Тема: Фізичні характеристики Сонця. Будова Сонця та джерела його енергії. Прояви сонячної активності та її вплив на Землю

Мета:

·                   навчальна: сформувати в учнів уявлення про Сонце та його будову, джерела сонячної енергії, прояви сонячної активності та її циклічність; навести приклади впливу сонячної активності на біосферу Землі;

·                   розвиваюча: сприяти розвитку спостережливості.

·                   виховна: прияти вихованню  єдності людини з природою та цінності часу.

Тип уроку: комбінований урок.

Обладнання: підручник, плакат Сонячної системи.

Методи уроку: лекція, бесіда, пояснювально-ілюстративний, проблемно-пошуковий.

ХІД УРОКУ

                  I.                        Організаційний момент.

Привітатися з учнями., зробити перекличку, наголосити на початку уроку і попросити учнів налаштуватися на роботу.

              II.                        Актуалізація чуттєвого досвіду та опорних знань.

Дайте відповіді на такі запитання:

-         Пояснити наслідки з правила Тиціуса - Боде.

-         Що таке комета і яка її будова при проходженні поблизу Сонця?

-         Що таке метеор?

           III.                        Повідомлення теми і мети уроку.

Тема сьогоднішнього уроку: «Сонце – найближча зоря».

           IV.                        Мотивація навчально – пізнавальної діяльності.

В астрономії, інформація в основному отримується від виявлення та аналізу видимого світла та інших спектрів електромагнітного випромінювання в космосі. Астрономічні спостереження можуть бути розділені відповідно до області електромагнітного спектру, що спостерігається. Деякі частини спектра можна спостерігати з Землі (тобто її поверхні), а інші спостереження ведуться тільки на великих висотах або в космосі (в космічних апаратах на орбіті Землі).

              V.                        Вивчення нового матеріалу.      

План

1.                Сонце – найближча зоря

2.                Джерела енергії Сонця

3.                Будова Сонця

1.                Сонце – найближча зоря

Зоря Сонце — центральне тіло Сонячної системи. Маса Сонця , що у 333 тис. разів більше за масу Землі. Радіус Сонця перевищує земний у 109 разів і становить =6,96-10⁸ м. Середня густина сонячної речовини 1408 , проте у зовнішніх шарах зорі густина в мільйони разів менша, а в центрі - у сотні разів більша (152 ). Сонце випромінює енергію в усьому діапазоні довжин електромагнітних хвиль: від γ-випромінювання до радіохвиль. Світність (тобто потужність випромінювання) Сонця = 3,85·10²⁶ Вт. Щоб краще уявити цю величину, зауважимо, що при сучасному розвитку електроенергетики людство лише за 10 млн років змогло б виробити таку кількість електроенергії, яка дорівнювала б енергії, що її випромінює Сонце за 1с.

Хімічний склад Сонця встановили, досліджуючи його випромінювання. Сонячна поверхня, маючи температуру приблизно 6000 К, дає неперервний спектр електромагнітних хвиль. Частина світла поглинається нижніми шарами розрідженої газової оболонки Сонця (хромосферою). У 1814 році німецький фізик Й. Фраунгофер (1787-1826) описав понад 570 ліній поглинання хімічних елементів. Вони є важливим джерелом інформації про склад зорі, адже кожному хімічному елементу відповідає цілком певний набір довжин електромагнітних хвиль, які він поглинає та випромінює. Виявивши у спектрі Сонця чи іншої зорі лінію, притаманну, наприклад кальцію, можна стверджувати, що там є ця речовина. До речі, під час повного сонячного затемнення, коли зникає створений поверхнею Сонця неперервний спектр, темні фраунгоферові лінії поглинання змінюються яскравими лініями випромінювання гарячого газу хромосфери. Зараз відомо понад 10 тис фраунгоферових ліній, які відповідають 72 хімічним елементам. Встановлено, що в даний час 70% маси Сонця складає водень, 28% — гелій, а 2% припадає на важчі елементи.

Звичайно, нема можливості зазирнути всередину Сонця, тому уявлення і про його будову можна сформувати на основі теоретичного аналізу, використовуючи фізичні закони і такі характеристики, як маса, радіус, світність. Залежно від температури та процесів, що відбуваються, у Сонці умовно виділяють ядро, зону променистої рівноваги, конвективну зону та атмосферу (див. рис. 1).

2.                Джерела енергії Сонця

Кожна зоря випромінює енергію, отриману при гравітаційному стиску та при термоядерних реакціях. Перший спосіб характерний для ранніх етапів еволюції зорі. Сонце давно сформувалось і перебуває у стані гравітаційної рівноваги, тобто сила гравітаційного стискання зрівноважується силою газового тиску.

Тому для нашої зорі основним джерелом енергії є термоядерні реакції Ядро - центральна область Сонця, в якій за надвисокого тиску та температури 15 млн К вони відбуваються. Є два цикли протікання таких реакцій: протон-протонний та вуглецево-азотний. В умовах Сонця основною є реакція протон-протонного циклу, за якої з чотирьох протонів (ядер водню) утворюється одне ядро гелію і виділяється енергія. Розрахунки свідчать, що з водню масою 1 кг утворюється 0,99 кг гелію і випромінюється близько 9·10¹⁴ Дж енергії. Вчені вважають, що запасів водню, який є у сонячному ядрі, вистачить на 10 млрд років. Реакція вуглецево-азотного циклу є неістотною для Сонця, бо відбувається за температур, вищих ніж 15 млн К, тобто у надрах масивніших, більш гарячих зір. Із віддаленням від центра Сонця температура поступово зменшується і нарешті стає недостатньою для протікання термоядерних реакцій. Так визначають межі ядра. Його радіус становить близько третини радіуса Сонця. В ядрі зосереджена приблизно половина маси Сонця.

Енергія, яка виділяється в сонячному ядрі, переноситься назовні двома способами: променевим та конвективним. Променеве перенесення енергії відбувається в самому ядрі й далі, в зоні променистої рівноваги. При термоядерних реакціях виникають γ-кванти, які одразу ж поглинаються атомами оточуючої речовини. Збуджені атоми у свою чергу випромінюють γ-кванти, які рухаються в іншому напрямі. Далі процес повторюється. Випромінювання рухається назовні не по прямій, на що пішло б кілька секунд, а по ламаній, витрачаючи приблизно 10 млн років. До того ж, на своєму довгому шляху випромінювання зазнає значних змін. Атом, поглинувши високоенергійний γ-квант, як правило, випромінює кілька квантів зі меншими енергіями. Таким чином, жорстке γ-випромінювання, що є результатом термоядерних реакцій у ядрі Сонця, зазнавши багаторазового перевипромінювання виходить на поверхню переважно у формі видимого світла.

Над зоною променистої рівноваги розташована конвективна зона. Температура у ній швидко зменшується з віддаленням від центра Сонця, а енергія з глибини вгору переноситься в основному за допомогою конвекції, хоча променеве перенесення теж має місце.

3.                Будова Сонця

Зовнішні шари Сонця називаються атмосферою. У ній утворюються всі види випромінювання, які випромінює зоря. Найглибший і найщільніший шар атмосфери - фотосфера - завтовшки близько 300 км. Температура фотосфери збільшується з глибиною і в середньому дорівнює 6000 К. Майже посередині фотосфери проходить умовний рівень із певними оптичними властивостями, який називають поверхнею Сонця. Іноді, зважаючи на те, що товщина фотосфери мізерна порівняно з розмірами Сонця, його поверхнею вважають саму фотосферу. Слід розуміти, що Сонце - розжарена газова куля, і його умовна поверхня не схожа на тверду поверхню Землі.

Фотосфера має зернисту структуру, яку називають грануляцією (від латинського granulum - зернятко). На фотографіях світлі гранули схожі на рисові зернятка, розділені темними проміжками. Одночасно у фотосфері є близько 3 млн гранул. Середній діаметр гранули 700 км й існує вона до 10 хв. Грануляція постійно змінюється. Одні гранули зникають, інші з'являються на їхньому місці. Картина грануляції схожа на ту, що спостерігаємо на поверхні окропу. Конвективні потоки зі швидкістю 1 км/с піднімають із надр фотосфери гарячу плазму, і місця, де вона виходить на поверхню, є світлішими. Темні проміжки - місця, де опускається вниз охолоджена плазма.

Шар атмосфери, розташований над фотосферою, називається хромосферою (від грецького chroma - колір). Товщина сонячної хромосфери понад 12000 км, а температура зростає з висотою від 4500 К до 100000 К. Під час повних затемнень Сонця хромосферу видно у вигляді тонкого рожево-червоного кільця, яке облямовує диск Місяця. Хромосфера пронизана величезною кількістю спікул (від латинського spiculum - вістря, кінчик) - тонких колоноподібних утворень із відносно холодної речовини, оточених значно гарячішаю плазмою. Одночасно є близько 30000 спікул, кожна з яких існує 2-5 хв. Висота спікули може досягати 10 тис. км. Речовина спікули, піднімаючись зі швидкістю до 20 км/с, потрапляє із хромосфери в сонячну корону.

Зовнішній дуже розріджений шар атмосфери Сонця називається короною. Вона простягається на величезну відстань – понад 10, а температура в ній підвищується до 2·10⁶ К. Яскравість сонячної корони приблизно така ж, як і Місяця в повні, тому побачити її на фоні яскравої фотосфери неможливо. Лише під час повних сонячних затемнень або за допомогою спеціального приладу - коронографа - вдається спостерігати за короною. Сонячна корона перебуває в стані динамічної рівноваги. Вона постійно поповнюється речовиною із хромосфери, і одночасно з неї в міжпланетний простір витікає неперервний потік частинок (протонів, електронів, α-частинок, іонів), який називають сонячним вітром.

У внутрішніх шарах корони виникають величезні потоки плазми аркоподібної чи фонтаноподібної форми — протуберанці (від латинського protubero - здуватись). Деякі з них місяцями висять над хромосферою, повільно змінюючись і поступово зникаючи. їх називають спокійними. По-іншому розвиваються еруптивні протуберанці. Раптово зі швидкістю до 700 км/с речовина такого протуберанця піднімається вгору на сотні тисяч кілометрів і так само швидко падає вниз. Спостерігались еруптивні протуберанці заввишки понад 1,5·10⁶ км. Температура речовини протуберанця в сотні разів менша за температуру навколишньої плазми, а густина в стільки ж більша. Форма, розміри та розвиток протуберанців визначається магнітним полем.

У телескоп чи на фотографіях Сонця можна побачити темні плями, які виникають у фотосфері. Коли ж світило низько над горизонтом, то крізь імлу на сонячному диску неозброєним оком іноді можна помітити темні плями. Згадки про такі спостереження є в літописах та історичних хроніках багатьох народів. У Західній Європі сонячні плями уперше були виявлені при телескопічних спостереженнях Сонця Г. Галілеєм у грудні 1610 р. У той час помилково вважали, що сонячні плями — це вершини сонячних гір, які проглядають поміж хмар. За рухом сонячних плям встановлено не тільки обертання Сонця навколо осі, але й зональний характер цього обертання. Сонце обертається в тому ж напрямі, що й планети навколо нього. Площина екватора утворює із площиною екліптики кут 7°15'. Сидеричний період обертання точок на екваторі Сонця дорівнює 25 діб, а біля полюсів – 30 діб.

Сонячні плями, якщо їх розглядати детальніше, не є однорідними. Центральна темніша частина - тінь, або ядро, - оточена півтінню. Розміри плям різноманітні і можуть сягати 200000 км. На фоні яскравої фотосфери плями виглядають чорними, але їхній справжній колір — червонуватий. Особливістю темних плям є наявність у них сильного магнітного поля з індуктивністю до 0,5 Тл (у середньому в фотосфері індукція магнітного поля 0,0001-0,001 Тл). Магнітне поле перешкоджає рухові плазми, сповільнює конвекцію і у такий спосіб послаблює доступ енергії з надр Сонця. Тому температура у плямах на 1000-1500 К нижча ніж у фотосфері. Зазвичай плями з'являються групами. У групах вирізняються дві найбільші плями — ведуча та хвостова, які мають протилежну полярність магнітного поля. Сонячні плями — нестійкі утворення. Їхня форма та кількість постійно змінюється. Найчастіше плями виникають в екваторіальній зоні Сонця.

Поряд із плямами у фотосфері часто видно факели - світлі утворення, що мають складну волокнисту структуру. їхня яскравість трохи переважає яскравість фотосфери, а температура лише на 200-300 К вища. Деякі факели існують тижнями.

Сукупність явищ на поверхні Сонця, зумовлених процесами в його надрах, називають сонячною активністю. її проявами є плями, факели, протуберанці, спалахи. Що більше цих утворів, то вищою є активність Сонця. Спостереження свідчать, що з часом сонячна активність змінюється.

Одним із найважливіших її проявів є спалахи - різкі збільшення яскравості незначних ділянок хромосфери над групами сонячних плям. Тривалість спалахів різноманітна і залежить від потужності. Невеликі спалахи тривають кілька хвилин. У роки максимуму сонячної активності трапляються грандіозні спалахи тривалістю до 7 год. При цьому вивільняється значна кількість енергії — до 10²⁵ Дж — і в міжпланетний простір зі швидкістю 30000 км/с викидаються мільярди тонн речовини. При сонячних спалахах частинки розганяються і речовина дуже нагрівається, тобто створюються сприятливі умови для протікання термоядерних реакцій синтезу. Свідченням цього є значна кількість ядер дейтерію та тритію, виявлених у потоках викинутої при спалаху сонячної речовини. Під час спалахів різко зростає інтенсивність рентгенівського, ультрафіолетового та радіовипромінювання.

Існує чимало зручних способів кількісно оцінити рівень сонячної активності. Найпростіший і найраніше запроваджений індекс сонячної активності — числа Вольфа (Р. Вольф (1816-1893) — швейцарський астроном):

W = 10·g+f, де g — кількість груп плям, f – загальна кількість плям.

Наприклад, якщо плям нема, то W = 0; якщо є одна пляма (відповідно одна група), то W = 11; якщо є 4 групи, у яких загалом 15 плям, W=10·4+15=55.

У роки підвищеної активності Сонця значно збільшується кількість плям (числа Вольфа більші від 100), факелів та потужних протуберанців, часто відбуваються сильні спалахи. Виявляється, що загальна форма корони змінюється: в роки максимуму сонячної активності корона майже сферична, а в роки мінімуму вона сильно витягнута уздовж екватора.

У 1844 році Г. Швабе (1789-1875) виявив 11-річний цикл сонячної активності. Мріючи відкрити невідому внутрішню планету, він сподівався побачити її проходження по диску Сонця. (Яка це була б планетна конфігурація?) Для цього протягом 25 років ретельно фіксував появу і кількість сонячних плям. Планету Швабе, звичайно, не відкрив, зате виявив 11-річний період зміни кількості сонячних плям. Пізніше Р. Вольф, використовуючи дані телескопічних спостережень за Сонцем протягом тривалого часу, уточнив цю закономірність. У кожному циклі активність Сонця зростає близько 4 років, а потім 7 років затухає. Вчені ведуть умовну нумерацію циклів. Першим вважають той, що розпочався в 1755 р. З 1996 року триває 23-й цикл.

Коли сонячна активність досягає свого піку, щодоби може ставатися до 10 спалахів на Сонці. Вже через 8 хв 20 с після спалаху потужній потік жорсткого електромагнітного випромінювання сягає Землі, створюючи додаткову іонізацію повітря. Внаслідок цього погіршується короткохвильовий радіозв'язок. Згодом орбіти нашої планети досягають підсилені спалахом потоки сонячного вітру і значно деформують магнітосферу Землі. Виникають магнітні бурі - сильні раптові зміни характеристик геомагнітного поля. Під час магнітних бур з'являються полярні сяйва, виникають порушення телеграфно-телефонного зв'язку, погіршується сон та самопочуття людей, збільшується кількість інсультів та інфарктів. Сильні магніті бурі можуть навіть провокувати землетруси в сейсмічно активних районах Землі. Сонячна активність впливає на клімат, погоду, біосферу нашої планети. Помічено, що в роки максимуму активності світила швидше ростуть дерева, підвищується розмноження деяких комах (сарани), бурхливо поширюються епідемії та пандемії (це пов'язане як зі зростанням кількості хвороботворних бактерій та вірусів, так і з послабленням імунітету людей).

Щоб ефективніше розв'язувати проблеми, пов'язані з сонячно-земними зв'язками, у світі створена система неперервного стеження за станом Сонця -так звана служба Сонця. Усі великі обсерваторії, а також значна кількість спеціальних станцій беруть участь у цих спостереженнях. Основне завдання служби Сонця — реєстрація центрів сонячної активності та всіх сонячних спалахів.

           VI.                        Узагальнення та систематизація знань

1. Джерела енергії Сонця?

2. Будова Сонця.

3. Що таке протуберанці?

4. Що таке магнітні бурі? Який вони впливають на біосферу Землі?

       VII.                        Підведення підсумків уроку.

Отже, на сьогоднішньому уроці ми з вами розглянули тему, яку? «Фізичні характеристики Сонця. Будова Сонця та джерела його енергії. Прояви сонячної активності та її вплив на Землю». Ви сьогодні гарно попрацювали, тому я виставляю Вам гарні оцінки.

                                                

    VIII.                        Оголошення домашнього завдання.

Запишіть домашнє завдання: опрацювати конспект і §§18-20

Підготувати реферати за наступними темами:

1. Сонце – найближча зірка.

2. Вплив Сонця на біосферу Землі

3. Сонячні аномалії.

Урок  Випаровування та конденсація. Кипіння

Мета уроку:

Навчальна. Привести до розуміння суті теплових процесів пароутворення способом випаровування, конденсації та кипіння, з’ясувати особливості випаровування рідин та фактори, що впливають на його швидкість.

Розвивальна. Розвивати самостійно знаходити причинно-наслідкові зв’язки (робити висновки).

Виховна. Викликати цікавість до вивчення предмету.

Тип уроку: комбінований урок

Обладнання: навчальна презентація, комп’ютер.

План уроку:

І. ОРГАНІЗАЦІЙНИЙ ЕТАП

II. АКТУАЛІЗАЦІЯ ОПОРНИХ ЗНАНЬ ТА ВМІНЬ

IІІ. ВИВЧЕННЯ НОВОГО МАТЕРІАЛУ

ІV. ЗАКРІПЛЕННЯ НОВИХ ЗНАНЬ ТА ВМІНЬ

V. ПІДБИТТЯ ПІДСУМКІВ УРОКУ

VІ. ДОМАШНЄ ЗАВДАННЯ

Хід уроку

І. ОРГАНІЗАЦІЙНИЙ ЕТАП

II. АКТУАЛІЗАЦІЯ ОПОРНИХ ЗНАНЬ ТА ВМІНЬ

Чому, виходячи з річки спекотного літнього дня, ми відчуваємо прохолоду?

Куди зникають калюжі після дощу?

Для чого в спеку собака висуває язика?

Чому, якщо хочемо остудити руки, ми на них дмемо, а якщо хочемо зігріти, то дихаємо?

Вивчивши новий матеріал, ви зможете відповісти на ці запитання.

IІІ. ВИВЧЕННЯ НОВОГО МАТЕРІАЛУ

1. Пароутворення. Випаровування

Будь-яка речовина може переходити з одного агрегатного стану в інший.

Пароутворення – процес переходу речовини з рідкого стану в газоподібний.

Рідина може перетворитися на газ двома способами: випаровуванням і кипінням.

Випаровування – це процес пароутворення з вільної поверхні рідини.

Наприклад

·        Якщо розлити воду, то через якийсь час калюжа зникне.

·        Речі, що промокли під дощем, обов’язково з часом стануть сухими.

·        Масний слід, який залишився на асфальті від несправної машини, згодом стає майже непомітним.

2. Пояснення процесу випаровування

Молекули рідини безперервно рухаються, постійно змінюючи як значення, так і напрямок швидкості свого руху.

Серед молекул поверхневого шару рідини завжди є такі, що «намагаються» вилетіти з рідини. Ті молекули, що в певну мить рухаються повільно, не зможуть подолати притягання сусідніх молекул і залишаться в рідині.

Якщо ж поблизу поверхні опиниться «швидка» молекула, то її кінетичної енергії буде достатньо, щоб виконати роботу проти сил міжмолекулярного притягання, і вона вилетить за межі рідини.

Висновки

Випаровування рідин відбувається за будь-якої температури  (в рідині завжди є молекули, які рухаються досить швидко).

Випаровування супроводжується поглинанням енергії (під час випаровування виконується робота проти сил міжмолекулярного притягання та проти сил зовнішнього тиску).

Під час випаровування, якщо рідина не отримує енергії ззовні, вона охолоджується (під час випаровування рідину залишають найшвидші молекули, то середня кінетична енергія решти молекул зменшується).

3. Швидкість випаровування

Проведемо дослід

Одну склянку з водою поставимо на столі в кімнаті, а іншу на батарею опалення або в інше тепле місце. Вода спочатку випарується на тій склянці, яка стоїть у теплішому місці.

Швидкість випаровування залежить від температури рідини.

(Зі збільшенням температури рідини збільшується кількість «швидких» молекул, тому дедалі більша їх кількість має змогу подолати сили міжмолекулярного притягання й вилетіти за межі рідини)

Проведемо дослід

Наллємо однакову кількість води у склянку і широку посудину. Вода спочатку випарується з посудини, а потім - зі склянки.

Швидкість випаровування залежить від площі поверхні рідини.

(Чим більша площа поверхні рідини, тим більше на цій поверхні «швидких» молекул і тим швидше рідина випаровується)

Проведемо дослід

В дві однакові склянки наллємо воду і спирт. Через деякий час побачимо, що спирт випаровується набагато швидше.

Швидкість випаровування залежить від виду рідини.

(Повільніше випаровуються ті рідини, молекули яких сильніше взаємодіють одна з одною)

Проведемо спостереження

Над однією з двох однакових склянок з рідиною створимо потік повітря. Інтенсивність випаровування рідини з цієї посудини стає більшою.

Швидкість випаровування залежить від руху повітря.

(Біля поверхні рідини завжди існує «хмара» молекул, які повилітали з неї. Якщо є вітер, то він відносить молекули, що вилетіли з рідини, і не дає їм змоги повернутися)

4. Конденсація

Конденсація – процес переходу речовини з газоподібного стану в рідкий.

Конденсація в природі

Роса: водяна пара, яка вдень накопичується в повітрі внаслідок випаровування, а вночі, охолоджуючись, конденсується.

Хмари: коли вологе повітря піднімається у вищі шари атмосфери, то, охолоджуючись, воно утворює хмари. Хмари складаються з дрібних краплинок води, що утворилися внаслідок конденсації водяної пари.

Туман: коли вологе повітря охолоджується поблизу поверхні Землі, утворюється туман. Оскільки процес конденсації супроводжується виділенням енергії, то утворення туману затримує зниження температури повітря.

5. Кипіння

Проведемо дослід

(Рисунок а)

-         нагріваємо воду в колбі;

-         дно та стінки колби вкриються бульбашками (утворені розчиненими у воді газами і водяною парою);

(Рисунок б)

-         на бульбашки починає діяти архімедова сила (відриває бульбашки від дна посудини й вони піднімаються);

-         на місцях бульбашок, що відірвалися, залишається невелика кількість газу  (зародки нових бульбашок);

-         водяна пара в бульбашках конденсується і бульбашки схлопуються (верхні шари рідини певний час холодніші за нижні, тому у верхніх шарах бульбашки схлопуються);

(Рисунок в)

-         температури верхніх і нижніх шарів зрівняються;

-         бульбашки, піднімаючись, уже не зменшуватимуться в об’ємі, а навпаки, будуть збільшуватися;

-         всередину бульбашок активно випаровується вода;

(Рисунок г)

-         досягнувши поверхні рідини, бульбашки лопаються і викидають назовні значну кількість водяної пари;

-         вода при цьому вирує і клекоче (вона закипіла);

-         термометр у цей момент показує температуру 100 °С.

Кипіння — це процес пароутворення, який відбувається в усьому об'ємі рідини й супроводжується утворенням і зростанням бульбашок пари.

6. Температура кипіння

Температура кипіння – температура, за якої рідина кипить.

Температури кипіння деяких рідин за нормального атмосферного тиску табл. 4 Додатка.

Під час кипіння температура рідини не змінюється.

Будемо нагрівати далі вже киплячу воду і спостерігати за показами термометра. Побачимо, що стовпчик термометра застиг на позначці 100 °С.

Зі збільшенням зовнішнього тиску температура кипіння рідини зростає.

У разі затиснення трубки для відведення пари тиск усередині колби збільшується, і це приводить до підвищення температури кипіння рідини

Зі зменшенням зовнішнього тиску температура кипіння рідини знижується.

Наллємо в колбу теплу воду. За допомогою насоса відкачуватимемо з колби повітря. Через деякий час на внутрішній поверхні колби побачимо бульбашки газу. Якщо відкачувати повітря й далі, вода закипить, але вже за температури, нижчої від 100°С.

Температура кипіння залежить від наявності в рідині розчиненого газу.

Якщо довго кип’ятити воду, в такий спосіб видаливши з неї розчинений газ, то повторно за нормального тиску цю воду можна буде нагріти до температури, яка перевищує 100 °С. Таку воду називають перегрітою.

ІV. ЗАКРІПЛЕННЯ НОВИХ ЗНАНЬ ТА ВМІНЬ

Розв’язування задач

1. Чому температура води у відкритій склянці завжди трохи нижча за температуру повітря в кімнаті?

Температура води у відкритій склянці завжди нижча за температуру повітря в кімнаті, тому що з поверхні води випаровуються молекули, що мають найбільшу кінетичну енергію; внутрішня енергія води в склянці зменшується, отже знижується і температура.

2. Чому скошена трава швидше висихає у вітряну погоду, ніж в тиху?

Випаровування рідини відбувається швидше у вітряну погоду, так є вітер відносить молекули, що вилетіли з рідини, і не дає їм змоги повернутися.

3. Мокра білизна, вивішена взимку у дворі, замерзає. Але через деякий час вона стає сухою навіть при сильних морозах. Чим це можна пояснити?

Висихання білизни навіть при сильному морозі пояснюється тим, що тверді тіла теж випаровуються (сублімація). Так випаровується в мороз і лід.

4. При виході з річки після купання ми відчуваємо холод. Чому?

При виході з річки після купання навіть в жарку погоду людина відчуває холод, тому що волога з її тіла починають інтенсивно випаровуватися. Молекули рідини залишаючи тіло поглинають багато енергії не тільки у повітря, а й у тіла. Тіло охолоджується, і повітря починає здаватися холоднішим за воду.

5. В одну з двох однакових тарілок налили пісний борщ, у другу – таку ж саму кількість жирного. Який із них швидше охолоджується?

Швидше охолоне пісний борщ, так як наявність в жирному борщу плаваючого жиру зменшує площу поверхні води, що випаровується в тарілці.

6. Чому в будинку, автобусі або трамваї на склу вікон при сильних морозах лід з'являється з внутрішньої сторони?

Утворення в будинках і в громадському транспорті льоду з внутрішньої сторони вікон пояснюється тим, що тепле вологе повітря, стикаючись з холодним склом, конденсується і дрібні краплі води замерзають.

7. Узимку після швидкої їзди коня вкривають попоною. З якою метою?

Спітнілого на морозі кінь покривають попоною для запобігання випаровування поту та переохолодження тварини.

8. Сирі дрова горять гірше, ніж сухі. Чому?

Сирі дрова горять гірше сухих, тому що при горінні вони виділяють вологу. Для її випаровування витрачається додаткова енергія і температура горіння знижується.

9. Чи кипітиме вода у склянці, яка плаває в киплячій воді?

Ні. Для кипіння необхідна додаткова енергія, а взяти її можна тільки від більш нагрітого тіла.

10. Чи можна закип’ятити воду, підігріваючи її 100-градусною парою? Атмосферний тиск нормальний.

Не можна. Температура пари для цього повинна бути вище 100 °С.

11.В один чайник наливають сиру воду, а в другий — кип’ячену такої ж маси і температури. У якому із чайників вода закипить раніше? Чому?

Раніше закипить сира вода, тому що при кип’ятінні видаляється повітря, бульбашки якого служать центрами пароутворення.

V. ПІДБИТТЯ ПІДСУМКІВ УРОКУ

Бесіда за питаннями

1. Що таке пароутворення?

2. Які способи пароутворення ви знаєте?

3. Що таке випаровування?

4. Від яких чинників і чому залежить швидкість випаровування? Наведіть приклади.

5. Що таке конденсація? Наведіть приклади конденсації в природі.

6. Що таке кипіння?

7. Які явища спостерігаються в рідині перед тим, як вона починає кипіти?

8. Яка сила змушує бульбашку газу підніматися на поверхню рідини?

9. Чи змінюється температура рідини під час кипіння?

10. Від яких чинників залежить температура кипіння рідини?

VІ. Домашнє завдання

Вивчити § 13, 14  Вправа № 13 (1 – 6)