Big Bang este modelul care oferă o explicaţie elegantă asupra originii a
tot ceea ce vedem noaptea pe cer, fiind una dintre cele mai mari
înfăptuiri ale inteligenţei şi spiritului uman. Explică apariţia
materiei, energiei, spaţiului şi timpului, altfel spus la existenţa
universului. Această teorie încearcă să explice de ce universul se
extinde permanent încă de la apariţia sa, şi de ce pare a fi uniform în
toate direcţiile. Este rezultatul curiozităţii fără limite,
imaginaţiei fabuloase, observaţiei pătrunzătoare şi a logicii
implacabile.
Un călător care ar fi asistat la naşterea şi evoluţia Universului ar putea nota în jurnalul său următoarele:
Universul şi timpul au avut un început, în explozia primordială. Astrofizicienii nu pot explica apariţia universului la momentul iniţial care ar presupune o temperatură inimaginabil de mare, de ordinul a 1032 grade.
Această temperatură scade încet, în timp ce Universul se află în expansiune rapidă.
Universul este acum o supă în care se amestecă materie şi radiaţie. Fiecare particulă dintre cele prezente se ciocneşte rapid cu cealaltă. Abundă electronii, pozitronii şi particulele fără masă: fotonul, neutrino şi antineutrino. Densitatea este imensă, astfel încât particulele neutrino, despre care se ştie că pot călători ani la rând printre cărămizi de plumb fără a fi difuzaţi, sunt menţinuţi în echilibru termic cu electronii, cu fotonii şi cu pozitronii.
După prima secundă de viaţă a Universului, temperatura a mai scăzut dar este încă prea fierbinte pentru ca neutronii şi protonii să dea naştere nucleelor atomice stabile.
După 14 secunde, temperatura permite ca electronii şi pozitronii să înceapă recombinarea, anihilându-se rapid. În acest proces se eliberează cantităţi mari de energie care vor încetini răcirea Universului. Totuşi, Universul este acum suficient de rece pentru a se pune problema formării nucleelor stabile. Când temperatura ajunge de aproximativ 70 de ori mai mare decât este azi în centrul Soarelui au trecut deja primele 3 minute din viaţa Universului. Nu mai există electroni şi pozitroni liberi; s-au recombinat. Predomină fotonii, neutrinii şi antineutrinii. Se formează deja nuclee de deuteriu, dar ele sunt încă instabile. Continuând răcirea, procesul de nucleosinteză avansează şi încep să apară nuclee de He stabile.
După circa jumătate de oră de la Big Bang, în compoziţia Universului intră acum nuclee de heliu, în proporţie de 22-28% din totalul particulelor nucleare, iar în rest, protoni liberi şi electroni legaţi de protoni sau liberi, adică atomi de hidrogen. Compoziţia va persista circa 700 000 de ani până când temperatura va scădea suficient, încât atomii să devină stabili şi să nu mai existe electroni liberi. Este momentul în care Universul devine transparent la radiaţie, prin lipsa electronilor care acum s-au legat de nucleu, formând atomi stabili. Inaugurăm era decuplării materiei de energie. De aici înainte se deschide drumul formării galaxiilor şi a stelelor. În acord cu această teorie, Universul a început la o temperatură infinită. Odată cu extinderea lui, temperatura scade. La fel şi radiaţia lui. După sute de mii de ani temperatura a ajuns la câteva mii de grade. Primele nuclee sintetizate au fost heliul, hidrogenul, litiul, nucleele elementelor uşoare. Carbonul şi oxigenul au apărut după un miliard de ani, prin combinarea nucleelor grele cu electroni pentru a forma atomi. Până la această combinare radiaţia circulă greu din cauza deselor ciocniri cu electronii. Naşterea primilor atomi de hidrogen a dus la eliberarea radiaţiilor. Evident că aceasta a produs transparenţa Universului şi răcirea lui până la 2,7 K, temperatura minimă a fondului cosmic de radiaţie.
Universul şi timpul au avut un început, în explozia primordială. Astrofizicienii nu pot explica apariţia universului la momentul iniţial care ar presupune o temperatură inimaginabil de mare, de ordinul a 1032 grade.
Această temperatură scade încet, în timp ce Universul se află în expansiune rapidă.
Universul este acum o supă în care se amestecă materie şi radiaţie. Fiecare particulă dintre cele prezente se ciocneşte rapid cu cealaltă. Abundă electronii, pozitronii şi particulele fără masă: fotonul, neutrino şi antineutrino. Densitatea este imensă, astfel încât particulele neutrino, despre care se ştie că pot călători ani la rând printre cărămizi de plumb fără a fi difuzaţi, sunt menţinuţi în echilibru termic cu electronii, cu fotonii şi cu pozitronii.
După prima secundă de viaţă a Universului, temperatura a mai scăzut dar este încă prea fierbinte pentru ca neutronii şi protonii să dea naştere nucleelor atomice stabile.
După 14 secunde, temperatura permite ca electronii şi pozitronii să înceapă recombinarea, anihilându-se rapid. În acest proces se eliberează cantităţi mari de energie care vor încetini răcirea Universului. Totuşi, Universul este acum suficient de rece pentru a se pune problema formării nucleelor stabile. Când temperatura ajunge de aproximativ 70 de ori mai mare decât este azi în centrul Soarelui au trecut deja primele 3 minute din viaţa Universului. Nu mai există electroni şi pozitroni liberi; s-au recombinat. Predomină fotonii, neutrinii şi antineutrinii. Se formează deja nuclee de deuteriu, dar ele sunt încă instabile. Continuând răcirea, procesul de nucleosinteză avansează şi încep să apară nuclee de He stabile.
După circa jumătate de oră de la Big Bang, în compoziţia Universului intră acum nuclee de heliu, în proporţie de 22-28% din totalul particulelor nucleare, iar în rest, protoni liberi şi electroni legaţi de protoni sau liberi, adică atomi de hidrogen. Compoziţia va persista circa 700 000 de ani până când temperatura va scădea suficient, încât atomii să devină stabili şi să nu mai existe electroni liberi. Este momentul în care Universul devine transparent la radiaţie, prin lipsa electronilor care acum s-au legat de nucleu, formând atomi stabili. Inaugurăm era decuplării materiei de energie. De aici înainte se deschide drumul formării galaxiilor şi a stelelor. În acord cu această teorie, Universul a început la o temperatură infinită. Odată cu extinderea lui, temperatura scade. La fel şi radiaţia lui. După sute de mii de ani temperatura a ajuns la câteva mii de grade. Primele nuclee sintetizate au fost heliul, hidrogenul, litiul, nucleele elementelor uşoare. Carbonul şi oxigenul au apărut după un miliard de ani, prin combinarea nucleelor grele cu electroni pentru a forma atomi. Până la această combinare radiaţia circulă greu din cauza deselor ciocniri cu electronii. Naşterea primilor atomi de hidrogen a dus la eliberarea radiaţiilor. Evident că aceasta a produs transparenţa Universului şi răcirea lui până la 2,7 K, temperatura minimă a fondului cosmic de radiaţie.
Între
vârstele de 2 şi, respectiv, 4 milioane de ani s-au format quasarii,
găuri negre din mijlocul galaxiilor, şi stelele, din gazele şi praful
interstelar.
Stelele s-au concentrat ulterior în galaxii. Urmare a reacţiilor de fuziune nucleară dezvoltate, şi-au făcut apariţia nucleele grele. Aceasta a dus la evoluţia stelelor prin explozii, în urma cărora au apărut supernovele.
Soarele s-a format acum 4,55 miliarde de ani, prin condensarea unui nor interstelar în echilibru dinamic. Norul, compus în majoritate din hidrogen, cuprindea particule elementare, atomi, ioni, molecule şi grăunţe de praf. Trecerea unei stele masive sau a unei unde gravitaţionale a destabilizat norul protosolar şi a declanşat procesul de condensare. Faza de condensare a durat circa un milion de ani, până ce temperatura centrului a crescut suficient pentru ca să se declanşeze reacţiile nucleare şi de atunci Soarele a început să strălucească. Soarele îşi va păstra starea actuală încă aproape 5 miliarde de ani, până ce îşi va consuma întreaga cantitate de hidrogen cuprinsă în nucleu. După aceea, va urma o nouă fază de condensare, care va ridica şi mai mult temperatura astfel încât să poată începe procesul de „ardere” a heliului. Atunci Soarele va deveni o gigantă roşie, a cărei diametru va atinge orbita lui Jupiter, înglobând astfel şi Pământul. După consumarea elementelor uşoare (H, He, C, ...), Soarele se va transforma într-o „pitică albă” şi se va răci încetul cu încetul până ce se va stinge, după o viaţă de circa 20 de miliarde de ani.
Cu 4,6 miliarde de ani în urmă s-a format sistemul solar în jurul centrului de gravitaţie, numit Soare.
Stelele s-au concentrat ulterior în galaxii. Urmare a reacţiilor de fuziune nucleară dezvoltate, şi-au făcut apariţia nucleele grele. Aceasta a dus la evoluţia stelelor prin explozii, în urma cărora au apărut supernovele.
Soarele s-a format acum 4,55 miliarde de ani, prin condensarea unui nor interstelar în echilibru dinamic. Norul, compus în majoritate din hidrogen, cuprindea particule elementare, atomi, ioni, molecule şi grăunţe de praf. Trecerea unei stele masive sau a unei unde gravitaţionale a destabilizat norul protosolar şi a declanşat procesul de condensare. Faza de condensare a durat circa un milion de ani, până ce temperatura centrului a crescut suficient pentru ca să se declanşeze reacţiile nucleare şi de atunci Soarele a început să strălucească. Soarele îşi va păstra starea actuală încă aproape 5 miliarde de ani, până ce îşi va consuma întreaga cantitate de hidrogen cuprinsă în nucleu. După aceea, va urma o nouă fază de condensare, care va ridica şi mai mult temperatura astfel încât să poată începe procesul de „ardere” a heliului. Atunci Soarele va deveni o gigantă roşie, a cărei diametru va atinge orbita lui Jupiter, înglobând astfel şi Pământul. După consumarea elementelor uşoare (H, He, C, ...), Soarele se va transforma într-o „pitică albă” şi se va răci încetul cu încetul până ce se va stinge, după o viaţă de circa 20 de miliarde de ani.
Cu 4,6 miliarde de ani în urmă s-a format sistemul solar în jurul centrului de gravitaţie, numit Soare.
Evaluare:
Referință: Curriculum Integrat inter-și transdisciplinar, pentru domeniile științific și umanist din cadrul Cursului opțional Învățare pentru societatea cunoașterii, destinat elevilor de clasa a XI-a:
http://proiecte.pmu.ro/web/transdisciplinarfse/resurse
Referință: Curriculum Integrat inter-și transdisciplinar, pentru domeniile științific și umanist din cadrul Cursului opțional Învățare pentru societatea cunoașterii, destinat elevilor de clasa a XI-a:
http://proiecte.pmu.ro/web/transdisciplinarfse/resurse
Niciun comentariu:
Trimiteți un comentariu