Модель проведения урока «Связь между физическими характеристиками звезд»
учебно-методический материал на тему

Методика обучения основам астрономии с использованием диска «Мультимедиа-библиотека по астрономии»

Модель проведения урока «Связь между физическими характеристиками звезд»

Тип урока: Урок изучения нового учебного материала.

Вид учебных занятий: комбинированный урок с применением информационных технологий обучения.

Цель урока: Закрепление знаний учащихся о разнообразии звезд по температуре, спектру и светимости. Формирование системы основных понятий: главная последовательность, диаграмма «спектр–светимость», взаимосвязи характеристик звезд.

Образовательные задачи: закрепление, обобщение и систематизация знаний о звездах, о путях эволюции звезд в зависимости от их массы, об изменении физических характеристик звезд в зависимости от их возраста.

Воспитательные задачи: формирование научного мировоззрения, системы взглядов на мир.

Развивающие задачи: формирование умений по анализу информации. Формирование способности наблюдать, делать выводы о том, что треки звездной эволюции, весь жизненный путь звезд зависят от первоначальной массы звезд.

Оборудование к уроку: Мультимедийный диск «Мультимедиа библиотека по астрономии», видеопроектор, экран, телевизор, видеомагнитофон, видеофильм «Астрономия», часть 2, курс «Открытая Астрономия».

Этапы урока

Ход урока

1. Организация начала урока, объявление темы и цели урока

2. Вопросы для краткого фронтального опроса на этапе проверки домашнего задания по теме «Физическая природа звезд»:

• В каких пределах заключены радиусы и массы звезд?
• В каких пределах заключены светимости звезд?
• Какие звезды самые горячие?
• Какие звезды самые холодные?
• Какие звезды называются гигантами?
• Какие звезды называются карликами?
• Какую температуру имеют красные карлики?
• Какую температуру имеют желтые карлики?
• Какую температуру имеют голубые гиганты?
• Что называется светимостью звезды?
• Можно ли выразить светимость звезды в ваттах?
• Правильно ли говорить, что светимость звезды – это мощность ее излучения?
• Какова светимость Солнца в ваттах?
• Почему светимости звезд обычно определяют в светимостях Солнца?
• Какие спектральные классы звезд вам известны?
• К какому спектральному классу звезд относится Солнце?

3. Изучение нового материала.

В начале объяснения необходимо обратить внимание учащихся на взаимосвязи характеристик звезд. Температуры и светимости звезд заключены в очень широких пределах, но эти параметры не являются независимыми.

Рекомендуется еще раз записать на доске (или показать запись на экране) абсолютную звездную величину Солнца и светимость Солнца:

МV◉ = + 4,82m,   LV◉ = 3,58·1026 Вт

Светимости других звезд определяют в относительных единицах, сравнивая со светимостью Солнца.

Среди звезд имеются звезды в сотни тысяч раз более яркие, чем Солнце, например, звезда в созвездии Золотая Рыба S Dor (MV = – 8,9m).

Рис. Сравнительные размеры Солнца и гигантов

Среди звезд есть карлики, в сотни тысяч раз более слабые, например, одна из самых ближайших к Солнцу звезд Вольф 359 (MV = + 16,5m).

Рис. Сравнительные размеры Солнца и карликов

Рис. Сравнительные размеры Земли и белых карликов

Акцентировать внимание учащихся на то, что звезды, имеющие маленькую светимость, называются карликами, а большую светимость – гигантами.

При повторении характеристик спектральных классов рекомендуется воспользоваться таблицей спектральных классов по Гарвардской классификации.

Рис. Характеристики спектральных классов

Рис. Диаграмма спектр–светимость

Рис. Фотографии спектров различных звезд

Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтыми, звезды же спектральных классов К и М – красные. Зависимость между показателем цвета и спектральными классами для звезд главной последовательности такова:

Таким образом, мы установили зависимость между спектральным классом, цветом звезды и ее температурой.

При объяснении истории открытия зависимости «спектр–светимость» рекомендуется вначале открыть параграф 6.2.1. «Диаграмма Герцшпрунга–Рассела», а затем открыть в новых окнах одновременно I.5.7. «Эйнар Герцшпрунг», I.5.4. «Генриетта Ливитт».

Рис. Диаграмма Герцшпрунга–Рассела

Рис. Модель «Эволюция звезды»

При изучении данной темы модель «Эволюция звезды» оказывается совершенно необходимой, при этом данная модель обладает такими качествами, которых нет в других иллюстрациях по данной теме:
1. Можно изменять первоначальную массу звезды.
2. Все эволюционные треки звезд можно показывать несколько раз.

Вначале рекомендуется продемонстрировать эволюцию голубого гиганта, обращая внимание учащихся на то, что слева показывается время эволюции звезды от того момента, как после стадии протозвезды в ней начнутся ядерные реакции.

Затем рекомендуется показать эволюцию звезд с массой 1 М◉. Поскольку для демонстрации эволюции звезд данной массы требуется намного больше времени, а фаза красного гиганта и трек в сторону фазы белого карлика проходит практически мгновенно, что отражает реальные этапы в жизни звезд, рекомендуется вначале акцентировать внимание учащихся на время прохождения каждого этапа эволюции.

Под эволюцией звезды понимают изменение ее внутренней структуры, физических характеристик и источников излучения с момента рождения до прекращения существования как звезды.

Обсуждение вопросов:

• Какой смысл имеет диаграмма Герцшпрунга–Рассела?
• Какие объекты называются звездами в конечной стадии эволюции?
• Сколько лет Солнце будет находиться на главной последовательности?
• Сколько лет существует наше Солнце? На какой стадии эволюции находится в настоящее время?

Решение задачи

В конце своей эволюции Солнце начнет расширяться и превратится в красный гигант. В результате, температура поверхности понизится вдвое, а светимость увеличится в 400 раз. При таких условиях поглотит ли Солнце при этом какие-либо из планет?

Решение.
По закону Стефана–Больцмана светимость звезды связана радиусом R и температурой поверхности Т формулой:

L = 4πR◉2 · σТ4.

Радиус звезды пропорционален R ~ T -2L½
Тогда для Солнца в эпоху красного гиганта получим:

Это чуть меньше радиуса орбиты Меркурия (0,387 а. е.). Поскольку орбита Меркурия достаточно вытянутая, а в перигелии планета подходит к Солнцу на расстояние 0,31 а. е., Меркурий будет проглочен.

Проверочный тест

Проверочный тест (раздается всем учащимся одновременно), тест можно сформировать из контрольных вопросов, входящих в главу 6.

1. Если звезды нанести на диаграмму спектр-светимость (Герцшпрунга–Рассела), то большинство из них будут находиться на главной последовательности. Из этого вытекает, что:

А. На главной последовательности концентрируются самые молодые звезды.
Б. Продолжительность пребывания на стадии главной последовательности превышает время эволюции на других стадиях.
В. Это является чистой случайностью и не объясняется теорией эволюцией звезд.
Г. На главной последовательности концентрируются самые старые звезды.

2. Диаграмма Герцшпрунга–Рассела представляет зависимость между:

А. Массой и спектральным классом звезды.
Б. Спектральным классом и радиусом.
В. Массой и радиусом.
Г. Светимостью и эффективной температурой.

3. Область белых карликов на диаграмме Герцшпрунга–Рассела расположена:

А. В верхней левой части диаграммы;
Б. В верхней правой части диаграммы;
В. В нижней левой части диаграммы;
Г. В нижней правой части диаграммы.

4. Область красных сверхгигантов, куда в процессе эволюции сдвигаются на диаграмме Герцшпрунга–Рассела массивные звезды, расположена:

А. В верхней левой части диаграммы.
Б. В верхней правой части диаграммы.
В. В нижней левой части диаграммы.
Г. В нижней правой части диаграммы.

5. Звезда на диаграмме Герцшпрунга–Рассела после превращения водорода в гелий перемещается по направлению:

А. Вверх по главной последовательности, к голубым гигантам.
Б. От главной последовательности к красным гигантам и сверхгигантам.
В. В сторону низких светимостей.
Г. В сторону ранних спектральных классов.
Д. Звезда, в процессе эволюции однажды попавшая на главную последовательность, от нее не отходит.

Обсуждение итогов теста: 

Домашнее задание

Обязательный результат образования (ОРО): Левитан Е. П. Астрономия. § 25 вопросы-задания: 1–6.

Повышенный уровень: Левитан Е. П. Астрономия. § 25 вопросы-задания: 1–8;

Задачи:

1. Почему звезда с большой массой живет меньше, чем звезда с малой массой?
2. Чем, прежде всего, определяется давление и температура в центре звезды?
3. Как астрономам удается узнать об эволюционном пути, который проходят звезды?

Методическая литература

1. Левитан Е. П. Основы обучения астрономии: Методическое пособие для средних ПТУ. – М.: Высшая школа, 1987. – 135 с.
2. Жуков Л. В. Соколова И. И. Рабочая тетрадь по астрономии.