Geografie

Originea şi evoluţia Universului

Această problemă a preocupat oamenii de ştiinţă încă din cele mai vechi timpuri, fapt care a condus la apariţia mai multor concepţii grupate pe etape:

·          etapa sistemului geocentric datată din antichitate până la începutul secolului al XVI-lea (1543);

·          impunerea modelului heliocentric din 1543 când apare teoria lui Copernic continuată de Giordano Bruno şi consolidată de G. Galilei şi I. Newton, în sec. XVII;

·          etapa demonstrării expansiunii Universului şi a modelului Big-Bang, care apare în sec. XX.

Începând cu anul 1915, este publicată teoria generală a relativităţii formulată de Albert Einstein iar în 1919, W. Sitter foloseşte ecuaţiile sale şi susţine teoria expansiunii Universului, în care galaxiile se depărtează unele de altele.

La acest argument matematic s-au adăugat observaţiile astronomice ale astronomului american Edwin Hubble din anul 1924 care a descoperit mai multe galaxii ce se depărtau de Terra.

Ideea expansiunii Universului este demonstrată de Hubble, descoperind că lumina primită de la celelalte galaxii se deplasează spre roşu cu cât acestea sunt mai departe, iar sursa de lumină se îndepărtează de noi cu atât mai repede cu cât se află la o distanţă mai mare (viteza este proporţională cu distanţa).

După 1970 s-a impus modelul Big Bang sau Marea Explozie Iniţială, teorie bazată pe: ideea expansiunii Universului demonstrată de Hubble, pe compoziţia chimică omogenă a Universului (dominant format din H şi He) şi pe radiaţia de fond care în prezent are 2,7 K.

Această radiaţie a apărut după cca 300.000 de ani de la Big Bang, când plasma ajunsă la o temperatură de cca 3000 K începe să se structureze în arii mai dense şi mai rarefiate pregătind viitoarele galaxii şi spaţii intergalactice.

În această concepţie, de la momentul Big-Bang-ului, vârsta Universului este apreciată la 15-18 miliarde de ani. Înainte de momentul Big Bang, Universul era redus la o particulă extrem de mică (mai redusă decât un proton) numită holon sau particula întregului.

Concentrarea masei impunea valori enorme ale densităţii şi temperaturii (10³² K) şi o stare fizică ce nu poate fi stabilită în baza legilor fizicii cunoscute în prezent. Acel stadiu iniţial al Universului a fost denumit Universului quarcurilor.

Procesul evolutiv al Universului începând de la momentul Big Bang-ului a parcurs două etape uriaşe, fiecare cu mai multe faze şi momente cu un anumit specific:

a) Etapa Universului timpuriu care a durat circa un milion de ani, timp în care, pe fondul general al expansiunii, s-au produs scăderea rapidă a temperaturii, densităţii şi presiunii, dominând particulele elementare iar în final, primele sinteze de nuclee ale elementelor uşoare de H şi He. Principalele faze sunt:

·          un rol esenţial l-a avut temperatura de la prima secundă a dilatării Universului, atingând pragul de 10¹⁰ K, fenomen care determină trecerea quarcurilor în protoni, neutroni şi fotoni. Energia mare a fotonilor a împiedicat combinarea particulelor elementare pentru a se forma atomii stabili de H şi He;

·          faza în care temperatura scade la 1 miliard K când, încep să se desfăşoare reacţii nucleare din care să rezulte primele nuclee de H şi He, fază care a durat circa 700.000 ani;

·          faza din ultimii 300.000 de ani ai etapei marchează scăderea în continuare a temperaturii, care micşorează numărul fotonilor şi scăderea acţiunii acestora; trece în prim plan sinteza nucleelor iar la forţele nucleare se adaugă cele electromagnetice de unde se conturează structurile stabile ale atomilor de H şi He iar temperatura ajunge la 3000 K.

Universul va fi format dintr-un gaz difuz din H şi He.

b) Etapa Universului material începe după un milion de ani de la Big Bang şi se caracterizează prin predominarea materiei asupra radiaţiei. Şi în cadrul acestei etape s-au înregistrat câteva momente semnificative.

·          În primele 200 de milioane de ani, substanţa s-a concretizat mai întâi sub formă atomică şi moleculară. Sub efectul gravitaţiei s-a ajuns la aglomerări iar prin concentrarea acestora au rezultat ”norii cosmici” de tipul "protogalaxiilor” alcătuiţi predominant din H şi He. Între aceştia s-au conturat spaţii cu materie extrem de rarefiată numite şi "goluri intergalactice”.

Protogalaxiile aveau o mişcare de rotaţie cu o viteză mai mare în centru şi mai redusă la exterior. Viteza de rotaţie diferită s-a răsfrânt în forma mai mult sau mai puţin turtită a acestora.

·          Prin concentrarea materiei, într-o nouă fază de evoluţie s-a format primul sistem de galaxii. Galaxiile care au avut o mişcare de rotaţie mai mare şi un câmp magnetic mai intens, pe lângă turtire şi o concentrare ridicată a materiei spre centru, au căpătat şi un număr de braţe. Pe măsura evoluţiei lor galaxiile se depărtau unele de altele.

·          Marea majoritate a galaxiilor au rezultat încă de la începutul etapei a doua sau etapa materială a Universului.

·          În cadrul galaxiei, din ciocnirea atomilor şi moleculelor antrenate în mişcarea de gaze, au rezultat particule şi grăunciori de substanţă solidă. Când dimensiunile lor au depăşit posibilităţile de antrenare în mişcare de către gaze, sub impulsul gravitaţiei, grăunciorii cad spre zona planului central al nebuloasei galaxiei, unde se înscriu pe anumite orbite.

În aceste orbite, prin acelaşi proces de aglomerare şi comprimare a materiei sub efectul gravitaţiei se formează stelele primare sau protostelele.

De-a lungul perioadei de peste 10 miliarde de ani au rezultat mai multe generaţii de stele. Soarele aparţine generaţiei a treia de stele.

În protostea materia comprimată sub efectul gravitaţiei se încălzeşte determinând temperaturi de câteva mii de grade, fenomen ce conduce la ionizarea ei. Sub impactul fotonilor, moleculele se disociază în atomi care îşi pierd electronii. Când temperatura ajunge la câteva milioane de grade, se declanşează reacţiile termonucleare ce asigură radiaţii electromagnetice care se răspândesc în spaţiu făcând-o vizibilă ca o nouă stea. Când temperaturile ajung la pragul de 5 milioane K, se trece la o nouă fază în evoluia stelei, deoarece intră în reacţie hidrogenul care are pondere mare (70-75%) şi este transformat prin reacţii nucleare în heliu, proces însoţit de eliberare de energie care asigură creşterea continuă a temperaturilor.

Când temperatura depăşeşte 100 mil. K, se trece la o nouă fază a stelei, în care heliul va deveni combustibil nuclear. Prin ciocnirea nucleelor de heliu rezultă cele de carbon. Creşterea temperaturii în continuare poate atinge 1 miliard K, prag la care nucleele de carbon apar în prim plan şi prin nucleosinteza lor rezultă elemente noi de Na, Mg, Al, Si, S etc.

Când temperatura din interiorul stelei atinge praguri mai mari, între 2-5 miliarde K, se produce o nouă sinteză de nuclee din Fe, Ni, Cu, Zn etc.

Dincolo de pragul de 5 miliarde K nu se mai menţin legăturile care asigură existenţa nucleelor. Aceştia trec în nucleoni iar în evoluţia stelei se produce implozia nucleului ei urmată de expulzarea învelişurilor. Din stea nu mai rămâne decât nucleul dens în care reacţiile termonucleare încetează treptat iar steaua se răceşte devenind un pulsar sau o gaură neagră. O astfel de evoluţie se înregistrează la stelele foarte mari.

În concluzie, în evoluţia Universului în general, a galaxiei, au rezultat mai multe generaţii de stele cu mase diferite. Cele mai vechi se află în partea centrală a galaxiei iar generaţiile mai noi sunt legate de porţiunile exterioare, în special, în braţele acesteia.