Entre estas lineas quiero develar, de una forma bastante sencilla y espero comprensible, nada mas ni nada menos que los inicios de nuestro universo, como en menos de tres minutos pasamos de la nada absoluta a un espacio en constante expansion y acti...
Tuvieron que pasar 550 millones de años desde el Big Bang para que otro evento destacable ocurriese, la formación de los primeros quasares (o cuásares) y estrellas.
Primero nacieron lo quasares, cuerpos celestes que cuentan con un agujero negro supermasivo en su centro. Son muy energéticos y capaces de emitir radiaciones correspondientes a todas las franjas del espectro electromagnético.
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Las radiaciones que emitían los quasares eran capaces de ionizar a los átomos de hidrógeno formados, desprendiendo electrones de sus órbitas. El proceso de ionización refiere a convertir a un átomo (neutro) en un ion (molécula o partícula con carga eléctrica). Al, en este caso, desprender electrones con carga negativa el átomo queda cargado de forma positiva.
Los quasares observados actualmente tienen un amplio corrimiento o desplazamiento al rojo. ¿Qué significa esto? Bien, para explicarlo debemos tener en cuenta tres conceptos básicos, las líneas de Fraunhofer, el famoso efecto Doppler (del cual se disfraza Sheldon Cooper para una fiesta) y la ley de Hubble.
Ahora vamos a hablar en español, para todos aquellos que estén pensando en cerrar el capítulo y volver cuando tengan un doctorado en astro física.
Las líneas de Fraunhofer son una serie de espectros que cuentan con espacios en negro, como el de la ilustración
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Líneas de Fraunhofer en un espectro estelar
Gracias a las bandas oscuras podemos saber cuales son los componentes químicos del cuerpo que estamos observando. Pero también este espectro nos da la posibilidad de conocer si el objeto en cuestión se está alejando o acercando de nosotros. Esto es posible gracias al efecto Doppler.
Este efecto afecta a las ondas, cambiando relativamente su frecuencia para un observador en movimiento. Como nosotros estamos en movimiento y también al objeto que vamos a observar, las ondas de luz que irradiamos hacia este comienzan a amontonarse o rezagarse, provocando un desplazamiento al azul (si el objeto se acerca) o al rojo (si el cuerpo se aleja)
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Efecto Doppler afectando el espectro de galaxias en movimiento
Por último y para finalizar esta explicación, la ley de Hubble.
Edwin Hubble midió estos corrimientos al rojo (velocidades) de las galaxias y su brillo (distancia)y al compararlos encontró una curiosa relación; la velocidad a la que estas se alejan es proporcional a la distancia a la cual se encuentran. Esta ley fue una de las primeras pruebas que apoyaron la expansión del universo, y en sí a la teoría.
Ahora sí, y regresando a 550 millones de años después del Big Bang, comenzaron a nacer las estrellas al conglomerarse grandes nubes de hidrógeno, helio y polvo. Estos componentes empezaron a juntarse gracias la fuerza de gravedad, aumentando la presión y de forma proporcional adquiriendo densidad y elevando su temperatura. Los átomos de hidrógeno también fueron ionizados por las radiaciones de cuásares y otras estrellas.
Por estos momentos en las ya conformadas galaxias, aquellas que contenían estrellas podían comenzar a formar elementos pesados como el carbono o el magnesio. Esto se debe a las magníficas reacciones de fisión nuclear que ocurren en el centro de la estrellas, donde se alcanza la mayor temperatura. Allí es posible fusionar (juntar) núcleos de elementos livianos como el helio para formar un núcleo de carbono. En estas reacciones nucleares se libera muchísima energía. Así fue como se formaron la mayoría de los elementos de la tabla periódica
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Tabla periódica de los elementos
Cuando las estrellas intentaban forjar elementos más pesados que el hierro, colapsaban como supernovas y liberaban el resto de elementos que habían creado al espacio. En esa gran explosión era probable que se sintetizen algunos otros elementos pesados
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Proceso de fusión; dos núcleos de helio se fusionan para formar un núcleo de berilio e irradian rayos gamma (energía liberada). El núcleo de berilio se une a otro de helio y da lugar a un núcleo de carbono (e irradia rayos gamma nuevamente)
