Урок по теме «Расширяющаяся Вселенная»
Разделы: Астрономия
Классы: 10 , 11
Цель: расширить знания о строении и эволюции уникального объекта Вселенной в целом.
Задачи:
- изучить модель расширяющейся Вселенной;
- выяснить с какой скоростью удаляются галактики
- определить возраст Вселенной;
- научить решать задачи с применением закона Хаббла
Оборудование к уроку: проектор, презентация, иллюстрации.
Структура урока:
1. Организационный момент
2. Актуализация знаний
3. Изучение нового материала
4. Закрепление нового материала
5. Подведение итогов урока
Ход урока
I. Организационный момент (приветствие, проверка отсутствующих)
II. Актуализация знаний
- Что такое фотометрический парадокс?
- Какое значение имеет общая теория относительности для астрономии?
- В чем суть общей теории относительности?
II. Изучение нового материала
Существовавшие на каждом этапе развития человеческой цивилизации представления о строении мира можно считать космологическими теориями соответствующей эпохи. Геоцентрическая система Аристотеля-Птолемея стала первой научно обоснованной космологической моделью Вселенной. Спустя 1500 лет ее сменила новая космологическая модель – гелиоцентрическая система, предложенная Коперником.
Космология – раздел астрономии, изучающий строение и эволюцию Вселенной в целом, используя при этом методы и достижения физики, математики и философии.
Только в XX веке было выработано понимание Вселенной как единого целого. Впервые космологическую модель Вселенной рассмотрел советский математик А.А.Фридман, основываясь на общей теории относительности А.Эйнштейна, и показал, что геометрические свойства Вселенной должны изменяться, т.е. расстояния между галактиками не могут оставаться постоянными. Фридман пришел к выводу, что материя в масштабах однородной и изотропной Вселенной не может находиться в покое – Вселенная должна либо сжиматься, либо расширяться.
Важное подтверждение теоретические выводы А.Фридмана получили благодаря наблюдениям Э.Хаббла. Измеряя лучевые скорости галактик, он обнаружил, что в их спектрах линии смещены к красному его концу, что, согласно эффекту Доплера, означало их удаление. В дальнейшем, сравнивая величину «красного смещения» в спектрах различных галактик, Э.Хаббл установил закон, который впоследствии был назван его именем.
Согласно закону Э. Хаббла, скорость удаления любой галактики от нас пропорциональна расстоянию до нее:
(где v – скорость удаления, H = 75 км/c * Мпк – постоянная Хаббла, R – расстояние до галактики)
Если скорость окажется меньше второй космической скорости, то наблюдаемое удаление галактики сменится приближением, т.е. расширение Вселенной сменится сжатием.
Если скорость будет больше или равна второй космической скорости, то галактика будет неограниченно удаляться, т.е. расширение носит неограниченный характер.
Пример 1. На каком расстоянии от нас находится галактика, имеющая скорость удаления 1,5 * 10 4 км/с?
Работы Э.Хаббла и А.Фридмана явились лишь началом изучения Вселенной, можно сказать, ее механики. Но именно они открыли дорогу последующим исследованиям физики тех процессов, которые происходили во Вселенной на различных этапах ее эволюции.
Развернувшиеся на протяжении XX века исследования затронули целый ряд фундаментальных проблем физики и позволили достичь во многих из них очень существенных и важных для современной науки результатов.
Взаимное удаление галактик означает, что в прошлом они были гораздо ближе расположены друг к другу, чем в современную эпоху. Закон Э.Хаббла дает возможность оценить время, которое прошло с момента начала их разбегания – начала расширения Вселенной.
Сейчас это время оценивается в 13 млрд лет. Таким образом, в столь отдаленную эпоху плотность во Вселенной была настолько велика, что ни галактики, ни звезды и никакие другие наблюдаемые в настоящее время объекты просто не могли существовать.
Некоторые видят в наблюдаемом разбегании галактик аналогию с разлетом вещества во время взрыва, поэтому теория расширения Вселенной получила название теории Большого взрыва.
III. Закрепление нового материала
Задача №1. Небольшая спиральная галактика с перемычкой NGC 1559 удаляется со скоростью около 1300 км/c. Определите расстояние до этого объекта.
Задача №2. Определите радиус наблюдаемой Вселенной с помощью закона Хаббла, учитывая, что максимальная скорость удаления галактики не может быть больше скорости света.
Ответ: 13 млрд. св.лет
Учащимся предлагается ответить на вопросы:
- Сформулируйте Закон Хаббла.
- Чему равна постоянная Хаббла?
- В каких единицах измеряются расстояния до далеких объектов Вселенной?
- Как можно оценить возраст Вселенной?
IV. Подведение итогов урока
Домашнее задание.
- § 35, вопросы после параграфа устно.
- Задача №3. Свет от галактики идет к нам 473 млн лет. С какой скоростью галактика удаляется от нас?
- Письменно ответить на вопрос (ответ обосновать): Куда и во что расширяется Вселенная?
Источник
УРОК 32. УСКОРЕННОЕ РАСШИРЕНИЕ ВСЕЛЕННОЙ И ТЁМНАЯ ЭНЕРГИЯ. ОБНАРУЖЕНИЕ ПЛАНЕТ ВОЗЛЕ ДРУГИХ ЗВЁЗД
УРОК 32. УСКОРЕННОЕ РАСШИРЕНИЕ ВСЕЛЕННОЙ И ТЁМНАЯ ЭНЕРГИЯ. ОБНАРУЖЕНИЕ ПЛАНЕТ ВОЗЛЕ ДРУГИХ ЗВЁЗД
познакомить с проблемами установления свойств и природы тёмной материи;
познакомить с открытием ускоренного расширения Вселенной и гипо- тезами, объясняющими этот эффект;
дать определение экзопланеты;
познакомить с методами поиска экзопланет;
по снимкам экзопланет определить радиусы их орбит, вычислить тем- пературу поверхности экзопланет;
оценить возможность наличия жизни земного типа на рассматривае- мых экзопланетах.
Планируемые результаты обучения учащегося:
приводит факты, свидетельствующие о существовании тёмной материи и тёмной энергии;
приводит факты, свидетельствующие о влиянии тёмной энергии на скорость расширения Вселенной;
формулирует определение экзопланеты;
перечисляет и объясняет методы, используемые для обнаружения эк- зопланет;
приводит примеры наблюдений, с помощью которых можно устано- вить наличие жизни на поверхности экзопланет;
использует закон Стефана—Больцмана для определения температуры планеты.
Достигаемые результаты обучения
Личностные: формирование убеждённости в познаваемости Вселенной, в необходимости разумного использования достижений науки для дальнейшего развития цивилизации, научного мировоззрения, соответствующего современ- ному уровню развития науки, самостоятельности в приобретении новых зна- ний и практических умений, коммуникативной компетентности в общении и сотрудничестве со сверстниками.
Метапредметные: формирование умений воспринимать, перерабатывать и представлять информацию в словесной, образной, символической формах, анализировать и перерабатывать полученную информацию в соответствии с поставленными задачами, соотносить свои действия с планируемыми резуль- татами, осуществлять контроль своей деятельности в процессе достижения результатов.
Предметные: овладение научным подходом к решению различных задач, формирование умения оценивать полученные результаты, целостной научной картины мира, представлений о познаваемости мира и об объективности на- учного знания; понимание физической сущности наблюдаемых астрономиче- ских явлений, влияния космоса на Землю и жизнь людей; осознание связи между уровнем развития науки и техники и современными представлениями о Вселенной.
Основные: учебник, тетрадь-практикум, задачник.
Оборудование для выполнения лабораторной работы: снимки экзопланет, карандаш, линейка с миллиметровыми делениями, калькулятор.
Учебник: § 37, 38, ответить на вопросы; задачник: разобрать решение за- дачи 1 на с. 64, № 9.1, 9.9, 9.11.
Так как урок насыщен теоретическим материалом и включает лаборатор- ную работу, начинаем его с беседы. Предлагаем учащимся вспомнить, какие данные наблюдений привели к выводу о существовании тёмной материи (рис. а на с. 119 учебника). Следует отметить, что природа тёмной материи до- стоверно не установлена. Наиболее вероятными кандидатами в составляющие тёмной материи являются слабовзаимодействующие массивные частицы — WIMPs. Подробно и понятно о тёмной материи рассказывает А. В. Засов в своей лекции «Тёмная материя во Вселенной: реальность или миф?».
Следует остановиться на наблюдениях, которые привели к выводу о су- ществовании тёмной энергии, но не увлекаться обсуждением гипотез, объяс- няющих её природу. В изучении этого феномена пока больше вопросов, чем ответов. Материала учебника вполне достаточно для того, чтобы сформировать представление о тёмной материи и её проявлениях.
Так как выполнение лабораторной работы требует довольно много време- ни, рекомендуем материал § 38 оставить для самостоятельного изучения дома. Определение экзопланеты приводится в тетради-практикуме. Там же вводится понятие «зона обитаемости».
Для выполнения работы учащимся необходимо вспомнить определение аб- солютной звёздной величины и формулу для её вычисления, формулу закона Стефана—Больцмана.
Перед выполнением заданий обязательно нужно ознакомиться с до- полнительными сведениями, где приводится описание одного из методов определения температуры экзопланеты. С тепловым излучением учащиеся знакомятся в курсе физики, но понятие «чёрное тело» может быть им не- знакомо.
Чёрное тело (правильнее — абсолютно чёрное тело) — это физическая абстракция (модель). Его свойства: чёрное тело поглощает всё падающее на него электромагнитное излучение во всех диапазонах; ничего не отражает; может излучать электромагнитные волны любой частоты; спектр излучения чёрного тела определяется только его температурой.
Мощность излучения абсолютно чёрного тела определяется по закону Сте- фана—Больцмана (с. 83 учебника).
Из наблюдений установлено, что излучение звёзд по своим характеристи- кам близко к излучению абсолютно чёрного тела, что позволяет определять температуру звезды, если известна её светимость (и наоборот).
Ход работы достаточно подробно описан в тетради-практикуме. Реко- мендуем организовать малые группы учащихся (2—4 человека) для вы- полнения работы. Так как вычисления довольно сложные, можно заранее подготовить таблицу и ввести формулы (например, в электронной таблице Excel).
При обсуждении результатов выполнения работы следует остановиться на двух моментах.
Наша оценка температур планет была сделана на основании предпо- ложения, что планеты не имеют собственных источников энергии. В рассма- триваемой системе звезды HR 8799 это не так. Действительные температуры планет невозможно определить по имеющимся данным. Тем не менее про- ведённые вычисления температуры не являются бессмысленными: они позво- ляют оценить нижнюю границу температуры. Определённые в работе темпе- ратуры планет являются слишком низкими, чтобы на этих планетах могла возникнуть жизнь.
В рассмотренной планетной системе четыре планеты видны непосредствен- но. Они удалены от звезды: ближайшая — на 15 а. е., наиболее дальняя — на
66 а. е. Тот факт, что мы можем наблюдать планеты непосредственно (на снимках), позволяет сделать вывод: эти планеты должны быть либо очень большими, либо очень горячими, либо большими и горячими одновременно (что и реализуется в этом случае). Таким образом, из возможности прямого наблюдения экзопланет следует вывод о невозможности возникновения на них жизни земного типа.
Заканчиваем урок обсуждением ответов на вопросы (тетрадь-практикум, с. 32).
Применение информационных технологий
Урок полезно сопроводить мультимедийной презентацией, демонстрацией медиаобъектов. В процессе выполнения лабораторной работы ученики могут использовать подготовленные заранее таблицы Microsoft Excel или подобные, которые ускоряют выполнение расчётов. На всех этапах урока ученики могут использовать ресурсы Интернета.
Технологическая карта урока
Этап урока (ресурсы) Содержание этапа Деятельность
Изучение нового материала (учеб- ник, мультиме- дийная презен- тация) Беседа Использует мульти- медийную презента- цию, формулирует определения, обра- щает внимание на важные детали, де- лает записи на до- ске Слушает объяснение учителя, участвует в обсуждении, записы- вает определения и выводы в тетради
Выполнение ла- бораторной ра- боты (тетрадь- практикум) Выполнение ла- бораторной ра- боты, оформле- ние результатов Организует выполне- ние лабораторной работы, оказывает помощь при возник- новении затруднений Выполняет задания в тетради-практикуме, отвечает на вопросы для закрепления ма- териала, задаёт во- просы учителю
Подведение ито- гов урока (учеб- ник, задачник, мультимедийная презентация) Обобщение изу- ченного матери- ала, оценка ра- боты учащихся Предлагает вопросы для обсуждения, подводит итоги Принимает участие в обсуждении, оцени- вает ответы одно- классников, свою работу
Если Вы считаете, что материал нарушает авторские права либо по каким-то другим причинам должен быть удален с сайта, Вы можете оставить жалобу на материал.
Источник
Урок по астрономии «Расширяющаяся Вселенная»
Просмотр содержимого документа
«Урок по астрономии «Расширяющаяся Вселенная»»
Тема: Расширяющаяся Вселенная
Ответить на вопросы письменно в тетради.
Описать первую релятивистскую космологическую модель Вселенной.
Описать современную релятивистскую космологическую модель Вселенной.
Какой приблизительно возраст нашей Вселенной?
Какой предположительно размер имела сингулярность?
Какую предположительно плотность имела сингулярность?
Стационарна ли Вселенная?
Сжимается ли Вселенная или расширяется?
Как можно это доказать?
Вселенная расширяется?! Вряд ли что-нибудь подобное приходило в голову даже самым великим философам, астрономам, физикам прошлого. И в те времена, когда ученые признавали геоцентрическую систему мира и позднее — когда утвердилась гелиоцентрическая система Коперника, считалось, что Вселенная ограничена «сферой неподвижных звезд». Датский астроном Тихо Браге (1546-1601) многие годы был убежден, что во Вселенной ничего особенного не происходит, что она не изменяется со временем, что над Землей вечно сияли и будут сиять звезды привычных нам созвездий. Хотя он, конечно, наблюдал такие необычные явления на небе, как «падающие звезды» (метеоры) или кометы. А однажды вечером — это было 11 ноября 1572 года, — возвращаясь из алхимической лаборатории, 26-летний Тихо увидел в созвездии Кассиопеи яркую звезду, которой там раньше не было. Современные астрономы называют эту взорвавшуюся звезду его именем — Сверхновая Тихо. Тогда появившееся в небе светило, которое было ярче Венеры и видно даже днем, показалось Тихо Браге чудом. «Я был настолько поражен этим зрелищем, — записал он, — что не постыдился подвергнуть сомнению то, что видели мои собственные глаза. Не было ли это величайшим из чудес, которые случались когда-либо со времен начала мира. » Однако ни это столь удивительное открытие, ни многие другие, сделанные в последующие столетия, не изменили отношения ученых ко Вселенной в целом. Величайший из физиков ХХ века Альберт Эйнштейн первоначально тоже пришел к выводу о неизменности (статичности) и замкнутости Вселенной. Он говорил, что в мире, напоминающем поверхность шара, световой луч способен совершить «круговселенское» путешествие. С присущей ему скоростью (300000 км/с) он может отправиться в это путешествие из какой-нибудь точки, а потом, вдоволь нагулявшись среди сотен или даже тысяч миллиардов галактик, вернуться через десятки миллиардов лет к месту своего старта. Правда, Эйнштейн через некоторое время признал, что Вселенная совсем не такая. Какая же она, наша Вселенная?
Меняется ли Вселенная, или она всегда была, есть и будет такой, как в данный момент?
Расширяется ли Вселенная или сжимается?
Есть ли современные модели, позволяющие понять строение Вселенной?
Насколько Вселенная огромна и как давно она существует?
Космологические модели — это модели, пытающиеся описать развитие Вселенной как целого.
Первая релятивистская космологическая модель Вселенной была разработана А. Эйнштейном в 1917 году. В соответствии с представлениями классической астрономии о стационарности Вселенной, он исходил из предположения о неизменности свойств Вселенной, как целого во времени. Эйнштейн даже видоизменил общую теорию относительности, чтобы она удовлетворяла этому требованию, и ввел дополнительную космическую силу отталкивания, которая должна уравновесить взаимное притяжение звезд. Модель Эйнштейна носила стационарный характер, поскольку метрика пространства рассматривалась как независимая от времени. Время существования Вселенной считалось бесконечным, т.е. оно не имело ни начала, ни конца, а пространство было безгранично, но конечно.
Современная космологическая модель Вселенной.
В 1922 году российский математик и геофизик А.А. Фридман доказывал, что Вселенная не может быть стационарной, она должна либо расширяться, либо сжиматься. Эйнштейн сначала отрицательно отнесся к работам Фридмана, однако вскоре признал ее правильность. Модели Вселенной А.А. Фридмана вскоре получили подтверждение в наблюдениях движений далеких галактик – в эффекте «красного смещения», открытом в 1929 году американским астрономом Э. Хабблом.
Хаббл обнаружил, что в спектрах далеких галактик спектральные линии смещены к красному концу. Обнаруженный ранее эффект Доплера гласил, что при удалении от нас какого-либо источника колебаний, воспринимаемая нами частота колебаний уменьшается, а длина волны соответственно увеличивается. При излучении света происходит «покраснение», т.е. линии спектра сдвигаются в сторону более длинных красных волн. Если обнаруженное Хабблом красное смещение понимать как результат эффекта Доплера, то это означает, что галактики «удаляются» от нас со скоростью, линейно зависящей от расстояния. В настоящее время, уже зарегистрированы скорости удаления, порядка 100 000 км/с для наиболее далеких из наблюдаемых галактик. Разбегание галактик не следует представлять себе как некое обычное движение в не изменяющемся со временем пространстве. Это не движение объектов в неизмененном пространстве, а эффект, обусловленный новыми свойствами самого пространства – нестабильностью его материи. Итак, ни галактики расходятся в остающемся постоянном пространстве, а само пространство расширяется (меняется его метрика) с течением времени. Для большей ясности можно привести двухмерную модель, наглядно иллюстрирующую фридмановское расширение. Возьмем резиновую сферу и будем ее надувать. Тогда все точки на поверхности будут удаляться друг от друга, причем из любой точки все остальные будут выглядеть разбегающимися. Таким образом, то обстоятельство, что от данной точки все остальные удаляются, отнюдь, не свидетельствует о каком-то центральном, привилегированном положении этой точки.
В 1929 году, исходя из наблюдений спектров галактик, Эдвин Хаббл сформулировал закон: скорости удаления галактик возрастают пропорционально расстоянию до них. Этот закон получил название закона Хаббла.
Подавляющее большинство современных космологических теорий представляет собой модели эволюционирующей Вселенной. Наиболее обоснованной среди них, считается опирающаяся на идеи Фридмана модель горячего Большого взрыва, которую еще называют стандартной, по причине ее практически всеобщего признания в научной среде. Согласно этой гипотезе, наша Вселенная 13,75 ± 0,11 млрд лет назад возникла в результате космического Большого взрыва, которому предшествовало так называемое «сингулярное» (особое) состояние, когда материя видимой Вселенной была «стянута в точку», находясь в сверхплотном состоянии. Теоретические расчеты показывают, что в первоначальном, сингулярном, т.е. сверхплотном, состоянии плотность вещества Вселенной составила 1091 г/см³, а радиус был 10ˉˡ² см, что близко к классическому радиусу электрона.
Но представление о сингулярном состоянии как «стянутой в точку» материи с бесконечными значениями физических величин является, конечно, идеализацией, поскольку наука не располагает средствами установить размеры (радиус) видимой Вселенной в ее исходном сверхплотном состоянии. От первоначального сингулярного состояния Вселенная перешла к расширению в результате Большого взрыва, заполнившего все пространство. В итоге каждая частица материи устремилась прочь от любой другой. Всего лишь через одну сотую секунды после взрыва Вселенная имела температуру 100 000 млн. градусов по Кельвину. При такой температуре (выше температуры центра самой горячей звезды) молекулы, атома и даже ядра атомов существовать не могут. Вещество Вселенной пребывало в виде элементарных частиц, среди которых преобладали электроны, позитроны, нейтрино, фотоны, а также в относительно малом количестве протоны и нейтроны. Плотность вещества Вселенной спустя 0,01 секунд после взрыва была огромной – в 4000 млн раз больше, чем у воды. В конце первых трех минут после взрыва температура вещества Вселенной, непрерывно снижаясь, достигла 1 млрд градусов. При этой температуре начали образовываться ядра атомов, в частности, ядра тяжелого водорода и гелия. Однако вещество Вселенной в конце первых трех минут состояло в основном из фотонов, нейтрино и антинейтрино. Только по истечении нескольких сотен тысяч лет начали образовываться атомы, главным образом водорода и гелия, образовавшие водородно-гелиевую плазму. Существование Вселенной в качестве водородно-гелиевой плазмы подтверждается данными астрономии. В 1965 году было обнаружено так называемое «реликтовое» радиоизлучение Вселенной, представляющее собой излучение горячей плазмы, сохранившееся с того времени, когда звезд и галактик не было.
Источник