1. Anghelescu Raluca Paula
X D profil stiintele naturii
Colegiul National “Horea, Closca si Crisan” Alba Iulia
Profesor : Humeniuc Ramona

2. MATERIA
Nu există o definiție universal acceptată a termenului „materie”. Cel mai des
se înțelege prin asta însă partea masivă a universului. În modelul standard
al fizicii de particule, materia este alcătuită din particule elementare, obiecte
punctiforme având diverse proprietăți. Orice obiect care are masă și ocupă
spațiu poate fi considerat deci material.
În teoria relativității, masa este echivalată cu energia, ceea ce motivează
extinderea definiției materiei pentru a include și unele fenomene pur
energetice, cum ar fi de exemplu câmpurile de forțe. Fizica de particule
cuantifică acest aspect împărțind particulele elementare în două categorii:
cele care alcătuiesc materia „de zi cu zi”, care constă în mare parte din
atomi, numite fermioni, și așa numiții bosoni, particule elementare
responsabile pentru acțiunea forțelor.
În domeniul cosmologiei și astrofizicii se constată o discrepanță între
comportamentul observat al unor structuri masive (de pildă galaxiile) și
predicțiile teoretice.

4. FORMAREA UNIVERSULUI
Astronomii au calculat că universul s-a format cu 13.798 ± 0.037 miliarde de
ani în urmă. Teoria Big Bang-ului (engl. „marea explozie”) explică în mare
parte formarea universului, pe care o aseamănă cu o explozie de proporții.
Din momentul formării universului a avut loc o expansiune a acestuia care
are loc și astăzi. Astronomii caută să descopere structura, comportamentul
și evoluția materiei și energiei existente în univers. Despre evoluția viitoare a
universului există o serie de teorii. Într-unul din scenarii expansiunea
universului va continua până la deșirarea acestuia (Big Rip, engl. „marea
ruptură”), iar în altul expansiunea va atinge un maximum, după care
universul va începe să se micșoreze (Big Crunch, engl. „marea
compactare”). Scenariul în care după acest colaps are loc un nou Big Bang
poartă numele de Big Bounce (de la engl. to bounce, „a ricoșa” / „a sări”).
Astronomii cred că în prima fracțiune de secundă de după explozie,
universul s-a extins în proporții de milioane de ori mai mari decât starea
inițială, iar în următoarea fracțiune de secundă extinderea a devenit mai
înceată, acesta răcindu-se și lăsând loc particulelor de materie să se
formeze. Când universul a ajuns la prima sa secundă de existență, se
presupune că atunci s-au format protonii, iar în următoarele 1.000 de
secunde a urmat era nucleosintezei, era în care s-au format nuclee de

5. Când universul a ajuns la vârsta de un milion de ani a ajuns sa se răcească
până la temperaturi de 3300 °C în medie în care protonii și nucleele mai
grele s-au format în urma nucleosintezei, putând apoi să se combine cu
electronii formând atomii. Înainte ca electronii să se combine cu nucleele,
circulația radiațiilor prin spațiu era dificilă, radiațiile în forma fotonilor nu
puteau traversa spațiul fără a intra în coliziune cu electronii, dar odată cu
combinarea protonilor cu electronii care au format hidrogenul, traversarea
fotonilor a fost ușurată. Radiațiile în forma fotonilor au caracteristicile
gazului. Din momentul în care radiațiile au fost eliberate, totul s-a răcit până
la -270 °C, numindu-se radiație cosmică de fond.
Între anul 2 milioane și anul 4 milioane după Big Bang s-au format quasarii,
galaxii extrem de energice. O populație de stele s-a format din gazul și
praful interstelar, apoi s-au contractat în a forma galaxiile. Această primă
populație se numește Populația I și a fost formată aproape în întregime din
hidrogen și heliu. Stelele formate au evoluat creând la rândul lor alte
elemente mai grele care au dus la fuziuni nucleare explodând și formând
supernovele.
Mai târziu s-a format Populația II, din care face parte și Soarele nostru, și
conține elemente grele formate în istorie. Soarele nostru s-a format acum 5
miliarde de ani și se află la jumătatea vieții sale. Se presupune că viața
soarelui nostru este de aproximativ 11 miliarde de ani.
Acum 4,6 miliarde de ani s-a format sistemul solar. Cea mai veche fosilă a

6. Conform părerilor lui Stephen Hawking, universul a avut o evoluție foarte
regulată, în conformitate cu anumite legi. Astăzi, oamenii de știință descriu
universul în termenii a două teorii parțiale fundamentare – teoria generală a
relativității și mecanica cuantică.
Universul este spațiu-timp și este în expansiune continuă. Aceasta se
demonstrează plecând de la teoria relativității generale, prin care se explică
un fenomen curios : spectrele galaxiilor îndepărtate prezintă un decalaj spre
roșu, fenomen ce se produce atunci când sursa emițătoare este în mișcare
în raport cu observatorul
Savantul Hubble a descoperit că aproape toate galaxiile se depărtează de
noi, că mărimea deplasării nu este întâmplătoare ci este proporțională cu
distanța de la noi la galaxie și că, deci, cu alte cuvinte, cu cât galaxia este
mai depărtată, cu atât mai repede se depărtează de noi. Deci universul se
extinde, distanțele dintre diferitele galaxii crescând continuu.
Fără expansiunea universului nu s-ar fi putut forma nici o legătură stabilă,
nici un sistem, nici o organizare a materiei / substanței / energiei (atomi,
molecule, celule, stele, planete, galaxii).

7. GALAXIE
O Galaxie este un sistem cu masă, unit de forțe gravitaționale, alcătuit
dintr-o aglomerație de stele, praf și gaz interstelar precum și, dar încă
nedovedit, materie întunecată invizibilă și energie întunecată. În Univers
există aproximativ 200 de miliarde de galaxii.
Galaxiile tipice conțin între 10 milioane (107 — galaxiile pitice) și un bilion
(1012 — galaxiile gigante), toate orbitând în jurul unui centru de gravitație
comun. În plus față de stele singuratice și de un mediu interstelar subtil,
majoritatea galaxiilor conțin un număr mare de sisteme stelare, de roiuri
stelare și de tipuri variate de nebuloase.
Cu toate că așa numitele materie întunecată și energie întunecată
reprezintă peste 90 % din masa majorității galaxiilor, natura acestor
componente invizibile nu este înțeleasă bine. Cu privire la găurile negre,
există unele dovezi că în centrul unor galaxii (probabil a tuturora) există
găuri negre imense.
Spațiul intergalactic, spațiul dintre galaxii, este aproape vid, având o
densitate de mai puțin de un atom pe metru cub de gaz sau praf. În tot

8.  Calea Lactee

9. În 1610, Galileo Galilei a folosit un telescop pentru a studia banda
strălucitoare de pe cerul nopții, cunoscută și sub numele de Calea Lactee, și a
descoperit că este alcătuită dintr-un număr imens de stele mici.Discul de stele
rezultat va fi văzut ca o bandă din perspectiva noastră din interiorul discului.
Kant a presupus de asemenea că unele din nebuloasele vizibile pe cerul nopții
ar fi galaxii separate.
Prima încercare de a descrie forma Căii Lactee și poziția soarelui în interiorul
ei a fost realizată de William Herschel în 1785 prin numărarea atentă a stelelor
în diferite regiuni ale cerului. Folosind o abordare îmbunătățită, în 1920,
Kapteyn a ajuns la imaginea unei galaxii elipsoidale mici (cu diametrul de
aproximativ 15 kiloparseci), având Soarele aproape de centru. O metodă
diferită, folosită de Harlow Shapley, bazată pe catalogarea roiurilor globulare a
condus la o imagine total diferită: un disc plat cu diametrul de aproximativ 70
kiloparseci și Soarele departe de centru. Amândouă analizele nu au luat în
calcul absorbția luminii de praful interstelar prezent în planul galactic. Odată
ce Robert Julius Trumpler a cuantificat acest efect în 1930, studiind roiurile
deschise, imaginea actuală a galaxiei prezentată mai sus s-a stabilit.
În 1944, Hendrik van de Hulst a prezis radiația microundelor ca având o
lungime de undă de 21 centimetri, rezultată din hidrogenul atomic interstelar.
Această radiație a fost observată în 1951 și a permis un studiu mult
îmbunătățit al Galaxiei, deoarece nu este absorbită de praf, iar deplasarea sa
Doppler poate fi folosită pentru a urmări mișcarea gazului în Galaxie.

10. Pe baza descoperirilor geologice oamenii de știință au reușit să reconstituie o serie
de date referitoare la trecutul planetei. Ei au aflat astfel că Pământul s-a format din
materia norului gazos al Nebuloasei Solare, alături de Soare și de celelalte planete
ale sistemului solar, acum aproximativ 4,55 miliarde de ani, Luna formându-se
ceva mai târziu. Inițial sub formă lichidă, stratul exterior al planetei avea să se
răcească, dând naștere scoarței terestre. Emanațiile de gaze și erupțiile vulcanice
au format atmosfera primordială. Condensarea vaporilor de apă, alături de gheața
adusă de comete, aveau să formeze apoi oceanele. Această puternică activitate
chimică a fost sursa apariției, acum circa 4 miliarde de ani, a unei molecule cu
capacitatea de a se înmulți spontan, un predecesor al ADN-ului și ARN-ului.
Dezvoltarea procesului de fotosinteză a permis ca energia Soarelui să fie utilizată
direct și eficient; oxigenul rezultant s-a acumulat în atmosferă și a dat naștere
stratului protector de ozon (O3). Celulele din cadrul coloniilor s-au profilat pe
anumite tipuri de țesuturi, din acestea rezultând din nou viață, în formă unor
adevărate organisme multicelulare; apoi, cu ajutorul stratului de ozon ce absorbea
radiațiile ultraviolete ucigașe, viața avea să se împânzească toată suprafața Terrei.
De-a lungul sutelor de milioane de ani continentele s-au tot reunit și despărțit, pe
măsură ce se modela și suprafața Terrei sub acțiunea curenților magmatici ai
mantalei. În cursul acestor modelări, continentele s-au unit și au format de câteva
ori supercontinente.Continentele s-au reunit mai târziu din nou pentru a forma

13. Sistemul solar s-a format acum 4,568 miliarde de ani, în urma colapsului
gravitațional al unei regiuni din cadrul unui vast nor molecular. Acest nor
inițial avea un diametru de mai mulți ani-lumină și a dat naștere, probabil,
mai multor stele. La fel ca și majoritatea norilor moleculari, acesta era
constituit, în principal, din hidrogen, mai puțin heliu și cantități mici de
elemente mai grele formate în generațiile anterioare de stele. Când regiunea
care avea să devină sistemul solar, denumită și nebuloasă pre-solară, a
suferit un colaps, conservarea momentului cinetic a determinat-o să se
rotească mai repede. Centrul, unde s-a concentrat cea mai mare parte a
masei, a devenit din ce în ce mai fierbinte în raport cu discul din jur.
Nebuloasa în contracție, rotindu-se tot mai repede, a început să se
aplatizeze și a luat forma unui disc protoplanetar cu un diametru de
aproximativ 200 UA, având o protostea fierbinte și densă în centru.
Protoplanetele formate în urma acreției din acest disc de praf și gaz
interacționau gravitațional, formând - prin contopire - corpuri din ce în ce mai
mari. Sute de protoplanete au putut exista în sistemul solar timpuriu, dar
acestea fie au fuzionat, fie au fost distruse, formând planete și planete
pitice, iar resturile devenind obiecte minore.

14. După 50 de milioane de ani, presiunea și densitatea hidrogenului din centrul
protostelei au devenit suficient de mari pentru ca să înceapă fuziunea
termonucleară. Temperatura, viteza de reacție, presiunea, precum și
densitatea au crescut până când a fost atins echilibrul hidrostatic: presiunea
termică a egalat forța gravitațională. În acel moment, Soarele a devenit o
stea din secvența principală de stele. Vântul solar a creat heliosfera și a
măturat gazul și praful rămase din discul protoplanetar în spațiul interstelar,
punând capăt procesului de formare a planetelor.
Sistemul solar va rămâne aproximativ așa cum îl știm astăzi până când
hidrogenul din nucleul Soarelui va fi complet transformat în heliu, eveniment
ce va avea loc peste 5,4 miliarde de ani. Acest lucru va pune sfârșit
perioadei principale de viață a Soarelui. În acel moment, nucleul Soarelui va
suferi un colaps, iar energia produsă va fi mult mai mare decât în prezent.
Straturile exterioare ale Soarelui se vor extinde, diametrul ajungând de circa
260 de ori mai mare decât în momentul actual și Soarele va deveni o gigantă
roșie. Din cauza faptului că suprafața sa va crește foarte mult, ea va fi
considerabil mai rece decât va fi fost în perioada principală a vieții lui . În
urma măririi Soarelui, Mercur și Venus se vor vaporiza iar planeta Pământ va
deveni nelocuibilă, zona locuibilă mutându-se la orbita lui Marte. În cele din
urmă, nucleul nu va mai fi suficient de fierbinte pentru fuziunea heliului;
Soarele va arde heliul pentru o fracțiune a timpului în care a ars hidrogenul
din nucleu.Straturile exterioare ejectate vor forma ceea ce este cunoscut sub

15. https://youtu.be/ER6Kli4OqIQ

16. Surse:
 www.wikipedia.com
 www.descopera.co
m
 www.sprestele.com
 www.youtube.com