A.UNIVERSUL 1.Reprezentari ale Universului

Teoria helicentrica a lui Copernic Legile lui Kepler

Astronomul Seeling a fost primul care a discutat in mod detaliat aceasta dificultate cu care se confrunta mecanica cereasca. Daca se studiaza cum poate fi considerat universal ca totallitate, atunci raspunsul cel mai natural pare a fi urmatorul: Universul este infinit in spatiu (si in timp). Peste tot exista stele, astfel incat densitatea materiei, desi local este foarte diferita, global ea ramane aceeasi. In alti termeni: oricat de departe am calatorii in spatiu, se va gasi raspandita peste tot o multime de stele fixe, de acelasi tip si aceeasi densitate. Aceasta conceptie esteincompatibila cu teoria lui Newton. Teoria sa pretinde mai degraba ca universal are un gen de centru, in care densitatea stelelor este maxima, iar aceasta densitate scade pornind din acest centru in afara, pentru a fi inlocuita, la o distanta sufficient de mare, de un spatiu vid infinit. Lumea stelelor ar constitui o insula finite in oceanul infinit al spatiului.

Aceasta reprezentare este, in sine, putin satisfacatoare. Ea este si mai putin satisfacatoare daca tinem seama de faptul ca se ajunge la urmatoarea consecinta: lumina emisa de stele, ca si stelele izolate de sistemul solar, se vor deplasa constant spre infinit fara a mai reveni vreodata in interactiune cu alte obiectenaturale. Universal materiei agglomerate intr-o regiune finite saraceste astfel sistematic putin cate putin. Legile lui Kepler:

Prima lege : Planeta se mic n jurul stelei pe oorbiteliptic, n care steaua reprezint unul dinfocare. A doua lege : Linia dreapt care unete planeta cu steaua ("raza vectoare a planetei") mturariiegale n perioade detimpegale. A treia lege : Ptratul perioadei de revoluie a planetei,u, este proporional cu cubul semiaxei mari a orbitei,a:

Teorii moderne ale Universului dovezi experimentale

Astronomii cred acum ca universul a crescut pana la dimensiunile sale astronomice plecand de la o marime submicroscopica in prima trilionime de secunda. Aceasta este concluzia obtinuta in urma noilor imagini, mai detaliate, obtinute de Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) sonda care orbiteaza Pamantul si cartografiaza micile variatii ale radiatiei de fond.

Microundele care formeaza radiatia de fond se presupune ca sunt ramasita luminoasa a Big Bang-ului. Pe masura ce Universul s-a extins, lumina s-a "racit". Aceasta idee este consecinta corelatiei dintre temperatura si lungimea de unda a luminii iar pe masura ce Universul s-a extins, lungimile de unda ale luminii s-au "labartat" din ce in ce mai mult.

Pe langa faptul ca WMAP a cartografiat variatiile de intensitate ale radiatiei de fond, sonda a obtinut acum primele informatii despre polarizarea radiatiei. Daca gandim in termeni de fotoni in loc de unde, polarizarea poate fi inteleasa ca o indicatie a felului in care fotonii se rotesc in jurul propriei lor axe polarizarea este orientarea acestei axe de rotatie.

In imagine, petele colorate indica zonele mai "calde" (rosu) si mai "reci" (albastru). Liniile albe indica directia polarizarii luminii de fond.

Din cauza ca polarizarea a fostafectata de primele stele, cercetatorii au putut sa deduca faptul ca acestea s-au format la aproximativ 400 de milioane de ani dupa Big Bang. Aceasta este o veste buna, ca sa spun asa, pentru ca estimarile anterioare erau cam de 200 milioane de ani, ceea ce nu parea suficient pentru ca stelele sa fi avut timp sa se formeze. Insa 400 milioane de ani par sa constituie o "epoca intunecata" suficient de lunga.

David Spergel, un astrofizician de la Princeton si membru al echipei WMAP, a spus ca noile imagini le-au permis sa-si formeze o idee despre masura in care anizotropiile radiatiei de fond sunt anterioare formarii stelelor sau sunt o consecinta a stelelor.

Acest lucru a eliminat anumite teorii ale inflatiei si a indicat ca expansiunea Universului de la zero la aproximativ marimea actuala a durat numai o trilionime de secunda, a spus Brian Greene, un fizician teoretician de la.

"Eu sunt uluit de faptul ca putem spune ceva despre ce s-a intamplat in prima trilionime de viata a Universului, insa chiar putem", a spus Charles L. Bennett, principalul cercetator de la WMAP si profesor la Departamentul de Fizica si Astronomie Henry A. Rowland de la Universitatea Johns Hopkins. "Nu am mai putut niciodata pana acum sa intelegem Universul 'nou-nascut' cu o asemenea precizie. Se pare ca acest 'nou-nascut' a avut o perioada de crestere accelerata, care ar fi alarmat pe orice mama sau tata."

In 2001, WMAP a atras atentia lumii cu imaginile sale detaliate care au permis oamenilor de stiinta sa deduca varsta Universului (13,7 miliarde de ani) si faptul ca este "plat" (adica nu este nici curbat ca o sfera gigantica si nici curbat in afara, ca o mare sa).

In plus, imaginile acestea i-au convins pe cei mai multi astronomi ca cea mai mare parte din Univers este formata din materie intunecata (un tip de materie despre care se presupune ca nu ar interactiona cu fotonii in nici un fel ci interactioneaza numai gravitational), si ca exista o mare cantitate de energie intunecata (adica o forta anti-gravitationala care este responsabila pentru faptul ca Universul nu numai ca este in expansiune, ci este in expansiune accelerata).

Cu toate acestea, unii fizicieni cred ca materia intunecata si energia intunecata nu sunt decat semnele faptului ca teoria gravitatiei pe care o avem in prezent (teoria generala a relativitatii a lui Einstein) este gresita la scara mare (sau mai bine spus si la scara mare, pentru ca se stie ca ea este gresita la scara cuantica).

Stele, galaxii si roiuri, supernove, stele neutronice, quasari Sistemul solar

Regiunea universului n care se afl Pmntul depinde de Soare . Din acest motiv ea se numete sistemul solar. Acesta cuprinde Soarele , planete , comete , meteorii i pulberi .

Planetele i asteroizii

Principalele corpuri ale sistemului solar sunt cele care , asemenea Pmntului , se nvrtesc n jurul Soarelui i reflect lumina acestuia ; ele se numesc planete. De la cea mai apropiat de soare pn la cea mai ndepartat , cele noua planete sunt : Mercur , Venus , Pmnt , Marte , Jupiter , Saturn , Uranus , Neptun , i Pluto . Cinci dintre acestea pot fi urmrite pe cer cu ochiul liber , i din acest motiv , au fost Observate nc din Antichitate , pe timpul verii : Mercur , Venus , Marte, Jupiter i Saturn . Celor nou planete principale li se adaug o mulime de planete mici numite asteroizi , majoritatea concentrate ntre Marte i Jupiter. Diametrul celui mai mare asteroid Ceres este de aproximativ de 1000 km. Diametrul celui mai mic nu depete cteva sute de metri . Soarele exercit asupra planetelor o atracie puternic pentru c este de aproape de 1000 de ori mai greu dect toate planetele la un loc .

Satelii , comete i meteorii

Cele mai mari dintre planete sunt la rndul lor nconjurate de satelii : este cazul Pmntului i al satelitului su Luna . Din sistemul solar mai fac parte cometele , mici atri formai din roci i ghea care atunci cnd se apropie de Soare degaj mari cantiti de gaz i pulberi . Ciocnirea unor asteroizi i divizarea lor n comete care se apropie prea mult de Soare sau de planetele mari dau natere unor fragmente de dimensiuni diferite . Aceste fragmente circul n spaiul interplanetar i sfresc prin a cdea pe suprafaa planetelor sau a sateliilor lor : ele sunt meteoriii .

Dimensiunile sistemului solar

Planetele sunt repartizate n jurul Soarelui ntr-o zon n form de disc , cu o raz de aproximativ 6 miliarde de kilometri , pe care lumina Soarelui o strabate n sase ore . Chiar dac ar parea ntins , la scara Universului , adic a ntregii lumi sistemul solar este cu adevarat minuscul . Situat la circa 150 de milioane km de planeta noastr Soarele ne apare pe cer ca un disc orbitor . Lumina lui ajunge la noi n 8 minute . Ea acoper lumina tuturor celorlali atri . Traversat de razele sale luminoase , atmosfera terestr d cerului frumoasa culoare albastr . S presupunem c am reduce Soarele la dimensiunea unei portocale : la aceast scara Pluto nu ar fi dect o gmlie de ac care s-ar nvrti la o distan de 400 m de porocal , iar steaua cea mai apropiat s-ar situa la 3000 km de portocal ! Vzut de pe Pluto de la o distan de aproximativ 40 de ori mai mare dect cea care l separ de Pmnt , Soarele apare doar sub forma unei stele strlucitoare sub un cer venic negru .

Istoria sistemului solar

Timp de secole s-a crezut c Pmntul st nemicat n centrul Universului , iar Soarele i planetele se nvrtesc n jurul lui . Acesta este sistemul lumii dup cum l descria savantul grec Ptolemeu n secolul al II-lea . Cr. n secolul al XVI-lea astronomul polonez Copernic a afirmat ca Pmntul i celelalte planete se nvrtesc n jurul Soarelui . Dup inventarea lunetei , n secolul urmtor s-a putut dovedi c el avea dreptate .

Prin studierea planetelor i a stelelor astronomii au putut s reconstituie istoria sistemului solar i s prevad viitorul acestuia .

Formarea sistemului solar

Soarele s-a format ntr-un imens nor de gaz i pulberi . Din motive nc puin cunoscute , poate n urma unei perturbaii create de explozia unei stele mai mari , situate destul de aproape acest nor a nceput s se prabueasc sub propria greutate i s se nvrteasc pe loc . Puin cte puin a luat forma unui disc mai dens i mai cald n centru dect spre exterior . Apoi , n centrul discului , materia a devenit suficient de dens i de cald ca Soarele s nceap s strluceasc : aceasta s-a petrecut n urm cu 4.6 miliarde de ani . n imensul nor de gaz i pulberi particulele solide s-au aglomerat n mod progresiv , pe parcursul a mai puin de 100 milioane de ani , pentru a forma planetele . n apropierea Soarelui unde era mai cald planetele s-au nscut din aglomerarea unor blocuri de roc . Astfel s-au format Mercur , Venus , Pmnt i Marte . n regiunile exterioare mai reci centrul planetelor mai mari s+a format din roci amestecate cu ghea . Acestea au atras apoi mari cantiti de gaz din norul din care proveneau . Este cazul lui Jupiter , Saturn , Uranus i Neptun .

Alte sisteme solare

n 1984 astronomii au descoperit un imens disc de pulberi n jurul stelei Beta Pictoris . Discul a fost detectat datorit observaiilor n infrarou . Acesta ar putea fi un sistem solar n curs de formare . Se crede c numeroasele stele sunt nconjurate de una sau mai multe planete . Dar , cu mijloacele de astzi , este aproape imposibil detectarea direct a altor planete . De fapt observarea de pe Pmnt a unei planete de mrimea lui Jupiter , care se nvrtete n jurul uneia dintre cele mai apropiate stele , ar fi ca ncercarea de a distinge de la Paris o lumnare situat la o distan de 10 m de un far puternic din New York ! Cu toate acestea astronomii au putut stabili prezena a dou planete n jurul unei stele situate la 1600 ani-lumin . Galaxiile

Galaxiile sunt o compozitie universala de stele, gaz si praf, avand o complexitate colosala (la fel ca si marimea lor). Ca o functie secundara galaxiile sunt niste faruri uriase cu ajutorul carora cercetatorii incearca sa masoare Universul.

Galaxiile variaza in functie de forma, marime, compozitie etc.

Tipuri de galaxii:

Galaxii eliptice. Le-a fost atribuita litera E si cifra 0 (descrie forma aproximativa a galaxiilor). Nu se cunoaste forma exact a acestora. Au o lungime de cinci ori mai mare decat latimea si se caracterizeaza in general printr-o populatie de stele batrane si foarte putin gaz si praf stelar (doua elemente necesare formarii de noi planete).

Galaxii spirale. Se impart in doua categorii :

-spirale normale, notate S

-spirale drepte, notate SB

Se caracterizeaza prin prezenta unei unflaturi luminoase in zona centrala.

Galaxii iregulate. Aceste galaxii nu au o organizare aparte, fie pentru ca unele fenomene le-au lasat intr-o stare de dezechilibru sau fie ca le lipseste rotatia unei spirale.

Ciocnirile intre galaxii

Ciocnirile intre galaxii se produc in general in zonele aglomerate rezultand praf stelar sau galaxii mai mici, concentrate ce pot lua diferite forme (depinzand de gradul de simetrie).

STELE

Ce sunt stelele ?

Stelele ( sunt uriae acumulri de gaze (de obicei hidrogen i heliu) fierbini i luminoase, de form sferic. Stabilitatea lor din punct de vedere al formei se datoreaz, n mare parte echilibrului format ntre uriaele fore de gravitaie (care i exercit fora spre interior) i reaciilor termonucleare din interiorul stelei (care i exercit fora spre exterior).

Vzute de pe Pmnt toate stelele, cu excepia Soarelui, par a avea acelai loc pe bolta cereasc pentru un timp foarte ndelungat. Ele sunt ntr-o micare permanent, iluzia strii fiind cauzat de distanele foarte mari dintre ele i Pmnt.

Numrul stelelelor vzute cu ochiul liber de pe Pmnt este n jur de 8000, dintre care 4000 din emisfera sudic, iar 4000 n emisfera nordic.

n Calea Lactee, galaxia n care se afl Soarele mpreun cu sistemul nostru solar, se estimeaz a fi cteva sute de miliarde de stele, care au fost observate cu ajutorul tehnologiilor moderne. Numrul galaxiilor cunoscute este de cteva sute de milioane, astronomii fiind convini c numrul lor este mult mai mare.

Cea mai apropiat stea de cea a sistemul nostru solar este Proxima Centauri, o component a sistemului solar format din trei stele, Alpha Centauri. Distana dintre cele dou stele este aproximat la 4.29 ani lumin, adic 40 miliarde de kilometri.

Caracteristicile stelelor (culoarea, temperatura, luminozitatea, mrimea) varieaz de la stea la stea n funcie de masa lor (cantitatea de material coninut) i n funcie de modul de formare. Caracteristicile unei anumite stele varieaz de asemenea, din cauz schimbrilor suferite n timpul perioadei de via a acesteia. Viaa unei stele varia de la sute de milioane pn la zeci de miliarde de ani teretri.

Quasari Universul este constituit din toate materiile, lumina si alte forme de radiatii si energie. El este constituit din tot ceea ce exista oriunde in spatiu si timp.Universul include Pamantul si tot ceea ce este pe el. De asemenea, include tot ceea ce este in Sistemul Solar. Toate stelele, dintre care Soarele sunt parti din Univers. Soarele este una dintre mai mult decat 100 bilioane de stele grupate intr-o galaxie gigantica spirala, numita Caleea Lactee. Calea Lactee se intinde pe o distanta de 100.000 ani-lumina. Studiile spatiului distant cu ajutorul telescoapelor optice si radio indica existenta a peste 100 bilioane de galaxii. Galaxiile se grupeaza in clustere, iar unele clustere par sa se grupeze in superclustere.Marimea Universului. Nu se stie daca dimensiuea Universului este finita sau infinita. Obiectele stralucitoare, neobisnuite numite quasari, sunt cele mai distante obiecte din Univers. Quasarii pot fi atat de departe cat 16 ani-lumina fata de Pamant.Teorii. Majoritatea teoriilor cosmologice se bazeaza pe o idee, numita principiul cosmologic. Dupa aceasta teorie, in orice moment, orice parte a Universului este ca oricare alta, avand aceeasi varsta. Teoria relativitatii generale a lui Albert Einstein pune bazele comportamentului Universului. Teoria sa se bazeaza pe doua principii:(1) nici un semnal nu poate calatori mai repede decat viteza luminii(2) legile fizicii sunt la fel oriunde in Univers Exista mai multe teorii, dar nici una nu se poate dovedi corecta. Oamenii de stiinta vor trebui sa astepte pana cand astronomia observationala si fizica teoretica se vor mai dezvolta.Stiinta care studiaza structura, dinamica dezvoltarea Universului, se numeste cosmologie. Ea incearca sa explice cum s-a format Universul, ce s-a intamplat in trecut, ce se poate intampla in viitor.

Relativitatea clasica si moderna, perspective asupra schimbarii perceptiei lumii la nivelul secolului al XX-lea

. Principiul relativitatii clasice Se numesc sisteme (referentiale) inertiale toate acele sisteme de referintacarese misca, unele fata de altele, in mod rectiliniu siuniform, fara sa posede si miscari de rotatie. Un astfel de sistem este sistemul heliocentric, a carui origine este fixata in Soare, iar axele de coordonatesuntindreptate catre trei stele, socotite ca puncte fixe. Orice sistem de referintacarese misca rectiliniu siuniformin raport cu sistemul heliocentric este, de asemenea, un sistem inertial.

Referentialele fixate de Pamant nusuntriguros inertiale, deoarece globul terestru are ti o miscare de rotatie. Dar efectele acestei rotatii,suntin general neglijabile, astfel incat orice sistem de referinta solidar cu Pamantul se poate considera practic inertial.

Sistemele inertiale prezinta o proprietate fizica foarte importanta: miscarea acestora nu influenteaza fenomenele fizicedincuprinsul lor. Caderea libera a corpurilor, miscarea pendulelor etc. se executa la fel, fie ca sistemul inertial se afla in miscare rectilinie si uniforma fie ca se afla in repaus (fata de Pamant). Aceasta inseamna ca:nici o experienta mecanica, executata intr-un sistem inertial, nu poate sa puna in evidenta miscarea rectilinie si uniforma a sistemului.Un observator aflat in cuprinsul unui astfel de sistem nu poate sa-ti dea seama de miscarea acestuia, decat numai daca priveste lucruriledinafara.

Dar daca miscarea sistemului este variata, deci daca exista o acceleratie, observatiile efectuate in cuprinsul sistemului nu pot sa puna in evidenta miscarea acestuia. Astfel, cand trenul merge rectiliniu siuniform, nu putem sa ne dam seama de miscarealui, nu putem sa stim daca se misca sau sta pe loc. Cand insa trenul se opreste brusc putem sa cadem inainte; miscarea variatadinacel moment se face simtitaprindiverse fenomene ce apar in interiorul vagonului. De asemenea, daca referentialul se roteste in jurul unei axe, ne putem da seama de aceasta miscareprinexperiente efectuate in cuprinsullui. Astfel daca Pamantul ar fi invaluit tot timpul de nori,carene-ar impiedica sa vedem mersul Soarelui si al stelelor pe bolta cereasca, am putea sti ca globul se roteste facand experiente cu pendululluiFoucault.

Pentru a explica independenta miscarilor intr-un sistem inertial de translatia acestuia, sa studiem saritura pecareun om o poate face pe puntea unui vapor.

Consideram mai intai ca vaporul sta pe loc; aflat in pozitia O (fig.1) , omul face o saritura spre prora (partea cucarevasul inainteaza) si ajunge in A1dupaintervalul de timp t. Pentru simplitate presupunem ca saritura se face rectiliniu siuniform, cu viteza w fata de vas, astfel ca OA1=wt

Apoi omul repeta saritura in conditii perfect identice ,dar inspre pupa (partea opusa prorei).In intervalul de timp el ajunge in pozitia A2 ,situata evident le aceeasi departare de O ca si pozitia A1. Avem de asemenea: OA2= wt

Presupunem acum ca vasul inainteaza pe apa rectiliniu siuniform, cu viteza v fata de tarm. Omul, aflat in punctul O, repeta cele doua sarituri desprecaream vorbit, in conditii perfect identice. In primul caz, el incepe saritura porninddinpunctul O, cand vasul se gaseste in pozitia I, si ajunge in punctul A1/(fata de tarm), cand vasul se afla in pozitia II. In acest timp, punctul O de pe puntea vasului a trecut in pozitia O

miscandu-se cu viteza v ( viteza vaporului), deci OO =vt.

Asadar, saritura observata pe vapor estedinO in A1; observata de pe tarm, ea estedinO in A1. Daca fenomenele mecanice dintr-un sistem inertialsuntindependente de miscarea sistemului, atunci lungimea O A1a sariturii de pe vasul in miscare trebuie sa fie egala cu lungimea OA1a sariturii de pe vasul in repaus.

Astfel:

Cand omul se afla in repaus pe vasulcarese misca cu viteza v fata de tarm, el are fata de vas o viteza nula :w = 0. Dar fata de tarm el se misca cu viteza v, ce este viteza cucarevasul il transporta. De aceea, cand omul se misca pe vas cu viteza w in sensul deplasarii vasului, el are fata de tarm viteza w + v . Astfel, in intervalul de timp t, lungimea sarituriiluifata de tarm este O A1= (w + v) t.

Saritura omului pe vasul in miscare fiind O A1, avem de pe figura 1 O A1= O A1OO sau , tinand seama de expresiile stabilite mai sus pentru OA1si OO, rezulta: OA1= (w + v ) t v t, de unde OA1= w t. Comparand aceste rezultate cu formula OA1=wt, deducem OA1=OA1. Asadar dupa cum arata si experienta, lungimea sariturii pe vasul in miscare rectilinie si uniforma este egala cu lungimea sariturii pe vasul in repaus (fata de tarm). Sau, generalizand, fenomenele mecanice se petrec la fel intr-un sistem in repaus ca intr-unul in miscare rectilinie ti uniforma. Cu alte cuvine, miscarea sistemelor inertiale nu schimba aspectul fenomenelor mecanice din cuprinsul lor.

Sa cercetam acum si saritura OA, inspre pupa. De data aceasta omul sare in sens contrar miscarii vasului, astfel ca viteza lui fata de tarm este w v. In intervalul de timp t, lungimea sariturii lui fata de tarm este OA2= (w v)t, iar saritura pe vas este OA2=OA+ OO si tinand seama de rezultatele precedente, avem: OA2=(w -v)t+wt, de unde OA2=wt.

Comparand acest rezultat cu formula OA2=wt, obtinem OA2=OA2, adica exact ca in cazul precedent: lungimea sariturii pe vasul in miscare este aceeasi ca pe vasul in repaus.