{"id":194,"date":"2026-02-01T09:00:47","date_gmt":"2026-02-01T12:00:47","guid":{"rendered":"https:\/\/inct-fna.if.uff.br\/408419-2024-5\/?page_id=194"},"modified":"2026-03-03T08:29:15","modified_gmt":"2026-03-03T11:29:15","slug":"evolucao-do-universo","status":"publish","type":"page","link":"https:\/\/inct-fna.if.uff.br\/408419-2024-5\/evolucao-do-universo\/","title":{"rendered":"Evolu\u00e7\u00e3o do Universo"},"content":{"rendered":"
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A cosmologia do Big Bang \u00e9 baseada na teoria da relatividade geral e no princ\u00edpio cosmol\u00f3gico que sup\u00f5e que a mat\u00e9ria no universo \u00e9 distribuida de forma homog\u00eanea e isotr\u00f3pica em grandes escalas. Esta cosmologia calcula a din\u00e2mica do pr\u00f3prio espa\u00e7o-tempo a medida que o universo evolve. Este procedimento nos permite calcular as curvaturas do universo como sendo: (a) Fechadas<\/i>, (b) Planas<\/i>, e (c) Abertas<\/i>. A distor\u00e7\u00e3o correspondente do espa\u00e7o-tempo s\u00f3 pode ter uma destas tr\u00eas formas, como mostrado esquematicamente na figura ao lado: (i) \u201cPositivamente<\/i>\u201d curva como a superf\u00edcie de uma bola e finita em extens\u00e3o; (b) \u201cPlana<\/i>\u201d e infinita em extens\u00e3o nossa concep\u00e7\u00e3o \u201ccomum\u201d de espa\u00e7o-tempo – e (c) \u201cnegativamente<\/i>\u201d curvada como uma sela e infinito em extens\u00e3o. Mas note que na imagem mostrada aqui, n\u00f3s s\u00f3 podemos retratar a curvatura de um plano bidimensional de um espa\u00e7o tridimensional real. Em um universo fechado, se poderia iniciar uma jornada em uma dire\u00e7\u00e3o e, com tempo suficiente, se retornar ao ponto de partida; em um universo infinito, nunca se poderia retornar ao ponto de partida.<\/p>\n

Como o universo tem uma idade finita (\uf07e<\/span> 13,8 bilh\u00f5es de anos), vemos apenas uma dist\u00e2ncia finita no espa\u00e7o: \uf07e<\/span> 13,8 bilh\u00f5es de anos-luz. Este \u00e9 o \u201chorizonte\u201d <\/i>conhecido. Nada podemos dizer sobre o al\u00e9m do horizonte. \u00c9 poss\u00edvel que o universo tenha uma topologia global mais complicada do que a retratada aqui, embora ainda tenha a mesma curvatura local. Por exemplo, pode ter a forma de um torus (ou rosca). A mat\u00e9ria desempenha um papel central na cosmologia. Acontece que a densidade m\u00e9dia da mat\u00e9ria determina unicamente a geometria do universo. Se a densidade da mat\u00e9ria \u00e9 menor (\uf057<\/span>0<\/sub> < 1) que uma \u201cdensidade cr\u00edtic<\/i>a\u201d,<\/i> o universo \u00e9 aberto e infinito. Se a densidade for maior (\uf057<\/span>0<\/sub> > 1) que a densidade cr\u00edtica, o universo \u00e9 fechado e finito. Se a densidade for igual (\uf057<\/span>0<\/sub> = 1) \u00e0 densidade cr\u00edtica, o universo \u00e9 plano, mas ainda presumivelmente infinito. O valor da densidade cr\u00edtica \u00e9 muito pequeno, correspondendo a aproximadamente 6 \u00e1tomos de hidrog\u00eanio por metro c\u00fabico. Esse seria um alto v\u00e1cuo pelos padr\u00f5es de laboratorios terrestres. Uma das principais quest\u00f5es cient\u00edficas da cosmologia \u00e9: qual \u00e9 a densidade m\u00e9dia da mat\u00e9ria em nosso universo? Embora a resposta ainda n\u00e3o seja conhecida com certeza, parece estar incrivelmente pr\u00f3xima da densidade cr\u00edtica.<\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n

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A figura ao lado mostra um gr\u00e1fico descrevendo o tamanho relativo do universo durante os seus bilh\u00f5es de anos sob diferentes cen\u00e1rios de como o espa\u00e7o e a mat\u00e9ria nele evoluem com o tempo. Os detalhes dependem da densidade e de sua press\u00e3o. Mas o quadro gen\u00e9rico que emerge \u00e9 que o universo come\u00e7ou de um volume muito pequeno com uma taxa de expans\u00e3o inicial. Essa taxa de expans\u00e3o tem diminu\u00eddo (desacelerando) desde ent\u00e3o, devido \u00e0 for\u00e7a gravitacional da mat\u00e9ria sobre si mesma. Mas n\u00e3o sabemos exatamente se a for\u00e7a da gravidade \u00e9 forte o suficiente para reverter a expans\u00e3o e fazer o universo colapsar sobre si mesmo (linha pontilhada). De fato, observa\u00e7\u00f5es recentes levantaram a possibilidade de que a expans\u00e3o do universo poderia de fato estar se acelerando, levantando a possibilidade de que a evolu\u00e7\u00e3o do universo ser dominada por uma forma bizarra de mat\u00e9ria que tem uma press\u00e3o negativa.<\/p>\n

A figura acima tamb\u00e9m mostra outros cen\u00e1rios poss\u00edveis para o tamanho relativo do universo versus tempo: a curva do meio (tracejada) representa um universo plano de densidade cr\u00edtica no qual a taxa de expans\u00e3o est\u00e1 continuamente diminuindo. A curva de cima (s\u00f3lida vermelha) mostra um universo aberto e de baixa densidade cuja expans\u00e3o tamb\u00e9m est\u00e1 diminuindo, mas n\u00e3o tanto quanto o universo com densidade cr\u00edtica, porque a for\u00e7a da gravidade n\u00e3o \u00e9 t\u00e3o forte. A curva superior (s\u00f3lida azul) mostra um universo em que uma grande fra\u00e7\u00e3o de sua massa\/energia pode estar no pr\u00f3prio emaranhado do espa\u00e7o, um dos principais candidatos para a chamada \u201cenergia escura<\/i>\u201d que est\u00e1 acelerando a expans\u00e3o do universo. Essa energia \u00e9 muitas vezes referida como uma \u201cconstante cosmol\u00f3gica<\/i>\u201d. Einstein inventou este termo para equilibrar suas equa\u00e7\u00f5es para um universo de tamanho fixo. H\u00e1 evid\u00eancias crescentes de que nosso universo est\u00e1 seguindo a curva azul.<\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n

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O Big Bang n\u00e3o ocorreu em um \u00fanico ponto no espa\u00e7o como uma “explos\u00e3o”. \u00c9 melhor entende-lo como a apari\u00e7\u00e3o simult\u00e2nea do espa\u00e7o e tempo em todo o universo. A regi\u00e3o do espa\u00e7o que est\u00e1 dentro do horizonte atual n\u00e3o era maior do que um ponto no passado. No entanto, se todo o espa\u00e7o dentro e fora do horizonte \u00e9 infinito agora, ele nasceu infinito. Se for fechado e finito, ent\u00e3o nasceu com volume zero e cresceu a partir disso. Em nenhum dos casos existe um \u201ccentro de expans\u00e3o\u201d – um ponto a partir do qual o universo est\u00e1 se expandindo para longe de um ponto de origem. Na analogia da bola, o raio da bola cresce \u00e0 medida que o universo se expande, mas todos os pontos na superf\u00edcie da bola (o universo) recuam um do outro de maneira id\u00eantica. O interior da bola n\u00e3o deve ser considerado como parte do universo nesta analogia.<\/p>\n

Por defini\u00e7\u00e3o, o universo abrange todo o espa\u00e7o e o tempo como o conhecemos, portanto, est\u00e1 al\u00e9m do dom\u00ednio do modelo do Big Bang postular sobre o que o universo est\u00e1 expandindo. No universo aberto ou fechado, a \u00fanica \u201cborda\u201d para o espa\u00e7o-tempo ocorre no Big Bang. Est\u00e1 al\u00e9m do modelo do Big Bang dizer o que deu origem ao Big Bang.<\/p>\n

Os fatores mais importantes do modelo de cosmologia do Big Bang s\u00e3o: (a) a geometria do universo (aberto, plano ou fechado); (b) a taxa de expans\u00e3o atual (a constante de Hubble<\/i>); e (c) o curso geral de expans\u00e3o, passado e futuro, que \u00e9 determinado pela densidade fracion\u00e1ria<\/i> (\uf057<\/span>0<\/sub>) dos diferentes tipos de mat\u00e9ria no universo. Uma vez que a densidade de energia e a press\u00e3o contribuem para a for\u00e7a da gravidade na relatividade geral, os cosmologistas classificam os tipos de mat\u00e9ria pela sua \u201cequa\u00e7\u00e3o de estado<\/i>\u201d como a rela\u00e7\u00e3o entre a press\u00e3o e a densidade de energia. A equa\u00e7\u00e3o de estado depende da (a) Radia\u00e7\u00e3o<\/i>, composta de part\u00edculas sem massa ou quase sem massa que se movem \u00e0 velocidade da luz, como os f\u00f3tons (luz) e os neutrinos. Esta forma de mat\u00e9ria \u00e9 caracterizada por ter uma grande press\u00e3o positiva; (b) Mat\u00e9ria bari\u00f4nica<\/i>, ou \u201cmat\u00e9ria comum\u201d composta principalmente de pr\u00f3tons, n\u00eautrons e el\u00e9trons. Esta forma de mat\u00e9ria n\u00e3o tem essencialmente press\u00e3o de import\u00e2ncia cosmol\u00f3gica; (c) Mat\u00e9ria escura<\/i>, ou mat\u00e9ria n\u00e3o-bari\u00f4nica \u201cex\u00f3tica\u201d que interage apenas fracamente com a mat\u00e9ria comum. Embora tal mat\u00e9ria nunca tenha sido diretamente observada em laborat\u00f3rio, sua exist\u00eancia h\u00e1 muito \u00e9 suspeita por muitas raz\u00f5es. Esta forma de mat\u00e9ria tamb\u00e9m n\u00e3o tem press\u00e3o cosmologicamente significativa; e (d) Energia escura<\/i>, uma forma de mat\u00e9ria bizarra, ou talvez uma propriedade do pr\u00f3prio v\u00e1cuo, caracterizada por uma grande press\u00e3o negativa<\/i> (ou for\u00e7a repelente). Esta \u00e9 a \u00fanica forma de mat\u00e9ria que pode fazer com que a expans\u00e3o do universo acelere ou acelere. Um dos desafios centrais na cosmologia hoje \u00e9 determinar as densidades relativa e total (energia por unidade de volume) em cada uma dessas formas de mat\u00e9ria, j\u00e1 que isso \u00e9 essencial para entender a evolu\u00e7\u00e3o e o destino final do universo.<\/p>\n

Referencias<\/b><\/p>\n