Formacion De Los Primeros Atomos A Partir Del Big Bang

El astrónomo Edwin Hubble se dio cuenta de quecuanto mucho más lejos se encontraba una galaxia de otra,mucho más veloz se distanciaban mutuamente. Esto daba rincón a la idea de la expansión del cosmos, que a su vez daría sitio a la teoría del Big Bang. Es un género de partícula elemental que se cree tiene un papel fundamental en elmecanismo por el que se produce la masa en el Cosmos y tuvo un papel decisivo en los primeros tres minutos del cosmos. No es la fuerza fundamental del universo más enclenque, pues es mucho más fuerte que la gravedad. Esta es la interacción entre partículas que genera que las partículas de los átomos se conviertan en otras partículas. Puede parecer poco tiempo, pero estos tres primeros minutos del Cosmos fueron cruciales para forjar el Cosmos tal y como lo conocemos el día de hoy.

De qué manera se hace la búsqueda de las estrellas más antiguas del cosmos… Veamos donde miremos el Universo está de manera equilibrada térmico. El cosmos ha evolucionado desde determinado punto denso y ardiente hasta la actual aceleración de la expansión. Accedió a ella desde Siberia, cruzando un ajustado de Bering seco (el nivel del mar era inferior al de hoy a causa de la glaciación) o helado. De este modo, el hombre no tardó mucho en poblar la práctica totalidad de la Tierra.

¿De Qué Forma Fueron Los Tres Primeros Minutos Del Cosmos?

El resto se agruparon en parejas con otros 2 neutrones y generaron núcleos atómicos de helio. Como resultado, la única materia que contenía el universo durante sus primeros cientos y cientos de millones de años de vida eran gigantescas nubes de gas compuestas casi exclusivamente por hidrógeno y helio. El HeH+ ha pasado a engrosar las filas de las moléculas extraterrestres. Los científicos ahora detectaron más de 200 especies moleculares en el espacio. El estudio de la química alén de nuestro planeta, o astroquímica, quiere dilucidar qué moléculas existen en el espacio, de qué forma se forman y las implicaciones de su evolución para la astrofísica observacional y teorética. Muchas de las astromoléculas que conocemos, como el agua, el amoníaco y el formaldehído, son comunes aquí en la Tierra.

A pesar de que el helio es reluctante a compartir, no dejaba de encontrarse con insistentes núcleos de hidrógeno y al final la presión de las colisiones logró que unos pocos átomos de helio compartiesen sus electrones con los protones. El nuevo compuesto de helio e hidrógeno se llama hidruro de helio (HeH+) y fue la primera molécula del cosmos. Un paso lógico que debió darse a fin de que los científicos llegaran a determinar la edad del cosmos era medir la agilidad y la distancia de diversas galaxias.

De Este Modo Nació Nuestro Universo

En esa época, el resto de la materia del universo aún consistía en buena medida en protones aislados, que empezaban a sentir la falta de un electrón. Los protones se ralentizaron y empezaron a buscar compañeros de carga opuesta para volverse eléctricamente neutros. Pero como no les resultaba fácil captar electrones libres, recurrieron al helio, que ya poseía ciertos.

Si tenemos en cuenta la Tierra hemos visto que está en la zona de habitabilidad. Además de esto, tiene un núcleo geológicamente activo, que crea un poderoso campo imantado que nos protege del letal viento del sol y de otras radiaciones letales que vienen del cosmos, como los rayos galácticos . Se muestran réptiles voladores y las primeras aves,junto con nuevas especies de pequeños mamíferos. A lo largo del periodo cretácico aparecen las primeras plantas con flores. Al final del periodo se extinguen los dinosaurios y otros muchos reptiles, exactamente la misma los amonites.

Los quarks aparecieron cuando la temperatura redujo por debajo de los billones de grados, una billonésima de segundo tras el Big Bang. A la millonésima de segundo de vida del universo, la temperatura rondaba los diez millones de grados y esos quarks se estaban combinando y dando sitio a los primeros protones y neutrones. En 1925, un conjunto de científicos logró sintetizar el HeH+ en el laboratorio.

formacion de los primeros atomos a partir del big bang

Los protones y los neutrones chocaban con frecuencia y ciertos formaron núcleos de mayor tamaño, como el del deuterio (que se compone de un protón y un neutrón) o el del helio, compuesto por dos protones y 2 neutrones. Asimismo se produjeron otras combinaciones, pero dado que la identidad de un átomo viene determinada por su número de protones, semejantes conglomerados no eran sino distintas ediciones de hidrógeno y helio, con ciertas trazas de litio. Las sucesivas generaciones estelares han ido enriqueciendo el universo con materiales diferentes a los primeros átomos de hidrógeno y de helio. Las sensacionales explosiones de supernovas se han solicitado de repartir estos materiales a las nebulosas que posteriormente serían cunas estelares de nuevas generaciones de estrellas. Un proceso retardado pero sin descanso que por el momento termina en una mano rica en carbono, oxígeno, nitrógeno, hierro,… maltratando un teclado.

Se cree que Europa, la luna de Júpiter, aloja un océano de unos 80 km de profundidad bajo una densa capa de hielo de unos 10 km de espesor . La teoría mantiene que, en un momento (una trillonésima una parte de un segundo) tras el Big Bang, el Cosmos se expandió con una velocidad incomprensible desde su origen del tamaño de un guijarro a un alcance astronómico. La expansión aparentemente ha continuado, pero mucho más despacio, durante los siguientes miles de millones de años.

Si esta hipótesis fuera adecuada, entonces debería existir un número reducido de estrellas que de Población III en nuestra galaxia con órbitas equilibrados que habrían sobrevivido hasta esta época gracias a su pequeño tamaño y su enorme longevidad. Estas estrellas primigenias se podrían distinguir del resto por su muy, muy baja metalicidad, pero, por desgracia, de momento no se encontró ningún rastro de su vida. A mayor masa estelar y mayores temperaturas mucho más lejos van a poder llegar a la hora de crear elementos pesados. Las estrellas menos masivas llegarán a gigantes rojas creando hermosas nebulosas planetarias en cuyo interior van a quedar enanas blancas. Otras, más masivas, estallarán como supernovas extendiendo su preciado contenido en todas las direcciones del espacio. Pero no es bastante con que una generación de estrellas muera para generar todos y cada uno de los elementos químicos y en suficiente abundancia para que se logre ofrecer una química complicada, y con ella la vida.

A lo largo de su historia va a ir quemando el combustible de su interior en distintas etapas, en una pelea incesante contra su gravedad. Su masa inicial marcará su destino final, tal es así que las más masivas fabricarán elementos mucho más velozmente, al paso que las mucho más pequeñas lo harán pausadamente, pero durante considerablemente más tiempo. Una estrella joven se compone eminentemente de hidrógeno, que es el elemento químico mucho más fácil y el que favorecerá el origen de todos los demás.