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Biografía del Universo 25: La época de los cuásares




de 300 a 3.000 millones de años desde el inicio

La anterior entrada de esta serie la dedicamos al proceso de la reionización del Universo. Prefiero llamarle proceso más que época, ya que realmente fue un cambio físico “atómico” que condicionó al mundo físico “vivencial” del Cosmos. Y eso sí es parte de una biografía. De todas formas, estáis en vuestro derecho de discrepar conmigo. En esta entrada intentaré describir al barrio del momento y también a sus parroquianos.

(Imagen a partir de “The Nuclear Wall Chart”, Nuclear Science Division del Lawrence Berkeley National Laboratory, fair use)

Éste puede ser un avance resumen de lo que había ahí y entonces. Las masas de gas arrastradas por la materia oscura estaban colapsando y habían conseguido generar densas zonas de materia. Se empezaban a ver galaxias, muchas, pequeñas y de diversas formas, como era lógico ya que eran el resultado de los procesos azarosos que estaban ocurriendo. Grandes concentraciones en forma de agujeros negros que quizás ya venían desde la recombinación, agujeros negros que fueron motorizando a las jóvenes galaxias que, a la par de encender sus estrellas, pasaban por unas etapas juveniles, posiblemente como cuásares, para irse uniendo y modificando sus estructuras hacia formas espirales o elípticas. Todo dependía de las masas en juego y de los choques -fusiones- que se producían, choques que en aquellos momentos de gran densidad galáctica debía haber en gran cantidad. Entre los dos y tres mil millones de años tras el inicio se llegó al punto álgido. Más allá, una vez reagrupada la materia y ensanchado el Universo, se entró en una fase más estable, lo cual no quiere decir que no se dieran los mismos procesos: se dan con menos intensidad y los estamos observando.

Sabemos que los agujeros negros tuvieron su papel en los colapsos gravitatorios iniciales con los que se iniciaron las estructuras del Universo. Y que estaban ahí antes de que se cumplieran los primeros 500 millones de años. Teóricamente creemos que para que apareciera uno tuvieron que pasar tan sólo unos 100 millones de años tras el Big Bang. Pero el problema es que la tasa de crecimiento de los que vemos supera cualquier límite teórico. Hemos encontrado cuásares con agujeros negros supermasivos en su interior, de entre 500 millones de masas solares a poco más de mil millones, y que se remontan a una época en la que el Universo tenía alrededor de 700 millones de años. No sabemos el porqué de que en tan poco tiempo se acumularan tamañas masas. Los cosmólogos están trabajando en ello y hay ideas que podrían explicar el dilema. Una de ellas se apoya en que en los inicios las corrientes de gas ultra masivas y frías colisionaron en los puntos de confluencia de materia en la red cósmica que entonces estaba emergiendo -proto galaxias o cúmulos de estrellas fusionándose- lo que haría que en pequeños volúmenes de gas, en un lugar determinado, se elevase la densidad hasta unos 100.000 masas solares. Lo de la red cósmica es una realidad que va a ir saliendo a lo largo del contexto de este libro y consiste en que la materia del Universo se fue organizando como una tela de araña o, mejor, como la masa de espuma en la superficie de nuestra bañera.

Gracias a satélites como el Hubble, que investiga el campo profundo del Universo en los rangos de la luz visible y ultravioleta, y el satélite Chandra, que hace sus prospecciones en la frecuencia de los rayos X, podemos estudiar a los agujeros negros que se estaban formando en el momento de nuestro análisis. Comparando las imágenes de ambos telescopios se concluye que la mayoría de las fuentes de rayos X detectadas corresponden a agujeros negros súper masivos. No sabemos mucho cómo se formaron, porque los que observamos están a mil millones de años tras el Big Bang y son de masas hasta cien mil veces la del Sol, por lo que sería difícil de explicarlos como colapso de alguna estrella masiva. Hay diversas hipótesis que intentan resolver el problema. Algunas nos dicen que se generaron directamente a partir de una reacción de acreción en cadena en grandes nubes de gas; otras que por colapso de estrellas muy masivas de cerca de 106 masas solares en el interior de alguna primitiva galaxia enana; mientras que otras afirman que los agujeros negros se generaron pasando por otros agujeros negros intermedios que, por fusión, dieron lugar a los que vemos con Hubble y Chandra.

Un estudio de la NASA de 2016 parece decantar la primera hipótesis, sugiriendo que según las observaciones obtenidas de los observatorios mencionados -Chandra X-ray, Hubble Space Telescope y Spitzer Space Telescope- se tienen evidencias de que al menos algunos de los primeros agujeros negros se formaron directamente a partir del colapso de una nube de gas, sin pasar por estadios intermedios.[1] Pero otro estudio del Observatorio Chandra X-ray descubrió a NGC 6240, una galaxia con un agujero negro binario en proceso de fusión. Aunque es una galaxia muy cercana, los astrónomos piensan que el proceso fue similar a lo que debió suceder en los primeros momentos. Fuera como fuere, los fenómenos que los formaron estaban ahí desde el principio jugando un papel fundamental en lo que estaba sucediendo.

Pistas de un agujero negro binario en la galaxia NGC 6240. A la izquierda, lo detectado por el Hubble en el rango de las frecuencias visibles, y a la derecha lo detectado por Chandra en el rango de los rayos X (Imagen: ”NASA/CXC/SAO”, uso libre no comercial)

Normalmente estos agujeros negros se encontraban en el centro de galaxias o de cuásares, absorbiendo la materia que se ponía a su alcance y siendo el motor del giro de estas grandes estructuras cósmicas. De forma que casi está establecida la regla de que cada galaxia brillante, ya sea de las activas o no,[2] contienen un agujero negro central supermasivo. Los cuásares son unos objetos normalmente muy lejanos que emiten energía en frecuencia de radio.[3] Hasta hace poco no se sabía que llevan asociados una galaxia, por lo que se cree que constituyen una fase de juventud en la generación de esas estructuras, por lo que su estudio nos puede dar muchas pistas sobre la formación de las galaxias. La dificultad de ver la galaxia asociada al cuásar era debido a su lejanía y, por tanto, a que la sutileza de la luz de la galaxia hacía que apareciera velada por la más intensa emisión del cuásar. Sin embargo, los modernos telescopios permiten recibir la luz en una variada escala de frecuencias y los modernos equipos de estudio de esta luz permiten filtrarla, de forma que al eliminar la luz de los cuásares aparece la lejana galaxia.

Imagen del cuásar H 1413 + 117 obtenida por el telescopio en rayos X Chandra. Aparece cuatro imágenes por efecto de lente gravitatoria producida por alguna masa interpuesta entre el cuásar y nosotros. Se encuentra en un corrimiento al rojo de z=2,56, más o menos a unos 2.700 millones de años tras el Big Bang (Imagen: NASA/CXC/Penn State/G.Chartas et al, uso libre no comercial)

De hecho, gracias a estas tecnologías se están observando más cuásares a grandes distancias -sobre todo entre mil y tres mil millones de años tras el Big Bang- lo que demuestra que eran mucho más numerosos en los inicios que hoy, cuando las primeras galaxias se estaban formando en grandes cantidades, lo que ha hecho que algunos hayan designado a esta fase como la época de los cuásares. Quizás esta transitoriedad de la época cuásar es debida a que para que se “ceben” e inicien y mantengan su actividad se requiere un agujero negro inicial y materia abundante para que impulse la rotación en su caída hacia dicho agujero. Pero las cantidades de materia necesarias para fijar su actividad es tal que los cuásares sólo pueden brillar durante un corto espacio de tiempo, unos pocos millones de años. Para que durasen más se debía tener un “motor” más potente, tenían que unirse algunos agujeros negros para generar un suficiente potencial como para acumular la suficiente materia y cebar así al cuásar. Quizás eso sucediera por fusión dentro de una galaxia joven de varios agujeros negros pequeños que quedaron en su centro. La época de los cuásares comenzó más o menos en un corrimiento al rojo de z=6/7, es decir, a los 800 millones de años tras el Big Bang, aunque tuvo su momento álgido dos mil millones de años más tarde debido a la mayor complejidad de algunos de los procesos de fusión de varios agujeros negros.

Hasta ahora venimos haciendo un largo camino. De las masas de gases a los agujeros negros, y de ellos a los cuásares para llegar ahora a las galaxias. Aunque antes de seguir con la descripción detallada de estas últimas vamos a introducir una teoría que explica los procesos asociados a sus nacimientos. Para ello se necesita unas determinadas circunstancias físicas cuyos fundamentos teóricos quedaron explicados en la entrada 22. Las recordamos:

i. un halo de materia oscura virializado.

ii. un eficiente ventilador de bariones.

iii. suficiente masa como para permanecer estable frente a las realimentaciones dinámicas provocadas por sus propias estrellas.

iv. suficiente masa como para permanecer estable frente a las realimentaciones dinámicas provocadas por los halos vecinos.

En su conjunto el camino de generación de galaxias dibuja un proceso muy definido en sus diversas fases temporales. Y lo que sigue pretende ser la posible historia de esos racimos de luces. Historia de estrellas.[4] En el texto he subrayado los párrafos que me parecen los que mejor definen cada paso del proceso, cuyo mensaje refuerzo con la figura de más abajo.

Las primerísimas estrellas de Población III se iban formando dentro de un halo galáctico gracias al enfriamiento de la materia bariónica producido por el ventilador molecular de H2, entre otros procesos, que los llevaban hasta unos pocos miles de grados. Normalmente la materia bariónica tendía a acumularse en el centro del halo por lo que allí fue más fácil el que empezara la diferenciación estelar. Quizás antes de ello se pudo haber fragmentado el halo tomando una apariencia grumosa, o quizás directamente lo hiciera su disco central. Sabemos que los grumos pequeños tienden a situarse en la parte exterior de un sistema que gira y por situarse en la parte exterior del halo disponen de menos material para acrear. Así que los proyectos de estrellas pequeñas seguramente tuvieron poca viabilidad, dejando todo el esplendor futuro para unas pocas estrellas que acabarían siendo muy grandes, creemos que con masas superiores a la de 100 soles, situadas preferentemente en el centro de sus halos. Un panorama en donde las primeras estrellas de Población III debieron ser muy solitarias. Y al ser tan grandes y de una vida relativamente muy corta,[5] a efectos temporales cósmicos su existir parecía como si se trataran de un rápido destello de energía.

Esas primeras estrellas, posiblemente aún situadas dentro de cúmulos dispersos, producían una gran influencia en el halo de gas que las contenía. A lo largo de su vida su entorno se vería afectado por mecanismos de realimentación dinámica surgidos de estas estrellas y que ya nos son familiares, como era la propia radiación ultravioleta fotoevaporadora o la radiación Lyman-α, eficiente disociadora de moléculas de H2. Esos mecanismos continuamente favorecían la evaporación de cualquier gas difuso que se encontrara en el centro del halo. Además, en el momento en que las estrellas morían como supernovas, disparaban una ola de materia y radiación que rápidamente acabaría por barrer los restos que quedaban de gas en el halo. Los vientos de las supernovas transportaban energía y materiales en cantidades suficientes como para enriquecer al profundo medio interestelar de gases con elementos metálicos más allá del H y del He. Los procesos de realimentación podían incluso disipar a las protogalaxias devolviendo todo su contenido al gas intergaláctico. Así que con el tiempo se iba acumulando suficiente material de “segunda mano” como para que en algún momento posterior se pudiera volver a empezar con un nuevo proceso que devendría en galaxias de segunda generación.

 

Como todos esos fenómenos de difusión podían penetrar miles de pársecs en los espacios interestelares, la acción de las primeras estrellas y galaxias llegaba hasta grandes distancias, incluso fuera de ellas, sobre los halos vecinos con una repercusión más que notable. Todo había establecido un panorama general de dilución de gas que afectó más a los núcleos pequeños que a los grandes, en donde la generación de estrellas conseguía ser un proceso de éxito al verse protegidos por el “escudo” que le brindaba su alta densidad.

Además, como en esos grandes sistemas había mucho hidrógeno ionizado, el proceso de enfriamiento se vio reforzado por la vía del deuterio de hidrógeno (HD, capítulo 22). Lo que permitió que en una fase posteriores en esos halos fueran apareciendo otras estrellas de menor masa, una segunda generación de Población III más pequeñas. Se las conoce como las III.2.

En medio de esa actividad que parece tan competitiva, a los grupos de estrellas que eran vecinas, cada una dentro de un mini halo que formaban un cumulo de ellos, no les quedaría otra que mantenerse medianamente en fase y con desarrollos casi acoplados a lo largo de sus vidas, ya que si no fuera así se hubieran ido evaporado, en su mayoría por influencias cruzadas: siempre hubiera habido algunas más tempranas que con sus realimentaciones depredadoras hubieran eliminado a las más tardías. La situación se iba ajustando a algo que llamamos galaxias. O a cúmulos estelares interiores.

A partir de lo que pudo ser el boceto de las primeras galaxias, y gracias a la dispersión inicial de los gases, que difundieron metales, y a las realimentaciones basadas en las ionizaciones de la radiación ultravioleta, que llegaron a calentar a los gases hasta 104 K, se creó el germen necesario para que llegaran las segundas galaxias y las estrellas de Población II en unos halos más sosegados. En ellos, gracias a la eficiencia de refrigeración de los “metales” que ahora ya estaban presentes puesto que fueron creados en las estrellas de Población III, siguió la acreción de materia, ahora de forma más sueve y constante, lo que favorecía el que en esos halos se pudiese generar estrellas de una forma pausada dentro de unas galaxias de segunda generación con más masa. Es por eso por lo que se cree que esta segunda generación de halos formadores de estrellas es la que dio como resultado a las primeras galaxias sostenibles, mayores que las primeras y ricas en estrellas, las de Población II.

La transición desde los momentos de generación de las estrellas hasta su consolidación en galaxias con futuro, con toda probabilidad comenzó a suceder antes de que el Universo se reionizara. Toda una historia de éxito para nuestro protagonista. Pero la vida continúa y nos tenemos que meter en “minucias” tan atractivas como preguntarse cómo serían las poblaciones de las recién llegadas galaxias.

Hasta donde sabemos, el perfil de nacimiento de las galaxias y sus características parece que lo tenemos bastante claro. Se cree que hubo diez veces más galaxias por unidad de volumen al inicio que las observadas ahora. [7] Además de abundantes, estudiando la nómina de galaxias conocidas de una edad próxima a los mil millones de años vemos que en promedio eran mucho más pequeñas y de mayor luminosidad por unidad de masa que las galaxias actuales.  Una luminosidad en la frecuencia de los azules como corresponde a sus jóvenes estrellas emitiendo fotones muy energéticos. También sabemos que durante los dos mil primeros millones de años, las que se fueron formando contaban con un número muy pequeño de estrellas.

A partir de estas primeras estructuras, como si ya se hubiera acabado la materia prima a depredar, por fusión entre ellas se llegó más tarde a las grandes galaxias que vemos hoy. Aunque algunas de pequeño tamaño se escaparon de estos procesos de fusión y canibalismo y aún podemos observarlas hoy en día ¡y creemos que debe haber muchas! Es el caso de la tenue galaxia enana llamada Pegasus V que se encuentra a unos 3 millones de años luz. Una satélite de Andrómeda con muy pocas estrellas brillantes que tienen que ser muy viejas dado que parecen ser extremadamente deficientes en elementos más pesados que el hidrógeno o el helio en comparación con galaxias enanas similares. Lo que significa que es muy antigua y probablemente sea un fósil de las primeras galaxias del Universo.[6]

Curva que correlaciona en el eje vertical la densidad volumétrica de las galaxias con su luminosidad en el eje horizontal (Imagen: UCO/Lick Observatory, University of California Santa Cruz, CC BY 3.0 US)

Si estudiamos la función de luminosidad, es decir, la densidad de las fuentes luminosas -las estrellas- en función de esta luminosidad, podremos obtener datos precisos de cómo cambió la población de las galaxias a lo largo del tiempo. Los astrónomos han hecho este análisis en el intervalo 4<z<10 -reflejado en la figura anterior-. En ella, el eje vertical indica la distribución de la población, mientras que en el horizontal se trazan las luminosidades. Cuanto más negativo sea más brillante es la galaxia. Y como el eje vertical está representado en unidades logarítmicas, cuanto más negativo sea el número, menor es su abundancia.

Dicho esto, la conclusión es que para cualquier época las menos luminosas eran más abundantes que las más luminosas y que a altas z -las más antiguas- las galaxias eran menos luminosas que las que existieron más tarde. Lo cual no nos sorprende, ya que era de esperar que las galaxias más brillantes fueran la consecuencia de la fusión de galaxias menos brillantes y más pequeñas. Esto es coherente con lo que piensan los astrónomos, que establecen la existencia de una jerarquía de fusiones de galaxias en el proceso de su desarrollo.[7] Al igual que las que vemos hoy en día, en su mayoría tendrían que encontrarse dentro de cúmulos de galaxias, por lo que en aquellos momentos era bastante probable todo tipo de interferencias y colisiones. Esto no sólo afecta a sus formas, sino también al proceso de generación interno de estrellas y de emisiones desde el núcleo central. Los estudios de estas características -generación de estrellas y emisiones- indican que las interacciones entre galaxias se dieron con más intensidad hace mucho (para z mayores de 1), la mayoría, en la proximidad de hace unos diez mil millones de años -3.800 millones tras el inicio-.

Densidad de la tasa de formación de estrellas en función de la edad del Universo (Imagen: UCO/Lick Observatory, University of California Santa Cruz, CC BY 3.0 US)

¿Qué era lo que pasaba en ellas? ¿cómo debían encenderse las estrellas en su interior. Lo podemos ver en la curva anterior en la que se ha dibujado la intensidad de formación de estrellas en función de la edad del Universo. Vemos cómo la curva se incrementa rápidamente desde z’s altas (Redshift en la imagen), gran antigüedad, hasta alcanzar un pico cuando el universo tenía entre dos y tres mil millones de años, para luego ralentizar el ritmo de generación estelar.

Hoy en día aún podemos ver cómo sucede el proceso de encendido nuclear de estrellas en lugares como la “incubadora” de la nebulosa de Orión, en donde unas familias de estrellas brillantes cohabitan con su materia prima de gases todavía muy próxima a ellas. Es una evidencia clara del ciclo galáctico del que ya hemos hablado: una nube de gases se fusiona, aparecen estrellas jóvenes, su radiación muy energética dispersa a la nube asociada en unos diez millones de años. Estos vientos estelares, juntamente con ondas de choque generadas en la explosión de supernovas, comprimen una nueva nube de gases… y vuelta a empezar.

 

Las imágenes ópticas (izquierda) revelan nubes de gas y polvo en la nebulosa de Orión. La imagen de infrarrojos (derecha) muestra las estrellas de formación reciente brillando en la nebulosa. (Imagen, C. R. O’Dell, NASA/ ESA, dominio público)

Podemos hacernos una idea de lo que estamos hablando acerca de las galaxias y su formación con otra imagen real. La que sigue a ese párrafo corresponde a parte del campo profundo del universo fotografiado por el satélite Hubble, en donde a la izquierda observamos evidencias “fósiles” de cientos de galaxias a menos de mil millones de años tras el Big Bang (z=7). A la derecha hay una ampliación de alguna de ellas, más bien cúmulos de miles de millones de estrellas muy próximas, auténticas proto galaxias dispuestas a entrar en procesos de fusión entre ellas. Aparecen de color rojo dada su lejanía y consiguiente corrimiento al rojo de su luz. El tamaño y la apariencia de estas galaxias distantes en comparación con las que están en primer plano respaldan firmemente la idea básica de que las galaxias eran más pequeñas y menos regulares en el pasado.

A la izquierda, parte del campo profundo del universo fotografiado por el satélite Hubble, en donde observamos evidencias “fósiles” de cientos de galaxias a menos de mil millones de años tras el Big Bang. A la derecha hay una ampliación de alguna de ellas, más bien cúmulos de miles de millones de estrellas muy próximas, auténticas protogalaxias dispuestas a entrar en procesos de fusión entre ellas. Aparecen de color rojo dada su lejanía y consiguiente corrimiento al rojo de la luz de sus estrellas (Imágen: NASA, CC BY 4.0)

Con esto damos por acabada la información de los primeros años de dominio de la materia en el Universo. La materia oscura, que se había posicionado ya desde antes de la recombinación, rápidamente había tomado el mando. Su tirón gravitatorio se tuvo que sentir desde los primeros instantes, ya que observamos cómo aparecen muy pronto las primeras galaxias con sus jóvenes estrellas de población III emitiendo, como era propio de su juventud, energéticos rayos ultravioleta. Se cree que las semillas de este veloz proceso debieron ser los agujeros negros generados por el colapso gravitatorio de las masas de materia oscura, agujeros negros que generaron a los antiguos cuásares cuando la materia bariónica ordinaria, cada vez más fría, se frenó lo suficiente como para iniciar su “caída” hacia esos boquetes del universo. Los cuásares se iban alimentando de los bariones más próximos, permitiendo al resto de su población seguir con sus procesos particulares de compactación que ya explicamos en entradas anteriores -desde la 20 a la anterior-. Se fueron generaron cúmulos pequeños y galaxias de tamaño de los pocos miles de años luz, estructuras que se iban sumando generando a su vez otras mayores y más rutilantes.

En el entorno de los dos o tres mil millones de años desde el Big Bang la familia empezó a estabilizarse, entrando en el régimen “normal” de nuestros días. Tenemos ya estrellas, galaxias y cúmulos. Agujeros negros y cuásares.[8] Ahora bien, no obstante la estabilidad alcanzada, tenemos un universo en evolución que seguiremos analizando en la siguiente entrada.

  1. Podéis verlo en la reseña publicada por la NASA o con más detalle en este pdf del trabajo del equipo investigador. []
  2. Galaxia activa (referencia de la web de la Sociedad española de Astronomía): Galaxia de luminosidad excepcionalmente alta y variable que muestra signos de la existencia de procesos muy energéticos relacionados con su zona central o núcleo. El brillo de este pequeño núcleo, que se manifiesta en todas las frecuencias desde ondas de radio a rayos gamma, sobrepasando el del resto de la galaxia, implica la existencia tanto de un enorme calentamiento térmico (temperaturas de millones de grados) como de un potentísimo acelerador de partículas. El origen de estos procesos es la caída de materia hacia un agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia. Galaxias Seyfert, cuásares, radiogalaxias o blázares son distintos tipos de galaxias activas. []
  3. Los cuásares son objetos lejanos que emiten grandes cantidades de energía. Se supone 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-. []
  4. Las ideas de lo que sigue están extraídas del libro de Abraham Loeb y Steven R. Furlanetto “The first Galaxies in the Universe”, capítulo 6, páginas 212 y siguientes. []
  5. Una estrella con mucha masa genera una presión interna colosal que debe ser compensada por una presión centrífuga también colosal. Eso solo lo conseguirá si las reacciones nucleares en su interior son muy activas, lo que implica necesariamente una alta velocidad en la fusión nuclear de su hidrógeno, un consumo brutalmente rápido de su combustible. O lo que es lo mismo…  una vida corta. []
  6. Pegasus V – a newly discovered ultra-faint dwarf galaxy on the outskirts of Andromeda”, Michelle L. M. Collins et al., abril 2022. []
  7. Para ver más acerca de los procesos de formación de las galaxias podéis acudir a este artículo de Wikipedia. []
  8. En este enlace podéis encontrar un listado de los objetos astronómicos más lejanos. []

Sobre el autor:

jreguart ( )

 

{ 2 } Comentarios

  1. Gravatar Baran | 09/02/2018 at 11:13 | Permalink

    buscando en la red me los he encontrado , muy interesante como abordan el tema sobre los orígenes del universo . soy estudiante y siempre he tenido una duda sobre el nacimiento de las estrellas , o mejor dicho me intriga saber que cuando una de ellas nace del nido (nebulosa) . y aquí hago una analogía con nosotros cuando somos jóvenes y debemos por ley de la vida emprender el viaje . ¿como lo hace una estrella para salir de una nebulosa? . gracias y felicitaciones por todo lo que hacen .

  2. Gravatar jreguart | 10/02/2018 at 08:39 | Permalink

    Hola Baran,

    gracias por tus amables palabras. Con relación a tu curiosidad por el nacimiento de una estrella te recomiendo leas la entrada 22 de esta serie [https://eltamiz.com/elcedazo/2017/12/17/biografia-del-universo-22-de-la-oscuridad-a-la-luz/]. Un saludo.

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