1.TABLOUL GENERAL AL UNIVERSULUI 1.1. DEFINIŢII, LIMITE
Universul sau Cosmosul constituie un spaţiu ale cărui limite sunt imperceptibile şi în care materia se află organizată în structuri şi forme care au stadii diferite de evoluţie extrem de variabile. De-a lungul timpului, dar mai ales în ultimele decenii, limitele spaţiului relativ cunoscut s-au îndepărtat tot mai mult, pe măsura perfecţionării instrumentelor de observaţie, de înregistrări şi a lărgirii câmpului informaţional.
Astronomii folosesc frecvent pentru acest spaţiu temenul de Univers observabil sau Metagalaxia. El ar constitui o parte redusă a Universului, în care se află stele, galaxii ce sunt detectate prin recepţionarea radiaţiilor emise de ele. La nivelul cunoaşterii actuale, limitele Metagalaxiei s-ar afla de la 5 miliarde ani lumină (a.l.) limita optică, la 10 – 15 miliarde a.l. (limita undelor radio recepţionate).
Dincolo de Universul observabil s-ar afla Universul fizic (îl înconjoară pe cel observabil), un spaţiu în care corpurile sau structurile cereşti nu pot fi urmărite direct, dar prezenţa lor este presupusă datorită unor influenţe pe care acestea le exercită asupra unor structuri din ariile observabile. 1.2. CARACTERISTICI ALE UNIVERSULUI
- Universul este considerat transparent, caracteristică pe care a dobândit-o la c-ca un milion de ani de la Big – Bang.
- Universul este omogen, întrucât la scara lui diversele componente apar ca distribuite uniform.
- Volumul Universului este apreciat la 1080 m³, iar masa, de 2,5 x 1054 kg (90% sunt particule elementare de tipuri neutrini, fotoni, electroni).
- Densitatea este de 2,5 x 10-26 kg/m³, valoare extrem de mică, situaţie care împinge la supoziţia că „apare ca vid”. Precumpănesc atomii de H, He şi la distanţă mare, cei de O, C, N.
- Materia invizibilă, despre care se vorbeşte tot mai mult, este marcată între altele de unele efecte gravitaţionale anormale pe care le-ar determina. - În Univers acţionează patru forţe: gravitaţia, forţa electromagnetică, forţa nucleară şi forţa slabă;
• gravitaţia, care stă la baza relaţiilor dintre corpurile cereşti de tipul stelelor, planetelor, sateliţilor (mărimea forţei de atracţie dintre corpuri este direct proporţională cu masele lor şi invers proporţională cu pătratul distanţei dintre ele);
• forţa electromagnetică – ce influenţează particulele cu sarcină electrică şi determină emisia de unde radio, radiaţii luminoase şi sinteze moleculare; valoarea ei este mai mare decât cea a gravitaţiei;
• forţa nucleară şi forţa slabă sunt prezente la nivelul atomic şi respectiv al particulelor elementare. Prima este de sute de ori mai puternică în raport cu cea electromagnetică, dar acţionează pe un spaţiu extrem de limitat; se manifestă în ansamblul reacţiilor nucleare din stele. Cea de a doua este de cca 1000 de ori mai slabă decât cea nucleară. În Macrocosmos, prezenţa lor este legată de radiaţiile stelelor, dobândite în urma reacţiilor termonucleare. Acţiunea acestor forţe a impus în procesul evoluţiei Universului concentrarea materiei în anumite zone şi de aici individualizarea unor structuri cosmice cu dimensiuni diferite. Între acestea, importante sunt: galaxiile, planetele, stelele, sateliţii, cometele. 1.3. ALCĂTUIREA ŞI STRUCTURILE DIN UNIVERS 1.3.1. Macrostructurile
În cadrul Universului, componenta de bază şi care are cea mai mare frecvenţă este galaxia; cele peste 100 de miliarde de galaxii din Universul obsevabil se asociază în grupuri mari, numite roiuri şi superroiuri de galaxii.
- Galaxiile sunt sisteme cosmice care se caracterizează prin:
• componenţă de la sute de milioane până la 1000 de miliarde de stele de tipuri diferite, sisteme solare, nebuloase gazoase, pulberi, atomi şi particule elementare dispersate.
• au o mişcare de rotaţie în jurul axei mici, iar în funcţie de viteza de rotaţie, prezintă o turtire mai mare sau mai mică.
• masa galaxiilor variază între un miliard şi 1000 de miliarde mase solare (1,9 x 1030 kg); masa medie este de 100 miliarde mase solare.
• densitatea scade din centru spre periferia galaxiei.
• viteza de depărtare a unora faţă de celelalte este cu atât mai mare cu cât sunt la depărtări mai mari.
• clasificarea cea mai cunoscută este cea concepută de E. Hubble, care a avut drept criteriu forma. Conform acestui criteriu, se disting: galaxii spirale, galaxii eliptice, galaxii neclarificate şi galaxii neregulate.
- galaxiile spirale reprezintă peste 60 % din totalul galaxiilor, fiind cele mai numeroase: sunt turtite, au nucleul sferic şi braţele spirale, aplatizate, de unde şi forma discoidală. Nucleul este alcătuit din stele bătrâne şi materie interstelară puţină, iar braţele în formă de spirală sunt frecvent în număr de două până la şapte şi au o deschidere diferită.
- galaxiile eliptice sunt mai puţin numeroase (doar 23 %), mai evoluate, dar au dimensiuni variabile, turtire diferită în funcţie de viteza de rotaţie. Culoarea este roşie, pentru că stelele sunt bătrâne.
- galaxiile neclarificate (12 %) şi galaxiile neregulate (2 % din total), care sunt tinere, au un nucleu şi formă neregulată datorită vitezei de rotaţie mare.
- Grupurile de galaxii (Clustere) – reprezintă un sistem alcătuit din galaxii cu mărimi şi forme diferite, distribuite neuniform (exemplu – Galaxia Noastră împreună cu încă două galaxii mari – Andromeda şi Triunghiul şi cu 20 de galaxii mici, formează „Grupul Galactic Local").
- Roiurile de galaxii (Superclustere) – conţin grupuri de galaxii având în componenţă sute sau mii de galaxii. Se disting roiuri deschise, cu formă neregulată şi o slabă concentrare spre centru şi roiuri globulare, cu structură compactă şi concentrare mare de galaxii pe centru (de exemplu, Grupul Galactic Local face parte din roiul Fecioara).
- Superoiurile de galaxii – sunt formate din cinci până la 40 de roiuri de galaxii şi ating un diametru de cca 60 milioane a.l.. Zona centrală a unui superroi este, de regulă, ocupată de o galaxie „monstruasă”, cu o masă echivalentă cu cea a mai multor sute de galaxii normale, celelalte galaxii ale superroiului gravitează în jurul ei pe traiectorii în spirală, apropiindu-se de centru unde sunt captate de galaxia monstruoasă. 1.3.2. Mezostructurile cosmice
- Roiuri de stele
Sunt grupuri de stele (sute, mii, sute de mii), între care există forţe de atracţie şi care au origine, vârstă şi compoziţie chimică apropiate (diferă îndeosebi prin masă). La un roi se remarcă un nucleu, cu densitate mare dată de prezenţa unui număr mare de stele; el este înconjurat de o zonă largă cu stele mai puţine; diametrul roiului este de până la 150 [1]parseci (pc)1.
Se disting două tipuri:
- roiuri deschise, neregulate, sărace în stele (zeci sau sute de stele), cu diametre de câţiva parseci (ex. Ursa Mare)
- roiuri globulare, cu o mare concentrare de stele (zeci sau sute de mii de stele). Au diametre de până la 100 pc. şi frecvent o formă sferică. - Stelele – sunt corpuri cereşti gazoase, sferice, cu temperaturi enorme şi lumină proprie. În ele este concentrată cea mai mare parte a materiei din galaxii şi, deci, din Univers. Au luat naştere, de regulă, după formarea galaxiilor, dar unele au apărut aproape concomitent cu galaxia, prin concentrarea locală a unei părţi din materia acesteia. Pot fi observate de pe Terra peste 1 milion de stele, dar se apreciază că în Univers sunt posibile cca 1023.
•Caracteristici generale:
- luminozitatea, care reprezintă energia emisă de o stea pe secundă variază între 106 şi 10-6, în raport cu cea a Soarelui. Ea depinde de mărimea şi temperatura stelei.
- temperatura stelelor este cea recepţionată de la atmosfera acestora şi variază frecvent între 2500 K şi 50.000 K. Stelele ale căror temperaturi sunt sub 6000 K sunt considerate stele reci, iar cele la care aceasta este mai mare de această valoare – stele fierbinţi.
- culoarea depinde de valoarea temperaturii, variază între albastru şi roşu.
- compoziţia chimică specifică celor mai numeroase indică cca 70...75 % H, 20...25 % He, 5 % alte elemente.
- structural, se disting: atmosfera stelară şi interiorul stelei.
-vârsta stelelor variază de la 1 – 2 milioane ani la peste 10 miliarde ani. Cele mai mari au o masă de peste 100 de ori masa Soarelui, dar şi o viaţă scurtă (sub două milione ani).
•Tipuri de stele Stelele sunt diferenţiate în funcţie de luminozitate, temperatură, compoziţie chimică, evoluţie:
- Stele normale, cu o masă de 1...20 mase solare, rază de 0,5...5 raze solare, au o evoluţie lentă.
- Stele gigant, cu o masă de 30...50 mase solare, raze de la 10 la 150 raze solare, luminozitate până la peste 100 de ori luminozitatea Soarelui.
- Stele supergigant, au luminozitate ce ajunge la aproape 10.000 de ori luminozitatea Soarelui, raze care depăşesc de peste 1.000 de ori raza Soarelui, dar au şi cea mai scurtă viaţă.
- Stele pitice, cu dimensiuni mici, dar cu masa apropiată de cea a Soarelui.
- Pulsari – sunt stele aflate în faza finală de evoluţie; au rezultat prin explozia unei stele gigant sau supergigant. Diametrul pulsarilor este de câţiva kilometri, masele lor sunt mai mari decât masa Soarelui.
- Găurile negre sunt tot nuclee de stele explodate, dar în care densitatea este atât de mare încât gravitaţia puternică împiedică emiterea de radiaţie luminoasă, devenind invizibile.
- Novele reprezintă un episod termonuclear al unor stele normale sau pitice aflate în stare târzie de evoluţie. - Supernovele corespund unui moment termonuclear din finalul evoluţiei unei stele gigant. 1.3.3. Materia interstelară Spaţiul dintre stelele dintr-o galaxie nu este „gol", ci conţine materie extrem de rarefiată, sub formă de gaz, praf, particule subatomice. Acestea reprezintă cca 2 % din masa galaxiei, restul fiind concentrat în stele. Deşi formează un amestec, există spaţii în care abundă gazele şi spaţii în care pulberile sunt mai bogate.
• Gazele cu ponderea cea mai mare sunt formate din ioni, atomi, molecule ionizate îndeosebi de oxigen, carbon, hidrogen, oxidril. Sunt însă şi nuclee de elemente grele. Cele uşoare au o provenienţă dublă, din materia cosmică iniţială şi din explozia supernovelor, pe când cele grele au rezultat numai în urma exploziei stelelor gigant. Răspândirea lor nu este uniformă; există concentrări sub formă de nori gazoşi aflaţi la o oarecare depărtare de stelele fierbinţi care, prin radiere, le alimentează şi le imprimă ionizarea şi nori la distanţe foarte mari faţă de pulsarii rezultaţi prin împrăştierea materiei prin supernove. În aceștia, sunt spaţii enorme în care materia este de 10...100 de ori mai rarefiată.
• Pulberile sunt reprezentate de particule submicronice (cristale de gheaţă, grafit) amestecate în mase de gaze provenite în urma exploziilor stelare. Au temperatură redusă (câteva zeci de grade K). Norii cu concentrare mai mare de pulberi formează nebuloase pulverulente. Cei mari, printr-o îndelungată evoluţie, prin concentrare şi reacţii chimice (hidrogenul favorizează realizarea de molecule de apă, amoniac, metan, hidrocarburi, care se acumulează pelicular pe particulele solide prăfoase) pot genera structuri complexe de tipul protostelelor. În Galaxia Noastră, aceştia sunt concentraţi ca mase cu diametre de 5...10 pc în zona Ecuatorului galactic, pe o grosime de 300 pc. Dezvoltare mare au şi în braţele galaxiilor, pe seama lor rezultând generaţiile cele mai tinere de stele.
În spaţiul interstelar este prezentă şi radiaţia cosmică, alcătuită din particule elementare electrizate (electroni, protoni etc) ce se deplasează cu viteză mare (apropiată de cea a luminii) şi care a ajuns aici din afara galaxiei stelelor respective. În spaţiul galactic, radiaţia este activizată prin emisiile şi exploziile stelare. O parte din ea este însă şi „radiaţia de fond”, un rest din etapa primară (radiativă) a evoluţiei Universului. Ciocnirea radiaţiei cosmice cu diverse particule, atomi din atmosfera Pământului, duce la diverse reacţii, dezintegrări, în urma cărora rezultă particule elementare de tipul mezonilor (μ), cuante (σ), pozitroni, protoni, neutroni de energie mare ce pot ajunge la nivelul suprafeţei terestre. 1.4. ORIGINEA ŞI EVOLUŢIA UNIVERSULUI 1.4.1. Modelul Big Bang – ului (Marea Explozie iniţială) este teoria care s-a impus în sec. XX, la baza lui stând: teoria cosmologică a Universului în expansiune, susţinută de:
- legea lui Hubble, respectiv a îndepărtării galaxiilor unele de altele proporţional cu distanţa dintre ele;
- compoziţia chimică omogenă a Universului (dominant format din H şi He);
- radiaţia de fond, care în prezent are 2,7o K. Aceasta din urmă a apărut după c-ca 300.000 de ani de la Big Bang, când plasma ajunsă la o temperatură de cca 3.000o K începe să se structureze în arii mai dense şi mai rarefiate, prefigurând viitoarele galaxii şi respectiv spaţii intergalactice. În această concepţie, de la momentul Big Bang – ului, vârsta Universului este apreciată la 15 – 18 miliarde ani. În acest interval, procesele şi fenomenele s-au însumat în cadrul a două etape, fiecare cu mai multe faze, momente. Anterior momentului Big Bang (între momentul 0 şi 10-43), universul este redus la o particulă extrem de mică (mai redusă decât un proton) numită holon (particula întregului). Concentrarea masei impunea valori enorme ale densităţii şi temperaturii (1032oK) şi o stare fizică ce nu poate fi stabilită în baza legilor fizice cunoscute în prezent; este cunoscut în literatura de specialitate prin denumirea Universul quarcilor.
- Etapa Universului radiativ (timpuriu)
A durat c-ca un milion de ani, timp în care, pe fondul general al expansiunii, s-au produs scăderea rapidă a temperaturii, densităţii şi presiunii, dominaţia particulelor elementare şi, în final, primele sinteze de nuclee ale elementelor uşoare (H, He). În cadrul ei, au fost câteva momente considerate ca semnificative în evoluţia Universului prin valorile principalilor parametri (temperatură, presiune, densitate, alcătuire, mărime).
Un rol deosebit l-a avut temperatura, de care s-a legat întregul lanţ al transformărilor fizico-chimice. La temperatura de 1012 şi 109 se face trecerea de la „supa de quarci” la o stare cu particule (protoni, neutroni, electroni) cuprinse într-o masă de fotoni. În intervalul termic de la un miliard la un milion oK se realizează structuri de tipul nucleelor, un rol important avându-l forţa nucleară. La temperaturi mai mici de un milion oK, nucleele captând electroni au dat atomi (la început instabili). Pe măsura scăderii în continuare a temperaturii se trece la structuri moleculare. • Momentul 0, cel al începutului (înaintea exploziei), corespunde din punct de vedere fizic unei limite, dincolo de care nu se ştie cu precizie „ce a fost”. Deci, aceasta este o limită a cunoaşterii şi nicidecum un moment ce-ar marca un „început”. • În prima secundă, Universul se va dilata, temperatura atinge pragul de 1010 oK şi începe trecerea quarcilor în protoni, neutroni, fotoni.
În secundele ce-au urmat, temperatura scade la un miliard oK şi sub aceasta şi ca urmare încep să se desfăşoare reacţii nucleare rezultând primele nuclee de H şi He.
În ultimii 300.000 de ani ai etapei, pe fondul general al scăderii temperaturii, numărul fotonilor se micşorează foarte mult, nucleosinteza trece pe prim-plan, iar la forţele nucleare se adaugă cele electromagnetice şi de aici, dezvoltarea unor structuri noi, stabile (atomii).
La 3.000oK nucleosinteza se încheie, nucleele şi electronii se combină, rezultând atomi neutri. Radiaţia, deşi este prezentă, va avea un rol secundar. Ca urmare, a rezultat un Univers format dominant dintr-un gaz difuz de H şi He. Încheierea etapei (la circa un milion de ani de la Big Bang) corespunde unei temperaturi de 1000 oK,cu trecerea de la o stare de opacitate la transparenţă şi la o mărime de cca 200.000 ani lumină.
- Etapa Universului material Se desfăşoară după un milion de ani de la Big Bang şi se caracterizează prin precumpănirea materiei asupra radiaţiei. Predominarea materiei va declanşa forţa gravitaţională, care va determina o anumită structurare a materiei în galaxii, stele, planete, sateliţi.
În cadrul acestei etape au fost 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, care căpătau treptat o formă de disc.
- Prin concentrarea materiei, într-o nouă fază evolutivă s-a ajuns la primele sisteme de galaxii, cu o concentrare a materiei în centru şi un număr diferit de braţe. Între ele erau spaţii cu materie extrem de rarefiată, care formau „golurile intergalactice". Deci, marea majoritate a galaxiilor au rezultat încă de la începutul etapei a doua (materială) a evoluţiei Universului; ele vor evolua ulterior unele mai rapid, iar altele mai lent.
Aproape concomitent cu formarea galaxiilor s-a realizat şi prima generaţie de stele. Prima generaţie, formată în urmă cu cca 10 miliarde de ani, a rezultat din aglomerarea şi comprimarea îndeosebi a elementelor uşoare (He, H) provenite din nebuloasa primară. Toate celelalte generaţii mai noi au inclus atât substanţă cosmică primară, dar şi substanţă rezultată din degradarea prin explozii (supernove) a unor stele mai vechi.
- În protostea, materia comprimată sub efectul gravitaţiei se încălzeşte dând naştere la temperaturi de câteva mii de grade, situaţie care favorizează ionizarea ei. Pe măsura creşterii temperaturii, culoarea devine mai deschisă. Când se ajunge la o valoare de câteva milioane oK încep reacţiile termonucleare prin fuziunea nucleelor uşoare din plasmă; iar protostelele trec într-o fază de evoluţie nouă, cea de stea propriu-zisă, în cadrul căreia se impune forţa nucleară. Undele electromagnetice pe care aceasta le răspândeşte în spaţiul cosmic vor crea semnalele luminoase ce o fac vizibilă. - Intensificarea reacţiilor nucleare din stea face ca temperaturile de aici să ajungă la pragul de 5 milioane oK, când intră în reacţie hidrogenul. Acesta (frecvent reprezintă 70 – 75 % din masa unei stele) este transformat, prin reacţii nucleare, în heliu, proces însoţit de eliberarea de energie, care asigură creşterea continuă a temperaturilor. Când ele depăşesc 100 milioane oK se trece la o nouă fază în evoluţia stelei, în care heliul va deveni combustibil nuclear. Prin ciocnirea nucleelor de heliu rezultă cele de carbon, atmosfera stelei se dilată, iar temperatura va urca spre un miliard oK. La acest prag, prin nucleosinteza nucleelor de carbon rezultă elemente noi, precum Ne, Na, Mg, Al, Si, S etc şi temperaturi şi mai mari. La un miliard oK este emisă o particulă nouă – neutrinul – care are sarcină electrică şi masă şi, ca urmare, poate părăsi nucleul stelei. Neutrinul va accelera emisia de energie din nucleu şi va pregăti explozia învelişurilor exterioare.
-Reacţiile nucleare tot mai intense din interiorul stelei vor împinge temperatura spre praguri foarte înalte 2...5 miliarde oK, când este posibilă realizarea de nuclee de Fe, Ni, Cu, Zn etc. Dincolo de pragul de 5 miliarde oK, nu se mai pot menţine legăturile care asigură existenţa nucleelor, care trec în nucleoni, iar în evoluţia stelei se produce implozia nucleului ei, urmată de expulzarea învelişurilor.
Din stea nu mai rămâne decât nucleul foarte dens, în care reacţiile termonucleare încetează treptat. Steaua se răceşte, devenind un pulsar sau o gaură neagră. Materia expulzată se va întinde în nori gazoşi sau pulverulenţi, într-un spaţiu de mai mulţi ani lumină (în Galaxia Noastră sunt identificate câteva sute de situaţii de acest gen). O astfel de evoluţie se înregistrează la stelele foarte mari.
Stelele cu o masă apropiată de a Soarelui au o viaţă mai lungă (câteva miliarde de ani), dar nu ating în evoluţia lor praguri termice de până la c-ca 100 milioane oK. Steaua îşi expulzează în spaţiul cosmic materia gazoasă cu violenţă mai mare sau mai mică. În final, rămân partea centrală a stelei ce reprezintă o ”pitică”, în care reacţiile termonucleare sunt reduse, iar în spaţiul cosmic – nori de gaze şi praf. Răcirea stelei pitice se face lent, ea emiţând radiaţie luminoasă tot mai slabă.
- În evoluţia Universului, în general, a galaxiei în particular, au rezultat mai multe generaţii de stele cu mase diferite. Cele mai vechi se află în partea centrală a galaxiei, unde, ca urmare, densitatea lor este ridicată. Generaţiile mai noi sunt legate de porţiunile exterioare ale galaxiei, ele fiind concentrate îndeosebi în braţele acesteia. [1] Pc = parsec – unitate de apreciere a distanţelor cosmice echivalentă cu 3,26 ani lumină sau 3,086 x 1013 km.
