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Biografía del Universo 24: La reionización




de 300 a los 900 millones de años desde el inicio

En la entrada anterior de esta serie sobre el Universo lo habíamos dejado en el momento del inicio de los procesos de fusión en las primeras protoestrellas gracias a los que había aparecido la luz, que es la portadora de toda la información. Gracias a ella, destripada por procedimientos de espectrometría, podemos saber mucho de esas épocas. Su importancia nos obligó a pensar un poco en modo “teórico” para explicar qué es eso de los espectros luminosos.

El espíritu de Newton pilotando con su prisma la riqueza de la espectroscopia aplicada al cosmos (Imagen, fair use)

Parece que definitivamente había finalizado la edad oscura, aunque la alegría se iba haciendo esperar. Los fotones ultravioleta recién nacidos en las nuevas estrellas inicialmente se encontraban con el hidrógeno neutro que llenaba el espacio, el cual, en general, tiene la habilidad de absorber la luz de todas las longitudes de onda. Sin embargo, la mayoría de éstas son emitidas de nuevo con posterioridad a excepción de la luz ultravioleta que es absorbida por completo quedando el hidrógeno ionizado. Y eso es precisamente el caso de nuestros jóvenes fotones que tenían la energía suficiente como para desestabilizar al electrón orbital de los abundantes átomos de hidrógeno neutro que se encontraban en las nubes de gases. No sólo les hacían subir de nivel energético en la estructura electrónica, sino que en algunos casos el choque era tan violento como para lanzar al electrón al vacío, con el resultado de que el hidrógeno quedaba ionizado de nuevo. Podríamos pensar que estos hidrógenos volvían al pasado, a un estado similar al de antes de la recombinación, aunque en un mundo mucho más amplio y menos denso, dado que el Universo se había expandido desde la edad de la recombinación por lo menos en un factor de cien.[1] El plasma resultante no fue tan denso como el que ya conocíamos de épocas anteriores y por tanto la radiación de fondo pudo seguir en libertad. Pero lo singular del momento fue que a medida que las estrellas se iban concentrando y encendiendo, es decir, a medida que los procesos de fusión iban cobrando cuerpo se iba generando a su alrededor unos crecientes espacios “esféricos” en donde el hidrógeno neutro había desaparecido para quedar iones de hidrógeno junto con los electrones libres, burbujas que se iban ampliando y fusionando hasta llenar todo el espacio.

Es muy intuitiva la descripción que hacen los físicos teóricos Abraham Loeb y Steven R. Furlanetto en su libro “Las primeras galaxias en el Universo”, página 5: “Durante la época en que el Universo tenía unos pocos cientos de millones de años, la distribución de hidrógeno se vio perforada con agujeros y parecía un queso suizo. Los agujeros fueron creados por la radiación ultravioleta de las primeras galaxias y agujeros negros que ionizaban el hidrógeno cósmico que se encontraba en su vecindario.” Esto se piensa que comenzó a suceder en el entorno de trescientos millones de años después del Big Bang. Duró unos seiscientos millones de años más, seiscientos millones de años de continua expansión del espacio-tiempo, cuando el proceso de ionización se ralentizó lo suficiente debido a que las partículas se habían alejado mucho unas de otras. El hidrógeno del Universo quedó ionizado prácticamente en su totalidad, aunque siguieran quedando bolsas del elemento en su estado neutro. Y así sigue hasta el día de hoy. A esta larga fase se la conoce como la de reionización del hidrógeno. Por supuesto que al helio le pasó igual, también se ionizó, pero en un momento diferente de nuestra historia, lo más probable hace entre once y diez mil millones de años.

Es muy difícil estudiar directamente esta nueva época con los telescopios actuales. Las galaxias se resisten, escondidas en la niebla de la profundidad temporal del cosmos.[2] Pero podemos recurrir a modelos computacionales que intenten reproducir lo que pasaba. Uno de esos estudios es el realizado por Marcelo A. Álvarez et al. publicado en 2009.[3] Su objetivo era correlacionar el universo que observamos actualmente con el de la época de la reionización, ya que el Universo de hoy en día debe conservar aun las marcas de la reionización. Desarrollaron un modelo que les permitió analizar y visualizar lo que pudo haber pasado. Ya sabemos que la compactación gravitatoria había empezado lógicamente antes de la reionización. Por aquí y por allá las galaxias se iban conformando encendiéndo en su interior las primeras estrellas. En los primeros halos de hidrógeno ionizado la temperatura del medio intergaláctico aumentó de unos pocos a decenas de miles de grados, cambiando dramáticamente la dinámica de la evolución del gas a medida que se compactaba gravitatoriamente. Los gases ionizados y fotocalentados se resistían más a esa compactación de forma que incluso pudiera ser que en ellos no se hubieran formado galaxias.[4]

A medida que las primeras galaxias iban creciendo en abundancia, las regiones burbuja de hidrógeno ionizado se hicieron cada vez más longevas y grandes -posiblemente contenían decenas de miles de galaxias enanas-, creciendo y fusionándose hasta que definitivamente en su gran mayoría se superpusieron marcando el final de la reionización y dejando un pequeño remanente de halos no ionizados. Podemos hacernos una idea de lo que pasó siguiendo la secuencia de imágenes de la animación siguiente que corresponden a épocas con desplazamientos al rojo desde z=14 a z=6 (De unos 300 millones de años tras el Big Bang a 1.000 millones de años ya finalizada la reionización). Las nuevas regiones ionizadas van tomando una tonalidad azul y translúcida, mientras los frentes de ionización avanzan como un tsunami rojo y blanco y las regiones neutras quedan oscuras y opacas por la niebla de gases neutrales. La reionización todavía es bastante heterogénea en estas grandes escalas, con grandes regiones ionizándose mucho antes que otras.

Visualización del progreso de la reionización resultante del cálculo realizado por el equipo de Marcelo A. Álvarez et al. mencionado en el texto. El campo analizado corresponde a un cubo con dimensión comóvil de aproximadamente 1,5 gigaparsec, aproximadamente 4,5 años luz. (Vídeo, Crédito: M. Alvarez, R. Kaehler y T. Abel,  CC BY 4.0 )

Otro estudio teórico[5] parece apuntar a la posibilidad de que, a pesar de la densidad de rayos ultravioleta producidos en las galaxias mayores, las galaxias pequeñas, muy numerosas, fueron las principales responsables de la reionización. En una de las simulaciones se ha podido observar cómo las galaxias más pequeñas y débiles, que contenían 1.000 veces menos estrellas y masa que la Vía Láctea y eran 30 veces más pequeñas, contribuyeron con un 30% de la radiación ultravioleta durante la reionización. La explicación está precisamente en su tamaño, que permitía a los fotones escapar con mayor facilidad al espacio intergaláctico. El proceso de reionización debió ser bastante rápido a escala temporal cosmológica, ya que se supone que a los 300 millones de años tras el Big Bang el universo estaba reionizado en un 20%. Doscientos cincuenta millones de años después pasó a estarlo en un 50 % y en su totalidad a los 860 millones de años del Big Bang.

Vista del volumen completo de la simulación mencionada en el párrafo anterior del texto, mostrando la estructura a gran escala del gas, que se distribuye en filamentos y grumos. Las regiones rojas son calentadas por la luz ultravioleta proveniente de las galaxias (resaltadas en blanco) (Imagen: John Wise, Royal Astronomical Society, uso libre)

Como hemos comentado un poco más arriba, tras la reionización general del hidrógeno y helio del Universo algo nuevo había sucedido. Los fotones que emitían las jóvenes estrellas, su luz, podían atravesar los inmensos espacios llenos ahora de hidrógeno ionizado ya que, al no tener su electrón, eran transparentes para esos fotones UV. La reionización permitió a los fotones generados en las tempranas estrellas el que la luz se transmitiera hasta los últimos confines. Ahora sí se hizo definitivamente la luz. No nos olvidemos, no obstante, el que esos nuevos fotones convivían con el mar de los que surgieron de la era de la recombinación[6] y que con la reionización también había vuelto a haber una población de electrones independientes de los núcleos, tal como sucedía en el plasma de antes de la recombinación. Al igual que entonces, los recién independizados electrones también interaccionaban con aquellos fotones del fondo siguiendo el mismo proceso físico. Las dispersiones se llevaban a cabo ahora con menor intensidad al ser las densidades más pequeñas -las partículas estaban más alejadas-, pero suficiente aún como para producir en aquellos viejos fotones de la recombinación nuevas polarizaciones resultados de esas interacciones Thomson.

Una forma de determinar la época de la reionización es estudiando la polarización de los fotones de la radiación de fondo de microondas. Sabemos que en el plasma inicial radiación y electrones se dispersaban mutuamente. Una de las consecuencias fue la polarización de estos fotones reminiscentes de la recombinación, que podemos observar en la imagen de más abajo, tal como ya lo explicamos en una de las entradas dedicadas a la radiación de fondo.

Visualización de la polarización de la radiación de fondo de microondas detectada por la misión Planck. El color representa la temperatura mientras que la textura tiene que ver con la dirección de la luz polarizada (Imagen: ESA/Planck Collaboration, uso libre no comercial)

Os invito a imaginar. Desde nuestro puesto de lectura proyectemos nuestra mirada virtual hacia el infinito del Cosmos. Desde el fondo de nuestro canal de visión nos llegan los fotones polarizados de la radiación de fondo, llevan 13.400 millones de años de viaje. Pero desde nuestra posición de observadores inicialmente nos sorprende el ver unas polarizaciones diferentes a las esperadas… aunque la sorpresa nos dura sólo unos instantes ¡sabemos que tienen que estar producidas por los choques con los electrones de la reionización! aún andan navegando en el vacío, en su largo camino hacia nosotros. Comparando el patrón de polarizaciones que observamos hoy en día con el que debió ser el inicial tras la recombinación hace 380.000 años obtendremos información de lo que sucedió entremedias, que tuvo que ver con la población de electrones surgidos de la reionización. A partir de ello podemos determinar el número de electrones intermedios que están en la columna de gas ionizado a la que estamos mirando, “carretera” de los fotones que nos vienen desde aquel momento inicial. Como sabemos la densidad de electrones en el universo, podemos deducir la longitud de esta columna y, por tanto, el momento de la reionización. Lo que permite conjeturar que el universo comenzó a reionizarse aproximadamente en z= 11 y acabó en z=7. Duró por tanto entre los años 400 y 900 millones tras el Big Bang.

Otra forma de estudiar el mismo fenómeno pasa por analizar los espectros de los primeros cuásares contemporáneos de la reionización.[7] Sus espectros suelen ser bastante uniformes, así que cualquier alteración que observemos desde nuestra posición tiene que ser debida a algo que hay entre medias, átomos que interactúan con sus emisiones luminosas dejando su huella en los espectros en forma de un determinado patrón de líneas de absorción. Una de las alteraciones que resultan más útiles para los cosmólogos es lo que se conoce como líneas de emisión Lyman-α. Vamos a intentar explicarlo.[8]

Pensemos que aún estamos en los momentos iniciales tras la recombinación cuando aún no había llegado la reionización. El espacio estaba lleno de mucho hidrógeno y menos helio. En este mundo hidrogeniano en el que surgían las primeras estrellas, éstas comenzaron a emitir fotones en un variado espectro de frecuencias. Pero precisamente los de 121,567 nm (nanómetros: 10-9 metros) veían el mundo como un imposible, ya que pronto caían en las garras de los hidrógenos neutros. Y eso ¿por qué?

Esquema de la emisión Lyman-alfa que se produce al volver a decaer a n=1 el electrón excitado por el fotón, que había pasado a n=2 (Imagen, Joanne D. Cohn, Universidad de Berkeley, fair use)

Baste saber que en el átomo de hidrógeno la diferencia de energía permitida por la cuántica entre el orbital electrónico más bajo y el siguiente es exactamente la que corresponde a una onda de esta amplitud: 121,567 nm.[9] Radiación ultravioleta. Dentro del espectro de emisión del hidrógeno se le conoce como la línea Lyman-α. Cuando los fotones de esta frecuencia salían tras los procesos de fusión nuclear de las nuevas estrellas, se encontraban con los átomos de hidrógeno neutro que los absorbían, quedando anulados para el resto del universo. Mientras hubo hidrógeno neutro el espectro de la luz de los cuásares presentaba una melladura negra, precisamente en la frecuencia de la línea Lyman-α, tanto más invisible cuanto más hidrógeno se interpusiera en su camino.

Llegó la reionización y desapareció el hidrógeno neutro ¿todo? NO. En el Cosmos encontramos grandes nubes de gases en donde se ha refugiado siendo el hidrógeno neutro un componente abundante en las galaxias. Y eso tiene su influencia, ya que con una pequeña cantidad de átomos de hidrógeno neutro en la población de partículas en el gas intergaláctico -incluso uno por cada 105 ionizados- ya se nota su efecto de absorción en el espectro de las estructuras luminosas distantes.

Las longitudes de onda más cortas que la Lyman-α de la luz emitida por estos objetos lejanos, al irse expandiendo el Universo mientras viajaban hacia nosotros los observadores, iban ampliándose y alcanzando en algún momento y en algún lugar el valor de la frecuencia Lyman-α. Si esto se producía en unas regiones en las que hubiera hidrógeno neutro, que tiene una capacidad tremenda de interactuar con este tipo de fotones, todas estas frecuencias quedarían fuertemente absorbidas -anuladas-. De forma que en el tramo ultravioleta del espectro de la luz de esos objetos -por ejemplo, cuásares lejanos- se va a detectar una atenuación de la luz sobre la teóricamente esperada debido a las absorciones causadas por el hidrógeno neutro. A este “desierto” de luz se le conoce como la depresión de Gunn-Peterson. En los espectros de los objetos luminosos lejanos que ya lucían antes de la reionización parece que debería observarse este efecto con mucha más contundencia que en los espectros más próximos de después de ella. Es más, la existencia de este “desierto” en un espectro se toma como el criterio que fija el límite final de la reionización.

Comparación de los espectros de dos cuásares, cada uno a cada lado de la frontera del fin de la reionización (Imagen: Robert H. Becker, fair use)

Las curvas anteriores corresponden al espectro real de dos cuásares. Uno de ellos -arriba- se encuentra en un corrimiento al rojo z= 5.80, mientras que el otro -abajo- está más lejos, a z=6.28. En cada uno de los dos el pico mayor corresponde a la frecuencia Lyman-α 1216 Å, y podemos observar que están muy corridos al rojo.[10] Si nos fijamos en ambos espectros en la altura de los picos que quedan a su izquierda, podemos comprobar que en el cuásar lejano prácticamente han desaparecido comparados con los del cercano. Es el efecto Gunn-Peterson que nos está diciendo: “por aquí anda la frontera del final de la reionización, en z=6, cuando el universo tenía más o menos 900 millones de años de antigüedad”. Si ahí acabó el proceso, los cosmólogos se atreven a postular que bien pudo comenzar cuando z=10, cuando tenía un poco menos de 400 millones de años luz. Parejo a lo que nos dijo el estudio de las polarizaciones.

(Imagen modificada de Wikipedia, CC BY-SA 4.0)

No quiero abandonar las excelencias de los trucos que se han inventado los cosmólogos usando la línea Lyman-α sin antes explicar de qué forma gracias a ella podemos sondear el espacio más profundo utilizando a los cuásares más lejanos. Lo hacemos con ellos por ser objetos con una tremenda intensidad de emisión de luz y además, al estar muy alejados, esa luz barre grandes distancias en el espacio-tiempo, lo que significa información de gran parte del Universo observable (ver una imagen de más arriba). En este espacio se distribuyen grandes nubes de gases en los que abunda el hidrógeno atómico. Y la luz de los cuásares en su camino hacia nuestros ojos las atraviesan. Inmediatamente tenemos que pensar que en estas regiones la magnitud de la absorción Lyman-α será importante… y así es. No es teoría… lo podemos detectar en las correspondientes gráficas espectroscópicas que nos dan, al contrario de los picos positivos de emisión, unos picos negativos de absorción, como podemos ver en la figura siguiente.

Comparación de los bosques Lyman-α en el espectro de la luz de dos cuásares, uno próximo y otro lejano (Imagen: a partir de Bill Keel, uso libre)

En ella claramente podemos ver los picos de sierra negativos de la izquierda correspondientes a las absorciones Lyman-α de la luz de los cuásares en las nubes de gas interpuestas. Generalmente, cuanto más alejado esté el cuásar, más nubes de hidrógeno neutro ha tenido que atravesar su luz antes de llegar a nuestro ojo y, por tanto, más picos negativos se ven. Al conjunto se le conoce como el “bosque Lyman-α”. Los árboles que ocultan la luz.

Ya me parece ver cómo se os ha encendido una bombilla mental. Si cada “muesca” en la curva corresponde a la absorción Lyman causada por una nube de gas neutro en el espacio y, además, vemos la frecuencia -corrimiento al rojo- con la que lo percibimos… tenemos una riquísima información como para hacer un mapa espacial de estas masas de gas. Y de algún cuerpo astronómico adicional que se interponga en el camino. Y así es, como podemos verlo en esta secuencia de imágenes que explicamos en el siguiente párrafo.

Explicación teórica del espectro de un cuásar atendiendo a la densidad de masas de gas interpuestas o al efecto de otros cuerpos cósmicos (Imagen: a partir de “The Quasar Absorption Line Group” de la New Mexico State University, fair use)

La tres imágenes anteriores corresponden al mismo espectro de la luz que proviene de un cuásar del fondo del universo (en amarillo a la derecha), aunque en cada una hemos particularizado un aspecto. En los recuadros en azul aparece el simple cálculo que hay que hacer para realmente determinar la distancia a la que se encuentran las nubes de gas o el cuásar, ya que el dato que obtenemos de nuestras espectroscopias es la longitud de onda de las líneas a partir de las cuales obtenemos los corrimientos al rojo. Aunque es la incógnita, en nuestro ejemplo se ha optado por dibujar el cuásar en z=3 y su luz llega hasta el observador actual (en azul a la izquierda) atravesando varias nubes de hidrógeno neutro (en rojo) a distintas z y una galaxia (en verde). El espectro que medimos es el que dibuja la curva roja. En los cuadros numéricos podemos ver el cálculo que nos dice cuánto se ha corrido al rojo la línea Lyman-α de la luz del cuásar. Así, en el cuadro de la izquierda medimos 4863 Å como la longitud de onda que corresponde a la Lyman-α del cuásar -es el gran pico que se ve-, corrimiento al rojo que nos permite calcular que se encuentra en z=3. A medida que la luz del cuásar va atravesando las nubes de gas de hidrógeno neutro, éste absorbe los fotones de la excitación Lyman-α cuya longitud de onda aparecerá en el espectro corrida al rojo en una determinada magnitud dependiendo de la z de cada nube. Es el bosque de depresiones de la parte izquierda de la curva. Más allá hay una galaxia más joven en cuya composición hay elementos pesados que absorben también frecuencias de luz del cuásar. Son los pozos marcados como C IV (z=1) y Mg II (z=1). En resumen, la posición de picos y pozos nos están indicando el corrimiento al rojo y, en consecuencia, el lugar de las masas interpuestas y de la emisora.

No puedo dejar de comentar otra gran aportación del hidrógeno neutro al campo de la investigación astrofísica. Ahora en el ámbito de las frecuencias de radio, del orden de los metros en amplitud. Estamos hablando por tanto de fotones de baja energía. En el hidrógeno neutro los espines de su protón y del electrón situado en la capa s1 pueden estar orientados en la misma dirección o contrapuestos. Esta segunda arquitectura es más energética siendo el escalón de energía entre ambas configuraciones de 5,9×10-6eV, o lo que es lo mismo, cuando el electrón decae a la configuración menos energética emite un fotón con una longitud de onda de 21 centímetros. De la observación de esos fotones, al igual que en los Lyman-α, se obtiene gran información ya que una de las grandes ventajas al usar esa radiación es que, al ser ondas de radio, son transparentes a las nubes de polvo y gases que oscurecen los fotones de la luz visible o de menor longitud de onda. Y realmente nos permite ver la realidad tal como es… pero con ojos de alienígena.[11]

Esquema de un átomo de hidrógeno explicativo de lo dicho en el texto acerca de las emisiones en 21 centímetros (Imagen extraída del blog Hyperphysics, fair use)

Fue así como, en 1952 y tras conseguir los primeros mapas de la Galaxia, se encontró que la Vía Láctea tiene una estructura espiral. Estas observaciones no sólo han revolucionado los conocimientos de nuestra galaxia sino que han cambiado de forma radical nuestro conocimiento de las galaxias, no sólo a la hora de entender mejor su estructura y características observacionales, sino también la propia evolución de las galaxias y del Universo, el detalle de los procesos que dirigen la formación estelar, la dinámica y estructura del medio interestelar y la distribución de materia (ordinaria y oscura) en las galaxias, además de permitir descubrir muchas “sorpresas” en ellas. No es objeto de este libro el hablar en detalle de este vasto campo de conocimiento.[12]

Así que ahora solo dejo una imagen espectacular que corresponde a la de la Vía Láctea emitiendo en los 21 centímetros del hidrógeno.

Mapa de todo el cielo observando en la línea de 21 cm del hidrógeno atómico conseguida en la colaboración HI 4π survey (HI4PI) (Crédito: Benjamin Winkel & the HI4PI Collaboration, fair use)

“En esta proyección de todo el cielo, el plano de la Vía Láctea se encuentra en el ecuador, mientras que el centro de nuestra Galaxia corresponde al amasijo de gas brillante verdosos hacia la derecha. Los colores azules indican gas que se acerca al observador, mientras que los colores verdosos corresponden a gas que se aleja. Así se puede apreciar la misma rotación de la Vía Láctea, pero aparecen estructuras más complicadas: filamentos, burbujas, grumos, huecos, capas de gas, que narran la dinámica evolución de nuestra galaxia. Muchos de los huecos corresponden a zonas liberadas de gas por explosiones de supernova… Por otro lado, la mayor densidad de gas corresponde precisamente a las regiones donde se están formando las estrellas. Las nebulosas de emisión aparecen justo en estas zonas donde el gas difuso está condensando para crear nuevos soles. Estas regiones de formación estelar se localizan sobre todo si se mira cerca del centro galáctico

Los colores de la imagen también muestran algo muy interesante: aparecen nubes de gas difusas en colores violetas y amarillos (altas velocidades). Estas “nubes de alta velocidad” corresponden a gas que está cayendo sobre la Vía Láctea (quizá por acreción de alguna galaxia enana) o es gas que ha sido expulsado del disco de nuestra Galaxia por las explosiones de supernovas. La más evidente de estas nubes de alta velocidad es la que corresponde a las galaxias enanas satélite de la Vía Láctea, las Nubes de Magallanes (abajo derecha, en colores naranjas). La imagen de la colaboración “HI4PI” permite distinguir que ambas galaxias enanas se encuentran dentro de esta gigantesca nube de hidrógeno neutro. Es más, permite apreciar su estructura alargada apuntando al centro de la Vía Láctea, además de muchas otras de sus características.[13]

Con eso damos por acabada la información acerca de la reionización acontecida en los primeros años de dominio de la materia en el Universo. Lo dejamos jugando los primeros compases de definición de sus estructuras, todo un mundo en evolución que seguiremos analizando en la siguiente entrada.

  1. Podéis repasar la historia del denso plasma primigenio anterior a la recombinación releyendo ésta, ésta y esta otra entradas de nuestra serie. []
  2. Aunque los científicos siguen en la tarea. Gracias a los datos conjuntos del telescopio Hubble y del Gran Telescopio de Canarias, utilizando técnicas de lentes gravitatorias, se ha podido descubrir y estudiar una primigenia galaxia -A370-L57- con un núcleo de estrellas en formación de una edad en el entorno de los 1000 millones de años -un 7% de la edad del Universo- cuyos descubridores aseguran… sus propiedades hacen de ella una buena representante de la población de galaxias responsables de la reionización cósmica.” Y aún algo anterior, a 600 millones de años tras el Big Bang: la galaxia UDFy-38135539 descubierta mediante el Very Large Telescope de ESO en el norte de Chile. []
  3. Connecting Reionization to the Local Universe”, Marcelo A. Álvarez et al., 2009. []
  4. Es el conocido como problema de los satélites perdidos, en el sentido de que hoy en día se observan menos galaxias pequeñas en nuestro grupo local que las que teóricamente resultarían a partir de los estudios teóricos de la reionización. []
  5. El estudio del que estoy haciendo referencia es “The birth of a galaxy – III. Propelling reionization with the faintest galaxies” de John H, Wise y otros, publicado en la revista Monthly Notices de la Royal Astronomical Society, 26-junio-2014. []
  6. Ahora ya con unas longitudes de onda muy grandes ya que desde que se habían independizado en la recombinación -z=1.100- hasta este momento del que hablamos con una z del orden de entre 20 y 6, el universo se había expandido -y por tanto la longitud de onda de los primeros fotones- más de 1.000 veces, en plena franja de frecuencias del microondas. []
  7. Los cuásares son objetos lejanos que emiten grandes cantidades de energía. Se suponen que son agujeros negros que capturan estrellas o gas interestelar formando una especie de galaxia, proceso en el que se emite su intensa radiación. La palabra cuásar es un acrónimo de “quasi stellar radio source” -fuentes de radio casi estelares-. []
  8. Para una mayor información de las líneas espectrales y saber a qué proceso físico corresponde eso de las emisiones Lyman-α, no os perdáis la entradaQué es la estructura hiperfina” del blog hermano El Tamiz. []
  9. Recordemos que ambos valores se correlacionan según Planck de acuerdo a la siguiente ecuación: E=h/λ. []
  10. Å es igual a 10-10 metros. La longitud de onda visible roja está sobre los 7000 Å. []
  11. El espectro visible es la región del espectro electromagnético que el ojo humano es capaz de percibir. A la radiación electromagnética en este rango de longitudes de onda se le llama luz visible o simplemente luz. No hay límites exactos en el espectro visible: el ojo humano típico responderá a longitudes de onda de 380 a 750 nm, aunque en casos excepcionales algunas personas pueden ser capaces de percibir longitudes de onda desde 310 hasta 1050 nm. []
  12. En este enlace podéis tener una fantástica información acerca de la radioastronomía usando las emisiones del hidrógeno neutro de 21 cm de longitud de onda. “La emisión del hidrógeno neutro a 21 cm.” Ángel López-Sánchez, 2017. Y cuatro publicaciones más encadenadas a esta que es la primera. []
  13. Explicación extraída de “La emisión del hidrógeno neutro a 21 cm.” Ángel López-Sánchez, 2017. Ver nota 12. []

Sobre el autor:

jreguart ( )

 

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