En el momento en que en las partículas de ambos cuerpos se haya logrado una velocidad media igual, el
momentum
puede transferirse igualmente en una o en otra dirección. Las partículas individuales pueden ir ahora más aprisa y después más despacio, pero el promedio de velocidad (y, por consiguiente, la temperatura), permanecerá siempre igual.
Esto responde a nuestra pregunta de por qué el calor fluye de un cuerpo caliente a otro frío y por qué ambos llegan al mismo promedio de temperatura y la mantienen. Se trata, simplemente, de una cuestión de las leyes de probabilidades, la característica natural de la suerte ciega.
De hecho, por esto la entropía del universo aumenta continuamente. Existen tantas, tantísimas maneras de producirse cambios niveladores de la distribución de la energía, en cifra muy superior a los cambios que la hacen todavía más desigual, que las probabilidades de que los cambios se produzcan incrementando la entropía simplemente a través de la suerte ciega está a un nivel increíblemente elevado.
En otras palabras, la segunda ley de la termodinámica no describe lo que
ha de
suceder, sino tan sólo lo que es
predominantemente probable
que suceda. Hay una importante diferencia. Si la entropía
debe
incrementarse, en ese caso
nunca
podría disminuir. Si la entropía es preponderantemente probable que aumente, resulta también improbable que disminuya, pero, eventualmente, si esperamos el tiempo suficiente, hasta esa preponderancia improbable puede desaparecer. De hecho, si esperamos el tiempo suficiente,
debe
desaparecer.
Imaginemos el universo en un estado de muerte por el calor. Podríamos imaginarlo como un vasto mar de partículas tridimensional quizá sin límites, en un perpetuo juego de colisión y rebote, con partículas individuales moviéndose con más rapidez o mayor lentitud, pero permaneciendo siempre igual el promedio.
De vez en cuando, un pequeño grupo de partículas vecinas desarrolla un promedio de velocidad bastante alto entre ellas, mientras otro grupo, un poco alejado, desarrolla un promedio de velocidad bastante bajo. El promedio de todo el universo no cambia, pero ahora tenemos un grupo de entropía baja y se hace posible un pequeño esfuerzo de trabajo hasta que el grupo se equilibra, lo cual ocurre tras un tiempo determinado.
De vez en cuando en un período más largo, hay una mayor desigualdad producida por esas colisiones al azar, y de nuevo, en un período más largo, una mayor desigualdad. Podríamos imaginar que de vez en cuando, en un billón de billones de billones de años, se produce un desequilibrio tan enorme, que existe un grupo del tamaño de un universo con una entropía muy baja. Equilibrar un grupo del tamaño de un universo de entropía baja debe requerir mucho tiempo; un período de tiempo muy largo… billones de años, o más.
Es posible que esto es lo que nos haya sucedido. En el mar infinito de la muerte por el calor, un universo de baja entropía se encontró existiendo súbitamente y a través de los oficios de la suerte ciega y en el proceso de aumentar su entropía y nivelarse otra vez, se diferenció en galaxias, estrellas y planetas, creando vida e inteligencia, y aquí estamos nosotros, reflexionando sobre todo ello.
Siendo así, a la catástrofe final de muerte por el calor podría, después de todo, suceder la regeneración, tal como sucedía en las violentas catástrofes descritas en el Apocalipsis y en el Ragnarok.
Ya que la primera ley de la termodinámica parece ser absoluta, y la segunda ley de la termodinámica únicamente estadística, queda la probabilidad de una sucesión infinita de universos, separados cada uno de ellos por inimaginables eones de tiempos, excepto que no habrá nadie ni nada para medir ese tiempo, ni medio alguno, no existiendo un aumento de entropía, para medir ni tan siquiera si existieron instrumentos y mentes investigadoras. Por tanto, podríamos decir que la infinita sucesión de universos estaba separada por unos intervalos sin tiempo.
¿Y de qué modo afecta esto la narrativa de la historia humana?
Supongamos que los seres humanos han sobrevivido de algún modo todas las otras catástrofes y de que nuestra especie está viva todavía dentro de billones de años cuando la muerte por el calor se imponga en el universo. La proporción del aumento de entropía desciende continuamente al acercarse esa muerte por el calor y algunos trozos de baja entropía comparativamente (trozos que son de volumen muy pequeño en comparación con el universo, pero muy grandes en la escala humana) se demorarán en algunos lugares.
Considerando que la tecnología humana habrá avanzado más o menos continuamente durante más de un billón de años, los seres humanos seguramente podrían aprovecharse de estos pedazos de entropía baja, descubriéndolos y explotándolos de la misma manera que ahora explotamos las minas de oro. Esos pedazos seguirían descendiendo, sosteniendo a la Humanidad durante el proceso, durante miles de millones de años. Los seres humanos podrían descubrir, quizá, nuevos fragmentos de entropía baja al formarse por azar en el mar de la muerte por el calor, y explotar también esos fragmentos, y de este modo continuar existiendo indefinidamente, aunque en condiciones reducidas. Por último, entonces, la suerte proporcionará un fragmento de entropía baja del tamaño de un universo y los seres humanos podrán renovar una expansión relativamente ilimitada.
Para llegar al último extremo, los seres humanos pueden hacer lo que describía en mi relato de ciencia ficción
The Last Question
(La Última Pregunta), publicado por vez primera en 1956, procurando descubrir métodos que les permitieran introducir una disminución masiva de entropía, evitando así la muerte por el calor, o renovando deliberadamente el universo si la muerte por el calor ya estaba imponiéndose. De este modo, la Humanidad podría convertirse esencialmente en inmortal.
Sin embargo, la cuestión es que los humanos sigan existiendo en el momento en que la muerte por el calor se convierta en un problema, o en si alguna catástrofe anterior de otro tipo nos habrá hecho desaparecer ya del Globo.
Ésta es la pregunta a la que el resto del libro tratará de responder.
Hasta aquí hemos venido exponiendo la manera en que debería comportarse el universo, al parecer, de acuerdo con las leyes de la termodinámica. Ha llegado el momento en que echemos una ojeada al propio universo a fin de comprobar si ese examen nos da motivo para modificar nuestras conclusiones. Para hacerlo, retrocedamos e intentemos examinar el contenido del universo, considerado generalmente como un todo; algo que sólo hemos podido hacer en el siglo XX.
Durante toda la historia anterior, nuestras perspectivas quedaron limitadas a lo que podíamos ver del universo, que resultó ser muy poco. Al principio, el universo era simplemente un pequeño pedazo de la superficie de la Tierra sobre el que el cielo y su contenido resultaba meramente una bóveda.
Fueron los griegos los que primero reconocieron que la Tierra era una esfera y quienes incluso tuvieron una idea de su auténtico tamaño. Descubrieron también que la Luna, el Sol y los planetas se movían en el cielo independientemente unos de otros y los representaron con una esfera transparente. Las estrellas estaban agrupadas en una esfera única más exterior y se consideraban sencillamente como de fondo. Incluso después que Copérnico enviara a la Tierra a girar alrededor del Sol y la invención del telescopio revelara detalles interesantes respecto a los planetas, los seres humanos no adquirieron conciencia del universo más allá realmente del Sistema Solar. Aún en la época avanzada del siglo XVIII, las estrellas seguían siendo poco más que telón de fondo. En 1838, el astrónomo alemán Friedrich Wilhelm Bessel (1784-1846) determinó la distancia de una estrella y a partir de entonces la escala de distancias interestelares quedó establecida.
La luz viaja a una velocidad de cerca de 300.000 kilómetros (186.000 millas) por segundo, y por tanto, la luz viajará en un año 9,44 billones de kilómetros (5,88 billones de millas). Esa distancia corresponde a un año-luz y hasta la estrella más cercana está a 4,4 años de distancia. La distancia promedio entre las estrellas más próximas a nosotros en el universo es de 7,6 años-luz.
Las estrellas no se hallan dispersas en el universo simétricamente en todas direcciones. Observamos en el cielo una franja circular con tantas estrellas, que llegan a fundirse formando una nebulosa de suave luminosidad, llamada Vía Láctea. En otras zonas del cielo hay, en comparación, pocas estrellas.
En el siglo XIX resultó evidente que las estrellas tenían forma de lente, mucho más ancha que gruesa, y más gruesa en el centro que en los bordes. Ahora sabemos que la agrupación de estrellas con forma de lente está a 100.000 años-luz en su dimensión más ancha y que posiblemente alcanza la cifra de doscientos mil millones de estrellas, con una masa promedio de quizá la mitad de la de nuestro Sol. Esta agrupación se denomina «Galaxia», derivado de la expresión griega para «Vía Láctea».
Durante todo el siglo XIX se creyó que la Galaxia era todo lo que había en el universo. Aparte de las nubes de Magallanes, en el cielo no se apreciaba nada más con claridad. Las nubes de Magallanes eran visibles en el hemisferio Sur (e invisibles desde la zona templada del Norte) y parecían fragmentos desprendidos de la Vía Láctea. Resultaron ser pequeñas concentraciones de estrellas de unos pocos miles de millones en cada una de ellas, situadas cerca de la Galaxia; podríamos considerarlas como pequeñas galaxias satélite de la Galaxia.
Otro objeto sospechoso fue la nebulosa de Andrómeda, que a simple vista se ve como algo difuso y deshilachado. Algunos astrónomos creyeron que sólo se trataba de una nube brillante de gas que formaba parte de nuestro propia Galaxia, pero, si era así, ¿por qué no había estrellas visibles en su interior que era el origen de su brillo? (Las estrellas resultaban visibles en el caso de otras nubes gaseosas brillantes de la Galaxia.) Además, la naturaleza de su luminosidad parecía ser estelar y no gaseosa. Por último, aparecían en ella novas (estrellas de súbito resplandor) con extraordinaria frecuencia, novas que no hubieran sido visibles con su brillo normal.
Existían buenas razones para argumentar que la nebulosa Andrómeda era, en realidad, una concentración de estrellas tan grandes como la Galaxia, que se hallaba a una distancia tan considerable que no era posible distinguir ninguna estrella individual, excepto cuando, ocasionalmente, una de sus estrellas, centelleando por algún motivo determinado, adquiriera la suficiente luminosidad para ser vista. El más ferviente defensor de esta teoría fue el astrónomo norteamericano Heber Doust Curtis (1872-1942), quien realizó un estudio especial de las novas de la nebulosa de Andrómeda, en 1917 y en 1918.
Entretanto, en 1917, se instaló en el Monte Wilson, cerca de Pasadena, California, un nuevo telescopio con un espejo de 2,54 metros de diámetro (el mayor y el mejor que se había visto hasta aquel entonces). Utilizando este telescopio, el astrónomo americano Edwin Powell Hubble (1889-1953) consiguió finalmente separar las estrellas individuales en la periferia de la nebulosa de Andrómeda. Definitivamente se trataba de una agrupación de estrellas de la medida de nuestra Galaxia y desde entonces fue conocida como la galaxia de Andrómeda.
Ahora sabemos que la galaxia de Andrómeda se halla a 2,3 millones de años luz de nosotros y que existen innumerables galaxias que se extienden en todas direcciones a una distancia de diez mil millones de años luz y más. Por tanto, si conceptuamos el universo como un todo, debemos considerarlo como una gran agrupación de galaxias distribuidas en el espacio con bastante regularidad, cada una de las cuales contiene un número de estrellas que oscila de unos pocos miles de millones a varios billones.
Las estrellas que forman una galaxia se mantienen unidas por su impulso gravitacional mutuo y todas las galaxias giran a medida que las diversas estrellas se mueven en órbita alrededor del centro galáctico. Gracias a la gravedad, las galaxias pueden permanecer intactas y conservar su identidad durante muchos miles de millones de años.
Además, es corriente que las galaxias cercanas formen grupos o nidos en los que todas se hallan confinadas por su impulso gravitacional mutuo. Por ejemplo, nuestra propia galaxia, la galaxia de Andrómeda, las dos nubes de Magallanes y más de otras veinte galaxias (la mayor parte de ellas muy pequeñas) forman el «grupo local». Entre los otros grupos galácticos que podemos ver en el cielo, algunos son más enormes. Hay un grupo en la constelación Cabellera de Berenice, a una distancia aproximada de 250 millones de años luz, que está formada aproximadamente por unas diez mil galaxias individuales.
Es muy posible que el Universo esté formado por miles de millones aproximadamente de grupos galácticos, cada uno de ellos con un promedio de un centenar de miembros.
Aunque las galaxias se hallan a enormes distancias, podemos aprender algunas cosas interesantes sobre ellas por medio de la luz que nos llega.
Las longitudes de onda afectan nuestra visión de modo que quedan traducidas a colores. La luz visible de la longitud de onda más corta aparece como violeta. A medida que las longitudes se alargan, vemos por turno el azul, el verde, el amarillo, el naranja y el rojo. Éste es el conocido arco iris, ya que, en realidad, el arco iris que vemos en el cielo después de haber llovido es un espectro natural.
Hay instrumentos que pueden clasificar estas longitudes de onda ordenadamente en bandas alargadas, de la más corta a la más larga. Estas bandas se llaman espectros.
Cuando la luz del Sol o de las otras estrellas queda dispersa en el espectro, desaparecen algunas de las longitudes de onda de luz, pues han sido absorbidas en su camino por los gases relativamente fríos de la atmósfera superior del Sol (o de otras estrellas). Estas longitudes de onda que faltan quedan en forma de líneas oscuras que cruzan las diversas bandas de colores del espectro.
Los diversos tipos de átomos de la atmósfera de una estrella absorben las longitudes de onda de una manera exclusivamente característica. En el laboratorio, se pueden localizar en el espectro las longitudes de onda características para cada tipo de átomo, y, a partir de las líneas oscuras del espectro de cualquier estrella, se puede obtener información sobre la composición química de esa estrella.