COMENTARI DE TEXT
Per fer un comentari de text, de tipologia diferent a la literària:
1. Comprensió del text: Cal llegir atentament el text i buscar al diccionari les paraules que no s’entenen.
2. Situació del text: Cal saber quin tipus de text és (descriptiu, narratiu…) i quina intenció comunicativa té el text i justificar-ho.
3. Anàlisi de l’estructura del text: Hem de veure quina estructura té en relació amb la seva tipologia: parts, ordre, tema principal, idees principals…
4. Anàlisi dels nivells lingüístics:
nivell morfològic (categories gramaticals, temps dels verbs…), nivell
sintàctic (sintagmes, oracions, connectors…), nivell del lèxic
(especialització…)
5. Aportació personal:
si ens trobem amb un tema d’actualitat podem donar la nostra opinió, si
no aquest últim apartat seria una conclusió-resum de tot el que hem
dit.
_________________________________________________________________________
COMENTARI DE TEXT LITERARI
1. Comprensió del text: Cal llegir atentament el text i buscar al diccionari les paraules que no s’entenen.
2. Informació prèvia:
§ Informació sobre l’autor i l’obra a què pertany el text.
§ Característiques de l’autor relacionades amb el text.
§ Moment d’escriptura de l’obra en relació amb el conjunt de la producció de l’autor.
§ Contextualització del text en el moviment literari al qual pertany.
3. Impressions inicials:
Disposició del text en l’espai (títols, paràgrafs, estrofes…).
Gènere i subgènere al qual pertany (poesia, narrativa, teatre…).
4. Determinació de la forma
Narrativa i teatre
|
Poesia
|
Forma d’expressió (narració, descripció, diàleg…).
Parts del text.
|
Mètrica (nombre de síl·labes, rima…)
Estrofes
…
|
5. Determinació del contingut
§ Característiques de l’argument
§ Tema i subtema
§ Estructura del text (introducció, nus, desenllaç…)
§ To del text (optimista, melangiós, esperançat…)
§ Personatges
§ Tractament de l’espai i el temps
§ Punt de vista: narrador intern o narrador extern.
§ Posició de l’autor (objectiva, subjectiva, irònica…)
6. Valoració:
§ Conclusions objectives sobre els aspectes literaris més destacats: autor, forma, contingut, recursos, entre altres.
§ Opinió personal sobre el text comentat argumentant-ne les raons.
_____________________________________________________________________
TEXT 1
_____________________________________________________________________
TEXT 1
Formació i evolució del sistema solar
Les teories pel que fa a la formació i evolució del Sistema Solar són complexes i variades, i en la seva elaboració involucren diverses disciplines científiques com l'astronomia, la física, la geologia i laciència planetària. Al llarg de lahistòria han aparegut diverses teories però la teoria moderna no va començar a ser descrita fins ben entrat el segle XVIII.
Amb l'inici de l'era espacial, l'arribada de molta informació sobre els diversos cossos que formen el sistema solar ha anat enriquint la nostra comprensió de com s'ha format i com ha evolucionat. També els avenços en física nuclear han contribuït de manera important al coneixement dels fenòmens estel·lars, i han generat les primeres teories sobre la seva formació i destrucció.
Formació inicial
Nebulosa solar
La hipòtesi actual de la formació del sistema solar és la hipòtesi nebular, proposada per Emanuel Swedenborg el 1734.[1] L'any 1755, Immanuel Kant, bon coneixedor dels treballs de Swedenborg, va contribuir a desenvolupar la teoria. El 1796 Pierre-Simon Laplace, de manera independent, va formular una teoria similar.[2]
La teoria nebular manté que fa 4.600 milions d'anys, el sistema solar va ser format a partir de la força gravitatòria d'un núvol molecular gegant que va patir un esfondrament general. Aquest núvol inicial probablement era d'uns quants anys llum de llargada, i va ser el bressol on van néixer unes quantes estrelles.[3] Encara que inicialment es pensava que el procés havia succeït amb una relativa tranquil·litat, estudis més recents a partir d'antics meteorits han detectat traces d'elements que s'han format a partir de grans explosions estel·lars i, per tant, indica que en la zona on es va formar el Sol hi havia supernoves. L'ona de xoc d'aquestes supernoves podria haver provocat la formació del Sol i en la nebulosa circumdant hi hauria regions amb una densitat molt elevada que provocarien un gran col·lapse.[4]
Una d'aquestes regions de gas explosiu, coneguda comnebulosa presolar,[5] és la que formaria més endavant el Sol. Aquesta regió tenia un diàmetre d'entre 7.000 e 20.000 UA[3][6] i una massa molt similar a la del Sol: entre 1,001 i 1,1 masses solars.[7] Es creu que la seva composició també era més o menys la del Sol actual, amb un 98% d'hidrogen i heli present des del Big Bang, i un 2% d'elements més pesants creats per anteriors generacions d'estrelles que morien i expulsaven el material un altre a l'espai interestel·lar (vegeu l'article sobre la Nucleosíntesi primordial).
Com la nebulosa es col·lapsà, la conservació delmoment angular va provocar que s'incrementés la velocitat de rotació. I mentre el material de dins la nebulosa es condensava, els àtoms començaren a col·lidir amb una freqüència cada cop més gran, provocant l'alliberament d'energia en forma de calor. El centre, on es concentrava la major part de la massa, es tornava cada vegada més calent, i molt més que el disc que l'envoltava.[3] Per l'acció de les forces que actuaven conjuntament, com la gravetat, la pressió dels gasos, els camps magnètics, i la rotació, la nebulosa que es contreia va començar a aplanar-se i formar undisc protoplanetari d'un diàmetre d'uns 200 AU[3] i amb una protoestrella calenta i densa al centre.[8]
La nebulosa es col·lapsà i la conservació de moment angular provocà que s'incrementés la velocitat de rotació. Mentre el material de dins la nebulosa es condensava, els àtoms començaren a col·lidir amb una freqüència cada cop més gran, provocant l'alliberament d'energia en forma de calor. En el centre, on es concentrava la major part de la massa, la temperatura anava pujant per damunt de la del disc que l'envoltava.[3] Per l'acció de les forces que actuaven conjuntament, com la gravetat, la pressió dels gasos, els camps magnètics i la rotació, la nebulosa va començar a aplanar-se i formar un disc protoplanetari d'un diàmetre d'aproximadament uns 200 AU,[3] amb una protoestrella molt calenta i densa en el centre.[9]
Els estudis d'estrelles joves T Tauri, que en aquest punt de la seva evolució es considera que tenen un estat similar al del Sol, mostren que sovint aquestes estrelles estan acompanyades per discs de tipus preplanetari.[7] Aquests discs s'estenen al llarg de centenars d'AU i són més aviat freds, arribant només a mil kelvins en el seu punt màxim.[10] Després de 100 milions d'anys, la temperatura i la pressió en el nucli del Sol arribaren a ser tan elevades que l'hidrogen es començà a fondre, generant una font d'energia interna que contrarestava la força de contracció gravitatòria, fins a arribar a l'equilibri hidrostàtic. En aquest punt el Sol es convertia en un estrella ja completament desenvolupada.[11]
Es creu que els planetes s'han format a partir d'aquest núvol de gas i pols conegut com la nebulosa solar. El model que explica la formació dels planetes es coneix amb el nom d'acreció. Es creu que inicialment consistia en grans de pols en òrbita al voltant de la protoestrella central, grans que s'anaren atreient mútuament fins a arribar a formar grups d'entre 1 i 10 quilòmetres de diàmetre. Aquests grups també col·lidiren entre ells per formar cossos més grans anomenats planetesimals, d'uns 5 km de grandària, que gradualment van anar incrementant en uns 15 cm cada any, durant els següents milions d'anys.[12]
El sistema solar era massa calent i no permetia que substàncies volàtils com l'aigua o el metà es condensessin, de manera que els planetesimals que van aparèixer foren relativament petits, representant només un 0'6% de la massa del disc.[3] A més, estaven formats, en gran part, per compostos amb un punt de fusió alt, com silicats i metalls. Aquests cossos rocosos finalment es convertirien en els planetes terrestres. Més enllà, els efectes gravitacionals de Júpiterfeien impossible que els objectes protoplanetaris s'ajuntessin generant el cinturó d'asteroides.[13]
Encara més lluny, més enllà de la línia de congelació on els compostos volàtils de gel podien romandre sòlids, a mesura que aquells components eren més comuns, Júpiter i Saturn agruparen més material que els planetes terrestres i es convertiren en gegants gasosos. Urà i Neptú captaren molt menys material i se'ls considera uns gegants de gel perquè es creu que els seus nuclis estan formats principalment de gel, de compostos d'hidrogen.[14][15]
Cap comentari:
Publica un comentari a l'entrada
Gràcies per fer una aportació.