Si hablamos de la materia sólida y líquida, desde moléculas, en torno a 10-5 cm, hasta ciudades y pequeños satélites de unos 100 km con alrededor de 1045 átomos, la forma de los cuerpos materiales la establecen las fuerzas eléctricas entre átomos y moléculas.
La extensa gama de escalas causa oportunidades químicas y estructurales para que se desarrollen sistemas muy complejos con multitud de niveles de organización jerárquica.
Dato curioso: Una persona contiene unos 10²⁸ átomos, aproximadamente el número de personas que cabrían en una estrella.
En los planetas más grandes, de masas y tamaños alrededor de los de Júpiter (unas 318 masas terrestres o aproximadamente 10⁵⁴ átomos con unos 140.000 km de diámetro, 11 veces el diámetro de la Tierra), los átomos tienen la rigidez suficiente para resistir la compresión pero la gravedad los obliga a adoptar una forma esférica.
Los mayores cuerpos fríos, «frío» significa que no son estrellas y, como los planetas, no queman combustible nuclear, pueden mantener estados estables de hasta unos 10⁵⁷ átomos, que es aproximadamente la masa del Sol.
Cuanto mayores son, más manifiestan la compresión de la gravedad. Por encima de la masa de Júpiter, la gravedad es tan intensa que empieza a comprimir los átomos, y cada masa que se añade da lugar a una compresión hasta un tamaño menor. Como casos extremos se tienen las estrellas enanas degeneradas con masas en torno a la del Sol pero cuyo tamaño es parecido al de la Tierra (alrededor de 10.000 km de diámetro) y las estrellas de neutrones, de masa similar pero unas mil veces más pequeñas.
Para masas mayores, la gravedad comprime completamente todas las formas de materia, lo que deriva en un colapso en los agujeros negros. Aunque la materia que cae, hacía el agujero negro, libera enormes cantidades de energía, la gravedad de un agujero negro atrapa toda la luz emitida dentro de su horizonte de sucesos, una región de unos 6 km de diámetro para un agujero negro de masa como la del Sol y mayor, proporcionalmente a la masa, para agujeros negros de mayor tamaño.
En principio podrían existir agujeros negros de cualquier masa, los más pequeños se forman, en teoría, a partir de masas agrupadas en los centros de las galaxias. Éstos llegan a tener hasta 10⁹ veces la masa del Sol.
Por otro lado, las estrellas normales hechas de hidrógeno o de otros núcleos ligeros se libran durante cierto tiempo de un colapso quemando combustible nuclear en su interior, lo cual produce la suficiente energía para mantener su gran tamaño. El Sol tiene alrededor de 1,4 millones de kilómetros de diámetro. Estas estrellas pueden llegar a tener unas cien veces la masa del Sol.
Las estrellas se forman a partir de nubes de gas más extensas y, por consiguiente,tienden a formarse agrupadas en grandes conjuntos (nubes).
Las estructuras en las nubes abarcan una gama de escalas muy amplia, desde las mismas estrellas, pasando por las nebulosas protoestelares, de un tamaño similar al del sistema solar, hasta distancias mucho mayores características de la separación interestelar.
La distancia media en nuestro vecindario es de unos pocos años-luz. Para medir estas distancias los astrónomos suelen usar una unidad de medida llamada parsec. Un parsec son 3 x 10¹⁸ cm, aproximadamente 3 años luz.
En cuanto a las galaxias, estás son como «islas» de materia en el universo. Poseen una amplia variedad de formas y tamaños y son agrupaciones de millones de estrellas que orbitan en torno a otras, junto con gas en un enorme enjambre equilibrado por su gravedad mutua y la materia oscura.
Las galaxias parecidas a la Vía Láctea contienen unas 10¹¹ estrellas y su extensión se estima en 30.000 parsecs (10²³ cm).
Las galaxias tienden a agruparse orbitando unas en torno a otras en grupos.
Una vez superamos la escala máxima de 10²⁶ cm, las cosas están uniformemente distribuidas y en expansión uniforme. La extensión del universo observable es del orden de 10²⁸ cm, y éste contiene unas 10²³ veces la masa de nuestro Sol. A esa escala, todo es muy liso y falto de estructura; completamente igual por doquier, al menos hasta donde se ha sido capaz de observar.
