• Começa Com Um Estrondo

O Universo já está em sua sexta e última era

Uma ilustração da nossa história cósmica, desde o Big Bang até ao presente, no contexto do Universo em expansão. Não podemos ter certeza, apesar do que muitos afirmam, que o Universo começou a partir de uma singularidade. Podemos, no entanto, quebrar a ilustração que você vê nas diferentes eras com base nas propriedades que o Universo tinha naqueles momentos específicos. Já estamos na 6ª e última era do Universo. (Crédito: equipe científica da NASA/WMAP)

• Da inflação cósmica a uma sopa de partículas primordiais e às consequências em expansão e resfriamento, o Universo passou por muitos estágios importantes em nossa história cósmica.
• Há cerca de 6 bilhões de anos, porém, uma nova forma de energia começou a dominar a expansão do Universo: a energia escura, que agora determina nosso destino cósmico.
• A era em que estamos vivendo, onde a energia escura domina a expansão do Universo, é a última que nosso Universo experimentará. Eis por que já estamos vivendo o começo do fim último.

O Universo não é o mesmo hoje como era ontem. A cada momento que passa, uma série de mudanças sutis, mas importantes, ocorrem, mesmo que muitas delas sejam imperceptíveis em escalas de tempo humanas mensuráveis. O Universo está se expandindo, o que significa que as distâncias entre as maiores estruturas cósmicas estão aumentando com o tempo.

Um segundo atrás, o Universo era ligeiramente menor; daqui a um segundo, o Universo será um pouco maior. Mas essas mudanças sutis se acumulam em grandes escalas de tempo cósmicas e afetam mais do que apenas distâncias. À medida que o Universo se expande, a importância relativa da radiação, matéria, neutrinos e energia escura mudam. A temperatura do Universo muda. E o que você veria no céu mudaria drasticamente também. Ao todo, existem seis eras diferentes em que podemos quebrar o Universo, e já estamos vivendo na última.

Enquanto a matéria (tanto normal quanto escura) e a radiação se tornam menos densas à medida que o Universo se expande devido ao seu volume crescente, a energia escura, e também a energia do campo durante a inflação, é uma forma de energia inerente ao próprio espaço. À medida que um novo espaço é criado no Universo em expansão, a densidade de energia escura permanece constante. ( Crédito : E. Siegel/Além da Galáxia)

A razão para isso pode ser compreendida através do gráfico acima. Tudo o que existe em nosso Universo tem uma certa quantidade de energia nele: matéria, radiação, energia escura, etc. À medida que o Universo se expande, o volume que essas formas de energia ocupam muda, e cada uma terá sua densidade de energia evoluindo de forma diferente. Em particular, se definirmos o horizonte observável pela variável para , então:

• matéria terá sua densidade de energia evoluir como 1/ para ³, uma vez que (para a matéria) a densidade é apenas massa sobre volume, e a massa pode ser facilmente convertida em energia via E = m^dois
• radiação terá sua densidade de energia evoluir como 1/ para ⁴, já que (para radiação) a densidade numérica é o número de partículas dividido pelo volume, e a energia de cada fóton individual se estende à medida que o Universo se expande, adicionando um fator adicional de 1/ para em relação à matéria
• a energia escura é uma propriedade do próprio espaço, então sua densidade de energia permanece constante (1/ para ⁰), independentemente da expansão ou volume do Universo

Uma história visual do Universo em expansão inclui o estado quente e denso conhecido como Big Bang e o crescimento e formação da estrutura subsequente. O conjunto completo de dados, incluindo as observações dos elementos de luz e do fundo cósmico de micro-ondas, deixa apenas o Big Bang como uma explicação válida para tudo o que vemos. À medida que o Universo se expande, ele também esfria, permitindo a formação de íons, átomos neutros e, eventualmente, moléculas, nuvens de gás, estrelas e, finalmente, galáxias. ( Crédito : NASA/CXC/M. Weiss)

Um Universo que existe há mais tempo, portanto, terá se expandido mais. Será mais frio no futuro e foi mais quente no passado; era gravitacionalmente mais uniforme no passado e agora é mais desajeitado; foi menor no passado e será muito, muito maior no futuro.

Aplicando as leis da física ao Universo e comparando as possíveis soluções com as observações e medições que obtivemos, podemos determinar de onde viemos e para onde vamos. Podemos extrapolar nossa história desde o início do quente Big Bang e mesmo antes, até um período de inflação cósmica . Também podemos extrapolar nosso Universo atual para um futuro distante e prever o destino final que aguarda tudo o que existe.

Toda a nossa história cósmica é teoricamente bem compreendida, mas apenas porque entendemos a teoria da gravitação que a fundamenta e porque conhecemos a atual taxa de expansão e composição de energia do Universo. A luz sempre continuará a se propagar através deste Universo em expansão, e continuaremos a receber essa luz arbitrariamente no futuro, mas será limitado no tempo até o que nos alcance. Precisaremos sondar brilhos mais fracos e comprimentos de onda mais longos para continuar a ver os objetos atualmente visíveis, mas essas são limitações tecnológicas, não físicas. ( Crédito : Nicole Rager Fuller/Fundação Nacional de Ciências)

Quando traçamos as linhas divisórias com base em como o Universo se comporta, descobrimos que existem seis eras diferentes que acontecerão.

1. Era inflacionária : que precedeu e configurou o Big Bang quente.
2. Primordial Soup era : desde o início do Big Bang quente até a transformação final das interações nucleares e de partículas ocorrem no Universo primitivo.
3. plasma era : do fim das interações nucleares e de partículas sem espalhamento até que o Universo esfrie o suficiente para formar matéria neutra de forma estável.
4. Era da Idade das Trevas : desde a formação da matéria neutra até as primeiras estrelas e galáxias reionizarem completamente o meio intergaláctico do Universo.
5. Estelar era : do final da reionização até que a formação e o crescimento da estrutura em grande escala cessem, quando a densidade da energia escura domina sobre a densidade da matéria.
6. energia escura foi : o estágio final do nosso Universo, onde a expansão acelera e objetos desconectados se afastam irrevogavelmente e irreversivelmente um do outro.

Já entramos nesta era final há bilhões de anos. A maioria dos eventos importantes que definirão a história do nosso Universo já ocorreram.

As flutuações quânticas que ocorrem durante a inflação se estendem por todo o Universo e, quando a inflação termina, elas se tornam flutuações de densidade. Isso leva, ao longo do tempo, à estrutura em grande escala do Universo hoje, bem como às flutuações de temperatura observadas na CMB. É um exemplo espetacular de como a natureza quântica da realidade afeta todo o universo em grande escala. (Crédito: E. Siegel; ESA/Planck e a Força-Tarefa Interagências DOE/NASA/NSF em pesquisa CMB)

1.) Era inflacionária . Antes do Big Bang quente, o Universo não estava cheio de matéria, antimatéria, matéria escura ou radiação. Não estava cheio de partículas de qualquer tipo. Em vez disso, foi preenchido com uma forma de energia inerente ao próprio espaço: uma forma de energia que fez com que o Universo se expandisse de forma extremamente rápida e implacável, de forma exponencial.

• Ele esticou o Universo, de qualquer geometria que já teve, em um estado indistinguível de espacialmente plano.
• Ele expandiu um pequeno pedaço causalmente conectado do Universo para um muito maior do que o nosso Universo atualmente visível: maior do que o horizonte causal atual.
• Ele pegou quaisquer partículas que pudessem estar presentes e expandiu o Universo tão rapidamente que nenhuma delas foi deixada dentro de uma região do tamanho do nosso Universo visível.
• E as flutuações quânticas que ocorreram durante a inflação criaram as sementes da estrutura que deram origem à nossa vasta teia cósmica hoje.

E então, abruptamente, cerca de 13,8 bilhões de anos atrás, a inflação acabou. Toda essa energia, antes inerente ao próprio espaço, foi convertida em partículas, antipartículas e radiação. Com essa transição, a era inflacionária terminou e começou o Big Bang quente.

Nas altas temperaturas alcançadas no Universo muito jovem, não apenas partículas e fótons podem ser criados espontaneamente, com energia suficiente, mas também antipartículas e partículas instáveis, resultando em uma sopa primordial de partículas e antipartículas. No entanto, mesmo com essas condições, apenas alguns estados específicos, ou partículas, podem emergir. ( Crédito : Laboratório Nacional de Brookhaven)

2.) Primordial Soup era . Quando o Universo em expansão estiver cheio de matéria, antimatéria e radiação, ele esfriará. Sempre que as partículas colidem, elas produzem quaisquer pares de partículas-antipartículas permitidos pelas leis da física. A restrição primária vem apenas das energias das colisões envolvidas, pois a produção é regida por E = m^dois .

À medida que o Universo esfria, a energia cai e torna-se cada vez mais difícil criar pares de partículas e antipartículas mais massivos, mas as aniquilações e outras reações de partículas continuam inabaláveis. 1 a 3 segundos após o Big Bang, a antimatéria se foi, deixando apenas matéria para trás. Três a quatro minutos após o Big Bang, deutério estável pode se formar e ocorre a nucleossíntese dos elementos leves. E depois de alguns decaimentos radioativos e algumas reações nucleares finais, tudo o que nos resta é um plasma ionizado quente (mas esfriando) consistindo de fótons, neutrinos, núcleos atômicos e elétrons.

Nos primeiros tempos (esquerda), os fótons se dispersam dos elétrons e têm energia suficiente para levar quaisquer átomos de volta a um estado ionizado. Uma vez que o Universo esfria o suficiente e é desprovido de fótons de alta energia (à direita), eles não podem interagir com os átomos neutros e, em vez disso, simplesmente fluem livremente, pois têm o comprimento de onda errado para excitar esses átomos para um nível de energia mais alto. ( Crédito : E. Siegel/Além da Galáxia)

3.) O plasma foi . Uma vez que esses núcleos de luz se formam, eles são os únicos objetos carregados positivamente (eletricamente) no Universo e estão em toda parte. Claro, eles são equilibrados por uma quantidade igual de carga negativa na forma de elétrons. Núcleos e elétrons formam átomos e, portanto, pode parecer natural que essas duas espécies de partículas se encontrem imediatamente, formando átomos e abrindo caminho para as estrelas.

Infelizmente para eles, eles são amplamente superados em número – por mais de um bilhão para um – por fótons. Toda vez que um elétron e um núcleo se unem, um fóton de energia alta o suficiente vem e os separa. Não é até que o Universo esfrie drasticamente, de bilhões de graus para apenas milhares de graus, que os átomos neutros podem finalmente se formar. (E mesmo assim, é só é possível por causa de uma transição atômica especial .)

No início da era do Plasma, o conteúdo de energia do Universo é dominado pela radiação. No final, é dominado pela matéria normal e escura. Esta terceira fase nos leva a 380.000 anos após o Big Bang.

Diagrama esquemático da história do Universo, destacando a reionização. Antes da formação de estrelas ou galáxias, o Universo estava cheio de átomos neutros que bloqueiam a luz. Enquanto a maior parte do Universo não se reioniza até 550 milhões de anos depois, algumas regiões alcançam a reionização completa mais cedo e outras mais tarde. As primeiras grandes ondas de reionização começam a acontecer por volta de 250 milhões de anos, enquanto algumas estrelas afortunadas podem se formar apenas 50 a 100 milhões de anos após o Big Bang. Com as ferramentas certas, como o Telescópio Espacial James Webb, podemos começar a revelar as primeiras galáxias. ( Crédito : S.G. Djorgovski et ai., Caltech. Produzido com a ajuda do Caltech Digital Media Center)

4.) Era da Idade das Trevas . Cheio de átomos neutros, finalmente, a gravitação pode iniciar o processo de formação de estrutura no Universo. Mas com todos esses átomos neutros ao redor, o que hoje conhecemos como luz visível seria invisível em todo o céu.

Por quê? Porque os átomos neutros, particularmente na forma de poeira cósmica, são excelentes para bloquear a luz visível.

Para acabar com essa idade das trevas, o meio intergaláctico precisa ser reionizado. Isso requer enormes quantidades de formação de estrelas e um tremendo número de fótons ultravioleta, e isso requer tempo, gravitação e o início da teia cósmica. As primeiras grandes regiões de reionização ocorrem 200 a 250 milhões de anos após o Big Bang, mas a reionização não se completa, em média, até que o Universo tenha 550 milhões de anos. Neste ponto, a taxa de formação de estrelas ainda está aumentando, e os primeiros aglomerados de galáxias massivos estão apenas começando a se formar.

O aglomerado de galáxias Abell 370, mostrado aqui, foi um dos seis aglomerados de galáxias massivos fotografados no programa Hubble Frontier Fields. Como outros grandes observatórios também foram usados ​​para visualizar essa região do céu, milhares de galáxias ultradistantes foram reveladas. Ao observá-los novamente com um novo objetivo científico, o programa BUFFALO (Beyond Ultra-deep Frontier Fields And Legacy Observations) do Hubble obterá distâncias para essas galáxias, permitindo-nos entender melhor como as galáxias se formaram, evoluíram e cresceram em nosso Universo. Quando combinado com medições de luz intracluster, podemos obter uma compreensão ainda maior, por meio de várias linhas de evidência da mesma estrutura, da matéria escura em seu interior. ( Crédito : NASA, ESA, A. Koekemoer (STScI), M. Jauzac (Durham University), C. Steinhardt (Niels Bohr Institute) e a equipe BUFFALO)

5.) Era estelar . Uma vez que a idade das trevas termina, o Universo se torna transparente à luz das estrelas. Os grandes recessos do cosmos estão agora acessíveis, com estrelas, aglomerados de estrelas, galáxias, aglomerados de galáxias e a grande e crescente teia cósmica, todos esperando para serem descobertos. O Universo é dominado, em termos de energia, por matéria escura e matéria normal, e as estruturas gravitacionalmente ligadas continuam a crescer cada vez mais.

A taxa de formação de estrelas aumenta e aumenta, atingindo o pico cerca de 3 bilhões de anos após o Big Bang. Neste ponto, novas galáxias continuam a se formar, as galáxias existentes continuam a crescer e se fundir, e os aglomerados de galáxias atraem cada vez mais matéria para eles. Mas a quantidade de gás livre dentro das galáxias começa a cair, pois as enormes quantidades de formação estelar consumiram uma grande quantidade dele. Lenta mas firmemente, a taxa de formação de estrelas cai.

Com o passar do tempo, a taxa de mortalidade estelar ultrapassará a taxa de natalidade, fato agravado pela seguinte surpresa: à medida que a densidade da matéria cai com o Universo em expansão, uma nova forma de energia – energia escura — começa a aparecer e dominar. Cerca de 7,8 bilhões de anos após o Big Bang, galáxias distantes param de desacelerar em sua recessão e começam a acelerar novamente. O Universo em aceleração está sobre nós. Um pouco mais tarde, 9,2 bilhões de anos após o Big Bang, a energia escura se torna o componente dominante da energia no Universo. Neste ponto, entramos na era final.

Os diferentes destinos possíveis do Universo, com nosso destino real e acelerado mostrado à direita. Depois de um tempo suficiente, a aceleração deixará todas as estruturas galácticas ou supergalácticas ligadas completamente isoladas no Universo, à medida que todas as outras estruturas aceleram irrevogavelmente. Só podemos olhar para o passado para inferir a presença e as propriedades da energia escura, que requerem pelo menos uma constante, mas suas implicações são maiores para o futuro. ( Crédito : NASA e ESA)

6.) Era da Energia Escura . Uma vez que a energia escura assume o controle, algo bizarro acontece: a estrutura em grande escala no Universo deixa de crescer. Os objetos que estavam gravitacionalmente ligados um ao outro antes da aquisição da energia escura permanecerão ligados, mas aqueles que ainda não estavam ligados pelo início da era da energia escura nunca ficarão ligados. Em vez disso, eles simplesmente se afastam um do outro, levando existências solitárias na grande extensão do nada.

As estruturas individuais ligadas, como galáxias e grupos/aglomerados de galáxias, eventualmente se fundirão para formar uma galáxia elíptica gigante. As estrelas existentes morrerão; a nova formação estelar diminuirá lentamente e depois parará; interações gravitacionais irão ejetar a maioria das estrelas no abismo intergaláctico. Os planetas entrarão em espiral em suas estrelas-mãe ou remanescentes estelares, devido ao decaimento pela radiação gravitacional. Mesmo os buracos negros, com vidas extraordinariamente longas, acabarão por decair devido à radiação Hawking.

Depois que o sol se tornar uma anã negra, se nada for ejetado ou colidir com os restos da Terra, eventualmente a radiação gravitacional nos fará espiralar, ser dilacerados e eventualmente engolidos pelos restos do nosso sol. ( Crédito : Jeff Bryant/Vistapro)

No final, apenas estrelas anãs negras e massas isoladas pequenas demais para desencadear a fusão nuclear permanecerão, escassamente povoadas e desconectadas umas das outras neste cosmos vazio e em constante expansão. Esses cadáveres em estado final existirão mesmo por muitos anos, persistindo enquanto a energia escura continua sendo o fator dominante em nosso Universo. Enquanto os núcleos atômicos estáveis ​​e o próprio tecido do espaço não sofrerem algum tipo de decaimento imprevisto, e enquanto a energia escura se comportar de forma idêntica à constante cosmológica que parece ser, esse destino é inevitável.

Esta última era, de dominação da energia escura, já começou. A energia escura tornou-se importante para a expansão do Universo há 6 bilhões de anos e começou a dominar o conteúdo de energia do Universo na época em que nosso Sol e Sistema Solar estavam nascendo. O Universo pode ter seis estágios únicos, mas durante toda a história da Terra, já estivemos no último. Dê uma boa olhada no Universo ao nosso redor. Nunca será tão rico - ou tão fácil de acessar - nunca mais.

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