¿Cómo se separaron la Tierra y el Cielo cuando estaban unidos?

Nuestro estimado hermano/hermana,

Los libros de cosmología describen las características del período posterior a las seis primeras etapas de la creación, comparándolas con las propiedades que el universo posee en la actualidad. La materia ya se había formado y, bajo altas temperaturas, comenzó la interacción recíproca y armoniosa de los átomos. La formación de átomos facilitó la formación de moléculas; la unión de moléculas llenó el espacio con una gran cantidad de materia, y bajo las condiciones físicas adecuadas, comenzaron a formarse los cuerpos celestes; se crearon soles, mundos y planetas. La característica típica de este período es que, a esa temperatura, todo el espacio no era oscuro como ahora, sino que brillaba intensamente.

A medida que la materia se condensaba en forma gaseosa y se enfriaba con el tiempo, sus valores de densidad aumentaron, y a partir de esa materia que comenzaba a solidificarse, se formaron los planetas que conocemos. Se estima que, en sus primeros 700.000 años, el universo aún era una nube de gas homogénea compuesta de hidrógeno y helio. Sin embargo, el universo no colapsó en un solo punto para convertirse en una sola galaxia; se crearon miles de millones de centros galácticos. Entonces, ¿qué sucedió para que el universo permaneciera como una nube de gas? ¿O por qué no colapsó en un solo punto?

Durante años, la cosmología se ha hecho esta pregunta, y en 1973, el físico teórico y experto en agujeros negros Roger Penrose intentó calcular la fuerza de la creación inicial. Se encontraron mini puntos más pequeños que un protón, resultantes del Big Bang. Estos no se crearon por el colapso de estrellas como un agujero negro, sino durante la creación inicial. Estos puntos negros, aunque más pequeños que un átomo, actúan como un agujero negro, absorbiendo todo lo que se les acerca. Sin embargo, se ha comprobado que dejan rastro.

Las nubes de hidrógeno y helio se habían congregado alrededor de estos formidables centros de atracción, y así parecían haberse formado los núcleos de miles de millones de galaxias. El universo se abría paso, comenzaba a tomar forma, a partir de un punto contiguo, una especie de sopa cósmica, una nube de gas. El Corán también anunciaba esta gran transformación que daba forma y rostro al universo en su proceso de formación:

Las estrellas, al igual que los seres vivos, pasan por etapas de infancia, juventud y madurez, hasta que finalmente envejecen y mueren. Entre las galaxias existen nubes de gas y polvo, que constituyen la materia prima de las estrellas. En nuestra propia galaxia, la Vía Láctea, el gas y el polvo se concentran principalmente en los brazos espirales que se extienden desde el centro galáctico hacia el exterior.

Una influencia llamada espacio hace que la materia interestelar se agrupe y condense en grandes nubes y esferas. En las primeras etapas de la formación estelar, las nubes que se condensan son demasiado tenues para causar gravitación. Por lo tanto, aún no se ha explicado completamente cómo las nubes de gas y polvo pueden unirse y condensarse.

Una nube que se contrae y se condensa, al comprimirse durante un proceso que dura millones de años, comienza a calentarse debido a las colisiones cada vez más frecuentes. Estas colisiones finalmente hacen que la nube se encienda y brille. Primero, emite radiación como ondas infrarrojas y de radio.

Mientras la estrella nace, la parte exterior de la masa de gas se contrae muy lentamente, mientras que las partes centrales lo hacen rápidamente. A medida que la nube se condensa, comienza a emitir más luz, brillando finalmente dentro de una oscura envoltura de polvo que la rodea. Con el inicio del brillo de la estrella, se forma un disco alrededor de la estrella recién nacida. Por encima y por debajo de este disco, fuertes vientos de gas caliente que salen en direcciones opuestas, arrastran la mayor parte de la nube de gas original que ocultaba la estrella recién nacida. De esta manera, la estrella comienza a ser visible para los telescopios normales. Una vez que la estrella emerge y alcanza cierta edad, la energía producida en su centro impide que siga colapsando. Esta energía proporciona la presión suficiente para detener el colapso de la materia y tiende a expandirse hacia afuera. Así, la estrella alcanza un estado de equilibrio.

Con telescopios normales, no podemos ver las estrellas que nacen en las nubes de gas interestelar. Esto se debe a que los gases en el espacio y las nubes de polvo, del tamaño de las partículas de humo de un cigarrillo, absorben la luz que pasa a través de la nube. Por eso vemos las nubes como siluetas oscuras sobre el fondo de estrellas. El nacimiento de las estrellas solo puede estudiarse con telescopios infrarrojos. Un telescopio infrarrojo mejorado se instaló por primera vez en un satélite puesto en órbita en 1983. Este telescopio identificó miles de estrellas jóvenes ocultas en las profundidades de las nubes interestelares.

Para que una nube de gas condensada se convierta en una estrella, debe tener un tamaño determinado. Si las nubes de gas que se unen no son lo suficientemente grandes, se produce una formación diferente. En este caso, no se forma una estrella, sino que somos testigos del nacimiento de un planeta. Así es como se forma un sistema estelar y planetario: mientras se forman las estrellas, las nubes de gas más pequeñas a su alrededor dan lugar a los planetas.

En el espacio se pueden encontrar estrellas con una décima parte del tamaño del Sol, así como estrellas cien veces más grandes. En comparación con el Sol, las estrellas se clasifican en: las de menor tamaño, más tenues que el Sol y con una temperatura superficial de 3.000 °C; las de tamaño medio, similares al Sol, con una temperatura superficial de 6.000 °C; y las de mayor tamaño, con una temperatura superficial de 30.000 °C o más y una masa muy grande.

Las estrellas de gran masa, contrariamente a lo que se pueda pensar, tienen una vida más corta. Esto se debe a que sus núcleos son más densos y calientes, lo que provoca reacciones nucleares más intensas. Por eso presentan una superficie más brillante. Una estrella de gran masa, al consumir su combustible nuclear rápidamente, lo agotará antes. En cambio, una estrella de masa pequeña, aunque tenga poco combustible, lo consume lentamente y tiene una vida más larga.

Sabemos que existe una relación sencilla entre la presión y la temperatura de un gas. Si calentamos un gas en un recipiente cerrado, su presión aumentará; si disminuimos su temperatura, su presión también disminuirá. Si consideramos que en el centro de una estrella hay millones de grados de temperatura, podemos imaginar la enorme presión que allí existe. Sabemos que esta temperatura se genera mediante reacciones nucleares. Cada estrella está sometida a una fuerza de atracción que acerca y comprime los átomos de los elementos que contiene. Cuanto mayor es la masa de la estrella, mayor es la fuerza de atracción. Esta fuerza, que actúa desde el exterior hacia el interior, se equilibra con la fuerza de una explosión nuclear que actúa desde el interior hacia el exterior. La reacción más importante que proporciona vitalidad y longevidad a una estrella es la conversión de hidrógeno en helio mediante el proceso de fusión nuclear. Pero tarde o temprano, el combustible se agota y el reactor comienza a fallar. En este caso, el soporte de presión se ve comprometido y la estrella comienza a perder la larga batalla contra la gravedad.

Las estrellas, a medida que consumen su combustible, sufren cambios proporcionales a su masa. El número 1,44 es proporcional a la masa del Sol; las estrellas con una masa inferior a 1,44 veces la masa del Sol terminan como enanas; las que superan este valor, se convierten en… y luego en… Si la masa de la estrella es superior a 1,44 veces la masa del Sol, estas estrellas grandes no permanecen como enanas. Sus temperaturas y densidades internas aumentan aún más, y el combustible, que se ha convertido en hierro, níquel, cromo y cobalto, ya no puede arder. La temperatura y la presión fusionan electrones y protones para formar neutrones. El núcleo de hierro se convierte en una esfera de 100 km de diámetro. Y la estrella explota a una temperatura crítica, emitiendo una luz mil millones de veces mayor. Esta es una explosión de supernova. Con la explosión, se inicia una onda de choque terrible y un flujo de neutrinos. El material expulsado se dispersa en el espacio en forma de nubes de gas.

En esencia, nosotros, en cuanto a nuestro cuerpo material, fuimos alguna vez parte de una estrella. Probablemente una estrella mucho más grande que nuestro Sol, y esto ocurrió poco después de la creación del universo, es decir, en los primeros cientos de miles de años.

En aquel entonces, el universo estaba compuesto casi exclusivamente de hidrógeno. El sistema solar y la Tierra, de la que formamos parte, se construyeron sobre este elemento. El hidrógeno había dado origen a todo, y todo lo material en el universo se había derivado de este simple átomo de hidrógeno. Luego, durante miles de millones de años, el hidrógeno se procesó en helio en un horno nuclear. Así transcurrió una vida. Cuando el combustible en el depósito comenzó a agotarse, la muerte apareció en el horizonte. Primero comenzaron las contracciones. Cuando el horno estaba a punto de apagarse, la masa de la estrella gigante colapsó. El aumento de presión con el colapso inició nuevas reacciones nucleares. Así, se formó una serie de elementos, desde el carbono hasta el hierro.

Una vida de miles de millones de años terminó así en cuestión de segundos. Las partículas atómicas del núcleo de la estrella se fusionaron y se convirtieron en neutrones en apenas unos segundos, mientras que las partes cercanas a la superficie se dispersaron por el espacio a una velocidad de diez millones de kilómetros por segundo. Fue un momento terrible en el que se generaron temperaturas de miles de millones de grados y se alcanzó un brillo equivalente al de mil millones de soles. Al mismo tiempo, se crearon elementos más pesados que el hierro.

La energía liberada calienta tanto las capas externas de la estrella gigante que, durante un breve período, es posible que se produzcan nuevas reacciones de fusión nuclear que absorban energía en lugar de liberarla. En este horno se producen otros elementos pesados como el oro, el plomo y el uranio, además del hierro. Estos elementos, junto con elementos más ligeros como el carbono y el oxígeno sintetizados previamente, son expulsados al espacio, donde se mezclan con los restos de innumerables supernovas. A lo largo de las siguientes eras, con estos elementos pesados se crean nuevas generaciones de estrellas y planetas.

Para nuestro planeta, elementos como el carbono, el oxígeno, el oro, el cobre y la plata, y en última instancia, la creación de la vida, han sido posibles gracias a los maravillosos e inmensos eventos cósmicos llamados “supernovas”. El carbono y el oxígeno, fuentes de vida, los anillos de plata y oro que llevamos en los dedos, las láminas de plomo en nuestros tejados, el núcleo de las barras de combustible de uranio en nuestros reactores nucleares, son los dolores de muerte de estrellas que desaparecieron mucho antes de que existiera nuestro Sol.

Como se puede observar, la explosión de una supernova juega un papel fundamental en el transporte de materia de un punto a otro en el universo. Los restos estelares dispersos tras la explosión se acumulan en otras regiones del cosmos, creando nuevas estrellas o sistemas estelares. El Sol, los planetas del sistema solar y, por supuesto, nuestro planeta Tierra, surgieron como resultado de una explosión de supernova ocurrida hace mucho tiempo. En este vasto universo donde el ser humano está destinado a ser creado, estas transformaciones de la materia y su avance paso a paso hacia un objetivo, muestran claramente la interacción entre el Conocimiento, el Poder y la Voluntad, la misericordia y la generosidad.

Saludos y oraciones…

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