Pergunte a Ethan: O universo ainda pode ter uma grande contração?

O Big Bounce requer uma fase de colapso (Big Compression), seguida de expansão (novo Big Bang)

Um dos maiores avanços do século XX foi a determinação de quão rico e maciço nosso universo é. Um raio de cerca de 46 bilhões de anos-luz contém cerca de dois trilhões de galáxias. Nosso universo observável nos permite recriar toda a história de nossa história cósmica, remontando ao Big Bang e até, provavelmente, um pouco mais. E o futuro? E o destino do universo? Isso é certo? É exatamente isso que nosso leitor deseja saber:

Você escreveu que o universo está se expandindo lentamente. Eu pensei que o Prêmio Nobel foi concedido por descobrir que o Universo está se expandindo com aceleração. Você pode esclarecer as principais teorias? Existem ótimos recursos de compactação?

A melhor previsão de comportamento futuro está no passado. Mas as pessoas e o Universo às vezes podem nos surpreender.


Após o Big Bang, o Universo ficou quase perfeitamente homogêneo, cheio de matéria, energia e radiação, e se expandiu rapidamente. A evolução do Universo a qualquer momento é determinada pela densidade de energia de seu conteúdo.

A taxa de expansão do Universo a qualquer momento depende de apenas duas coisas: a densidade total de energia existente no espaço-tempo e a curvatura espacial. Se entendermos as leis da gravidade e como diferentes tipos de energia evoluem ao longo do tempo, podemos recriar qual foi a taxa de expansão a qualquer momento no passado. Também podemos estudar vários objetos distantes localizados a diferentes distâncias de nós e medir quanto sua luz é esticada devido à expansão do espaço. Cada galáxia, supernova, nuvem de gás molecular, etc. - tudo o que absorve ou emite luz contará a história cósmica de como a expansão do espaço a estendeu desde o momento em que foi emitida até o momento em que fomos capazes de observá-lo.


Quanto mais longe a galáxia, mais rapidamente ela se afasta de nós devido à expansão, e mais sua luz passa por um desvio para o vermelho, e é por isso que precisamos observar mais e mais ondas longas.

A partir de várias observações independentes, conseguimos concluir em que consiste exatamente o universo. Três grandes e independentes linhas de observação são:

• Flutuações de temperatura da radiação CMB, que carregam informações sobre a curvatura do Universo, matéria normal, matéria escura, neutrinos e a densidade total do conteúdo.
• A correlação entre galáxias nas maiores escalas - conhecidas como oscilações acústicas bariônicas - produz medições muito claras da densidade total da matéria, da razão entre matéria normal e escura e a mudança na taxa de expansão com o tempo.
• E as velas padrão mais distantes e brilhantes do Universo, supernovas do tipo Ia, nos dizendo a velocidade da expansão e os detalhes da evolução da energia escura.

As velas padrão (L) e as réguas padrão ® são duas técnicas diferentes usadas pelos astrônomos para medir a expansão do espaço a diferentes distâncias e em diferentes momentos do passado

Todos esses testemunhos juntos apontam para uma imagem consistente do universo. Eles nos dizem o que há no universo hoje e nos dão cosmologia na qual:

• 4.9% da energia do Universo está contida na matéria normal (prótons, nêutrons, elétrons).
• 0,1% da energia está na forma de neutrinos maciços (comportando-se nos últimos tempos como matéria e nos primeiros como radiação).
• 0,01% da energia existe na forma de radiação (fótons).
• 27% da energia está na matéria escura.
• 68% da energia está na forma de energia inerente ao próprio espaço: energia escura.

Eles nos dão um universo plano, com uma curvatura de 0%, um universo sem defeitos topológicos (monopolos magnéticos, cordas cósmicas, paredes de domínio, texturas cósmicas) e um universo com uma história conhecida de expansão.


A importância relativa de vários componentes de energia do universo em diferentes momentos do passado. No futuro, a energia escura terá 100% de importância.

As equações que governam a GTR são muito definidas nesse sentido: se sabemos o que o Universo consiste hoje, bem como as leis da gravidade, sabemos exatamente o quão importante cada um dos componentes era em qualquer ponto do passado. A princípio, a radiação e os neutrinos dominaram. Por bilhões de anos, a matéria escura e a matéria normal foram os componentes mais importantes. E nos últimos bilhões de anos - e com o tempo a situação só piorará - a energia escura se tornará o fator dominante na expansão do universo. Isso faz o universo acelerar, e é aí que a maioria das pessoas se confunde.


Variantes do destino de um universo em expansão. Preste atenção às diferenças entre os diferentes modelos no passado.

Em conexão com a expansão do Universo, podemos medir duas coisas: a velocidade da expansão e a velocidade com que uma galáxia individual se afasta de nós do nosso ponto de vista. Esses parâmetros estão relacionados, mas não correspondem. A taxa de expansão indica como o tecido do espaço-tempo é esticado. É sempre estimado a uma velocidade por unidade de distância, geralmente em quilômetros por segundo por megaparsec, onde um megaparsec é de 3,26 milhões de anos-luz.


Como a matéria (acima), a radiação (no meio) e a constante cosmológica se desenvolvem ao longo do tempo em um universo em expansão

Se não houvesse energia escura, com o tempo a taxa de expansão diminuiria, aproximando-se de zero, uma vez que a densidade de matéria e radiação aproximaria-se de zero com o aumento do volume. Mas na presença de energia escura, essa taxa de expansão se aproxima da densidade da energia escura, seja ela qual for. Se a energia escura, por exemplo, é uma constante cosmológica, a taxa de expansão tende assintoticamente a um valor constante. Mas se sim, então a velocidade de galáxias individuais se afastando de nós aumentará.


Galáxia remota Markaryan 1018 na faixa óptica com sobreposição de dados de rádio ( VLT )

Imagine que a velocidade de expansão tenha um certo valor: 50 km / s / mpk. Se a galáxia está localizada a 20 mpc de nós, do nosso ponto de vista, ela se afastará de nós a uma velocidade de 1000 km / s. Mas com o tempo, quando o tecido do espaço se expandir, essa galáxia estará mais longe de nós. Quando estiver a 40 mpk de nós, sua velocidade de remoção já será de 2000 km / s. Depois de mais tempo, estará dez vezes mais longe de nós - a uma distância de 200 megapixels e se afastará de nós a uma velocidade de 10.000 km / s. Quando ele se afasta em 6.000 megapixels, ele se afasta de nós a uma velocidade de 300.000 km / s, mais rápida que a velocidade da luz. Mas isso continuará mais; quanto mais o tempo passa, mais rápido a galáxia se afasta de nós. É isso que o Universo “acelerando” significa: a velocidade de expansão diminui, mas a taxa de remoção de galáxias individuais cresce com o tempo.


Um composto das faixas ultravioleta, visível e infravermelho do projeto Hubble eXtreme Deep Field. A maior imagem das partes distantes do universo.

Tudo isso coincide com nossas melhores medidas: a energia escura é uma densidade de energia constante inerente ao espaço. Com a expansão do espaço, a densidade da energia escura permanece constante, e o Universo terminará sua existência no modo Big Freeze, no qual tudo o que a gravidade não liga (liga, por exemplo, nosso grupo local de galáxias, nossa galáxia, sistema solar, etc.) voarão separados um do outro. Se a energia escura realmente for uma constante cosmológica, a expansão ocorrerá para sempre e levará a um universo frio e vazio.


Quando os astrônomos perceberam pela primeira vez que o universo estava se acelerando, o senso comum dizia que ele se expandiria para sempre. No entanto, até entendermos melhor a natureza da energia escura, outros cenários do destino do universo permanecem possíveis. Eles são mostrados no diagrama: Grande compactação, expansão permanente, Grande espaço.

Mas se a energia escura mudar - teoricamente isso é possível, mas não é confirmado por observações -, pode ocorrer tanto na Grande Compressão quanto na Grande Quebra. Na Grande compressão, a energia escura enfraquecerá e mudará seu signo, devido ao qual o Universo atingirá o maior tamanho, se expandirá e encolherá. Pode até dar origem a um universo cíclico quando a contração gera outro Big Bang. Se a energia escura aumentar, ocorrerá a situação oposta, na qual as estruturas ligadas serão eventualmente dilaceradas pela velocidade crescente da expansão. Mas as evidências de hoje apoiam com confiança o "Big Freeze", no qual a taxa de expansão será constante para sempre.

Os principais objetivos de futuros observatórios, como Euclides, WFIRST, LSST, incluem medidas que confirmam se a energia escura é realmente uma constante cosmológica. Embora a teoria principal favorece a energia escura constante, é importante considerar todas as possibilidades não excluídas por observações e medições. Embora o aperto Grande pareça improvável, ainda não foi descartado. Com o advento de mais dados de melhor qualidade, ainda podemos encontrar dicas interessantes de que a realidade é ainda mais incomum do que a maioria de nós pensava!

Ethan Siegel - astrofísico, popularizador da ciência, autor de Starts With A Bang! Ele escreveu os livros "Beyond the Galaxy" [ Beyond The Galaxy ] e "Tracknology: the science of Star Trek" [ Treknology ].

FAQ: se o universo está se expandindo, por que não estamos expandindo