Uma das conquistas mais importantes do século 20 foi a definição precisa de quão grande, vasto e massivo é o nosso universo. Com cerca de dois trilhões de galáxias encerradas em um volume de 46 bilhões de anos-luz de raio, nosso universo observável nos permite reconstruir toda a história do nosso cosmos, até o Big Bang e talvez até um pouco antes. Mas e quanto ao futuro? Como será o universo? Vai?
Alguém diz que a expansão do universo está diminuindo. O Prêmio Nobel foi concedido pela "descoberta" de que a expansão do universo está aumentando. Mas quem está certo? O universo poderia entrar em colapso um dia no processo da chamada Big Compression (inverso ao Big Bang)?
O comportamento futuro é melhor previsto com base no comportamento passado. Mas assim como os humanos às vezes podem nos surpreender, o Universo também pode.
A taxa de expansão do Universo em um determinado momento depende apenas de dois fatores: a densidade total de energia que existe no espaço-tempo e a quantidade de curvatura do espaço presente. Se entendermos as leis da gravidade e como diferentes tipos de energia evoluem com o tempo, podemos reconstruir tudo o que aconteceu em um determinado ponto do passado. Também podemos olhar para diferentes objetos distantes em diferentes distâncias e medir como a luz é esticada devido à expansão do espaço. Cada galáxia, supernova, nuvem de gás molecular e semelhantes - qualquer coisa que absorva ou emita luz - contará a história cósmica de como a expansão do espaço o estendeu desde o momento em que a luz nasceu até o momento em que a observamos.
A partir de muitas observações independentes, pudemos concluir em que consiste o próprio universo. Fizemos três grandes cadeias de observação independentes:
- Na radiação cósmica de fundo, existem flutuações de temperatura que codificam informações sobre a curvatura do universo, matéria normal, matéria escura, neutrinos e densidade total.
- Correlações entre galáxias nas escalas maiores - conhecidas como vibrações acústicas bariônicas - fornecem medições muito rigorosas da densidade total da matéria, a proporção da matéria normal para a matéria escura e como a taxa de expansão mudou ao longo do tempo.
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“E as velas padrão brilhantes mais distantes do Universo, supernovas do tipo Ia, nos falam sobre a taxa de expansão e a energia escura, como elas mudaram com o tempo.
Essas cadeias de evidências, juntas, nos pintam uma imagem coerente do universo. Eles nos dizem o que está no Universo moderno e nos dão uma cosmologia em que:
- 4,9% da energia do Universo é representada por matéria normal (prótons, nêutrons e elétrons);
- 0,1% da energia do Universo existe na forma de neutrinos massivos (que atuaram como matéria nos tempos recentes e atuaram como radiação nos primeiros tempos);
- 0,01% da energia do Universo existe na forma de radiação (como os fótons);
- 27% da energia do Universo existe na forma de matéria escura;
- 68% da energia é inerente ao próprio espaço: energia escura.
Tudo isso nos dá um Universo plano (com uma curvatura de 0%), um Universo sem defeitos topológicos (monopólos magnéticos, cordas cósmicas, paredes de domínio ou texturas cósmicas), um Universo com uma história de expansão conhecida.
As equações da relatividade geral são muito determinísticas neste sentido: se sabemos do que é feito o Universo hoje e as leis da gravidade, sabemos exatamente quão importante foi cada componente em cada intervalo individual no passado. No início, a radiação e os neutrinos dominaram. Por bilhões de anos, os componentes mais importantes foram matéria escura e matéria normal. Nos últimos bilhões de anos - e isso vai piorar com o tempo - a energia escura se tornou o fator dominante na expansão do universo. Isso faz com que o universo acelere e, a partir desse momento, muitas pessoas deixam de entender o que está acontecendo.
Existem duas coisas que podemos medir quando se trata da expansão do universo: a taxa de expansão e a taxa na qual galáxias individuais, do nosso ponto de vista, entram em perspectiva. Eles estão relacionados, mas permanecem diferentes. A taxa de expansão, por um lado, fala de como a própria estrutura do espaço se estende ao longo do tempo. É sempre definida como velocidade por unidade de distância, geralmente dada em quilômetros por segundo (velocidade) por megaparsec (distância), onde um megaparsec é cerca de 3,26 milhões de anos-luz.
Se não houvesse energia escura, a taxa de expansão cairia com o tempo, aproximando-se de zero, já que a densidade da matéria e da radiação cairia para zero à medida que o volume se expandisse. Mas com a energia escura, essa taxa de expansão permanece dependente da densidade da energia escura. Se a energia escura, por exemplo, fosse uma constante cosmológica, a taxa de expansão seria nivelada para um valor constante. Mas, neste caso, galáxias individuais se afastando de nós acelerariam.
Imagine a velocidade de expansão de uma certa magnitude: 50 km / s / Mpc. Se a galáxia estiver a uma distância de 20 Mpc de nós, ela parece estar se afastando de nós a uma velocidade de 1000 km / s. Mas dê um tempo, e conforme a estrutura do espaço se expande, esta galáxia eventualmente ficará mais longe de nós. Com o tempo, será o dobro: 40 Mpc e a velocidade de remoção será de 2.000 km / s. Levará mais tempo e será 10 vezes mais longe: 200 Mpc e a velocidade de remoção de 10.000 km / s. Com o tempo, ele se afastará de nós a uma distância de 6.000 Mpc e a uma velocidade de 300.000 km / s, que é mais rápida do que a velocidade da luz. Quanto mais o tempo passa, mais rápido a galáxia se afasta de nós. É por isso que o Universo está "acelerando": a taxa de expansão está diminuindo, mas a velocidade de separação das galáxias individuais de nós só aumenta.
Tudo isso é consistente com nossas melhores medições: a energia escura é uma densidade de energia constante inerente ao próprio espaço. À medida que o espaço se estende, a densidade da energia escura permanece constante, e o Universo terminará em um "Grande Congelamento", quando tudo o que não está unido pela gravidade (como nosso grupo local, galáxia, sistema solar) irá divergir e divergir. Se a energia escura é realmente uma constante cosmológica, essa expansão continuará indefinidamente até que o universo se torne frio e vazio.
Mas se a energia escura for dinâmica - o que é teoricamente possível, mas sem evidências observáveis - pode terminar em um Big Squeeze ou Big Rip. Na Grande Compressão, a energia escura enfraquecerá e gradualmente reverterá a expansão do universo de modo que comece a se contrair. Pode até haver um universo cíclico, onde a "compressão" dá origem a um novo Big Bang. Se a energia escura ficar mais forte, um destino diferente nos espera, quando as estruturas conectadas serão dilaceradas pela taxa de expansão gradualmente crescente. Porém, hoje tudo indica que o Grande Congelamento nos espera, quando o Universo se expandirá para sempre.
Os principais objetivos científicos para futuros observatórios como Euclides da ESA ou WFIRST da NASA incluem medir se a energia escura é uma constante cosmológica. E embora a teoria principal fale a favor da energia escura constante, é importante entender que pode haver possibilidades não excluídas por medições e observações. Grosso modo, o universo ainda pode entrar em colapso e isso é possível. Mais dados necessários.
ILYA KHEL
