UNITAT 1 La Terra

Unitat 1. La Terra: origen i estructura

1.1 Com va sorgir l'univers?
Actualment hi ha dues teories que volen explicar l'inici de l'univers: la de la gran explosió (Big Bang) i la de l'estat estacionari.
La més acceptada és la del Big Bang, i s'ha calculat que aquest es va produir fa 13700 milions d'anys.
Es considera que l'Univers està constituït per:
-Energia fosca (73%): similar a lagravitatòria però de sentit contrari. Deduïda pel descobriment de l'expansió de l'univers.
-Matèria fosca (23%): no pot ser observada perquè no emet ni reflecteix prou radiació electromagnètica, no se sap quina composició té. Deduïda després de saber que la massa de les galàxies és més gran que la suma de la massa de totes les seves estrelles.
-Àtoms de matèria observable (4%): àtoms d'hidrogen (75%) iàtoms d'heli (25%). La resta d'àtoms (ferro, carboni, nitrogen, coure, oxigen, etc.) es troba en un percentatge mínim. Aquests últims s'originen en petites quantitats quan les estrelles de gran massa exploten i s'escampen per l'espai. Per això diem que els éssers vius som pols d'estrelles. Es calcula que a l'Univers hi ha un àtom per metre cúbic d'espai buit.

ACTIVITATS:
1. Què és una teoria?La teoria és un model de la realitat.

2. Cita’n 4 exemples.

La teoria de la música, la teoria del joc, la teoria de la relativitat, la teoria de cordes.

En algunes zones la gravetat s'imposava a la força d'expansió i s'hi originaven GALÀXIES.

La nostra galàxia és la VIA LÁCTEA.

1.2 Com es va formar el nostre sistema solar?
El nostre sistema solar es va formar fa prop de 5000 milions d'anys.La hipòtesi més acceptada és la que considera que es va formar a partir d'una nebulosa, que és un núvol gegant de gas i pols, animat per moviments giratoris. Les nebuloses denses i massives tendeixen a patir col·lapse gravitatori, és a dir, es comprimeixen sobre si mateixes per la seva gravetat, fins a reduir-se a una mida una mica més gran que la d'un estel. És possible que l'explosió d'unasupernova pròxima facilités l'inici d'aquest col·lapse gravitatori.

A causa d'aquesta reducció de mida, els moviments giratoris inicials tendeixen a fer-se més ràpids (igual que un patinador girant amb els braços oberts: quan els tanca, gira més de pressa). A més, a mesura que augmenta la densitat, la temperatura també puja, fins que a la zona central de la nebulosa s'inicien les reaccionstermonuclears pròpies d'un estel. Les pressions augmenten tant, que els nuclis d'hidrogen es fonen i formen nuclis d'heli. Això genera una important quantitat d'energia, que emet l'estel.
La força centrífuga de la nebulosa fa que aquesta agafi forma de disc (el futur pla de l'eclíptica, per on orbiten els planetes), amb una protuberància central on està naixent l'estel que serà el nostre Sol.

Després deformar-se el Sol primitiu, les temperatures a l'exterior del disc en rotació van disminuir, els gasos van ser expulsats cap a la part exterior i la pols es va condensar en petits granets d'alguns centímetres. Més endavant, aquests granets es van unir per formar cossos d'uns quants quilòmetres, que s'anomenen planetesimals. Atès que la majoria dels planetesimals giraven al voltant del Sol en elmateix pla (eclíptica) i a velocitats similars, les col·lisions no devien ser gaire violentes, cosa que en va afavorir la unió. Es produïa així un fenomen d'acreció per col·lisió. La gravetat d'un planetesimal n'atreia els del voltant: aleshores creixia, la seva gravetat augmentava i atreia planetesimals més llunyans.

Al final, van quedar uns quants planetesimals grans i ben aïllats, de manera que noes podien atreure entre si. L'espai que hi havia entre ells es va començar a aclarir. Així es van formar els planetes interiors: Mercuri, Venus, la Terra i Mart. En canvi, a les òrbites dels planetes exteriors hi havia pocs planetesimals per formar planetes. Hi havia, però, molt de gas impulsat pel vent solar. En trobar-se lluny del Sol, les baixes temperatures van afavorir la condensació del...