Добавить материал и получить бесплатное свидетельство о публикации в СМИ
Эл. №ФС77-60625 от 20.01.2015
Свидетельство о публикации

Автоматическая выдача свидетельства о публикации в официальном СМИ сразу после добавления материала на сайт - Бесплатно

Добавить свой материал

За каждый опубликованный материал Вы получите бесплатное свидетельство о публикации от проекта «Инфоурок»

(Свидетельство о регистрации СМИ: Эл №ФС77-60625 от 20.01.2015)

Инфоурок / Астрономия / Конспекты / Урок по астрономии на тему: ФИЗИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ЗВЕЗД
ВНИМАНИЮ ВСЕХ УЧИТЕЛЕЙ: согласно Федеральному закону № 313-ФЗ все педагоги должны пройти обучение навыкам оказания первой помощи.

Дистанционный курс "Оказание первой помощи детям и взрослым" от проекта "Инфоурок" даёт Вам возможность привести свои знания в соответствие с требованиями закона и получить удостоверение о повышении квалификации установленного образца (180 часов). Начало обучения новой группы: 28 июня.

Подать заявку на курс
  • Астрономия

Урок по астрономии на тему: ФИЗИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ЗВЕЗД

библиотека
материалов

hello_html_48641c7b.gifМИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ, МОЛОДЕЖИ И СПОРТА

АВТОНОМНОЙ РЕСПУБЛИКИ КРЫМ


КРЫМСКОЕ РЕСПУБЛИКАНСКОЕ ПРОФЕССИОНАЛЬНО-ТЕХНИЧЕСКОЕ УЧЕБНОЕ ЗАВЕДЕНИЕ

КАЛИНОВСКОЕ ПРОФЕССИОНАЛЬНО-ТЕХНИЧЕСКОЕ АГРАРНОЕ УЧИЛИЩЕ







РАЗРАБОТКА ОКРЫТОГО УРОКА

по астрономии








шаровое скопление М15





Разработала:

преподаватель

высшей категории

Ашимова Г.А




с. Калиновка

2013-2014 уч. год

Тема урока. Физические характеристики звезд.

Цель: рассмотреть физические характеристики звезд: видимые и абсолютные звездные величины, температура, светимость, размеры; познакомиться со связью между разными характеристиками звезд; узнать, как определяются массы звезд.

Тип урока: Урок усвоения новых знаний

Оборудование: компьютер, проектор, компьютерные презентации, карты звездного неба, фотографии, таблицы.



ПЛАН УРОКА

  1. Организационный момент.

  2. Мотивация учебной деятельности

  3. Изучение нового материала (Рассказ учителя, показ презентации)

План раскрытия темы урока

  1. Определение расстояний до звезд

  2. Видимые звездные величины

  3. Абсолютные звездные величины и светимость звезды

  4. Спектры звезд

  5. Цвет и температура звезд

  6. Радиусы звезд

  7. Диаграмма спектр – светимость



  1. Закрепление нового материала (Ответы учащихся на вопросы тестовых заданий)

  2. Итог урока

  3. Домашнее задание

  4. Рефлексия









ХОД УРОКА

  1. Мотивация учебной деятельности

Известный советский астрофизик И. С. Шкловский писал: "Если поставить наивный детский вопрос, какие из космических объектов а является самыми «главными», я, не колеблясь отвечу: звезды. Почему? Ну, хотя бы потому, что 97 % вещества в нашей Галактике сосредоточенно в звездах».

  1. Изучение нового материала



  1. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ ДО ЗВЕД

Для определения расстояний до звезд астрономы измеряют годичный параллакс, который связан с орбитальным движением Земли вокруг Солнца. Расстояние от Земли до звезды определяется из прямоугольного треугольника CBS: hello_html_m4eaa443a.jpg

r = 1a.е./sinp

Годичный параллакс определяет угол, под которым было бы видно со звезды большую полуось земной орбиты в перпендикулярном к лучу зрения направлении. (Слайд 3)

Расстояние до звезд измеряют в световых годах, но астрономы еще используют единицу парсек (пк), для которой годичный параллакс p = 1" (парсек — сокращение от параллакс-секунда).

1 пк = 3,26 св. года (Слайд 4):



  1. ВИДИМЫЕ ЗВЕЗДНЫЕ ВЕЛИЧИНЫ

Греческий астроном Гиппарх в II ст. до н.э. разделил все звезды по яркости на 6 классов — 6 звездных величин. Самые яркие звезды были названы звездами 1 звездной величины, а самые слабые, которые едва видно на небе, — 6-й (Слайд 5).

Английский астроном Норман Погсон дополнил определение звездной величины еще одним условием: звезды 1-й звездной величины должны быть в 100 раз ярче звезд 6-й величины. (Слайд 6)

Обозначают видимую звездную величину буквой m. Для звездных величин m1, m2 будет справедливо такое отношение их яркостей E1 и E2: (Слайд 7)

hello_html_53c87c13.png

За стандарт выбрали Полярную звезду, которая имеет звездную величину m = +2m. Относительно этого стандарта самые слабые звезды, которые еще можно увидеть невооруженным глазом, имеют звездную величину +6m. (Слайд 8)

Если разность видимых звездных величин равна 1, то отношение их яркостей ≈2,5.



  1. АБСОЛЮТНЫЕ ЗВЕЗДНЫЕ ВЕЛИЧИНЫ И

СВЕТИМОСТЬ ЗВЕЗДЫ

Звездную величину, которую имела бы звезда на стандартном расстоянии 10 пк, называют абсолютной звездной величиной.. Солнце на расстоянии 10 пк имело бы вид достаточно слабой звезды пятой звездной величины, то есть абсолютная звездная величина Солнца М = +5m. (Слайд 9)

Светимость звезды определяет количество энергии, которую излучает звезда за единицу времени, то есть мощность излучения звезды. За единицу светимости в астрономии принимают мощность излучения Солнца 4•1026Вт. (Слайд 10)

Рассмотрев следующие таблицы, (Слайд 11) ответьте, пожалуйста на следующие вопосы:Какая из представленных в таблице звезд имеет наибольшую видимую звездную величину?

  • Какая наименьшую?

  • У какой из звед наибольшая абсолютная звездная величина

  • У какой наименьшая?

  • Назовите абсолютную звездную величину Сириуса и Солнце.

  • Во сколько раз светимость Ригеля больше светимости Солнца?

  • По результатам этих двух таблиц охарактеризуйте Бельтельгейзе.

  1. СПЕКТРЫ ЗВЕЗД

Сплошной спектр звезд Распределение цветов в спектре



Распределение цветов в спектре =К О Ж З Г С Ф = запомнить можно например по тексту: Как однажды Жак Звонарь городской сломал фонарь.

Исаак Ньютон (1643-1727) в 1665г разложил свет в спектр   объяснил его природу.

Уильям Волластон в 1802г наблюдал темные линии в солнечном спектре, а в 1814г их независимо обнаружил и подробно описал Йозеф фон ФРАУНГОФЕР (1787-1826, Германия) (они называются линиями Фраунгофера) 754 линии в солнечном спектре. В 1814г он создал прибор для наблюдения спектров - спектроскоп.

В 1859г Г. КИРХГОФ, работая вместе с Р. БУНЗЕН с 1854г, открыли спектральный анализ, назвав спектр непрерывным, и сформулировали законы спектрального анализа, что послужило основой возникновения астрофизики:

1. Нагретое твердое тело дает непрерывный спектр.

2. Раскаленный газ дает эмиссионный спектр.

3. Газ, помещенный перед более горячим источником, дает темные линии поглощения.

У. ХЕГГИНС, первым применив спектрограф, начал спектроскопию звезд. В 1863г показал, что спектры Солнца и звезд имеют много общего и что их наблюдаемое излучение испускается горячим веществом и проходит через вышележащие слои более холодных поглощающих газов.

Спектры звезд – это их паспорт с описанием всех звездных закономерностей. По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру, размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести. (Слайд 12)

Обычно в спектре каждой звезды есть темные линии поглощения (фраунгоферовы линии), которые образуются в разреженной атмосфере звезды и в атмосфере Земли и показывают химический состав атмосферы. .

Все звезды имеют почти одинаковый химический состав, потому что основные химические элементы во Вселенной водород и гелий. (Слайд 13)

  1. ЦВЕТ И ТЕМПЕРАТУРА ЗВЕЗД

Самый простой метод измерения температуры звезд заключается в определении ее цвета.

На графике представлена интенсивность излучения космических тел с разной температурой (Слайд 14)



СПЕКТРАЛЬНЫЕ КЛАССЫ

По температуре звезды разделили на 7 спектральных классов, которые обозначили буквами латинской азбуки: О, B, A, F, G, K, M.

Порядок спектров можно запомнить по терминологии: = Один бритый англичанин финики жевал как морковь. (Слайд 15)

Гарвардская спектральная классификация впервые была представлена в Каталоге звездных спектров Генри Дрэпера (1884г), подготовленного под руководством Э. Пикеринга. Буквенное обозначение спектров от горячих к холодным звездам выглядит так: O B A F G K M. Между каждыми двумя классами введены подклассы, обозначенные цифрами от 0 до 9. К 1924г классификация окончательно была установлена Энной Кэннон (Слайд 16)

  1. РАДИУСЫ ЗВЕЗД

Радиус звезды можно определить, измеряя ее светимость и температуру поверхности. Для определения радиуса звезды астрономы используют закон Стефана—Больцмана:

Q = σ T4

где Q — энергия, которую излучает единица поверхности звезды за единицу времени; σпостоянная Стефана—Больцмана; Т абсолютная температура поверхности звезды. (Слайд 17)

Мощность, которую излучает звезда с радиусом R, определяется общей площадью ее поверхности, то есть:

Е = 4πR2·Q = 4πR2·σ·T4

Оказалось, что существуют звезды, которые имеют радиус в сотни раз больший радиуса Солнца, и звезды, имеющие радиус меньший, чем радиус Земли

По своим размерам, звезды делятся на:

  • Сверхгиганты  (I)

  • Яркие гиганты  (II)

  • Гиганты    (III)

  • Субгиганты   (IV)

  • Карлики главной последовательности  (V)

  • Субкарлики   (VI)

  • Белые карлики   (VII)

(название: карлики, гиганты и сверхгиганты ввел Генри Рессел в 1913г, а открыл их в 1905г Эйнар Герцшпрунг, введя название "белый карлик"). (Слайд 18)

Размеры звезд колеблются в очень широких пределах от 104 м до 1012 м. Гранатовая звезда m Цефея имеет диаметр 1,6 млрд. км; красный сверхгигант ε Возничего А имеет размеры в 2700RО - 5,7 млрд. км! Звезды Лейтена и Вольф-475 меньше Земли, а нейтронные звезды имеют размеры 10 - 15 км. (Слайды 19-22)

Самое четкое из всех когда-либо полученных изображений Бетельгейзе показывает, что гигантская звезда медленно испаряется. Бетельгейзе – одна из самых больших и ярких из известных нам звезд. Яркая оранжевая звезда хорошо видна невооруженным глазом в знакомом всем созвездии Ориона. На недавно полученном с помощью Очень Большого Телескопа в Чили изображении разрешается не только диск звезды, но и огромный, ранее неизвестный, окружающий ее газовый шлейф. Этот шлейф позволяет понять, как массивная звезда теряет вещество, приближаясь к концу своей жизни. Полученные ранее ряды наблюдений свидетельствуют, что за последнее десятилетие поверхность Бетельгейзе существенно уменьшилась. Если поместить Бетельгейзе – красный сверхгигант, находящийся на расстоянии 640 световых лет, в центре нашей Солнечной системы, то газовый шлейф протянется за орбиту Юпитера. Известно, что яркость Бетельгейзе изменяется неправильным образом. Возможно, будущие наблюдения позволят установить, не меняется ли так же неправильно и ее внешний вид. Предполагается, что Бетельгейзе может взорваться как сверхновая в любое время в течение нескольких следующих тысяч лет (Слайд 21).



  1. ДИАГРАММА СПЕКТР – СВЕТИМОСТЬ

Солнце по физическим параметрам относится к средним звездам — оно имеет среднюю температуру, среднюю светимость и т. д.(Слайд 23)hello_html_m55b12b37.png

Астрономы решили проверить, много ли в космосе таких звезд, как наше Солнце. Для этой цели Э. Герцшпрунг (1873—1967) и Г. Рессел (1877—1955) предложили диаграмму, на которой можно обозначить место каждой звезды, если известны ее температура и светимость. Ее назвали диаграмма спектр-светимость, или диаграмма Герцшпрунга-Рессела. Она имеет вид графика, на котором по оси абсцисс отмечают спектральный класс или температуру звезды, а по оси ординат — светимость. Если Солнце — средняя звезда, то на диаграмме должно быть скопление точек вблизи того места, которое занимает Солнце. То есть большинство звезд должны быть желтого цвета с такой же светимостью, как Солнце. Каково же было удивление астрономов, когда оказалось, что в космосе не нашли звезды, которую можно считать копией Солнца. Большинство звезд на диаграмме оказались в узкой полосе. которую называют главной последовательностью. Диаметры звезд главной последовательности отличаются в несколько раз, а их светимость по закону Стефана-Больцмана определяется температурой поверхности.

Мир звезд чрезвычайно разнообразен, однако в нем господствуют определенные закономерности. Попробуем упорядочить основную необходимую информацию о звездах в таблицах.

Приведем таблицу, которая включает основные данные о звездах разных спектральных классов главной последовательности (ГП — табл. 1). (Слайд24).

Таблица 1

Спектральная классификация звезд

Спектраль-ный класс

Абсолютная звездная величина, Мабс

Эффективная температура, тыс. К

Основные линии

Цвет

O

-5,7 ÷ -3,3

40-28

Н+, Не, Н

Светло-голубой

В

-4,7 ÷ +0,5

28-10

Не, Н

Бело-голубой

А

+0,1 ÷ +3,7

10-7

Н

Белый

F

+2,6 ÷ +4,6

7-6

Н, Са+

Желтовато белый

G

+4,4 ÷ +6,0

6-5

Са+, Fе, Тi

Желтоватый

К

+5,9 ÷ +9,0

5-3,5

Fе, Тi

Желто горячий

М

+9,0 ÷ +16

3,5-2,5

ТiO

Красноватый

Недавно были введены следующие за М спектральные классы L и Т, к которым принадлежат наименьшие и самые холодные звезды и субзвезды -объєкти, промежуточные между звездами и планетами.

Основные данные о звездах некоторых спектральных классов главной последовательности по отношению к Солнцу приведены в табл. 2. (Слайд18).

Таблица 2



Характеристики звезд главной последовательности

Спектраль-ный класс

Масса,

MО

Радиус,

RО

Светимость,

LО

Время жизни на ГП, лет

В0

17-3,2

9-2,8

30 000-100

8·106-4·108

А0

3,2-1,5

2,8-1,25

100-4,8

4·108-4·109

F0

1,5-1,02

1,25-1,02

4,8-1,2

4·109-1,1·1010

G0

1,02- 0,74

1,02-0,74

1,2-0,35

1,1·1010-1,7·1010

G2 (Солнце)

1,0

1,0

1,0

1,3·1010

К0

0,74-0,31

0,74-0,33

0,35-0,03

1,7·1010-2,8·1010

К5

0,54

0,54

0,10

7,0·1010

Важнейшей из этих характеристик является масса. Она определяет положение звезд ГП на диаграмме Герцшпрунга-Рассела и остальные их характеристики.

ВЫВОДЫ

  • Хотя все звезды одинаково выглядят, но их физические характеристики – светимость, температура, радиус, плотность – существенно отличаются друг от друга

  • Солнце по своим параметрам принадлежит к желтым звездам, которые находятся в состоянии равновесия и не изменяют свои размеры в течение миллиардов лет.

  • В космосе существуют звезды-гиганты, которые в тысячу раз больше, чем Солнце, и звезды-карлики, радиус которых меньше, чем радиус Земли.



  1. Закрепление нового материала

Ответы учащихся на вопросы заданий

Используя таблицу самых ярких звезд на стр.148 учебника, выберите звезду, которая соответствует номеру вашей картоки и ответьте на следующие вопросы:

  1. Название звезды

  2. К какому созвездию относится данная звезда?

  3. Видимая звездная величина

  4. Расстояние до звезды в парсеках и св. годах

  5. Во сколько раз светимость больше светимости Солнца?

  6. Чему равна энергия Е, излучаемая звездой ежесекундно?

  7. К какому спектральному классу относится ваша звезда?

  8. К какому типу звезд по своим размерам относится данная звезда (карлик, нормальная звезда, гигант, сверхгигант)?

  9. Определите радиус выбранной вами звезды, если радиус Солнца равен ≈ 7·105 км.



  1. Итог урока

Учитель подводит итоги урока, отмечает самых активных учащихся, подсчитывается количество жетонов, полученных учащимися за устные ответы



  1. Домашнее задание: §13, с. 109, задание11, 12



  1. Рефлексия

А теперь, ребята, я попрошу вас проанализировать ваше настроение в конце урока.


Подайте заявку сейчас на любой интересующий Вас курс переподготовки, чтобы получить диплом со скидкой 50% уже осенью 2017 года.


Выберите специальность, которую Вы хотите получить:

Обучение проходит дистанционно на сайте проекта "Инфоурок".
По итогам обучения слушателям выдаются печатные дипломы установленного образца.

ПЕРЕЙТИ В КАТАЛОГ КУРСОВ

Краткое описание документа:

Тема урока. Физические характеристики звезд.

Цель: рассмотреть физические характеристики звезд: видимые и абсолютные звездные величины, температура, светимость, размеры; познакомиться со связью между разными характеристиками звезд; узнать, как определяются массы звезд.

Тип урока: Урок усвоения новых знаний

Оборудование: компьютер, проектор, компьютерные презентации, карты звездного неба, фотографии, таблицы.

 

ПЛАН УРОКА

               I.            Организационный момент.

            II.            Мотивация учебной деятельности

        III.            Изучение нового материала   (Рассказ учителя, показ презентации)

План раскрытия темы урока

1.     Определение расстояний до звезд

2.     Видимые звездные величины

3.     Абсолютные звездные величины и светимость звезды

4.     Спектры звезд

5.     Цвет и температура звезд

6.     Радиусы звезд

7.     Диаграмма спектр – светимость

 

           IV.          Закрепление нового материала  (Ответы учащихся на вопросы тестовых заданий)

               V.          Итог урока

           VI.          Домашнее задание

        VII.          Рефлексия

 

 

Автор
Дата добавления 09.05.2015
Раздел Астрономия
Подраздел Конспекты
Просмотров1525
Номер материала 518684
Получить свидетельство о публикации
Похожие материалы

Включите уведомления прямо сейчас и мы сразу сообщим Вам о важных новостях. Не волнуйтесь, мы будем отправлять только самое главное.
Специальное предложение
Вверх