29.2: Um modelo do universo
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Objetivos de
Ao final desta seção, você poderá:
- Explique como a taxa de expansão do universo afeta sua evolução
- Descreva quatro possibilidades para a evolução do universo
- Explique o que está se expandindo quando dizemos que o universo está se expandindo
- Defina a densidade crítica e a evidência de que a matéria sozinha no universo é muito menor do que a densidade crítica
- Descreva o que as observações dizem sobre o provável futuro a longo prazo do universo
Vamos agora usar os resultados sobre a expansão do universo para ver como essas ideias podem ser aplicadas para desenvolver um modelo para a evolução do universo como um todo. Com esse modelo, os astrônomos podem fazer previsões sobre como o universo evoluiu até agora e o que acontecerá com ele no futuro.
O universo em expansão
Cada modelo do universo deve incluir a expansão que observamos. Outro elemento-chave dos modelos é que o princípio cosmológico (que discutimos em A evolução e distribuição das galáxias) é válido: em grande escala, o universo em um determinado momento é o mesmo em todos os lugares (homogêneo e isotrópico). Como resultado, a taxa de expansão deve ser a mesma em todos os lugares durante qualquer época do tempo cósmico. Nesse caso, não precisamos pensar em todo o universo quando pensamos na expansão, podemos simplesmente olhar para qualquer parte suficientemente grande dele. (Alguns modelos de energia escura permitiriam que a taxa de expansão fosse diferente em direções diferentes, e os cientistas estão projetando experimentos para testar essa ideia. No entanto, até que essa evidência seja encontrada, assumiremos que o princípio cosmológico se aplica a todo o universo.)
Em Galáxias, sugerimos que quando pensamos na expansão do universo, é mais correto pensar no próprio espaço se estendendo do que nas galáxias se movendo pelo espaço estático. No entanto, desde então temos discutido os desvios para o vermelho das galáxias como se fossem resultado do movimento das próprias galáxias.
Agora, no entanto, é hora de finalmente deixar essas noções simplistas para trás e dar uma olhada mais sofisticada na expansão cósmica. Lembre-se de nossa discussão sobre a teoria da relatividade geral de Einstein (no capítulo sobre buracos negros e espaço-tempo curvo) que o espaço — ou, mais precisamente, o espaço-tempo — não é um mero pano de fundo para a ação do universo, como pensava Newton. Pelo contrário, é um participante ativo — afetado e, por sua vez, afetando a matéria e a energia no universo.
Como a expansão do universo é o alongamento de todo o espaço-tempo, todos os pontos do universo estão se estendendo juntos. Assim, a expansão começou em todos os lugares ao mesmo tempo. Infelizmente para as agências de turismo do futuro, não há nenhum local que você possa visitar onde a expansão do espaço tenha começado ou onde possamos dizer que o Big Bang aconteceu.
Para descrever como o espaço se estende, dizemos que a expansão cósmica faz com que o universo sofra uma mudança uniforme de escala ao longo do tempo. Por escala, queremos dizer, por exemplo, a distância entre dois aglomerados de galáxias. É comum representar a escala pelo fator\(R\); se\(R\) dobrar, a distância entre os agrupamentos dobra. Como o universo está se expandindo na mesma taxa em todos os lugares, a mudança em R nos diz o quanto ele se expandiu (ou se contraiu) a qualquer momento. Para um universo estático, R seria constante com o passar do tempo. Em um universo em expansão, R aumenta com o tempo.
Se é o espaço que está se estendendo em vez de galáxias se movendo pelo espaço, então por que as galáxias mostram desvios para o vermelho em seus espectros? Quando você era jovem e ingênua — alguns capítulos atrás — era bom discutir os desvios para o vermelho de galáxias distantes como se elas resultassem de seu movimento para longe de nós. Mas agora que você é um estudante mais velho e mais sábio de cosmologia, essa visão simplesmente não funcionará.
Uma visão mais precisa dos desvios para o vermelho das galáxias é que as ondas de luz são esticadas pelo alongamento do espaço pelo qual viajam. Pense na luz de uma galáxia remota. À medida que se afasta de sua fonte, a luz tem que viajar pelo espaço. Se o espaço estiver se estendendo durante todo o tempo em que a luz estiver viajando, as ondas de luz também serão esticadas. Um desvio para o vermelho é um alongamento de ondas — o comprimento de onda de cada onda aumenta (Figura\(\PageIndex{1}\)). A luz de galáxias mais distantes viaja por mais tempo do que a luz de galáxias mais próximas. Isso significa que a luz se estendeu mais do que a luz das mais próximas e, portanto, mostra um desvio para o vermelho maior.
Assim, o que o desvio para o vermelho medido da luz de um objeto está nos dizendo é o quanto o universo se expandiu desde que a luz deixou o objeto. Se o universo se expandiu por um fator de 2, o comprimento de onda da luz (e de todas as ondas eletromagnéticas da mesma fonte) terá dobrado.
Modelos da Expansão
Antes que os astrônomos soubessem sobre a energia escura ou tivessem uma boa medição da quantidade de matéria existente no universo, eles criaram modelos especulativos sobre como o universo poderia evoluir ao longo do tempo. Os quatro cenários possíveis são mostrados na Figura\(\PageIndex{3}\). Neste diagrama, o tempo avança de baixo para cima e a escala do espaço aumenta à medida que os círculos horizontais se tornam mais largos.
O cenário mais simples de um universo em expansão seria aquele em que\(R\) aumenta com o tempo a uma taxa constante. Mas você já sabe que a vida não é tão simples. O universo contém uma grande quantidade de massa e sua gravidade desacelera a expansão — em grande quantidade se o universo contiver muita matéria, ou em uma quantidade insignificante se o universo estiver quase vazio. Depois, há a aceleração observada, que os astrônomos atribuem a uma espécie de energia escura.
Vamos primeiro explorar a gama de possibilidades com modelos para diferentes quantidades de massa no universo e para diferentes contribuições da energia escura. Em alguns modelos — como veremos — o universo se expande para sempre. Em outros, ele para de se expandir e começa a se contrair. Depois de analisar as possibilidades extremas, veremos observações recentes que nos permitem escolher o cenário mais provável.
Talvez devêssemos fazer uma pausa por um minuto para observar o quão notável é que possamos fazer isso. Nossa compreensão dos princípios que fundamentam como o universo funciona em grande escala e nossas observações de como os objetos no universo mudam com o tempo nos permitem modelar a evolução de todo o cosmos nos dias de hoje. É uma das maiores conquistas da mente humana.
O que os astrônomos observam na prática, para determinar o tipo de universo em que vivemos, é a densidade média do universo. Essa é a massa da matéria (incluindo a massa equivalente de energia) 1 que estaria contida em cada unidade de volume (digamos, 1 centímetro cúbico) se todas as estrelas, galáxias e outros objetos fossem separados, átomo por átomo, e se todas essas partículas, junto com a luz e outras energias, fossem distribuído por todo o espaço com uniformidade absoluta. Se a densidade média for baixa, haverá menos massa e menos gravidade, e o universo não desacelerará muito. Portanto, ele pode se expandir para sempre. Uma densidade média mais alta, por outro lado, significa que há mais massa e mais gravidade e que o alongamento do espaço pode diminuir o suficiente para que a expansão acabe por parar. Uma densidade extremamente alta pode até fazer com que o universo entre em colapso novamente.
Para uma determinada taxa de expansão, há uma densidade crítica — a massa por unidade de volume que será suficiente para diminuir a expansão para zero em algum momento infinitamente distante no futuro. Se a densidade real for maior do que essa densidade crítica, a expansão acabará se revertendo e o universo começará a se contrair. Se a densidade real for menor, o universo se expandirá para sempre.
Essas várias possibilidades são ilustradas na Figura\(\PageIndex{4}\). Neste gráfico, um dos mais abrangentes de toda a ciência, mapeamos o desenvolvimento da escala do espaço no cosmos em relação à passagem do tempo. O tempo aumenta para a direita e a escala do universo, R, aumenta na figura. Hoje, no ponto marcado como “presente” ao longo do eixo do tempo, R está aumentando em cada modelo. Sabemos que as galáxias estão atualmente se afastando umas das outras, não importa qual modelo esteja certo. (A mesma situação vale para uma bola de beisebol lançada no ar. Embora possa eventualmente cair de volta, perto do início do lançamento, ele se move para cima mais rapidamente.)
As várias linhas que se movem pelo gráfico correspondem a diferentes modelos do universo. A linha reta tracejada corresponde ao universo vazio sem desaceleração; ela intercepta o eixo do tempo de cada vez\(T_0\) (o tempo do Hubble), no passado. Este não é um modelo realista, mas nos dá uma medida com a qual comparar outros modelos. As curvas abaixo da linha tracejada representam modelos sem energia escura e com quantidades variáveis de desaceleração, começando no Big Bang em épocas mais curtas no passado. A curva acima da linha tracejada mostra o que acontece se a expansão estiver acelerando. Vamos examinar mais de perto o futuro de acordo com os diferentes modelos.
Vamos começar com a curva 1 na Figura\(\PageIndex{4}\). Nesse caso, a densidade real do universo é maior do que a densidade crítica e não há energia escura. Esse universo deixará de se expandir em algum momento no futuro e começará a se contrair. Esse modelo é chamado de universo fechado e corresponde ao universo à esquerda na Figura\(\PageIndex{3}\). Eventualmente, a escala cai para zero, o que significa que o espaço terá diminuído para um tamanho infinitamente pequeno. O famoso físico John Wheeler chamou isso de “grande crise”, porque matéria, energia, espaço e tempo seriam todos eliminados da existência. Note que o “big crunch” é o oposto do Big Bang — é uma implosão. O universo não está se expandindo, mas sim colapsando sobre si mesmo.
Alguns cientistas especularam que outro Big Bang poderia seguir a crise, dando origem a uma nova fase de expansão e, em seguida, outra contração - talvez oscilando entre sucessivos Big Bangs e grandes crises indefinidamente no passado e no futuro. Essa especulação às vezes era chamada de teoria oscilante do universo. O desafio para os teóricos era como descrever a transição do colapso (quando o próprio espaço e o tempo desaparecem em uma grande crise) para a expansão. Com a descoberta da energia escura, no entanto, não parece que o universo passará por uma grande crise, então podemos colocar a preocupação com isso em segundo plano.
Se a densidade do universo for menor que a densidade crítica (curva 2 na Figura\(\PageIndex{4}\) e o segundo universo a partir da esquerda na Figura\(\PageIndex{3}\)), a gravidade nunca é importante o suficiente para interromper a expansão e, portanto, o universo se expande para sempre. Esse universo é infinito e esse modelo é chamado de universo aberto. O tempo e o espaço começam com o Big Bang, mas não têm fim; o universo simplesmente continua se expandindo, sempre um pouco mais lentamente com o passar do tempo. Grupos de galáxias eventualmente se distanciam tanto que seria difícil para os observadores de qualquer uma delas verem as outras. (Veja a caixa de notícias sobre Como será o universo em um futuro distante? mais adiante na seção para saber mais sobre o futuro distante nos modelos de universo fechado e aberto.)
Na densidade crítica (curva 3), o universo mal consegue se expandir para sempre. O universo de densidade crítica tem uma idade de exatamente dois terços\(T_0\), onde\(T_0\) está a idade do universo vazio. Universos que algum dia começarão a se contrair têm idades inferiores a dois terços\(T_0\).
Em um universo vazio (a linha tracejada Figura\(\PageIndex{4}\) e o universo costeiro na Figura\(\PageIndex{3}\)), nem a gravidade nem a energia escura são importantes o suficiente para afetar a taxa de expansão, que, portanto, é constante durante todo o tempo.
Em um universo com energia escura, a taxa de expansão aumentará com o tempo e a expansão continuará em um ritmo cada vez mais rápido. A curva 4 na Figura\(\PageIndex{4}\), que representa esse universo, tem uma forma complicada. No início, quando a matéria está muito próxima, a taxa de expansão é mais influenciada pela gravidade. A energia escura parece agir apenas em grandes escalas e, portanto, se torna mais importante à medida que o universo cresce e a matéria começa a diminuir. Nesse modelo, a princípio o universo fica mais lento, mas à medida que o espaço se estende, a aceleração desempenha um papel maior e a expansão acelera.
O cabo de guerra cósmico
Podemos resumir nossa discussão até agora dizendo que um “cabo de guerra” está acontecendo no universo entre as forças que separam tudo e a atração gravitacional da matéria, que une tudo. Se pudermos determinar quem vencerá esse cabo de guerra, aprenderemos o destino final do universo.
A primeira coisa que precisamos saber é a densidade do universo. É maior que, menor ou igual à densidade crítica? A densidade crítica atual depende do valor da taxa de expansão atual,\(H_0\). Se a constante de Hubble estiver em torno de 20 quilômetros/segundo por milhão de anos-luz, a densidade crítica é de cerca de\(10^{–26}\) kg/m 3. Vamos ver como esse valor se compara com a densidade real do universo.
Exemplo\(\PageIndex{1}\): densidade crítica do universo
Como discutimos, a densidade crítica é aquela combinação de matéria e energia que faz com que o universo pare no tempo infinito. As equações de Einstein levam à seguinte expressão para a densidade crítica\( \left( \rho_{\text{crit}} \right) \):
\[ \rho_{\text{crit}} = \frac{3H^2}{8 \pi G} \nonumber\]
onde\(H\) está a constante de Hubble e\(G\) é a constante universal da gravidade\( \left( 6.67 \times 10^{–11} \text{ Nm}^2/ \text{kg}^2 \right)\).
Solução
Vamos substituir nossos valores e ver o que obtemos. Pegue um\(H = 22 \text{ km/s}\) por milhão de anos-luz. Precisamos converter km e anos-luz em metros para obter consistência. Um milhão de anos-luz =\(10^6 \times 9.5 \times 10^{15} \text{ m} = 9.5 \times 10^{21} \text{ m}\). E\(22 \text{ km/s} = 2.2 \times 10^4 \text{ m/s}\)... Isso faz com que\(H = 2.3 \times 10^{–18} ~ /\text{s}\)\(H^2 = 5.36 \times 10^{–36} ~ /\text{s}^2\) e. Então,
\[\rho_{\text{crit}} = \frac{3 \times 5.36 \times 10^{–36}}{8 \times 3.14 \times 6.67 \times 10^{–11}} = 9.6 \times 10^{–27} \text{ kg/m}^3 \nonumber\]
que podemos arredondar para\(10^{–26} \text{ kg/m}^3\) o. (Para fazer as unidades funcionarem, você precisa saber que\(N\) a unidade de força é a mesma que\(\text{kg} \times \text{m/s}^2\).)
Agora podemos comparar as densidades que medimos no universo com esse valor crítico. Observe que densidade é massa por unidade de volume, mas a energia tem uma massa equivalente de\(m = E/c^2\) (da equação de Einstein\(E = mc^2\)).
Exercício\(\PageIndex{1}\)
- Um único grão de poeira tem uma massa de cerca de\(1.1 \times 10^{–13} \text{ kg}\). Se a densidade média de energia em massa do espaço for igual à densidade crítica em média, quanto espaço seria necessário para produzir uma energia de massa total igual a um grão de poeira?
- Se a constante de Hubble fosse o dobro do que realmente é, quanto seria a densidade crítica?
- Responda
-
- Nesse caso, a energia de massa média em um volume V do espaço é E = ρ crit V. Assim, para espaços com densidade crítica, exigimos que\[V= \frac{E_{\text{grain}}}{\rho_{\text{crit}}} = \frac{1.1 \times 10^{–13} \text{ kg}}{9.6 \times 10^{–26} \text{ kg/m}^3} = 1.15 \times 10^{12} \text{ m}^3 = (10,500 \text{ m})^3 \cong (10.5 \text{ km})^3 \nonumber\] assim, os lados de um cubo de espaço com densidade de massa de energia média da densidade crítica precisariam ser ligeiramente maiores que 10 km para conter a energia total igual a um único grão de poeira!
- Como a densidade crítica é o quadrado da constante de Hubble, ao dobrar o parâmetro Hubble, a densidade crítica aumentaria em um fator quatro. Então, se a constante de Hubble fosse 44 km/s por milhão de anos-luz em vez de 22 km/s por milhão de anos-luz, a densidade crítica seria\[\rho_{\text{crit}} = 4 \times 9.6 \times 10^{–27} \text{ kg/m}^3 = 3.8 \times 10^{–26} \text{ kg/m}^3. \nonumber\]
Podemos começar nossa pesquisa de quão denso é o cosmos ignorando a energia escura e apenas estimando a densidade de toda a matéria no universo, incluindo matéria comum e matéria escura. É aqui que o princípio cosmológico é realmente útil. Como o universo é o mesmo em todo lugar (pelo menos em grandes escalas), só precisamos medir quanta matéria existe em uma amostra (grande) representativa dele. Isso é semelhante à forma como uma pesquisa representativa de alguns milhares de pessoas pode nos dizer quem os milhões de residentes dos EUA preferem como presidente.
Existem vários métodos pelos quais podemos tentar determinar a densidade média da matéria no espaço. Uma forma é contar todas as galáxias até uma determinada distância e usar estimativas de suas massas, incluindo matéria escura, para calcular a densidade média. Essas estimativas indicam uma densidade de cerca de\(1\) a\(2 \times 10^{–27} \text{ kg/m}^3\) (10 a 20% da crítica), que por si só é pequena demais para impedir a expansão.
Grande parte da matéria escura está fora dos limites das galáxias, então esse inventário ainda não está completo. Mas mesmo se adicionarmos uma estimativa da matéria escura fora das galáxias, nosso total não aumentará além de cerca de 30% da densidade crítica. Definiremos esses números com mais precisão mais adiante neste capítulo, onde também incluiremos os efeitos da energia escura.
De qualquer forma, mesmo se ignorarmos a energia escura, a evidência é que o universo continuará a se expandir para sempre. A descoberta da energia escura que está fazendo com que a taxa de expansão se acelere só fortalece essa conclusão. Definitivamente, as coisas não parecem boas para os fãs do modelo de universo fechado (big crunch).
como seria o universo em um futuro distante?
Alguns dizem que o mundo vai acabar em fogo, outros dizem em gelo. Pelo que experimentei de desejo, tenho com aqueles que favorecem o fogo. —Do poema “Fogo e Gelo” de Robert Frost (1923)
Dado o poder destrutivo de impactar asteróides, expandir gigantes vermelhos e supernovas próximas, nossa espécie pode não existir em um futuro remoto. No entanto, você pode gostar de especular sobre como seria viver em um universo muito, muito mais antigo.
A aceleração observada torna provável que tenhamos uma expansão contínua em um futuro indefinido. Se o universo se expandir para sempre (R aumenta sem limite), os aglomerados de galáxias se espalharão cada vez mais longe com o tempo. Com o passar das eras, o universo ficará mais fino, mais frio e mais escuro.
Dentro de cada galáxia, as estrelas continuarão a viver suas vidas, eventualmente se tornando anãs brancas, estrelas de nêutrons e buracos negros. Estrelas de baixa massa podem levar muito tempo para terminar sua evolução, mas nesse modelo, teríamos literalmente todo o tempo do mundo. Em última análise, até mesmo as anãs brancas esfriarão e se tornarão anãs negras, qualquer estrela de nêutrons que se revele como pulsares parará lentamente de girar e os buracos negros com discos de acreção um dia completarão suas “refeições”. Os restos de estrelas serão todos escuros e difíceis de observar.
Isso significa que a luz que agora revela galáxias para nós acabará se apagando. Mesmo que um pequeno bolsão de matéria-prima tenha sido deixado em um canto desconhecido de uma galáxia, pronto para ser transformado em um novo aglomerado de estrelas, só teremos que esperar até que sua evolução também esteja completa. E tempo é uma coisa que esse modelo do universo tem de sobra. Certamente chegará um momento em que todas as estrelas sairão, as galáxias serão tão escuras quanto o espaço e nenhuma fonte de calor restará para ajudar os seres vivos a sobreviver. Então, as galáxias sem vida continuarão a se separar em seu reino sem luz.
Se essa visão do futuro parecer desanimadora (do ponto de vista humano), lembre-se de que, fundamentalmente, não entendemos por que a taxa de expansão está se acelerando atualmente. Assim, nossas especulações sobre o futuro são exatamente isso: especulações. Você pode se animar ao saber que a ciência é sempre um relatório de progresso. As ideias mais avançadas sobre o universo de cem anos atrás agora nos parecem bastante primitivas. Pode ser que nossos melhores modelos de hoje em cem ou mil anos também pareçam bastante simplistas e que existam outros fatores que determinam o destino final do universo, dos quais ainda desconhecemos completamente.
Idades de galáxias distantes
No capítulo sobre Galáxias, discutimos como podemos usar a lei de Hubble para medir a distância até uma galáxia. Mas esse método simples só funciona com galáxias que não estão muito distantes. Quando chegamos a grandes distâncias, estamos olhando tão longe para o passado que devemos levar em conta as mudanças na taxa de expansão do universo. Como não podemos medir essas mudanças diretamente, devemos assumir que um dos modelos do universo é capaz de converter grandes desvios para o vermelho em distâncias.
É por isso que os astrônomos se contorcem quando repórteres e estudantes perguntam exatamente a que distância está um quasar ou galáxia distante recém-descoberto. Realmente não podemos dar uma resposta sem primeiro explicar o modelo do universo que estamos assumindo ao calculá-lo (quando um repórter ou estudante está ausente ou dormindo). Especificamente, devemos usar um modelo que inclua a mudança na taxa de expansão com o tempo. Os principais ingredientes do modelo são as quantidades de matéria, incluindo matéria escura, e a massa equivalente (de acordo com\(E = mc^2\)) da energia escura junto com a constante de Hubble.
Em outra parte deste livro, estimamos a densidade de massa da matéria comum mais a matéria escura em aproximadamente 0,3 vezes a densidade crítica, e a massa equivalente da energia escura em aproximadamente 0,7 vezes a densidade crítica. Vamos nos referir a esses valores como o “modelo padrão do universo”. As estimativas mais recentes (ligeiramente melhoradas) para esses valores e as evidências para eles serão fornecidas posteriormente neste capítulo. Os cálculos também exigem o valor atual da constante de Hubble. Para a Tabela\(\PageIndex{1}\), adotamos uma constante de Hubble de 67,3 quilômetros/segundo/milhão de parsecs (em vez de arredondá-la para 70 quilômetros/segundo/milhão de parsecs), que é consistente com a idade de 13,8 bilhões de anos do universo estimada pelas últimas observações.
Depois de assumirmos um modelo, podemos usá-lo para calcular a idade do universo no momento em que um objeto emitiu a luz que vemos. Como exemplo, a Tabela\(\PageIndex{1}\) lista os horários em que a luz foi emitida por objetos em diferentes desvios para o vermelho como frações da idade atual do universo. Os horários são indicados para dois modelos muito diferentes, para que você possa ter uma ideia de que as idades calculadas são bastante semelhantes. O primeiro modelo pressupõe que o universo tenha uma densidade crítica de matéria e nenhuma energia escura. O segundo modelo é o modelo padrão descrito no parágrafo anterior. A primeira coluna na tabela é o desvio para o vermelho, que é dado pela equação z = Δλ/λ0 e é uma medida de quanto o comprimento de onda da luz foi esticado pela expansão do universo em sua longa jornada até nós.
| Redshift | Porcentagem da idade atual do universo quando a luz foi emitida (massa = densidade crítica) | Porcentagem da idade atual do universo quando a luz foi emitida (massa = 0,3 densidade crítica; energia escura = 0,7 densidade crítica) |
|---|---|---|
| 0 | 100 (agora) | 100 (agora) |
| 0,5 | 54 | 63 |
| 1,0 | 35 | 43 |
| 2.0 | 19 | 24 |
| 3,0 | 13 | 16 |
| 4,0 | 9 | 11 |
| 5,0 | 7 | 9 |
| 8.0 | 4 | 5 |
| 11,9 | 2.1 | 2.7 |
| Infinito | 0 | 0 |
Observe que, à medida que encontramos objetos com desvios para o vermelho cada vez maiores, estamos olhando para frações cada vez menores da era do universo. Os maiores desvios para o vermelho observados à medida que este livro está sendo escrito são próximos de 12 (Figura\(\PageIndex{5}\)). Como\(\PageIndex{1}\) mostra a Tabela, estamos vendo essas galáxias como elas eram quando o universo tinha apenas cerca de 3% da idade que é agora. Eles já foram formados apenas cerca de 700 milhões de anos após o Big Bang.
Resumo
Para descrever as propriedades em grande escala do universo, um modelo isotrópico e homogêneo (o mesmo em todos os lugares) é uma boa aproximação da realidade. O universo está se expandindo, o que significa que o universo sofre uma mudança de escala com o tempo; o espaço se estende e as distâncias aumentam pelo mesmo fator em todos os lugares em um determinado momento. As observações mostram que a densidade de massa do universo é menor que a densidade crítica. Em outras palavras, não há matéria suficiente no universo para impedir a expansão. Com a descoberta da energia escura, que está acelerando a taxa de expansão, a evidência observacional é forte de que o universo se expandirá para sempre. Observações nos dizem que a expansão começou há cerca de 13,8 bilhões de anos.
Notas de pé
1 Por massa equivalente, queremos dizer o que resultaria se a energia fosse transformada em massa usando a fórmula de Einstein,\(E = mc^2\).
Glossário
- universo fechado
- um modelo no qual o universo se expande de um Big Bang, para e depois se contrai para uma grande crise
- densidade crítica
- em cosmologia, a densidade que é suficiente para interromper a expansão do universo após um tempo infinito
- universo aberto
- um modelo em que a densidade do universo não é alta o suficiente para interromper a expansão do universo