Cronologia do Universo
A cronologia do Universo descreve o passado e futuro do Universo. De acordo com o modelo de cosmologia padrão, quanto mais no passado do Universo, menor e mais denso ele era. Como consequência, a densidade de energia aumenta conforme nos aproximamos de seu início. O aumento da densidade cria ambientes extremos com altos níveis de energia, fazendo com que as partículas, e até mesmo as leis da física, exibam comportamentos diferentes dos usuais. Os dados observacionais mais recentes da missão Planck indicam que a idade do Universo é 13,797 0,023 bilhões de anos.
Observações astronômicas do desvio para o vermelho de galáxias distantes indicam que o Universo está em expansão. Isso implica que o tamanho do Universo era muito menor no passado e, portanto, era seu estado era o de um ambiente extremamente denso, quente e homogêneo. Conforme a expansão ocorre, a densidade e temperatura do Universo diminuem. Assim, a cronologia do Universo busca descrever como o Universo evoluiu de um estado de altíssimas energia, temperatura e homogeneidade para o estado atual: frio, de baixa energia e com diversas estruturas. A evolução do Universo depende de uma relação mútua entre a expansão e seu conteúdo energético (isto é, as partículas e as interações entre elas). A taxa de expansão em determinado instante do tempo depende de quais partículas existiam e como elas interagiam. Simultaneamente, como a expansão resfria o Universo, quais partículas podem existir e como elas irão interagir são determinadas pela temperatura do Universo naquele período. Essa relação entre a taxa de expansão e o conteúdo energético do Universo é a responsável pela transição de uma era cósmica para outra.
Cronologia em cinco estágios
Para os propósitos deste resumo, é conveniente dividir a cronologia do universo desde que se originou, em cinco partes.:4.1 Geralmente, é considerado sem sentido ou incerto se o tempo existia antes desta cronologia: O primeiro picossegundo (10-12) do tempo cósmico. Inclui a Era de Planck, durante a qual as leis da física atualmente compreendidas podem não se aplicar; o surgimento em estágios das quatro interações ou forças fundamentais conhecidas - a primeira gravitação e posteriormente, as interações eletromagnéticas, fracas e fortes; e a expansão do próprio espaço e o super-resfriamento do universo ainda imensamente quente devido à inflação cósmica, que acredita-se ter sido desencadeado pela separação da interação forte e eletrofraca.
O modelo padrão de cosmologia é baseado em um modelo de espaço-tempo denominado pela métrica de Friedmann – Lemaître – Robertson – Walker (FLRW). Uma métrica fornece uma medida de distância entre objetos, e a métrica FLRW é a solução exata das equações de campo de Einstein (EFE) se algumas propriedades-chave do espaço, como homogeneidade e isotropia, forem consideradas verdadeiras. A métrica FLRW se aproxima muito de outras evidências, mostrando que o universo se expandiu desde o Big Bang.
Singularidade
Sabe-se que temperaturas próximas do infinito, um fator de escala igual a zero ou um tempo igual a zero estão fora do escopo dos nossos modelos físicos. Especular sobre uma singularidade gravitacional inicial não faz sentido: as condições estão fora do alcance da teoria.:305
A Era de Planck
Como o modelo padrão da cosmologia prevê a expansão do universo a partir de um período extremamente quente em um passado distante, esse processo pode ser rastreado até escalas cada vez menores. No entanto, não é possível rastreá-lo até o espaço zero. Abaixo de uma distância conhecida como comprimento de Planck, a base das equações deixa de ser válida. A energia das partículas nesse intervalo de tempo é tão grande que os efeitos quânticos se sobrepõem às equações clássicas da gravidade. O tempo de Planck, 10-43 segundos, é portanto o início do modelo cosmológico do Big Bang.:274
Modelos cosmológicos extrapolados até 10−43 segundos, combinados com modelos de física de partículas, tanto de dentro e quanto além do Modelo Padrão, permitem especulações bem fundamentadas sobre o caráter e as propriedades do universo primordial.
A Era da Grande Unificação
Após a era de Planck, o universo poderia, em princípio, ser modelado por extensões do Modelo Padrão da física de partículas, por exemplo, aquelas chamadas teorias da grande unificação. Muitas dessas teorias foram propostas, mas nenhuma obteve sucesso em produzir concordância quantitativa com as observações astrofísicas modernas. Mesmo assim, o período entre 10-43 e 10-36 segundos foi denominada a era da grande unificação. Antes da época da TGU, a temperatura do universo excedia 1015 GeV. À medida que o universo se expandia e esfriava, pode ter atravessado uma transição de fase cosmológica, o que pode ter resultado na grande proporção de matéria para antimatéria que observamos hoje. Essa transição de fase é um efeito termodinâmico semelhante à condensação de um gás ou ao congelamento de um líquido. Embora a transição na época da TGU seja especulativa, as transições eletrofracas e de quarks-hádrons que ocorrem posteriormente são corroboradas por modelos teóricos com algumas previsões bem-sucedidas.:305
A Era Eletrofraca
Algum tempo depois da inflação, as partículas criadas passaram por termalização, onde interações mútuas levaram ao equilíbrio térmico. Antes da quebra da simetria eletrofraca, a uma temperatura de cerca de 1015 K, aproximadamente 10-15 segundos após o Big Bang, as interações eletromagnética e fraca ainda não haviam se separado, e os bósons de gauge e férmions ainda não haviam adquirido massa pelo mecanismo de Higgs. Essa época terminou com a quebra da simetria eletrofraca, possivelmente por meio de uma transição de fase. Em algumas extensões do Modelo Padrão da física de partículas, a bariogênese também ocorreu nesse estágio, criando um desequilíbrio entre matéria e antimatéria (embora, em extensões desse modelo, isso possa ter ocorrido antes). Pouco se sabe sobre os detalhes desses processos.
Inflação
Neste ponto do universo primordial, acredita-se que o universo tenha se expandido por um fator de pelo menos 10−26 em um tempo da ordem de 10−36 segundos. Toda a massa-energia em todas as galáxias atualmente visíveis começou em uma esfera com um raio em torno de 4 × 10−29 m, depois cresceu para uma esfera com um raio em torno de 0,09 m ao final da inflação.:202 Esta fase da história da expansão cósmica é conhecida como inflação:3 ou às vezes como a era inflacionária. A inflação explica como o universo atual possui concentrações de matéria, como galáxias e aglomerados de galáxias, em vez de ter matéria espacialmente uniforme por todo o universo.:324 Acredita-se que pequenas flutuações quânticas no universo, amplificadas pela inflação, sejam a base de estruturas em grande escala que se formaram muito mais tarde.:
A Era de Quark
Após o fim da inflação cósmica, o universo foi preenchido com um plasma quente de quarks e glúons, remanescente do reaquecimento. A partir desse ponto, a física do universo primordial é muito mais bem compreendida, e as energias envolvidas na era Quark são diretamente acessíveis em experimentos de física de partículas e outros detectores.:5 A era Quark começou aproximadamente 10−12 segundos após o Big Bang. Esse foi o período na evolução do universo primordial imediatamente após a quebra da simetria eletrofraca, quando as interações fundamentais da gravitação, do eletromagnetismo, da interação forte e da interação fraca já haviam assumido suas formas atuais, mas a temperatura do universo ainda era muito alta para permitir que os quarks se ligassem para formar hádrons. A era de quark terminou quando o universo tinha cerca de 10−5 segundos de idade; dois eventos de não equilíbrio devem ter ocorrido em seguida: a formação de bárions e de matéria escura.
A Era de Hádron
A temperatura era alta o suficiente para permitir a formação de pares de hádron/antihádron, que mantinham a matéria e a antimatéria em equilíbrio térmico. No entanto, os pares hádron-antihádron foram abundantes apenas por um breve período entre cerca de 5×10−5 segundos, o momento da transição de fase da QCD, e cerca de 7×10−5 segundos, quando a temperatura do universo caiu abaixo da massa do píon. Antes da transição de fase da QCD, durante a era Quark, o universo era quente o suficiente para que os quarks não se combinassem para formar hádrons. Em temperaturas abaixo da massa do píon, a maioria dos hádrons e antihádrons foi eliminada em reações de aniquilação, deixando o Universo dominado por fótons, neutrinos e pares elétron-pósitron.
A Era de Lépton
A maioria dos hádrons e antihádrons se aniquilam mutuamente, restando léptons (como o elétron, múons e certos neutrinos) e antiléptons, que dominam a massa do universo. Inicialmente, léptons e antiléptons são produzidos em pares. Cerca de 10 segundos após o Big Bang, a temperatura do universo cai a um ponto em que novos pares lépton-antilépton não são mais criados e a maioria dos léptons e antiléptons restantes se aniquilam rapidamente, dando origem a pares de fótons de alta energia e deixando um pequeno resíduo de léptons não aniquilados. Após a aniquilação da maioria dos léptons e antiléptons no final da era Lépton, a maior parte da massa-energia do universo fica na forma de fótons. (Grande parte do restante de sua massa-energia está na forma de neutrinos e outras partículas relativísticas.) Portanto, a energia do universo, e seu comportamento geral, é dominada por seus fótons. Esses fótons continuam a interagir frequentemente com partículas carregadas, ou seja, elétrons, prótons e (eventualmente) núcleos. Eles continuam a fazer isso pelos próximos 370.000 anos.
Igualdade da matéria-radiação
Até agora, a dinâmica e o comportamento em grande escala do universo têm sido determinados principalmente pela radiação—ou seja, pelos constituintes que se movem relativisticamente (na velocidade da luz ou próximo a ela), como fótons e neutrinos. À medida que o universo esfria, a partir de cerca de 47.000 anos (desvio para o vermelho z = 3600), o comportamento em grande escala do universo passa a ser dominado pela matéria.:96 Isso ocorre porque a densidade de energia da matéria começa a exceder tanto a densidade de energia da radiação quanto a densidade: de energia do vácuo. Por volta ou logo após 47.000 anos, as densidades da matéria não relativística (núcleos atômicos) e da radiação relativística (fótons) se igualam, o comprimento de Jeans, que determina as menores estruturas que podem se formar (devido à competição entre a atração gravitacional e os efeitos da pressão), começa a diminuir e as perturbações, em vez de serem eliminadas pela radiação livre, podem começar a crescer em amplitude.
Mesmo antes da recombinação e do desacoplamento, a matéria começou a acumular-se em torno de aglomerados de matéria escura.:4.1 Nuvens de hidrogênio colapsaram muito lentamente para formar estrelas e galáxias.
Idade das Trevas
Após a recombinação e o desacoplamento, o universo era transparente e havia esfriado o suficiente para permitir que a luz viajasse longas distâncias, mas não havia estruturas produtoras de luz, como estrelas e galáxias. Estrelas e galáxias se formam quando regiões densas de gás se formam devido à ação da gravidade, e isso leva muito tempo em uma densidade de gás quase uniforme e na escala necessária; portanto, estima-se que as estrelas não existiram por talvez centenas de milhões de anos após a recombinação. Este período, conhecido como Idade das Trevas, começou com o desacoplamento dos fótons por volta de 370.000 anos após o Big Bang e termina ao longo de um longo período de tempo chamado reionização. Durante a Idade das Trevas, a temperatura do universo esfriou de cerca de 4000 K para cerca de 60 K (3727 °C para cerca de −213 °C), e existiam apenas duas fontes de fótons: os fótons liberados durante a recombinação/desacoplamento (à medida que átomos de hidrogênio neutro se formavam), que ainda podemos detectar hoje como a radiação cósmica de fundo em micro-ondas (CMB), e os fótons liberados ocasionalmente por átomos de hidrogênio neutro, conhecidos como a linha de rotação de 21 cm do hidrogênio neutro. A linha de spin do hidrogênio está na faixa de frequências das micro-ondas, e em 3 milhões de anos, os fótons da CMB sofreram um desvio para o vermelho, saindo da luz visível para o infravermelho; desse momento até o surgimento das primeiras estrelas, não havia fótons de luz visível. Além de talvez algumas raras anomalias estatísticas, o universo era verdadeiramente escuro.
Primeiras estruturas e estrelas emergem
A matéria no universo é composta por cerca de 84,5% de matéria escura fria e 15,5% de matéria "comum". Desde o início da era dominada pela matéria, a matéria escura tem se acumulado gradualmente em enormes filamentos dispersos (difusos) sob os efeitos da gravidade. A matéria comum acaba se aglomerando mais rapidamente do que o normal, devido à presença dessas concentrações de matéria escura. Ela também é ligeiramente mais densa a distâncias regulares devido à oscilação acústica bariônica (BAO) primitiva, que se incorporaram à distribuição da matéria quando os fótons se desacoplaram. Ao contrário da matéria escura, a matéria comum pode perder energia por diversas vias, o que significa que, ao colapsar, ela pode perder a energia que a manteria separada, colapsando mais rapidamente e em formas mais densas. A matéria comum se acumula onde a matéria escura é mais densa e, nesses locais, colapsa em nuvens compostas principalmente de gás hidrogênio. As primeiras estrelas e galáxias se formam a partir dessas nuvens. Onde numerosas galáxias se formaram, aglomerados e superaglomerados de galáxias eventualmente surgirão. Grandes vazios com poucas estrelas se desenvolverão entre eles, marcando os locais onde a matéria escura se tornou menos comum.
Reionização
À medida que as primeiras estrelas, galáxias anãs e quasares se formam gradualmente, a intensa radiação que emitem reioniza grande parte do universo circundante, dividindo os átomos de hidrogênio neutro de volta em um plasma de elétrons e prótons livres pela primeira vez desde a recombinação e o desacoplamento. A reionização é evidenciada por observações de quasares. Quasares são uma forma de galáxia ativa e os objetos mais luminosos observados no universo. Os elétrons no hidrogênio neutro possuem padrões específicos de absorção de fótons ultravioleta, relacionados aos níveis de energia dos elétrons e chamados de série de Lyman. O hidrogênio ionizado não possui níveis de energia eletrônica desse tipo. Portanto, a luz que viaja através do hidrogênio ionizado e do hidrogênio neutro apresenta linhas de absorção diferentes. O hidrogênio ionizado no meio intergaláctico (particularmente os elétrons) pode dispersar a luz por meio do espalhamento de Thomson, como fazia antes da recombinação, mas a expansão do universo e o agrupamento do gás em galáxias resultaram em uma concentração muito baixa para tornar o universo completamente opaco na época da reionização. Devido à imensa distância percorrida pela luz (bilhões de anos-luz) para chegar à Terra a partir de estruturas existentes durante a reionização, qualquer absorção pelo hidrogênio neutro sofre um desvio para o vermelho em várias magnitudes, em vez de uma magnitude específica, indicando quando a absorção da luz ultravioleta da época ocorreu. Essas características possibilitam o estudo do estado de ionização em muitos momentos diferentes do passado.
Galáxias, aglomerados e superaglomerados galácticos
A matéria continua a se aglomerar sob a influência da gravidade, formando galáxias. As estrelas desse período, conhecidas como estrelas da População II, se formam no início desse processo, enquanto as estrelas mais recentes da População I se formam posteriormente. A atração gravitacional também puxa gradualmente as galáxias umas em direção às outras, formando grupos, aglomerados e superaglomerados. Observações do Hubble Ultra Deep Field identificaram uma série de pequenas galáxias se fundindo para formar galáxias maiores, há 800 milhões de anos cósmicos (13 bilhões de anos). (Acredita-se agora que essa estimativa de idade esteja ligeiramente superestimada).
O Universo como aparece hoje
Durante 1 bilhão de anos, e por cerca de 12.8 bilhões de anos, o universo teve uma aparência muito semelhante à atual e continuará a parecer muito semelhante por muitos bilhões de anos no futuro. O fino disco da Via Láctea começou a se formar quando o universo tinha cerca de 5 bilhões de anos ou 9 ± 2 bilhões de anos atrás. O Sistema Solar se formou há cerca de 9.2 bilhões de anos (4.6 bilhões de anos atrás); a matéria orgânica mais antiga compatível com processos de vida data de 4 bilhões de anos atrás. O rarefação da matéria ao longo do tempo reduz a capacidade da matéria de desacelerar gravitacionalmente a expansão do universo; em contraste, a energia escura é um fator constante que tende a acelerar a expansão do universo. A expansão do universo passou por um ponto de inflexão há cerca de cinco ou seis bilhões de anos, quando o universo entrou na moderna "era dominada pela energia escura", onde a expansão do universo agora está acelerando em vez de desacelerar. O universo atual é bastante bem compreendido, mas além de cerca de 100 bilhões de anos de tempo cósmico (cerca de 86 bilhões de anos no futuro), os cientistas têm menos certeza sobre qual caminho o universo seguirá.
Era da dominação da energia escura
A partir de cerca de 9.8 bilhões de anos de tempo cósmico,:96 acredita-se que o comportamento em grande escala do universo tenha mudado gradualmente pela terceira vez em sua história. Seu comportamento foi originalmente dominado pela radiação (constituintes relativísticos como fótons e neutrinos) durante os primeiros 47.000 anos, e desde cerca de 370.000 anos de tempo cósmico, seu comportamento passou a ser dominado pela matéria. Durante essa era dominada pela matéria, a expansão do universo começou a desacelerar, à medida que a gravidade restringia a expansão inicial para fora. Mas, a partir de cerca de 9.8 bilhões de anos de tempo cósmico, as observações mostram que a expansão do universo para lentamente de desacelerar, e em vez disso, começa gradualmente a acelerar novamente.
Existem vários cenários concorrentes para a evolução do universo a longo prazo. Qual deles ocorrerá, se é que algum ocorrerá, depende dos valores precisos de constantes físicas como a constante cosmológica, a possibilidade de decaimento de próton, a energia do vácuo (ou seja, a energia do próprio espaço "vazio") e as leis naturais além do Modelo Padrão. Se a expansão do universo continuar e ele permanecer em sua forma atual, eventualmente todas as galáxias, exceto as mais próximas, serão levadas para longe de nós pela expansão do espaço a uma velocidade tal que o universo observável ficará limitado ao nosso próprio aglomerado de galáxias local, gravitacionalmente ligado. A longo prazo (após muitos trilhões—milhares de bilhões—de anos, tempo cósmico), a Era Estelífera chegará ao fim, pois as estrelas deixarão de nascer e até mesmo as estrelas mais longevas morrerão gradualmente. Além disso, todos os objetos do universo esfriarão e (com a possível exceção dos prótons) se decomporão gradualmente em suas partículas constituintes, e em seguida, em partículas subatômicas, fótons de baixíssima energia e outras partículas fundamentais, por meio de uma variedade de processos possíveis.
