L’espècie humana a l’universDel geocentrisme a l’heliocentrisme. El big bang i l’evolució de la matèria. Comprensió de l’estructura de l’univers: galàxies, estrelles i planetes. L’estructura interna de la Terra, la tectònica globalPrevenció i predicció de riscos. L’origen de la vida. Arguments sustentadors de les idees evolutives: fets, teories i evidències. Anàlisi i significació dels fòssils homínids i coneixement dels principals mètodes de datació.

Salut, malaltia i estils de vida Dietes equilibrades Mites i errors sobre l’alimentació. Efectes sobre la salut de l’ús d’algunes substàncies addictives. Malalties infeccioses i no infeccioses. Les epidèmies Hàbits saludables en la prevenció de malalties. Diagnòstic i del tractament de malalties. Valoració positiva de la donació de sang i d’òrgans.

Biotecnologia i societat L’estructura dels gens, codificació i expressió de la informació genètica. El projecte Genoma. L’enginyeria genètica: organismes transgènics i de les tècniques de clonació. Controvèrsies relacionades amb la reproducció assistida, la teràpia gènica i la utilització de cèl·lules mare.

L’espècie humana a la biosfera: el desenvolupament sostenible Parlarem d’algunes crisis ambientals al llarg de la història. L’escalfament global i canvi climàtic. Patrons de consum d’energia. Càlcul i comparació sobre el consum d’energia en diferents societats. L’ús de les energies renovables. Impactes de les activitats humanes sobre la biodiversitat. Efectes d’espècies exògenes en els ecosistemes. Desenvolupament sostenible.

Materials, objectes i tecnologies

Revolucions tecnològiques: innovacions en materials, objectes i serveis, i els canvis socials. Ceràmiques, metalls i polímers. Identificació de materials presents en els objectes de la vida quotidiana: usos i riscos. Els biomaterials i nanomaterials. Anàlisi de l’impacte dels hàbits de consum sobre la disponibilitat de recursos. Valoració de les estratègies d’estalvi, reducció, reciclatge i reutilització de materials.

Informació i coneixement evolució del tractament de la informació en suports analògics i digitalsSistemes de comunicació a distància: telefonia, GPS i teledetecció. Implicacions econòmiques, socials i culturals de les tecnologies de la informació i la comunicació.

L’Univers

L’estructura

Teories: estructura de l’Univers

• Teoria geocèntrica: Aristòtil, Ptolomeu

• Teoria heliocèntrica: Copèrnic, Galileu

• Òrbites el·líptiques: Kepler

• La força de la gravetat: Newton

Del model geocèntric al heliocèntric

Aristòtil (Grècia, 384-322 aC) descriu el model geocèntric.

Claudi Ptolomeu (aprox 100): La seva teoria deia que la Terra roman en el centre mentre els planetes, la Lluna i el Sol descriuen complicades òrbites al voltant d'ella. Descriu un model matemàtic que explica el moviment planetari.

Aristarc de Samos va ser el primer filòsof que va defensar un sistema heliocèntric, aproximadament cap al 200 aC.

Nicolau Copèrnic (1473-1543) es considera el primer científic que va proposar, demostrar i defensar un model heliocèntric. Va revolucionar l'astronomia i la ciència en general al postular que la Terra i els altres planetes es mouen en òrbites circulars al voltant del Sol (excepte la Lluna que gira al voltant de la Terra). Explicava de forma més senzilla les irregularitats dels planetes.

Cap a l'any 1610, Galileu Galilei va construir un telescopi i l'enfocà al firmament. Va ser el primer en adonar-se de la veritable magnitud de l'Univers. Va observar -- estrelles mai vistes-- els quatre satèl·lits de Júpiter i va constatar que giren al voltant d'aquest planeta i que per tant la Terra no és el centre de tots els moviments dels cossos celestes-- els cràters de la Lluna -- les taques solars-- les fases de Venus.

Les seves explicacions gairebé li van costar la vida.

L’acceptació del model heliocèntric va ser complicada sobretot per motius religiosos. Si a la Bíblia surt que l'ésser humà és el centre de la creació perquè està fet a imatge i semblança de Déu, no podia ser que la terra on ell habitava no fos el centre de l‘Univers.

Johannes Kepler (1571-1630), va arribar a la conclusió que els planetes giren entorn al Sol descrivint òrbites el·líptiques en comptes de circulars i el Sol se situa en un dels focus de l'el·lipse.

Isaac Newton (1642-1727): Va suposar que el fet que la Lluna giri al voltant de la Terra en lloc de sortir projectada en línia recta es deu a la presència d'una força que l'empeny cap a la Terra i la fa descriure una circumferència. Va anomenar a aquesta força gravetat i va suposar que actuava a distància, doncs no hi ha res que connecti físicament la Terra i la Lluna. Newton va demostrar que la mateixa força que fa caure un objecte sobre la Terra, manté a la Lluna en la seva òrbita.

AP

L’UNIVERS Estructura

• Espai buit

• Nebuloses: cúmuls de pols còsmica d’aspecte difús

• Galàxies: cúmuls d’estrelles i pols còsmica que es mouen juntes per l’espai

La composició

La composició

73%

23%

4%

75% H

25% He

0,0...% Fe

0,0...% C

0,0...% N

0,0...% Cu

0,0...% O

.....

àtoms

Energia fosca: energia similar a l’energia gravitatòria, amb sentit contrari (repulsió). La seva existència es va deduir el 1998 quan es va descobrir que l’Univers està en expansió en comptes de frenar-se per acció de la gravetat

Matèria fosca: no es pot observar ja que no emet prou radiació electromagnètica i no se sap la seva composició. S’ha deduït en comparar la massa de les galàxies que es molt més gran que la suma de la massa de totes les seves estrelles.

Àtoms: són la matèria observable. Bàsicament H i He. La resta s’originen quan les estrelles de gran massa exploten. Aquests àtoms poden agregar-se i formar planetes, gràcies a la gravetat. Els més pesats al centre i els més lleugers a la superfície. Per això diuen que els

“ éssers vius som pols d’estrelles”

L’origen de l’Univers

Edwin Hubble (Marshfield, MO, 20.11.1889-San Marino, CA, 28.9.1953). Hubble va mostrar que nebuloses com l'Andromeda són galàxies tan o més enormes que la Via Làctia i, en calcular els moviments relatius entre galàxies va evidenciar una tendència general d'allunyament de les unes i les altres: l'expansió de l'univers.

S'ha comprovat que les galàxies s'allunyen, encara avui, les unes de les altres. Si passem la pel·lícula al revés, on arribarem? 

Els científics intenten explicar l'origen de l'Univers amb diverses teoriesque es complementen.

La teoria del Big Bang o gran explosió, suposa que, fa entre 12.000 i 15.000 Ma, tota la matèria de l’Univers estava concentrada en una zona extraordinàriament petita de l'espai, i va explotar. La matèria va sortir impulsada amb gran energia en totes direccions.

Els xocs i un cert desordre van fer que la matèria s'agrupés i es concentrés més en alguns llocs de l'espai, i es van formar els primers estels i les primeres galàxies. Des d'aleshores, l'Univers continua en constant moviment i evolució.

Aquesta teoria es basa en observacions rigoroses i és matemàticament correcta des d'un instant després de l'explosió, però no té una explicació per al moment zero, anomenat "singularitat".

La teoria del Big Bang

La teoria inflacionàriaLa teoria inflacionària d'Alan Guth intenta explicar els primers instants de l'Univers. Es basa en estudis sobre camps gravitatoris fortíssims, com els que es produeixen prop d'un forat negre.

L'empenta inicial va durar un temps pràcticament inapreciable, però va ser tan violenta que, tot i que l'atracció de la gravetat frena les galàxies, l'Univers encara creix.

No es pot imaginar el Big Bang com l'explosió d'un punt de matèria en el buit, perquè en aquest punt s'hi concentraven tota la matèria, l'energia, l'espai i el temps. No hi havia ni "fora" ni "abans". L'espai i el temps també s'expandeixen amb l'Univers.

El Cosmos creix per una inflació rapidíssima. L’Univers s’expandeix des de la mida d’un àtom a la d’un raïm en una fracció de segon

L’inflació s’atura. L’Univers té un metre Està format per una sopa calenta d’electrons i quarks

L’Univers és molt més fred. Els quarks es combinen per formar protons i neutrons.

L’univers té la mida del Sol. Formació de nuclis atòmics

Encara massa calents per formar àtoms, els electrons i protons impedeixen que la llum brilli. L’Univers és una boira super calenta

Es comença a generar àtoms d’H i He. La llum pot finalment brillarL’Univers es refreda i s’expandeix es fa transparent

La col·lisió de gas d’H i d’He forma les protogalàxies i els primers estels

A mesura que les galàxies es formen les primeres estrelles moren i emeten elements pesants a l’espai que podran formar noves estrelles i planetes

Expansió de l’UniversFormació de galàxies i planetes

Edat de les ombres

Fluctuacions quàntiques

Expansió del Big Bang des de fa 13.700 milions d’anys

L’expansió de l’Univers ha estat gradual durant la major part de la seva història. La idea que abans hi va haver un període inflacionari ràpid va ser exposada fa una vintena d’anys . Les noves observacions del satèl·lit WMAP abonen aquesta idea

La teoria de la relativitat d’Einstein prediu que hauriem de ser capaços de captar la radiació de fons provinent dels intants inicials de la formació de l’Univers

Penzias i Wilson van topar amb la radiació còsmica de fons gairebé per atzar. Aquests autors preparats en matèria de receptors de microones, no va fer el que haurien fet uns altres: esmorteir el soroll amb filtres.Abans de caure que era la radiació còsmica de fons, la responsable del soroll van fer netejar de coloms i de colomina l'antena Horn.

El nou satèl·lit Planck de l’ESA, llançat el juliol del 2008 donarà noves mesures d’aquesta radiació que vé de fora de la galàxia.

La nostra galàxia

La Via Làctia

La Via Làctia. Els romans l'anomenaren "Camí de Llet".Té forma espiral i pot tenir uns 100.000 milions d'estels, entre ells, el Sol.

El Sistema Solar és en un dels braços de l'espiral, a uns 30.000 anys llum del centre i uns 20.000 de l'extrem.

Cada 225 milions d'anys el Sistema Solar completa un gir al voltant del centre de la galàxia. Es desplaça a uns 270 km per segon.

No podem veure el brillant centre perquè s'interposen materials opacs, pols còsmica i gasos freds, que no deixen passar la llum.

La Via Làctia forma part del Grup Local

juntament amb les galàxies d'Andròmeda i del Triangle, els Núvols de Magallanes, les galàxies M32 i M110, galàxies i nebuloses més petites i altres sistemes menors. En total hi ha unes 30 galàxies que ocupen un àrea d'uns 4 milions d'anys llum de diàmetre.

M33

M31

Galàxia del Triangle

Galàxia d'Andròmeda

Grandària de l'estrella BetelgeuseBetelgeuse és una estrella brillant que assenyala el costat dret de la constel·lació d'Orió. També coneguda com Alpha Orionis, Betelgeuse és una estrella vermellosa, una de les més brillants del cel nocturn. Està a uns 300 anys llum de la Terra. El diàmetre de Betelgeuse varia dels 419 als 580 milions de quilòmetres, el que la converteix en una de les estrelles més grans que es poden observar. Si Betelgeuse estigués situada en el centre del nostre Sistema Solar, inclouria les òrbites de Mercuri, Venus i la Terra.

Sistema solar

• Cometes

• Asteroides

• Meteorits

• El sol

• Planetes i planetes nans

• Satèl·lits

Els vuit planetesL’agost del 2006, a Praga, la Unió Astronòmica Internacional va redefinir els planetes. Cossos com Plutó, Ceres i Eres pertanyen des d’aleshores a una nova categoria: els planetes nans. Tanmateix el Juny del 2008, Plutó ha estat classificat com a plutoide

Quina/es fotografia és de la Terra?

mart

J

J J

J

Vida sota el gel?

S

Atm metà

NU

Mesura distàncies a l’Univers

Unitat astronòmica (UA): Distància mitjana entre la Terra i el Sol. Aprox., 149.600.000 Km. No s'utilitza fora del Sistema Solar.

Any llum (AL): Distància que pot recórrer la llum en un any. Són 9,46 bilions de Km. Si un estel és a 10 anys llum, el veiem tal com era fa 10 anys. És la més pràctica.

Pàrsec (pc): Equivalent a 20,86 bilions de Km, a 3,26 anys llum. La favorita dels científics.

Temperatura: la quantitat de calor d'un objecte. La temperatura més baixa possible a l'Univers és de 273 ºC sota zero (0 ºKelvin), que equival a no tenir cap mena d'energia

Equivalències

Unitat pc al ua m

pc 1 3,26 206.265 3,09 ·1016

al 0,307 1 63.241 9,46 ·1015

ua 4,85 ·10-6 1,58 ·10-5 1 1,50 ·1011

m 3,24 ·10-17 1,06 ·10-16 6,68 ·10 -12 1

Origen del Sistema Solar

Formació del Sistema SolarÉs molt difícil precissar l'origen del nostre Sistema Solar. Els científics creuen que pot situar-se fa uns 4.600 milions d'anys, quan un inmens núvol de gas i pols es va contreure a causa de la força de la gravetat i va començar a girar a gran velocitat, probablement, degut a l'explosió d'una supernova propera.                                                                                                         Al centre es va acumular la major part de la matèria. La pressió era tan elevada que els àtoms van començar a partir-se, alliberant energia i formant una estrella. Al mateix temps s'anaven definint alguns remolins que, en fer-se grans, augmentaven la seva gravetat i recollien més materials a cada volta.                                                                                                         També hi havia moltes colissions. Milions d'objectes s'apropaven i s'unien o bé xocaven amb violència i es partien en bocins. Les trobades constructives van predominar i, en només 100 milions d'anys, va adquirir un aspecte semblant a l'actual. Després cada cos va continuar la seva pròpia evolució.

                                                                                                        

EVOLUCIÓ D’UN ESTEL

Es forma l'estel a partir d'un núvol de gas i pols. Es fa gegant. Es produeixen reaccions nuclears. Masses de gas i

pols es condensen al seu entorn (protoplanetes). En la seva seqüència principal tenim l'estel amb planetes. L'estel segueix estable mentre es consumeix la seva matèria. Des de la terra seguim observant l'estel durant un temps, encara que aquest hagi desaparegut.

L'estel comença a dilatar-se i refredar-se. Creix, engolint els planetes, fins convertir-se en un Gegant Roig.

Es torna inestable i comença a dilatar-se i encongir-se alternativament fins que explota. Es transforma en una Nova. Llença materials cap a l'exterior.

El que resta, es contreu considerablement. Esdevé una Nana. Es fa molt petita i densa i brilla amb llum blanca o blava, fins que s'apaga.

Els gasos de la nebulosa s’atrauen per la gravetat. A certa mida comencen les recc. de fusió

L’estel esgota l’H, es refreda i es transforma en gegant vermella

o en supergegat vermella

Es col·lapsa i esclata en una supernova d’extraordinària lluminositat

Perd gairebé tot l’embolcall gasos i queda en un nan blanc

Queda un residu increïblement dens, estel de neutrons o púlsar, o encara més dens, un forat negre. La densitat d’un púlsar és tan gran que una cullera podria pesar mil milions de tones. D’un forat negre no se n’escapa ni la llum

Una supernova emet a l’espai milionms de tones de matèria, que en un futur podran formar nous estels i planetes

www.xtec.cat/~rmolins1/textos/cat/univers01.htm

www.cientec.or.cr/.../articulos/estrellas.html

www.esa.int/

www.esa.int/esaCP/Spain.html