1. L'univers

Introducció

Una de les preguntes que es fa l'ésser humà des que va començar l'evolució es refereix al món que ens envolta. A mesura que augmenten els coneixements, aquest món es va ampliant. L'educació en Astronomia contribueix a un millor coneixement sobre l'Univers. Els cursos sobre aquesta matèria s'imparteixen des de fa molts segles. 

L'Univers ha estat un misteri fins fa pocs anys, de fet, encara ho és, tot i que ja en sabem moltes coses. Des de les explicacions mitològiques o religioses del passat, fins als actuals mitjans científics i tècnics de què disposen els astrònoms, hi ha un gran salt qualitatiu que s'ha desenvolupat, sobretot, a partir de la segona meitat del segle XX. 

Queden moltíssimes coses per descobrir, però és que l'Univers és enorme, o nosaltres massa petits. En tot cas, farem un viatge, en llenguatge senzill i sense ostentacions, pel més significatiu que ens ofereix el coneixement actual de l'Univers.

Què és l'Univers?

L'Univers o cosmos és el conjunt de tota la matèria i energia existent i l'espai en què en troben. La part que podem observar o deduir-ne es denomina Univers observable.

La cosmologia és la ciència que estudia l'Univers. El naixement de la crosmologia moderna pot situar-se a l'any 1700 amb la proposta que la Via Làctia és un sistema d'estrelles, una de les quals és el Sol, i que hi ha altres sistemes similars.

Dimensió

L'Univers és tot, sense excepcions. 

Matèria, energia, espai i temps, tot el que existeix forma part de l'Univers. És molt gran, però no infinit. Si ho fos, hi hauria infinita matèria, i no és així. Pel que fa a la matèria, l'univers és, sobretot, espai buit. 

L'Univers conté galàxies, cúmuls de galàxies i estructures més grans anomenades supercúmuls, a més de matèria intergalàctica. Encara no sabem amb exactitud la magnitud de l'Univers, tot i l'avançada tecnologia disponible en l'actualitat. 

La matèria no es distribueix de manera uniforme, sinó que es concentra en llocs concrets: galàxies, estrelles, planetes ... No obstant això, el 90% de l'Univers és una massa fosca, que no podem observar. 

El nostre món, la Terra, és minúscul comparat amb l'Univers. Formem part del Sistema Solar, perdut en un braç d'una galàxia que té 100.000 milions d'estrelles, però només és una entre els centenars de milers de milions de galàxies que formen l'Univers.

Les galàxies

A gran escala, l'Univers està format per galàxies i agrupacions de galàxies. Les galàxies són agrupacions massives d'estrelles, i són les estructures més grans en què s'organitza la matèria en l'univers. A través d'un telescopi es manifesten com taques lluminoses de diferents formes . A l'hora de classificar-les, els científics distingeixen entre les galàxies del Grup Local, compost per les trenta galàxies més properes i a les quals està unida gravitacionalment la nostra galàxia (la Via Làctia), i totes les altres galàxies, a les que anomenen "galàxies exteriors".

Les galàxies estan distribuïdes per tot l'univers i presenten característiques molt diverses, tant pel que fa a la seva configuració com a la seva antiguitat. Les més petites abasten al voltant de 3.000 milions d'estrelles, i les galàxies més grans poden arribar a abastar més d'un bilió d'astres. Aquestes últimes poden tenir un diàmetre de 170.000 anys llum, mentre que les primeres no solen excedir dels 6.000 anys llum.

A més d'estrelles i els seus astres associats (planetes, asteroides, etc...), les galàxies contenen també matèria interestel·lar, constituïda per pols i gas en una proporció que varia entre l'1 i el 10% de la seva massa.

2. La via làctica

La Via Làctia és un gran sistema format bàsicament per milers de milions d'estrelles, entre les quals es troba el nostre Sol. Les observacions que s'han dut a terme de la Via Làctia revelen que les estrelles estan disposades en un disc aplanat que es creu que té forma espiral. En la Fig.1 es mostra una simulació de com se suposa que és la nostra galàxia (vista "des de dalt"), mentre que la Fig.2 és una fotografia real de 360º feta des de la Terra que mostra el disc galàctic de "costat".

La Via Làctia està formada per diferents elements estructurals:

• Disc: és l'extensió sobre la qual es disposen les estrelles, nebuloses i altres objectes de la Via Làctia. Té un diàmetre aproximat de 80.000 anys llum i té un gruix aproximat de 300 pc. El disc rota al voltant del centre però no ho fa com un disc rígid, sinó que hi ha zones del disc que roten a velocitats angulars diferents. S'ha observat que el material de més al centre gira a una determinada velocitat. A mesura que anem cap a l'exterior, el material gira més lentament, però a partir d'aquest punt la velocitat torna a pujar gradualment. La màxima velocitat de rotació es troba a uns 8 kpc del centre, punt a partir del qual la velocitat comença a baixar de nou monòtonament. El Sol, que es troba a 8.5 kpc, gira al voltant del centre de la galàxia a uns 220 Km/s, arrossegant amb ell la Terra i la resta del Sistema Solar.

• Barra galàctica: és una distribució allargada de llum que travessa el centre (fixeu-vos en la Fig. 1) i va ser detectada per primer cop gràcies al satèl·lit artificial COBE. Hi ha altres galàxies com la Via Làctia que també presenten aquest component.

• Estructura espiral: avui dia hi ha el convenciment generalitzat que la Via Làctia té forma espiral, però hi ha discrepàncies en com és el patró d'aquestes espirals. El Sistema Solar es troba localitzat en un dels braços d'aquesta espiral (Fig. 3), cap a l'exterior, a una distància del centre de la galàxia d'aproximadament 25.000 anys llum.

• Bulb galàctic: el bulb galàctic està situat al centre de la galàxia, al voltant del qual rota el disc, i té un diàmetre aproximat de 5 kpc. Les úniques dades de què disposem sobre el bulb galàctic s'han extret d'observacions de la llum i senyals de ràdio i infrarojos que ens n'arriba. Es creu que en el seu centre hi pot haver un forat negre de massa superior a 10 milions de masses solars. La brillantor que prové del bulb podria ser deguda a un cúmul estel·lar distribuït al voltant del forat negre.

3. El sistema solar

El Sistema Solar està format per una estrella central, el Sol, els cossos que l'acompanyen i l'espai que queda entre ells.

El sistema solar es va formar fa 4.600 milions d'anys a partir del col·lapse gravitatori d'un núvol molecular gegant. La gran majoria de la massa del sistema és al sol, amb la major part de la massa restant continguda a Júpiter. Els quatre planetes interns més petits, Mercuri, Venus, Terra i Mart, també anomenats els planetes tel·lúrics, es componen sobretot de roca i metall. Els quatre planetes exteriors, anomenats els gegants gasosos, són substancialment més massius que els terrestres. Els dos més grans, Júpiter i Saturn, estan compostos principalment d'hidrogen i heli, els dos planetes més externs, Urà i Neptú, es componen en gran part de les substàncies amb punts de fusió relativament alts (en comparació amb l'hidrogen i l'heli), anomenats gels, com ara aigua, amoníac i metà, i es refereixen sovint per separat com a "gegants de gel". Tots els planetes tenen òrbites gairebé circulars que es troben dins d'un disc gairebé pla anomenat el pla eclíptic.

El sistema solar també està constituït d'altres elements com els asteroides. Els asteroides són roques més petites que també giren, la majoria entre Mart i Júpiter. A més, hi ha els cometes que s'apropen i s'allunyen molt del Sol. 

Vídeo explicatiu de la formació del sistema solar

Planetes del sistema solar 

Hi ha nou planetes que giren al voltant del Sol: Mercuri, Venus, la Terra, Mart, Júpiter, Saturn, Urà, Neptú i Plutó.

• Mercuri: És el planeta més proper al Sol i el segon més petit del Sistema Solar. És menor que la Terra, però més gran que la Lluna.Si ens situessim sobre Mercuri, el Sol ens semblaria dues vegades i mitja més gran. El cel, però, el veuriem sempre negre, perquè no hi ha una atmòsfera que pugui dispersar la llum. La superfície de Mercuri és semblant a la de la Lluna. El paisatge és ple de cràters i esquerdes, en mig de marques ocasionades pels impactes dels meteorits.La presència de camp magnètic indica que té un nucli metàlic, parcialment líquid. La seva alta densitat, la mateixa que la Terra, fa pensar que aquest nucli ocupa gairebé la meitat del volum del planeta.

• Venus: és el segon planeta del Sistema Solar i el més semblant a la Terra pel seu tamany, massa, densitat i volum. Tots dos es van formar a la mateixa època, a partir de la mateixa nebulosa. Venus és, però, ben diferent de la Terra. No té oceans i la seva pesada atmosfera provoca un efecte hivernacle que eleva la temperatura fins als 480 ºC. És abrasador. Els primers astrònoms pensaven que Venus eren dos cossos diferents perquè, de vegades es veu una mica abans de sortir el Sol i, d'altres, just després de la posta. Venus gira sobre el seu eix molt lentament i en sentit contrari al dels altres planetes. El Sol surt per l'oest i es pon per l'est. El dia venussià dura més que l'any. 

• Mart: És el quart planeta del Sistema Solar. Conegut com el planeta roig pels seus tons rosats, els romans li van posar el nom del deu de la guerra. Té una atmosfera molt fina, formada principalment per diòxid de carboni, que es congela alternativament en cadascun dels pols. Conté només un 0,03% d'aigua, mil vegades menys que la Terra. Els estudis demostren que Mart va tenir una atmosfera més compacta, amb núvols i precipitacions que formaven rius. Sobre la superfície s'endevinen solcs, illes i costes. Les grans diferències de temperatura provoquen vents forts. L'erosió del sòl ajuda a formar tempestes de pols i sorra que degraden encara més la superfície.  Abans de l'exploració espacial, es pensava que Mart podia tenir vida. Les observacions han demostrat que no en té, encara que en podria haver tingut en un passat llunyà.

• Júpiter: És el planeta més gran del Sistema Solar, té més matèria que tots els altres planetes junts i el seu volum és mil vegades el de la Terra. Té un tènue sistema d'anells, invisible desde la Terra. També té 16 satèl.lits. Quatre d'ells van ser descoberts per Galileu al 1610. Era la primera vegada que algú observava el cel amb un telescopi. Júpiter té una composició semblant a la del Sol, formada per hidrogen i heli, amb petites quatitats d'amoniac, metà, vapor d'aigua i altres compostos. Fa la rotació més ràpida entre tots els planetes i té una atmosfera complicada, amb núvols i tempestes. Per això mostra franges de diversos colors i algunes taques.    

• Saturn: És el segon planeta més gran del Sistema Solar i l'únic que té anells visibles des de la Terra. Es veu clarament aplanat pels pols a causa de la ràpida rotació. L'atmosfera és d'hidrogen, amb una mica d'heli i metà. És l'únic planeta que té una densitat menor que l'aigua. Si trobéssim un oceà prou gran, Saturn suraria. El color groguenc dels núvols té bandes d'altres colors, com Júpiter, però no tant marcades. Prop de l'equador el vent bufa a 500 Km/h. Però, sens dubte, el més característic del planeta són els anells que l’envolten i el conformen i té, a més, 18 llunes.  

• Urà: És el setè planeta des del Sol i el tercer més gran del Sistema Solar. És també el primer que es va descobrir gràcies al telescopi. L'atmosfera d'Urà està formada per hidrogen, metà i altres hidrocarburs. El metà absorbeix la llum roja, per això reflexa els tons blaus i verds. Urà està inclinat de manera que l'equador fa gairebé angle recte, 98 º, amb la trajectòria de l'òrbita. Això fa que en alguns moments la part més calenta, encarada al Sol, sigui un dels pols. La seva distància al Sol és el doble que la de Saturn. És tan lluny que, des d'Urà, el Sol sembla una estrella més. Això sí, molt més brillant que les altres. Es comptabilitza que té més de 10 llunes.

• Neptú: És el planeta més exterior dels gegants gasosos i el primer que fou descobert gràcies a prediccions matemàtiques. L'interior és roca fosa amb aigua, metà i amoníac líquids. L'exterior és hidrogen, heli, vapor d'aigua i metà, que li dóna el color blau. És un planeta dinàmic, amb taques que recorden les tempestes de Júpiter. La més gran, anomenada Gran Taca Fosca, tenia unes dimensions similars a les de la Terra, però al 1994 va desaparèixer i, després, se n'ha format una altra. Els vents més forts de qualsevol planeta del Sistema Solar són els de Neptú. Molts d'ells bufen en sentit contrari al de rotació. Prop de la Gran Taca Fosca s'han mesurat vents de 2.000 Km/h. Se'n coneixen 3 satèl·lits.

É

4. El Sol

El Sol és un estel situat al centre del sistema solar.  És l'estrella més propera a la Terra i l'element més gran del Sistema Solar. Les estrelles són els únics cossos de l'Univers que emeten llum.  La Terra i tots els altres planetes del sistema solar orbiten al seu voltant, ja que excerceix una gran força gravitatòria. Els planetes menors, els cometes, els meteoroides i tot el medi interplanetari que hi ha enmig també orbiten el Sol.

El Sol és també la nostra principal font d'energia, que es manifesta, sobre tot, en forma de llum i calor`i conté més del 99% de tota la matèria del Sistema Solar. Gira al voltant del centre de la Via Làctia, la nostra galàxia. Dóna una volta cada 200 milions d'anys. Ara es mou cap a la constel.lació d'Hèrcules a una velocitat de 19 Km./s.

Com és?

Com tots els cossos amb suficient massa, el Sol posseeix una forma esfèrica i a causa del seu lent moviment de rotació, té també un lleu aplatament polar. El sol té gas. En el nucli del sol el gas hidrogen és converteix en heli. Aquest canvi de gasos produeix una gran energia. Es formen uns raigs lluminosos que es propaguen per l’espai. La llum tarda 8 minuts en arribar del sol a la Terra. A la superfície del sol trobem el vent solar. Es formen gegantines erupcions de gas que sobresurten de la corona solar.

Les protuberàncies solars són moltes erupcions de l’atmosfera solar. Arriben a tenir una altura que va dels trenta mil als noranta mil km, i creixen a una velocitat de 4 km / hora.

Per sobre de la cromosfera es troba una corona lluminosa molt brillant que arriba 1.000. 000 km i arriba més enllà de Mercuri. A una distància de 5 radis solars (dos sols i mig), la corona surt cap enfora amb una velocitat de 400 km per segon.

Parts o estructura del Sol

En l'actualitat, l'Astronomia disposa d'un model d'estructura solar que explica satisfactòriament la majoria dels fenòmens observats. Segons este model, el Sol està format per: nucli, zona radiant,  zona convectiva, fotosfera, cromosfera, corona solar

• Nucli solar: Ocupa uns 139 000 km del radi solar, 1/5 del total, i és en aquesta zona on es verifiquen les reaccions termonuclears que proporcionen tota l'energia que el Sol produeix. És un dels punts més calents de l'univers. Té una densitat de fins a 150.000 kg/m³ (150 vegades la densitat de l'aigua a la Terra) i una temperatura de gairebé quinze milions de kelvins (en canvi, la superfície solar es troba a uns 6.000 kelvins). S'hi produeix energia per mitjà de reaccions termonuclears exotèrmiques (fusions nuclears que converteixen principalment hidrogen en heli). El nucli és l'únic punt del Sol que produeix una quantitat significant de calor per mitjà de fusió; la resta de l'estel és escalfat per l'energia que emana del nucli. Tota l'energia produïda per mitjà de fusions nuclears al nucli ha de travessar moltes capes fins a arribar a la fotosfera solar abans de fugir a l'espai com a llum solar o energia quinètica de partícules.

• Zona radiant: És la zona exterior al nucli en què el transport de l'energia generada en l'interior es produïx per radiació cap al límit exterior de la zona radiativa. Esta zona està composta de plasma, és a dir, grans quantitats d'hidrogen i heli ionitz

• Zona covectiva: Aquesta regió s'estén per damunt de la zona radiant i en ella els gasos solars deixen d'estar ionitzats i els fotons són absorbits amb facilitat tornant-se el material opac al transport de radiació. Per tant, el transport d'energia es realitza per convecció, en la qual la calor es transporta de manera no homogènia i turbulenta pel propi fluid. Els fluids es dilaten al ser calfats i disminuïxen la seva densitat per tant es formen corrents ascendents de material des de la zona calfada fins a la zona superior i regions descendents de material des de les zones exteriors freds establint-se corrents convectives.

• Fotosfera: La fotosfera és la zona des de la que s'emet pràcticament tota la llum visible del Sol i es considera com la «superfície» solar, la qual, vista amb el telescopi, es presenta formada per grànuls brillants que es projecten sobre un fons més fosc. A causa de l'agitació de la nostra atmosfera, estos grànuls pareixen estar sempre en agitació. Ja que el Sol és gasós, la fotosfera és un poc transparent: pot ser observada fins a una profunditat d'uns centenars de quilòmetres abans de tornar-se completament opac.

• Cromosfera: La cromosfera és la regió de l'"atmosfera" solar situada entre la fotosfera i la corona solar. És una capa relativament fina, de només 2.000 km de gruix, que està dominada per un espectre de línies d'absorció i emissió. El nom "cromosfera" ve del grec chromos que significa color, perquè la cromosfera és visible com un flaix de color al principi i al final dels eclipsis totals de Sol.

• Corona solar: La corona solar és la part més exterior de l'atmosfera solar. Mesura més d'un milió de quilòmetres i pot observar-se durant els eclipsi solars o utilitzant un dispositiu capaç d'ocultar la llum del Sol i denominat coronògraf. Fins a 1930 l'única forma d'observar la corona era possible quan la Lluna eclipsava el Sol totalment. Gràcies a la invenció, el 1930 d'un enginyós dispositiu per a produir eclipsis artificials, els anomenats coronògrafs, es va poder estudiar de forma més accessible el fenomen de la corona solar.La densitat de la corona solar és un bilió de vegades inferior a la de l'atmosfera terrestre i la seua temperatura aconseguix els dos milions de graus (mentre que la fotosfera té una temperatura aproximada de 6000 °C).

Dades del sol

 Eclipsi solar

Un eclipsi solar consisteix en l'enfosquiment total o parcial del Sol que s'observa des d'un planeta pel pas d'un satèl·lit, com per exemple el pas de la Lluna entre el Sol i la Terra. Un eclipsi de Sol només és visible en una estreta franja de la superfície de la Terra. Quan la Lluna s'interposa entre el Sol i la Terra, projecta ombra en una determinada part de la superfície terrestre, i un determinat punt de la Terra pot estar immers en el con d'ombra o en el con de penombra.

Aquells que es trobin en la zona en la qual es projecta el con d'ombra veuran el disc de la Lluna superposar-se íntegrament al del Sol, i en aquest cas es tindrà un eclipsi solar total. Qui es trobin en una zona interceptada pel con de penombra, veuran el disc de la Lluna superposar-se només en part al del Sol, i es té un eclipsi solar parcial. Es dóna també un tercer cas, quan la Lluna nova es troba en el node a una distància major pel que fa a la mitjana, llavors el seu diàmetre aparent és més petit que l'habitual i el seu disc no arriba a a cobrir exactament el del Sol. En aquestes circumstàncies, sobre una certa franja de la Terra incideix no el con d'ombra sinó la seva prolongació, i es té un eclipsi solar anular, doncs al voltant del disc lunar resta visible un anell lluminós.

Segons es produeixi una d'aquestes situacions es parla de zones de totalitat, de parcialidad o de anularitat, fent referència amb això al tipus d'eclipsi que es pot observar des de qualsevol punt de la superfície terrestre.



La mort del sol

El Sol, com qualsevol altre estrella, es troba en constant procés d'evolució, encara que a nosaltres ens sembli inmutable. Aquesta sensació ens la dóna la diferència evident entre la nostra vida i longitud del seu cicle, que dura milers de milions d'anys. El que cap científic posa en dubte és que al Sol, també li arribarà la seva hora, i, si encara no ens hem destruït nosaltres mateixos, també destruirà tota la vida de la Terra. 

En aquests moments el Sol es troba en la seva fase més estable i seguirà així milions d'anys. En aquesta fase les altes temperatures que hi ha al seu nucli permeten que l'Hidrògen, l'element més abundant a tot l'univers, es fusioni donant lloc a Heli. Aquest procés genera una quantitat d'energia monstruosa, però les reserves d'Hidrògen són enormes i la fase pot semblar-nos eterna. Dic que ens ho pot semblar per que sense dubte no ho és, un dia o altre al Sol se li acaba el combustible.  

Primera fase

"El primer atac de cor", que pateix el Sol, arriba quan s'acaba definitivament l'Hidrogen, en aquests moments hi ha un nucli molt calent i condensat, i una capa exterior "freda" i en expansió. Aquesta capa és la que fa que el Sol tingui unes dimensions molts superiors a les que havia tingut normalment i li dóna un color rojenc, d'aquí surt el nom de Gegant Vermell.

El nucli es va comprimint i va augmentant la seva pressió, fins que se superin els 80 milions de graus, a aquestes temperatures ja és possible la fusió del Heli per formar elements més pesats, sobre tot Carboni. Quan comença aquesta fase es produeix un esclat de llum molt espectacular, i després la situació torna a estabilitzar-se.

Aquesta fase pot mantenir-se durant molt temps, però tard o d'hora comença una etapa en que augmenta la temperatura provocant que s'apugi la pressió, i això provoca que el nucli encara s'escalfi més. Quan s'arriba als 100 milions de graus comença la fusió d'Oxigen. Aquest cercle viciós anuncia la mort inminent de l'estrella.

Última fase

La fase següent no dura anys sino segons, tot es produeix molt ràpid. A 3000 milions de graus comença la producció de Ferro i a 8000 milions el Ferro es desintegra en Hidrògen provocant que el centre de l'estrella es desplomi sobre si mateixa. Encara avui dia no s'entenen perfectament aquests processos, però es calcula que el nucli del Sol serà tan dens que un sol didal pesarà 1.000.000 de tones. Durant el periode següent el Sol exuplsa la seva capa més externa originant una nebulosa que brillarà tant com tota la galàxia. Això és el que coneixem per Supernova.

La primera que es va poder veure des de la Terra va ser observada per astrònoms xinesos l'any 1054 i era tant brillant que podia veure's durant el dia.

Mentre les capes externes provoquen aquest fantàstic espectacle, al nucli la dernsitat ha augmentat tant que només està format per neutorns. L'estrella de neutrons no medeix més que uns quants Km de diàmetre però té una massa monstruosa i un camp magnétic enorme. 

Aquesta estrella, que gira a una gran velocitat produïnt un pols magnétic a cada gir, rep el nom de Púlsar, i seguirà en aquest estat milions d'anys fins que anirà enlentint-se i acabarà per quedar com un cos inert. No totes les estrelles tenen aquest final. Les que no tenen prou massa per produïr l'esclat lluminós d'Heli es van refredant fins convertir-se en estrelles Nanes Negres. Les de masses molt superiors a la del Sol tenen.

 Vídeo explicació sobre la mort del sol









Vídeo resum



5. Teories cosmogòniques

La cosmogonia és la part de l'astronomia que estudia l'origen del Sistema Solar.

La primera teoria cosmogònica la va plantejar el 1755 Immanuel Kant, la qual proposava que el Sol es va formar per la condensació d'una gran nebulosa (idea molt aproximada a les teories modernes). Més tard (1796), Laplace va suggerir que els planetes es van formar a partir de material ejectat del Sol, durant el seu procés de compactació. Un dels punts febles de la teoria nebular és que no explica el motiu pel qual els planetes tenen (en conjunt) el 98% del moment angular de tot el Sistema Solar (el Sol, molt més massiu que tots els planetes junts, té només el 2% del moment angular). El moment angular és la magnitud física que descriu el moviment orbital i rotacional dels astres, i és una magnitud que es conserva: la hipòtesi de Kant presuposava que la nebulosa inicial rotava, i, conseqüentment, el seu moment angular es devia repartir entre tots els astres del Sistema Solar. Però, de nou, la hipòtesi no explicava el motiu d'aquest repartiment tant desigual: per què el Sol no "es va quedar" més moment angular? D'altra banda la teoria nebular tampoc no explica el procés pel qual es podien haver format els planetes a partir del material ejectat pel Sol.

Després d'això van sorgir diverses teòries sobre la creació de l'univers.

Teoria del Big Bang

• Arguments a favor o proves:

El Big Bang, literalment gran esclat, constitueix el moment que del "no res" emergeix tota la matèria de l'Univers. La matèria, fins aquest moment, és un punt de densitat infinita, que en un moment donat "explota" generant l'expansió de la matèria en totes les direccions i creant el que coneixem com el nostre Univers.

Immediatament després del moment de la "explosió", cada partícula de matèria va començar a allunyar-se molt ràpidament una d'una altra, de la mateixa manera que a l'inflar un globus aquest va ocupant més espai expandint la seva superfície. Els físics teòrics han aconseguit reconstruir aquesta cronologia dels fets a partir d'un 1/100 de segon després del Big Bang. La matèria llançada en totes les direccions per l'explosió primordial està constituïda exclusivament per partícules elementals: Electrons, Positrons, Mesons, Barions, Neutrins, Fotons i una llarga llista fins més de 89 partícules conegudes avui en dia.

Al 1948 el físic rus nacionalitzat nord-americà George Gamow va modificar la teoria de Lemaître del nucli primordial. Gamow va plantejar que l'Univers es va crear en una explosió gegantesca i que els diversos elements que avui s'observen es van produir durant els primers minuts després de la Gran Explosió o Big Bang, quan la temperatura extremadament alta i la densitat de l'Univers van fusionar partícules subatòmiques en els elements químics. Càlculs més recents indiquen que l'hidrogen i l'heli haurien estat els productes primaris de la Gran Explosió, i els elements més pesants es van produir més tard, dins de les estrelles. Malgrat això, la teoria de Gamow proporciona una base per a la comprensió dels primers estadis de l'Univers i la seva posterior evolució. A causa de la seva elevadísima densitat, la matèria existent en els primers moments de l'Univers es va expandir amb rapidesa. A l'expandir-se, l'heli i l'hidrogen es van refredar i es van condensar en estrelles i en galàxies. Això explica l'expansió de l'Univers i la base física de la llei de Hubble.

Segons s'expandia l'Univers, la radiació residual del Big Bang va continuar refredant-se, fins arribar a una temperatura d'uns 3 K (-270 °C). Aquests vestigis de radiació de fons de microones van ser detectats pels radioastrònoms el 1965, proporcionant així el que la majoria dels astrònoms consideren la confirmació de la teoria del Big Bang.

• Arguments en conta o problemes:

Un dels problemes sense resoldre en el model de l'Univers en expansió és si l'Univers és obert o tancat (això és, si s'expandirà indefinidament o es tornarà a contreure).

Un intent de resoldre aquest problema és determinar si la densitat mitjana de la matèria a l'Univers és major que el valor crític en el model de Friedmann. La massa d'una galàxia es pot mesurar observant el moviment de les seves estrelles; multiplicant la massa de cada galàxia pel nombre de galàxies es veu que la densitat és només del 5 al 10% del valor crític. La massa d'un cúmul de galàxies es pot determinar de forma anàloga, mesurant el moviment de les galàxies que conté. En multiplicar aquesta massa pel nombre de cúmuls de galàxies s'obté una densitat molt major, que s'aproxima al límit crític que indicaria que l'Univers està tancat. La diferència entre aquests dos mètodes suggereix la presència de matèria invisible, l'anomenada matèria fosca, dins de cada cúmul però fora de les galàxies visibles. Fins que es comprengui el fenomen de la massa oculta, aquest mètode de determinar la destinació de l'Univers serà poc convincent.

Teoria estat estacionari

Desenvolupat el 1949 per Herman Bondi i Thomas Gold i Fred Hoyle com una alternativa a la Teoria del Big Bang. Encara que el model va tenir un gran nombre de seguidors en la dècada dels 50, i 60, la seva popularitat va disminuir notablement a finals dels 60, amb el descobriment de la radiació de fons de microones, i es considera des de llavors com a un model alternatiu.

D'acord amb la teoria de l'estat estacionari, la disminució de la densitat que produeix l'Univers en expandir-se es compensa amb una creació contínua de matèria. A causa que es necessita poca matèria per igualar la densitat de l'Univers –2 àtoms d'hidrogen per cada m³ i en cada 1.000 milions d'anys–, aquesta teoria no s'ha pogut demostrar directament. La teoria de l'estat estacionari sorgeix de l'aplicació de l'anomenat principi cosmològic perfecte, el qual sosté que per a qualsevol observador l'Univers ha de semblar el mateix en qualsevol lloc de l'espai. La versió perfecta d'aquest principi inclou el temps com a variable segons el qual l'Univers no només presenta el mateix aspecte des de qualsevol punt des del que és observat sinó també en qualsevol instant de temps, i les seves propietats generals són constants tant en l'espai com en el temps.

Els problemes amb aquesta teoria van començar a sorgir a finals dels anys 60, quan les proves observacionals van començar a mostrar que, de fet, l'Univers estava canviant: es van trobar quàsars només a grans distàncies, no a les galàxies més properes. La prova definitiva va arribar el 1965 amb el descobriment de la radiació de fons de microones, doncs en un model estacionari l'Univers ha estat sempre igual i no hi ha raó perquè es produeixi una radiació de fons amb característiques tèrmiques. Buscar una explicació requereix l'existència de partícules de longitud mil·limètrica en el medi intergalàctic que absorbeixi la radiació produïda per fonts galàctiques extremadament lluminoses, una hipòtesi massa forçada.

 El millor model actual

Certament, el model Big Bang té dificultats pendents de resolució, però és el millor model actual, és la teoria amb més poder explicatiu que disposem. És possible que s'introdueixin modificacions; ara bé, molts físics i astrofísics consideren que el cos fonamental de la teoria o model es mantindrà per molt temps.

És ben sorprenent i admirable que organismes nascuts en el si de l'univers, organismes que som pols d'estrelles, siguem capaços de descobrir i comprendre els principis i lleis pels quals es regeix tot l'univers. És coneguda l'admiració d'Einstein davant el fet que aquest univers ens sigui racionalment comprensible; afirmava: «El més incomprensible de l'univers és que sigui comprensible».



6. Les constel·lacions

Els estels que veiem en el cel han atret l'atenció de les persones des de sempre. Els pobles antics les observaven i s'orientaven de nit gràcies a elles. Els antics grecs, per exemple,  van observar 48 agrupacions d'estrelles que formaven dibuixos diversos en el firmament. Amb una mica d'imaginació veien dibuixats, sobre els punts brillants que eren les estrelles, figures de la seva mitologia, animals, objectes, etc. D'aquestes constel·lacions, es conserven els noms de 47 d'elles: Auriga, Casiopea, Centaure, Cetus (balena), Coma Berenices (cabellera de Berenices), Cygnus (Cigne), Hèrcules, Dragó... i així fins a 88 constel·lacions visibles en els dos hemisferis: nord i sud. 

 

Encara que semblen que estiguin quietes, si les mirem durant suficient estona amb atenció comprovarem que les estrelles i constel·lacions es mouen en el cel al llarg de la nit. El moviment de les estrelles en el cel és aparent. En realitat, no més una roman fixa durant tota la nit: l'estrella Polar, que marca la direcció del nord en l'esfera celeste que és el firmament. Els antics navegants es guiaven per ella ja que sempre indica el nord.

7.La terra

La terra és el nostre planeta i fins ara l'únic que es troba habitat dels que coneixem. Es tracta del tercer planeta del sistema solar (Ordenats de més proximitat al Sol a menys) situat en un espai amb unes condicions idíl·liques i úniques, l'ecosfera.  Un espai que envolta el Sol i que té les condicions necessàries perquè existeixi vida.

És el més gran dels planetes rocosos. Això fa que pugui retenir sobre la superfície una capa de gasos, l'atmosfera, que dispersa la llum i absorbeix calor. De dia evita que la Terra s'escalfi massa i, de nit, que es refredi.

Set de cada deu parts de la superfície terrestre són cobertes d'aigua. Els mars i oceans també ajuden a regular la temperatura. A més, l'aigua que s'evapora forma núvols i cau en forma de pluja o neu, formant rius i llacs.

Als pols, que reben poca energia solar, l'aigua es gela i forma els casquets polars. El del sud és més gran i concentra la major reserva d'aigua dolça del planeta.

L'escorça de la Terra està formada per plaques que suren sobre el mantell, una capa de materials calents i pastosos que, de vegades, surten per una esquerda formant volcans.

Les forces internes tenen efectes a l'exterior. Quan els moviments són ràpids, originen terratrèmols. Si són lents, originen plegaments, com els que han creat les muntanyes.

El ràpid moviment rotatori i el nucli metàl·lic generen un camp magnètic que, amb l'atmosfera, ens protegeix de les radiacions nocives del Sol i les altres estrelles.

Formació de la Terra 


La Terra es va formar fa uns 4.650 milions d'anys, juntament amb tot el Sistema Solar. Encara que les pedres més antigues de la Terra no tenen més de 4.000 milions d'anys, els meteorits, que es corresponen geològicament amb el nucli de la Terra, daten d'uns 4.500 milions d'anys. La cristal·lització del nucli i dels cossos precursors dels meteorits, es van donar uns 150 milions d'anys després de formar la Terra i el sistema solar.

Després de condensar-se a partir de la pols còsmica i del gas mitjançant l'atracció gravitacional, la Terra era gairebé homogènia i bastant freda. Però la continuada contracció de materials i la radioactivitat d'alguns dels elements més pesats va fer que s'escalfés. 

Després, va començar a fondre's sota la influència de la gravetat, produint la diferenciació entre l'escorça, el mantell i el nucli, amb els silicats més lleugers movent-se cap amunt per formar l'escorça i el mantell i els elements més pesats, sobretot el ferro i el níquel, caient cap al centre de la Terra per formar el nucli. 


Alhora, l'erupció dels nombrosos volcans, va provocar la sortida de vapors i gasos volàtils i lleugers. Alguns eren atrapats per la gravetat de la Terra i van formar l'atmosfera primitiva, mentre que el vapor d'aigua condensat va formar els primers oceans.

Magnetisme de la Terra

El magnetisme terrestre significa que la Terra es comporta com un enorme imant. El físic anglès William Gilbert va ser el primer que ho va assenyalar, encara que els efectes de la polaritat s'havien utilitzat molt abans en les brúixoles primitives.

La Terra està envoltada per un potent camp magnètic, com si el planeta tingués un enorme imant en el seu interior i el pol sud estigués prop del pol nord geogràfic i viceversa. Per paral·lelisme amb els pols geogràfics, els pols magnètics terrestres reben el nom de pol nord magnètic i pol sud magnètic, encara que la seva magnetisme real sigui oposat al que indiquen els seus noms.

El pol nord magnètic se situa avui prop de la costa oest de l'illa Bathurst als Territoris del Nord-oest al Canadà. El pol sud magnètic està en l'extrem del continent antàrtic a Terra Adèlia.

Les posicions dels pols magnètics no són constants i mostren notables canvis d'un any a un altre. Les variacions en el camp magnètic de la Terra inclouen el canvi en la direcció del camp provocat pel desplaçament dels pols. Aquesta és una variació periòdica que es repeteix cada 960 anys. També hi ha una variació anual més petita.

Les estacions de l'any

L'òrbita de la Terra és el·líptica: hi ha moments en què es troba més a prop del Sol i d'altres en què n'està més allunyada. A més, l'eix de rotació està una mica inclinat respecte al pla de l'òrbita.

Al cap de l'any sembla que el Sol puja i baixa. El camí aparent que fa el Sol s'anomena eclíptica, i passa sobre l'equador a l'inici de la primavera i de la tardor. Aquests punts són els equinoccis i coincideixen amb els períodes en què el dia i la nit duren igual.

Els punts de l'eclíptica més allunyats de l'equador s'anomenen solsticis, i corresponen als dies en que comencen l'hivern i l'estiu.

Prop dels solsticis, els raigs solars cauen més verticals sobre un dels dos hemisferis i l'escalfen més. És l'estiu. Mentrestant, l'altre hemisferi rep els raigs més inclinats, han de travessar més boci d'atmosfera i es refreden abans d'arribar a terra. És l'hivern.

Contaminació atmosfèrica

Els astronautes tornen dels seus viatges amb una nova mentalitat que els fa sentir més respecte per la Terra i entendre millor la necessitat de cuidar-la.

Des de l'espai no es veuen les fronteres i, molt menys, els interessos econòmics, però sí alguns dels seus devastadors efectes, com la contaminació de l'atmosfera.

El 85% de l'aire és a la zona propera a la Terra, la troposfera, una finíssima capa de només 15 Km. Les capes més elevades de l'atmosfera tenen poc aire, però ens protegeixen dels raigs ultraviolats (capa d'ozó) i dels meteorits (ionosfera).

Els gasos que hem abocat a l'atmosfera l'han deixat en un estat lamentable. Les fotos que van fer els primers astronautes són molt més clares que les actuals, tot i que ara tenim aparells més sofisticats. Els humans som capaços de destruir en poc temps el que a la natura li ha costat milers d'anys crear.

A més a més, la contaminació no només afecta al medi ambient, sinó que, de retruc, també ens afecta a nosaltres. Té efectes negatius sobre el nostre cervell, això s'explica en el següent vídeo:

Dades bàsiques	La Terra	Ordre (del Sistema Solar)
Radi equatorial	6.378 Km	5è
Distància al Sol	149.600.000 Km	3r
Dia: Període de rotació	23,93 hores	5è
Any: Període de translació	365,256 dies	3r
Temperatura mitjana superficial	15ºC	7è
Gravetat superficial a l’equador	9,78 m/s2	5è