Nebulosa de Orión, M42 que es de relativa reciente creación.
Al principio todo era opacidad, las estrellas no llegaron al universo hasta después de pasados 200 millones de años el Big Bang, y, hasta que no se liberaron los fotones, no se hizo la luz.
Al principio, cuando el universo era simétrico, sólo existía una sola fuerza que unificaba a todas las que 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 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.
Una región H II es una nube de gas y plasma brillante que alcanzar un tamaño de varios cientos deañosañuzy en la cual se forman estrellas masivas. Dichas estrellas emiten copiosas cantidades de ultravioleta extrema (con longitudes de onda inferiores a 912 Ångströms) que ionizan la nebulosa a su alrededor.
Puesto que el peso promedio de los protones en los productos de fisión, como el cesio y el kriptón, es menor que el peso promedio de los protones de uranio, el exceso de masa se ha transformado en energía mediante E = mc2. es la fuente de energía que subyace en la bomba atómica.
Así pues, la curva de energía de enlace no sólo explica el nacimiento y muerte de las estrellas y la creación de elementos complejos que también hicieron posible que nosotros estemos aquí y, muy posiblemente, será también el factor determinante para que, lejos de aquí, en otros sistemas solares a muchos años luz de distancia, puedan florecer otras especies inteligentes que, al igual que la especie humana, se pregunten por su origen y estudien los fenómenos de las fuerzas fundamentales del universo, los componentes de la materia y, como nosotros, se interesen por el destino que nos espera en el futuro.
Cuando alguien oye por vez primera la historia de la vida de las estrellas, generalmente (lo sé por experiencia), no dice nada, pero su rostro refleja escepticismo. ¿Cómo puede vivir una estrella 10.000 millones de años?
Sin embargo, tenemos los medios técnicos y científicos saber la edad que tiene, por ejemplo, el Sol.
Sí, hemos podido llegar a conocer lo que ocurre en el Sol, y sabemos de sus procesos y de qué está compuesto. También sabemos el motivo por el que no se deja contraer bajo el peso de la fuerza de Gravedad que genera su propio peso y en qué se convertirá cuando llegue el final de su vida.
Nuestro Sol, la estrella alrededor de la que giran todos los planetas de nuestro Sistema Solar (hay que eliminar a Plutón de la lista, ya que en el último Congreso Internacional han decidido, después de más de 20 años, que no tiene categoría ser un planeta), la estrella más cercana a la Tierra
(150 millones de Km = UA), con un diámetro de 1.392.530 Km, tiene una edad de 4.500 millones de años.
Es tal su densidad, es tal su enormidad que, como se explicó en otro pasaje anterior de este mismo , cada segundo transforma por medio de fusión nuclear, 4.654.000 toneladas de hidrógeno en 4.650.000 toneladas de helio;
las 4.000 toneladas restantes son lanzadas al espacio exterior en forma de luz y calor, de la que una parte nos llega a la Tierra y hace posible la vida.
Se calcula que al Sol le queda material de fusión para otros 4.500 millones de años. Cuando transcurra dicho periodo de tiempo, se convertirá en una gigante roja, explotará como nova y se transformará finalmente en una estrella enana blanca. entonces, ya no podremos estar aquí.
Cuando mentalmente me sumerjo en las profundidades inmensas del universo que nos acoge, al ser consciente de su enormidad, veo con claridad meridiana lo insignificante que somos, en realidad, en relación al universo,
Como una colonia de bacterias que habitan en una manzana, allí tienen su mundo, lo más importante ellas, y no se paran a pensar que puede llegar un niño que, de un simple puntapié, las envíe al infierno.
Vista de la Tierra y el Sol de la órbita
Igualmente, nosotros nos creemos importantes dentro de nuestro cerrado y limitado mundo en el que, de momento, estamos confinados. Podemos decir que hemos dado los primeros pasos para dar el salto hacia otros mundos, pero aún nos queda un largo recorrido por delante.
Tendremos que dominar la energía del Sol, ser capaces de fabricar naves espaciales que sean impenetrables a las partículas que a cientos de miles de trillones circulan por el espacio a la velocidad de la luz, poder inventar una manera de imitar la gravedad terrestre dentro de las naves para poder hacer la vida diaria y cotidiana dentro de la nave sin estar flotando todo el tiempo y, luego, buscar un combustible que procure velocidades relativistas, cercanas a c, ya que de otra manera, el traslado por los mundos cercanos se haría interminable.
Finalmente, y para escapar del sistema solar, habría que buscar la manera de romper la barrera de la velocidad de la luz.
