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 і сонячної доби є некратними: Т^= 365,2422 діб; 8С = 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 ні вого на 13 діб. Наприклад, у католиків Різдво 25 грудня, а у православних -через 13 днів — 7 січня. Чдсто роки юліанського та григоріанського календі рів позначають буквами А.Б., що означає «року божого», наприклад, 20(

Найвідомішим місячним календарем є арабський, а китайський калеї дар — сойячно-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 Кї таї), і від «сотворіння світу» (у Візантії та на Русі). Найдревнішою ерои пов'язаною з історичною особою, є ера Набонасара (з 27 лютого 747 року і н.е. до 29 серпня 284 року н.е.). У 284 році імператором Римської імперії пр< голосили Діоклетіана і встановили його еру. Далі літочислення велося в р< ках Діоклетіана. 248 року ери Діоклетіана учений-чернець Діонісій Мали запропонував уважати цей рік 532 роком від «Різдва Христовоп» Літочислення, яке ведеться від народження Ісуса Христа, називають нової ерою (н.е.), а в зворотному напрямі — до нової ери (до н.е.).

У Ки'шській Русі після прийняття християнства роки рахували, як і у Ві зантії, від міфічного створення світу (5508 рік до н.е.). Новий рік починавс 1 березня, а з 1492 А.Р. — 1 вересня. І5 грудня 7208 року від створення світ (1699 АЛ).) Петро І указом проголосив з 1 січня новий 1700 рік від Різдв Христового за юліанським календарем. Через два сторіччя у 1918 році І Україні запроваджено точніший —григоріанський календар. І

IV. Домашнє завдання Опрацювати §10.

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 Магск), Другий місяць — апрікус, "що означає зігрітий Сонцем (апрелщ Аргії). Іменем богині землі Майї назвали третій місяць — Май, і четвертий присвятили дружині Юпітера — богині Юноні (російсь! кою июнь). Решта місяців мали порядкові латинські позначення, наприклад, октобер — восьмий. Пізніше календар уточнили, додавши ще два місяці: януаріс (январь\ Запишу) —- на честь бога Януса та фебруаріс (февраль — РеЬгиагу), що означає очи-щальний. Після запровадження юліанського календаря новий рік починався першого січня, а не першого березня, і назви місяців не відповідали їхнім новим номерам. Ког лишній сьомий місяць септембер (сентябрь — '8еріетЬег) став дев'ятим і т. д. Кілька місяців перейменували, зокрема, колишній п'ятий — квінтіпіс назвали на честь Юлія Цезаря юліусом (июль — Ліу). . •

В українських назвах місяців відображені відповідні сезонні зміни в природі.

Семиденний тиждень існує зараз у багатьох календарях. Ще в Стародавньому Ва-вилоні 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.

Урок 6. . Тематичне оцінювання

Мета: ; провести тематичне оціню­вання у формі самостійної роботи.

II. Тематичне оцінювання ■ ''

(контрольна робота тривалістю 20 хв)

При проведенні роботи необхідні калькулятори і карти зоряного неба ні

кожній парті. На дошці записати значення констант: /?ф = 6400 км

1рад = 206265'. \

Варіант 1

1. Хто автор геліоцентричної системи світу? (1 бал)

2. Скільки є сузір'їв? (1 бал)

- 3. Назвіть чотири зорі. (1 бал)

4гЯка із планет — Меркурій чи Уран — с зовнішньою для Землі? (1 бал)

5. Сформулюйте І закон Кешіера і проілюструйте його малюнком. (2 бали)

6. За картою зоряного неба визначте координати зорі є Діви. (2 бали)

7. Чи правда, що на екваторі опівдні Сонце завжди перебуває в зеніті? Відповідь обґрунтуйте. (2 бали) •

8. Яка відстань від Землі до Сатурна, якщо його горизонтальний пара­лакс дорівнює 0,9*? (2 бали)

■ Варіант 2

1. Хто створив перший телескоп? (1 бал)

2. Скільки є зодіакальних сузір'їв? (1 бал)

3. Назвіть фази Місяця? (1 бал)

4. Яка із планет — Венера чи Сатурн — є внутрішньою для Землі? (Ібал)

5. Сформулюйте II закон Кеплера і проілюструйте його малюнком. (2 бали) •

6. За картою зоряного неба визначте координати зорі р* Пегаса. (2 бали)

7. Чи може людина, перебуваючи на південному полюсі Землі, побачити коли-небудь Сонце в зеніті? Відповідь обґрунтуйте. (2 бали)

8. Яка відстань від Землі до Нептуна, якщо його горизонтальний пара­лакс дорівнює 0,3*? (2 бали)

Урок 2. Методи астрономічних спостережень.

сформувати уявлення про аст-

' рономічні спостереження та їхні особливості.

телескоп, рефрактор, рефлектор,

радіотелескоп, обсерваторія.

способи та інструменти астрономічних досліджень

Учні повинні знати: основні типи телескопів та відмінності між ними.

Найважливішими астрономічними приладами є телескопи (від грець­ких слів іеіе — далеко, зсорео — дивлюся). Щ 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 проводититривале 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 §1, §2, §11, (§12*), виготовити рухому карту зоряного неба (вирізати накладний круг та заламінувати).

Урок 7. Загальна характеристика планет. Земля

Мета: ознайомити учнів 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.

Учні повинні мати уявлення про: походження Сонячної системи; основні за­кономірності Сонячної системи; причину парникового ефекту.

Учні повинні знати: основні характеристики планет земної групи та планет-гігантів; розмір, форму, будову та масу Землі.

Загальна структура та зміст уроку

/. Аналіз самостійної роботи

II. Актуалізація опорних знань

Повторення знань про склад, будову Сонячної системи та закономірнос­ті руху тіл, що її утворюють.

III. 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.

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 по-

вільно 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 — иланетезймалі (від анг­лійського ріапеї — планети, іпГіпііезітаі — 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 реакщй 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 ос-

новному з важких хімічних елементів (Ре, 8і, 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 сцльно 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.

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 млнкм. 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 щиротах 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 млнкм2) 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 ЗемлК

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. рисі); 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.

Рис. 1. Будова Землі

Під корою залягає мантія. Вона складається з-базальтів і силікатів, які . перебувають розплавленому, але дуже в'язкому стані. Межа між корою і ма­нтією, на якій різко зростає густина називається поверхнею Мохоровичича (А. Мохоровичич (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°СЛз 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. 2). •

Рис. 2. Маса Землі к

Основними хімічними елементами, з яких складається наша планета, є Ре, О, Зі і М§ (див. рис. 3). 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% вупМк^аого газу, близь­ко 40% сполук сірки і зовсім мало аміаку, азоту та інврпт^йЛів.

Рис 3. Хімічний склад Землі * *

Протягом перших 4 млрд років існування Землі 8Ш»ного кисню в її ат­мосфері не було. В геологічних пластах знайдені речовини відповідного віку, які легко окиснюються, але не окиснені. Значна кількісна кисню в атмосфері нашої планети зараз зумовлена життєдіяльністю росд^іиюго світу протягом останніх 400 млн років. - •' . *г-/.

Розрізняють кілька шарів атмосфери Землі. Найдакчий шар називають тропосферою. Тут зосереджено понад 80% усієї масу повітряної оболонки Землі. На висоті 12-15 км тропосфера межує зі етртШфврвю. Температура газу там ~55°С, а тиск усього 0,026 атм. У стратосфері яіимсоті 20-30 км над поверхнею планети є шар озону (Оз)- Озон погашає япйаливе короткохви­льове (Л <3-10"7м ) випромінювання Сонця. Результвїбя недбайливої діяль­ності людини є інтенсивне руйнування озонового шар^ї Верхні шари атмос­фери, іонізовані сонячним промінням; називаються іоносферою. Сліди атмо­сфери простежуються до висоти майже 2000 км.

Навколо Землі існує магнітне поле. Електропровїяйіа речовина зовніш­нього ядра безперервно рухається. Потоки плазми у дІ&шх планети і є тими струмами, навколо яких виникає земне магнітне поле, його полюси з часом змішуються. Простір навколо планети, у якому протв|#їься дія її магнітного поля, називають магнітосферою. З космічного простору у магнітосферу по­трапляє значна кількість заряджених частинок (фопонів, електронів, а-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 Аз 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 (див. додаток 1).

IV. Домашнє завдання

Опрацювати §13 (пі, 2, 3), §17, підготувати реферати на теми: «Мерку­рій», «Венера», «Марс». . .

Для допитливих

Визначний польський астроном Миколай Коперник 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 Коперник вивчав за підручником Птоломея. Далі Миколай удосконалював знання в Італії в університетах Болоньї, Падуб, Ферра-рі. Коперника цікавило все, що стосується астрономії, він вчився в італійських астро­номів спостерігати за небом, читав в оригіналі праці давньогрецьких учених. 31 травня 1503 року Миколаю Копернику присуджено докторський ступінь в універ­ситеті Феррарі. . . Повернувшись у Польщу, Коперник сім років жив" у місті Підцбарку. Він працю­вав секретарем єпископства, очолюваного дядьком, завідував фінансовими, господар­ськими та іншими справами. У 1510 році Коперник 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. Коперник 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 Коперник і побудував обсерваторію. З весни 1539 року з астроном працював професор математики Іоахім Ретик. Він три роки вивчав працю Коперника, редагував його книгу «Про обертання небесних сфер». її надрукували у Нюрнберзі і 24 травня 1543 року авторські примірники привезли Коперникові, який уже був при смерті. Геніальний астроном так і не побачив своєї книги — цього ж дня він помер. Похований' Коперник під підлогою Фромброкського собору в братській могилі.

■••"'• 47

Роль праці Миколая Коперника 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 фі- . лософа 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 Коперник склав тригонометричні таблиці для кутів від 0° до 90° й увів поняття секанса (зеса = 1/сояа). Учений доволі точно ви­значив тривалість року та місяця, досліджував затемнення Сонця і Місяця, пояснив причини їх настання. Іменем Миколая Коперника названий кратер на Місяці.

Урок 8. Місяць. Планети земної групи

Мета: сформувати поняття про особливості будови та руху Місяця; пояснити причини припливів і відпливів; дати учням відомості про планети зе­мної групи та їхні основні характеристики.

Основні поняття: кратер, приплив, відплив.

Обладнання: глобус Місяця, карта Місяця, фотографії поверхні Місяця та планет земної групи.

Учні повинні мати уявлення про: природу планет земної групи.

Учні повинні знати: основні характеристики Місяця і планет земної групи.

Учні повинні вміти: пояснювати причину припливів і відпливів.

Загальна структура та зміст уроку

/. 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.

//. Вивчення нового матеріалу •

Розповідь учителя про Меркурій, Венеру, Марс можна замінити заслуховуванням доповідей учнів, які готували відповідні реферати.

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 розгля- ; дають, як подвійну планету. Місяць не має атмосфери. Доба на Місяці дорів- \

48. "

нює 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 садним 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. ч ' __ '

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

* 7 Костюк. Уроки астрономії. 11 клас .49

(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 неозброє-

оком, удається побачити найпомітніші елементи рельєфу. Телескопічні спостереження поверхні Місяця вперше здійснив Г. Галілей. Найінтенсивні-ші 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. З 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 Ед-він 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. 1) 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.

Рисі

Реально ж вода в океані піднімається на 1-2 м. Рівень суходолу піднімаг ється 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. 50

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. ясагра — 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 (див. додаток 1).

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 Сон-ВД вона робить за 225 діб. Навколо своєї осі, яка майже перпендикулярна до площини орбіти, Венера обертається надзвичайно повільно та ще й у зворот-

ному 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 плане-ті-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 Н2ЗО4. 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 Ма-ксвелл 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 но-верхні 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 (див. додаток 1).

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 телеско-

52 .

пічні 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 силвні 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. На^-справді 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 — найвипСа 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 (див. додаток 1).

III. Домашнє завдання

Опрацювати §13 (п. 4,5), §14, підготувати реферати на теми: «Юпітер», «Сатурн», «Уран. Нептун. Плутон».

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 створенші підводної дороги між Європою та Америкою. Прочитав його Сашко влітку 19,14 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 інститу-. ту. 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. Олександрбва мачуха зуміла роздобути документи цієї люДи-ни. Так Олександр Гнатович Шаргей став Юрієм Васильовичем Кондраткжом, який

54 ,

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 Ютисячтонн. 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 відмрвився, 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 стикува-

лись, 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 найпри-датнішим, 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.

Практичне заняття №2

Тема. Спостереження Місяця.

Мети. Навчитися знаходити на Місяці найпомітніші деталі його поверхні.

Обладнання. Телескоп чи бінокль, карта поверхні Місяця.

Хід роботи

Спостереження за поверхнею Місяця найкраще проводити поблизу фази першої чверті.

1. Знайдіть, якщо це можливо, на поверхні Місяця:

— океан Бур;

— моря (Криз, Достатку, Спокою, Ясності, Нектару, Дощів);

— кратери (Коперника, Архімеда, Птоломея, Клавій, Тіхо, Платона);

— гори (Кавказ, Апенніни).

2. Зробіть висновки та напишіть звіт.

Урок 9. Планети-гіганти

Метрі: дати учням відомості про планети-гіганти, їхні супутники та їхні ос­новні характеристики.

Основні поняття: кільця, Велика Червона Пляма. Обладнання: фотографії планет-гігантів та їхніх супутників. Учні повинні мати уявлення про: природу планет-гігантів; про історію від­криття Урана, Нептуна і Плутона. Учні повинні знати: основні характеристики планет-гігантів. '

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 Вене-ри? • ' "

— 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 вії 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. К^пітер 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, і тенсивність 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 форму-, вання 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 ЗО 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. Всехсвят-' ський. Навколо Юпітера, за сучасними даними, обертається 28 супутників. Іо,Танімед^ 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 (див. додаток 1).

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 вхСо-нячній системі) свідчить про воднево-гелієвий склад. Швидке осьове обер­тання є причиною значного стиску Сатурна — екваторіальний радіус на 10% більший за полярний. .

Від Сонця їм2 Сатурна отримує в 92 рази менше енергії, ніж їм2 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 амери-

канські 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 еатурнового 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 т— 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 ник — 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 (див. додаток 1).

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 Сеог§ішп 5іс1и$ (Планета Гео-рга), 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. «Воя-; джер-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 супутни-' ки — Корделія та Офелія — рухаються всередині зовнішнього кільця. Зага­лом же Уран має 17 відомих супутників.

Основні характеристики Урана подані в таблиці (див. додаток 1).

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 Нептуні 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 пер


6475580000469367.html
6475625246171650.html
    PR.RU™