Al principio, cuando el universo era simétrico, sólo existía una sola fuerza que unificaba a todas las que ahora conocemos, la gravedad, las fuerzas electromagnéticas y las nucleares débil y fuerte, todas emergían de aquel plasma opaco de alta energía que lo inundaba todo. Más tarde, cuando el universo comenzó a enfriarse, se hizo transparente y apareció la luz, las fuerzas se separaron en las cuatro conocidas, emergieron las primeras quarks para unirse y formar protones y neutrones, los primeros núcleos aparecieron para atraer a los electrones que formaron aquellos primeros átomos.  Doscientos millones de años más tarde, se formaron las primeras estrellas y galaxias. Con el paso del tiempo, las estrellas sintetizaron los elementos pesados de nuestros cuerpos, fabricados en supernovas que estallaron, incluso antes de que se formase el Sol. Podemos decir, sin temor a equivocarnos, que una supernova anónima explotó hace miles de millones de años y sembró la nube de gas que dio lugar a nuestro sistema solar, poniendo allí los materiales complejos y necesarios para que algunos miles de millones de años más tarde, tras la evolución, apareciéramos nosotros.

Las estrellas evolucionan desde que en su núcleo se comienza a fusionar hidrógeno en helio, de los elementos más ligeros a los más pesados.  Avanza creando en el horno termonuclear, cada vez, metales y elementos más pesados. Cuando llega al hierro y explosiona en la forma explosiva de  una supernova. Luego, cuando este material estelar es otra vez recogido en una nueva estrella rica en hidrógeno, al ser de segunda generación (como nuestro Sol), comienza de nuevo el proceso de fusión llevando consigo materiales complejos de aquella supernova.

[?]

Para el cosmólogo, la única certeza es que el universo morirá un día. Algunos creen que la muerte final del universo llegará en la forma del Big Crunch. La gravitación invertirá la expansión cósmica generada por el Big Bang y comprimirá las estrellas y las galaxias, de nuevo, en una masa primordial. A medida que las estrellas se contraen, las temperaturas aumentarán espectacularmente hasta que toda la materia y la energía del universo estén concentradas en una colosal bola de plasma ardiente que será el resultado final de la destrucción del universo tal y como lo conocemos.

Todas las formas de vida serán borradas de la faz de los mundos que las pudieran contener: evaporados por las enormes temperaturas o aplastados… no habrá escape.

Científicos y filósofos, como Charles Darwin y Bertrand Russell, han escrito lamentándose de la futilidad de nuestras míseras existencias, sabiendo que nuestra civilización morirá inexorablemente cuando llegue el fin de nuestro mundo. Las leyes de la física, aparentemente, llevan la garantía de una muerte final e irrevocable para todas las formas de vida, inteligente o no, del universo.

Yo, como Gerald Feinberg, físico de la Universidad de Columbia (ya desaparecido), creo que sí puede haber, quizá sólo una, esperanza de evitar la calamidad final.

[?]

Los aceleradores construidos en los años cuarenta y cincuenta llegaron hasta la marca de un segundo.  El Tevatrón del Fermilab llevó el límite a menos de una milmillonésima de segundo después del comienzo del Tiempo.  El nuevo supercolisionador superconductor proporcionara un atisbo del medio cósmico cuando el Universo tenía menos de una billonésima de segundo de edad.

Esta es una edad bastante temprana: una diez billonésima de segundo es menos que un pestañeo con los párpados en toda la historia humana registrada.  A pesar de ello, extrañamente, la investigación de la evolución del Universo recién nacido indica que ocurrieron muchas cosas aún antes,  durante la primera ínfima fracción de un segundo.

Todos los teóricos han tratado de elaborar una explicación coherente de los primeros momentos de la historia cósmica.  Por supuesto, sus ideas fueron esquemáticas e incompletas, muchas de sus conjeturas, sin duda, se juzgaran deformadas o sencillamente erróneas, pero constituyeron una crónica mucho más aclaradora del Universo primitivo que la que teníamos antes.

A los cien millones de años desde el comienzo del tiempo, aún no se habían formado las estrellas, si acaso, algunas más precoces.  Aparte de sus escasas y humeantes almenaras, el Universo era una sopa oscura de gas hidrógeno y helio, arremolinándose aquí y allá para formar protogalaxias.

A la edad de mil millones de años, el Universo tiene un aspecto muy diferente.  El núcleo de la joven Vía Láctea arde brillantemente, arrojando las sobras de cumulonimbos galácticos a través del oscuro disco; en su centro billa un quasar blancoasulado.  El disco, aún en proceso de formación, es confuso y está lleno de polvo y gas; divide en dos partes un halo esférico que será oscuro en nuestros días, pero a la sazón corona la galaxia con un brillante conjunto de estrellas calientes de primera generación.

[?]

Comenzaré ésta introducción diciendo que existe materia interestelar  o material entre las estrellas. La materia interestelar de nuestra Galaxia consiste en masa en un 99% de gas y 1%  de finas partículas de polvo. También existen unas pocas partículas de rayos cósmicos muy energéticas.

La materia interestelar se encuentra muy esparcida, con una densidad promedio de sólo una partícula/cm3. Sin embargo, existen fuertes variaciones sobre este promedio. Las partes más densas que incluyen regiones con máseres que contienen 10   moléculas de hidrógeno  por cm3, son también las más frías con temperaturas próximas al cero absoluto.

El material más caliente tiene temperaturas de 10   K y densidades de una partícula/m³ o menos. La materia interestelar es la reserva de materia para la formación de nuevas estrellas.

Hay materiales que se encuentran entre los planetas de los sistemas solares y que incluyen las partículas eléctricamente cargadas del viento solar, las partículas sólidas de polvo interplanetatio, el material de los cometas y otros gases y polvo del espacio interestelar.

Generalmente, la materia que podemos ver es la que está formada por quarks y leptones, es decir la formada por los protones y neutrones que rodeadas de electrones forman los átomos que, a su vez, unidos forman las moléculas que finalmente dan lugar a todo lo que vemos: Planetas, estrellas, Galaxias, y demás objetos del Universo. Es la materia Bariónica.

[?]

A lo largo de la exposición anterior, en algún momento determinado me referí la entropía, y haciendo un alto en el camino, antes de continuar con nuestro objetivo, quiero explicar aquí qué es la entropía:

Se denota con el símbolo S y está referida a la medida de la NO disponibilidad de la energía de un sistema para producir trabajo; en un sistema cerrado, un aumento de la entropía está acompañado por un descenso en la energía disponible. Cuando un sistema desarrolla un cambio reversible, la entropía (S) cambia en una cantidad igual a la energía transferida al sistema en forma de calor (Q) dividida por la temperatura termodinámica a la cual tiene lugar el proceso (T), es decir:

ΔS = Q/T

Sin embargo, todos los procesos reales son en un cierto grado cambios irreversibles y en cualquier sistema cerrado un cambio irreversible siempre está acompañado de un aumento de la entropía.

En un sentido más amplio, la entropía puede ser interpretada como una medida del desorden; cuanto mayor es la entropía, mayor es el desorden.

[?]