Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

На первую страницу Методика преподавания астрономии
<< Предыдущая

Содержание

Следующая >>

Методика проведения 4 урока
"Планеты Солнечной системы и экзопланеты"

Цель: знакомство учащихся с физической природой планет на примере рассмотрения основных характеристик планет Солнечной системы.

Задачи обучения:

Общеобразовательные: формирование понятий о планетах как классе космических тел:

- об основных физических характеристиках планет: массе, размерах, плотности, химическом составе, внутреннем строении;
- о классификации планет в зависимости от их происхождения, плотности и химического состава и о характеристиках групп землеподобных планет и планет-гигантов;
- о физической природе и основных характеристиках землеподобных планет Солнечной системы (Меркурии, Венере, Марсе);
- о физической природе и основных планет-гигантов Солнечной системы (Юпитере, Сатурне, Уране, Нептуне);
- о внесолнечных планетах.

Воспитательные: формирование научного мировоззрения учащихся в ходе знакомства с историей изучения и природой планет Солнечной системы и экзопланет. Патриотическое воспитание при ознакомлении с ролью российской науки и техники в исследовании планет средствами астрономии и космонавтики. Политехническое образование и трудовое воспитание при изложении сведений об устройстве АМС и о практическом применении результатов исследования планет Солнечной системы.

Развивающие: формирование умений анализировать информацию, составлять классификационные таблицы и схемы, решать задачи на расчет основных физических характеристик астрономических инструментов (телескопов) и космических тел.

Ученики должны знать:

- основные характеристики планет как класса космических тел;
- основные группы планет и представители этих групп в Солнечной системе;
- об основных физических характеристиках планет Солнечной системы: движении, массе, размерах и плотности (в сравнении с земными), внутреннем строении, рельефе, физических условиях на поверхности и особенностях происхождения;
- об эволюции планет Солнечной системы;
- об основных физических характеристиках внесолнечных планет.

Ученики должны уметь: составлять классификационные таблицы и схемы; решать задачи на расчет характеристик космических тел; использовать обобщенный план для изучения космических объектов.

Наглядные пособия и демонстрации:

- фотографии, схемы и рисунки планет из космоса, основных деталей их рельефа, внутреннего строения планетоидов;
- диапозитивы из серии слайд-фильмов "Иллюстрированная астрономия": "Строение Солнечной системы"; "Планеты Солнечной системы"; "Солнце и его семья";
- диафильмы (фрагменты диафильмов): "Астрофизические методы наблюдений"; "Солнечная система"; "Планеты и малые тела Солнечной системы"; "Планеты"; "Планеты-гиганты";
- кинофильмы (фрагменты кинофильмов): "Планетная система" ("Солнечная система"); видеофильм "Большой Тур" (США);
- таблицы: "Солнечная система"; "Планеты";
- наглядные пособия: демонстрационная модель планетной системы; карта движения планет; глобус Марса; образцы горных пород и минералов (базальты, лимонит, оливин и т.д.).

Задание на дом:

1) По учебнику астрономии:

- Б.А. Воронцов-Вельяминова: §§ 18, 19 (1,3); вопросы к параграфам.
- Е.П. Левитана: повторить §§ 14, 15 (1, 2); вопросы к параграфам.
- А.В. Засова, Э.В. Кононовича: § 19 (1-5, 7); упр. 19.9.

2. Выполнить задания из сборника задач Воронцова-Вельяминова Б.А. [28]: 251; 319; 320; 322; 323.

3. Дополнительные задания ля учащихся физико-математических классов: выполнить задания из сборника олимпиадных задач В.Г. Сурдина [289]: 10.24; 10.25; 11.6; 9.

План урока

Этапы урока

Содержание

Методы изложения

Время, мин

1

Повторение и актуализация астрономического материала

Беседа

5-7

2

Изложение нового материала:

1) Планеты: общие сведения.
2) Планеты земной группы: основные физические характеристики, атмосферы, рельеф, условия на поверхности.
3) Эволюция планет земной группы.
4) Планеты-гиганты: основные физические характеристики, атмосферы
5)Экзопланеты

Лекция, рассказ учителя

25-30

3

Закрепление материала, решение задач

Работа по группам, беседа

5-7

4

Подведение итогов урока. Домашнее задание

3

Методика изложения материала

В начале урока проводится традиционное повторение и актуализация учебного материала, изученного на всех предыдущих уроках. Часть учеников выполняет в это время соответствующие программируемые задания. Основное внимание следует уделить вопросам о физической природе, происхождении и основных характеристиках отдельных групп и классов планетных тел:

1. Определите понятия "планетное тело"; "планетная система"; "планета"; "планетоид"; "метеороид".
2. По каким принципам классифицируются планетные тела и планетные системы?
3. Что вы знаете об основных классах и группах планетных тел?
4. Что вы знаете о планетах? Какие группы планет вы знаете? Назовите отличия между группами планет: в основных физических характеристиках, происхождении и внутреннем строении. Какие планеты Солнечной системы являются землеподобными? Какие планеты Солнечной системы являются планетами-гигантами?

Учитель поправляет, уточняет, обобщает ответы учащихся. Сведения о Земле можно специально не повторять: весь материал урока построен на постоянном сравнении данных о планетах Солнечной системы с соответствующими характеристиками Земли. При изложении нового материала следует еще раз обратить внимание учеников на космогонические причины различий между основными группами планет и то, что физические условия на поверхности каждой планеты как и все остальные ее характеристики и свойства зависят массы планеты, ее расстояния от Солнца и от особенностей ее эволюции.

Вначале излагаются сведения о планетах земной группы:

В группу этих планет входят Меркурий, Венера, Земля и Марс, состоящие в основном из силикатных пород, соединений железа и других тяжелых химических элементов. Внутреннее строение этих планет отражено на рис. 133.

Меркурий - ближайшая к Солнцу планета Солнечной системы. Масса Меркурия 0,0551 земной, диаметр - 4878 км, средняя плотность 5,44 г/см3. Орбита Меркурия обладает большим эксцентриситетом (0,206) и наклоном к эклиптике (7њ ). Приливное действие Солнца придало планете резонансный несинхронный характер движения: сидерический период обращения Меркурия - 87,97d, а период вращения - 58,65d: Меркурий делает 3 оборота вокруг своей оси за 2 меркурианских года, поворачиваясь к Солнцу то одной, то другой стороной. Особенности орбитального движения Меркурия привели к неравномерности видимого движения Солнца в небе планеты: в афелии Солнце перемещается в небе очень медленно, а в перигелии, когда скорость орбитального движения превышает скорость вращения планеты, Солнце почти неделю движется по небу "вспять".

Меркурий получает в 6 раз больше солнечной энергии на единицу площади поверхности, нежели Земля - от 9,15 до 11 кВт/м2, поэтому на экваторе Меркурия в полдень температура поднимается до +427њ С/+510њ С, но в полночь опускается до -183њ С/-210њ С: у Меркурия практически нет атмосферы, давление газовой оболочки, состоящей из гелия и, в незначительной степени, водорода, неона и аргона, в 500 млрд. раз слабее, чем у поверхности Земли. Постоянно рассеивающаяся атмосфера Меркурия непрерывно пополняется газом из солнечной атмосферы. Тепловой поток из недр планеты пренебрежимо мал. Меркурий обладает слабым магнитным полем (0,7-1,0% напряженности земного).

Поверхность Меркурия весьма напоминает поверхность Луны, она вся изрыта кратерами ударного происхождения, названными в честь писателей, художников, композиторов (Достоевский (600 км), Толстой (300 км), Бетховен, Роден, Пушкин и т.д.). Часть кратеров обладает светлыми лучевыми системами. Высота гор Антониади и Скиапарелли достигает 2 - 4 км; многочисленные эскарпы - обрывы (сбросы) имеют протяженность от 20 до 500 километров и высоту до 2-3 км. На исследованном участке поверхности обнаружены лишь небольшие "моря"- равнины Жары (диаметром 1300 км), Сусей, Тир, Будх, Собкоу и Северная равнина (рис. 255-256). Предположительно, породы литосферы сложены в основном обедненными железом габброидами и анортозитами.

Рис. 17. Строение и физические
характеристики атмосферы Венеры

Венера - ближайшая к Земле планета, почти совпадающая с ней по размерам и массе, но близость Венеры к Солнцу обусловила в 2 раза больший приток энергии на единицу площади поверхности и породила ряд существенных отличий в эволюции планет.

Приливное действие Солнца почти уравняло по продолжительности сидерический венерианский год (224,7d) и венерианские сутки (243,02d). Венера вращается вокруг своей оси в обратном направлении по отношению к большинству планет. Тепловой поток из недр планеты весьма значителен (10-5 Вт/см2) и поддерживает мощные вулканические процессы в литосфере Венеры, тектоническая активность недр планеты невысока. Венера обладает очень слабым магнитным полем, захваченным и сжатым из магнитного поля межпланетного пространства. Как и у Меркурия, у Венеры нет спутников планеты.

Основной деталью рельефа Венеры являются равнины – плоские или слабохолмистые каменные пустыни, занимающие 75-80% площади ее поверхности. Своеобразными формами венерианского рельефа являются тессеры (8% площади планеты) - платообразные возвышенности, поверхность которых представляет собой хаотическое нагромождение тектонических структур, и венцы – кольцевые структуры диаметром в несколько сотен километров, возникшие вследствие действия поднимающихся мантийных плюмов. Выделяют три материка: земля Иштар, земля Афродиты, область Бета, и мощные горные массивы - высота крупнейших гор Максвелла достигает 11 км. Число кратеров ударного происхождения и вулканов (в том числе действующих) относительно невелико.

Почти все детали рельефа носят женские имена: равнины названы в честь мифологических персонажей (Русалки, Снегурочки, Бабы-Яги); крупные кратеры - в честь выдающихся женщин, а маленькие - личными женскими именами. Состав венерианских пород в районах посадок АМС "Венера" и "Вега" близок к составу земных базальтов, встречающихся на океанских островах (толеитовые и субщелочные базальты).

Мощная атмосфера Венеры долго скрывала от земных наблюдателей поверхность планеты. Исследования химического состава и строения атмосферы и поверхности планеты были произведены с помощью АМС "Венера" и "Вега" (СССР), "Маринер", "Пионер-Венера" и "Магеллан" (США).

Состав атмосферы Венеры: СО2 » 95,5%; N2 » 3,5%, остальные газы около 0,1%. Высокое содержание углекислого газа породило мощный парниковый эффект, благодаря которому температура вблизи поверхности составляет от +470њ С до +600њ С при давлении 93-95 атм. В результате явления суперротации почти вся атмосфера Венеры вращается, обгоняя вращение планеты.

В ярком, желто-зеленом у горизонта и оранжево-красно-багряном в зените, закрытом вечными тучами небе никогда не проглядывает Солнце. Трехслойные облака Венеры различаются размерами и концентрацией частиц, и состоят в верхнем ярусе в значительной мере из мельчайших капелек серной кислоты, а ниже - из кристалликов серы. Гремят грозы. Скорость воздушных потоков в главном слое облаков достигает 100 м/с, однако ниже высоты 45-50 км небо почти всегда безоблачно и почти безветренно. У поверхности планеты скорость ветра не превышает 1 - 5 м/с, осадков почти или совсем не выпадает.

Рис. 18. Строение и
физические характеристики
атмосферы Марса

Марс - самая знаменитая планета Солнечной системы. Марс имеет массу 6,42× 1023 кг, почти в 9 раз меньше Земли по массе и вдвое по размерам: диаметр планеты 6776 км. Марс в 1,5 раза дальше от Солнца, орбита Марса обладает большим эксцентриситетом (0,0934); марсианский год вдвое дольше земного (687d), а сутки на Земле и Марсе (24,6h) почти совпадают. На единицу площади поверхности Марса падает лишь 43% от той энергии Солнца, что падает на земную поверхность. Современный тепловой поток из недр Марса составляет около 4× 10-6 Вт/см2. У Марса обнаружено очень слабое магнитное поле.

Состав атмосферы Марса: СО2 » 95%, N2 » 2,5%, Ar » 1,6%. Давление разреженной, почти целиком состоящей из углекислого газа и практически не содержащей кислорода (0,1-0,4 %) атмосферы Марса в 160 раз слабее, чем у поверхности Земли; парниковый эффект почти отсутствует, повышая среднюю температуру всего на 3-5 К.

Удаленность планеты от Солнца и разряженность атмосферы привели к тому, что даже летом на экваторе Марса температура редко поднимается днем выше 0њ С, опускаясь ночью до -97њ С; зимой морозы усиливаются до -130њ С.В северном полушарии лето (177d) длиннее зимы (156d). Во время таяния полярных шапок грандиозные потоки воздуха "перетекают" из весеннего полушария в осеннее. Ветра со скоростью 40-70 м/c (до 100 м/с!) вздымают пыль массой до 1 млрд. тонн на высоту 7-15 км. Мощные пылевые бури продолжаются 50-100 суток, вызывая резкое глобальное похолодание на планете.

Рельеф Марса очень разнообразен и, как правило, не связан с окраской района (хотя наблюдаемые в телескоп 2/3 светлых участков поверхности Марса названы "материками", а темные - "морями"). Северное полушарие ниже южного на 3-5 км. Вокруг северного полюса Марса простирается Великая Северная равнина, к югу тянутся равнины Аркадия, Утопия и Ацидалийская. Почти на экваторе в стране Фарсида возвышаются гигантские, самые высокие в Солнечной системе, горы - потухшие щитовые вулканы Олимп (23 км), гора Аскрийская, гора Павлина и гора Арсия. Район южного полюса весьма кратеризован, густо покрытая кратерами всевозможных размеров (Скиапарелли - 470 км) область протянулась (с 50њ северной широты, 40њ западной долготы) на юг, к экватору (до 220њ западной долготы). Кратерное море - равнина Аргир имеет размеры 900 км, еще крупнее равнина Эллада - гигантский палеократер диаметром около 2100 км и глубиной 9 км. К северо-западу от Аргира находится гигантский каньон - долина Маринера длиной 4500 км, шириной до 100 км и глубиной до 5-7 км. Красноватый цвет Марса объясняется большой распространенностью железосодержащих пород. По химическому составу марсианские породы близки к земным базальтам. На фотографиях поверхности Марса мы видим то каменистую, то песчаную пустыню под красноватым, почти всегда безоблачным небом.

В настоящее время основные запасы воды на Марсе (2,3-4,7 млн. км3) сосредоточены в криосфере - приповерхностном слое вечной мерзлоты в десятки и сотни метров толщиной в крупных равнинных бассейнах и до 3-4 км в полярных шапках, состоящих не только из льда (рыхлая и бугристая северная полярная шапка), но и замерзшего углекислого газа и газовых гидратов (равнинная, покрытая округлыми впадинами южная полярная шапка). На снимках, полученных с борта АМС, отчетливо видны сухие русла рек протяженностью до 1000 км и грандиозные каньоны, тянущиеся на тысячи километров при ширине до 200 км и глубине до 3 км. Возможно, под северной полярной шапкой сохранились реликтовые озера жидкой воды.

Существование жизни на Марсе в современную эпоху вполне вероятно; эксперименты, проведенные на борту посадочных модулей АМС "Викинг" (США) не дали однозначного ответа на этот вопрос.

У Марса есть 2 покрытых кратерами и бороздами спутника неправильной формы: Фобос (размеры 22´ 30 км, расстояние от планеты 6000 км, период обращения 7h30m), и Деймос (размеры 15´ 12 км, расстояние от планеты 20070 км, период обращения 30h18m) - вероятно, захваченные притяжением Марса астероиды.

Знакомство учеников со сведениями об эволюции планет земной группы способствует формированию общенаучных понятий о познаваемости мира, единстве законов физики для всей Вселенной, взаимосвязи и взаимообусловленности природных явлений. При этом скрыто осуществляется формирование понятия о космическом процессе эволюции космических объектов, демонстрирует мощь современной науки.

Эволюция Меркурия определялась близостью к Солнцу и малой массой планеты. Солнечный ветер и давление света уменьшили концентрацию легких элементов в протопланетном сгустке и способствовали быстрой аккумуляции планетного тела. Поверхность планеты нагревалась лучами близкого светила и взрывами при столкновениях Меркурия с мелкими планетезималями. Недра планеты, помимо гравитационного сжатия и распада радиоактивных элементов, нагревались под действием приливных сил со стороны Солнца, тормозивших вращение Меркурия вокруг оси. Все это способствовало быстрой дифференциации вещества: по-видимому, Меркурий был первой из полностью сформировавшихся планет Солнечной системы. Эволюция его закончилась 3,3-3 млрд. лет назад с образованием основных оболочек - массивного железоникелевого ядра радиусом 1840 км (0,75 радиуса планеты RМ) массой 0,62 массы планеты, мантии толщиной 0,25 RМ и литосферы (коры) толщиной до 200 км, а также основных деталей рельефа (бассейнов, гор и кратеров). К настоящему времени толщина коры увеличилась до 500 км, а тектоническая и вулканическая деятельность почти прекратились.

Самые ранние стадии эволюции Венеры, её внутреннее строение и химический состав, вероятно, очень сходны с земными, но в дальнейшем пути их развития сильно разошлись.

Дифференциация недр Венеры началась раньше, нежели у Земли. В настоящее время конвекция вещества в мантии, по-видимому, отсутствует или очень слаба. Тепловая энергия недр выделяется в основном действующими вулканами. При высокой активности вулканических процессов на поверхности Венеры отсутствуют явные следы глобальной тектоники литосферных плит. Загадкой венерианского рельефа является его относительная молодость: возраст старейших образований не превышает 500 млн. лет. Ряд ученых считает это следствием катастрофического глобального переплавления всей литосферы планеты около 350 миллионов лет назад, когда тысячи сверхмощных вулканических излияний образовали моря и океаны расплавленной лавы. Так образовались базальтовые равнины - основной вид венерианского рельефа. Активный вулканизм значительно увеличил содержание паров H2O и SO2 в атмосфере, породив плотную облачность. Эффект "ядерной зимы" вызвал остывание поверхности планеты до 100њ С. Диссоциация водяных паров и поглощение двуокиси серы горными породами вело к разрушению облачного слоя 130 млн. лет назад - небо Венеры стало свободным от облаков - и новому нагреванию Солнцем поверхности планеты. Современный облачный покров сформировался около 30 млн. лет назад в результате новой вспышки вулканической активности. В качестве объяснения особенностей рельефа, внутреннего строения, эволюции и характеристик движения Меркурия и Венеры выдвинута гипотеза, согласно которой Меркурий является "потерянным" спутником Венеры, вращавшемся вокруг неё на расстоянии 400000 км 4 - 4,5 миллиарда лет назад. В дальнейшем Меркурий неоднократно сближался с Венерой и становился на время (десятки и сотни миллионов лет) её спутником. Мощное приливное рассеяние энергии вызывало плавление литосферы или резко усиливало тектонические и вулканические процессы в недрах Венеры, и тормозило вращение обоих планет.

Эволюция Марса была обусловлена небольшой массой планеты и удаленностью от Солнца. Формирование железо-сульфидного ядра началось вскоре после завершения аккумуляции планеты и затянулось на миллиард лет. Гравитационная дифференциация вещества была не столь глубокой и полной, как у других планет земной группы, и подтверждается обогащенностью мантии сернистым железом и обилием железосодержащих пород в литосфере Марса, хотя концентрация железа в химическом составе планеты на 25 % ниже, чем у Земли. Процессы плавления вещества в мантии сопровождались интенсивной тектонической и вулканической деятельностью, с образованием на поверхности Марса базальтовых равнин и вулканических щитов. Атмосфера Марса первые сотни миллионов лет состояла из водорода и гелия, а после ухода водорода - из углекислого газа, азота и других газов (СО, NH3, СН4, Н2О и др.). В небе ярко светили 2 звезды - Солнце и формирующийся Юпитер, желтая и красная.

Три миллиарда лет назад Марс достиг вершины своей эволюции. В Гесперийскую эру (3,5-2,5 млрд. лет назад) Марс имел постоянную гидросферу. Северную равнину занимал соленый океан объемом до 15 млн. км3 глубиной 0,7-1 км; в отдельные промежутки времени он распадался на два – один, округлый, заполнял бассейн ударного происхождения в районе Утопии, другой, неправильной формы – район Северного полюса. В умеренных и низких широтах было много озер и рек, на Южном плато - ледники. Марс обладал плотной атмосферой, аналогичной той, которая в то время была у Земли, при температуре у поверхности до 500С и давлении свыше 1 атм. Возможно, в ту эпоху на Марсе существовала биосфера: в трех метеоритах марсианского происхождения АLН 84001, Накла и Шерготти группой американских ученых были обнаружены образования, схожие с окаменелыми останками микроорганизмов возрастом от 4000 до 165 миллионов лет.

В Амазонийскую эру (2,5-1 млрд. лет назад) климат Марса стал катастрофически нестабильным; происходили мощные, но постепенно затухающие глобальные тектонические и вулканические процессы, в ходе которых возникли крупнейшие в Солнечной системе марсианские вулканы; несколько раз сильно изменялись характеристики гидросферы и атмосферы, появлялся и исчезал Северный океан. Катастрофические наводнения, связанные с таянием криосферы привели к образованию грандиозных каньонов: в долину Арес Валлис с южных нагорий Марса стекал поток полноводнее Амазонки; расход воды в долине Касей превышал 1 млрд. м3/с. Миллиард лет назад активные процессы в литосфере, гидросфере и атмосфере Марса прекратились и он принял современный облик. Виной глобальных катастрофических изменений марсианского климата считаются большой эксцентриситет орбиты и неустойчивость оси вращения, вызывающие огромные, до 45%, колебания потока солнечной энергии, падающей на поверхность планеты; слабый приток тепла из недр Марса, обусловленный небольшой массой планеты, и высокая разреженностью атмосферы, обусловленная высокой степенью её диссипации.

Далее излагается материал о планетах-гигантах Солнечной системы:

В группу планет-гигантов Солнечной системы входят Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Все они состоят в основном из водорода и гелия, быстро вращаются вокруг оси и сплюснуты у полюсов, обладают мощными протяженными атмосферами, магнитными полями и радиационными поясами, системами спутников и колец, и излучают в пространство больше энергии, чем получают ее от Солнца.

Юпитер - самая большая планета Солнечной системы, в 318 раз больше Земли по массе и в 11 раз по размерам. В телескоп хорошо видны полосы облаков, тянущиеся вдоль экватора, в тропических зонах и у полюсов планеты. Облака располагаются в несколько слоев, на уровне верхнего температура атмосферы 148 К, с глубиной она увеличивается. Состав верхних слоев атмосферы: 87 % водорода и 13 % гелия, вглубь ее растет содержание углеводородов - этана, метана, серы, углерода, азота и сложных органических молекул.

Рис. 20. Строение и основные
характеристики атмосферы
Юпитера

В атмосфере Юпитера скорость ветра в тропиках достигает 660 км/ч. В 80-100 км под аммиачными облаками экваториальной зоны над участками, где из глубин атмосферы восходят потоки газов, в облаках диаметром до 100 км гремят сильнейшие грозы. Энергия движения восходящих потоков преобразуется в горизонтальное вращательное движение вихрей. Бушуют ураганы с порывами ветра до 1500 км/ч, возникают циклоны и смерчи - самый мощный из них, Большое Красное пятно в южном полушарии Юпитера, с воронкой в 15000 км, существует более 300 лет. Три перемещавшиеся цепочкой "Белых Овала" – циклоны диаметром до 900 км, в 1998-2001 гг. слились в один большой вихрь размерами чуть меньше Большого Красного пятна.

У Юпитера, в нашем понимании, нет твердой поверхности: на глубине 0,02RЮ (1400-1500 км) под действием колоссального давления (р = 5× 109 Па, Т = 6500 К) атмосферный водород переходит в жидкое состояние, а на глубине 0,22-0,24RЮ (16800 км) при Р = 1011 Па и Т = 104 К водород становится твердым, "металлическим". Металлическая твердая оболочка простирается почти до границы с внешним ядром массой 20 МÅ , предположительно состоящим из воды, метана, силикатов на глубине 0,85RЮ, а глубже расположено внутреннее ядро металлов (железа, никеля и др.) и силикатов. По расчетам ученых в центре Юпитера давление достигает 26,6× 1011 Па при Т = 2,3-2,5× 104 К. Внутренний поток тепла из недр планеты на границе атмосферы и космоса достигает 5,6 Вт/м2; общее количество излучаемой Юпитером энергии составляют 1018 Вт - в 2,5 раза больше, нежели Юпитер получает от Солнца.

Юпитер обладает самым мощным магнитным полем и обширной системой радиационных поясов - источником космических лучей (в основном, электронов). У полюсов Юпитера наблюдаются мощные полярные сияния. Юпитер - второй по мощности после Солнца "радиопередатчик" Солнечной системы.

У Юпитера 28 спутников, в их числе крупные планетоиды Ио, Ганимед, Европа, Каллисто, и система тонких колец, состоящих из мельчайших пылинок.

Сатурн подобен Юпитеру по своим физическим характеристикам, но уступает ему по массе, размерам, мощности теплового потока из недр и активности атмосферы.

У Сатурна наибольшее в Солнечной системе число спутников - 30, в число которых входит обладающий плотной атмосферой и углеводородной гидросферой планетоид Титан.

У Сатурна самая красивая и крупная система колец, состоящая в основном из большого количества обломков льда размерами меньше метра, камней и пыли. Предполагается, что кольца планет-гигантов образуются из мелких спутников, разрушенных приливными силами или представляющих собой остатки вещества, из которого в далеком прошлом сформировались планеты и их спутники. Радиус внешнего кольца Сатурна превышает 900000 км при толщине 4 км.

Уран и Нептун значительно меньше Юпитера и Сатурна по массе и размерам, но плотнее их, в химическом составе Урана и Нептуна возрастает доля гелия, метана, аммиака в атмосферах, воды и тяжелых химических элементов в глубоких слоях планет. Давление и температура на дне их атмосфер недостаточны для перехода водорода в жидкое молекулярное состояние.

Уран вращается вокруг Солнца "лежа на боку" (e = 97њ 55') в обратном, как Венера, направлении. На полюсах планеты полярный день и ночь длятся по 42 года. Тепловой поток из недр незначительно превышает энергию, получаемую планетой от Солнца.

Температура атмосферы Т = 64 К почти одинакова на уровне всей "видимой поверхности", представляющей собой оптически непрозрачную дымку из капель или кристаллов углеводородов в атмосфере, самой спокойной среди планет-гигантов. В атмосфере наблюдаются слабые вихри, струйные течения, пятна и метановые облака.

Магнитное поле Урана имеет очень сложную структуру, обусловленную особенностями его вращения. У Урана 21 спутник. Многочисленные кратеры обнаружены на Обероне, Титании, Ариэле поверхность Умбриэля наоборот, довольно гладкая. Наиболее сложным рельефом (борозды, хребты, разломы глубиной в несколько километров) обладает Миранда. 10 колец планеты шириной до 9300 км состоят из угольно-темных частиц размерами около 1 см.

Нептун - самая далекая из планет-гигантов, однако он излучает в пространство в 2,7 раза больше энергии, чем получает от Солнца; мощный тепловой поток из недр планеты обусловливает значительную метеорологическую активность атмосферы, вращающейся в обратную сторону от направления вращения планеты со скоростью ветров от 100 до 400-700 м/с; наблюдаются многочисленные облака, пятна и вихревой шторм диаметром до 12000 км. Плотная голубая атмосфера Нептуна содержит помимо водорода и гелия, метан (до 15 %), этан С6Н6, ацетилен С2Н2, этилен С2Н4 и другие газы. Предполагается, что на дне ее находится глобальный океан из воды, насыщенной различными солями. Дно океана - твердая или газо-жидкая ледяная мантия, (р = 1011 Па при Т = 2-5× 103 К) сосредоточившая в себе 70 % массы планеты. Ядро планеты предположительно состоит из оксидов кремния, сульфидов, магния и железа и составляет 25 % массы планеты. В центре планеты давление 6-8× 1011 Па, температура 7× 103 К). У Нептуна 8 спутников. 5 колец Нептуна шириной от 15 до 5000 км на 17-40 % состоят из пыли.

Изученный материал закрепляется в ходе общей беседы по вопросам, не до конца понятым или особо интересным школьникам, при заполнении таблицы 2 и достраивании схемы рис. 5 "Планетные тела" примерами изученных объектов.

К сожалению, большой объем изучаемой на уроке информации практически не оставляет места для решения задач на закрепление пройденного материала. Остается задать на дом несколько заданий из сборника Б.А. Воронцова-Вельяминова [28] (NN 319-323) или сочинить подобные, на работу с рисунками из учебников:

1) Определите размеры полярной шапки Марса на его фотографии (с. 73 учебника Б.А. Воронцова-Вельяминова; рис. 39 учебника Е.П. Левитана).
2) Определите средние размеры кратеров на Меркурии (рис. 50 учебника Б.А. Воронцова-Вельяминова; рис. 36 учебника Е.П. Левитана; рис. 19.1 учебника А.В. Засова, Э.В. Кононовича).

Замечания, рекомендации и дополнения к методике проведения урока:

1. Г.И. Малахова предлагает организовать изучение темы "Физическая природа планет" [24, с. 51-57] так, чтобы учащиеся сами пришли к выводу о разделении планет на 2 группы – землеподобных планет и планет-гигантов. Для этого в начале урока ученикам сначала перечисляют планеты Солнечной системы в порядке удаления от Солнца, а затем на доске и в тетрадях заполняется таблица "Основные физические характеристики планет" (указываются диаметр, масса, средняя плотность, период вращения, наклон оси вращения к плоскости орбиты, температура, наличие и состав атмосферы, рельеф поверхности). Учитель в ходе беседы, опираясь на подсказки учеников, напоминает об основных методах определения физических характеристик планет. Некоторые ячейки таблицы остаются незаполненными: числовые данные для них рассчитываются учениками при решении задач дома. Сходства и различия в характеристиках планет учитель объясняет условиями их образования.

Затем школьников просят сопоставить параметры планет и найти закономерность в их распределении. Ученики выделяют 2 группы планет и дают им названия; нужно оговорить, что Плутон к этим группам не относится.

Далее рассматриваются условия на поверхности планет. Ученикам предлагается объяснить причины наличия или отсутствия планетных атмосфер (как правило, школьники указывают на ускорение силы тяжести и параболическую скорость на поверхности и следует обратить их внимание на то, что наличие атмосферы определяется зависящей от температуры средней скорости газовых молекул), особенности их структуры и состава. Из-за отсутствия времени расчет II космической скорости для каждой из планет и скорости газовых молекул при разных температурах на уроке выполнять не следует. Достаточно общего вывода: планеты-гиганты из-за больших масс и удаленности от Солнца должны обладать мощными протяженными атмосферами, состоящими из водорода и гелия, а относительно легкие и близкие к Солнцу планеты земной группы должны обладать атмосферами из более тяжелых газов.

Учитель предлагает перечислить факторы, которые могут определять температуру планет. В качестве главного ученики указывают на расстояние до Солнца и по заданию учителя рассчитывают освещенность планет на основе законов фотометрии. Учитель обращает внимание школьников на необходимость учета альбедо, теплового потока из недр планет и парникового эффекта в атмосферах.

Далее рассматриваются особенности рельефа планет и причины, его формирующие. Можно предложить ученикам решить задачи, связанные с определением характеристик отдельных деталей рельефа планет (размеров кратеров и т.д.). Подробные сведения о физических условиях на поверхности каждой из планет учащиеся изучают самостоятельно, дома.

2. Л.И. Селиванова [267] предлагает нетрадиционный способ построения уроков в форме игры "Что? Где? Когда?" после урока-лекции на данную тему, предусматривающий выступления учащихся с докладами, демонстрации сделанных ими моделей простейших астрономических инструментов с рассказом о назначении и работу по заполнению обобщающих и систематизирующих таблиц. Вопросы учитель готовит вместе с учащимися.

План урока:

1) Класс разбиваются на команды по 4 человека; каждая объявляет свой номер и капитана, получает листы с номерами вопросов, записанных на доске.
2) Ведущий рассказывает об условиях игры и представляет право выбрать вопрос 1 команде.
3) Зачитывается вопрос; после 30-секундного обдумывания дается ответ.
4) Эксперты оценивают его и оглашают результат. При неверном (неполном) ответе команде помогают соперники, это им зачитывается.
5)Далее по 1 вопросу играют остальные команды; после музыкальной паузы игра идет по кругу.
6)По итогам игры выставляются отметки командам и игрокам.

2. Г.А. Ширинский [314] рекомендует проведение игры "Путешествие на Меркурий, Венеру и Марс".

3. А.А. Пивоваров [208] предлагает многократное применение дидактических заданий, в которых астрономические понятия последовательно раскрываются по мере изучения соответствующего материала. Вначале ученики отвечают на первые 1-2 вопроса, затем количество вопросов увеличивается, в них начинает включаться материал по конкретным астрономическим объектам (но ранние вопросы продолжают задаваться: а) для повторения; б) для уточнения, углубления и переосмысления содержания понятия). К заданиям прилагаются рисунки, фотографии, схемы и т.д.

"Знаешь ли ты планеты?" (9 вариантов).

1) Как называется планета?
2) Каков порядковый номер планеты (от Солнца)?
3) Изобразите астрономический знак планеты.
4) К какой группе планет она относится: к землеподобным или к гигантам?
5) Оцените расстояние планеты до солнца и Земли.
6) Назовите отличительные признаки планеты.
7) Сколько спутников она имеет? Назовите некоторые из них.
8) Назовите периоды вращения планеты вокруг оси и обращения вокруг Солнца.
9) Оцените массу, размеры и плотность планеты с сравнении с земной.
10) Дайте характеристику атмосферы планеты и условий на ее поверхности.
11) Укажите особенности рельефа планеты. 
<< Предыдущая

Содержание

Следующая >>

Публикации с ключевыми словами: методика преподавания - преподавание астрономии - наблюдения - лабораторные работы - практические работы - учебная программа - учебные пособия - лекции - педагогический эксперимент - дидактика - контрольные работы - задача
Публикации со словами: методика преподавания - преподавание астрономии - наблюдения - лабораторные работы - практические работы - учебная программа - учебные пособия - лекции - педагогический эксперимент - дидактика - контрольные работы - задача
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Мнения читателей [10]
Оценка: 3.6 [голосов: 432]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования