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Presentación para una lección de astronomía sobre un planeta terrestre. Planetas terrestres

PLANETAS TERRESTREES

Según sus características físicas, los planetas del sistema solar se dividen en

planetas terrestres y planetas gigantes

Los planetas terrestres incluyen: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte.

Características generales de las propiedades dinámicas de los planetas terrestres.

La similitud de los planetas terrestres no excluye importantes.

diferencias de peso, tamaño y otras características

Características generales de los planetas terrestres.

Mercurio es el planeta más cercano al Sol.

Cuando la nave espacial Mariner 10 transmitió la primera

Primeros planos de Mercurio, astrónomos.

Juntaron sus manos: ¡frente a ellos estaba la segunda Luna!

Mercurio es muy similar a la Luna. En la historia de ambos cuerpos celestes.

Hubo un período en el que la lava fluía hacia la superficie en arroyos.

Mercurio se encuentra cerca del Sol.

El alargamiento máximo de Mercurio es de sólo 28 grados,

por lo tanto es muy difícil de observar.

Tránsito de Mercurio a través del disco solar

Las mejores fotos de Mercurio desde la Tierra

En tamaño, Mercurio se puede comparar con grandes.

satélites de otros planetas del sistema solar

Tamaños comparativos de Mercurio y otros cuerpos celestes.

La superficie de Mercurio en fotografías tomadas desde cerca

distancias, repletas de cráteres (fotos de la nave espacial Mariner 10)

Cráter Degas

Superficie de Mercurio

Procesamiento informático

Fotografías de la superficie de Mercurio.

Cráter Copley

Hay menos formaciones oscuras -mares- en Mercurio que en la Luna

Procesamiento informático de fotografías de la superficie de Mercurio tomadas por la nave espacial Mariner 10.

La franja clara en la parte superior significa que no hay fotografías de esta zona.

Hay muchos cráteres en la superficie de Mercurio.

Superficie del hemisferio norte

Mercurio tiene unos 500 km de ancho.

Se descubrieron llanuras suaves y redondeadas en la superficie del planeta,

llamado así por su parecido con los “mares” lunares piscinas .

La enorme piscina Caloris (izquierda),

alcanzando un diámetro de 1300 km,

Tiene un gran parecido con la circular.

mares en la Luna.

Probablemente se formó como resultado

colisión de Mercurio con una gran

cuerpo celeste en una etapa temprana

Historia geológica de Mercurio.

La piscina es el resultado del flujo de salida.

lava de las entrañas del planeta después de una colisión.

El planeta gira alrededor del Sol en 88 días terrestres.

Un día solar en Mercurio dura 176 días terrestres.

aquellos. exactamente 2 años de Mercurio.

años y meses terrenales

La velocidad media de la órbita de Mercurio es de 47,9 km/s.

Mercurio, corriendo rápidamente a lo largo de su órbita, gira perezosamente alrededor de su eje.

El día y la noche duran 88 días, es decir. igual al año del planeta.

El eje de rotación de Mercurio es casi perpendicular al plano orbital.

El cambio de estaciones en Mercurio no se debe a la inclinación del eje,

y cambiando la distancia al Sol.

Los datos sobre la atmósfera de Mercurio sólo indican su fuerte rarefacción.

La presión en la superficie del planeta es 500 mil millones de veces menor que en la superficie de la Tierra (menos que en las modernas instalaciones de vacío en la Tierra).

Mercurio se encuentra muy cerca del Sol y capta el viento solar con su gravedad.

Un átomo de helio capturado por Mercurio permanece en la atmósfera una media de 200 días.

Composición química de la atmósfera de Mercurio.

Mercurio tiene un campo magnético débil,

que fue descubierto por la nave espacial Mariner 10.

Alta densidad y disponibilidad

El campo magnético muestra que Mercurio debería haber

Núcleo metálico denso.

Las cuentas centrales

80% de la masa de Mercurio.

El radio del núcleo es de 1800 km (75% del radio del planeta).

Temperatura de la superficie en

Las regiones polares de Mercurio, que el Sol nunca ilumina, pueden permanecer alrededor de -210 °C.

Es posible que haya agua helada.

Temperatura máxima

superficie de Mercurio,

registrado por sensores, + 410 °C.

Cambios de temperatura

en el lado del día

debido al cambio de estaciones,

causado por el alargamiento de la órbita,

alcanzar los 100 ºC.

El radio medio del planeta es 6051 km.

Masa del planeta – 4,8675 · 10 24 kg (0,815 masas terrestres)

La distancia media de Venus al Sol es de 108 millones de kilómetros (0,723 AU). La distancia de Venus a la Tierra varía de 38 a 261 millones de kilómetros. Su órbita es muy cercana a la circular: la excentricidad es de sólo 0,0067.

El período de revolución (año de Venus) alrededor del Sol es de 224,7 días terrestres; velocidad orbital media - 35 km/s. La inclinación de la órbita con respecto al plano de la eclíptica es de 3,4°.

Período de rotación (día de Venus) - 243,023±0,002 días

Atmósfera Venus se compone principalmente de dióxido de carbono (96%) y nitrógeno (casi el 4%). El vapor de agua y el oxígeno están contenidos en cantidades mínimas.

Temperatura media+ 467 C (Venus es el planeta más caliente del sistema solar), la presión atmosférica es de aproximadamente 93 atm. .

La inclinación del eje de Venus con respecto al plano de su órbita es cercana a un ángulo recto, por lo que no hay cambio de estaciones y hace mucho calor siempre y en todas partes. Desde 1967, las estaciones automáticas soviéticas se sumergen en la atmósfera de Venus. Estos fueron los primeros descensos suaves de equipos automáticos del mundo a la superficie de otro planeta con transmisión de información por radio desde éste a la Tierra.

Estación automática "Venera-10"

Superficie de Venus

La nave espacial estadounidense Magellan compiló un mapa detallado, que fotografió el 98% de la superficie del planeta. Los mapas han revelado grandes elevaciones en Venus. Los más grandes son la Tierra de Ishtar y la Tierra de Afrodita, comparables en tamaño a los continentes de la Tierra. Numeroso cráteres. Probablemente se formaron cuando la atmósfera de Venus era menos densa. Una parte importante de la superficie del planeta es geológicamente joven (unos 500 millones de años). El 90% de la superficie del planeta está cubierta. basalto lava.

Estructura interna.

Se han propuesto varios modelos de la estructura interna de Venus. Según los más realistas, Venus tiene tres conchas. La primera corteza tiene aproximadamente 16 km de espesor. A continuación se encuentra el manto, una capa de silicato que se extiende hasta una profundidad de unos 3300 ﾊ km hasta el límite con el núcleo de hierro, cuya masa es aproximadamente una cuarta parte de la masa total del planeta. Dado que el propio campo magnético del planeta está ausente, se debe suponer que en el núcleo de hierro no hay movimiento de partículas cargadas de corriente eléctrica que provoquen un campo magnético, por lo tanto, no hay movimiento de materia en el núcleo, es decir, es en estado sólido. La densidad en el centro del planeta alcanza los 14 g/cm³.

Explorando el planeta usando naves espaciales.

Venus ha sido estudiado de forma bastante intensiva mediante naves espaciales. La primera nave espacial destinada a estudiar Venus fue la soviética Venera-1. Tras un intento de llegar a Venus con este dispositivo lanzado 12 de febrero 1961 , Las naves espaciales soviéticas de las series "Venera", "Vega" y las series estadounidenses "Mariner", "Pioneer-Venera-1", "Pioneer-Venera-2", "Magellan" se dirigían hacia el planeta. EN 1975 las naves espaciales Venera-9 y Venera-10 transmitieron las primeras fotografías de la superficie de Venus a la Tierra; V 1982 “ ” y “Venera-14” transmitieron imágenes en color desde la superficie de Venus. Sin embargo, las condiciones en la superficie de Venus son tales que ninguna nave espacial trabajó aquí durante más de dos horas.

Vista desde la Tierra.

Venus es fácil de reconocer porque es mucho más brillante que las estrellas más brillantes. Una característica distintiva del planeta es su suave color blanco. Venus, al igual que Mercurio, no se aleja mucho del Sol en el cielo. En momentos de alargamiento, Venus puede alejarse de nuestra estrella un máximo de 48｡. Al igual que Mercurio, Venus tiene períodos de visibilidad matutina y vespertina: en la antigüedad se creía que Venus matutino y vespertino eran estrellas diferentes. Venus es el tercer objeto más brillante de nuestro cielo

Venus es candidato a terraformación. Según uno de los planes, se planeó fumigar genéticamente modificados. algas verdiazules, que, mediante el procesamiento dióxido de carbono(la atmósfera de Venus tiene 96 ﾊ% de dióxido de carbono) en oxígeno, reduciría significativamente efecto invernadero y bajaría la temperatura del planeta.

Venus terraformando

Sin embargo para fotosíntesis Es necesaria la presencia de agua, que, según los últimos datos, está prácticamente ausente en Venus (incluso en forma de vapor en la atmósfera). Por lo tanto, para implementar un proyecto de este tipo, primero es necesario llevar agua a Venus, por ejemplo, bombardeándola con asteroides de agua y amoníaco o de otra manera. Cabe señalar que a una altitud de ~ 50 - 100 km en la atmósfera de Venus existen condiciones en las que algunos terrestres bacterias .

Marte es el cuarto planeta desde el Sol y el séptimo más grande del Sistema Solar.

Distancia del planeta al Sol: 227.940.000 km (1,52 AU) del Sol

Radio ecuatorial: 3396,2 km (0,532 Tierra)

Peso: 6.4219 · 10 23 kilos ( 0,107 tierra)

Período de circulación (duración del año) 686,98 días terrestres 1,8808476 años terrestres.

Periodo de rotación (duración del día)

24 horas 39 minutos 35,244 segundos (24,6597 horas)

Velocidad orbital: 24,13 km/s

Inclinación del eje - 251919 0

Según la NASA (2004), la atmósfera de Marte está compuesta en un 95,32% de dióxido de carbono; también contiene 2,7% de nitrógeno, 1,6% de argón, 0,13% de oxígeno, 210 ppm de vapor de agua, 0,08% de monóxido de carbono, óxido de nitrógeno (NO) - 100 ppm, neón (Ne) - 2, 5 ppm, agua semipesada de hidrógeno. deuterio-oxígeno (HDO) 0,85 ppm, criptón (Kr) 0,3 ppm, xenón (Xe) - 0,08 ppm (la composición se da en fracciones en volumen).

Atmósfera de Marte

La presión en la superficie de Marte es 160 veces menor que en la Tierra: 6,1 mbar. Debido a la gran diferencia de altitud en Marte, la presión en la superficie varía mucho. Valor máximo 8,4 mbar. Se alcanza en la cuenca de Hellas (4 km por debajo del nivel medio de la superficie), y en la cima del Monte Olimpo (27 km por encima del nivel medio) es de sólo 0,5 mbar. A diferencia de la Tierra, la masa de la atmósfera marciana varía mucho a lo largo del año debido. al derretimiento y congelación de los casquetes polares que contienen dióxido de carbono.

El clima, como en la Tierra, es estacional. El ángulo de inclinación de Marte con respecto al plano orbital es casi igual al de la Tierra y es de 25,1919°; En consecuencia, en Marte, al igual que en la Tierra, hay un cambio de estaciones.

Según la NASA (2004), la temperatura promedio es de ~210 K (-63 °C). Según los datos de los módulos de aterrizaje Viking, el rango de temperatura diario es de 184 K a 242 K (-89 a -31 °C) (Viking-1), y la velocidad del viento es de 2-7 m/s (verano), 5 -10 m/s (otoño), 17-30 m/s (tormenta de polvo).

Investigadores del Centro Carl Sagan en 2007-2008 llegaron a la conclusión de que en las últimas décadas se ha producido un proceso de calentamiento en Marte. En mayo de 2016, investigadores del Southwest Research Institute de Boulder (Colorado) presentaron nuevas pruebas del calentamiento climático en curso.

Topografía superficial

Las diferencias de elevación son bastante significativas y ascienden a aproximadamente 14-16 km en la región ecuatorial, pero también hay picos que se elevan mucho más, por ejemplo, Arsia (19 km) y Olympus (21,2 km) en la elevada región del Tarais en el hemisferio norte. Las observaciones de Marte desde satélites revelan rastros claros de vulcanismo y actividad tectónica: fallas, gargantas con cañones ramificados, algunos de ellos tienen cientos de kilómetros de largo, decenas de ancho y varios kilómetros de profundidad. La más extensa de las fallas, el “Valle Marineris”, cerca del ecuador se extiende a lo largo de 4.000 km con una anchura de hasta 120 km y una profundidad de 4-5 km.

Cráteres

La gran cantidad de cráteres en el hemisferio sur sugiere que la superficie aquí es antigua: entre 3 y 4 mil millones de años. Se pueden distinguir varios tipos de cráteres: cráteres grandes con fondo plano, cráteres más pequeños y más jóvenes en forma de cuenco, similares a los de la Luna, cráteres rodeados de crestas y cráteres elevados. Los dos últimos tipos son exclusivos de Marte: cráteres con borde formados donde el líquido eyectado fluyó a través de la superficie, y cráteres elevados formados donde una capa de eyección del cráter protegió la superficie de la erosión eólica.

Realmente hay agua en Marte

Y si antes los científicos se contentaban con conjeturas, ahora todo se ha confirmado químicamente.

La fotografía tomada por Mars Express muestra la región Echus Chasma (Cañón de los Ecos), que contiene las mayores reservas de agua de Marte.

La sonda Phoenix confirmó la presencia de agua en Marte. La presencia de agua quedó demostrada mediante análisis de muestras de rocas que Phoenix obtuvo con la ayuda de su manipulador.

Phoenix recuperó una muestra de suelo marciano en la que se descubrió agua desde aproximadamente una profundidad de cinco centímetros del Planeta Rojo. El aparato cargó la tierra congelada en un horno de laboratorio en miniatura y, para deleite de los científicos, de allí empezó a salir vapor.

"Hemos descubierto los nutrientes necesarios para sustentar la vida, pasada, presente o futura", dijo Sam Kounaves, químico de la Universidad de Arizona. Señaló que no hay sustancias nocivas en el suelo de Marte. "Este tipo de suelo probablemente sea alcalino en su jardín", dijo el científico. "Es muy bueno para cultivar espárragos".

Mapa topográfico de Marte

Los estudios telescópicos de Marte han revelado características como cambios estacionales en su superficie. Esto se aplica principalmente a los "casquetes polares blancos", que con el inicio del otoño comienzan a aumentar (en el hemisferio correspondiente), y en la primavera se "derriten" de manera bastante notable, con "ondas de calentamiento" que se extienden desde los polos. Una parte importante de la superficie de Marte está formada por zonas más claras (“continentes”) que tienen un color naranja rojizo; El 25% de la superficie son "mares" más oscuros de color gris verdoso, cuyo nivel es más bajo que el de los "continentes".

lunas de marte

Radio de órbita

Periodo de circulación

Radio promedio

26,8 × 22,4 × 18,4 kilómetros

15 × 12,2 × 10,4 kilómetros

Gracias a la estación Mars Express.

El misterio de la “Esfinge marciana” quedó resuelto.

La fotografía de alta resolución muestra que se trata simplemente de una colina alta, arrasada por la erosión.

Lección 14

Tema de la lección de astronomía: Planetas terrestres.

Progreso de una lección de astronomía del grado 11 “Planetas terrestres”:

Nuevo material sobre astronomía.

1. Características generales de los planetas terrestres (repetición)

2. Desempeño de los estudiantes. Mensajes de los chicos en planetas individuales. Luego resuma el material en breves conclusiones.

Arreglando el material

1. El problema se resuelve de forma independiente: ¿Cuál es el diámetro angular del Sol visible desde Plutón?
2. Resuelva el problema de forma independiente: encuentre la aceleración de la gravedad en Marte si su radio es de 3400 km y la densidad promedio es de 3,9 g/cm3.
3. ¿Qué energía tiene un meteorito con una masa de 50 kg que vuela hacia la atmósfera terrestre a una velocidad de 54 km/s en el momento de caer a la Tierra, si el coeficiente de resistencia atmosférica es 0,78 y la pérdida de masa es 0,25? .
4. ¿El cambio de estaciones depende de la distancia de la Tierra al Sol (la Tierra está en el perihelio alrededor del 3 de enero y en el afelio alrededor del 5 de julio)?
5. Calcule la compresión de la Tierra si se sabe que su radio polar (b) es 6356860 m y su radio ecuatorial (a) es 6378160 km.

Resumen de la lección de astronomía “Planetas terrestres”:

1. ¿Cómo podemos explicar la virtual ausencia de atmósfera en Mercurio?
2. Mercurio está más cerca de Venus que el Sol, pero ¿por qué la temperatura en Venus es más alta?
3. Compara las formas de las superficies de los planetas terrestres.
4. Calificaciones.

Tarea de astronomía:§14;

preguntas y tareas págs. 79-80. Elaborar un informe sobre uno de los planetas gigantes, sobre el experimento Fobos (“La Tierra y el Universo”, 1987, nº 4).

Mercurio es el planeta más cercano al Sol. Cuando la nave espacial Mariner 10 transmitió las primeras imágenes de cerca de Mercurio, los astrónomos levantaron las manos: ¡había una segunda Luna frente a ellos! Mercurio es muy similar a la Luna. Hubo un período en la historia de ambos cuerpos celestes en el que la lava fluyó hacia la superficie en arroyos.

La superficie de Mercurio en fotografías tomadas a corta distancia está repleta de cráteres (fotos de la nave espacial Mariner 10) Cráter Degas Cráter Copley Superficie de Mercurio Procesamiento por computadora de fotografías de la superficie de Mercurio

La vasta cuenca de Caloris (izquierda), que alcanza 1.300 km de diámetro, tiene un gran parecido con los mares circulares de la Luna. Probablemente se formó por la colisión de Mercurio con un gran cuerpo celeste en las primeras etapas de la historia geológica de Mercurio. La piscina es el resultado de la lava que fluye desde el interior del planeta después de una colisión. En la superficie del planeta se descubrieron llanuras suaves y redondeadas, que fueron llamadas cuencas por su parecido con los “mares” lunares.

Composición química de la atmósfera de Mercurio Los datos sobre la atmósfera de Mercurio indican sólo su fuerte rarefacción. La presión en la superficie del planeta es 500 mil millones de veces menor que en la superficie de la Tierra (menos que en las modernas instalaciones de vacío en la Tierra). Mercurio se encuentra muy cerca del Sol y capta el viento solar con su gravedad. Un átomo de helio capturado por Mercurio permanece en la atmósfera una media de 200 días.

Mercurio tiene un campo magnético débil, que fue descubierto por la nave espacial Mariner 10. El radio del núcleo es de 1800 km (75% del radio del planeta). La alta densidad y la presencia de un campo magnético indican que Mercurio debe tener un núcleo metálico denso. El núcleo representa el 80% de la masa de Mercurio.

Las temperaturas de la superficie en las regiones polares de Mercurio, que nunca están iluminadas por el Sol, pueden rondar los -210°C. Es posible que haya agua helada. Temperatura máxima de la superficie de Mercurio registrada por sensores, °C. Las diferencias de temperatura en el lado diurno debido al cambio de estaciones provocado por el alargamiento de la órbita alcanzan los 100 °C.

Lección de astronomía “Estructura del sistema solar” Profesora: Babenkova Z.S. Institución educativa municipal "Escuela secundaria Rumyantsevskaya".

sistema solar

Planetas terrestres

Masa de Mercurio - 0,055 masas terrestres Período de rotación - 58,8 días Temperatura - durante el día - +430, -170 por la noche

Masa de Venus -0,816 Masas de la Tierra Período de rotación - 243 días Temperatura - + 480 Atmósfera - 96,5% de dióxido de carbono, 3,5 de nitrógeno

Masa de la Tierra - 1 (en masas de la Tierra) Período de rotación - 23 horas 56 minutos Atmósfera - 78% nitrógeno, 21% oxígeno, etc. Número de satélites - 1 Temperatura - +60-+17, -80 por la noche.

MARTE Período de rotación 24 horas 37 minutos. La atmósfera está compuesta por un 95% de dióxido de carbono y un 2,5% de nitrógeno. Masa - 0,107 masa Temperatura - +15 a -60, -120 por la noche. 2 satélites: Fobos, Deimos.

Planetas gigantes

Masa de Júpiter: 318 masas terrestres Período de rotación: 9 horas 35 minutos. La atmósfera está compuesta por 89% de hidrógeno y 11% de helio. El número de satélites es 63.

Masa de Saturno: 95 masas terrestres Período de rotación: 10 horas 37 minutos. Temperatura - -170 Atmósfera - 94% H, 6% He. El número de satélites es 35.

Masa de uranio: 14,6 masas terrestres Período de rotación: 17 horas 14 minutos. Temperatura - 217 Atmósfera - 83% H, 15% He, 2% metano. El número de satélites es 27.

Masa de Neptuno: 17,7 masas terrestres Período de rotación: 16 horas 07 minutos. Temperatura -214. Atmósfera: 84% H, 15% He, 1% metano. El número de satélites es 13.

Masa de Plutón - 0,0022 Masas terrestres Temperatura - -230. El período de rotación es de 247,7 años. ¿Es este planeta o asteroide???

Completa las frases Un planeta cuya diferencia diaria de temperatura en la superficie es de 100 grados... Un planeta en cuya atmósfera ocurren a menudo tormentas de polvo..... Un planeta con una biosfera - El planeta prácticamente no tiene atmósfera.....

Avance:

Institución educativa municipal "Escuela secundaria Rumyantsevskaya"

Lección abierta sobre astronomía.

en el grado 11

PLANETAS TERRESTREES

Profesora Babenkova Zinaida Sergeevna

PLANETAS TERRESTREES

OBJETIVO: considerar cuestiones de la naturaleza física de los planetas terrestres.

OBJETIVOS DE APRENDIZAJE:

A) educación general –formación de conceptos sobre las características físicas básicas de los planetas terrestres;

b) desarrollar – desarrollar la capacidad de analizar información;

V) educativo –formación de una cosmovisión científica de los estudiantes durante su conocimiento de la historia del estudio y la naturaleza de los planetas terrestres; Desarrollo del pensamiento ecológico de los estudiantes.

LOS ESTUDIANTES DEBEN SABER:

principales características de los planetas como clase de cuerpos cósmicos;

estructura y características físicas de la Tierra;

características físicas y rasgos distintivos de los planetas terrestres: movimiento, masa, tamaño y densidad (en comparación con los terrestres), estructura interna, relieve, condiciones físicas en la superficie y características de origen.

LOS ESTUDIANTES DEBEN PODER:

Utilice datos de referencia de calendarios astronómicos para observar cuerpos celestes.

PLAN DE LECCIÓN

Resumiendo la lección.

Tarea

Etapa I

Durante una encuesta frontal, los estudiantes responden preguntas (si surgen dificultades, puede utilizar datos de referencia del libro de texto).

El planeta está orbitando a su distancia más cercana al Sol. Mercurio.

El planeta se acerca a su distancia más cercana a la Tierra Venus.

El planeta tiene el período de revolución alrededor del Sol más corto entre los planetas gigantes. Júpiter.

El planeta terrestre más grande en tamaño es Tierra .

El planeta tiene la mayor masa. Júpiter.

El planeta tiene la masa más cercana a la masa de la Tierra. Venus.

El planeta tiene la densidad media más alta. Tierra .

El planeta más rápido gira alrededor de su eje. Júpiter.

No tener satélites planetarios. Mercurio y Venus.

10. Los planetas terrestres incluyen Mercurio, Venus, Tierra, Marte.

Etapa II

Habiendo recordado a los estudiantes la información básica sobre la estructura del sistema solar, es necesario señalar el papel especial de los planetas como cuerpos celestes en los que es posible la vida. Durante muchos años, la fuente de conocimiento sobre los planetas han sido las observaciones visuales, fotográficas, fotométricas y espectrales. Actualmente, los datos de estas observaciones se han perfeccionado y complementado significativamente gracias a las observaciones radioastronómicas y a la investigación con ayuda de naves espaciales.

Los estudiantes deben explicar que las principales características físicas de los planetas son la masa, el tamaño, la densidad promedio y la velocidad de rotación alrededor de su eje. También son importantes aquí la densidad media y la composición química de la atmósfera, el ángulo de inclinación del eje del planeta con respecto a la densidad de su órbita, la distancia al Sol y el número de satélites. Según sus características físicas básicas, los planetas se dividen en dos grupos.

El estudio de los planetas terrestres puede comenzar con una breve descripción de información básica sobre la litosfera, hidrosfera, atmósfera y magnetosfera de la Tierra, para luego pasar a las características de cada uno de los planetas. Se puede lograr una presentación más clara del material considerando paralelamente las mismas características para todos los planetas. Aquí es importante no solo informar los datos ya preparados, sino también indicar los métodos mediante los cuales se obtuvieron estos datos. Los estudiantes deben conocer claramente las características físicas de la Tierra, como su tamaño (radio promedio), masa y densidad promedio. Otros planetas se consideran en comparación con la Tierra.

Sólo la muy delgada capa superior (6-10 km) de la litosfera terrestre es accesible para el estudio directo de la estructura interna de la Tierra. El principal método para estudiar las capas más profundas (de las que son accesibles mediante la perforación de pozos) de la litosfera de la Tierra es la investigación sísmica. Durante los terremotos o explosiones, surgen ondas sísmicas en el cuerpo de la Tierra que, habiendo experimentado refracción y reflexión en las entrañas del planeta, son registradas por sismógrafos en varios puntos de la superficie terrestre. La velocidad de propagación de las ondas depende de la densidad y las propiedades elásticas del medio en el que se propagan. Los estudios han permitido identificar dos partes principales en la estructura del interior de la Tierra: la capa sólida, el manto, y el núcleo líquido, ubicado a más de 3 mil km de profundidad. En el mismo centro de la Tierra hay un núcleo interno similar a un cuerpo sólido, formado bajo la influencia de una enorme presión.

Además del material presentado en el libro de texto, a los estudiantes se les debe enseñar sobre el equilibrio térmico de la Tierra. A lo largo de miles de millones de años de existencia de nuestro planeta, se ha establecido un equilibrio en el que la Tierra emite al espacio la misma cantidad de energía que recibe del Sol. La emisión de energía se produce predominantemente en el rango de longitud de onda infrarroja (térmica), que es absorbida activamente por moléculas de vapor de agua y dióxido de carbono. Por lo tanto, incluso pequeñas fluctuaciones en la concentración de estos gases en la atmósfera tienen un enorme impacto en el equilibrio térmico de la Tierra y en la formación del clima. Gracias al llamado efecto invernadero, la temperatura media de la Tierra es de 40 0 C por encima de la temperatura efectiva debido al flujo de energía solar y radiación térmica de la Tierra. Sin el efecto invernadero en la atmósfera, la temperatura en la superficie de la Tierra sería de unos -24 0 Y la vida se volvería imposible. El efecto invernadero suaviza los descensos diarios de temperatura de hasta 15 0 C.

En esta lección, además (con fines propedéuticos), podrá familiarizar a los estudiantes con el papel de la magnetosfera de la Tierra y el esquema de formación de los cinturones de radiación. Si la Tierra no tuviera una magnetosfera, la radiación cósmica mataría toda la vida en ella. Sin embargo, la mayoría de los rayos cósmicos son desviados por el campo magnético terrestre, algunos son capturados y sólo las partículas más energéticas alcanzan las capas superiores de la atmósfera, principalmente en la región de los polos terrestres, y provocan el resplandor de gases enrarecidos. - auroras. El material sobre el campo magnético y los cinturones de radiación de la Tierra está estrechamente relacionado con los problemas de las conexiones entre el Sol y la Tierra.

Las fotografías, dibujos y otras ayudas visuales mostradas durante la lección permitirán a los estudiantes imaginar los tamaños comparativos de los planetas, las características de su rotación alrededor de sus ejes, etc. No debe dejarse llevar por el uso de numerosos datos numéricos en la lección; En este caso, trabajar con tablas de referencia será más efectivo.

En esta lección, se pueden vincular una serie de preguntas con cuestiones ambientales de la Tierra. Al considerar las atmósferas de los planetas terrestres, los estudiantes deben prestar atención a la formación de la capa de nubes de Venus. El estudio de las nubes en Venus no sólo tiene un gran interés científico, sino también práctico en relación con el problema de proteger el medio ambiente de la contaminación en la Tierra. El hecho es que la niebla de Venus es similar en varias propiedades a la niebla de smog terrestre causada por las emisiones industriales y del transporte a la atmósfera. El smog terrestre, que altera el equilibrio ecológico y provoca muchas consecuencias indeseables, surge como resultado de la acumulación de dióxido de azufre en el aire, que al oxidarse forma gotas de ácido sulfúrico. Bajo la influencia de la radiación solar, dicha niebla no se disipa, sino que incluso se espesa. Al comprender los complejos procesos que ocurren en las nubes de Venus, los científicos pueden contribuir a resolver el problema de proteger el aire atmosférico de la Tierra de la contaminación.

En relación con la creciente proporción de dióxido de carbono en la atmósfera terrestre, actualmente se debaten cuestiones sobre el papel del efecto invernadero en la atmósfera terrestre. En este caso, dilucidar la evolución del efecto invernadero, el tiempo y el clima en Venus es de gran importancia. Dado que los procesos de formación del tiempo en Venus no son tan complejos como en la Tierra, estudiar un modelo venusino más simple del tiempo y el clima puede ser útil para resolver problemas de meteorología terrestre. Se puede llamar la atención de los estudiantes sobre una característica: casi todos los detalles del relieve de Venus llevan nombres femeninos. Las llanuras llevan nombres de personajes mitológicos (sirenas, doncellas de las nieves, Baba Yaga), cráteres grandes, en honor a mujeres destacadas, y pequeños, con nombres femeninos personales.

Marte es el único planeta donde se observan tormentas de polvo globales. Las tormentas de polvo marcianas son similares a las de la Tierra en varios aspectos. Por tanto, su estudio es de gran importancia.

Presentar a los estudiantes información sobre la evolución de los planetas terrestres contribuirá a la formación de conceptos científicos generales sobre la cognoscibilidad del mundo, la unidad de las leyes de la física para todo el Universo, la interconexión e interdependencia de los fenómenos naturales.

La evolución de Mercurio estuvo determinada por su proximidad al Sol y la baja masa del planeta. La superficie de Mercurio fue calentada por los rayos de una estrella cercana y por explosiones durante colisiones con pequeños planetesimales. Al parecer, Mercurio fue el primero de los planetas completamente formados. Las primeras etapas de la evolución de Venus, su estructura interna y composición química, probablemente sean similares a las de la Tierra, pero posteriormente los caminos de su desarrollo divergieron mucho. La evolución de Marte estuvo determinada por la pequeña masa del planeta y su distancia al Sol. La diferenciación gravitacional de la materia no fue tan profunda y completa como la de otros planetas terrestres.

Para reforzar el material de la lección, a los estudiantes se les asigna una tarea que pueden completar usando el libro de texto.

Complete las oraciones.

Opción 1.

La mayor diferencia entre las temperaturas superficiales diurnas y nocturnas del planeta Mercurio.

La alta temperatura superficial de Venus se debe aefecto invernadero.

Un planeta terrestre con una temperatura superficial promedio inferior a 0 0 C es Marte.

La mayor parte de la superficie del planeta está cubierta de agua. Tierra .

Las nubes contienen gotas de ácido sulfúrico cerca del planeta. Venus.

Opción 2.

Un planeta cuya diferencia diaria de temperatura en la superficie es de aproximadamente 100 0 C es Marte.

Planetas cuyas temperaturas superficiales son superiores a +400 0 C es Mercurio y Venus.

Un planeta en cuya atmósfera se producen a menudo tormentas de polvo globales es Marte.

Prácticamente sin atmósfera planetaria Mercurio y Plutón.

Un planeta con biosfera es Tierra .

Etapa III

Al realizar los deberes, los estudiantes completan la siguiente tabla con las principales características físicas de los planetas terrestres:

Descripción de la presentación por diapositivas individuales:

1 diapositiva