видатний польський астроном Ян Гевелій (1611-1687 р.). До речі, Щит, напевно, єдине сузір'я, назване на честь історичної особи йдеться про щит польського короля Яна Собєського.
Відкриваючи нові зорі, астрономи дописували їх до вже існуючих сузір'їв, або групували в нові. Таким чином, на початку XX століття існувало 108 сузір'їв і 9 окремих груп зір типу Плеяд. У 1922 році на конгресі Міжнародного астрономічного союзу зменшили кількість сузір'їв до 88 та встановили між ними межі.
Отже, сузір'я це ділянка зоряного неба у встановлених межах.
Слід розуміти, що зорі, які належать до одного сузір'я, як правило, ніяк не зв'язані між собою, між ними у Всесвіті величезні відстані. Спільним для них є лише те, що з нашої планети (та й з усієї Сонячної системи) їх видно близько одну біля одної.
Щоб полегшити пошук зір на небі, складають зоряні карти. Як правило, зорі на них позначають кружечками, діаметр яких пропорційний яскравості світила. Зорі з особливими властивостями (змінні, подвійні) позначають спеціальними значками.
Найдавніші зображення сузір'їв, знайдені археологами, належать до кам'яного віку. На перших зоряних картах зображені фігури, які відповідають сузір'ям.. Деякі стародавні карти неба, хоча не зовсім повні та точні, є справжніми шедеврами, як, наприклад, перша друкована карта неба, виконана німецьким художником Альбрехтом Дюрером (1471-1528 рр.).
У середньовіччі з'явилися перші збірники зоряних карт атласи. За легендою, титан Атлас був приречений Зевсом тримати на плечах небосхил. Саме на його честь збірники зоряних, а пізніше і земних, карт почали називати атласами. У сучасних атласах вказане точне місцезнаходження значної кількості зір.
Чимало необхідних даних про зорі є у зоряних каталогах упорядкованих списках з інформацією про різноманітні характеристики зір. Найдревнішим із відомих є каталог китайського вченого Ши Шена (800 зір), складений близько 2400 років тому. У зведеному каталозі Смітсоновської обсерваторії є координати 258997 зір. У відомому Боннському огляді, який складений у 1852-1859 рр. є інформація про 324 тис. зірок. Його дані використовуються дотепер. Сучасні каталоги значно повніші.
Легко помітити, що небесні світила відрізняються яскравістю (блиском) та кольором. У II столітті до н.е. Гіппарх, складаючи каталог, поділив усі зорі - на шість груп видимих зоряних величин (позначається буквою m від лат. magnitude величина). Найяскравіші зорі мають першу зоряну величину (m = 1, або 1m), менш яскраві другу і так далі. Зорі, що перебувають на межі зору (найтьмяніші), мають шосту зоряну величину (m = 6, або 6m). Якщо різниця видимих зоряних величин дорівнює 1, то блиск зір відрізняється приблизно в 2,5 разу. Таким чином, зорі для яких m = 1 приблизно у 100 разів яскравіші від зір, для яких m = 6: 100,4(6-1) ( 2,5(6-1) = 2,55 ( 100.
Зірки, для яких m ( 6, називають яскравими, а всі решта телескопічними (їх неозброєним оком не видно).
Пізніше були введені дробові та від'ємні зоряні величини. Що яскравішим є світило на небі, то меншою є його зоряна величина. Наприклад, для Сонця m = - 26,80, для найяскравішої зірки нічного неба Сиріус m = -1,58. Сучасними інструментами можна виявляти об'єкти 25-ої видимої зоряної величини.
Зрозуміло, що видима зоряна величина не є характеристикою світності, тобто світлової енергії, яку випромінює чи відбиває небесне тіло за одиницю часу. Очевидно, що значна кількість зір, потужніших за Сонце, мають більші зоряні величини (тобто не такі яскраві на вигляд) лише тому, що віддалені від Землі в мільярди разів далі, ніж Сонце.
Понад 250 яскравих зір мають свої імена. Більшість цих назв прийшла до нас зі Сходу та Стародавньої Греції. Древні астрономи, називаючи зорю, враховували, до якого сузір'я вона належить. Наприклад, із Великої Ведмедиці зоря Дубхе походить від арабського слова дубб ведмідь, а в сузір'ї Скорпіон найяскравіша зоря має дві назви Серце Скорпіона (через місцезнаходження), або Антарес, що з грецької означає «проти Ареса» суперник Марса (зірка як і планета, червона).
Щоправда, сузір'я «по-арабськи» не обов'язково збігалися із сузір'ями «по-грецьки». Тому тепер трапляється, що ім'я зірки у жоден спосіб не пов'язується з назвою сузір'я, до якого вона належить. Наприклад, у сузір'ї Оріон ім'я зорі Рігель походить від арабського «ріджл» нога (Оріона). Зоря «Поясу Оріона» Мінтака від мантака пояс. Ім'я ж зорі Бетельгейзе означає пахва спряженого (від арабського байт ал джауза) і свідчить про те, що араби, напевно, в цій групі зір вбачали двох людей чи «подвійну людину», а не одного мисливця, як греки.
У 1559 році італійський астроном Пікколоміні запропонував позначати зорі у сузір'ях грецькими буквами
·,
·,
·, тощо в міру спадання яскравості.
Наприклад, запис «Альдебаран
· Тельця» означає, що зоря Альдебаран є найяскравішою в сузір’ї Тельця. У 1603 році Йоганн Байєр (1572-1625 рр.) у першому повному атласі зоряного неба «Уранометрії» теж використовував такі позначення, щоправда в деяких випадках трохи наплутав. Зокрема, у сузір'ї Оріон зоря Бетельгейзе (m = 0,42)
·, а зоря Рігель (m = 0,13)
· тобто яскравішою є друга. У сучасних каталогах для позначення зір, крім грецьких букв, використовують ще цифри та літери латинського алфавіту.
Деякі групи зір в Україні споконвіку мають назви. У них відображені особливості культури та побуту нашого народу. Наприклад, три зорі «Поясу Оріона» (
· Мінтака,
· Алнілам та
· Алнітак) називають Косарями. Здавна в липні серпні вставали косарі досвіт сонця, щоб із росою косити горох, гречку. У цей же час сходили небесні Косарі, ніби змагаючись із людьми. Плеяди в Україні називають Квочкою, або Стожарами, Велику та Малу Ведмедиці Великим та Малим Возом. За часом сходу та розміщенням на небі зір і сузір'їв наші предки нерідко визначали час для початку відповідних сільськогосподарських робіт.
У таблиці подана інформація про найяскравіші зорі.
*1 парсек = 206265 а. о. = 30,857
·1012 км.

Назва зорі
Видима зоряна величина,
m
Відстань у парсеках,
пк*
Світність у світностях Сонця, L/L(

Алнілам
· Оріона
1,70
500
40700

Альдебаран
· Тельця
0,86
20,8
162

Альдерамін
· Цефея
2,45
15,6
19,3

Альтаїр
· Орла
0,76
5,1
10,2

Антарес
· Скорпіона
0,91
52,6
6 500

Арктур
· Волопаса
- 0,05
11,1
102

Ахенар
· Брідан
0,47
31,3
480

Бетельгейзе
· Оріона
0,42
200
21300

Вега
· Ліри .
0,03
8,1
54

Денеб
· Лебедя
1,25
250
70000

Дубхе -
· Великої Ведмедиці
1,79
32,3
162

Капелла
· Візничого
0,08
13,7
150

Поллукс
· Близнят
1,14
13,9
34

Полярна
· Малої Ведмедиці
2,02
333,3
5 600

Проціон
· Малого Пса
0,37
3,5
7,8

Регул
· Лева
1,35
25,6
148

Рігель -
· Оріона
0,13
333,3
53 700

Сиріус
· Великого Пса
- 1,46
2,67
23

Спіка
· Діви
0,97
47,6
1950

Уміння розпізнавати на небі сузір'я та зорі називається астрогнозією (від грецьких слів astron зоря, gnosis знання). Оволодіти цим умінням можна, систематично спостерігаючи за зорями. На практичному занятті ми детальніше вивчимо найяскравіші зорі нічного неба.
ІІІ. Домашнє завдання.
Опрацювати §3 (п. 2,.З, 5 (частково), 6),
підготувати реферати та усні повідомлення на тему «Легенди про походження назв сузір'їв»,
ознайомитись із завданнями на практичне заняття.
Для допитливих
Про Велику та Малу Ведмедицю існує чимало легенд. За однією з них, у царя Лікаона, що правив країною Аркадією, була донька-красуня Каллісто. Вона покохала Зевса і народила від нього сина Аркада. За це ревнива Гера перетворила молоду Каллісто у Ведмедицю. Юний Аркад, повернувшись із полювання, побачив біля власного будинку дикого звіра і ледь не вбив свою матір - Ведмедицю. Але Зевс завадив цьому, забравши їх обох на небо. Каллісто стала сузір'ям Великою Ведмедицею, а Аркад Волопасом, який приречений довіку стерегти свою матір. Найяскравішою зорею Волопаса, та й усієї північної півкулі неба, є Арктур (m = - 0,05) сторож Ведмедиці (із грецької «арктос» ведмідь, «урос» сторож). У Малу Ведмедицю Зевс перетворив улюбленого песика Каллісто. До речі, від грецького «арктос» походить назва «Арктика». Відповідно Антарктика «проти ведмедиці». Сім найяскравіших зірок Великої Ведмедиці різні народи асоціювали з різними фігурами. Наприклад, киргизи називали їх «Кінь на припоні», а стародавні єгиптяни «Гіпопотам».

Заняття 4. Система небесних координат. Сонячний час. Небесна сфера

Мета: сформувати в учнів поняття про небесну сферу та її основні елементи; ознайомити з екваторіальною системою небесних координат; навчити визначати координати зір за картою зоряного неба; сформувати уявлення учнів про вимірювання та збереження часу.
Основні поняття: небесна сфера, вісь світу, полюси світу, небесний екватор, небесний меридіан, зеніт, надир, кульмінація, схилення, пряме піднесення, справжній сонячний час, середній сонячний час, місцевий час, всесвітній час, поясний час, тропічний рік.
Обладнання: велика карта зоряного неба, рухомі карти зоряного неба (на кожну парту).
Студенти повинні мати уявлення про: небесну сферу та її головні лінії і точки, принципи введення сонячного, місцевого, поясного, літнього часу.
Студенти повинні знати: принцип введення екваторіальної системи небесних координат; зв'язок висоти Полярної зорі з географічною широтою місця спостережень; номер часового поясу України; різницю між всесвітнім, середньоєвропейським і київським часом.
Студенти повинні вміти: визначати екваторіальні координати зір за зображеннями на карті; визначати поясний час.

Структура та зміст уроку

І. Перевірка домашнього завдання
Запитання і завдання для бесіди:
Що таке сузір'я та скільки їх є? Звідки походять назви сузір'їв?
Що характеризує видима зоряна величина? Ким було запроваджено це поняття?
Що означає запис «Полярна
· Малої Ведмедиці»? Як ще позначають зорі?
Покажіть на карті і назвіть 8 сузір'їв та 8 зірок.
Заслухати повідомлення учнів на тему «Легенди про походження назв сузір'їв».
ІІ. Вивчення нового матеріалу
Зорі надзвичайно віддалені від Землі. Спостерігаючи їх навіть у телескоп, неможливо визначити, яка з них далі, а яка ближче. При вивчені зоряного неба використовують математичну модель зоряного неба небесну сферу.
Небесною сферою називають уявну сферу довільного радіуса з центром у точці спостереження, на яку спроектовані небесні світила.
Кутовою відстанню між двома точками сфери є кут між радіусами, проведеними в ці точки. Зауважимо, що коло, отримане при перетині небесної сфери площиною, яка проходить через центр сфери, називається великим колом, а якщо площина не проходить через центр малим колом.
Наслідком обертання Землі навколо своєї осі є видиме обертання небесної сфери у протилежному напрямі. У цьому легко переконатись. Протягом ночі зорі описують дуги концентричних кіл (зі спільною віссю), вісь проходить поблизу зорі Полярної (
· Малої Ведмедиці). Сама ж Полярна (m = 2; від грецького полео я обертаюсь) залишається майже нерухомою. Щоб вивчити детальніше рух зір, необхідно ознайомитися з основними елементами небесної сфери.
Діаметр небесної сфери, навколо якого здійснюється її видиме обертання, називається віссю світу (РР
· див. рис).
Вісь світу перетинає небесну сферу в двох точках полюсах світу (від грецького полос вісь): північному (Р поблизу нього видно Полярну) та південному (Р' - поблизу нього яскравих зір нема). У 2000 році кутова відстань між північним полюсом світу та Полярною зорею становила всього 42'. Полярну називають зіркою-компасом, бо вона є орієнтиром, який вказує напрям на північ.


Небесним екватором називається великий круг небесної сфери, перпендикулярний до осі світу.
Діаметр небесної сфери, вздовж якого діє сила тяжіння і який проходить через точку спостереження, називається вертикаллю, або прямовисною лінією (ZZ').
Точками перетину вертикалі з небесною сферою є зеніт (від арабського земт арарасс вершина шляху) і надир (з арабської напрям ноги).
Великий круг небесної сфери, перпендикулярний до вертикалі, називається математичним, або справжнім, горизонтом.
Небесний екватор розділяє небесну сферу на північну та південну півкулі, а горизонт на видиму та невидиму півкулі.
Видиму півкулю небесної сфери ще називають небосхилом.
Великий круг небесної сфери, що проходить через полюси світу зеніт та надир називається небесним меридіаном.
Горизонт перетинається з небесним меридіаном у точках півночі (N) та півдня (S), а з небесним екватором у точках сходу (Е) та заходу (W).
Діаметр небесної сфери, що сполучає точки півночі та півдня, називається полудневою лінією (NS).
Кутова відстань світила від горизонту називається висотою світила h.Наприклад, висота зірки в зеніті дорівнює 90°.
На рис. О точка спостережень, Р полюс світу, N точка півночі, Т. центр Землі, а L точка на земному екваторі. Кут ОТL дорівнює широті
· точки О, а кут РОN є висотою полюса світу hp (або Полярної зорі, що майже те саме). Вісь світу паралельна до осі обертання Землі, а площина небесного екватора паралельна до площини земного. Кути РОN і ОТL рівні, бо мають взаємно перпендикулярні сторони (РО ( ТL і ON ( ОТ).
Отже, висота полюса світу дорівнює географічній широті місцевості:
hp =
·
У різних точках Землі рух зір по небесній сфері виглядає по-різному. Для спостерігача на полюсі нашої планети полюс світу перебуває в зеніті і вісь світу збігається з вертикаллю (див. рис.). Зорі рухаються по колах, паралельних горизонту. Одні світила видно завжди, інші не видно ніколи. Тут зорі не сходять і не заходять і їхня висота завжди однакова.
На земному екваторі полюси світу розташовані на горизонті, а вісь світу збігається з полудневою лінією (див. рис.). Зорі рухаються по колах перпендикулярних до площини горизонту. Усі світила сходять і заходять, перебуваючи на небосхилі півдоби. Якби не «заважало» Сонце, то за добу з екватора Землі можна було б побачити усі яскраві зорі неба.
Спостерігаючи за небом із середніх широт, можна помітити, що одні зорі сходять і заходять, інші ; не заходять узагалі. Є також зірки, що не з'являються над горизонтом ніколи (див. рис.).
Зорі, розташовані на небесному екваторі над горизонтом, перебувають стільки ж часу, як і під ним. Сонце рухається серед зір, описуючи лінію, яку називають екліптикою.
Двічі на рік (навесні 20-21 березня та восени , 22-23 вересня) перебуває на небесному екваторі у точках весняного («
·») та осіннього (« ») рівнодень. У цей час день дорівнює ночі.
Кожна зоря за добу двічі перетинає небесний меридіан. Явище проходження світил через небесний меридіан називається кульмінацією.
У верхній кульмінації висота світила найбільша, у нижній найменша (див. рис.). Рух світил між сусідніми кульмінаціями триває півдоби.
На полюсі висота зорі в обох кульмінаціях однакова.
На екваторі видно тільки верхню кульмінацію, але всіх світил.
У середніх широтах Землі для навколополярних зір видно (якби не Сонце) обидві кульмінації, для інших (зокрема, для Сонця) тільки верхню, а для зірок, що не сходять жодної.
Момент верхньої кульмінації центра Сонця називається справжнім полуднем, а нижньої справжньою північчю. У. полудень тінь від вертикального предмета падає уздовж полудневої лінії.
Для побудови зоряних карт необхідно увести систему небесних координат. В астрономії застосовують кілька таких систем, кожна з яких зручна для розв'язування різноманітних наукових і практичних задач. При цьому використовуються спеціальні площини, круги та точки небесної сфери. На ній положення зорі однозначно задається двома кутами. Якщо площиною, в якій та від якої відкладаються ці кути, є площина небесного екватора, то система координат називається екваторіальною. У ній координатами є схилення і пряме піднесення світил.

Схиленням
· називається кутова відстань світила від небесного екватора (див. рис.).
Схилення лежить у межах -90°<
· < 90° і приймається додатним у північній півкулі небесної сфери та від'ємним у південній. Наприклад, для точок на небесному екваторі
· = 0°, а для полюсів світу
·p = 90°,
·p = -90°.
Кругом схилення називається велике коло небесної сфери, що проходить через полюси світу і дане світило.
Прямим піднесенням (або прямим сходженням)
· називається кутова відстань круга схилення світила від точки весняного рівнодення
·.
Цю координату відлічують у напрямі, протилежному до напряму обертання небесної сфери і виражають в годинній мірі. Пряме піднесення змінюється в межах 0 год
·
·
· 24 год. Усьому колу небесного екватора відповідає 24 години (або, що те саме, 360°). Тоді 1 год = 15°, а 4 хв = 1°. Наприклад,
·
· = 0 год,
· = 12год.
Завдання 1. Знайдіть на рухомій карті зоряного неба північний полюс світу, небесний екватор, точку весняного рівнодення та ознайомтеся з координатною сіткою на уроці.
Завдання 2. За картою зоряного неба визначте:
координати зорі
· Ліри (
· = 18 год 40 хв;
· = 38°);
зорю, координати якої
· = 5 год 50 хв;
· = 7° (
· Оріона).
Однією з найвідоміших і найпростіших систем небесних координат є горизонтальна. Основною площиною у ній є математичний горизонт, а координатами азимут А світила та висота світила над горизонтом h. Недоліком горизонтальної системи є те, що координати світила постійно змінюються.
Час визначає порядок зміни явищ. Необхідність вимірювання і зберігання часу виникла на початку цивілізації. Для цього використовувались періодичні процеси, що відбуваються в природі. Рух нашої планети зумовлює видимий рух світил, зокрема Сонця, на небесній сфері, за. яким ми спостерігаємо. Найдавнішою одиницею часу є доба, тривалість якої визначається обертанням Землі навколо своєї осі.
Проміжок часу між двома послідовними верхніми (або нижніми) кульмінаціями центра Сонця називається справжньою добою (або справжньою сонячною добою).
Тривалість повного оберту Сонця по екліптиці є одиницею вимірювання часу в астрономії.
Тропічним роком називається проміжок часу між двома послідовними проходженнями центра диска Сонця через точку весняного рівнодення. Тропічний рік триває приблизно 365,2422 діб. У побуті користуються календарним роком, що майже дорівнює тропічному.
Встановлено, що Земля обертається навколо Сонця нерівномірно. Тому тривалість справжньої сонячної доби періодично змінюється, хоч і незначно. Взимку вона довша, влітку коротша. Найдовші справжні сонячні доби приблизно на 51 секунду триваліші від найкоротших. Щоб усунути цю незручність у вимірюванні часу, використовують середнє екваторіальне сонце уявну точку, яка рівномірно рухається по екліптиці і робить повний оберт по ній за тропічний рік. Інтервал часу між двома послідовними кульмінаціями середнього екваторіального сонця називають середньою добою (або середньою сонячною добою). Починається середня сонячна доба у момент нижньої кульмінації середнього екваторіального сонця. Середнє екваторіальне сонце - це фіктивна точка, ніяк не позначена не небі. Тому спостерігати за ц рухом неможливо, а для визначення її координат роблять необхідні обчислення.
Вимірювання часу сонячними добами залежить від географічної довготи. Для всіх точок на даному меридіані час однаковий, але він відрізняється від місцевого часу на інших меридіанах. Наприклад, якщо в нас за місцевим часом північ (тобто починається доба), то на протилежному меридіані за їхнім місцевим часом вже полудень. У 1884 році у багатьох країнах ввели поясну систему відліку часу. Поверхню Землі поділили на 24 годинних пояси. У кожному з них лежить основний меридіан, місцевий час якого Тп вважають поясним часом усього поясу. Відстань між основними меридіанами сусідніх поясів 15° або 1 година. Для зручності межі годинних поясів проходять через державні та адміністративні кордони, а на морях та малозаселених територіях по меридіанах, які віддалені від основних на 7,5° на схід та 7,5° на захід.
Гринвіцький меридіан (проходить через колишню Гринвіцьку обсерваторію поблизу Лондона, бо зараз її перенесли в інше місце) є основним для нульового годинного поясу. Далі на схід поясам присвоєні номери від 1 до 23. Україна лежить у другому годинному поясі. Час То нульового годинного поясу називають всесвітнім часом (або західноєвропейським). Справедливе співвідношення: Тп = То + п, де п номер годинного поясу.
Поясний час деяких годинних поясів має особливі назви. Європейським (або середньоєвропейським) називають час першого годинного поясу, східноєвропейським другого.
Щоб ефективніше використовувати сонячне світло та економити електроенергію, у деяких країнах уводять літній час, дія якого розпочинається щорічно в останню неділю березня о 2 годині переведенням стрілок годинників на годину вперед. О 3 годині ночі останньої неділі вересня стрілки годинників переводять на годину назад, відміняючи дію літнього часу.

Відомо, що основною одиницею вимірювання часу у СІ є секунда. Раніше за одну секунду приймали 1/86400 частину сонячної доби. Після виявлення змін у тривалості сонячної доби виникла проблема пошуку нової шкали часу. У 1967 році на Міжнародній конференції мір і ваги одиницею часу була прийнята атомна секунда час, що дорівнює 9 192 631 770 періодам випромінювання, яке відповідає переходу між двома надтонкими рівнями основного стану атома цезію-133. Шкала атомного часу ґрунтується на основі даних цезієвих атомних годинників, які є у деяких обсерваторіях та лабораторіях служб часу. Атомні годинники надзвичайно точні похибку в 1 с вони роблять за мільйон років.

III. Домашнє завдання

Опрацювати §3 (п. 1), §4, §5, §6.
Заповнити таблицю, користуючись рухомою картою зоряного неба.

Зоря
Координати


Пряме сходження,
·
Схилення,
·


· Великого Пса (Сиріус)

· В. Ведмедиці (Мерак)
?
?

· Змієносця (Рас Альфаг)
?
?
?
19 год 50 хв
21год5 хв
?
3 год 55 хв
?
?

-65°
?
-17°


Дати обґрунтовану відповідь на запитання: Якою буде тінь вертикальної жердини на екваторі Землі 21 березня опівдні?
















Заняття 5. Екліптика. Видимий рух Місяця і Сонця. Місячні і сонячні затемнення
Мета: сформувати уявлення студентів про причини видимих рухів Сонця та Місяця по небесній сфері; про види та умови спостереження затемнення Сонця та Місяця.
Основні поняття: екліптика, місячний шлях, сидеричний місяць, синодичний місяць, фаза Місяця, сарос.
Студенти повинні мати уявлення про: причини змін фаз Місяця.
Студенти повинні знати: причини видимого руху Сонця та Місяця; умови настання сонячних та місячних затемнень, зміст понять екліптика, сидеричний місяць, синодичний місяць.
Студенти повинні вміти: розрізняти основні фази Місяця.
Структура та зміст уроку
І. Перевірка домашнього завдання

Зоря
Координати.


Пряме сходження,
·
Схилення,
·


· Великого Пса (Сиріус)

· В. Ведмедиці (Мерак)

· Орла (Альтаїр)

· Цефея (Альдерамін)

· Змієносця (Рас Альфаг)

· Ерідан (Забрак)
6 год 40 хв
10 год 55 хв
19 год 50 хв
21 год 5 хв
17 год 35 хв
3 год 55 хв
-17°
56°

65°
13°
-17°


Запитання. Якою буде тінь вертикальної жердини на екваторі Землі 21 березня опівдні?
Відповідь. Опівдні Сонце кульмінує, тобто перетинає небесний меридіан. 21 березня Сонце перебуває на небесному екваторі. Для спостерігача на земному екваторі точка перетину небесного меридіана та небесного екватора збігається із зенітом. Отже, у вказаний час для даного спостерігача Сонце в зеніті, а тому вертикальна жердина не матиме тіні.
Самостійна робота (8 хв)
Варіанті 1
1. Скільки є годинних поясів? (2 бали).
2. Що таке небесна сфера? (2 бали).
3. Як називаються точки перетину полудневої лінії з небесною сферою? (2 бали)
4. Визначити за допомогою карти:
а) екваторіальні координати зорі
· Овна; (2 бали)
б) зорю, в якої пряме сходження дорівнює 7 год 40 хв, а схилення 28°; (2 бали).
в) у якої із зір а Малого Пса чи а Рака більша зоряна величина?
Відповідь поясніть. (2 бали)
Варіант 2
1. У якому годинному поясі розташована Україна? (2 бали)
2. Що таке вісь світу? (2 бали)
3. Як називаються точки перетину вертикалі - з небесною сферою? (2 бали)
4. Визначте за допомогою карти:
а) екваторіальні координати зорі
· Гідри; (2 бали)
б) зорю, в якої пряме сходження дорівнює 5 год 35 хв, а схилення 35°; (2 бали)
в) у якої із зір а Лева чи а Секстанта більша зоряна величина?
Відповідь поясніть. (2 бали)
II. Вивчення нового матеріалу
Визначаючи висоту Сонця у верхній кульмінації (у полудень), можна помітити, що вона змінюється з кожним днем приблизно на 15'. Якби була можливість бачити, в оточенні яких зір на небесній сфері перебуває Сонце, то ми помітили б, що воно протягом року постійно змінює місцезнаходження. Причиною видимого руху Сонця серед зір є дійсний рух Землі навколо Сонця. За рік наша планета робить повний оберт навколо Сонця, а воно, відповідно, за цей час проходить через ряд сузір'їв небесної сфери.
Уявна лінія, яку описує Сонце на небесній сфері за рік, називається екліптикою (із грецької затемнення). До кінця уроку ви дізнаєтесь, про які затемнення йдеться. Дванадцять сузір'їв: Риби, Овен, Телець, Близнюки, Рак, Лев, Діва, Терези, Скорпіон, Стрілець, Козеріг, Водолій, які перетинає екліптика, називають зодіаком (від грецького zodiakos коло тварин). Екліптика також проходить через сузір'я Змієносця (між Терезами та Скорпіоном), яке чомусь не вважають зодіакальним.
Тривалість перебування Сонця в зодіакальних сузір'ях різна. (За картою порівняйте довжину дуги екліптики у сузір'ях Овен та Стрілець). Тому екліптику умовно поділили на 12 рівних частин по 30°, які і відповідають знакам зодіаку, і в кожній з яких Сонце перебуває близько місяця.
У таблиці подані позначення зодіакальних сузір'їв (знаки зодіаку).
Назва зодіакального сузір'я
Знак сузір'я
Термін дії зодіакального сузір'я

Козеріг

22 грудня 20 січня

Водолій

21 січня 18 лютого

Риби

19 лютого 20 березня

Овен

21 березня 20 квітня

Телець

21 квітня 20 травня

Близнюки

21 травня 20 червня

Рак

21 червня 22 липня

Лев

23 липня 22 серпня

Діва

23 серпня 22 вересня

Терези

23 вересня 22 жовтня

Скорпіон

23 жовтня 22 листопада

Стрілець

23 листопада 21 грудня

Сузір'я, в яких перебуває Сонце, на небосхилі не видно, бо світло від них губиться у сонячному. У цей час опівночі кульмінують діаметрально протилежні зодіакальні сузір'я. Наприклад, у травні-червні сузір'я Тельця сходить разом із Сонцем і перебуває на небосхилі вдень. Опівночі в цей час кульмінує Скорпіон, тому за ним найкраще спостерігати у травні (див. рис ).
Площина екліптики перетинає площину небесного екватора під кутом 23°27'
· 23,5°. Двічі на рік 20-21 березня та 22-23 вересня Сонце перебуває на небесному екваторі в точках весняного (позначається знаком бо лежить в сузір'ї Овна) та осіннього рівнодень (позначається ). 22 червня Сонце найбільше віддаляється від небесного екватора (у бік північного полюса світу). У північній півкулі Землі це найдовший день у році день літнього сонцестояння (позначається ). Цього дня наше світило на 23°27' вище від небесного екватора. Аналогічно, 22 грудня найкоротший день року (це для північної півкулі; для південної, навпаки, найдовший) день зимового сонцестояння (позначається ). Тоді Сонце нижче небесного екватора на23°27'.
Ще в давнину помітили, що Місяць, як і Сонце, рухається серед зір. Місячний шлях (траєкторія Місяця на небесній сфері) проходить теж через 12 зодіакальних сузір'їв. Причиною цього є дійсне обертання-Місяця навколо Землі у площині, яка майже збігається із площиною орбіти нашої планети. Відповідно невеликий кут між площинами екліптики та місячного шляху всього 5°9'.
Місяць обертається навколо Землі у тому ж напрямі, що і Земля навколо своєї осі. Час повного оберту (період обертання) Місяця навколо Землі відносно зір називається сидеричним (зоряним) місяцем (від латинського сідус зоря). Він становить 27,32 доби.
Обертання Місяця навколо Землі є причиною постійної зміни видимості його освітленої .частини. Видиму із Землі освітлену частину диска Місяця називають фазою Місяця. Є. чотири фази: новий місяць (молодик, або новомісяччя), перша чверть, повний місяць (повня) і третя чверть.
На рис. зображено зміну місячних фаз. Лінію, на диску Місяця (чи іншого небесного тіла), яка відокремлює його освітлену частину від неосвітленої, називають термінатором (від латинського терміно обмежую).
Синодичним місяцем, або лунацією (від грецького синодос з'єднання) називають проміжок часу між двома послідовними однаковими фазами Місяця. Він дорівнює 29,53 доби. Синодичний місяць триваліший за зоряний. Причиною цього є обертання Землі (разом із Місяцем) навколо Сонця. За 27,3 діб Місяць здійснює повний оберт навколо Землі, а вона за цей час проходить дугу приблизно 27° по орбіті. Понад дві доби потрібно для того, щоб Місяць знову зайняв відповідне місце відносно Сонця і Землі, тобто Щоб знову наступила дана фаза.
Місяць обертається навколо свої осі з періодом, що дорівнює сидеричному місяцю. Тобто день, як і ніч, на Місяці триває майже два земні тижні Рівність періодів обертання місяця навколо своєї осі та навколо Землі зумовлює те, що він повернутий до нашої планети завжди однією і тією ж півкулею. Але завдяки лібрації (від латинського libratio погойдування, коливання) Місяця земним спостерігачам видно близько 59% площі його поверхні.
Наслідком прямолінійного поширення світла є такі явища, зокрема, як сонячне затемнення Місяцем та місячне затемнення Землею. Земля і Місяць, освітлюючись Сонцем, утворюють конусоподібні тіні. Затемнення Сонця відбуваються тоді, коли місячна тінь проходить по поверхні Землі. Внаслідок того, що видимі радіуси Сонця та Місяця майже однакові, спостерігаються повні, кільцеподібні та часткові затемнення Сонця. Це залежить від розміщення в даний момент Сонця, Місяця і спостерігача на Землі. Ще в давнин; помітили, що затемнення Сонця відбуваються тоді, коли Місяць заходить н екліптику (див. рис.) і це дало назву екліптиці.


Положення Сонця на екліптиці та місячному шляху у різні новомісяччя.
У новомісяччя 1, 2, 6, 7, 8, 9, 13, 14 сонячні затемнення не відбуваються.
У новомісяччя 3, 4, 5, 10, 11, 12 настає сонячне затемнення.

Затемнення Сонця відбуваються лише у новомісяччя, тобто тоді, коли Місяць перебуває між Землею і Сонцем. Проте не у кожен молодик видне хоча б часткове затемнення. Причиною цього є те, що екліптика і місячний шлях не лежать в одній площині. Ці два кола перетинаються в точках, які називаються вузлами. Затемнення Сонця можуть відбуватися лише тоді, колі Місяць перебуває біля вузла або в ньому. Місячні вузли, відстань між якими 180°, рухаються по екліптиці на захід зі швидкістю близько 1,5° за місяць тому Місяць перебуває у вузлі через кожні 13,6 доби. Якщо новомісяччя на стало у місячному вузлі, то на певній частині земної поверхні спостерігатиметься повне (кільцеподібне) або часткове затемнення Сонця.
Схема повного сонячного затемнення. Схема кільцеподібного сонячного затемнення.
А зона повного затемнення, А зона кільцеподібного затемнення,
В зона часткового затемнення. В зона часткового затемнення.
Під час фази повного затемнення все огортає напівморок, на небі з'являються найяскравіші зірки. На місці Сонця видно чорний місячний диск, оточений сріблясто-перлистим сяйвом сонячною короною. Місячна тінь зі швидкістю 1км/с ковзає по поверхні Землі. Ширина смуги повного затемнення, як правило, від 40 до 100 км, а час повної фази затемнення (коли диск Сонця повністю закритий диском Місяця для повного, або диск Місяця міститься у диску Сонця для кільцеподібного) 2-3 хв. У рідкісних випадках смуга досягає максимально можливої ширини 270 км, повна фаза триває 7 хв 31 с (а кільцеподібна до 12 хв). Останній раз таке затемнення відбулося у VII столітті, а наступне спостерігатиметься на початку ХХШ століття. У минулому столітті рекордним було затемнення Сонця 30 червня 1973 року. В Африці воно тривало 7 хв 10 с. На територіях, які межують зі смугою повного затемнення (іноді їх ширина сягає 3500 км) спостерігається часткове затемнення Сонця. За сприятливих обставин часткова фаза може тривати до 3,5 год.
Протягом року відбувається 2-3 сонячні затемнення, причому одне з них, як правило, повне або кільцеподібне. Іноді за рік є чотири, а дуже рідко п'ять затемнень (у 1935 р., 2206 р.) Проте спостерігати їх можна в різних районах земної поверхні і тому для даної точки на планеті повне затемнення Сонця є явищем рідкісним. На території України часткове затемнення Сонця спостерігалось 11 серпня 1999 року. Фаза затемнення лежала в межах 77,7% - 96,8%. Пам'ятайте, що спостерігати затемнення Сонця слід через затемнене скло, щоб не пошкодити зір.
Затемнення Місяця явище проходження Місяця через конус земної тіні. Воно відбувається за умови, що центри Сонця, Землі та Місяця лежать на одній прямій (або поблизу однієї прямої), причому Земля перебуває між Сонцем та Місяцем (див. рис.).

Розрізняють повні та часткові затемнення Місяця. Тривалість фази повного місячного затемнення становить іноді близько 2 год. Під час повного затемнення диск Місяця набуває темно-червоного забарвлення. Причиною цього явища є заломлення сонячного світла земною атмосферою. Червона частина спектра найменше розсіюється в атмосфері, тому саме червоні промені потрапляють на Місяць і надають йому такого зловісного кольору. У давнину, не знаючи справжніх причин, стверджували, що Місяць «наливається кров'ю» і вбачали у затемненнях Місяця знак, який пророкує нещастя.
Протягом року може відбутися максимум три затемнення Місяця, а бувають роки, коли нема жодного. Кожне таке затемнення видно майже з усієї нічної півкулі Землі. Тому затемнення Місяця можна спостерігати значно частіше, ніж затемнення Сонця (хоча останніх буває і більше).
Древні єгиптяни визначили, що приблизно через 6 585,3 доби (приблизно 18 років 11 діб) сонячні і місячні затемнення повторюються у тій же послідовності. Цей період називається саросом і його існування пояснюється повторенням взаємного розміщення Сонця, Місяця і вузлів місячної орбіти на небесній сфері. Протягом одного сароса буває 43 затемнення Сонця і 28 Місяця. За допомогою сароса можна наближено передбачити сонячне затемнення, але важко точно Назвати час і місце, де. його буде видно.
Розроблена теорія затемнень забезпечує визначення моментів та умови спостережень цих явищ на тисячі років уперед і в минулому з точністю до однієї секунди. Вона базується на аналітичному методі, який запропонував німецький математик та астроном Ф. Бессель (17841846 р.). Суть цього методу полягає в тому, що за координатами центра Сонця і Місяця та їхніми радіусами складають рівняння колових конічних поверхонь, дотичних до сонячної та місячної поверхонь. Розв'язавши ці рівняння разом із рівнянням земної поверхні, визначають час настання, тривалість затемнень, регіони Землі, де вони спостерігатимуться і в якому вигляді це відбуватиметься.
За великої різниці у видимих кутових розмірах затемнюючого і затемнюваного тіл, кажуть не про затемнення, а про проходження по диску (наприклад, проходження Меркурія та Венери по диску Сонця).
Затемнення Сонця, особливо повні, дуже цікаві для науки. Протягом кількох хвилин повної фази є можливість дослідити зовнішні розрідженні оболонки Сонця, які неможливо безпосередньо побачити за інших умов.

III. Домашнє завдання
Опрацювати §7, §8.

Для допитливих.
Найдавніше затемнення Сонця, зафіксоване в історичних хроніках, спостерігалося 22 жовтня 2137 р. до н.е. в Китаї. У Вавилонських архівах перші записи про затемнення зроблені у VIII ст. до н.е. Завдяки тривалим систематичним спостереженням у Вавилоні була встановлена періодичність затемнень Місяця. Через рідкісність сонячних затемнень їх повторюваність людство виявило значно пізніше. Австрійський учений Т. Оппольцер (1841-1886 рр.) у «Каноні затемнень» навів дані про всі затемнення з 1208 р. до н. е. до 2163 р. н.е. (близько 8 000 сонячних і 5 000 місячних затемнень). Бельгійські вчені у 1966 р. склали аналогічний канон затемнень із 1898 р. н.е. до 2510 р. н.е. (усього 1449 затемнень).

Про затемнення часто згадується в історичних хроніках. Маючи точний час затемнень та використовуючи згадки про них, можна встановити точні дати історичних подій. Панічний страх людей перед затемненнями та лихом, яке вони віщують, зумовлював припинення війн, відстрочення військових походів тощо. Так, за переказами, затемнення Сонця зупинило битву лідійців і мідян. Йдеться про сонячне затемнення 28 травня 585 р. до н.е., отже. встановлений точний час війни та інших подій, про які згадується в літописах, що відбувалися одночасно з нею.




Заняття 6. Геліоцентрична система. Конфігурації планет. Видимі рухи планет. Закони Кеплера.

Мета: ознайомити студентів із розвитком уявлень про будову світу; дати означення та загальну характеристику планетних конфігурацій; ознайомити учнів із законами Кеплера; дати означення горизонтального паралаксу; сформувати уявлення про способи визначення відстаней до небесних тіл.
Основні поняття: система світу, конфігурації планет, сполучення (верхнє та нижнє), протистояння, елонгація (західна та східна), квадратура (західна та східна), афелій, перигелій, середня відстань до планети, паралактичне зміщення, горизонтальний паралакс, астрономічна одиниця.
Обладнання: модель Сонячної системи.
Студенти повинні знати: суть геліоцентричної систем світу; основні конфігурації планет; будову Сонячної системи та назви її великих планет; зміст трьох законів Кеплера; афелій, перигелій, горизонтальний паралакс; величину астрономічної одиниці.
Студенти повинні вміти: визначати відстань до світила за його паралаксом і навпаки, пояснити причини і закономірності видимого руху планет.

Структура та зміст уроку

І. Перевірка домашнього завдання
Запитання для бесіди:
Що таке екліптика? Чим зумовлений видимий рух Сонця серед зір?
Які фази Місяця ви знаєте? Чому вони змінюються?
За якої умови спостерігаються місячні та сонячні затемнення?

II. Вивчення нового матеріалу
Ще на початку цивілізації люди, спостерігаючи за небесними світилами та їхніми рухами, намагалися пояснити побачене. Найдавніші, найпримітивніші уявлення про світобудову полягають в тому, що Землю вважали плоскою, розташованою на трьох китах чи слонах. Із часом були створені інші моделі, у яких обов'язково Землі відводилось центральне місце. Вони теж виявились неправильними. Лише у XV ст. Миколай Копернік запропонував таку модель світу, якою користуються дотепер.
Системою світу називають уявлення про розташування в просторі і рух Землі, Сонця, Місяця, планет, зір та інших небесних тіл.
Автором першої системи світу був Аристотель (384-322 рр. до н.е.) один із найвидатніших та найавторитетніших учених Стародавньої Греції. Він був наставником та другом Олександра Македонського, брав участь у військових походах. Подорожуючи, учений проводив наукові спостереження. Аристотель довів, що Земля кулеподібна (за формою тіні на диску Місяця під час затемнення). Система світу Аристотеля називається геоцентричною (від грецького «геос» земля). Навколо Землі, яку вчений вважав центром Всесвіту, обертаються прозорі тверді сфери, до яких прикріплені Місяць, Меркурій, Венера, Сонце, Марс, Юпітер та Сатурн. На восьмій сфері розташовані всі зорі, а на дев'ятій, на думку Аристотеля, «двигун», який обертає всі сфери.
Через півтисячоліття інший грецький учений Клавдій Птоломей (бл. 90-160 рр. н.е.) у праці «Альмагест» (арабізована назва «Велика будова») описав систему світу, яка теж є геоцентричною. У центрі Всесвіту розміщена нерухома Земля. Навколо неї рухаються по колах деферентах Місяць і Сонце. Планети Меркурій, Венера, Марс, Юпітер і Сатурн рівномірно рухаються по малих колах епіциклах, центри яких обертаються навколо Землі по відповідних деферентах (див. рис.).

Підбором радіусів орбіт та шляхом складних геометричних побудов ученому вдалося створити систему світу, яка пояснювала складний видимий петлеподібний рух планет на небосхилі та дозволяла передбачати сонячні і місячні затемнення. Геоцентрична система світу проіснувала 1300 років.
Результатом тридцятилітньої наукової роботи видатного польського астронома Миколая Коперніка (1473-1543) стали шість книг зі спільною назвою «Про обертання небесних сфер» (1543 рік). У цій праці були викладені основи геліоцентричної системи світу (від грецького геліос сонце). Учений вважав, що Земля обертається навколо своєї осі і разом з іншими планетами навколо Сонця, причому періоди обертання та радіуси планет різні (див. рис.). Копернік спростував уявлення про Землю, як особливе центральне тіло Всесвіту і вважав її рядовою планетою, що рухається навколо Сонця. Своїм ученням Копернік насмілився заперечити геоцентричну систему світу, яку визнавала церква. Тривалий час, аж до 1836 року, католицька церква забороняла читання праць великого вченого. Зараз геліоцентричну систему світу використовують для опису Сонячної системи мізерної частини Галактики. Будову ж Всесвіту в цілому вивчає космологія, у якій і створені повніші та загальніші моделі світу.
До складу Сонячної системи входять Сонце, дев'ять великих планет (Меркурій, Венера, Земля, Марс, Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун і Плутон), 58 супутників планет, понад сто тисяч малих планет (астероїдів), понад сто мільярдів комет, та безліч метеорних тіл (діаметром до 100 м). Усі вони об'єднанні гравітаційною взаємодією (див. рис.).
Найвіддаленіша з великих планет Плутон перебуває на відстані 6 млрд км від Сонця. Є малі тіла, що належать, до Сонячної системи, але віддалені ще більше. Незважаючи на такі величезні відстані між об'єктами нашої планетної системи, вона доволі компактна, адже найближча зоря Проксима Кентавра віддалена від Сонця у 7000 разів далі, ніж Плутон.
Меркурій та Венера розташовані ближче до Сонця, ніж Земля. Ці дві планети називають внутрішніми, або нижніми (відносно Землі). Відповідно Марс, Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун і Плутон називають зовнішніми, або. верхніми планетами, бо їхні орбіти розміщені зовні земної.
Характерні взаємні розміщення планет, Землі і Сонця називають конфігураціями. Розглянемо конфігурації внутрішніх та зовнішніх планет, вважаючи, що вони обертаються навколо Сонця в одній площині.
Внутрішня планета може опинитися на одній прямій із Сонцем та Землею, перебуваючи або між ними, або за Сонцем. Такі конфігурації називаються відповідно нижнім та верхнім сполученнями (див. рис.). У нижньому сполученні планета найближча до Землі, а у верхньому перебуває на максимальній віддалі. За умови такого розташування планети її із Землі не видно, бо у випадку нижнього сполучення планета повернута до Землі нічною (неосвітленою Сонцем) півкулею, а у верхньому сполучені вона губиться в сонячному світлі, хоча і повернута до Землі освітленою півкулею.
Конфігурація внутрішніх планет:
1 верхнє сполучення;
2 нижнє сполучення;
3 західна елонгація;
4 східна елонгація.
Кутова відстань планети від Сонця називається елонгацією (від латинського елонго віддаляюся). Елонгацію позначають буквою (. Розрізняють східну та західну елонгації. Для внутрішніх планет існує найбільший кут (максимальна елонгація, або найбільше віддалення), на який вони віддаляються від Сонця при спостереженні із Землі (див. рис.). Для Меркурія (max
· 28°, а для Венери (max
· 48°.
Отже, конфігураціями внутрішніх планет є верхнє та нижнє сполучення, східна та західна елонгації.
Розглянемо конфігурації зовнішніх планет. Якщо планета розташована на одній прямій із Сонцем та Землею, то вона може опинитись або за Сонцем (відносно Землі), або проти Сонця. Тоді планета відповідно у сполученні або протистоянні (див. рис.). У сполученні планету із Землі не видно, бо її закриває Сонце. Протистояння оптимальна конфігурація для спостереження зовнішніх планет. За такого розміщення відстань між Землею і планетою мінімальна, планета повернута до Землі освітленою півкулею і видно планету на небосхилі цілу ніч.
Квадратура це така конфігурація, за якої кут між напрямами на планету і на Сонце прямий. Є західна і східна квадратури (див. рис.).
Конфігурація зовнішніх планет:
1 сполучення;
2 протистояння;
3 західна квадратура;
4 східна квадратура.
Отже, конфігураціями зовнішніх планет є сполучення, протистояння, західна та східна квадратури.
Моменти конфігурацій планет і умови їх видимості на кожен рік друкують в астрономічних календарях.
Рух планет Сонячної системи не є безладним та невпорядкованим. Вони обертаються навколо Сонця згідно із законами, які на початку XVII століття відкрив видатний німецький учений Й.Кеплер (1571-1630).
Щоб зрозуміти суть першого закону Кеплера, зробимо короткий екскурс у геометрію.
Еліпсом називається плоска замкнена крива, що складається з точок, сума відстаней від яких до двох даних точок F1 та F2 є величиною сталою (див. рис.). Точки F1 та F2 називаються фокусами еліпса. Середина відрізка F1F2 точка О : центр еліпса. Відрізок АР = 2а називається великою віссю, а відрізки АО та ОР великими півосями еліпса
(АО = ОР = а).
Якщо М та N довільні точки еліпса, то за означенням:
МF1 + МF2 = NF1 + NF2 = АF1 + АF2 = 2а.
Відрізок, що з'єднує довільну точку еліпса з одним з його фокусів (наприклад, МF1), називається радіус-вектором цієї точки. Відношення 13 EMBED Equation.3 1415 називається ексцентриситетом еліпса і характеризує його витягнутість. Що більше витягнутий еліпс, то більший його ексцентриситет, проте у будь якому випадку 0
· e < 1.
Якщо e = 0, тобто ОF1 = 0 (фокуси еліпса збігаються з його центром), то еліпс перетворюється в коло.
Еліпс має чимало цікавих властивостей, однією з яких є оптична: світлові промені, які виходять з одного фокуса, після дзеркального відбивання від еліпса проходять через інший фокус.
Перший закон Кеплера.
Орбіти планет є еліпсами зі спільним фокусом, у якому міститься Сонце.
Рухаючись навколо Сонця S (див. рис.), планета М періодично віддаляється та наближається до нього, тобто відстань між ними постійно змінюється.
Афелієм називається найдальша від Сонця точка траєкторії планети (точка А), а перигелієм найближча (точка Р).
Середньою відстанню від Сонця до планети вважають середнє арифметичне її афелійної та перигелійної відстаней. Ця відстань дорівнює великій півосі орбіти планети: 13 EMBED Equation.3 1415.
Лінія АР називається лінією апсид.
Велика піввісь земної орбіти a
· одна астрономічна одиниця
(1 а.о.) прийнята за одиницю довжини в астрономії,
a
· = 1 а.о. = 1,4959787
· 1011 м
· 150 000 000 км.
У перигелії (3 січня) відстань між Землею і Сонцем на 2,5 млн. км менша, а в афелії (3 липня) на стільки ж більша за астрономічну одиницю.
Ексцентриситети орбіт планет Сонячної системи малі, тобто траєкторії дуже близькі до колових. Найбільш вигнутими є орбіти Плутона (е = 0,247) та Меркурія (е = 0,207). Ексцентриситет земної орбіти е
· = 0,017 .
Другий закон Кеплера.
Радіус-вектор планети за однакові проміжки часу описує рівні площі.
Другий закон Кеплера формулюють іноді так: секторна швидкість планети величина стала. Це означає: якщо за однакові проміжки часу планета проходить дуги К1К2 та Т1Т2 , то площі секторів SК1К2 та SТ1Т2 рівні (див. рис.).
Згідно із другим законом Кеплера, лінійна швидкість планети неоднакова у різних точках орбіти. Швидкість планети відносно Сонця поблизу перигелія найбільша, а поблизу афелія найменша. Наприклад, Марс поблизу перигелія рухається зі швидкістю 26,5 км/с, а біля афелія сповільнюється до 22 км/с.
Комети, як і планети, рухаються навколо Сонця за тими ж законами, проте їхні орбіти дуже витягнуті (ексцентриситети орбіт великі). Тому поблизу Сонця (в перигелії) швидкість деяких комет досягає значення 500 км/с, а в афелії вони рухаються дуже повільно.
Третій закон Кеплера.
Квадрати зоряних (сидеричних) періодів обертання планет відносяться як куби великих півосей орбіт.
Якщо Т1 та Т2 сидеричні періоди обертання планет, а а1 та а2 середні відстані від планет до Сонця (великі півосі їхніх орбіт), то третій закон можна записати так: 13 EMBED Equation.3 1415.
Записавши третій закон Кеплера для Землі та іншої планети, маємо:
13 EMBED Equation.3 1415, або Т2 = а3 , де Т в роках, а в а.о.
Тобто квадрат сидеричного періоду планети, вираженого в земних (сидеричних) роках, дорівнює кубу великої півосі її орбіти, вираженої в астрономічних одиницях.
Відкриття третього закону Кеплера дозволило обчислити відстані від Сонця до планет, періоди обертання яких вже були відомі.
Поряд із розглянутим способом визначення відстаней у Сонячній системі існують й інші. Найвідомішим є тригонометричний метод, який дозволяє знаходити відстані до недоступних предметів, використовуючи явище паралактичного зміщення.
Паралактичним зміщенням називається зміна напрямку на об'єкт при переміщенні спостерігача.
Нехай спочатку предмет S розглядають із точки A1 (див. рис.). Після переміщення спостерігача у точку А2 йому, щоб бачити предмет, необхідно змінити напрям зору на певний кут. Очевидно, що з віддаленням предмета S , цей кут зменшуватиметься. Тому щоб помітити паралактичне зміщення далеких предметів, необхідно, щоб базис А1А2 (відстань між точками спостереження) був значним.
Зокрема при спостереженнях об'єктів Сонячної системи фазисом є радіус Землі, а при спостереженні зір та галактик велика піввісь земної орбіти.
Горизонтальним паралаксом (від грецького parallaxis відхилення, зміщення) називається кут р, під яким зі світила видно радіус Землі, перпендикулярний до напрямку зору.
Використовуючи обертання Землі навколо своєї осі (див. рис.), спочатку спостерігаємо світило S на горизонті з точки A1 , а через деякий час у зеніті із точки А2. Зрозуміло, що напрям на світило при цьому змінюється щ кут
· , який дорівнює горизонтальному паралаксу світила:
· = р.
Відстань, до світила SO можна визначити з
13 EMBED Equation.3 1415, 13 EMBED Equation.3 1415,
де 13 EMBED Equation.3 1415
· 6370 км радіус Землі, p паралакс світила.
Відстані між об'єктами Сонячної системи значні, і хоча базисом спостережень є радіус Землі, паралакси планет, супутників та Сонця дуже малі. Наприклад, паралакс Сонця p
· = 8,8' , а паралакс Місяця p
· = 57'. Для малих кутів (у радіанах) справедливе співвідношення sin р
· р .
Тоді відстань до світила: 13 EMBED Equation.3 1415.
Задача. Визначити відстань від Землі до Урану, якщо його горизонтальний паралакс дорівнює 2,21
· 10-6 радіан.
III. Домашнє завдання
Опрацювати §9.
Розв'язати задачу: Знайти горизонтальний паралакс Юпітера, якщо його відстань до Землі 6 а.о.
Для допитливих:
Йоганн Кеплер відомий німецький астроном і математик. Народився у містечку Вейль-дер-Штадті на півдні Німеччини у протестантській сім'ї. Рано, залишившись без батька, Йоганн змушений був заробляти на хліб, прислужуючи в шинку. Задоволенням для юнака було навчання в монастирській школі.
Учителі швидко помітили чудову пам'ять, кмітливість та старанність Йоганна. 17 вересня 1589 року Кеплер вступає до Тюбінгенського університету, де студіюючи богословські науки, водночас захоплюється математикою, астрономією, мистецтвом. Водночас Йоганн знайомиться з ученням Коперніка. Захоплення ідеями видатного польського астронома посприяло тому, що Кеплера звинуватили у вільнодумстві. Замість прибуткової професії богослова Йоганн по закінченню університету отримав посаду вчителя у семінарії міста Грац. Важкими були перші кроки самостійного життя На жаль, і до останніх днів супутницею Кеплера була бідність. Ні наукові успіхи, ні високі посади не зробили його заможним.
Молодий магістр філософії був змушений складати календарі, альманахи, гороскопи. «...Краще видавати календарі з пророцтвами, ніж жебракувати... Астрологія дочка астрономії, хоча й незаконна, і хіба не природно, щоб дочка годувала свою матір, яка інакше могла б вмерти з голоду», казав Кеплер. Свої розрахунки Йоганн проводив згідно з уведеним 15 жовтня 1582 року григоріанським календарем. Календар Кеплера на 1604 році вдало передбачив погоду. Це зробило автора знаменитим у Європі, зате одновірці-протестанти прокляли вченого, а його роботи спалили, вважаючи, що краще розійтися із Сонцем, ніж зійтися з папою римським. Тому Кеплер разом із сім'єю, уникаючи переслідувань, часто змінює місце проживання.
У вересні 1600 року він переїжджає до Праги, де працює помічником видатного датського астронома Тіхо Брате. їхню спільну працю при дворі імператора Рудольфа перервала раптова смерть Брате. Використовуючи результати спостережень інших учених та опрацьовуючи матеріали, отримані Тіхо Брате, Кеплер сформулював закони руху планет.
Перший закон був опублікований у книзі «Нова астрономія, або небесна фізика» (Прага, 1609 р.), другий у книзі «Коротка копернікова астрономія» .(1618-1622 рр.) третій у книзі «Світова гармонія...» (1619 р.). У 1617 році вийшла найбільша (близько 1000 сторінок) та найпопулярніша праця Кеплера з астрономії «Нариси копернікової астрономії» - Це був перший підручник геліоцентричної системи, у якому рух планет та їхніх супутників підпорядковувався відкритим законам. У 1624 році, долаючи фінансові труднощі, Кеплер опублікував «Рудольфівські таблиці» працю, якій було віддано понад двадцять років життя. Це були астрономічні планетні таблиці, яких із нетерпінням чекали моряки, астрономи, упорядники календарів, астрологи. В останні роки життя Кеплер, перебуваючи на посаді астролога одного вельможі, працює над книгою «Сон», що присвячена астрономії Місяця.
У своїх працях Йоганн Кеплер виклав теорію і способи передбачення місячних та сонячних затемнень, висловив здогадки про природу та властивості тяжіння фундаментальної причини, яка визначає рух небесних тіл, досліджував заломлення світла та створення оптичних труб. Учений був провісником відкриття інтегрального та диференціального числення.
Помер Йоганн Кеплер 15 листопада 1630 року в Рогенсбурзі. На пам'ятнику викарбували епітафію, яку склав для себе сам учений. Вона закінчується так: «...Я небеса вимірював, тепер тіні Землі вимірюю. Дух на небі мій був; тут же тінь тіла лежить.» Згодом кладовище було зруйноване і від могили Кеплера не залишилося й слідів.
Іменем Кеплера названий кратер на Місяці.












Заняття 7. Календар і його види.

Мета: ознайомити студенти із типами календарів.
Основні поняття: календар, ера, юліанський стиль, григоріанський стиль.
Студенти повинні мати уявлення про: історію введення юліанського та григоріанського календарів.
Студенти повинні знати: типи календарів, особливості побудови місячних і сонячних календарів, відмінності між григоріанським і юліанським календарем.
Студенти повинні вміти: визначати високосні та невисокосні роки.

Структура та зміст уроку

І. Перевірка домашнього завдання
Задача.
Знайти горизонтальний паралакс Юпітера, якщо його відстані до Землі 6 а.о.
Відповідь: 7
· 10-6
· 1,44.

ІІ. Вивчення нового матеріалу
Систему відліку тривалих проміжків часу називають календарем (від латинських caleo проголошую і календаріум боргова книга; у Стародавньому Римі початок кожного місяця і року жерці оголошували окремо, і першого числа сплачувались борги).
Залежно від того, який періодичний процес покладений в основу, календарі поділяють на три типи: сонячні, місячні, сонячно-місячні.
Якщо це рух Сонця по екліптиці, то календар сонячний, якщо зміна фаз Місяця місячний, якщо і те, й інше сонячно-місячний.
Необхідними умовами календаря є збіг календарного року із тривалістю оберту Сонця по екліптиці, та ціла кількість діб у календарному році. Невиконання цих умов призвело б до того, що новий рік починався б у різний час доби, а календарні дати через деякий час випадали б на різні пори року. Труднощі при складанні календарів пов'язані з тим, що тривалість тропічного року Т, синодичного місяця S і сонячної доби є некратними: Т = 365,2422 діб; S = 29,53 діб.
Ще в давнину люди помітили, що через кожні 19 років (цикл Метона) ті самі фази Місяця припадають на ту ж дату сонячного календаря, тобто виконується умова: 19 троп, років
· 235 синодичних місяців
· 6 940 діб.
Це використовували для утримання початку календарного року біля певного моменту тропічного року, за потреби, уводячи або скасовуючи дні чи місяці.
За наказом Юлія Цезаря (100-44 рр. до н.е.) олександрійський астроном Созіген створив сонячний календар, який запровадили в Римі у 46 році до н.е. Зараз цей календар називають юліанським, або старим стилем. У ньому роки поділяються на прості (365 діб) та високосні (366 діб). Рік, номер якого кратний 4, високосний. Середня тривалість року за старим стилем 365,25 діб, що на 11 хв більше за тропічний рік. Таким чином, юліанський календар відстає від істинного плину часу на 1 добу приблизно за 128 років. Юліанський календар був домінуючим півтора тисячоліття. За цей час весняне рівнодення зсунулося на 10 діб назад.
У XVI ст. папа Григорій XIII провів реформу календаря наказав вилучити 10 «зайвих» діб (після 4 жовтня 1582 року наступило 15 жовтня цього ж року) і не вважати високосними роки, номери яких діляться на 100, але не Діляться на 400. Наприклад, 2000 рік високосний, а 2100, 2200, 2300 прості. Григоріанський календар називають новим стилем. Різниця між григоріанським (365,2425 діб) і тропічним роками дуже незначна розходження в одну добу відбудеться через три тисячі років. Фактично, це вічний календар. Зараз він найпоширеніший у світі. Григоріанський календар є головним календарем християнського світу, хоча для визначення дат свят православна церква чомусь користується старим стилем, який на даний час відстає від нового на 13 діб. Наприклад, у католиків Різдво 25 грудня, а у православних - через 13 днів 7 січня. Часто роки юліанського та григоріанського календарів позначають буквами А.D., що означає «року божого», наприклад, 2003 A.D.
Найвідомішим місячним календарем є арабський, а китайський календар сонячно-місячний.
Початок літочислення у календарі називається ерою (із латинської - вихідне число). Відомо понад 200 ер.
Рахували роки і від «заснування Риму» (у Стародавньому Римі), і від вступу династії чи монарха на престол (у Китаї), і від «сотворіння світу» (у Візантії та на Русі). Найдревнішою ерою пов'язаною з історичною особою, є ера Набонасара (з 27 лютого 747 року до н.е. до 29 серпня 284 року н.е.). У 284 році імператором Римської імперії проголосили Діоклетіана і встановили його еру. Далі літочислення велося в роках Діоклетіана. 248 року ери Діоклетіана учений-чернець Діонісій Малий запропонував уважати цей рік 532 роком від «Різдва Христового». Літочислення, яке ведеться від народження Ісуса Христа, називають новою ерою (н.е.), а в зворотному напрямі до нової ери (до н.е.).
У Київській Русі після прийняття християнства роки рахували, як і у Візантії, від міфічного створення світу (5508 рік до н.е.). Новий рік починався 1 березня, а з 1492 А.D. 1 вересня. І5 грудня 7208 року від створення світу (1699 А.D.) Петро І указом проголосив з 1 січня новий 1700 рік від Різдва Христового за юліанським календарем. Через два сторіччя у 1918 році в Україні запроваджено точніший григоріанський календар.

ІІІ. Домашнє завдання.
Опрацювати §10.
Вивчити стор. 50.
Для допитливих:

Назви місяців, у сучасних календарях мають давньоримське походження. Перший римський календар мав 10 місяців.
Рік починався навесні. Перший місяць називали на честь бога війни Марса мартіус (порівняйте з російським март та англійським March). Другий місяць апрікус, що означає зігрітий Сонцем (апрель, April). Іменем богині землі Майї назвали третій місяць Май, а четвертий присвятили дружині Юпітера богині Юноні (російською июнь). Решта місяців мали порядкові латинські позначення, наприклад, октобер восьмий. Пізніше календар уточнили, додавши ще два місяці: януаріс (январь, January) - на честь бога Януса та фебруаріс (февраль February), що означає очищальний.
Після запровадження юліанського календаря новий рік починався першого січня, а не першого березня, і назви місяців не відповідали їхнім новим номерам. Колишній сьомий місяць септембер (сентябрь September) став дев'ятим і т. д. Кілька місяців перейменували, зокрема, колишній п'ятий квінтіпіс назвали на честь Юлія Цезаря юліусом (июль July).
В українських назвах місяців відображені відповідні сезонні зміни в природі.
Семиденний тиждень існує зараз у багатьох календарях. Ще в Стародавньому Вавилоні час вимірювали такими періодами і пов'язано це було зі зміною фаз Місяця, адже кожна фаза триває близько тижня.
Помітивши на небесній сфері сім світил, які змінюють положення відносно інших зір, Сонце, Місяць, Меркурій, Венера, Марс, Юпітер та Сатурн кожному з них присвятили день тижня. Число сім взагалі вважалось винятковим, священним, щасливим. Значно пізніше за традицією виділили сім кольорів райдуги, сім нот тощо.




























Заняття 8. Методи астрономічних спостережень.

Мета: сформувати уявлення про астрономічні спостереження та їхні особливості, будову та дію телескопів.
Основні поняття: телескоп, рефрактор, рефлектор, радіотелескоп, обсерваторія.
Студенти повинні мати уявлення про: способи та інструменти астрономічних досліджень.
Студенти повинні знати: основні типи телескопів та відмінності між ними.

Структура та зміст уроку
І. Вивчення нового матеріалу.
Найважливішими астрономічними приладами є телескопи (від грецьких слів tele далеко, scopeo дивлюся). Ці оптичні прилади використовують для візуальних та фотографічних спостережень небесних тіл. Перший телескоп збудував Галілео Галілей (1564-1642 р.) у 1609 році. Вдосконалюючи конструкцію, учений довів збільшення своїх телескопів від триразового до 35-ти разового.
Основними частинами телескопа є об'єктив, окуляр, тубус (труба-корпус) і система монтування.
Телескопи поділяють на три групи:
рефрактори (від латинського рефрактус заломлений), або лінзові (об'єктивом є лінза або система лінз) (рис. 1);
рефлектори (від латинського рефлекто відбиваючий), або дзеркальні (об'єктивом є угнуте дзеркало) (рис. 2);
меніскові, або комбіновані дзеркально-лінзові (рис. 3).


Діаметр об'єктива значно більший від зіниці ока і тому джерела світла при спостереженні їх через телескоп здаються значно яскравішими. Слабкі зорі, які неозброєним оком побачити неможливо, добре видно в телескоп.
Телескоп Галілея був рефрактором (діаметр лінзи 5,3 см). Найбільший рефрактор у світі, що має лінзу-об'єктив діаметром 102 см, знаходиться в Йєрській обсерваторії (США). Перший рефлектор побудував у 1668 році І. Ньютон (діаметр дзеркала 2,5 см): У найбільшого у світі рефлектора угнуте дзеркало діаметром 605 см (Ставропольський край, Росія). Радянський оптик Д. Д. Максутов( 1896-1964) створив менісковий телескоп.
Сучасні телескопи дають 500-разове збільшення. Усі великі телескопи змонтовані на спеціальних пристроях, які повертаються в напрямку обертання неба з тією ж швидкістю (
· 15° за годину) з якою обертається Земля навколо своєї осі. Це дозволяє проводити тривале спостереження за однією і тією ж ділянкою неба.
Крім світла, зірки випромінюють електромагнітні хвилі інших частот, зокрема радіохвилі. Для приймання та реєстрації радіовипромінювання небесних об'єктів використовують радіотелескопи. Радіотелескоп складається з антени і надчутливого радіоприймача з підсилювачем. Антеною може бути металеве параболічне дзеркало або каркас параболічної форми, вкритий металевою сіткою. Антени діаметром до 100 м встановлюють на спеціальні опори, які можуть повертатися. Такий радіотелескоп можна навести на будь-яку ділянку неба. Більші антени складають з окремих частин, використовуючи при цьому особливості рельєфу. На початку 70-х років XX століття був побудований 300 метровий нерухомий радіотелескоп у кратері згаслого вулкана в Пуерто-Рико. У 1976 році в СРСР побудований радіотелескоп РАТАН-600 діаметром 600 метрів (складається з 895 окремих дзеркал розміром 2x7,4 м). Нерухомими радіотелескопами можна досліджувати лише вузьку смугу, неба, яка проходить перед ними під час видимого добового обертання неба, але якість спостережень є дуже високою.
Один із найбільших у світі повноповоротних радіотелескопів установлений у Криму біля Євпаторії у 1978 році. Діаметр його антени 70 м.
Астрономічні спостереження переважно проводяться у спеціально обладнаних науково-дослідних установах обсерваторіях.
Одну з перших обсерваторій побудував на острові Родос давньогрецький астроном Гіппарх (бл. 190-125 рр. до н.е.). Саме тут був створений перший каталог, до якого занесено 1022 зорі.
Обсерваторія султана Улугбека, побудована у XV столітті на околиці Самарканда, містила величезний кутомірний прилад секстант, радіус дуги якого перевищує 40 м. В обсерваторії Улугбека вперше була виміряна доволі важлива в астрономії величина нахил екліптики до екватора, і складені астрономічні каталоги для зір та планет.
Відома в науковому світі Пулковська обсерваторія (Росія) відкрита у 1839 році. За точність робіт її назвали «астрономічною столицею світу».
Найбільшими в Україні є Кримська астрофізична обсерваторія (КрАО), Астрономічна обсерваторія Академії наук, а також університетські обсерваторії в Києві, Харкові, Львові, Одесі.
Проходячи через земну атмосферу, слабкі сигнали від космічних об'єктів спотворюються, поглинаються та розсіюються і їх неможливо реєструвати наземними приладами. У 1957 році в СРСР було запущено штучний супутник Землі. Це започаткувало дослідження Всесвіту за допомогою космічної техніки.
Інтенсивний розвиток космонавтики спричинив створення і запуск штучних супутників Землі, Місяця та планет, дозволив відправляти автоматичні апарати до тіл Сонячної системи та здійснювати пілотовані польоти на Місяць. 12 землян побували на Місяці. Зараз на навколоземній орбіті працює потужний телескоп «Габбла», за допомогою якого проводяться доволі якісні спостереження космічних об'єктів.
II. Домашнє завдання
Опрацювати §11, (§123).





Заняття 9. Випромінювання: прийом та аналіз.

Мета: Розглянути особливості випромінювання небесних тіл, ознайомити учнів з принципом роботи окремих приймачів їх випромінювання.
Основні поняття: фотони, фотоелектронні помножувачі.
Учні повинні мати уявлення про: види випромінювання небесних тіл, приймачі випромінювання небесних тіл.
Учні повинні знати: основні принципи роботи приймачів випромінювання небесних тіл.
Учні повинні вміти: давати характеристику найважливішим приймачам випромінювання.

Структура та зміст уроку

І. Перевірка домашнього завдання.
Запитання для бесіди:
Що таке телескоп? Які є види телескопів?
Що таке радіотелескоп?
Які обсерваторії ви знаєте?
Що таке космічні промені?

ІІ. Вивчення нового матеріалу.
Робота з підручником.
Опрацювати § 12 та відповісти на питання після параграфу.

ІІІ. Домашнє завдання.
Повторити опрацьований § 12 та відповіді на питання після параграфу.
Вивчити стор. 66.

















Урок 10. Земля і Місяць як небесні тіла.
Мета: ознайомити студентів із гіпотезою утворення Сонячної системи; пояснити принцип поділу планет на дві групи; узагальнити та поглибити знання про Землю як планету; сформувати уявлення про унікальність умов нашої планети для виникнення та існування життя.
Основні поняття: планетезималі, планети земної групи, планети-гіганти, кора, літосфера, мантія, астеносфера, зовнішнє ядро, внутрішнє ядро, атмосфера, магнітосфера, парниковий ефект.
Студенти повинні мати уявлення про: походження Сонячної системи; основні закономірності Сонячної системи; причину парникового ефекту.
Студенти повинні знати: основні характеристики планет земної групи та планет-гігантів; розмір, форму, будову та масу Землі, основні величини, що дають характеристику Місяцю.
Студенти повинні вміти: давати аналіз явищам припливам та відпливам.
Структура та зміст уроку
І. Перевірка домашнього завдання
Аналіз практичної роботи
II. Актуалізація опорних знань
Повторення знань про склад, будову Сонячної системи та закономірності руху тіл, що її утворюють.
III. Вивчення нового матеріалу
Земля третя від Сонця і п'ята за величиною планета Сонячної системи. За сучасними космогонічними уявленнями, її вік становить близько 4,6 млрд. років. Земля рухається навколо Сонця по еліптичній орбіті, середній радіус якої 149,6 млн. км. Планета також здійснює осьове обертання, результатом якого є її стиск (екваторіальний радіус Землі на 21,38 км більший .за полярний). Тому форма Землі, хоч і дуже близька до кулястої, не є такою. Поверхня нашої планети має форму геоїда. Відомо, що прискорення вільного падіння на різних широтах різне від 9,78 м/с2 на екваторі до 9,83 м/с2 на полюсах.
Земля єдина планета Сонячної системи, яка має гідросферу (на якій вода існує в рідкому стані). 70,8% поверхні нашої планети (361 млн. км2) покриті водою. Середня глибина Світового океану дорівнює 3900 км. Величезна кількість води; питома теплоємкість якої висока, запобігає різким добовим та сезонним перепадам температури на планеті. Світовий океан є колискою життя на Землі.
149 млн. км2 (29,2% поверхні Землі) займає суходіл. На Землі є 6 материків і значна кількість островів. Євразія найбільший материк (37% суходолу), Австралія найменший. Домінуючим видом рельєфу материків є рівнини. Гори, а особливо високі, займають незначну частину поверхні планети. Материк Антарктида повністю вкритий льодовиком. У льодовику сконцентрована більша частина прісної води Землі. Якби лід повністю розтанув, рівень Світового океану піднявся б на 60 м.
Земна поверхня відносно молода. Протягом останніх 500 млн. років (за астрономічними мірками це мало) ерозія і тектонічні процеси зруйнували майже всі сліди ранньої теологічної поверхні (зокрема, метеоритні кратери).
Безпосереднє вивчення надр планети неможливе, бо навіть найглибші свердловини завглибшки близько 15 км, що в 425 разів менші за радіус Землі. Джерелом інформації про внутрішню будову планети є сейсмологія наука про поширення пружних хвиль у Землі. Використовуючи сейсмічні методи, а також вивчаючи вулканічні викиди, вдалося зазирнути у глибини нашої планети. Встановлено, що Земля має шарувату будову і складається з ядра, мантії та літосфери.
Тверду оболонку Землі називають літосферою (від грецького літос камінь), або корою (див. рис); Товщина земної кори неоднакова: під материками вона становить 35-65 км, а під океанічним дном : 6-8 км.
Верхній шар земної кори складається переважно з оксидів кремнію, алюмінію, заліза та лужних металів. Середній шар кори гранітний, а нижній сформований із базальтів. Під океанами гранітного прошарку у корі нема. Літосфера складається з 8 величезних літосферних плит, які дуже повільно переміщуються. Найбільша Тихоокеанська плита рухається найшвидше 9,3 см/рік. Межі плит є областями підвищеної сейсмічної та вулканічної активності.
Під корою залягає мантія. Вона складається з базальтів і силікатів, які перебувають в розплавленому, але дуже в'язкому стані. Межа між корою і мантією, на якій різко зростає густина називається поверхнею Мохоровичича (А. Мохоровичича (1857-1936) югославський учений). На глибині 120-250 км під материками та 60-400 км під океанами розташований шар мантії, який називають астеносферою (від грецького астенес слабкий). Речовина астеносфери, як і усієї мантії, близька до плавлення, але в'язкість її низька. Літосферні плити ніби плавають в астеносфері.
На глибині 2900 км виявлений різкий стрибок густини речовини від 5560 кг/м3 до 10100 кг/м3. Тут починається зовнішнє ядро. Його речовина електропровідна, дуже розжарена і перебуває під величезним тиском у стані дуже в'язкої рідини. Всередині зовнішнього ядра розташоване тверде внутрішнє ядро. Його радіус приблизно 1250 км. Ядро, імовірно, складається в основному із заліза та нікелю.
Буруючи свердловини, вчені виявили що в корі на глибині 10 км температура сягає 180°С. Із глибиною температура, тиск та густина речовини зростають. У центрі ядра температура досягає 9000°С (вища, ніж на поверхні Сонця), густина понад 15 000 кг/м , а тиск у 3,5 млн. разу більший за нормальний атмосферний.
Переважна частина маси Землі зосереджена в мантії та ядрі. На літосферу, гідросферу та атмосферу разом припадає менше ніж 0,5% земної маси (див. рис.).
Основними хімічними елементами, з яких складається наша планета, є Fе, О, Sі і Мg (див. рис.). Усі вони важкі, тому Земля має найбільшу середню густину в Сонячній системі 5517 кг/м3, що приблизно дорівнює густині мантії. Середня густина земної кори удвічі менша 2700 кг/м3, а ядро, відповідно, більш щільне.
Земля оточена атмосферою, 78% маси якої складає азот, 21% кисень, а вміст решти газів малий. Вуглекислого газу в атмосфері зараз 0,03%, але він відіграє дуже важливу роль, підтримуючи парниковий ефект. Досліджуючи газ, ізольований у порожнинах древніх гірських порід, учені дійшли висновку, що земна атмосфера зазнала значних, змін у процесі еволюції. Зокрема, 3,5 млрд. років тому в атмосфері було близько 60% вуглекислого газу, близько 40% сполук сірки і зовсім мало аміаку, азоту та інертних газів.
Протягом перших 4 млрд. років існування Землі вільного кисню в її атмосфері не було. В геологічних пластах знайдені речовини відповідного віку, які легко окислюються, але не окислені. Значна кількісна кисню в атмосфері нашої планети зараз зумовлена життєдіяльністю рослинного світу протягом останніх 400 млн. років.
Розрізняють кілька шарів атмосфери Землі. Найнижчий шар називають тропосферою. Тут зосереджено понад 80% усієї масу повітряної оболонки Землі. На висоті 12-15 км тропосфера межує зі стратосферою. Температура газу там - 55°С, а тиск усього 0,026 атм. У стратосфері на висоті 20-30 км над поверхнею планети є шар озону (О3). Озон погашає найшкідливе короткохвильове (
· <3
·10-7 м ) випромінювання Сонця. Результатом недбайливої діяльності людини є інтенсивне руйнування озонового шару Верхні шари атмосфери, іонізовані сонячним промінням; називаються іоносферою. Сліди атмосфери простежуються до висоти майже 2000 км.
Навколо Землі існує магнітне поле. Електропровідна речовина зовнішнього ядра безперервно рухається. Потоки плазми у надрах планети і є тими струмами, навколо яких виникає земне магнітне поле, його полюси з часом змішуються.
Простір навколо планети, у якому проявляється дія її магнітного поля, називають магнітосферою. З космічного простору у магнітосферу потрапляє значна кількість заряджених частинок (протонів, електронів,
·-частинок). Рухаючись по спіралях уздовж магнітних даній поля, частинки утворюють радіаційний пояс. Залежно від енергії, частинки проникають на різну глибину магнітосфери, утворюючи в радіаційному поясі три зони (три максимуми). Біля магнітних полюсів Землі частинки радіаційного поясу потрапляють в іоносферу і бомбардують молекули повітря, унаслідок чого ті випромінюють світло. Так виникає полярне сяйво. Це мальовниче оптичне явище відбувається на висотах від 80-100 до 400 км, а іноді до 1000-1100 км. Потік частинок із Сонця (сонячний вітер) дуже впливає на форму магнітосфери, значно викривляючи її. Під час сонячної активності у простір викидається значна кількість заряджених частинок із високими енергіями. Раптове посилення сонячного вітру спричиняє збурення магнітного поля Землі. Виникають так звані магнітні бурі, під час яких погіршується радіорелейний зв'язок. Основні характеристики Землі наведені в таблиці.
Місяць єдиний природний супутник нашої планети. Це холодне кулясте тіло, що має тверду поверхню і обертається навколо Землі по орбіті, середній радіус якої становить 384 400 км (= 60 радіусів Землі).
Основні характеристики Місяця подані в таблиці (див. додаток 2).
Вік Місяця вважають близьким до 4,6 млрд. років, тобто до віку Землі. Про походження супутника одностайної думки в учених нема. Зважаючи на розміри і склад Місяця, його іноді відносять до планет земної групи (радіус Місяця становить 71% радіуса Меркурія), а систему Земля Місяць розглядають, як подвійну планету. Місяць не має атмосфери. Доба на Місяці дорівнює 29,53 земним добам, тобто близько 14,8 діб триває місячний день і стільки ж ніч. Удень поверхня Місяця нагрівається до + 130°С, а вночі охолоджується до - 170°С. Зрозуміло, що за таких умов вода в рідкому стані на супутнику існувати не може. Унаслідок того, що періоди обертання Місяця навколо осі та навколо Землі рівні, супутник завжди повернутий до нашої планети одним і тим же боком. Але використовуючи особливості руху Місяця, земні спостерігачі мають можливість побачити до 60% усієї поверхні супутника.
На думку вчених, Місяць, як і Земля, складається з кори, мантії та ядра. Середня товщина кори 68 км, хоча є райони, де її немає взагалі (море Криз), а місцями вона дуже товста (107 км під кратером Корольова). Вважають, що мантія Місяця, на відміну від земної, лише частково розплавлена. Ядро супутника тверде, складається із силікатів і має температуру до 1500°С. Центр мас Місяця зміщений у напрямку до Землі приблизно на 2 км відносно геометричного центра.
Місяць не має магнітного поля. Проте деякі гірські породи на поверхні супутника проявляють залишковий магнетизм, що, імовірно, є доказом існування магнітного поля Місяця в його ранній історії.
Вся поверхня супутника густо вкрита кратерами вулканічного або метеоритного походження. Розміри кратерів різноманітні від 1 км до 250 км. Великі кратери оточені валами (кільцевими горами), мають рівне дно, посередині якого іноді височить центральна гірка. Такі кратери називають місячними цирками. їхнє плоске дно це затверділа лава, яка вилилася внаслідок метеоритного удару.
Рельєф невидимої із Землі півкулі Місяця відрізняється від рельєфу видимої. Зворотний бік супутника сильніше кратерований, на ньому обмаль рівнинних ділянок.
Поверхню Місяця поділяють на два типи:
материк древня гориста місцевість з великою кількістю вулканів;
моря відносно молоді темні низовинні рівнини.
Материк укритий окремими горами і гірськими хребтами заввишки близько 8 км. Часто гірські хребти розташовані на межі морів. На поверхні Місяця багато плоскогір'їв та широких і вузьких тріщин у корі завдовжки десятки і сотні кілометрів.
У морях на Місяці, на відміну від Землі, немає жодної краплини води. Місячні моря є результатом заповнення лавою величезних кратерів, утворених при падінні метеоритів. Поверхня місячних морів приблизно на 4 км нижча від середнього рівня місячної поверхні. Моря займають 16% усієї поверхні супутника, переважна їх більшість сконцентрована у північній частині видимої половини Місяця (моря займають 40% видимого боку Місяця і 7% зворотного). Моря мають протяжність від 200 км до 1100 км і називаються Морем Спокою, Морем Дощів, Морем Хмар, Морем Ясності, Морем Криз (або Морем Небезпеки) тощо. Найбільша низовина протяжністю понад 2000 км називається Океаном Бур. На зворотному боці Місяця є Море Москви, Море Мрії, Море Східне.
Переважна частина поверхні Місяця вкрита шаром сірого уламкового матеріалу реголіту завтовшки від 4 м до 12 м. Теплопровідність пухкого реголіту надзвичайно мала, тому значні коливання температури на поверхні майже не передаються вглиб.
Місяць відомий людям споконвіку. Навіть розглядаючи його неозброєним оком, удається побачити найпомітніші елементи рельєфу. Телескопічні спостереження поверхні Місяця вперше здійснив Г. Галілей.
Найінтенсивніші дослідження супутника проводяться з 60-х років XX століття. 7 жовтня 1959 року радянська автоматична міжпланетна станція «Луна-3», облетівши Місяць, уперше сфотографувала його зворотну півкулю. Після цього і були створені перші карти зворотного боку Місяця та його повний глобус. 3 лютого 1966 року вперше на місячну поверхню в Океан Бур здійснила посадку радянська автоматична станція «Луна-9». Протягом двох діб цей апарат передавав зображення місячного ландшафту.
21 липня 1969року в Море Спокою здійснила посадку кабіна «Ігл» («Орел») американського космічного корабля «Аполлон-11», і перші земляни астронавти Ніл Армстронг та Едвін Олдрін ступили на поверхню Місяця. Вони встановили на супутнику кілька наукових приладів, зібрали зразки місячних порід і повернулися на корабель, де їх чекав астронавт Майкл Коллінз. 24 липня «Аполлон-11» повернувся на Землю. До грудня 1972 року ще 5 американських експедицій літали на Місяць. Загалом на супутнику побувало 12 людей.
Гравітаційні сили між Землею і Місяцем створюють таке цікаве явище, як морські припливи та відпливи.
Що більша відстань, то слабше притягання. Так, точка А земної поверхні (див. рис.) притягається до Місяця найсильніше, а точка В найслабше. Якби Земля була рівномірно вкрита водою то утворилися б два припливних горби: більший на підмісячному боці Землі й менший на зворотному.
Реально ж вода в океані піднімається на 1-2 м. Рівень суходолу піднімається значно менше. Унаслідок обертання Землі навколо своєї осі припливні горби рухаються поверхнею. планети за Місяцем зі сходу на захід. Амплітуда морських припливів залежить від рельєфу дна, характеру берегової лінії та інших чинників. Найвищі припливи спостерігаються в затоці Фанді, що в Канаді, їхня максимальна висота 16,6 м. Енергію високих припливів використовують, будуючи припливні електростанції.
IV. Домашнє завдання:
Опрацювати §13,
підготувати реферати на теми: «Меркурій», «Венера», «Марс», “Олександр Гнатович Шаргей.”
Для допитливих:
Несправедливо і дивно, що ім'я одного з піонерів космонавтики тривалий час замовчувалось. Ідеться про Олександра Гнатовича Шаргея. Саме він зробив безсмертним ім'я іншої людини Юрія Васильовича Кондратюка. 9 червня 1897 року у Полтаві в сім'ї Гната та Людмила Шаргеїв народився син Сашко. У тринадцять років Олександр залишився круглою сиротою і жив у бабусі. Хлопець захопився науковою фантастикою, особливо вразив його юну уяву роман Бернарда Келлермана «Тунель» про створення підводної дороги між Європою та Америкою. Прочитав його Сашко влітку 1914 року під час канікул. Пізніше вчений згадував, що прочитане справило на, нього величезне враження і він, наскільки міг, почав обмірковувати дві теми: пробивання глибокої шахти для дослідження надр Землі та використання тепла земного ядра і політ за межі Землі.
У 1916 році О. Шаргей закінчив зі срібною медаллю полтавську гімназію і вступив на перший курс механічного відділення Петроградського політехнічного інституту. Але студентське життя було недовгим. Ішов третій рік світової війни. Події змінювались із калейдоскопічною швидкістю: мобілізація в армію, Турецький фронт, жовтнева революція, демобілізація, громадська війна, мобілізація у білу армію, втеча додому в Полтаву, переїзд до Києва, мобілізація в армію Денікіна, втеча...
Незважаючи на всі перипетії, до осені 1919 року О. Шаргей закінчив рукопис «Тим, хто буде читати, щоб будувати». На 144 сторінках помістилися значна кількість наукових пророцтв, зокрема, і траса на Місяць.
У 1921 році громадянська війна завершилась, але тривали масові розстріли білих офіцерів, навіть тих, хто поклявся в лояльності до нової влади. Олександр Шаргей, колишній прапорщик, який 8 місяців відслужив у білогвардійській армії, змушений переховуватися. Після невдалої спроби виїхати за кордон О. Шаргей поселився у мачухи у містечку Мала Віска на Херсонщині.
Ніна - рідна сестра Олександра Шаргея вчилася у місцевій школі. В учителя цієї школи помер брат. Олександрова мачуха зуміла роздобути документи цієї людини. Так Олександр Гнатович Шаргей став Юрієм Васильовичем Кондратюком, який народився у 1900 році в Луцьку Волинської губернії. Він мріяв продовжувати здобувати освіту, повернути своє справжнє ім'я, але хвороба тиф завадила цьому.
У Малій Висці Олександр-Юрій, працюючи у млині, потім на цукровому заводі, пише новий варіант свого твору.
У 1925 році Кондратюку вдалося розшукати «Вісник повітроплавання» за 1911 рік з частиною праці К. Ціолковського. Згодом він згадував, що був частково розчарованим, бо у своїх працях відкрив аналогічні речі лише іншими методами. Тішило вченого, те що він уніс і нові важливі ідеї у теорію польотів.
Влітку 1925 року Ю. Кондратюк спробував опублікувати свою працю «Про міжпланетні подорожі». Більше двох із половиною років тривала тяганина редагування, доопрацювання, підготовка до друку та врешті вченому відмовили. Більше того, не дозволили видрукувати книгу за кошти автора.
Гроші на видання у Кондратюка були, би він отримав гонорар за один зі своїх винаходів для елеватора. У 1925 році уряд СРСР прийняв рішення про будівництво великих елеваторів на Північному Кавказі і Ю. Кондратюк у жовтні цього року вирушив туди. На будівництві елеваторів талант ученого знайшов застосування він робить низку винаходів. Згодом, переїхавши до Сибіру, вчений продовжує займатися зерносховищами. Дотепер стоїть у міст» Камінь-на-Обі величезна дерев'яна споруда, збудована без жодного цвяха. На пам'ятній Дошці написано «Найбільше дерев'яне зерносховище у світі на 10 тисяч тонн. Побудовано у 1930 році за проектом і під керівництвом Ю. В. Кондратюка». Ще кілька таких споруд було зведено у Сибіру.
У січні 1929 року нарешті вийшли у світ 2000 екземплярів книги Ю. Кондратюка «Завоювання міжпланетних просторів». У цій праці всього 73 сторінки і 6 аркушів схем та креслень, на яких детально описаний спосіб здійснення міжпланетних подорожей так звана траса Кондратюка. На жаль, ідеї українського вченого випереджували час і технічні можливості.
Улітку 1930 року Ю. В. Кондратюка і його співробітників за доносом звинуватили у шкідництві й заарештували. Через кілька місяців без оголошення звинувачень і без суду вченому дали три роки ув'язнення. Згодом усім засудженим табори замінили засланням у Західний Сибір. У тюрмі Юрій Кондратюк дізнався про конкурс на кращий проект потужної вітроелектростанцій. Створивши ескізи та зробивши розрахунки, вчений відправив їх фахівцям. Варіант Кондратюка високо оцінили і у квітні 1932 року звільнили із заслання та запропонували взяти участь у розробці проекту.
Кажуть, що у 1933 році Ю. Кондратюк зустрівся у Москві з С. Корольовим, який пропонував йому роботу в галузі авіаційної та ракетної техніки. Але той відмовився, бо боявся анкетних перевірок, які могли викрити його минуле. У такому випадку вченого репресували б.
У червні 1941 року Ю. Кондратюк пішов добровольцем на фронт. Коли загинув учений невідомо. Сталося це в кінці 1941 року. Лист, який знайомі послали Кондратюку на фронт у січні 1942 року, повернувся через «неможливість вручити адресату».
Через 26 років із космодрому на мисі Кеннеді стартував «Аполлон-9». Він полетів на Місяць так, як це рекомендував робити український учений Олександр Шаргей майже півстоліття тому; Взагалі в США існувало три напрямки реалізації польоту на Місяць. Одні вчені пропонували прямий політ величезної ракети із Землі на супутник. Інші віддавали перевагу схемі, за якою із Землі стартували дві ракети: одна з додатковим паливом, інша з космічним кораблем. На навколоземній орбіті вони стикувались, після чого космічний корабель із додатковим запасом палива відправлявся на Місяць. Були вчені, які пропонували використовувати трасу Кондратюка. (У 1960 році праці Кондратюка перекладені англійською мовою). Із Землі запускають ракету, яка досягає Місяця і стає його штучним супутником. На Місяць спускається лише модуль, який після виконання завдання стартує з поверхні супутника і повертається на космічний корабель. Після цього апарат летить до Землі. Третій варіант виявився найпридатнішим, хоча б тому, що був найдешевшим. За словами одного із фахівців проекту «Аполлон» Джона Хуболта, коли ракета із трьома астронавтами мчала до Місяця, він думав про Юрія Кондратюка талановитого вченого та інженера, який проклав трасу до інших планет.
Заняття 11. Планети земної групи.

Мета: дати студентам відомості про планети земної групи та їхні основні характеристики.
Обладнання: фотографії поверхні планет земної групи.
Студенти повинні мати уявлення про: природу планет земної групи.
Студенти повинні знати: основні характеристики планет земної групи (розміри, маса, середня густина, вид поверхні, кліматичні умови тощо).
Студенти повинні вміти: використовувати вивчені критерії для доказу приналежності планет до земної групи.

Структура та зміст уроку

І. Перевірка домашнього завдання
Запитання для бесіди:
Які планети належать до земної групи? Які в них спільні риси?
Які планети належать до планет-гігантів? Що в них спільного?
Якого газу найбільше в земній атмосфері?
Поясніть суть парникового ефекту.

ІІ. Вивчення нового матеріалу
Розповідь учителя про Меркурій, Венеру, Марс можна замінити заслуховуванням доповідей учнів, які готували відповідні реферати.
Розповідь про планети земної групи розпочнемо з Меркурія дуже схожої на Місяць планети. З усіх планет він рухається найближче до Сонця. Планета, маючи малі видимі розміри та перебуваючи на небесній сфері поблизу Сонця, тривалий час залишалася маловивченою. У давнину греки спостерігали її ввечері та вранці і вважали, що це два різні світила і називали відповідно Гермес (теж, що і Меркурій) та Аполлон.
Меркурій, як і всі інші планети, обертається навколо Сонця та навколо своєї осі, яка майже перпендикулярна до площини його орбіти. Повний оберт навколо Сонця Меркурій робить за 87,97 діб, а навколо своєї осі за 58,65 діб. Сонячна доба на Меркурії триває 176 земних діб, тобто 2 меркуріанських роки.
Меркурій своєю гравітацією захоплює частинки сонячного вітру; ті, побувавши біля планети, в середньому через 200 діб змінюються іншими. Так утворюється дуже розріджена меркуріанська атмосфера. її густина біля поверхні така ж, як густина земної на висоті
· 700 км. Основним компонентом газової оболонки Меркурія є гелій, водню менше, а домішки аргону, неону та інших газів мізерні. Незначна атмосфера не може захистити планету від метеоритного бомбардування і тому поверхня Меркурія густо вкрита кратерами. Діаметр найбільшого кратера 625 км. Характерними елементами меркуріанського рельєфу є долини, розломи й ескарпи (від італ. scarpa укіс) круті уступи, протяжністю до 1000 км і заввишки близько 2-3 км. Гірські хребти на Меркурії мають вершини чотирикілометрової висоти.

Температура освітленої поверхні планети може досягати +480°С, а опівночі опускатися до - 180°С.
У Меркурія виявлене магнітне поле у 150 разів слабше за земне. Його існування, а також доволі висока середня густина планети вказують на те, що Меркурій має велике залізо-нікелеве ядро діаметром понад 3600 км (75% діаметра планети), у якому сконцентровано = 80% маси планети.
Американська автоматична міжпланетна станція «Марінер-10» у 1974-1975 роках тричі наближалася до Меркурія. Понад 10000 фотографій, зроблених із висоти від 233000 км до 7340 км та інші дослідження, проведені цим космічним апаратом, допомогли відкрити землянам таємничий та суворий світ найближчої до Сонця планети.
Через великий перепад температури та відсутність води в рідкому стані життя на Меркурії існувати не може.
Основні характеристики Меркурія подані в таблиці.
Про Венеру людство знає з давніх-давен, адже це третє за яскравістю світило на небесній сфері (після Сонця та Місяця). Раніше, щоправда, вважали, що це дві різні зірки, і як і у випадку з Меркурієм, Венеру називали відповідно «вранішню зорею» та «вечірньою зорею». Венера друга від Сонця і найближча до Землі планета Сонячної системи. Повний оберт навколо Сонця вона робить за 225 діб. Навколо своєї осі, яка майже перпендикулярна до площини орбіти, Венера обертається надзвичайно повільно та ще й у зворотному напрямі. Сонячна доба на планеті триває 117 земних діб, тобто майже два земних місяці там день і стільки ж ніч.
Венера не надто менша за Землю, має схожий хімічний склад та, імовірно, подібну будову. Обидві планети окутані потужними повітряними оболонками і мають майже однакові середні густини. Проте фізичні умови на планеті-сусідці дуже відрізняються від земних.
Венеріанська атмосфера складається переважно з вуглекислого газу (96%), який створює сильний парниковий ефект. Унаслідок цього нижні шари атмосфери та поверхня Венери розжарені до температури + 480°С (олово та свинець за такої температури розплавлені). Біля поверхні Венери атмосферний тиск досягає 90 атм. На висоті 30 км над поверхнею планети починається хмаровий шар завтовшки близько 60 км, який приховує від нас поверхню Венери, заважаючи проводити оптичні спостереження. Хмари складаються з дуже дрібних крапель концентрованих НС1 та Н2SО4. Вони є причиною того, що небо на Венері не блакитне, як у нас, а оранжеве. В атмосфері планети постійно дмуть вітри, швидкість яких із висотою збільшується, досягаючи значення 100 м/с на позначці 50 км.
Рельєф венеріанської поверхні вивчають радіолокаційним методом із Землі та з космічних апаратів. Поверхня планети переважна рівнинна. Посеред рівнин піднімаються невисокі гори та гірські хребти, Гірські райони займають 10% поверхні. Найбільші з них Земля Іштар та Земля Афродіти сумірні з Австралією та Африкою відповідно. Найвищий гірський масив Максвел досягає восьмикілометрової висоти, а найвища гора в ньому сягає 12 км. Низовини займають 27% поверхні Венери. Атлантида одна з найбільших низовин простягається на 2500 км, маючи глибину до 2 км. На поверхні Венери є чимало кільцеподібних кратерів, як вулканічного, так і метеоритного походження. Діаметр цих утворень найчастіше від 30 км до 160 км, а іноді й більший. Уступи та розломи також притаманні венеріанському рельєфу. Поблизу екватора виявлений величезний розлом до 1400 км завдовжки, 150 км завширшки, близько 2 км завглибшки. Він є свідченням колишньої тектонічної активності, яка спричиняла зсуви в корі, горотворчі процеси та виверження вулканів.
Першим космічним кораблем, який у 1962 році наблизився до Венери, був американський «Марінер-2». Згодом інші космічні апарати досліджували планету (на сьогодні їх понад 20). Радянська міжпланетна станція «Венера-7» уперше здійснила посадку на Венеру, а «Венера-9» зробила перші фотографії венеріанської поверхні.
Основні характеристики Венери подані в таблиці.
Найвіддаленішою від Сонця планетою земної групи є Марс. Він, як і Венера, сусід Землі, але його орбіта зовні земної. Кожні 15 років відбуваються великі протистояння Марса найсприятливіші для спостережень розміщення планет, адже відстань між ними мінімальна. Проводячи телескопічні дослідження, задовго до космічних польотів вдалося добре вивчити рух Марса та його поверхню.
Діаметр Марса приблизно вдвічі, а маса в 9 разів менші за земні. Марсіанський рік триває 687 земних діб, а сонячна доба на планеті приблизно на 40 хв довша від доби на Землі. Нахил осі обертання Марса дорівнює 24°56' (у Землі 23°26') це означає, що, як і на Землі, там відбуваються зміни пір року.
Середньорічна температура поверхні Марса - 70°С, хоча вдень поблизу екватора вона сягає + 25°С, а під ранок знижується до - 90°С. Біля полюсів узимку температура стає - 120°С, тому навколополярні області планети вкриті товстим шаром замерзлої води та вуглекислого газу. Розміри полярних шапок протягом року змінюються влітку вони значно зменшуються, а північна полярна шапка іноді взагалі зникає.
Марс оточує атмосфера, за складом схожа на венеріанську (95,3% вуглекислого газу), але не така густа. Атмосферний тиск навіть у найглибших упадинах становить усього 0,01 атм. В атмосфері завжди є хмари, багато пилу та кришталики криги. Марсіанське небо має рожевий відтінок. У марсіанській атмосфері іноді виникають дуже сильні вітри (до 50 м/с). Вони спричиняють потужні пилові бурі, які піднімаються на висоту до 20 км і тривають кілька місяців.
У марсіанському ґрунті багато оксидів кремнію, фосфору, кальцію і, особливо, заліза. Саме іржа надає планеті червонуватого кольору.
Поверхня Марса загалом рівнинна, вкрита кратерами. На фотознімках, зроблених космічними апаратами, чітко видно розломи в корі, глибокі ущелини, рівчаки, меандри русла колишніх річок. Італійський учений Дж. Скіапареллі (1835-1910), розглядаючи поверхню Марса в телескоп, помилково припустив, що побачена ним мережа тонких ліній є системою каналів, які постачали водою засушливі приекваторіальні райони планети. Насправді ж це велетенські каньйони та інші деталі рельєфу, які не мають нічого спільного зі штучно спорудженими водоносними каналами.
Найвеличнішим елементом поверхні Марса, поза сумнівом, є згаслий вулкан Олімп. Він, разом із трьома іншими велетенськими горами заввишки понад 19 км висоти, розташований на вулканічному плато Фарсіда. Діаметр підніжжя Олімпу близько 600 км, висота гори 27,4 км, а на вершині велетенський кратер розмірами 65x80 км. Олімп найвища гора Сонячної системи.
З 1965 року Марс досліджують за допомогою радянських («Марси») й американських («Марінери» та «Вікінги») космічних апаратів. У травні 1974 року від «Марса-6» відділився блок і, здійснивши м'яку посадку на Марс, уперше в історії людства вивів на поверхню червоної планети наукові прилади для її вивчення.
Дослідження Марса космічними апаратами, зокрема найсучасніші (1997 рік, американський марсохід «Соджорнер»)» дають негативну відповідь на питання про життя на цій планеті.
Марс має два природні супутники з відповідними для бога війни назвами Фобос (страх) та Деймос (жах). Обидва невеликі тіла неправильної форми. Розміри Фобоса 28 х 20 х 18 км, Деймоса 16 х 12 х 10 км. Обидва супутники густо вкриті кратерами ударного походження. На Фобосі є доволі великий кратер Стікні діаметром 10 км. Відкриті супутники американцем А. Холлом (1829-1907) у серпні 1877 року.
Основні характеристики Марса подані в таблиці.

III. Домашнє завдання
Опрацювати §14, відповісти на питання.
Підготувати реферати на теми: «Юпітер», «Сатурн», «Уран. Нептун. Плутон».


























Заняття 12. Планети-велетні та їх супутники.

Мета: дати студента відомості про планети-гіганти, їхні супутники та їхні основні характеристики.
Основні поняття: кільця, Велика Червона Пляма.
Обладнання: фотографії планет-гігантів та їхніх супутників.
Студенти повинні мати уявлення про: природу планет-гігантів; про історію відкриття Урана, Нептуна і Плутона.
Студенти повинні знати: основні характеристики планет-гігантів.
Студенти повинні вміти: визначати екваторіальні координати зір за зображеннями на карті; визначати поясний час.

Загальна структура та зміст уроку

І. Перевірка домашнього завдання
Запитання для бесіди:
Скільки води у місячних морях?
У якої планети щільніша атмосфера у Меркурія, Марса чи у Венери?
Звідки з'явилися кратери на поверхні Місяця?
Чому під час припливів Світовий океан витягується не лише в бік Місяця, а й у протилежному напрямі?

II. Вивчення нового матеріалу
Розповідь вчителя про планети-гіганти можна замінити заслуховуванням доповідей учнів, які готували відповідні реферати.

Розповідь про планети-гіганти розпочнемо з Юпітера найбільшої планети Сонячної системи. Його радіус в 11 разів більший за земний, а маса майже в 2,5 разу переважає суму мас інших планет. Незважаючи на розміри, цей велетень обертається навколо своєї осі найшвидше з усіх планет. Це є причиною значного стиску Юпітера біля полюсів його екваторіальний радіус в на 7% (на 4500 км) більший за полярний. Обертання Юпітера має зональний характер. Екваторіальний пояс повний оберт здійснює за 9 год 50,5 хв, помірний на 5,2 хв повільніше. На білому диску планети чітко виділяються світлі та темні смуги, паралельні до екватора. Юпітер не має твердої поверхні. Він майже весь є рідким тілом, лише в центрі міститься надщільне ядро діаметром до 10000 км. Зовнішня воднево-гелієва оболонка Юпітера - це доволі густа атмосфера. Температура її верхніх шарів -130°С, а тиск 1 атм. Із глибиною ці параметри, як і густина, значно зростають. На глибині 24000 км, де тиск 3 млн. атм і температура 11000°С, водень переходить у рідку фазу і стає електропровідним. У центрі ядра планети тиск складає 80 млн. атм, а температура 30 000°С.
74% маси Юпітера становить водень, 20% гелій і 6% важкі елементи, які містяться в надрах планети. За хімічним складом Юпітер дуже схожий на Сонце, і його часто називають несформованою зорею.
Якщо враховувати площу і відбиваючу здатність поверхні Юпітера, інтенсивність випромінювання Сонця та відстань між ними, температура на рівні хмар планети, за розрахунками, мала б бути на 17°С нижчою, ніж зареєстрована. Додаткове тепло надходить із надр планети. Виділення енергії відбувається внаслідок гравітаційного стискання і свідчить про те, що формування Юпітера ще триває.
Однією з найвиразніших деталей на поверхні Юпітера є Велика Червона Пляма, про яку відомо із другої половини XVII століття. Це овальне утворення має розміри 15 х 30 тис. км. Рухається Велика Червона Пляма повільніше, ніж обертається зона, у якій вона знаходиться. Велика Червона Пляма потужний антициклон, що обертається проти годинникової стрілки з періодом 6 земних діб. Час існування вихору в такій густій атмосфері, як юпітеріанська, може сягати 10 000 років. На поверхні Юпітера помічені й інші схожі, але менші новоутворення такої ж природи, зокрема Біля Пляма.
Юпітер має потужне магнітне поле (у 50 разів сильніше за земне), складну систему радіаційних поясів і є сильним джерелом радіовипромінювання.
У 1979 році американський космічний апарат «Вояджер-1» сфотографував кільце Юпітера. Зовнішній радіус кільця 126 000 км. Воно дуже тонке і повернуте до Землі ребром, тому і непомітне. Кільце складається з пилу та невеликих брил діаметром до 1 м. Існування кільця Юпітера у 50-х роках XX століття передбачив професор Київського університету С. К. Всехсвятський.
Навколо Юпітера, за сучасними даними, обертається 28 супутників. Іо, Ганімед, Каллісто та Європа найбільші, мають кулясту форму і відкриті у 1610 році Галілео Галілеєм. їх часто називають галілеєвими супутниками. Вони обертаються майже в площині екватора планети і повернуті до неї завжди одним боком, як і Місяць до Землі. Ганімед найбільший супутник у Сонячній системі, він більший навіть за Меркурій. Іо єдиний у Сонячній системі вулканічно-активний супутник, на ньому виявлено 7 діючих вулканів, які викидають гази і пил на висоту до 300 км. У Ганімеда та Каллісто виявлені атмосфери. Усі інші супутники, крім чотирьох згаданих, мають неправильну форму і розміри від 10 до 280 км. Більшість їх відкрита нещодавно.
Основні характеристики Юпітера подані в таблиці.

Сатурн друга за величиною і шоста від Сонця планета Сонячної системи. Ця планета-гігант дуже схожа на Юпітер. її швидке обертання навколо осі теж має зональний характер, а невелика середня густина (найменша в Сонячній системі) свідчить про воднево-гелієвий склад. Швидке осьове обертання є причиною значного стиску Сатурна екваторіальний радіус на 10% більший за полярний.
Від Сонця 1м2 Сатурна отримує в 92 рази менше енергії, ніж 1м2 Землі, до того ж, 45% цієї енергії він відбиває. Температура його верхніх шарів мала б бути нижчою за зареєстровані - 170°С. Як і в Юпітера, тепло надходить із надр Сатурна. У 70-х роках минулого століття планету досліджували американські апарати «Піонер», а в 1980 - 1981 році повз неї пролітали «Вояджер-1» та «Вояджер-2».
Сатурн має магнітне поле і є джерелом радіовипромінювання.
У 1656 році голландський фізик X. Гюйгенс (1629-1695) відкрив кільце Сатурна, і відтоді воно стало «візитною карткою» планети. У невеликі телескопи видно два кільця, які розділені темним проміжком щілиною Кассіні (її виявив у 1675 році французький астроном Д. Кассіні (1625-1712)). Пізніше було встановлено складну структуру сатурнового кільця. Воно складається з величезної кількості кілець-орбіт, по яких рухаються мільярди твердих частинок розмірами від кількох сантиметрів до 10-15 м. Матеріал кілець водяний лід добре відбиває світло, тому їх добре видно. Кільця Сатурна лежать у площині екватора планети, а обертання частинок у кільцях відбувається згідно із III законом Кеплера. Ширина кілець Сатурна 65000 км, а товщина менша ніж 1 км. При русі змінюється взаємне розташування Землі та Сатурна, а, отже, і видимість кілець. Через кожні 14,7 років вони повернуті до нашої планети ребром і тому непомітні. Чергове «зникнення» кілець відбудеться у 2009 році.
На даний час відомо, що Сатурн має 30 супутників. Більшість із них відносно невеликі тверді тіла неправильної форми, густо вкриті кратерами. Проте найбільший супутник Титан у Сонячній системі поступається лише Ганімеду, але теж більший за Меркурій. Титан має потужну азотно-метанову атмосферу.
Основні характеристики Сатурна подані в таблиці.

У 1781 році англійський астроном В. Гершель (1738-1822) відкрив сьому планету Сонячної планети. Спочатку вчений вирішив, що це комета. Виявляється, планету спостерігали і раніше, вважаючи її звичайною зіркою.
У 1690 році Д. Флемстід вніс її до каталогу як одну із зір сузір'я Тельця. Гершель назвав планету на честь короля Англії Georgium Sidus (Планета Георга), інші назвали її планетою Гершеля. Лише з 1850 року, за традицією називати планети іменами грецьких богів, небесне тіло має сучасну назву Уран.
У 1986 році за 81500 км від Урана пролетів «Вояджер-2». Тисячі фотографій та інша інформація, передана космічним апаратом, значно збагатила знання землян про віддалену планету.
Уран учетверо більший за Землю. Вісь планети лежить майже в, площині орбіти, до того ж, Уран, як і Венера, обертається у зворотному напрямі (зі сходу на захід). Вважають, що таке аномальне для Сонячної системи обертання спричинене зіткненням цих планет із великими космічними тілами на ранніх стадіях еволюції.
Припускають, що 50% маси Урана становить водяний лід, 40% кам'яні породи, а 10% водень та інші гази.
Атмосфера Урана має інший склад (50% молекулярного водню, 15% гелію, 20% метану, 5% аміаку). Температура хмарового покриву (- 215°С) на 10-15°С вища за теоретично обчислену це, імовірно, є підтвердженнями внутрішніх джерел енергії планети. В атмосфері планети дмуть сильні вітри, Їх швидкість сягає 160 м/с.
Уран має магнітне поле, дещо слабше за земне.
Як і інші планети-гіганти, Уран має кільця. Їх виявили у 1977 році, спостерігаючи покриття планетою слабких зір. Загалом відкрили 9 кілець. «Вояджер-2» виявив ще кілька додаткових. Усі кільця доволі вузькі і лише зовнішнє має ширину близько 96 км. Кільця складаються з різних за розмірами елементів від пилинок до брил, діаметром 10 м. Два невеликих супутники Корделія та Офелія рухаються всередині зовнішнього кільця. Загалом же Уран має 17 відомих супутників.
Основні характеристики Урана подані в таблиці.

Уже перші спостереження за Ураном засвідчили, що він рухається не так як мав би під дією гравітації Сонця та інших відомих планет. Причиною неправильностей могло бути невідоме масивне небесне тіло. Припустивши, що це планета, орбіта якої зовні уранової, вчені взялися обчислити її положення на небі. Із завданням упоралися французький астроном У. Левер'є (1811-1877) та англійський астроном Дж. Адамс (1819-1892). Вони розрахували елементи орбіти невідомої планети та її масу.
23 серпня 1846 року німецький астроном Й. Галле, за даними Левер'є, виявив планету. Так відкрили Нептун! Ця подія є дивовижним досягненням небесної механіки, яке мало величезне значення для природознавства.
За фізичними властивостями Нептун дуже схожий на Уран. Період обертання Нептуна навколо Сонця майже 165 років, тобто з часу відкриття планета ще не зробила повний оберт по своїй майже коловій орбіті (ексцентриситет 0,009).
Нептун має воднево-гелієву атмосферу (84% водень, 15% гелій, 1% метан), блакитний колір якої, як і в Урана, визначається поглинанням червоного світла метаном.
У Нептуна найвища середня густина з усіх гігантів. Вважають, що 70% маси планети зосереджена у товстій льодовій мантії. Нептун, імовірно, володіє найбільшим запасом води (у вигляді льоду) в Сонячній системі.
Нептун має сильне магнітне поле.
У серпні 1989 року «Вояджер-2» пролетів поблизу Нептуна. З 1994 року дуже успішні спостереження за планетою проводяться за допомогою телескопа імені Габбла, який перебуває на навколоземній орбіті.
Найвідомішою деталлю на диску Нептуна є Велика Темна Пляма. За розмірами вона удвічі менша за Велику Червону Пляму Юпітера. «Вояджер-2» зафіксував також меншу темну пляму. Найімовірніше, обидві плями вихори. Атмосфера Нептуна доволі мінлива, адже у ній дмуть найшвидші вітри у Сонячній системі (до 600 м/с).
Кільця Нептуна виявлені у 1981 році тим же способом, що й уранові. Цікаво, що кільця мають власні назви, які увіковічують відкривачів планети (є кільце Адамс, Левер'є, Галле, Араго).
Основні характеристики Нептуна подані в таблиці.

Плутон найвіддаленіша від Сонця, дев'ята велика планета. Його відкрив у 1930 році американський астроном Клайд Томбо (1906-1997). Навколо Сонця Плутон робить оберт за 248 років. Орбіта планети дуже нахилена до площини екліптики (17°). Ще однією особливістю еліптичної траєкторії Плутона є її великий ексцентриситет (0,247). У перигелії Плутон ближчий до Сонця, ніж Нептун.
Навколо своєї осі планета обертається у зворотному напрямі з періодом 6 діб 9,4 год. Плутон найменша та найлегша планета Сонячної системи (він навіть менший та легший за Місяць).
Про фізичні умови на Плутоні відомо дуже мало. Планета, імовірно, вкрита льодом із метану. Температура на її поверхні - 260°С.
У 1978 році американський астроном Дж. Крісті відкрив у Плутона супутник Харон. Він обертається навколо планети у площині її екватора з періодом її осьового обертання. Це означає, що Плутон і Харон завжди повернуті один до одного тими ж півкулями і супутник завжди перебуває в зеніті точки на екваторі планети. Відстань між Хароном і Плутоном 19640 км, тобто система цих тіл із запасом помістилася б у такій планеті, як Уран. Радіус Харона всього удвічі менший за радіус Плутона, а маса менша всемеро, тому систему Плутон-Харон називають подвійною планетою.
Основні характеристики Плутона подані в таблиці.
ІІІ. Домашнє завдання
Опрацювати §15.
Підготувати реферати на теми: «Малі тіла Сонячної системи. Астероїди», «Малі тіла Сонячної системи. Комети».

Для допитливих
Існує традиція, за якою окремим деталям рельєфу планет даються назви, дотримуючись певної тематики. Звичайно, враховується побажання першовідкривача. Кожна назва повинна бути затвердженою Міжнародним астрономічним союзом. Щодо назв комет, то вони традиційно походять від прізвищ відкривачів чи дослідників, а також містять рік та порядковий номер комети у даному році. Астероїди теж називають відкривачі, але спочатку всі дані про малу планету ретельно перевіряються, а потім їй ще присвоюється номер у загальному каталозі малих планет.

Багато космічних об'єктів мають назви, пов'язані з Україною, з українськими вченими.
Наприклад, на Меркурії (де назви, за традицією, стосуються діячів культури) є кратер Шевченко (на честь Т. Г Шевченка) і долина Сімеїз (місто Сімеїз у Криму, поблизу якого розташована Сімеїзька астрономічна обсерваторія).
На Венері деталі поверхні мають виключно жіночі імена. Кратери Арсентьєва та Федорець названі на честь українських жінок-астрономів.
На супутнику Юпітера Тесіс є кратер Нестор (на честь давньоруського літописця).

Прийнято деталі місячного рельєфу називати іменами видатних діячів науки минулих років чи іменами астронавтів та космонавтів. Одинадцять кратерів названі іменами людей, пов'язаних з Україною, зокрема є кратерами Кондратюк, Корольов (на честь С. П. Корольова генерального конструктора ракетно-космічних систем, уродженця м. Житомира), Вернадський (на честь В. І. Вернадського академіка, першого президента Академії наук України).

Шість комет мають імена своїх відкривачів українських астрономів: С. Герасименко, Г. Неуйміна, М. Черниха, К. Чурюмова, Г. Шайна та автора підручника з астрономії Б. Скоритченка.

Навколо Сонця обертаються понад 10 астероїдів, назви яких мають українське походження. Серед них малі планети: Україна, Таврида, Феодосія, Ялта, Київ, Одеса, Херсон, Диканька, Корольов, Кондратюк, Кобзар, Каменяр, Гоголь, Булгаков, Довженко, Патон (на честь Б. Є. Патона академіка, президента НАН України з 1962 року), Амосов (на честь М. М. Амосова академіка, українського кардіохірурга), Владисвят (на честь великого князя Київського Володимира Святославовича), Нарбут (на честь Г. І. Нарбута народного художника України), Климишин (на честь І. А. Климишин астрофізика, професора Івано-Франківського університету).


Заняття 13 Малі тіла Сонячної системи.

Мета: ознайомити студентів з правилом Тиціуса Боде; дати учням відомості про астероїди, комети та їхні основні характеристики; сформувати уявлення учнів про астероїдну небезпеку.
Основні поняття: астероїд, пояс астероїдів, комета, ядро, кома, хвіст, метеор, метеорит, болід, метеоритний дощ, астроблема.
Обладнання: фотографії комет.
Студенти повинні мати уявлення про: природу та історію відкриття малих тіл сонячної системи.
Студенти повинні знати: основні характеристики малих тіл Сонячної системи.
Студенти повинні вміти: дати пояснення появі комет, виникненню астероїдної небезпеки.

Структура та зміст уроку

І. Перевірка домашнього завдання
Тест

1. Яка з планет не належить до земної групи?
а) Марс; б) Меркурій; в) Плутон; г)Венера.
2. На якій планеті є Велика Червона Пляма?
а) Земля; б) Марс; в) Уран; г)Юпітер.
3. Яка з названих планет має найменше супутників?
а) Марс; б) Сатурн; в) Земля; г) Уран.
4. Хто відкрив планету Уран?
а) Галілей; б)Гершель; в) Ньютон; г)Гюйгенс.
5. На якій із планет розташований вулкан Олімп?
а) Марс; б) Меркурій; в) Земля; г)Венера.
6. Яка з планет розташована між Юпітером і Ураном?
а) Марс; б) Плутон; в) Нептун; г) Сатурн.
7. Уміст якої речовини в атмосфері спричиняє парниковий ефект?
а) Кисень; б) вуглекислий газ; в) метан; г) етиловий спирт.
8. Яка із планет не є планетою-гігантом?
а) Марс; б) Уран; в) Нептун; г) Сатурн.
9. Яка планета є найбільшою у Сонячній системі?
а) Сатурн; б) Юпітер; в) Земля; г) Нептун.
10. Який супутник є найбільшим у Сонячній системі?
а) Ганімед; б) Місяць; в) Титан; г) Фобос.
11. Яку особливість має супутник Титан?
а)Має найменшу масу; б) має атмосферу; в) має озера та річки; г) має свій супутник.
12. Рік відкриття якого супутника невідомий?
а) Фобоса; б) Нереїди; в) Місяця; г)Міранди.

ІІ. Вивчення нового матеріалу
Розповідь учителя про комети та астероїди можна замінити заслуховуванням доповідей учнів, які готували відповідні реферати.
У 1766 році німецький фізик та математик Й. Тиціус (1729-1796) запропонував емпіричне правило, згідно з яким наближено визначались відстані від Сонця до планет. Завдяки працям німецького астронома Й. Боде (1747-1826) ця закономірність стала загальновідомою. Правило Тиціуса Боде:
13 EMBED Equation.3 1415а. о.
Для Меркурія n = -
·, для Венери n = 0, для Землі n = 1. і т.д.
Згідно з правилом Тиціуса Боде, на відстані 2,8 а. о. від Сонця (для n = 3) мала б рухатися планета. У 1789 році розпочалися інтенсивні пошуки ще однієї планети між Марсом та Юпітером, які швидко увінчалися успіхом. 1 січня 1801 року італійський астроном Дж. Піацці (1746-1826) виявив у телескоп зореподібний об'єкт 7-ї зоряної величини, який рухався сузір'ям Тельця. Орбіта світила виявилася планетною. Піацці назвав відкриту планету Церерою. 28 березня 1802 року німецький астроном та лікар В. Ольберс (1758-1840) виявив ще одну малу планету Палладу. Ще за п'ять років були відкриті Юнона та Веста. Малий блиск вказував на відносно незначні розміри виявлених об'єктів. їх назвали малими планетами або, за пропозицією Вільяма Гершеля, астероїдами (від грецького aster зоря, eidos вигляд).
До 1890 року візуальними методами відкрили близько 320 астероїдів. У 1891 році німецький астроном М. Вольф (1863-1932) запропонував фотографічний метод пошуків: при 2-3 годинній експозиції зображення зір на фотоплівці виходили точковими, а слід рухомого астероїда невеликою рискою. Відтоді кількість відкритих малих планет різко зростає. Зараз відомо понад 15000 астероїдів, але вчені вважають що в Сонячній системі їх сотні тисяч. Зауважимо, що астрономи Кримської астрофізичної обсерваторії відкрили понад 550 малих планет.
Переважна більшість (98%) малих планет рухається між орбітами Марса та Юпітера, на середніх відстанях від Сонця від 2,06 до 4,30 а. о., утворюючи пояс астероїдів. За однією гіпотезою, ці астероїди рештки великої планети, що рухалась між Марсом і Юпітером, і була зруйнована чи то гравітацією Юпітера, чи то катастрофічними зіткненнями з великим космічним тілом. Гіпотетична планета навіть отримала назву Фаетон. Все ж переважає думка про неможливість формування великої планети поблизу Юпітера через його припливні сили.
Сумарна маса всіх астероїдів, імовірно, не перевищує 0,001 М9. Найбільшу масу має Цербера 1,5 1021 кг. Розміри більшості малих планет незначні. Найбільшими є Церера (діаметр до 1000 км), Паллада (610 км), Веста (540 км) і Гігія (450 км). Тільки 14 астероїдів мають розміри понад 250 км.. Усі астероїди (можливо, за винятком найбільших) мають неправильну форму, тобто є брилами твердого матеріалу. Усі астероїди слабкіші за 6m, їх видно лише в телескоп. Найяскравішою з малих планет є Веста (6,5m).
Є багато астероїдів, траєкторії яких не лежать між Марсом та Юпітером. Зокрема, унікальну орбіту має Ікар у перигелії він долітає до Сонця удвічі ближче, ніж Меркурій (нагріваючись до +730o С), а в афелії віддаляється за орбіту Марса. Астероїд Гідальго, навпаки, у перигелії перебуває біля Марса, а в афелії добирається аж за Сатурн.
Жодна з малих планет не має атмосфери, але, виявляється, є астероїди, які мають супутники (американська міжпланетна станція «Галілей» у 1993 році передала зображення малої планети Іди (поперечником 56 км), біля якої обертається супутник півторакілометрова брила).
1 листопада 1977 року американський астроном Ч. Коуелл виявив астероїд Хірон, незвичайний тим, що рухається між Сатурном і Ураном. У 1990-х відкрили ще кілька подібних тіл, що рухаються між орбітами далеких планет. Ці об'єкти назвали «кентаврами». До січня 2000 року було відомо 16 таких астероїдів, 5 із них, досліджені найкраще, отримали назви: Хірон, Фол, Несе, Асбол та Харікло.
30 серпня 1992 року астрономи обсерваторії Мауна-Кі (Гаваї, США) сфотографували малу планету, орбіта якої розташована зовні плутонової. Згодом виявили цілий рій подібних тіл пояс Койпера. До листопада 2000 року було відомо понад 400 планетоїдів (так ще називають астероїди поясу Койпера) достатньо великих, укритих метановим льодом, брил. На початку 2001 року перший планетоїд отримав ім'я Варуна. Цей астероїд діаметром понад 1000 км рухається навколо Сонця з періодом 285 років майже в одній площині з Плутоном (нахил орбіти Варуни до екліптики 17,2°). 1 липня 2001 року виявили величезний планетоїд 2001КХ76. За даними Міжнародного астрономічного союзу від 11 серпня 2001 року, КХ76 є найбільшою відкритою малою планетою Сонячної системи. Розміри цього астероїда від 1200 до 1400 км, тобто більше половини діаметра Плутона. Пояс Койпера починається за орбітою Нептуна і простягається на відстань понад 150 а. о. Відкриття величезних планетоїдів поставило під сумнів належність Плутона до великих планет. Деякі вчені схильні називати дев'яту велику планету лише найбільшим астероїдом з поясу Койпера. Дослідження тривають.


Комети (від грецького kometes довговолосий) один із класів малих тіл Сонячної системи. Далеко від Сонця у комет нема атмосфери і вони нічим не відрізняються від астероїдів. При наближенні до Сонця, на відстані близько 11 а. о. у них з'являється газова оболонка неправильної форми кома. Кому разом з ядром комети називають головою комети. На відстанях 3-4 а. о. від Сонця у комети під дією сонячного вітру утворюється хвіст, який стає добре помітним (див. рис.).
Є комети, які не належать Сонячній системі. Вони, рухаючись по параболічній траєкторії, пролітають біля Сонця і зникають у міжзоряному просторі. Такі комети називають параболічними.
Комети, що належать Сонячній системі, називають періодичними. Вони рухаються навколо Сонця по еліптичних орбітах із різноманітними ексцентриситетами і нахилами до площини екліптики. Зараз відомо близько 330 таких об'єктів.
На відміну від планет та більшості астероїдів, які мають стабільні еліптичні траєкторії, орбіти більшості комет не є ідеально еліптичними. Гравітація планет, особливо Юпітера і Сатурна, повз які пролітає комета, суттєво змінює її орбіту. Тому реальна траєкторія цих об'єктів у міжпланетному просторі складна, і методи небесної механіки дають можливість встановити тільки середню, наближену орбіту комет.
Залежно від періоду обертання навколо Сонця комети поділяють на дві групи:
короткоперіодичні (період менший ніж 200 років);
довгоперіодичні (період більший ніж 200 років).
Усі короткоперіодичні комети є членами кометно-планетних сімей. Найбільшу сім'ю має Юпітер це комети (їх близько 150), у яких афелійна відстань (найбільше віддалення від Сонця) близька до великої півосі орбіти Юпітера (5,2 а. о.). Найвідоміші комети з цієї сім'ї Енке, Темпеля-2, Понса - Віннеке, Фая та інші. До речі, комети мають такі назви, бо їх прийнято називати за прізвищами вчених, які відкрили чи досліджували ці об'єкти. Зараз відомо близько 20 комет сім'ї Сатурна (Тутля, Неуймша-1, Ван-Бісбрука, Гейла та інші), кілька об'єктів сім'ї Урана (Креммеліна, Темпеля-Тутля та інші) і приблизно 10 комет сім'ї Нептуна (Галлея, Ольберса, Понса-Брукса тощо).
З усіх відомих комет найменший період має комета Енке 3,3 роки.
Найяскравішою частиною комети є ядро, яскравість коми зменшується до периферії, а найменшу яскравість має хвіст. Густина коми і хвоста така мала, що крізь них просвічуються зорі.
Маси комет різноманітні від кількох тонн до 1011 – 1012 тонн. Майже вся маса комет сконцентрована в ядрах, які складаються з водяного льоду, у який вкраплені замерзлі гази, пил, кам'яні та металеві частинки різних розмірів.
Діаметри ядер невеликі усього кілька кілометрів, іноді десятків кілометрів. Наближаючись до Сонця, ядра нагріваються й інтенсивно сублімують. Утворюється кома, розміри якої можуть сягати 200 000 км (у масивних яскравих комет). Довжина хвоста при цьому сягає 150 000 000 км (1 а. о.). Хвіст комети виникає з коми під дією тиску Сонячного світла і сонячного вітру. Форма кометних хвостів залежить від співвідношення сили гравітації Сонця і сили тиску його світла на частини хвоста. Як правило, хвіст комети напрямлений від Сонця (див. рис.).
Іноді комета має аномальний хвіст, напрямлений до Сонця. Він складається з відносно великих частинок, пилинок, на яких відштовхування сонячним світлом та вітром не проявляється. У деяких комет одночасно може бути кілька хвостів.
Після проходження перигелію комети летять від Сонця хвостом уперед. Із віддаленням нагрівання ядра слабшає, інтенсивність виходу пилу і газів спадає, хвіст поступово зменшується і десь за орбітою Юпітера комета стає непомітною.
Яскраві комети з'являються на небі доволі рідко (у середньому раз на 20 років). Слабкі ж об'єкти (до 18m - 19m) фіксуються часто по кілька щороку. Першим досліджував комети англійський астроном Е. Галлей (1656-1742) За порадою І. Ньютона він визначив і опублікував у 1705 році елементи орбіт 24 яскравих комет, які з'являлися від 1337 до 1698 року. Виявивши збіг траєкторій комет 1531, 1607 та 1682 років (яку сам спостерігав), учений дійшов висновку, що у ці роки з'являвся один і той же об'єкт. Галлей передбачив, що ця комета з'явиться знову у 1758 році. І справді, 25 грудня 1758 року Г. Паліч виявив її. Відтоді цю яскраву комету, що обертається навколо Сонця з періодом 78 років, називають кометою Галлея. Востаннє вона наближалася до Сонця 1986 року. Чергове повернення комети Галлея в перигелії відбудеться у листопаді 2061 року.
У 1984 році були запущені радянські автоматичні міжпланетні станції «Вега-1»та «Вега-2» (скорочено від Ділера Галлея). Вони послідовно у 1985 році досягай Венери, скинули в її атмосферу блоки з науковою апаратурою і попрямували до комети Галлея. До цієї комети були послані ще дві космічні станції японська «Суісей» (з японської «комета») та західноєвропейська «Джотто». Першою до комети Галлея наблизилась «Вега-1», пройшовши на відстані 9 000 км від ядра. Через два тижні «Вега-2» наблизилась на 8 000 км до ядра. Дані про рух радянських станцій дозволили скоректувати траєкторію «Джотто» і цей апарат пройшов через голову комети на відстані 600 км від ядра. Апаратура міжпланетних станцій передала надійні дані про комету Галлея.
Про походження комет є кілька гіпотез. Одна з них, запропонована нідерландським астрономом Я. Оортом (1900-1992), полягає у тому, що на околицях Сонячної системи є хмара комет так звана хмара Оорта. Вони сформувалися з залишків протопланетної хмари. У хмарі Оорта на відстані 100 150 тис. а. о. від Сонця перебувають сотні мільярдів комет. Унаслідок збурень у русі комети покидають хмару і наближаються до Сонця. Одні, промайнувши раз, назавжди покидають Сонячну систему, а інші під дією гравітації великих планет приєднуються до їхніх кометних сімей і періодично обертаються навколо Сонця.
При кожному наближенні до Сонця комети втрачають частину своєї речовини і з часом руйнуються. Наприклад, підраховано, що у момент проходження перигелію з комети Галлея щосекунди випаровується 45 тонн газу 5-8 тонн пилу. Зараз маса ядра комети близько 6
·1011тонн. Цієї речовин ймовірно, вистачить ще на 120 000 років, за які комета зробить приблизно 1600 обертів.
Якщо у ядрі є тверда кам'яна брила, то, втративши льодову оболонку, комета, напевно, стає астероїдом (виявлено кілька астероїдів із траєкторіям схожими на кометні). Коли комета цілком руйнується, то утворюється рій дрібних частинок, розпорошених уздовж кометної орбіти.
При потраплянні в атмосферу Землі дуже швидкої частинки (11-73км/с) спостерігається короткочасний спалах метеор (від грецького meteora атмосферні і небесні явища). Безхмарної ночі неозброєним оком можна помітити в середньому до 10 метеорів за годину, а радіолокаційними методами за добу реєструють близько 1 млн. метеорів.
Переважна більшість метеорних частинок має дуже малу масу (0,01 - 0,001 г) і руйнується на висотах 80-110 км. Що більша маса і розміри метеорної частинки, то яскравішим є метеорний спалах.
Дуже яскраві метеори (яскравіші 3m) називаються болідами (від грецького bolidos метальна зброя). Болід виникає при вторгненні в атмосфер; метеорної частинки значної маси (понад 100 г). Болід має яскравий хвіст з іонізованих газів і пилових частинок. Політ боліда часто супроводжується котом, свистом, сюрчанням і закінчується падінням метеорита.
Метеорити кам'яні або залізні тіла, що падають на Землю з міжпланетного простору. Метеорити є залишками метеорних тіл, що не повністю зруйнувалися в атмосфері при русі, під час якого пеня поверхня нагрівається до 2500 - 3000°С, плавиться і випаровується. Дрібні частинки руйнуються повністю, а більші, втративши до 90% маси, падають на поверхню Землі. Дотепер у світі зібрано близько 3000 метеоритів масою від кількох грамів до кількох десятків тонн.
Щороку на поверхню Землі падає близько 500 метеоритів, але в середньому лише 20 із них знаходять. Узагалі більшість метеоритів знайдені випадково. Найбільший залізний метеорит Гоба знайдений у 1920 році на території Намібії (прийнято називати метеорити за назвою населеного пункту, н ближчого до місця падіння). Маса цього метеорита 60 тонн, а форма схожа плиту 3м ( 3м ( 1м.
Наука, яка вивчає хімічний і мінералогічний склад метеоритів, називається метеоритикою. За її даними, метеорити складаються з таких елементів: Fе, Ni Sі, С, Аl, Мg, S, Са, О тощо.
За хімічним складом метеорити поділяють на три групи:
кам'яні (їх випадає 92%);
залізно-кам'яні (2%);
залізні (6%).
Найчастіше метеорити знаходять в Антарктиді та у сухих кам'янистих пустелях Австралії і Намібії. Винятково рідкісним явищем є падіння гігантських метеоритів масою 105-106 тонн. Маючи величезну кінетичну енергію, ці тіла проходять крізь атмосферу і вибухають, вдарившись у Землю. На місці падіння утворюється метеоритний кратер величезних розмірів астроблема.
Дотепер на Землі виявлено понад 230 великих метеоритних кратерів діаметром до 65 км. Наприклад, діаметр Аризонського метеоритного кратера 1207 м, глибина 174 м, а висота оточуючого валу 40-50 м.
Крім окремих метеорних частинок, навколо Сонця рухаються цілі їх рої. Вони породжені кометами, які руйнуються або вже зруйнувалися. Що старший потік, то більше він розтягнутий по орбіті. Кожен метеорний рій обертається навколо Сонця з періодом, що дорівнює періоду комети, яка його породила.
Іноді Земля зустрічається з такими роями. У ці дні кількість метеорів значно зростає, а якщо метеорний рій компактний, то спостерігаються метеорні, або зоряні дощі. Тоді у невеликій частині неба за хвилину спалахують сотні метеорів і здається, що всі вони вилітають з однієї точки радіанта.
Метеорні потоки називають відповідно до сузір'їв, у яких лежать їхні радіанти.
Найпомітнішими потоками є Ліриди (20-24 квітня), Аквариди (1-9 травня), Персейи (5-18 серпня) (див. рис.), Драконіди (10 жовтня), Оріоніди (20-24 жовтня), Леоніди (15-17 листопада), Гемініди (10-16 грудня).
Підраховано, що за добу на Землю випадає близько 100 тонн метеорної речовини.
III. Домашнє завдання
Опрацювати §16.
Для допитливих
30 червня 1908 року о 7 годині в районі ріки Підкам'яна Тунгуска вибухнуло величезне тіло, яке називають Тунгуським, або сибірським метеоритом. Лише через 13 років почалось дослідження місця падіння. Встановлено, що в атмосферу Землі зі швидкістю близько 30 км/с влетіло, найімовірніше, ядро невеликої комети масою понад 106 тонн, створивши перед собою потужну ударну хвилю. Переважна частина його маси випарувалась при польоті через атмосферу, а залишок масою 105 тонн вибухнув на висоті 7 км над поверхнею Землі. Гаряча ударна хвиля обпалила й обламала гілки дерев під місцем вибуху і повалила в усі боки дерева в радіусі до 30 км. У ґрунті виявлені залишки метеорита дрібненькі оплавлені силікатні й металеві кульки діаметром 0,02-0,3 мм.
Деякі вчені вважають, що зразу після формування земна поверхня була дуже сухою (як зараз місячна), і що практично вся вода та інші леткі сполуки принесені на планету потоком комет, які у той час ринули на Землю. До речі, комети могли принести не лише воду, а й складні органічні сполуки, виникнення яких у земних умовах, як дехто вважає, було малоймовірним. Можливо, це й було передумовою зародження найпростіших організмів. Хоча це тільки гіпотеза, але, крім Тунгуського явища, є й інші факти, які доводять падіння на поверхню Землі ядер комет у минулому.
Наприклад, одне з наймасовіших вимирань флори і фауни відбулося 65 млн. років тому. Тоді зникло 2/3 усіх організмів, включаючи динозаврів. Цьому періоду відповідає шар геологічних відкладів, збагачених рідкісним для Землі хімічним елементом іридієм. Підвищення вмісту цього елемента могло бути результатом падіння великого кометного ядра (діаметром до 10 км), у якому було багато іридію. Вчені навіть виявили кратер відповідного віку та розмірів. Це кратер Чіксулуб діаметром 180 км, розташований на півострові Юкатан у Мексиці.
Але причиною вимирання живих організмів тоді була не підвищена концентрація іридію, а колосальний вибух, зумовлений зіткненням кометного ядра з поверхнею Землі. Він зумовив викидання в атмосферу величезної кількості пилу. Пил екранував сонячне світло і температура на поверхні планети знизилася більше як на 10°С. Таке зменшення температури тривало приблизно 1 рік (так званий ефект «ядерної зими») і стало причиною катастрофічного вимирання живих організмів.
Нещодавно відбулося зіткнення комети з планетою. Йдеться про падіння на Юпітер фрагментів комети Шумейкера Леві 9. З 16 липня до 22 липня 1994 року на зворотний бік Юпітера впали 20 уламків комети розмірами 1-10 км. Сліди вибухів у вигляді величезних темник плям і кільцевих ударних хвиль (за діаметром сумірних із Землею) на фоні юпітеріанської атмосфери спостерігали в усіх обсерваторіях світу. Найкращі ж фотографії зроблені за допомогою орбітального телескопа «Габбл».







Заняття 14. Формування нашої планетної системи.

Мета: Ознайомити студентів із закономірностями будови Сонячної системи. Сучасні уявлення про її походження.
Основні поняття: планетезималі, парниковий ефект.
Студенти повинні мати уявлення про: Особливості будови Сонячної системи, етапи формування протопланетного диска.
Студенти повинні знати: будову Сонячної системи і її закономірності.
Студенти повинні вміти: пояснювати в основних рисах походження Сонячної системи.
Структура та зміст уроку
І. Перевірка домашнього завдання
Дати відповіді на питання після §16.
ІІ. Вивчення нового матеріалу.
Доволі важливим є питання утворення Сонячної системи. Намагаючись пояснити її закономірності, вчені висувають гіпотези про її походження. Згідно з гіпотезою, що належить О. Ю. Шмідту (1891-1956), Сонячна система почала формуватися близько 5 млрд. років тому. Із газопилової хмари, що повільно оберталася, дуже швидко за сотні років утворилося Протосонце, яке внаслідок гравітаційного стискання нагрівалося. Протопланетна хмара оберталася все швидше, набуваючи форму диска, у центрі якого містилось Сонце. Молода зоря продовжувала розжарюватись, і під дією тиску її світла легкі хімічні елементи (Н, Не) розсіювались на периферію протопланетного диска, а важчі залишалися ближче до центра. Тим часом частинки газу та пилу об'єднувалися в невеликі холодні тверді тіла планетезималі (від англійського planet планети, infinitesimal нескінченно мала величина). Масивніші планетезималі збільшувались за рахунок налипання на них дрібніших. Таким чином речовина протопланетного диска зібралася у згустки, з яких і сформувалися планети, їхні супутники, астероїди, комети. Поблизу Сонця утворилися планети з важких хімічних елементів, а віддаленні планети складаються переважно з водню та гелію. Сильне гравітаційне поле Юпітера перешкодило утворенню великої планети між орбітами Марса та Юпітера зараз там пояс астероїдів. Формування планет тривало 100 млн. років, стільки ж часу розігрівалося, стискуючись, Сонце до початку термоядерних реакцій у його надрах.
Дана гіпотеза сьогодні вважається найобгрунтованішою, бо пояснює те, що у Сонячній системі:
усі планети мають приблизно колові орбіти, що лежать майже в одній площині (виняток Плутон);
планети обертаються навколо Сонця в одному напрямку;
маса Сонця становить 99,87% усієї маси системи;
за фізичними властивостями планети поділяють на дві групи;
переважна більшість супутників планет рухається у площинах їхніх екваторів у тому ж напрямі, що й планети.
Перевірити достовірність даної гіпотези поки що важко. Крім Сонячної системи, астрономам лише нещодавно вдалося виявити планетні системи біля інших зір. Дані спостережень допоможуть остаточно сформулювати теорію походження планетних систем, зокрема Сонячної.
За фізичними характеристиками планети поділяють на дві групи:
планети земної групи (Меркурій, Венера, Земля, Марс);
планети-гіганти (Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун).
Плутон займає особливе місце, він має властивості, притаманні гігантам, хоча за розмірами є найменшою планетою Сонячної системи.
Усі планети земної групи мають тверду поверхню і велику середню густину. Вони відносно повільно обертаються навколо своєї осі й мають мало (або не мають узагалі) супутників. Для планет-гігантів характерними є значні розміри та швидке осьове обертання. У них нема твердої поверхні, але є багато природних супутників та кільця. Планети земної групи складаються в основному з важких хімічних елементів (Fе, Sі, О), а планети-гіганти переважно з легких (Н та Не).
Усі великі планети Сонячної системи оточені атмосферою шаром газів, що утримується біля поверхні планет їх гравітацією. Розмірами, масою та розташуванням планети визначається густина та склад її атмосфери. У Меркурія, наприклад, вона надзвичайно розріджена, а в Юпітера дуже густа. У складі атмосфер планет-гігантів переважають водень, гелій, аміак, метан. Це зумовлено тим, що при утворенні Сонячної системи з газопилової хмари важкі елементи залишилися біля Сонця, а водень і гелій перемістилися на периферію.
Результатом життєдіяльності земної флори є значний уміст кисню в атмосфері нашої планети. В газових оболонках інших планет кисню дуже мало.
Атмосфера відіграє важливу роль у тепловому балансі планети. Наприклад, водяна пара та вуглекислий газ земної атмосфери дуже сильно поглинають теплове проміння, захищаючи поверхню планети від охолодження. Іншими словами, атмосфера створює парниковий ефект, підвищуючи середню температуру на Землі на 30-40°С. Атмосфера Венери значно щільніша за Земну і складається переважно з вуглекислого газу (96%). Це дуже підсилює парниковий ефект на цій планеті.

ІІІ. Домашнє завдання.

Опрацювати §17, відповісти на питання.
Підготуватись до тематичної атестації.
















Заняття 15 Сонце найближча зоря

Мета: сформувати в учнів уявлення про Сонце та його будову, джерела сонячної енергії, прояви сонячної активності та її циклічність; навести приклади впливу сонячної активності на біосферу Землі.
Основні поняття: ядро, фотосфера, хромосфера, корона, протуберанець, спалах, сонячна пляма, сонячна активність, сонячний вітер.
Студенти повинні мати уявлення про: фізичні та хімічні умови на Сонці та джерела його енергії; вплив сонячної активності на біосферу Землі.
Студенти повинні знати: основні характеристики Сонця; основні прояви сонячної активності; сонячні цикли.
Загальна структура та зміст уроку
І. Перевірка домашнього завдання
Запитання та завдання для бесіди: -
Пояснити наслідки з правила Тиціуса Ббде.
Що таке комета і яка її будова при проходженні поблизу Сонця?
Що таке метеор?
ІІ. Вивчення нового матеріалу
Зоря Сонце центральне тіло Сонячної системи. Маса Сонця М& = 1,9891030-кг, що у 333 тис. разів більше за масу Землі. Радіус Сонця перевищує земний у 109 разів. Сонце випромінює енергію в усьому діапазоні довжин електромагнітних хвиль: від у-випромінювання до радіохвиль. Світність (тобто потужність вйпромінювання) Сонця Р= 3,85 1026Вт., Щоб краще уявити цю величину, зауваужимо, що при сучасному розвитку електроенергетики людство лише за 10 млн років змогло б виробити таку кількість електроенергії, яка дорівнювала б енергії, що її випромінює Сонце за 1 с.
Хімічний склад Сонця встановили, досліджуючи його випромінювання. Сонячна поверхня, маючи температуру приблизно 6000 К, дає неперервний спектр електромагнітних хвиль. Частина світла поглинається нижніми шарами розрідженої газової оболонки Сонця (хромосферою). У 1814 році німецький фізик Й. Фраунгофер (1787-1826) описав понад 570 ліній поглинання хімічних елементів. Вони є важливим джерелом інформації про склад зорі, адже кожному хімічному елементу відповідає цілком певний набір довжин електромагнітних хвиль, які він поглинає та випромінює. Виявивши у спектрі Сонця чи іншої зорі лінію, притаманну, наприклад кальцію, можна стверджувати, що там є ця речовина. До речі, під час повного сонячного затемнення, коли зникає створений поверхнею Сонця неперервний спектр, темні фраун-гоферові лінії поглинання змінюються яскравими лініями випромінювання гарячого газу хромосфери. Зараз відомо понад 10 тис фраунгоферових ліній, які відповідають 72 хімічним елементам. Встановлено, що в даний час 70% маси Сонця складає водень, 28% гелій, а 2% припадає на важчі елементи.
Звичайно, нема можливості зазирнути всередину Сонця, тому уявлення про його будову можна сформувати на основі теоретичного аналізу, використовуючи фізичні закони і такі характеристики, як маса, радіус, світність. Залежно від температури та процесів, що відбуваються, у Сонці умовно виділяють ядро, зону променистої рівноваги, копвективну зону та атмосферу (див. рис. 1). і
Кожна зоря випромінює енергію, отриману при гравітаційному стиску та при термоядерних реакціях. Перший спосіб характерний для ранніх етапів еволюції зорі. Сонце давно сформувалось і перебуває у стані гравітаційної рівноваги, тобто сила гравітаційного стискання зрівноважується силою газового тиску.

Рисі
Тому для нашої зорі основним джерелом енергії є термоядерні реакції. Ядро центральна область Сонця, в якій за надвисокого тиску та температури 15 млн. К вони відбуваються. Є два цикли протікання таких реакцій: протон-протонний та вуглецево-азотйий. В умовах Сонця основною є реакція протон-протонного циклу, за якої з чотирьох протонів (ядер водню) утворюється одне ядро гелію і виділяється енергія. Розрахунки свідчать, що з водню масою 1 кг утворюється 0,99 кг гелію і випромінюється близько 9-Ю14 Дж енергії. Вчені вважають, що запасів водню, який є. у сонячному ядрі, вистачить на 10 млрд років. Реакція вуглецево-азотного циклу є неістотною для ,Сонця, бо відбувається за температур, вищих ніж 15 млн К, тобто у надрах масивніших, більш гарячих зір. Із віддаленням від центра Сонця температура поступово зменшується і нарешті стає недостатньою для протікання термоядерних реакцій. Так визначають межі ядра. Його радіус становить близько третини радіуса Сонця. В ядрі зосереджена приблизно половина маси Сонця.
Енергія, яка виділяється в сонячному ядрі, переноситься назовні двома способами: променевим та конвективним. Променеве перенесення енергії відбувається в самому ядрі й далі, в зоні променистої рівноваги. При термоядерних реакціях виникають у-кванти, які одразу ж поглинаються атомами оточуючої речовини. Збуджені атоми у свою чергу випромінюють у-кванти, які рухаються в іншому напрямі. Далі процес повторюється. Випромінювання рухається назовні не по прямій, на що пішло б кілька секунд, а по ламаній, витрачаючи приблизно 10 млн років. До того ж, на своєму довгому шляху випромінювання зазнає значних змін. Атом, поглинувши високоенергійний у-квант, як правило, випромінює кілька квантів зі меншими енергіями. Таким чином, жорстке j-випромінювання, що є результатом термоядерних реакцій у ядрі Сонця, зазнавши багаторазового перевипромінювання виходить на поверхню переважно у формі видимого світла.
Над зоною променистої рівноваги 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. Зовнішні шари Сонця називаються атмосферою. У ній утворюються всі види випромінювання, які випромінює зоря. Найглибший і найщільніший шар атмосфери фотосфера завтовшки близько 300 км. Температура фотосфери збільшується з глибиною і в середньому дорівнює 6000 К. Майже посередині фотосфери проходить умовний рівень із певними оптичними влаcтивостями, який називають поверхнею Сонця. Іноді, зважаючи на те, що товщина фотосфери мізерна порівняно з розмірами Сонця, його поверхнею вважають саму фотосферу. Слід розуміти, що Сонце розжарена газова куля, і його умовна поверхня не схожа на тверду поверхню Землі.
Фотосфера має зернисту структуру, яку називають грануляцією (від латинського 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 ту, що спостерігаємо на поверхні окропу. Конвективні потоки зі швидкістю 1 км/с піднімають із 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 грецького спгбта колір). Товщина сонячної хромосфери понад 12000 км, а температура зростає з висотою від 4500 К до 100000, К. Під час повних затемйень Сонця.хромосферу видно у вигляді тонкого рожево-червоного кільця, яке облямовує диск Місяця. Хромосфера пронизана величезною кількістю спікул (від латинського вістря, кінчик) тонких колоноподібних утворень із відносно холодної речовини, оточених значно гарячішаю 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 10км, а температура в ній підвищується до 2-Ю6 К. Яскравість сонячної корони приблизно така ж, як і Місяця в повні, 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, а-частинок, іонів), який називають сонячним вітром.
У внутрішніх шарах корони виникають величезні потоки плазми арко-подібної чи фонтаноподібної форми протуберанці (від латинського здуватись). Деякі з них місяцями висять над хромосферою, повільно змінюючись і поступово зникаючи. їх називають спокійними. По-іншому розвиваються еруптивні протуберанці. Раптово зі швидкістю до 700 км/с речовина такого протуберанця піднімається вгору на сотні тисяч кілометрів і так само швидко падає вниз. Спостерігались еруптивні протуберанці заввишки понад 1,5106км. Температура речовини протуберанця в сотні разів менша за температуру навколишньої плазми, а густина в стільки ж більша. Форма, розміри та розвиток протуберанців визначається магнітним полем.
У телескоп чи на фотографіях Сонця можна побачити темні плями, які виникають у фотосфері. Коли ж світило низько над горизонтом, то крізь імлу на сонячному диску неозброєним оком іноді можна помітити темні плями. Згадки про такі спостереження ї в літописах та історичних хроніках багатьох народів. У Західній Європі сонячні плями уперше були виявлені при телескопічних спостереженнях Сонця Г. Галілеєм у грудні 1610 р. У той час помилково вважали, що сонячні плями це вершини сонячних гір, які проглядають поміж хмар. За рухом сонячних плям встановлено не тільки обертання Сонця навколо осі, але й зональний характер цього обертання. Сонце обертається в тому ж напрямі, що й планети навколо нього. Площина екватора утворює із площиною екліптики кут 7° 15'. Сидеричний період обертання точок на екваторі Сонця дорівнює 25 діб, а біля полюсів 30 діб.
Сонячні плями, якщо їх розглядати детальніше, не є однорідними. Центральна темніш» частина тінь, або ядро, оточена півтінню. Розміри плям різноманітні і можуть сягати 200000 км. На фоні яскравої фотосфери плями виглядають чорними, але їхній справжній колір червонуватий. Особливістю темних плям є наявність у них сильного магнітного поля з індуктивністю до 0,5 Тл (у середньому в фотосфері індукція магнітного поля 0,0001-0,001 Тл). 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 вирізняються 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.
Поряд із плямами у фотосфері часто видно факели світлі утворення, що мають складну волокнисту структуру. їхня яскравість трохи переважає яскравість фотосфери, а температура лише на 200-300 К вища. Деякі факели існують тижнями.
Сукупність явищ на поверхні Сонця, зумовлених процесами в його надрах, називають сонячною активністю. її проявами є плями, факели, протуберанці, спалахи. Що більше цих утворів, то вищою є активність Сонця. Спостереження свідчать, що з часом сонячна активність змінюється.
Одним із найважливіших її проявів є 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 год. При цьому вивільняється значна кількість енергії до 10кДж і в міжпланетний простір зі швидкістю 30000 км/с викидаються мільярди тонн речовини. При сонячних спалахах частинки розганяються і речовина дуже нагрівається, тобто створюються сприятливі умови для протікання термоядерних реакцій синтезу. Свідченням цього є значна кількість ядер дейтерію та тритію, виявлених у потоках викинутої при спалаху сонячної речовини: Під час спалахів різко зростає інтенсивність рентгенівського, ультрафіолетового та радіовипромінювання.
Існує чимало зручних способів кількісно оцінити рівень сонячної активності. Найпростіший і найраніше запроваджений індекс сонячної активності числа Вольфа (Р. Вольф (1816-1893) швейцарський астроном):
У роки підвищеної активності Сонця значно збільшується кількість плям (числа Вольфа більші від 100), факелів та потужних протуберанців, часто відбуваються сильні спалахи. Виявляється, що загальна форма корони змінюється: в роки максимуму сонячної активності корона майже сферична, а в роки мінімуму вона сильно витягнута уздовж екватора. У 1844 році Г. Швабе (17891875) виявив 11-річний( цикл сонячної активності. Мріючи відкрити невідому внутрішню планету, він сподівався побачити її проходження по диску Сонця. (Яка це була б планетна конфігурація?) Для цього протягом 25 років ретельно фіксував появу і кількість сонячних плям. Планету Швабе, звичайно, не відкрив, зате виявив 11-річний період зміни кількості сонячних плям. Пізніше Р. Вольф, використовуючи дані телескопічних спостережень за Сонцем протягом тривалого часу, уточнив цю закономірність. 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 ставатися до 10 спалахів на Сонці. Вже через 8 хв 20 с після спалаху потужній 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. 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 магніті 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 та пандемії (це пов'язане як зі зростанням кількості хвороботворних бактерій та вірусів, так і з послабленням імунітету людей).
Щоб ефективніше розв'язувати проблеми, пов'язані з сонячно-земними зв'язками, у світі створена система неперервного стеження за станом Сонцятак звана служба Сонця. Усі великі обсерваторії, а також значна кількість спеціальних станцій беруть участь у цих спостереженнях. Основне завдання служби Сонця реєстрація центрів сонячної активності та всіх сонячних спалахів.
II. Домашнє завдання Опрацювати §18, §19, §20.
Для допитливих
Цікавою є історія відкриття гелію. У 1868 р. під час повного затемнення Сонця французький астроном П. Жансен (1824-1907) виявив у спектрі хромосфери яскраву жовту лінію невідомого на той час хімічного елемента. Аналогічне відкриття зробив


англійський астроном Дж: Лок'єр (1836-1920) і назвав новий елемент гелієм, тобто сонячним (від грецького «геліос» сонце). І тільки в 1895 році англійський хімік У. Рамзай (1852-1916), вивчаючи спектр випромінювання газів, які виділяються з рідкісного мінералу клевейту, також виявив жовту лінію гелію. Пізніше з цих газів був виділений чистий гелій.
Вивчення сонячної корони засвідчило, що вона утворена з дуже розрідженої плазми, температура якої сягає 2-Ю6 К. У таких умовах нейтральні атоми хімічних елементів існувати не можуть, бо, рухаючись із величезною швидкістю і стикаючись, вони втрачають електрони і багаторазово іонізуються. Цим і пояснюються особливості спектра сонячної корони. Вчені виявили в ньому дві яскраві лінії зелену та червону, яких не було у спектрах жодного хімічного елемента. Астрономи, вже маючи досвід відкриття гелію, приписали ці лінії новому елементу коронію. І помилилися. Виявляється, ці лінії належать сильноіонізованому залізу. Зелена лінія випромінюється атомом заліза, у якого відірвано 13 зовнішніх електронів, а.червона атомом заліза без 9 зовнішніх електронів. У лабораторних умовах отримати такі йони навряд чи можливо. Подальші дослідження довели, що більшість ліній випромінювання корони належить різним елементам, що перебувають у сильно іонізованому стані.



































Заняття 14.
Відстань до зір. Звичайні зорі. Подвійні зорі

Мета: дати учням відомості про основні характеристики зір, розкрити особливості спектральної класифікації зір; ознайомити з методами вимірювання відстаней до зір та за діаграмою Герцшпрунга Рессела; розглянути різноманітність подвійних зір.
Основні поняття: зоря, річний паралакс, абсолютна зоряна величина, парсек, спектральна класифікація зір, діаграма «спектр світність», подвійні зорі. .
Учні повинні мати уявлення про: методи визначення відстаней до зір, спектральну класифікацію зір; різноманітність подвійних зір.
Учні повинні знати: за паралаксом обчислювати відстань до зорі.
Загальна структура та зміст уроку
I. Вивчення нового матеріалу
Зоря самосвітній космічний об'єкт, у надрах якого "відбувається або відбувались екзотермічні термоядерні реакції. Хоча на небосхилі зорі й мають вигляд маленьких блискучих цяточок, це такі ж велетенські тіла, як Сонце, але надзвичайно віддалені від Землі. Чи можна визначити відстані до зір, як це зробити? Для розв'язання цього завдання частково придатним є метод паралактичного зміщення (див. рис. 1).

Рисі
За півроку Земля опиняється в діаметрально протилежній точці своєї орбіти (точки Т1 та Т2), унаслідок чого положення зорі S на фоні інших віддалених зір трохи змінюється (точки S1та S2). Якщо вдається зафіксувати цю зміну, то неважко знайти відстань до зорі.
Кут під яким із зорі видно радіус земної орбіти, перпендикулярний до напряму зорі, називається річним паралаксом.
Ще в епоху Коперника робилися спроби визначити паралакси зір, але через недосконалість приладів вони були безрезультатними. Виявляється, річні паралакси всіх зір менші за І*. Надійно виміряти такі малі кути вдалося лише у першій половині XIX ст. У 1837 р. російський астроном В. Я. Струве
Наприклад, відстань до Веги г ~ 1,68-106 а. о. Навіть виражена в астрономічних одиницях, ця віддаль дуже велика. Для вимірювання відстаней до зірок в астрономії використовують відповідні одиниці довжини: парсек та світловий рік. 1 парсек (скорочено від паралакс і секунді) (1 пк) відстань, з якої радіус земної орбіти видно під кутом 1*. 1пк ==206265 а. о.
Світловий рік (1 св.р.) відстань, яку світло проходить у вакуумі за 1 рік.
1св.р. = 9,5 1015м = 63240а.о. = 0,3066пк. 1 пк = 3,26 св.р.
За допомогою наземної та орбітальної астрономічної апаратури визначено паралакси понад 100 000 зір. Проте метод річного паралаксу застосовний до зір, відстань до яких не перевищує 100 пк. Відстань до віддаленіших об'єктів встановлюється менш точно іншими способами.
·
Характеристикою блиску зорі є видима зоряна величина. Вона залежить, як від світності зорі, так і від відстані до неї. Дуже потужна зоря, але віддалена, тьмяніша, ніж порівняно близька зірка, яка випромінює не так інтенсивно. Якби вдалось вишикувати зорі на однаковій відстані від Землі, то тоді потужніші з них і були б яскравішими, а зоряна величина залежала б лише від світності.
Абсолютна зоряна величина (М) зоряна величина, яку мала б зоря, перебуваючи від спостерігача на відстані 10 пк (32,6 св. р.).
Знаючи відстань до зір та її видиму зоряну величину , можна обчисли- .- ти абсолютну зоряну величину:
Отже, з відстані 10 пк Сонце має вигляд слабкої зірочки. Міріади таких зір розсіяні на небосхилі і серед них воно нічим не виділялося б.
Світ зірок надзвичайно різноманітний, навряд чи є у Всесвіті дві однакові. Вивчення цих об'єктів свідчить, що їхні світності можуть відрізнятися в десятки мільярдів разів.. Абсолютні зоряні величини відповідно змінюються від М= -10 до М=+19. За світністю зорі поділяють на надгіганти, гіганти та карлики. Надгігантами є, наприклад, слабка на вигляд зоря Јі Скорпіона (т = 4,9; М=- = 9,4), яка випромінює в 480000 разів потужніше, ніж Сонце, зоря Бетельгейзе (а Оріона) (т = 0,42; М= -6,1), потужніша за наше світило в 21300 разів.
Світність Альдебарана та Арктура у 100 разів більша, ніж сонячна. Це гіганти.
Сонце належить до карликових зір. Є зорі значно слабші, наприклад, '
·' найближча до нас Проксима Кентавра випромінює енергії у 18000 разів менше, ніж Сонце. Карликових зір у природі значно більше, ніж гігантів та надгігантів. Із 40 найближчих до Землі зірок лише три потужніші, ніж Сонце.
Розміри зір різноманітні. Надгіганти у тисячі разів більші за Сонце, а діаметри нейтронних зір дорівнюють кільком десяткам кілометрів; Наприклад, радіус зорі Бетельгейзе (4,65 а. о.) майже дорівнює радіусу орбіти Юпітера ( 5,2 а. о.). Світність зір залежить не тільки від розмірів, але й від нагрітості їхніх поверхонь. За незначним винятком, температура зір лежить у межах від 2500К до 30000 К.
Із початку 80-х-років XIX ст. фотографію активно використовують в астрономії, зокрема для фіксування спектрів зір. До 1886 року вчені Гарвардської обсерваторії (США) сфотографували спектри 10350 зірок. Усі спектри зір є спектрами поглинання (суцільний фон посічений темними лініями). Оскільки зорі в основному складаються з водню, то лінії поглинання цього елемента є в усіх спектрах, але інтенсивність цих ліній різна; У спектрах одних зірок найпомітніші лінії водню, в інших лінії гелію, ще в інших є свої особливості. Вигляд ліній різноманітний від дуже чітких до слабо виражених, від вузеньких до широких та розмитих. Спершу спектри класифікували так: до класу А потрапили ті, в яких найінтенсивнішими є лінії водню, до класу В гелію і т.д. аж до класу О. Згодом, з'ясувавши, що колір і спектр зорі залежить від температури її поверхні, вчені переглянули спектральну класифікацію. Половину початкових класів ліквідували, а ті сім, що залишилися, розташували в порядку спадання температури зірок, які належать цим класам. Ця класифікація зоряних, спектрів називається Гарвардською і використовується дотепер: О-В-А-Р-С-К-М
Класи О, В, А називають ранніми, або гарячими; Р\С сонячними; К, М холодними, або пізніми. Усі спектральні класи, крім 0, поділені на 10 підкласів (В0, Ві,..., В9, А1, А2,..., А9). До спектрального класу О належать найгарячіші зорі Всесвіту, в їхніх спектрах значних відмінностей нема, тому цей клас має лише 5 підкласів (05, Об, 07, О8, 09). Найхарактерніші спектри належать до підкласів, позначених нулем. Що більший номер підкласу, то менше виражені в спектрі особливості даного класу. Наприклад, спектр А8 більше схожий на спектр Р0, ніж на А0. Сонце належить до класу С2. Від температури зорі залежить не тільки її спектр, а й колір. При різних нагрітостях поверхні максимуми випромінювання припадають на різні ділянки і ають червоний колір, дуже нагріті бла-зоря, яка з однаковою інтенсивністю випромінює світки спектра. Тому китні. Білою вил ло всіх довжин.
На початку датський астроном Е. Герцшпрунг (1873-1967) та американський астрофізік Рессел.(1877-1957) незалежно один від одного проводили дослідження: світності та спектрів зір. Виявлену вченим закономірність зручно подати на діаграмі «спектр світність» (або діаграмі Герцшпрунга Рессела). Якщо на вертикальній осі відкласти світність І (або абсолютну зоряну величину М), на горизонтальній спектральний клас (або температуру Т), зорі зображати точками, то виявиться, що вони розташуються не хаотично, а утворюють певні лінії (смуги) чи послідовності.
Із часом діаграма неодноразово уточнювалася. На' сучасній діаграмі Герцшпрунга Рессела виділяють такі послідовності:
надгіганти (1);
головна послідовність (2) (близько 90% зір);
гіганти (3);
білі карлики (4) (близько 10% зір);
єубкарлики (5).
Серед зір головної послідовності є: гарячі блакитні зорі з температурою поверхні 30000-50000 К і світністю в 10000 разів більшою за світність Сонця (наприклад, Спіка); яскраві білі зорі (Сиріус); жовті зорі (Сонце); червоні карлики, світність яких у тисячі разів менша від сонячної (Крюгер 60). Місце зорі на головній послідовності залежить від маси. Найважчі зорі зорі класу О мають масу в 30-40 разів більшу від сонячної, далі від класу до класу маса зір поступово зменшується. Червоні карлики в кілька разів легші за Сонце.
У верхній частині діаграми Герцшпрунга Рессела розташовані надгіганти, світність яких більша від сонячної в сотні тисяч разів, а радіуси у 100-1000 разів (наприклад, Бетельгейзе).
Зорі класів С, К, М, які мають світність в 100-1000 разів більшу ніж у Сонця, а за розмірами переважають його в десятки разів, утворюють послідовність гігантів (наприклад, Арктур).
На один надгігант у середньому припадає 1000 гігантів і 1 000 000 зір із головної послідовності.
Білі і жовті зорі з температурою від 6000 К до 15000 К і дуже низькою світністю утворюють послідовнсть білих карликів. їхні розміри сумірні з розмірами Землі, а маси близькі до маси Сонця, тому середня густина цих зірок дуже велика, іноді сягає 30 т/см3.

У процесі еволюції зорі змінюють своє положення на діаграмі «спектр світність». Більшу частину життя вони проводять на головній послідовності. Детальніше про це на наступному уроці.
Використовуючи діаграму Герцширунг Рессела, можна знаходити відстані до зір. Суть методу спектральних паралаксів полягає у тому, що за виглядом спектра зорі встановлюють її належність до однієї з послідовностей діаграми «спектр світність». На діаграмі визначають абсолютну зоряну величину зорі (М). Знаючи зі спостережень видиму зоряну величину (т), обчислюють відстань до світила .
Цей спосіб високої точності не дає, проте дозволяє отримати наближені відстані до всіх зір, спектри яких відомі.
о Згідно з розрахунками вчених, зорі головної послідовності мають відмінності внутрішньої будови. Якщо маса зорі не перевищує 1,2 М@, то її будова схожа на будову Сонця: променисте ядро, зона променистої рівноваги і конвективна зона (див. рис. ). Головним джерелом енергії таких зір є термоядерні реакції синтезу гелію протон-протонного циклу.
Зорі з масами більшими ніж 1,2 М0 розташовані у верхній частині головної послідовності. У їхніх надрах відбуваються термоядерні реакції вуглецево-азотного циклу, які мають значно більший енергетичний ефект. У центральній частині таких зірок розташоване конвективне ядро, а над ним зона променистої рівноваги (див. рис. ).
Якщо дві зорі видно поряд на небесній сфері, але насправді між ними величезні відстані і жодного зв'язку нема, то їх називають оптично-подвійними. Прикладом є пара Міцар та Алькор із сузір'я Великої Ведмедиці (див. рис. ).
Фізичними подвійними називають системи двох зір, які об'єднані силами всесвітнього тяжіння і обертаються навколо спільного центра мас. Якщо подвійність можна помітити в телескоп, то такі зорі називають візуально подвійними. Навіть у невеликий телескоп видно, що зоря Міцар складається з двох дуже близьких зір, кутова відстань між якими 14' (див. рис. 6). Роздільна здатність ока 2' = 120*, тому неозброєним оком виявити подвійність Міцара неможливо. Один із компонентів цієї зорі має видиму зоряну величину 2,4, інший 4, а око сприймає їх як одну зорю 2,2 видимої зоряної величини. Іноді компоненти фізичних подвійних зір мають різний колір.
Існують зорі, подвійність яких можна виявити лише при досліджені спектрограм. Компоненти розташовані близько і навіть у найпотужніший телескоп неможливо виявити бінарність таких об'єктів. Ці зорі називають спектрально-подвійними. До речі, згадана візуально подвійно зоря Міцар, насправді складається з чотирьох зір, адже кожен з її видимих у телескоп компонентів спектрально-подвійний із періодами обертання 20,5 діб та 361 доба.
Якщо площа обертання компонентів подвійної системи проходить через Землю, то її блиск періодично змінюється. Візуально нероздільні компоненти регулярно закривають один одного, що спричиняє періодичну зміну потоку випромінювання, яке надходить до нас (ефект підсилюється, якщо світність або колір компонентів суттєво відрізняється). Такі подвійні зорі називають затемнювано-подвійними.
Якщо відстані між зорями сумірні з їхніми розмірами, то кажуть, що вони утворюють тісну пару. При цьому форма компонентів такої подвійної зорі суттєво змінюється припливними силами. Трапляється, що компоненти тісної пари дотикаються між собою. У тісних парах між зорями можливий обмін речовиною.
Окрім фізичних зоряних пар, у природі існують потрійні, чотирикратні і т.д. зорі. Наприклад, зоря Кастор (а Близнюків) є системою з 6 зір. Якщо кі-лькістккомпонентів перевищує 10, то такі об'єкти називають зоряними скупченнями. Вчені вважають, що у Всесвіті близько 30% зір одинарні, 50% ^=* подвійні, 20% зір входять в системи кратності 3 і вищі.

Сучасні дослідження кратних зір пов'язані з тим, що, як виявилось, їхніми компонентами є дуже цікаві об'єкти нові, наднові, нейтронні зорі та1 чорні діри.
НІ. Домашнє завдання
Опрацювати §21, §22. Розв'язати задачу: Річний паралакс зорі Гамаль (а
Овна) 0,043*, а її видима зоряна величина т = +2. Знайдіть відстань до зорі(
та її абсолютну зоряну величину.








13PAGE 15


13PAGE 14215




Root Entry

Приложенные файлы

  • doc 26198340
    Размер файла: 919 kB Загрузок: 0

Добавить комментарий