1

2. LA TERRA A L’ESPAI 1. SITUACIÓ DE LA TERRA EN L’ESPAI La Terra és un dels planetes del Sistema Solar. Un astre sense llum pròpia que rep l’energia del Sol. Anomenem astres tots els cossos celestes de l’Univers. Les estrelles són astres en estat gasós i irradien la seva llum, per això veiem que la seva llum pampallugueja. Els planetes són astres sense llum pròpia; la llum que ens permet veure’ls és el reflex de la llum d’un estel. Al voltant dels planetes també giren altres cossos que es diuen satèl·lits. Els satèl·lits tampoc tenen llum pròpia. La Lluna és el satèl·lit de la Terra, un satèl·lite singularment gran. El Sol és una de les cent mil milions d’estrelles de la galàxia anomenada Via Làctia. Una estrella vermella, situada més a prop del límit extern de la galàxia que del seu centre, i que no és ni de les més grans ni especialment diferent de moltes altres milions d’estrelles similars a ella; però de la qual procedeix l’energia que fa possible l’existència dels únics éssers vius que coneixem en l’Univers. La magnitud de l’Univers, format per milers de milions de galàxies similars a la Via Làctia, és tan enorme que ens resulta difícil d’imaginar. 2. EL SISTEMA SOLAR En termes generals, el sistema solar està estructurat de la forma següent: al centre es troba el Sol, una estrella. Al voltant del Sol giren els 8 cossos majors, anomenats planetes, que són (ordenats del més proper al més llunyà al Sol): Mercuri, Venus, la Terra, Mart, Júpiter, Saturn, Urà i Neptú. Des del 24 d’agost de 2006, Plutó, Ceres i Eris (Xena) es classifica dintre de la nova categoria de planeta nan.

2

També al voltant del Sol giren centenars de milers de cossos més petits que, segons la seva mida, composició i òrbita es classifiquen en planetes menors o planetoides, meteoroides i cometes:

� Els planetes menors o planetoides es podem trobar escampats per tot el sistema solar però principalment es concentren en dues regions: el cinturó d’asteroides o cinturó principal, situat entre les òrbites de Mart i Júpiter i el cinturó de Kuiper, que es troba més enllà de l’òrbita de Neptú.

� Els meteoroides són petites roques de menys de 50 metres de diàmetre que estan escampades

per tot el sistema solar.

� Els cometes són enormes blocs de gel i roca amb òrbites molt excèntriques. Es creu que podria existir una regió molt allunyada del Sol anomenada núvol d’Oort que seria la font d’on provenen els cometes.

Al voltant dels planetes giren els satèl·lits naturals o llunes. Cada planeta té un nombre diferent de satèl·lits. En total, se n’han descobert 162 i estan distribuïts així: a la Terra, 1 satèl·lit; a Mart, 2 satèl·lits; a Júpiter, 63 satèl·lits; a Saturn, 56 satèl·lits; a Urà, 27 satèl·lits; a Neptú, 13 satèl·lits i a Plutó, 3 satèl·lits. Mercuri i Venus no en tenen cap. Aquestes xifres estan contínuament subjectes a canvi degut al descobriment de nous satèl·lits. Alguns asteroides tenen els seus propis satèl·lits naturals que s’anomenen satèl·lits asteroidals. A més, també hi ha el que s’anomena medi interplanetari, format per gas i pols. Tot aquest conjunt està situat en un dels braços de la galàxia Via Làctia, girant al voltant del seu centre a 26.000 anys-llum de distància i a una velocitat de 220 km/s.

Models del Sistema Solar al llarg de la història. Teoria geocèntrica. En aquesta teoria es proposa que la Terra és el centre de l’Univers i que els planetes i el Sol giren al voltant d’ella. Es fonamentava en l’observació diària de la sortida i posta del Sol. Aquesta visió del Sistema Solar va estar vigent a Occident fins el segle III aC, quan el filòsof grec Aristarc de Samos va proposar que era la Terra la que girava al voltant del Sol. No obstant, la seva idea no va tenir gaire bona acollida. El sistema geocèntric va ser perfeccionat per Ptolemeu cap al segle II dC i des de llavors i fins al segle XVII va ser el sistema dominant a Europa.

Teoria heliocèntrica. En aquesta teoria es proposa que el Sol està en el centre i que és la Terra i els altres planetes els que giren al voltant d’ell. Es remunta al segle III aC. Va ser recuperada per Copèrnic (1473-1543 dC) en el segle XVI, millorada per Kepler (1571-1630) i finalment confirmada per Galileu (1564-1642) mitjançant observacions amb el seu telescopi. La teoria heliocèntrica va trobar gran resistència a ser acceptada degut a les creences religioses i el poder de l’Església de l’època.

3

Formació del Sistema Solar. La teoria sobre la formació del Sistema Solar més acceptada actualment diu que el Sol i els planetes es van formar al mateix temps. Segons aquesta teoria, el Sistema Solar va començar, fa uns 4.600 milions d’anys, com un núvol de gas interestel·lar o nebulosa que es va anar contraient degut a la força gravitatòria fins a formar un estel, el Sol, i una sèrie de cossos més petits, els planetes. La nebulosa va començar a contraure’s i la seva velocitat de rotació va anar augmentant a mesura que es contreia. Això va fer que la nebulosa s’aplanés formant un disc d’acreció. El centre del disc es va començar a escalfar formant una bola de gas calent anomenada protoestel. Lluny del centre del disc, es van formar partícules sòlides. A poc a poc, el refredament progressiu va deixar que es formessin petites partícules que, gràcies a la gravetat, es van anar ajuntant formant planetesimals. Amb el temps, els planetesimals van anar col·lisionant entre sí, formant cossos més grans, els planetes. En cert moment del procés, el nucli del protoestel es va escalfar prou com per donar lloc a reaccions termonuclears de fusió, generant gran quantitat de calor. En conjunt, tot el procés devia durar uns 100 milions d’anys. Exploració del Sistema Solar. Des del començament de l’era espacial el 1957, la major part de l’exploració del sistema solar s’ha realitzat mitjançant missions espacials no tripulades, organitzades i executades per diferents agències espacials (bàsicament, l’estatunidenca NASA, el programa espacial soviètic i l’europea ESA). La primera nau espacial en posar-se sobre la superfície d’un altre cos del sistema solar va ser la sonda soviètica Luna 2 que va impactar contra la Lluna el 1959. Des de llavors, s’ha arribat a cossos cada vegada més distants, amb sondes aterrant a Venus el 1965, a Mart el 1976, a l’asteroide Eros el 2001 i al satèl·lit Tità de Saturn el 2005. Fins ara, cap sonda s’ha posat sobre Mercuri però la Mariner 10 el va sobrevolar de prop el 1973. La primera sonda en explorar els planetes exteriors va ser la Pioneer 10 que va sobrevolar Júpiter el 1973. La Pioneer 11 va ser la primera en visitar Saturn el 1979. Les sondes Voyager van realitzar un gran tour del sistema solar visitant Júpiter el 1979 i Saturn el 1980-1981. A més, la Voyager 2 va continuar el seu viatge passant a prop d’Urà el 1986 i de Neptú el 1989. Les sondes Voyager ara es troben molt més enllà de l’òrbita de Plutó i s’estan apropant a l’heliopausa que marca el límit exterior del sistema solar. Plutó encara no ha estat visitat per cap sonda espacial. No obstant, la sonda New Horizons, llançada el gener del 2006, està previst que arribi a Plutó cap al juliol del 2015 i després intentarà visitar algun objecte del cinturó de Kuiper encara per determinar. L’exploració espacial tripulada només ha portat els humans fins a la Lluna, que va ser trepitjada per primera vegada pels astronautes de l’Apollo 11 el 1969. L’última missió lunar tripulada va ser la de l’Apollo 17 el 1972, però el recent descobriment d’aigua gelada en la regió del pol sud lunar ha fet augmentar les expectatives de retornar a la Lluna durant la pròxima dècada. D’altra banda, les missions tripulades a Mart han estat llargament anticipades per generacions d’entusiastes de l’espai. Actualment, l’Agència Espacial Europea, a través del Programa Aurora, i la NASA, a través de la Vision for Space Exploration, estan planejant missions tripulades a la Lluna i a Mart per a un futur no molt llunyà.

4

3. LA TERRA La Terra és el tercer planeta del sistema solar per ordre de proximitat al Sol (149.600.000 km) i el cinquè en quant a diàmetre. El nostre planeta és una esfera lleugerament aplanada pels pols. La seva superfície és d’uns 510 milions de quilòmetres quadrats i la longitud del seu radi oscil·la entre 6357 km (radi polar) i 6371 km (radi equatorial). Donat la seva distància al Sol presenta una temperatura superficial mitja de 20 ºC, la qual cosa el permet mantenir éssers vius, característica que no es dóna en cap altre astre conegut. La Terra posseeix unes característiques molt especials en comparació amb els altres astres que formen part del Sistema Solar. Té aigua abundant que li dóna, vista des de l’espai, un característic color blau i té una atmosfera en equilibri amb l’aigua i amb els éssers vius. La seva superfície sòlida està formada per gegantines plaques litosfèriques en moviment constant. L’energia que rep del Sol és l’òptima per a la vida, ni és excessiva com per a evaporar l’aigua i fer desaparèixer l’atmosfera ni és tan poca que mantingués l’aigua gelada. 3. ORIGEN DE LA TERRA El naixement de la Terra, fa ara uns 4600 milions d’anys, es va produir al mateix temps que la formació de tot el Sistema Solar. Se suposa, encara que no és fàcil saber com va ocórrer, que masses d’uns pocs quilòmetres de diàmetre anomenades planetoides, que giraven al voltant del Sol acabat de formar, van anar xocant entre sí. La reunió de planetoides, a causa de contínues topades, va fer que es formessin planetoides de massa progressivament major (acreció col·lisional). En créixer aquests cossos planetaris, van adquirir prou força gravitatòria com per atraure altres cossos menors en una fase de creixement més ràpida (acreció gravitacional).

La següent fase de formació consistiria en una diferenciació geoquímica dels cossos planetaris. El xoc de planetoides durant la fase d’acreció, juntament amb la desintegració radioactiva d’elements, va provocar un formidable augment de la temperatura, fins arribar a l’ordre de milers de ºC, fet que va provocar la fusió dels diferents materials que componien la Terra primigènia i propiciaria una diferenciació gravitatòria dels seus elements químics: El resultat va ser una distribució en zones concèntriques en funció de la densitat dels elements constituents, així com per les afinitats que tenien

5

aquestos per associar-se i formar compostos químics estables. Així, Fe i Ni es desplaçarien cap a l’interior, mentre que Si, C, Al, i Ca se situarien en zones més superficials. Aquesta va ser la causa de l’aparició de l’escorça, el mantell i el nucli, capes principals de la Terra. Per damunt de tot quedaria l’atmosfera formada per elements volatilitzats a causa de la gran temperatura, encara que en va perdre gran part a causa de la feblesa del camp gravitatori terrestre. L’última fase d’acreció (acreció cataclismàtica) va tenir lloc després d’haver estat formada l’escorça del planeta: la Terra va estar sotmesa a una veritable pluja d’objectes celests de diversa mida que anaven afegint el seus materials als inicialment condensats. Aquest procés ha quedat reflectit per la craterització de la seva superfície (en la Terra la major part dels cràters han desaparegut a causa del dinamisme del planeta que regeneren la seva superfície). Aquesta etapa cataclismàtica es va anar amortint de mica en mica, en reduir-se el nombre de cossos capturables en l’espai del Sistema Solar. També va ser el moment de la formació de les capes fluïdes del planeta. S’admet que es van formar de mica en mica mitjançant la descomposició tèrmica de minerals amb components volàtils durant les erupcions volcàniques o que provenien de meteorits. Aquests gasos com H2O (en forma de vapor), CO2, CO, N2, H2, SO2, H2S... es van condensar en la hidrosfera i en part van formar l’atmosfera primitiva, la composició de la qual seria molt diferent a l’actual. Els gasos predominants en l’atmosfera d’aquella època eren el vapor de aigua, el diòxid de carboni, el nitrogen i monòxid de carboni que originaven un ambient lleugerament reductor. L’oxigen va aparèixer més tard com a conseqüència de la fotosíntesi. 4. APARICIÓ DE LA VIDA A LA TERRA Fa com a mínim uns 3600 milions d’anys, en un oceà primitiu que suposem carregat amb diferents tipus de molècules orgàniques van aparèixer els primers éssers vius, semblants als actuals bacteris, com a resultat d’un llarg procés d’evolució bioquímica on els diferents tipus de molècules s’ensamblaven formant una estructura molt més complexa, la cèl·lula. L’evolució abiòtica que va originar la vida va seguir els passos següents:

� Síntesi abiòtica i acumulació de molècules orgàniques senzilles (monòmers) com aminoàcids o nucleòtids, tal com demostraren les experiències de Miller i Urey.

� La unió d’aquests monòmers i la formació de polímers com

proteïnes i àcids nucleics. � L’agregació d’aquestes molècules sintetitzades de forma

abiòtica en una espècie de gotetes o protobionts que posseïen unes característiques diferents a les de l’ambient extern.

� La capacitat de crear còpies i l’origen de l’herència.

6

Si volem entendre aquesta creació de la vida a partir de material abiòtic, cal considerar dues idees: � L’extensió de la idea de la selecció natural a nivell de les biomolècules.

� El fet que les condicions de la Terra primitiva eren molt diferents de les actuals: presència d’una

atmosfera no oxidant, ja que els nivells d’oxigen de l’actualitat són el resultat de més de 2000 milions d’anys de fotosíntesi i l’abundància de molècules orgàniques produïdes de forma abiòtica.

Les primeres cèl·lules que van poblar la Terra van ser probablement heteròtrofes que obtenien l’energia per fermentació de les molècules orgàniques presents a l’oceà primitiu (sopa primitiva) capaç d’alimentar aquestes estructures dotades d’un metabolisme rudimentari. D’aquesta manera els components moleculars de la "sopa primitiva", no només van aportar els elements per a formar les cèl·lules, sinó que també van subministrar l’energia necessària per al seu manteniment i la seva autoperpetuació. Aquest aliment molecular però, començà a escassejar a mesura que anava creixent la població de cèl·lules heteròtrofes. Sota aquestes condicions, alguns organismes van ser capaços d’utilitzar els àtoms de carboni (en forma de CO2 ) de l’atmosfera, la qual cosa els va atorgar un clar avantatge evolutiu. Va aparèixer la fotosíntesi, procés en el qual s’aprofita la radiació solar com a font il·limitada d’energia per a la conversió de CO2 en compostos orgànics com la glucosa. Aquest procés va modificar, a més a més, la composició de l’atmosfera terrestre, a causa de l’aparició d’una gran quantitat d’O2 (producte residual de la fotosíntesi) que s’hi acumulava progressivament. A partir d’aquest oxigen es va formar l’ozó, un derivat triatòmic que es forma per acció de la radiació ultraviolada i les descàrregues elèctriques sobre les molècules d’O2. No obstant això, l’oxigen residual de la fotosíntesi es va anar convertint a poc a poc en un verí mortal per a les cèl·lules ja que els seus mecanismes de fermentació anaeròbia eren destruïts per aquest gas. Molts d’aquests organismes anaeròbics van desaparèixer; altres van refugiar-se en zones inaccessibles a l’oxigen i han pervingut fins ara. Un pas evolutiu revolucionari va ser la utilització metabòlica de l’oxigen que va ser utilitzat per les cèl·lules per extreure més energia dels aliments mitjançant un procés anomenat respiració aeròbia, que desprèn CO2 com a producte residual. Quan es van acabar les reserves orgàniques de la sopa primitiva aquests moderns heteròtrofs aerobis van "aprendre" a obtenir nutrients de les molècules sintetitzades prèviament pels fotosintetitzadors. Aquests dos tipus cel·lulars van anar evolucionant conjuntament i han sabut reciclar els productes residuals dels seu metabolisme: els heteròtrofs utilitzen la pol·lució fotosintètica (oxigen) mentre que els fotosintètics n’aprofiten el CO2. Fa uns 1000 milions d’anys la atmosfera ja era semblant a l’actual. Oxigen i nitrogen eren els seus principals components i de reductora havia passat a oxidant. Un altre tipus d’estratègia per sobreviure als canvis de composició atmosfèrica va ser la que tenien diferents organismes anaerobis que s’associaren de forma íntima amb un tipus aeròbic de cèl·lula, vivint ambdues en simbiosi. D’aquest procés d’associació de diferents cèl·lules es pensa que va sorgir la cèl·lula eucariota. En la dècada dels 80, Lynn Margulis va proposar la teoria de l’endosimbiosi per explicar l’origen de mitocondris i cloroplasts, segons aquesta teoria una gran cèl·lula procariota englobaria altres cèl·lules procariotes menors, fa ara 1500 milions d’anys.

7

5. MOVIMENTS DE LA TERRA La Terra està sotmesa a gran quantitat de moviments, propis o no. Per exemple, la Terra es desplaça en l’Univers perquè es desplaça la Via Làctia. A més, la Terra es mou en la Via Làctia perquè el Sol es desplaça en el remolí de la galàxia. Finalment, la Terra té allò que podríem dir els seus propis moviments, que són el moviment al voltant del Sol, i els que estan relacionats amb el seu eix, la rotació, la precessió i la nutació. Moviment de rotació. La Terra gira sobre sí mateixa al voltant d’un eix de rotació imaginari que passa pels pols. La rotació terrestre és d’oest a est i triga 23 hores i 56 minuts, l’anomenat dia sideral, en fer un gir complet. Aquest moviment de rotació és el responsable de la repetició regular del dia i la nit, segons succeeixi que un punt en qüestió estigui en la cara enfrontada al sol o en la protegida.

Moviment de translació. Un altre moviment principal de la Terra és el de translació al voltant del sol. En aquest moviment segueix un recorregut, que s’anomena òrbita, en forma d’el·lipse gairebé circular. Pràcticament en el centre de l’el·lipse es troba el sol i al plànol que la conté s’anomena pla de la eclíptica.

8

Fer un gir complet al voltant del sol li costa a la Terra 365 dies, 6 hores i 9 minuts. No obstant això, en el nostre calendari, els anys són de 365 dies. Per a corregir aquest desfasament entre l’any sideral i l’any oficial, s’afegeix un dia cada quatre anys, el 29 de febrer. Com l’òrbita de la Terra no és exactament circular, sinó ovalada o el·líptica, es defineixen dos eixos, un major i altre menor, de tal manera que dues vegades a l’any la Terra passa pels extrems de l’eix major, i altres dues vegades pels de l’eix menor. El punt de l’òrbita de la Terra que coincideix amb un dels extrems de l’eix major rep el nom de solstici. Hi ha dos solsticis, un coincideix amb l’inici de l’estiu (solstici d’estiu) i l’altre amb l’inici de l’hivern (solstici d’hivern). El solstici d’estiu també és el dia que té la nit més curta de l’any, i el d’hivern té la nit més llarga de l’any. Els punts de l’òrbita en els quals la Terra coincideix amb els extrems de l’eix menor es diuen equinoccis. També són dos, que coincideixen amb l’inici de la primavera (equinocci de primavera) i la tardor (equinocci de tardor). Els equinoccis són els dies de l’any en els quals el dia i la nit duren el mateix.

Des de l’equinocci de primavera fins al solstici d’estiu la durada de la nit és cada vegada menor, i hi ha cada vegada més hores de llum. A partir del solstici d’estiu les hores de llum es van reduint, fins que en el equinocci de tardor s’igualen les hores de llum i de foscor, i en el solstici d’hivern s’arriba al màxim d’hores de foscor. Els solsticis i els equinoccis són diferents en l’hemisferi Nord terrestre i en el Sud, ja que mentre en un hemisferi es dóna el solstici d’estiu, en l’altre és el d’hivern i a l’inrevés, i el mateix succeeix amb els equinoccis. Com l’eix de la Terra no és recte, sinó que està inclinat 23º 27’ pel que fa al plànol de la eclíptica, els raigs del Sol no arriben uniformement a tota la cara il·luminada, sinó que arriben abans i més rectes a un dels hemisferis que a l’altre (hemisferi nord o sud), la qual cosa fa que les temperatures siguin una mica més altes en l’hemisferi on la radiació arriba abans i més recta. És a dir, en un hemisferi les temperatures són una mica més altes que en l’altre hemisferi. Això constitueix la base de les estacions.

9

Quan en un hemisferi els raigs solars arriben abans, les temperatures són més altes i aquest hemisferi estarà prop de l’estiu, mentre que en l’altre hemisferi les temperatures seran més baixes i estarà prop de l’hivern. Dit d’una altra manera, quan a Espanya (hemisferi nord) estem a l’estiu, a Argentina (hemisferi sud) estan a l’hivern. També a causa de la inclinació de l’eix, la intensitat de la insolació que arriba a la superfície de la Terra varia segons la latitud. La insolació és màxima quan els raigs incideixen perpendicularment i va disminuint a mesura que augmenta la inclinació. A causa d’això, es poden diferenciar zones climàtiques en el planeta, des de les equatorials, càlides perquè reben els raigs del Sol molt verticalment, fins a les polars, fredes perquè els raigs arriben molt obliquament. Moviments de precessió i nutació. La precessió és un moviment de la Terra, molt lent, que es deu al fet que el seu eix no és recte, sinó que està inclinat, per la qual cosa l’extrem de l’eix va recorrent un cercle i apunta cap a un punt de l’Univers diferent cada vegada fins que torna de nou cap al mateix punt. Triga uns 26.000 anys a tornar de nou a l’instant de partida. El moviment és igual al que té una baldufa quan està girant, que no està recta sinó inclinada, i en estar inclinada, l’extrem de dalt es mou fent cercles. La nutació es deu a l’atracció gravitatòria de la Lluna i és un balandreig de l’extrem de l’eix terrestre a mesura que descriu el cercle originat per la precessió; és com si l’extrem de l’eix terrestre descrivís un “cercle ondulat”.

10

Moviment de la Lluna al voltant de la Terra. La Lluna és la segona font d’il·luminació al reflectir la llum que rep del Sol per la qual cosa té una notable influència en la vida dels organismes. Es trasllada al voltant de la Terra seguint una òrbita continguda en el plànol de la eclíptica que triga 29,53 dies a completar. Les fases de la lluna se succeeixen conforme el nostre satèl·lit va recorrent la seva òrbita. A mesura que la Lluna gira al voltant de la Terra, i la Terra gira al voltant del Sol, la zona de la Lluna il·luminada va canviant de posició de manera que unes vegades veiem tota la cara visible de la Lluna il·luminada pel sol, quan la Terra està en alguna posició entre el Sol i la Lluna, i altres vegades veiem la cara visible fosca, ja que el Sol es troba a l’altre costat de la Lluna i il·lumina la cara oculta.

6. ELS ECLIPSIS És l’ocultació total o parcial d’un astre respecte a l’espectador a causa de la interposició d’un altre astre. Segons l’astre ocultat es distingeixen el eclipsis de Sol i eclipsis de Lluna.

� Eclipsi de Lluna.

Es diu eclipsi de Lluna quan és la Lluna l’astre que queda eclipsat, és a dir que queda tapat. Aquest eclipsi es produeix quan la Terra s’interposa entre el Sol i la Lluna i impedeix que els raigs solars il·luminin la Lluna. Òbviament només es pot donar quan hi ha Lluna plena. Segons que la Lluna quedi o no tapada completament es diferencien els eclipsis totals i els parcials.

11

� Eclipsi de Sol.

Es diu eclipsi de Sol quan és el Sol l’astre que queda eclipsat, és a dir que queda tapat. Aquest eclipsi es produeix quan la Lluna s’interposa entre el Sol i la Terra i impedeix que des de la Terra puguem veure el Sol. Òbviament només es pot donar quan hi ha Lluna nova. Segons que el Sol quedi o no tapat completament es diferencien els eclipsis totals i els parcials.

7. REPRESENTACIÓ DE LA TERRA Existeixen diferents maneres de representar el planeta Terra, així com diferents mitjans per orientarse quan ens movem pel planeta. L’eina més coneguda i utilitzada des de sempre és el mapa. Un mapa és la representació gràfica de l’espai terrestre sobre una superfície plana. Els mapes més antics que existeixen estan fets a Babilònia cap al 2300 a. C. Eren uns taulells de fang i els feien servir per mesurar terres i cobrar els impostos. També a la Xina s’han trobat mapes que daten del segle II a. C. que eren de seda i representaven espais més locals. El segle II dC, el grec Ptolomeu va fer el primer atlas universal on va representar tot el món conegut fins aleshores. Els cartògrafs Mercator, Peters i Robinson van elaborar les diferents projeccions que porten el seu nom, representant la Terra en un planisferi. Mercator, al segle XVI, presentà un planisferi on la visió de l’hemisferi Nord, Amèrica del Nord i Europa es representaven amb unes dimensions més grans respecte les de l’hemisferi Sud. Peters, a l’any 1974, va publicar un planisferi on es respectaven les dimensions reals dels continents però els contorns i formes dels continents no quedaven prou definides. Robinson ha estat qui ha trobat una solució intermèdia aconseguint una representació bastant fidel pel que fa a les formes i a les dimensions.

Projecció de Mercator Projecció de Peters

12

Projecció de Robinson Per a fer un mapa de qualsevol tipus ens cal un criteri que ens relacioni les dimensions reals que volem representar amb les dimensions del mapa. L’escala ha estat el criteri que han utilitzat els cartògrafs per reduir les dimensions de la superfície real i poder-la representar en un mapa. Hi ha dos tipus d’escala: la gràfica i la numèrica.

� L’escala gràfica és una línia recta dividida en segments equivalents en la

realitat als quilòmetres que indica.

� L’escala numèrica s’expressa mitjançant una proporció. Per exemple, l’escala 1:100.000 significa que 1 cm del mapa correspon en la realitat a 100.000 cm, és a dir, a 1 km.

8. COM PODEM ORIENTAR-NOS EN EL NOSTRE PLANETA Hi ha diferents procediments que són molt senzills i a la vegada útils per poder orientar-nos, com per exemple:

� Al migdia posem els braços en creu, de manera que la mà dreta assenyala l’Est, que és per on surt el Sol, aleshores l’altra mà estarà assenyalant l’Oest. El Nord el tindrem davant nostre i el Sud darrere.

� Si mirem al cel veurem l’estrella Polar que

sempre indica on està el Nord. Per localitzar l’estrella Polar hem de buscar l’Óssa Major, també anomenada “el carro” per la seva similitud amb aquest objecte.

� Amb una brúixola, la seva agulla imantada

sempre assenyala al Nord.

13

9. COM LOCALITZAR QUALSEVOL PUNT GEOGRÀFIC Les coordenades terrestres són la latitud i la longitud i ens permeten situar qualsevol punt geogràfic. Per poder definir la latitud i la longitud hem de saber el que són els paral·lels i els meridians. Els paral·lels són línies imaginàries paral·leles que seccionen horitzontalment el globus terraqüi. El paral·lel més gran que divideix el globus en dos hemisferis és l’equador. Hi ha altres paral·lels que reben un nom especial: el tròpic de Càncer, el tròpic de Capricorn, el cercle polar àrtic i el cercle polar antàrtic. Els meridians són línies imaginàries que es distribueixen verticalment en el globus i que passen pels pols. El meridià que es pren com a referència és el meridià 0º o meridià Greenwich, que és el nom de la població anglesa per on passa. La latitud és la distància angular des de qualsevol punt de la Terra a l’equador. Es mesura en graus, si està per damunt de l’equador seran graus al Nord i si estan per sota de l’equador seran graus al Sud. La longitud és la distància angular des de qualsevol punt del globus terraqüi al meridià Greenwich. Es mesura en graus, si està a l’esquerra del meridià Greenwich seran graus a l’Oest i si està per la dreta seran graus a l’Est.

10. ENERGIA QUE ARRIBA A LA TERRA El Sol emet raigs denominats radiacions, que arriben a tots els planetes del Sistema Solar. Els planetes més propers al Sol reben moltes radiacions, és a dir, molta energia, tanta que podria cremar la superfície del planeta. El Sol és una massa, principalment formada per gasos d’hidrogen i heli. En el nucli del Sol, quatre àtoms d’hidrogen es fusionen generant altre àtom, l’heli. Aquesta fusió atòmica allibera gran quantitat d’energia, amb el que el nucli solar pot arribar a 15 milions de graus centígrads. L’energia produïda es transmet a les capes superiors del Sol, de manera que en la superfície s’arriben a uns 6.000 ºC. Les radiacions solars estan compostes per: � Raigs γ (gamma) � Raigs X � Raigs UV (ultraviolats) � Llum visible � Raigs infrarojos

14

Les radiacions que més energia contenen són els raigs γ, i les que menys, els raigs infrarojos. Part de l’energia alliberada arriba a la Terra en forma d’energia solar. La major part dels raigs γ, raigs X i raigs UV són atrapats per les capes altes de l’atmosfera terrestre. A la superfície arriben raigs UV (9%), llum visible (41%) i raigs infrarojos (50%). L’energia de les radiacions produeix, en La Terra, el moviment de l’aire, el cicle de l’aigua, la fotosíntesi... Podríem pensar que sobre qualsevol punt de La Terra incideixen sempre el mateix nombre de radiacions. Això no és així per dues raons: � La Terra és una esfera envoltada per una capa de gasos anomenada atmosfera. Les radiacions

deuen travessar la capa de gasos. Els raigs que incideixen perpendicularment a la superfície terrestre deuen travessar menys quantitat de gasos que aquells que ho fan amb una mica d’inclinació. Per això, les radiacions que incideixen perpendicularment perden menys energia.

� L’eix de gir de La Terra té una

inclinació. Ja hem vist que això provoca que les zones on les radiacions solars incideixen perpendicularment a la superfície terrestre canviïn al llarg de l’any des del Tròpic de Càncer al de Capricorn passant per l’Equador. D’aquesta forma els pols també reben llum en algun moment de l’any. A més la durada del dia i la nit varia durant l’any, amb el que el nombre de radiacions rebudes és diferent.

La radiació que arriba a al nostre planeta pot seguir distints recorreguts. Pot ser: � Reflectida:

o Per l’atmosfera: 23% o Per la superfície terrestre: 7%

� Absorbida:

o Per l’atmosfera: 23% o Per la superfície terrestre: 47%

L’energia reflectida és l’anomenat “albedo” planetari. Pots observar-lo al vespre, sobre l’horitzó, una vegada que el Sol ja s’ha post com una banda més clara que la resta del cel.

15

Exercicis – La Terra en l’espai

1. Completa el següent mapa conceptual amb les paraules: planetes, astres, la Lluna, el Sol, estels, rotació, translació, la Terra, el Sistema Solar.

16

2. Completa el següent mapa conceptual amb les paraules: pols i gasos, meteors, via làctia, galàxia, Sol, cometes, forma esfèrica, 8 planetes, Venus, Saturn, Mercuri, Mart, Urani, la Terra, Júpiter, Neptú, planeta blau, aire, aigua, espiral, satèl·lits.

3. Una nau espacial que viatgés a una velocitat de 150.000 km/s, quant trigaria a arribar a l’estrella Sírius, que es troba a 6 anys llum de distància? 4. Si la distància Terra-Sol són 150 milions de km, quant triga la llum del Sol a arribar a nosaltres? A quant equival la distància Terra-Sol en temps llum?

17

5. Segons la posició que té la Terra en el dibuix següent, contesta:

a) En quina estació és troba Catalunya? Justifica la teva resposta.

b) Quina és la duració del dia i la nit en el pol Nord?

c) A quin lloc de la Terra hi arriba menys radiació? Per què?

d) Com serà el període d’il·luminació en un punt de l’hemisferi Sud el 22 de desembre?

6. Indica en l’esquema següent la posició de cada equinocci i solstici.

7. Segur que saps que el Sol surt per l’est i es pon per l’oest; segons això, pensa i raona quin és el sentit del gir de la Terra de l’est a l’oest o de l’oest a l’est. Per respondre-ho, fes un dibuix de la Terra i situa-hi el Sol a l’est. 8. Ordena els següents organismes segons l’ordre evolutiu d’aparició a la Terra.

A. Eucariotes 1r →

B. Coacervats 2n →

C. Procariotes heterotròfics anaerobis 3r →

D. Procariotes autotròfics aerobis 4t →

E. Procariotes autotròfics anaeròbics 5è →

18

9. En 1953, S. Miller va realitzar un experiment molt important en la història de la Biologia. Va sotmetre mescles gasoses d’hidrogen (H2), metà (CH4), amoníac (NH3) i vapor d’aigua (H2O), en un recipient tancat a 80 oC, a l’acció de descàrregues elèctriques entre dos elèctrodes. Al cap d’unes quantes setmanes, el compartiment dels gasos contenia monòxid de carboni (CO), diòxid de carboni (CO2) i nitrogen (N2). En el condensat obtingut per refredament es van trobar compostos orgànics solubles en aigua: aminoàcids (com ara la glicina, l’alanina i l’àcid aspàrtic) i àcids orgànics senzills (entre altres, l’àcid fòrmic i l’àcid làctic). Posteriorment, en altres experiments, la mescla de gasos era sotmesa a diferents tipus d’energia (raigs ultraviolats, raigs X). En el seu conjunt, en aquests experiments, es van obtenir tots els aminoàcids presents a les proteïnes, així com els nucleòtids adenina, guanina, citosina i uracil, i alguns glúcids.

a) Explica quin és el problema que s’investigava en aquests experiments. Per quina raó la mescla de gasos inicial contenia hidrogen, metà, amoníac i vapor d’aigua? Per què es mantenia la temperatura al voltant dels 80 ºC? Per què es realitzaven descàrregues elèctriques?

b) En què es diferencia l’atmosfera actual de la primitiva? Quin paper han jugat els organismes en

aquest canvi?

c) Quines biomolècules contenen aminoàcids i nucleòtids?

d) Amb els resultats de l’experiment de Miller i posteriors, quines conclusions es poden treure? 10. Observa la figura a i la figura b, i identifica quina correspon a un eclipsi de Sol i quina a un eclipsi de Lluna. Explica per què.

19

11. Calcula l’escala numèrica que correspon a l’ escala gràfica de la figura següent:

12. Construeix una escala gràfica de sis segments que correspongui a una escala 1:25 000. 13. Si donar la volta al món vol dir fer un viatge en el qual es vagi passant per tots els meridians, com es pot fer aquest recorregut en menys d’un minut? 14. Són les 12 del migdia solar i estem en un punt de l’hemisferi nord, de manera que la nostra ombra marca la posició exacta del nord. Si ens col·loquéssim d’esquena al Sol, on tindríem els altres tres punts cardinals? 15. Consulta en un mapamundi quines ciutats tenen aproximadament les següents coordenades:

a) 60º latitud nord, 11º longitud est. ______________________ .

b) 41º latitud nord, 2º longitud est ______________________ .

c) 40º latitud nord, 74º longitud oest ______________________ .

d) 34º latitud sud, 151º longitud est ______________________ .

�������� Vertader o Fals – Encercla V o F segons l’afirmació sigui vertadera o falsa

1. V F El solstici d’estiu és el dia amb més hores de llum de l’any.

2. V F L’equinocci de primavera indica el final de la primavera.

3. V F El moviment de traslació de la Terra al voltant del Sol origina les estacions de l’any.

4. V F La teoria del Big Bang ens explica l’origen de la via al planeta Terra.

5. V F La galàxia on es troba la Terra és la Via Làctia.

6. V F Els cometes són enormes blocs de gel i roca.

7. V F L’òrbita de la Terra és circular.

8. V F L’atmosfera de la Terra primitiva contenia grans quantitats d’oxigen i per això va ser possible l’aparició de la vida.

9. V F L’únic lloc de l’Univers on hi ha vida és al planeta Terra.

10. V F L’escala 1:1000 vol dir que per cada cm en el paper hi ha un km en la realitat.

20

El futur de l’Univers

De la mateixa manera que la ciència dóna una data de la formació de l’Univers en el passat i confirma amb evidències científiques que està en expansió, també pot preveure’n el final, encara que aquí poden donar-se diverses possibilitats. Així com el nostre sistema solar i totes les galàxies es mantenen juntes per la força de la gravitació, la massa total de l’Univers exerceix una atracció constant entre tots els seus components. A mesura que l’Univers s’expandeix, impulsat per la força explosiva del Big Bang, l’atracció gravitatòria disminueix. Pot ser, doncs, que l’Univers s’expandeixi eternament, i que les galàxies s’allunyin les unes de les altres per sempre més. En aquest cas el final de l’Univers seria la desintegració i l’evaporació de tota forma d’energia, o sigui, el no-res absolut. Aquesta possibilitat s’anomena teoria de l’Univers obert. Però si a l’Univers hi ha matèria suficient perquè la gravitació superi l’expansió, la darrera disminuirà progressivament fins que el procés s’inverteixi i l’Univers iniciï un procés d’involució -el Big Crunch-. Com una pel·lícula projectada a l’inrevés, l’Univers es contrauria

cada vegada més i a més velocitat, fins al punt de tornar-se a concentrar en una bola d’enorme densitat, bé per extingir-se definitivament, bé per expandir-se de nou en un altre Big Bang. Aquesta possibilitat s’anomena teoria de l’Univers tancat. Els cosmòlegs han intentat calcular la massa total de l’Univers per poder anticipar quin serà el seu futur, però no han trobat encara una resposta segura. El final del sistema solar i el del Sol sí que és segur i perfectament previsible. Es tracta d’una estrella mitjana formada fa aproximadament 4.600 milions d’anys. La vida a la Terra depèn exclusivament del Sol i la perdurabilitat del nostre planeta està supeditada als canvis solars. En el moment que el Sol experimenti algun canvi, la vida pot desaparèixer. Per l’evolució d’altres estrelles sabem que el Sol explotarà i es desplomarà sobre si mateix en col·lapses successius fins que al final s’apagui del tot. Però abans que s’apagui, la Terra i tots els planetes s’hauran desintegrat en el Sol. AAVV: Filosofia (Llibre de text). Castellnou Edicions, Barcelona, 1997, pp. 12-15.

a) Què fa que les galàxies es mantinguin juntes?

b) Explica breument la teoria de l’Univers obert.

c) Explica breument la teoria de l’Univers tancat.

d) Explica com es produirà la mort del Sol i la desaparició del Sistema Solar.