-
La data real és aproximadament 1 300 000 000. (La web no deixava posar dates mes llunyanes) -
Al cap un temps infinitament petit les primeres particules subatòmiques: Netrons i Protons.
Formats per 3 quarks.
I al voltant giren electrons que no poden interectuar encara perqué fa massa calor (la temperatura era de 100 quintilions de graus.)
Els protons (p+) tenen càrrega elèctrica positiva. Els neutrons (n) no tenen càrrega elèctrica. Els electrons, (e-) tenen una càrrega elèctrica negativa. -
Hi havia en proporcions similars, però els neutrons es van anar convertint en protons a mesura que l’univers es refredava. Així, al cap d’una dècima de segon (30.000 milions de graus) hi havia 38 neutrons per cada 62 protons, i al cap d’un segon (10.000 milions de graus), 24 per cada 76. Uns 14 segons després, a 3.000 milions de graus, es van formar els primers nuclis de deuteri, i tres minuts més tard, quan la temperatura va baixar a uns mil milions de graus, aquests nuclis es van fer estables. -
Els electrons finalment han sigut capturats pels nuclis.
Uns minuts després del Big Bang, els nuclis d’hidrogen i deuteri es van fusionar formant heli, però encara no podien captar electrons. Passats uns 30 minuts, la matèria era un plasma. Uns 300.000 anys després, l’univers es va refredar suficient perquè es formessin àtoms i els fotons poguessin viatjar lliurement, fent-lo transparent. Amb el temps, la matèria es va organitzar en estrelles i galàxies. -
Una supernova és l’explosió d’una estrella al final de la seva vida, que allibera molta energia i elements pesants. Pot sorgir per col·lapse de nucli en estrelles massives o per explosió termonuclear en nanes blanques. Aquesta explosió contribueix a la formació de noves estrelles i planetes.
Hi ha dos tipus principals de supernoves:
Passa en estrelles massives: formant un forat negre o estrella de neutrons.
Ocorre en nanes blanques: atrauen massa d’una estrella companya fins que exploten.