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.

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 (1032 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.

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.

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.

La teoria del Big Bang (I)

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.

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.

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:

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.

Proves experimetals del Big Bang (II)

Les proves del Big Bang

Expansió de l’Univers

Relativitat general

Foscor al cel nocturn

Radiació de fons de l’Univers

La sonda WMAP ha enviat darrerament dades que 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 petit.

Segons la teoria d’Eistein, l’Universha d’estar en 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 d’Olbers).

Presència d’elements lleugers

A l’Univers hi ha la proporció d’H, He i Li que va predir la teoria.

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.

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.

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.

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.

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.

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.

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.

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:

Tipus de galàxies

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.

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.

Galàxia espiral

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.

Estrelles (II)

Estrelles (III)

Estrelles (IV)

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.

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.

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.

Vida d'una estrella

Gegant vermella

Nana Blanca

Estrella de neutrons

Forat negre

Forat negre 2

Forat negre 3

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.

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.

El Sistema Solar

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

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.

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

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.

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.

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.

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.

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.

Sonda Voyager Mars Odyssey

Mars Express

Neptuno

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.

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.

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.

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.

La imatge il·lustra (de dalt a baix) el comportament de les ones internes P i S, i de les ones superficials.

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.

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.

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.

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.

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.

Petit 3,0-3,9Normalment es nota però no acostuma a causar danys.

Lleuger 4,0-4,9Els objectes es mouen perceptiblement, sorolls repetitius. Improbable que hi hagi grans destrosses.

Moderat 5,0-5,9Pot causar grans destrosses a edificis mal construïts. A edificis ben construïts, com a molt petits danys.

Fort 6,0-6,9Pot ser destructiu fins a 100 milles en àrees poblades.

Molt fort 7,0-7,9Pot produir grans destrosses a grans extensions.

Gran 8,0 o superiorPot produir moltes destrosses a zones allunyades centenars de quilòmetres.

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.

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.

 

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.

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.

Vores divergents i vores amb moviment lateral.