конспект урока по астрономии

1. 12 кл, астрономія урок № дата:
Тема: Випромінювання небесних світил. Методи астрономічних спостережень. Принцип
дії та будова оптичнихй радіотелескопів. Приймачівипромінювання. Застосування в
телескопобудуванні досягнень техніки й технологій. Сучасні наземні й космічні
телескопи. Астрономічні обсерваторії.
Мета: сформуватиуявлення про астрономічніспостереження та їхні особливості;
розглянутискладовічастини телескопів та принцип дії телескопів; виховувати в учнів
цікавість до небесної сфери.
Унаочнення: підручники, відео про телескопи, комп’ютер.
Тип уроку: уроквивчення нового матеріалу.
Хід уроку
І. Організаційниймомент
ІІ. Перевірка д/з.
Троєучнів біля дошки. Учні з місць задають питання учням, що біля дошки. Якщо хтось
не знає відповіді, то відповідає той, хто знає.
ІІІ. Актуалізація опорних знань.
Евристичнабесіда.
1. Що називають спектром?
2. Які ви знаєте розділиастрономії?
3. Якими приладами користуються вчені, які займаються астрономією?
4. Які ви знаєте астрономічніобсерваторії в Україні?
ІV. Повідомлення теми і мети уроку.
V. Вивчення нового матеріалу.
План
1. Астрономія – наука всехвильова.
2. Наземні оптичні телескопи.
3. Астрономічні обсерваторії.
4. Радіотелескопи і радіоінтерферометри.
5. Величини потоків випромінювання.
6. Приймачі випромінювання.
7. Допоміжні прилади.
1.Розповідь учителя.
Галузь астрономії, яка вивчає Всесвіт у видимому світлі, наз. оптичною.
Розглянемо мал. 11.1 на ст. 53. Проходження е/м хвиль через земну атмосферу.
Радіоастрономія, інфрачервонета субміліметрове випромінювання, ультрафіолетова
астрономія, рентгенівська астрономія, гамма-астрономія, космічні променіі нейтрино.
2.Роботаз підручником § 11. Основнічастини телескопа:
- об’єктив, окуляр, тубус (труба-корпус), система монтування.
Телескопи поділяють на три групи:
 Рефрактори(від лат. заломлений), або лінзові (об’єктивом є лінза або система лінз)
 Рефлектор (від лат. відбиваючий), або дзеркальні (об’єктивом є угнуте дзеркало);
 Меніскові, або комбіновані дзеркально-лінзові.

2. 3. Реферати учнів про астрономічніобсерваторії.
4. Розповідь учителя.
Радіовипромінювання від космічних об’єктів приймається спеціальними установками –
радіотелескопами. Його складові: антена і дуже чутливий приймач. Відеоматеріал.
5, 6, 7. Самостійна роботаз підручником § 12: прочитати і зробитикороткийзапис
основнихпонять. Обмін зошитами (взаємоперевірка).
І ряд : Величини потоків випромінювання. ІІ ряд:Приймачі випромінювання. ІІІ ряд:
Допоміжні прилади.
VІ. Закріплення нового матеріалу.
Фронтальне опитування.
1.Які спектральні діапазони виділяють в астрономії?( видиме світло займає лише
маленьку ділянку електромагнітного спектра, куди входять також радіохвилі,
інфрачервоне, ультрафіолетове, рентгенівське та гамма-випромінювання - різні за
довжиною(чи частотою)електромагнітні хвилі.
Крізь товщу атмосфери до поверхні Землі доходить лише видиме світло з довжиною
хвиль від 390 до 760 нм., радіохвилі з довжиноювід 0,01 cм. до 30 м. та інфрачервоні
промені довжиною 0,75 – 5,2 мкм. і вибірково в довжинах хвиль 8,2 – 22 мкм. В інших
діапазонах електромагнітних хвиль земна атмосфера непрозора.)
2.Що таке космічні промені? (Космічні променіскладаються головним чином з протонів
– ядер водню, а також з електронів, ядер гелію і ядер важчих хімічних елементів.)
3.Де розташовано найбільші телескопи? ( з 1948 по 1975 р. найбільшим у світі був 5-
метровий рефлектор Паломарської обсерваторії (США). Вага його дзеркала -13 т, маса
труби (точніше, ґратчастої конструкції) довжиною 17 м – 140 т, телескоп було
встановлено у башті діаметром 41,5 м з вагою купола 1000 т. У 1975 р. на Північному
Кавказі було введено в дію метровий телескоп; за товщини дзеркала 65 см його вага
становить 40 т, довжина «труби» – 24 м, діаметр башти – 44 м.
Справжня революція в телескопобудуванні відбулась у 70-х роках XX ст. На зміну
системі Кассегрена прийшла телескопічна система Річі–Кретьєна, у якій головне
дзеркало за формоюдещо відрізняється від параболоїда, а допоміжне – від гіперболоїда.
Тому і довжина труби, і діаметри павільйонів у два – чотири рази менші, ніж у
попередніх телескопів. На 2000 рік введено в дію близько десяти телескопів системи
Річі-Кретьєна з діаметром дзеркал 3,6 – 4,2 м. З 1996 р. працює багатодзеркальний
(діаметр сегмента становить 1,8 м) телескоп «Кек-І» з сумарним діаметром дзеркала 10
м, а з 1998 р. – такий же «Кек-ІІ». Введено в дію «Джеміні» з діаметром дзеркала 8,1 м та
японський «Субару» з діаметром дзеркала 8,3 м. З 1998 р. почергово вводяться в дію
одне – із шести (діаметром 8,2 м) дзеркал «Дуже великого телескопа» («Very Large
Teleskope» – VLT). На сьогоднінайвідомішим PI є введений у дію 1980 p. PT VLA («Very
Large Array» - «Дуже велика гратка»), який встановлено в пустельній місцевості штату
Нью-Мексико, США. Цей PT складається з 27 повноповоротних 25-метрових
параболічних антен, розміщених у формі літери Y з довжиною двох плечей по 21 км, а
третього – 19 км. У цьому і аналогічних випадках антени пов'язані між собою
електричними лініями.)

3. 4.Хто першим сконструював телескоп? (1609 р. Галілео Галілей вперше поглянув на небо
в телескоп )
5.Яку роль відіграють телескопи в астрономії? (Астрономія сьогодні - це всехвильова
наука, яка досліджує небесні світила не лише за допомогою видимого людським оком
світла.
Основне призначення телескопа — зібрати більше світла і збільшити кут зору, під яким
спостерігається те чи інше світило.
Оптичні телескопи бувають лінзові (рефрактори) і дзеркальні (рефлектори).
В сучасній астрономії використовують, окрім оптичних, також інші телескопи:
радіотелескопи, інфрачервоні тощо,
як наземні, так і орбітальні.)
6.У чому різниця між фотографічним і фотоелектричним методами спостережень? (3
1880 р. в астрономії систематично використовують фотографію. У наш час понад 50%
усіх астрономічних спостережень здійснюють саме шляхом фотографування небесних
об’єктів. Фотографічна емульсія, на відміну від ока, здатна накопичувати кванти світла,
на ній водночас утворюються зображення сотень і тисяч світил. Такі зображення певної
ділянки неба чи об’єкта можуть зберігатися багато років. У наш час небо фотографують
на кольоровуемульсію, що дає змогу, зокрема, виявляти особливості структури газових
туманностей тощо.
гранична фотографічна зоряна величина дорівнює 24m.
Але за межами земної атмосфери такий же телескоп здатний вловлювати сигнали від
об’єктів, у 40 разів слабкіших (до 28 m).
З 40-х років XX СТ. успішно використовують фотоелектронні помножувачі, в яких потік
фотонів, що надходить від небесного світила, перетворюється в електричний струм.
Фотоелектронний помножувач (ФЕП) - це скляний прозорий балон, у якому створено
вакуум і в який вмонтовані фотокатод, емітери або диноди -- загальною кількістю до
двох десятків - і анод. Усі вони мають виводи, на які подаються все зростаючі електричні
потенціали. Електрон, вирваний внаслідок фотоефекту з фотокатода, прискорюється в
електричному полі, вдаряється об поверхню першого емітера і вибиває з нього декілька
електронів, які, у свою чергу, рухаються в напрямку другого емітера, вдаряються об
нього і вибивають ще більше електронів і т.д.
У підсумку кількість електронів, що потрапляють на анод, буде у 106-109 разів більшою
від початкової кількості, вирваної з катода.
З початку 70-х років в астрономії застосовують приймачі, дія яких ґрунтується на
притаманному всім напівпровідникам явищі внутрішнього фотоефекту. Для зниження
шумів прилад охолоджують до температури рідкого азоту (77 K). Одним із варіантів
таких фотоприймачів є прилади із зарядовим зв’язком (ПЗЗ, англомовна абревіатура
CCD). Тут електрони, що вивільнилися при поглинанні речовиноюфотонів, зберігаються
в окремих елементах кремнієвої кристалічної пластинки - в пікселах, а зчитувальний
пристрій підраховує і реєструє величину нагромадженого реального заряду.
ЗавдякизастосуваннюПЗЗ гранична зорянавеличина, яку, зокрема, можна зареєструвати
на 5-метровому рефлекторі, зросла з 25m до 28m, тобто стало можливим реєструвати
потоки в 16 разів слабкіші, ніж раніше. Щоб досягти такого прогресу зі старими

4. (фотографічними) приймачами, довелося б побудувати оптичний телескоп з діаметром
дзеркала 31м.)
7.Що таке детектор нейтрино? (Найрізноманітніші допоміжні пристрої та методи
реєстрації енергії розроблено для позаоптичних діапазонів спектра. Опишемо коротко
принцип роботи нейтринного телескопа, тобто детектора нейтрино, які приходять до
Землі від Сонця та інших зір.
У 1967 р. в СІЛА на глибині 1 490 м було змонтовано установку (горизонтальний
циліндричний бак довжиною близько 14 м і діаметром 6 м), що містить 400 000 л (615 т)
С2С14. Після кожних 100 днів роботи через нього пропускають 20 000 л газоподібного
гелію, який захоплює з собою ізотопи 37Аг. Далі у вугільних фільтрах атоми аргону
поглинаються, їхній розпад і реєструється лічильниками. Інші нейтринні детектори
змонтовано, зокрема, у шахтах з видобування золота на глибині 3 км у Південно-
Африканській Республіці та на глибині 2 км у Південній Індії. Нейтринну обсерваторію
збудовано у надрах гори Андирчі неподалік від Ельбруса в Ка-бардино-Балкарії.)
VІІ. Підведення підсумків уроку. Оцінювання учнів.
VІІІ. Домашнє завдання: § 11, 12, завдання 11.2 на ст. 66, дайджест на тему: «Сучасні
телескопи».
Повторити:види лінз і дзеркал.