estrutura complexa que vemos hoje, surgiu de um estado menor, mais quente, mais denso, mais uniforme no passado. Deve haver alguma nova forma de energia conduzindo a atual fase de expansão acelerada, além da matéria conhecida e da radiação. C. Faucher-Giguère, A. Lidz, e L. Hernquist, Science 319, 5859 (47)

Matéria e energia dizem ao espaço-tempo como curvar; o espaço-tempo curvo diz à matéria e à energia como se mover. É a regra cardinal da Relatividade Geral, e aplica-se a tudo no Universo, incluindo o próprio Universo inteiro. No final dos anos 90, tínhamos recolhido dados suficientes de galáxias distantes no Universo para concluir que elas não estavam apenas a afastar-se de nós, a sua recessão estava a acelerar. O tecido do espaço não estava apenas se expandindo, mas a expansão estava acelerando.

distância (eixo x) é consistente com um Universo que se expandiu mais rapidamente no passado, mas que ainda está se expandindo hoje. Esta é uma versão moderna de, estendendo-se milhares de vezes mais longe do que, o trabalho original de Hubble. Note o fato de que os pontos não formam uma linha reta, indicando a mudança da taxa de expansão ao longo do tempo. Ned Wright, com base nos últimos dados de Betoule et al. (2014)

A única explicação foi que tinha de haver mais para o Universo, em termos de matéria-e-energia, do que o que tínhamos concluído anteriormente. Num Universo em expansão – como aquele em que vivemos – não é simplesmente a curvatura que é determinada pela matéria-e-energia, mas como a taxa de expansão muda com o tempo. Os componentes do Universo que conhecíamos antes de 20 anos atrás eram matéria normal, matéria escura, neutrinos e radiação. O Universo pode expandir-se bem com aqueles, mas galáxias distantes só devem abrandar.

A observação da aceleração significava que havia algo mais lá, e que não estava apenas presente; era dominante.

e do Sol no nosso Sistema Solar, devem ser tidos em conta para quaisquer observações que uma nave espacial ou outro observatório faria. Os efeitos da Relatividade Geral, mesmo os mais sutis, não podem ser ignorados. NASA/JPL-Caltech, para a missão Cassini

Fisicamente, o que acontece na Relatividade Geral é que o próprio tecido do espaço curva positiva ou negativamente em resposta à matéria que se aglomera e se aglomera dentro dele. Um planeta como a Terra ou uma estrela como o nosso Sol fará com que o tecido do espaço se deforme, enquanto um objeto mais denso e maciço fará com que o espaço se curve mais severamente. Se tudo o que você tem no seu Universo são alguns aglomerados de matéria, esta descrição será suficiente.

Por outro lado, se há muitas massas no Universo, espalhadas de forma aproximadamente uniforme por todo o Universo, todo o tempo espacial sente um efeito gravitacional global. Se o Universo não estivesse se expandindo, a gravitação causaria o colapso de tudo até um único ponto. O facto de o Universo não ter feito isso permite-nos concluir, de imediato, que algo impediu esse colapso. Ou algo contraria a gravidade, ou o Universo está em expansão.

suporta a imagem do Universo em expansão e do Big Bang. O pequeno número de parâmetros de entrada e o grande número de sucessos observacionais e previsões que foram posteriormente verificadas estão entre as marcas registradas de uma teoria científica bem sucedida. A equação de Friedmann descreve tudo isso. NASA / GSFC

Foi daí que surgiu toda a ideia do Big Bang. Se vemos matéria em quantidades aproximadamente iguais em todos os lugares, em todas as direções, e a distâncias próximas, intermediárias e distantes, sabemos que deve haver uma força gravitacional incrivelmente grande tentando puxá-los todos juntos novamente. Como o Universo ainda não se recolheu (e não está em processo de recolha), isso deixa apenas duas opções: a gravidade está errada, ou o Universo está em expansão.

Dado que a Relatividade Geral passou em todos os testes que fizemos, é difícil afirmar que está errada. Especialmente porque, com um Universo cheio de matéria e radiação, tudo o que você precisa é de uma expansão inicial para ter um Universo que é, hoje:

>

>
• expandindo,

>

• arrefecendo,

>

• encontrando menos denso,
• full de luz redshifted,
• e teve um passado quente e denso.

Um Universo nascido quente, denso e em expansão, mas que estava cheio de matéria e energia, seria muito parecido com o nosso Universo aparece hoje.

ilustrações) todos correspondem a um Universo onde a matéria e a energia lutam contra a taxa de expansão inicial. No nosso Universo observado, uma aceleração cósmica é causada por algum tipo de energia escura, até agora inexplicável. Todos estes Universos são governados pelas equações de Friedmann. E. Siegel / Beyond the Galaxy

A expansão começa rapidamente, e a gravitação trabalha para recompor as coisas. Faz-nos pensar que existem três possibilidades de como o Universo irá evoluir ao longo do tempo:

1. A gravitação vence: O Universo expande-se rapidamente para começar, mas há gravidade suficiente para voltar a juntar as coisas, eventualmente. A expansão atinge o máximo, pára, e se vira para levar a um recolapso.
2. Gravitação e empate de expansão: A expansão inicial e a gravitação contrapõem-se exactamente uma à outra. Com mais um próton no Universo, ele recolocaria, mas esse próton não está lá. Em vez disso, a taxa de expansão assímptota a zero e galáxias distantes simplesmente recuam cada vez mais lentamente.
3. A expansão ganha: A expansão rápida é contrariada pela gravidade, mas não o suficiente. Com o tempo, galáxias continuam a afastar-se umas das outras, e enquanto a gravidade abranda a expansão, ela nunca pára.

Mas o que realmente observamos é um quarto. Vemos que o Universo parecia estar nesse caminho “crítico” durante os primeiros bilhões de anos, e então, de repente, as galáxias distantes começaram a recuar mais rapidamente umas das outras. Teoricamente, há uma razão convincente para isto ser.

O hyperwall da Sociedade em 2017, juntamente com a primeira equação de Friedmann à direita. Perimeter Institute / Harley Thronson

Há uma equação muito simples (bem, para Relatividade) que rege como o Universo se expande: a primeira equação de Friedmann. Embora possa parecer complicada, os termos na equação têm significados do mundo real que são fáceis de entender.

escrito hoje (em notação moderna), onde o lado esquerdo detalha a taxa de expansão do Hubble e a evolução do espaço-tempo, e o lado direito inclui todas as diferentes formas de matéria e energia, juntamente com a curvatura espacial. LaTeX / domínio público

No lado esquerdo, você tem o equivalente da taxa de expansão (ao quadrado), ou o que é coloquialmente conhecido como a constante de Hubble. (Não é verdadeiramente uma constante, uma vez que pode mudar à medida que o Universo se expande ou contrai ao longo do tempo). Ela diz-lhe como o tecido do Universo se expande ou se contrai em função do tempo.

No lado direito está literalmente tudo o resto. Há toda a matéria, radiação, e quaisquer outras formas de energia que compõem o Universo. Há a curvatura intrínseca ao próprio espaço, dependendo se o Universo é fechado (positivamente curvado), aberto (negativamente curvado), ou plano (não curvado). E há também o termo “Λ”: uma constante cosmológica, que pode ser uma forma de energia ou pode ser uma propriedade intrínseca do espaço.

constante cosmológica (fundo) evoluem com o tempo num Universo em expansão E. Siegel / Beyond The Galaxy

Estes dois lados devem ser iguais. Pensamos que a expansão do Universo abrandaria porque, à medida que o Universo se expande, a densidade de energia (no lado direito) cai, e portanto a taxa de expansão do espaço deve cair. Mas se vocês tiverem uma constante cosmológica ou alguma outra forma de energia escura, a densidade de energia pode não cair de todo. Ela pode permanecer constante ou mesmo aumentar, e isso significa que a taxa de expansão irá permanecer constante ou aumentar também.

De qualquer modo, isso significaria que uma galáxia distante pareceria acelerar-se à medida que se afasta de nós. A energia escura não faz o Universo acelerar devido a uma pressão de empurrão para fora ou uma força anti-gravitacional; ela faz o Universo acelerar devido a como a sua densidade de energia muda (ou, mais precisamente, não muda) à medida que o Universo continua a expandir-se.

o nosso destino actual, acelerante, mostrado à direita. Após tempo suficiente, a aceleração deixará todas as estruturas galácticas ou supergalácticas completamente isoladas no Universo, já que todas as outras estruturas aceleram irrevogavelmente para longe. NASA & ESA

À medida que o Universo se expande, mais espaço é criado. Uma vez que a energia escura é uma forma de energia inerente ao espaço, então à medida que fazemos mais espaço, a densidade de energia não cai. Isto é fundamentalmente diferente da matéria normal, matéria escura, neutrinos, radiação e qualquer outra coisa que saibamos. E portanto, tem um impacto na taxa de expansão diferente de todos estes outros tipos de matéria e energia.

evolui/expande em incrementos de tempo iguais se o vosso Universo for dominado pela matéria, radiação ou pela energia inerente ao próprio espaço, correspondendo esta última ao nosso Universo dominado pela energia escura. E. Siegel

Em resumo, uma nova forma de energia pode afectar a taxa de expansão do Universo de uma nova forma. Tudo depende de como a densidade da energia muda com o tempo. Enquanto matéria e radiação ficam menos densas à medida que o Universo se expande, o espaço ainda é espaço, e ainda tem a mesma densidade de energia em todo o lado. A única coisa que mudou foi a nossa suposição automática que fizemos: essa energia deveria ser zero. Bem, o Universo em aceleração diz-nos que não é zero. O grande desafio que os astrofísicos enfrentam agora é descobrir por que ele tem o valor que tem. Nessa frente, a energia negra ainda é o maior mistério do Universo.

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