1. EL NOSTRE LLOC A L'UNIVERS
Aquesta unitat s'estructura en dues part:
L'Univers i tot el que l'envolta. El Sistema Solar
i els planetes.
La Terra. La seva estructura i la seva dinàmica.
2. Vocabulari Bàsic
Radiació: s’anomena radiació a tot el ventall de l’espectre
electromagnètic. Que va des dels rajos gamma a les ones
de radio. Una ona electromagnètica és una ona formada
per un camp elèctric i un camp magnètic, la qual té com a
velociat de propagació la de la llum i no necessita cap
mitjà material per a la seva propagació.
Radiació de fons: radiació dels instants inicials de la
formació de l’Univers en forma de microones. La teoria de
la radiació de fons prediu que hauríemde ser capços de
detectar aquesta radiació. De la teoria de la relativitat
s’extreu que l’àtom primigeni tenia una temperatura (10 32
K) i densitats molt elevades que van anar disminuint a
mesura que l’Univers s’expandia. S’ha interpretat com les
restes de la gran explosió.
3. Vocabulari Bàsic (II)
Parsec: es defineix com la distància de la Terra a un estel
que té una paral·laxi d'1 segon d'arc. Alternativament, el
parsec és la distància a la que 2 objectes, separats per 1
unitat astronòmica, semblen estar separats per un angle d'1
segon d'arc. Llavors 360×60×60/2π AU =
~2,0626480625×105 AU =~ 3,085 677 580 666 31×1016m=~
3,26 anys-llum.
4. Vocabulari Bàsic (III)
Any-llum: és una unitat de longitud que s'usa per a mesurar
distàncies astronòmiques, com la distància entre estels i
galàxies.Un any llum equival a la distància que la llum
recorre en un any que és d'aproximadament 9,46
bilions de quilòmetres, això és, 9,46 × 1015 metres.
Unitat astronòmica (UA): és una unitat de distància,
aproximadament igual a la distància mitjana entre el Sol i la
Terra. Equival, aproximadament, a 150 milions de
quilòmetres.
6. La teoria del Big Bang (II)
2n L’àtom primigeni s’expandir en una gran explosió,
començant l’expansió de l’Univers. L’energia es va anar
allunyant en totes direccions i es va anr transformant en
matèria (possible gràcies a la teoria de la relativitat).
Alhora que es forma la matèria s’originen l’espai i el temps
(ha passat un temps, i s’ha expandit cap a determinades
direccions donant lloc a un volum).
Àtom primigeni: és tracta d’un punt material d’alta
densitat i temperatura en el qual estava concentrada tota
la matèria segons la teoria del Big Bang.
7. La teoria del Big Bang (III)
3r Es van anar generant partícules
subatòmiques, més tard àtoms d’H i He.
4t A mesura que l’Univers s’expandia anava
baixant la temperatura. La matèria disseminada
en totes direccions va anar condensant-se,
formantestructures astronòmiques. En els
estels, a partir de l’Hi He, mitjançant processos
de fusió, hi van aparèixer els diferents
elements químics.
8. La teoria del Big Bang (IV)
Proves experimentals del Big Bang:
Tota teoria científica es construeix a partir d’un
entremat de conceptes, models i observacions,
capaços d’explicar adequadament els fenòmens
estudiats. En el cas del Big Bang, ja hem comentat
abans que el fonament matemàtic el constitueix la
teoria de la relativitat general, però, quines són les
observacions i prediccions principals que li donen
suport? En podem destecar tres:
9. Proves experimentals del Big Bang
(I)
L’expansió de l’Univers. ALEXANDER FRIEDMAN.
L’Univers sembla el mateix des de qualsevol punt
d’observació i això es compleix independentment d’on
l’observem. EDWIN HUBBLE. Les galàxies s’allunyen
unes de les altres. Llei de Hubble. La velocitat d’una
galàxia és proporcional a distància que les separa.
La proporció relativa d’elements primordials.
L’aparició d’elements lleugers, com ara H i l’He, com a
conseqüència de processos entre electrons, protons i
neutrons.
La radiació de fons de microones.
10. Proves experimetals del Big Bang
(II)
Les proves del Big Bang
Radiació de fons de La sonda WMAP ha enviat darrerament dades que
l’Univers confirmen que hi ha una radiació de fons.
A partir de l’efecte Doppler sabem que està en
expansió, per tant, en un temps passat era molt més
Expansió de l’Univers petit.
Segons la teoria d’Eistein, l’Universha d’estar en
Relativitat general expansió o en contracció.
Si l’Univers fos infinit en mida i edat no tindríem mai
nit, perquè ens arribaria llum. Així doncs, el Big Bang
ho resol en donar-liuna edat de 13700 Ma (paradoxa
Foscor al cel nocturn d’Olbers).
Presència d’elements A l’Univers hi ha la proporció d’H, He i Li que va
lleugers predir la teoria.
11. La gènesi dels elements (I)
Imaginem que ens trobem a l’horitzó del nostre
passat, fa gairebé 15000 milions d’anys. L’Univers és
un puré homogeni de partícules elementals: fotons,
quarks, neutrins, electrons. Aquestes partícules es
van organitzant per formar estructures noves en un
nivell superior amb propietats que els elements que
les formen no tenien individualment.
12. La gènesi dels elements (II)
Les forces fonamentals de l'Univers
Els diferents esquemes organitzatius queden determinats
per les quatre interaccions fonamentals.
La força nuclear forta és la responsable de la cohesió i del
lligams entre els quarks en els protons i els neutrons, i
s’allibera en els processos de fusió i fissió; la força
electromagnètica afecta les partícules amb càrrega
elèctrica i assegura la cohesió dels àtoms; la força de la
gravetat organitza les estructures a gran escala (estels i
galàxies), i la força feble es manifesta en processos
radiotatius.
13. La gènesi dels elements (III)
A temperatures molt elevades, l’agitació tèrmica dissocia
ràpidament totes les estructures que es poden formar, però a
mesura que la temperatura disminueix, els efectes de les forces
prevalen i comencen les primeres combinacions de matèria.
Quan la temperatura baixa de 1012 K, la força nuclear forta fa
que els quarks s’uneixin de tres en tres per formar els primers
nucleons: protons, formats per dos quarks dalt i un quark baix, i
els neutrons, formats per un quark dalt i dos baix.
Posteriorment, la mateixa interacció farà que aquests nucleons
es comencin a agrupar en conjunts de de dos protons i dos
neutrons per formar nuclis d’heli. Ara, la temperatura és inferior
a 1010 K, i ja hem superat el primer minut de l’Univers. En
aquest moment la matèria de l’Univers es compon del 75% de
nuclis d’hidrogen (protons) i el 25% de nuclis d’heli.
14. La gènesi dels elements (IV)
La següent interacció que entra en joc, la força
electromagnètica, no ho fa fins que la temperatura no baixa de
3000 K. És llavors quan aquesta interacció fa que els electrons
se situïn al voltant dels nuclis atòmics i es formen els primers
àtoms d’hidrogen i heli.
La matèria, abans d’aquest moment, està ionitzada, en un estat
que anomenem plasma, en equilibri tèrmic amb la radiació, de
manera que els protons i els electrons xocaven contínuament
amb uns fotons molt energètics. L’Univers és doncs, opac, els
fotons estan confinats en aquesta sopa primordial i no podien
desplaçar-se lliurament. Com a conseqüència de l’expansió de
l’Univers, la seva densitat i temperatura han davallat prou
perquè els protons puguin captar els electrons, formin àtoms
estables i els fotons puguin viatjar lliurament: l’Univers, llavors
esdevé transparent. I és aquesta radiació la que cosntitueix el
fons de microones.
15. Formació de galàxies i estrelles (I)
Així, durant el primer milió d’anys, aproximadament, l’Univers
continua expandient-se, alhora que el descens de la
temperatura permet la combinació dels electrons i els nuclis
lliures per formar àtoms. Però hi ha regions on la densitat és
lleugerament superior a la mitjana i on l’expansió és retardada
per l’atracció gravitatòria.
La matèria, que fins llavors era pràcticament homogènia,
comença a formar “grumolls”, que aturen l’expansió en algunes
regions i provoquen col·lapses locals. A mesura que l’atracció
arrossega progressivament cap a aquestes regions la matèria
que les envolta, la seva massa es va amplificant i, algunes
d’aquestes regions comencen a girar lentament.
16. Formació de galàxies i estrelles (II)
La gravetat fa que, tot i que la massa de les regions augmenta,
la mida disminueix, i d’aquesta manera s’incrementa la velocitat
de rotació, fins que s’arriba a equilibrar l’atracció gravitatòria.
Acaben de néixer les galàxies en forma de disc. Les galàxies
el·líptiques seran el resultat de la manca de rotació global.
A mesura que passa el temps, el gas d’hidrogen i l’heli de les
galàxies es disgrega en núvols més petits, que es col·lapsen a
causa de la gravetat. Els àtoms comencen a col·lidir uns amb
els altres, i la temperatura del gas puja, fins que es prou calent
per iniciar reaccions de fusió nuclear. Això converteix l’hidrogen
amb més heli, i la calor despresa en les reaccions augmenta la
pressió, de manera que els núvols deixen de contraure’s i
esdevenen estables per molt temps, cosa que origina els
estels.
17. Formació de galàxies i estrelles (III)
En canvi, els estels amb més massa augmenten el ritme de
reaccions de fusió nuclears, ja que necessiten temperatures
més elevades per compensar l’atracció gravitatòria. Consumeix
l’hidrogen ràpidament i comencen a consumir heli, després
passen a transformar l’heli en elements més pesats (carboni,
oxigen ...) però no els aporten energia necessària.
Finalment, el centre de l’estel esdevé una zona de densitat molt
elevada, com un estel de neutrons o un forat negre, i les
regions externes poden esclatar violentament i esdevenir una
supernova. Aquesta explosió allibera part dels elements més
pesats cap a l’exterior, i proporciona part de la matèria primera
per a la propera generació d’estels.
18. Galàxies
És un agregat d'uns quants milers de milions d'estrelles i de
núvols de gas i pols. Tot indica que al centre de determinades
galàxies hi ha un forat negre supermassiu; tanmateix, és difícil
que es puguin detectar a causa de la gran densitat d'estels que hi
ha a la part central d'una galàxia. Al voltant del suposat forat
negre hi ha diversos cúmuls estel·lars.
Les galàxies constitueixen els pilars fonamentals de l'Univers. N'hi ha
de diversos tipus: des de les galàxies més simples formades tan sols
per pols i gas fins a les més complexes, que contenen estrelles, gas,
pols, nebuloses, cúmuls estel·lars, sistemes solars, etc... Les galàxies
poden agrupar-se per formar cúmuls galàctics.
Les galàxies poden classificar-se en diferents tipus, segons les seves
formes quan les veiem al cel. Edwin Hubble va proposar una
classificació coneguda com la seqüència de Hubble, que es mostra a
continuació:
20. Tipus de galàxies
El·líptiques: les galàxies el·líptiques són concentracions
d'estrelles que s'extenen, com el seu nom indica, com una
el·lipse. Dintre de les el·líptiques hi ha diversos subtipus
que es distingeixen entre sí per la mida dels seus eixos
major i menor.
Espirals: les galàxies espirals es caracteritzen per la
forma d'espiral que prenen. Consisteixen en un bulb
central, d'estructura similar a una galàxia E i tenen un disc
d'estrelles com les S0. A més, disposen d'uns braços en
què es concentra matèria interestel·lar i on hi neixen
estrelles joves. Hi ha dues branques de galàxies espirals:
les normals (Sa-Sb-Sc) i les barrades (SBa-SBb-SBc).
En aquestes últimes, els braços de l'espiral neixen dels
extrems d'una barra central, mentre que en les normals
els braços neixen del centre mateix de la galàxia.
21. Tipus de galàxies
Un tipus de galàxia que va ser posteriorment afegit a la
seqüència de Hubble és el cD, que s'atribueix a galàxies
el·líptiques gegants, que consisteixen en un nucli que
s'assembla a una galàxia el·líptica normal, però que a més
tenen una vasta extensió d'estrelles tènues al voltant.
La classificació de Hubble original es va realitzar per a
galàxies brillants. No obstant també hi ha galàxies que
brillen més tènuament i que són difícils de situar dins de la
seqüència de Hubble. Un exemple són les galàxies
irregulars, que es divideixen en les classes IrrI i IrrII.
23. Estrelles
Una estrella, és un cos o element astronòmic massiu,
emissors de llum pròpia— és plasma en un equilibri semblant al
equilibri hidrostàtic, que genera energia mitjançant un procés
de fusió nuclear. Les estrelles (excepte el Sol) apareixen com a
punts brillants en el cel nocturn, i fan pampallugues per efecte
de l'atmosfera terrestre.
Les estrelles emeten llum de tots els colors, la barreja dels
quals fa que el veiem blanc. Tanmateix, en moltes estrelles es
poden apreciar certes tonalitats cromàtiques, sobre tot les
vermelles, com és el cas de Betelgeuse o bé d'Antares. El Sol
és clarament groguenc. Això és perquè l'estrella emet més llum
groga no pas d'altres colors.
27. Estructura estal·lar (I)
Una estrella típica es divideix
en nucli, mantell i atmosfera.
En el nucli és on es
produïxen les reaccions
nuclears que generen la
seva energia. El mantell
transporta aquesta energia
cap a la superfície i segons
com la transporta, per
convecció o per radiació, es
dividirà en dues zones:
radiant i convectiva.
Finalment, l'atmosfera és la
part més superficial de les
estrelles i l'única que és
visible. Es divideix en
cromosfera, fotosfera i
corona solar.
28. Estructura estel·lar (II)
L'atmosfera estel·lar és la zona més freda de les estrelles i
en ella es produeixen els fenòmens d'ejecció de matèria.
Tanmateix, la corona suposa una excepció al que s'ha dit
ja que la temperatura torna a augmentar fins a superar el
milió de graus. Però és una temperatura enganyosa. En
realitat aquesta capa és molt poc densa i està formada per
partícules ionitzades altament accelerades pel camp
magnètic de l'estrella. Llurs grans velocitats confereixen a
aquestes partícules altes temperatures.
29. Vida d'una estrella
L'evolució d'una estrella sol ser la següent:
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.
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.
37. El Sistema Solar
Rocosos, densos i propers al Sol: Mercuri,
Venus, Terra, Mart. Gasosos, lleugers i
llunyans al Sol: Júpiter i Saturn, Urà i Neptú.
Plutó ja no és planeta a partir del 2006.
Altres que formen part del Sistema Solar:
llunes, asteroides, gas i pols, cometes,
planetoides.
38. El Sistema Solar
• La distància està expressada
en UA.
• Les masses estan
expressades respecte delas
Terra.
• Densitat en g /cm3
• Rotació: temps que tarda en
donaruna volta sencera
sobre ell mateix.
• Traslació en anys terrestres:
volta completa al voltant del
Sol. Òrbites elíptiques.
40. Teoria dels planetesimals (I)
Nebulosa: és un núvol de gas i pols. Estan
formades fonamentalment per hidrogen,
l'element químic més abundant en l'univers,
amb quasi el 10 % d'heli i quantitats molt
petites d'altres substàncies.
Nebuloses brillants
− Nebuloses d'emissió
− Nebuloses de reflexió
Nebuloses fosques
Nebuloses planetàries
41. Teoria dels planetesimals (II)
Fa 5000 milions d’anys, els materials de la nebulosa interactuen
La matèria de la nebulosa es condensa a la part central. L’enorme força
gravitatòria condensa el material i eleva l’eleva a molta temperatura fins a
iniciar reaccions termonuclears. Naixament del Sol.
Expulsió de la matèria, l’altra part roman girant en un disc aplatat.
En el disc els materials densos es disposen aprop del centre. Perquè
l’atracció gravitatòria és més intensa. Apareixen concentracions de massa
anomenats planetesimals.
Aquests planetesimals segueixen girant i interactuant fins a ser l’origen dels
futurs planetes.
Els planetes interiors esdevenen rocossos i densos i els exterios gassosos i
lleugers.
Els planetes es refreden i formen atmosferes alliberant gasos, els quals
només poden retenir aquells que tenen gravetat important.
42.
43. La investigació de l’Univers
La investigació de l’Univers és indirecta, és a
dir, l’hem de realitzat tenint en compte que els
objectes observats estan llunys respecte de
l’observador.
Instruments d’observació:
Telescopis
Radiotelescopis
Satèl·lits
Sondes espacials
44. Telescopi
Un telescopi és un sistema òptic que permet
veure objectes llunyans, tot ampliant-ne la seva
mida angular i la seva lluminositat aparents.
Probablement els telescopis són l'eina més
important en astronomia i astrofísica. Tot i que
amb la paraula "telescopi" hom s'acostuma a
referir als telescopis òptics, hi ha telescopis per
a gairebé totes les freqüències de l'espectre
electromagnètic.
45. Telescopi (II)
Les limitacions del telescopi són:
Des de la superfície de la Terra.
Limitació atmosfèrica, informació parcial de l’univers. A més
l’atmosfera absorbeix fortament la radiació electromagnètica en
certes longituds d’ona, especialment en el infraroig disminuint
la qualitat de les imatges
Els telescopis terrestres es veuen també afectats per factors
meteorològics (presència de núvols) i la contaminació lumínica
ocasionada pels grans assentaments urbans, el que redueix les
possibilitats d’ubicació de telescopis terrestres.
Telescopis en òrbites espacials, lleva la limitació atmosfèrica,
estudi de totes les radiacions.
46. Telescopis (III)
El telescopi espacial Hubble (HST, per les seues
sigles angleses Hubble Space Telescope) és un
telescopi robòtic localitzat en les vores exteriors de
l’atmosfera, en òrbita circular al voltant de la Terra.
Va ser posat en òrbita el 24 d’abril de 1990 com un
projecte conjunt de la NASA i de la ESA.
L’avantatge de disposar d’un telescopi més enllà de
l’atmosfera radica principalment que d’esta manera es
poden eliminar els efectes de la turbulència
atmosfèrica.
http://www.apodcatala.com/0211/apod021124.htm
pàgina del Hubble en català que pots visitar on hi figura un arxiu de fotos i el
comentari d’un astrònom.
47.
48. Radiotelescopi
Un radiotelescopi capta ones emeses per fonts de
ràdio generalment a través d’una gran antena
parabòlica o un conjunt d’elles, a diferència d’un
telescopi ordinari, que produeix imatges en llum
visible.
La part de l’astronomia dedicada a les observacions a
través de radiotelescopis es denomina
radioastronomia.
Molts objectes celestes, com els púlsars o galàxies
actives (com els quàsars) emeten radiacions de
radiofreqüència i són per això més "visibles“.
Els radiotelescopis també s’utilitzen en ocasions en
projectes com el SETI i en el seguiment de vols
espacials no tripulats.
49.
50.
51. Sonda espacial
Una sonda espacial és un dispositiu que
s’envia a l’espai amb la finalitat d’estudiar
planetes del nostre Sistema Solar o recollir
informació sobre un cometa o asteroide, per
exemple.
S’han enviat sondes a tots els planetes del
Sistema Solar, des de Mercuri fins a Neptú.
Actualment la New Horizons va de camí al
primer encontre humà amb Plutó.
53. Satèl·lit artificial
Un satèl·lit artificial és un objecte fabricat per
l’home i llançat a l’espai que, gràcies a la seva
velocitat, és capaç de mantenir-se en una
òrbita estable al voltant de la terra o un altre
cos celeste sense precipitar-se contra la
superfície d’aquest.
54.
55. La Terra
L’estructura de l’interior Terra es complicada
d’estudiar, degut a la dificultat per accedir-hi.
Grans pressions i altes temperatures.
Tot el coneixement d’estructura i dinàmica de la
Terra són un conjunt de dades obtingudes per
mètodes d’observació indirectes que permeten
formular hipòtesis.
56. Mètodes d’observació indirectes
Els mesuraments de les propietats físiques:
gravetat, magnetisme, energia geotèrmica,
estudi de les roques.
Els assaigs de laboratori: assaigs que intenten
reproduir les condicions de l’interior de la Terra.
L’estudi de les ones sísmiques: ones
generades pels sismes o terratrèmols. Són el
mètode indirecte que aporta les dades més
completes sobre l’estructura i la composició de
l’interior de la Terra.
57. En funció de la forma en la qual es transmeten:
Ones P: primàries o compressives. Compressió i expansió del
material.
Major velocitat de propagació.
Travessen tota la Terra.
Ones S: cisalla o secundàries Deformació de les partícules del
material que travessen.
No arriben fins a tots els punts de l'interior de la Terra.
Ones superficials: són les més lentes.
Es formen a partir de les ones S i de les ones P quan arriben
superfície.
Són les provoquen les catàstrofes p.e. Els terratrèmols.
58.
La imatge il·lustra (de dalt a baix) el comportament de les ones
internes P i S, i de les ones superficials.
59. Un terratrèmol, també anomenat sisme, resulta de
l'alliberament brusc d'energia acumulada pels
desplaçaments i les friccions de les diferents plaques
de l'escorça terrestre (fenòmens reagrupats sota el
nom de plaques tectòniques).
La ciència que estudia aquests fenòmens és la
sismologia i l'instrument d'estudi principal el
sismògraf.
Els terratrèmols de major magnitud solen anar
acompanyats d'altres de secundaris (però no
necessàriament menys destructius) que segueixen el
xoc principal i que reben el nom de rèpliques.
L'origen del terratrèmol se situa generalment en una
zona a l'interior de l'escorça terrestre, que en el cas
dels terratrèmols més devastadors pot tenir una
extensió de l'ordre d'un miler de quilòmetres.
60. Generalment és possible determinar un punt
precís com a origen de les ones sísmiques:
L' hipocentre és el punt en l'interior de la Terra
on es produeix l'inici del terratrèmol.
L' epicentre d'un terratrèmol és el punt a la
superfície de la Terra que està directament a
sobre del hipocentre o focus, el punt on
l'explosió subterrània s'origina, és a dir, que
l'epicentre és el centre des d'on s'expandeixen
les ones sísmiques.
61. Un terratrèmol és una sotragada més o menys
violenta del sòl que pot tenir tres orígens:
Ruptura d'una falla o d'un segment de falla
(sismes tectònics).
Intrusió i desflamejat d'un magma (sismes
volcànics).
Explosió, esfondrament d'una cavitat (sisme
d'origen natural o deguts a l'activitat humana).
Els terratrèmols engendren de vegades
tsunamis.
62. Magnitud i intensitat
La magnitud d'un terratrèmol es refereix a un
valor numèric que quantifica l'estimació de
l'energia alliberada.
La intensitat descriu els efectes del terratrèmol
en funció del punt d'observació.
La magnitud, sovint dita magnitud sobre
l'escala de Richter, el terme més conegut pel
gran públic, és generalment calculada a partir
de l'amplitud o de la duració del senyal gravat
per un sismògraf.
63. Descripció Magnitud Richter Efectes del terratrèmol
Micro Menys de 2,0 Microterratrèmols, no es noten.
Molt petit 2,0-2,9 Normalment no es noten però es registren.
Normalment es nota però no acostuma a
Petit 3,0-3,9
causar danys.
Els objectes es mouen perceptiblement,
Lleuger 4,0-4,9 sorolls repetitius. Improbable que hi hagi
grans destrosses.
Pot causar grans destrosses a edificis mal
Moderat 5,0-5,9 construïts. A edificis ben construïts, com a
molt petits danys.
Pot ser destructiu fins a 100 milles en àrees
Fort 6,0-6,9
poblades.
Pot produir grans destrosses a grans
Molt fort 7,0-7,9
extensions.
Pot produir moltes destrosses a zones
Gran 8,0 o superior
allunyades centenars de quilòmetres.
64.
65. Els mesuraments indirectes a través de les ones
sísmiques mostren irregularitats en els temps
de propagació d’aquestes, i per tant, canvis en
les trajectòries i les velocitats.
Les variacions brusques, indiquen que l’ona
sísmica entra en un nou material amb viscositat
diferent. Aquestes variacions brusques
s’anomenen discontinuïtats. Al poder-les
detectar des de qualsevol punt del planeta
indiquen que la Terra té una estructura de
capes.
Les 3 grans capes terrestres són: nucli, mantell,
escorça.
66.
67.
68. La tectònica de plaques
La podem dividir en 3 punts:
Plaques litosfèriques: 12 plaques de grandària
variable. Litosfera oceànica, litosfera continental. Es
tracta de peces rígides en que es divideix la Terra.
Aquestes no són estàtiques, canvien lentament i
contínuament: de posició, forma.
Dinàmica litosfèrica: esdevé els moviments entre
plaques i tenen com a conseqüència els processos
geològics interns: vulcanisme, magnetisme,
terratrèmols, deformacions en l'escorça. A més
influeixen els processo geològics externs.
69.
70. Les vores de les plaques
Els límits o vores de dues plaques que xoquen
vores convergents.
Els límits de dues plaques que es separen
vores divergents.
Els límits o vores de dues plaques que llisquen
lateralment entre si, reben el nom de vores
laterals.
71.
72. Vores convergents:
Les vores convergents formen el límit entre dues
plaques que s’aproximen i s’empenyen.
S’anomenen vores destructives, perquè
“destrueixen” litosfera i una de les plaques
disminueix de grandària.
Aquests xocs entre plaques originen l’elevació
de cadenes muntanyoses o orògens.
En elles s’hi localitza la major part dels
terratrèmols i volcans de la Terra.
73.
74. Vores divergents i vores amb moviment lateral.
