Cronologia do Universo

Parte de uma série sobre
Cosmologia física
Big Bang · Universo Idade do Universo Cronologia do Universo
Universo primordial Inflação · Nucleossíntese Fundos Onda gravitacional (GWB) Micro-ondas (CMB) · Neutrinos (CNB)
Expansão · Futuro Lei de Hubble · Desvio para o vermelho Expansão métrica do espaço Métrica de FLRW · Equações de Friedmann Cosmologia não homogênea Futuro de um Universo em expansão Destino final do Universo
Componentes · Estrutura Componentes Energia escura · Matéria escura Fótons · Bárions Estrutura Forma do Universo Filamento galáctico · Formação de galáxias Grande grupo de quasares Estrutura em grande escala Reionização · Formação estrutural
Experimentos Iniciativa Buraco Negro (BHI) BOOMERanG Cosmic Background Explorer (COBE) Dark Energy Survey Observatório espacial Planck Sloan Digital Sky Survey (SDSS) 2dF Galaxy Redshift Survey ("2dF") Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP)
Cientistas Aaronson Alfvén Alpher Copérnico de Sitter Dicke Ehlers Einstein Ellis Friedmann Galileo Gamow Guth Hawking Hubble Kepler Lemaître Mather Newton Penrose Penzias Rubin Schmidt Smoot Suntzeff Sunyaev Tolman Wilson Zeldovich Lista de cosmólogos
História Descoberta da radiação cósmica de fundo em micro-ondas História da teoria do Big Bang Linha do tempo das teorias cosmológicas
Categoria  Portal da astronomia

A cronologia do Universo descreve o passado e futuro do Universo. De acordo com o modelo de cosmologia padrão, quanto mais no passado do Universo, menor e mais denso ele era. Como consequência, a densidade de energia aumenta conforme nos aproximamos de seu início. O aumento da densidade cria ambientes extremos com altos níveis de energia, fazendo com que as partículas, e até mesmo as leis da física, exibam comportamentos diferentes dos usuais. Os dados observacionais mais recentes da missão Planck indicam que a idade do Universo é 13,797 ${\displaystyle \pm }$ 0,023 bilhões de anos.^[1]

Observações astronômicas do desvio para o vermelho de galáxias distantes indicam que o Universo está em expansão. Isso implica que o tamanho do Universo era muito menor no passado e, portanto, era seu estado era o de um ambiente extremamente denso, quente e homogêneo. Conforme a expansão ocorre, a densidade e temperatura do Universo diminuem. Assim, a cronologia do Universo busca descrever como o Universo evoluiu de um estado de altíssimas energia, temperatura e homogeneidade para o estado atual: frio, de baixa energia e com diversas estruturas.^[2][3]

A evolução do Universo depende de uma relação mútua entre a expansão e seu conteúdo energético (isto é, as partículas e as interações entre elas). A taxa de expansão em determinado instante do tempo depende de quais partículas existiam e como elas interagiam. Simultaneamente, como a expansão resfria o Universo, quais partículas podem existir e como elas irão interagir são determinadas pela temperatura do Universo naquele período. Essa relação entre a taxa de expansão e o conteúdo energético do Universo é a responsável pela transição de uma era cósmica para outra.^[2][3]

Pode-se dividir o Universo em três grandes eras com base em qual componente energética contribuía mais para a densidade total do Universo:

Tabela resumida das principais eras do Universo ^[4]

Era	Duração	Escala de energia	Descrição
Era da radiação	Do fim da inflação até ${\displaystyle t\sim 10^{4}}$anos.	De ${\displaystyle T\sim 10^{15}{\text{eV}}}$ até ${\displaystyle T\sim 1{\text{eV}}}$.	Época na qual a densidade de energia da radiação (fótons e neutrinos) foi a maior contribuíção para a densiade de energia total. Ao fim dessa época, a densidade de energia da radiação e da matéria eram igualmente importantes.
Era da matéria	De ${\displaystyle t\sim 10^{4}}$anos até ${\displaystyle t\sim 10^{9}}$anos.	De ${\displaystyle T\sim 1{\text{eV}}}$ até ${\displaystyle T\sim 10^{-1}{\text{meV}}}$.	Época na qual a densidade de energia da matéria (bariônica e escura) tornou-se a maior contribuinte para a densidade de energia total do Universo. Ao longo dessa época, a densidade de energia da radiação tornou-se desprezível. Ao fim, a densidade de energia da matéria e da energia escura tornaram-se igualmente relevantes.
Era da energia escura	De ${\displaystyle t\sim 10^{9}}$ anos em diante.	De ${\displaystyle T\sim 10^{-1}{\text{meV}}}$ em diante.	Época na qual a densidade de energia da energia escura é a maior contribuinte para a densidade de energia total do Universo. A densidade de energia de matéria ainda não é totalmente desprezível. Como a densidade de energia da energia escura não diminui com a expansão, eventualmente ela será a única contribuição para a densidade total.

Para os propósitos deste resumo, é conveniente dividir a cronologia do universo desde que se originou, em cinco partes.^[6]:4.1 Geralmente, é considerado sem sentido ou incerto se o tempo existia antes desta cronologia:

O Universo primordial

O primeiro picossegundo (10^-12) do tempo cósmico. Inclui a Era de Planck, durante a qual as leis da física atualmente compreendidas podem não se aplicar; o surgimento em estágios das quatro interações ou forças fundamentais conhecidas - a primeira gravitação e posteriormente, as interações eletromagnéticas, fracas e fortes; e a expansão do próprio espaço e o super-resfriamento do universo ainda imensamente quente devido à inflação cósmica, que acredita-se ter sido desencadeado pela separação da interação forte e eletrofraca.

Acredita-se que pequenas ondulações no universo, nesta fase, sejam a base de estruturas de larga escala que se formaram muito mais tarde. Diferentes estágios do universo primitivo são compreendidos em diferentes extensões. As partes anteriores estão além do alcance de experimentos práticos em física de partículas, mas podem ser exploradas por outros meios.

O Universo em expansão

Com duração de cerca de 370 mil anos. Inicialmente, vários tipos de partículas subatômicas são formados em estágios. Essas partículas incluem quantidades quase iguais de matéria e antimatéria; portanto, a maioria aniquila rapidamente, deixando um pequeno excesso de matéria no universo.

Em cerca de um segundo, os neutrinos se dissociam; esses neutrinos do fundo de neutrinos cósmicos (CνB). Se existem buracos negros primordiais, eles também são formados aproximadamente um segundo do tempo cósmico. Composição de partículas subatômicas emergem—incluindo prótons e nêutrons—se formam ao longo de 2 minutos, condições são adequados para a nucleossíntese: cerca de 25% dos prótons e todos os nêutrons se fundem em elementos mais pesados, inicialmente o deutério, que rapidamente se funde rapidamente no hélio-4.

Em 20 minutos, o universo não está mais quente o suficiente para a fusão nuclear, mas é quente demais para que átomos neutros existam ou fótons viajem para longe. Portanto, é uma plasma opaca. Em cerca de 47 mil anos,^[7] à medida que o universo esfria, seu comportamento começa a ser dominado pela matéria e não pela radiação. Em cerca de 100 mil anos, o hidreto de hélio é a primeira molécula. (Muito mais tarde, o hidrogênio e o hidreto de hélio reagem para formar hidrogênio molecular, o combustível necessário para as primeiras estrelas.)

Em cerca de 370 mil anos,^[8] o universo finalmente se torna frio o suficiente para formar átomos neutros ("recombinação") e como resultado, também se torna transparente pela primeira vez. Os átomos recém-formados–principalmente hidrogênio e hélio com traços de lítio–atingem rapidamente seu estado mais baixo de energia (estado fundamental) liberando fótons ("desacoplamento de fótons"), e esses fótons ainda podem ser detectados hoje como o fundo cósmico de microondas (CMB). Atualmente, é a observação mais antiga que temos do Universo.

A Idade das Trevas e o surgimento da estrutura em larga escala

De 370 mil anos até cerca de 1 bilhão de anos. Após recombinação e dissociação, o universo era transparente, mas as nuvens de hidrogênio apenas entraram em colapso muito lentamente para formar estrelas e galáxias, então não havia novas fontes de luz. Os únicos fótons (radiação eletromagnética, ou "luz") no universo foram os liberados durante a dissociação (hoje visível como fundo cósmico de microondas) e emissão de rádio 21 cm ocasionalmente emitido por átomos de hidrogênio. Os fótons dissociados teriam preenchido o universo com um brilho laranja pálido brilhante no início, gradualmente mudando para vermelho não visível depois de cerca de 3 milhões de anos, deixando-o sem luz visível. Este período é conhecido como a Idade cósmica das Trevas.

Entre 10 e 17 milhões de anos, a temperatura média do universo foi adequada para água líquida de 273 K (−0,150 °C)–373 K (99,9 °C) e especula-se se planetas rochosos ou mesmo a vida poderiam ter surgido brevemente, uma vez que estatisticamente uma pequena parte do universo poderia ter condições diferentes das demais como resultado de uma flutuação estatística muito improvável e ter recebido calor do universo como um todo.

Em algum momento, cerca de 200 a 500 milhões de anos, as primeiras gerações de estrelas e galáxias se formam (horários exatos ainda estão sendo pesquisados) e grandes estruturas emergem gradualmente, atraídas pelo filamento na forma de espuma da matéria escura, filamentos que já começaram a se unir por todo o universo. As primeiras gerações de estrelas ainda não foram observadas astronomicamente. Eles podem ter sido enormes (100-300 massas solares) e não-metálicos, com vida útil muito curta em comparação com a maioria das estrelas que vemos hoje; terminam de queimar seu combustível de hidrogênio e explosão enérgica altamente das supernovas instabilidade de pares e depois de meros milhões de anos.^[9] Outras teorias sugerem que eles podem ter incluído pequenas estrelas, algumas talvez ainda aquecendo hoje. Em ambos os casos, essas primeiras gerações de supernovas criaram a maior parte cotidiana dos elementos, que vemos ao nosso redor até hoje e semeiam o universo com elas.

Aglomerado de galáxias se superaglomerados surgem com o tempo. Em algum momento, fótons de alta energia das estrelas mais antigas, galáxias anãs e talvez quasares levam a um período de reionização que começa gradualmente entre 250 a 500 milhões de anos, é concluído em cerca de 700-900 milhões de anos e diminui em cerca de 1 bilhão de anos (horários exatos ainda sendo pesquisados). O universo transitou gradualmente para o universo que vemos ao nosso redor hoje, e a Idade das Trevas só chegou ao fim em cerca de 1 bilhão de anos.

O presente e o futuro próximo

Desde 1 bilhão de anos e por cerca de 12,8 bilhões de anos, o universo tem a mesma aparência de hoje. Ele continuará parecendo muito semelhante por muitos bilhões de anos no futuro. O disco fino da nossa galáxia começou a se formar em cerca de 5 bilhões de anos (8.8 Gya),^[10] e a Sistema Solar formado em cerca de 9,2 bilhões de anos (4,6 Gya), com os primeiros traços de vida na Terra emergindo em cerca de 10,3 bilhões de anos (3,5 Gya).

De cerca de 9,8 bilhões de anos de tempo cósmico,^[11] a lenta expansão do espaço gradualmente começa a acelerar sob a influência da energia escura, que pode ser um campo escalar em todo o universo. O universo atual é bem compreendido, mas além de cerca de 100 bilhões de anos de tempo cósmico (cerca de 86 bilhões de anos no futuro), as incertezas no conhecimento atual significam que temos menos certeza de qual caminho nosso universo seguirá.

O futuro distante e o destino final

Em algum momento o Era Estelífera terminará quando as estrelas não estiverem mais nascendo, e a expansão do universo significará que o universo observável se torne limitado às galáxias locais. Existem vários cenários para o futuro distante e o Destino final do universo. Um conhecimento mais exato do nosso universo atual permitirá que eles sejam melhor compreendidos.

Nota: A temperatura da radiação na tabela abaixo refere-se à radiação cósmica de fundo e é fornecida por 2.725·(1+z), onde z é o desvio para o vermelho.

Era	Tempo	Desvio para o vermelho	Radiação por temperatura (Energia)	Descrição
Big Bang	${\displaystyle t\rightarrow 0}$		Nenhum, possivelmente infinito	Nome dado à extrapolação para o tempo zero.
Era de Planck	<10−43 s		>1032 K (>1019 GeV)	A escala de Planck é a escala física além da qual as teorias físicas atuais podem não se aplicar e não pode ser usada para calcular o que aconteceu. Durante a era de Planck, supõe-se que a cosmologia e a física tenham sido dominadas pelos efeitos quânticos da gravidade.
Era da Grande Unificação	<10−36 s		>1029 K (>1016 GeV)	As três forças do Modelo Padrão são unificadas (assumindo que a natureza seja descrita por uma Teoria da Grande Unificada).
Era da Inflação	<10−32 s		1028 K ~ 1022 K (1015 ~ 109 GeV)	Na Inflação cósmica, o espaço está expandindo por uma ordem de fatores em 1026 sobre uma ordem temporal de 10−33 até 10−32 segundos. O universo é super-esfriamento em cerca de 1027 caindo para 1022 kelvins.[12] A força forte torna-se separada pela força eletrofraca.
Era Eletrofraca	<10−12 s		> 1015 K (150 GeV/kB)	A interação forte se distingue da interação eletrofraca. Antes que a temperatura caia abaixo de 150 GeV/kB, a energia média das interações de partículas é alta o suficiente para que seja mais conciso descrevê-las como uma troca de bósons vetoriais W1, W2, W3 e B (interações eletrofracas) e bósons escalares H+, H−, H0 e H0⁎ (interação de Higgs). Nessa perspectiva, o valor esperado no vácuo do campo de Higgs é zero (portanto, todos os férmions são sem massa), todos os bósons eletrofracos são sem massa (eles ainda não absorveram um componente do campo de Higgs para se tornarem massivos) e os fótons (γ) ainda não existem (eles existirão após uma transição de fase como uma combinação linear de bósons B e W3, γ = B cos θW + W3 sin θW, onde θW é o ângulo de Weinberg). Essas são as energias mais altas diretamente observáveis ​​no Grande Colisor de Hádrons. A esfera do espaço que se tornará o universo observável tem um raio de aproximadamente 300 segundos-luz (~0,6 UA) neste momento.
Era Quark	10−12 s ~ 10−5 s		>1012 K (>100 MeV)	As forças do Modelo Padrão se reorganizaram na forma de "baixa temperatura": o bóson de Higgs e as interações eletrofracas se rearranjaram em um bóson de Higgs massivo (H0), a força fraca é transmitida pelos bósons massivos W+, W– e Z0, e o eletromagnetismo é transmitido por fótons sem massa. O campo de Higgs tem um valor esperado no vácuo diferente de zero, tornando os férmions massivos. As energias são muito altas para que os quarks se coalesçam em hádrons, formando, em vez disso, um plasma de quarks e glúons.
Era Hádron	10−5 s ~ 1 s		>1010 K (>1 MeV)	Os quarks são ligados em hádrons. Uma ligeira assimetria matéria-antimatéria das fases anteriores (assimetria bariônica) resulta na eliminação de antibárions. Até 0,1 s, múons e píons estão em equilíbrio térmico e superam os bárions em uma proporção de aproximadamente 10:1. Próximo ao final dessa época, restam apenas bárions leves e estáveis ​​(prótons e nêutrons). Devido à densidade suficientemente alta de léptons, prótons e nêutrons se transformam rapidamente uns nos outros sob a ação da força fraca. Devido à maior massa do nêutron, a proporção nêutron:próton, inicialmente de 1:1, começa a diminuir.
Neutrino em decomposição	1 s		1010 K (1 MeV)	Os neutrinos deixam de interagir com a matéria bariônica e formam o fundo cósmico de neutrinos. A proporção nêutron:próton se estabiliza em aproximadamente 1:6. A esfera do espaço que se tornará o universo observável tem um raio de aproximadamente 10 anos-luz neste momento.
Era Lépton	1 s ~ 10 s		1010 K ~ 109 K (1 MeV ~ 100 keV)	Os léptons e antiléptons permanecem em equilíbrio térmico—a energia dos fótons ainda é alta o suficiente para produzir pares elétron-pósitron.
Nucleossíntese do Big Bang	10 s ~ 103 s		109 K ~ 107 K (100 keV ~ 1 keV)	Prótons e nêutrons estão ligados em núcleos atômicos primordiais: hidrogênio e hélio-4. Traços de deutério, hélio-3 e lítio-7 também se formam. Ao final dessa época, o volume esférico do espaço que se tornará o universo observável tem cerca de 300 anos-luz de raio, a densidade da matéria bariônica é da ordem de 4 gramas por m3 (cerca de 0,3% da densidade do ar ao nível do mar)—contudo, a maior parte da energia nesse momento está na forma de radiação eletromagnética.
Era Fóton	10 s ~ 1 168·1013 s             (370 ka)		109 K ~ 4 000 K (100 keV ~ 0,4 eV)	O universo consiste em um plasma de núcleos, elétrons e fótons; a temperatura é muito baixa para criar pares elétron-pósitron (ou quaisquer outros pares de partículas massivas), mas muito alta para a ligação de elétrons aos núcleos.
Recombinação	370 ka	1 100	4 000 K (0.4 eV)	Inicialmente, elétrons e núcleos atômicos se ligam para formar átomos neutros. Os fótons deixam de estar em equilíbrio térmico com a matéria e o universo torna-se transparente pela primeira vez. A recombinação dura cerca de 100 mil anos, período durante o qual o universo se torna cada vez mais transparente aos fótons. Os fótons da radiação cósmica de fundo em micro-ondas têm origem nesse período. O volume esférico do espaço que se tornará o universo observável tem um raio de 42 milhões de anos-luz nessa época. A densidade da matéria bariônica nesse momento é de cerca de 500 milhões de átomos de hidrogênio e hélio por metro cúbico, aproximadamente um bilhão de vezes maior do que hoje. Essa densidade corresponde a uma pressão da ordem de 10–17 atm.
Idade cósmica das trevas	370 ka ~? 150 Ma (Só termina totalmente em cerca de 1 Ga)	1 100 ~ 20	4 000 K ~ 60 K	O período entre a recombinação e a formação das primeiras estrelas. Durante esse tempo, a única fonte de fótons era o hidrogênio, que emitia ondas de rádio na linha do hidrogênio. Os fótons da radiação cósmica de fundo, propagando-se livremente, rapidamente (em cerca de 3 milhões de anos) sofreram um desvio para o vermelho, passando a atingir o infravermelho, e o universo estava desprovido de luz visível.
Formação e evolução de galáxias	Galáxias mais antigas: de cerca de ?300-400 Ma (primeiras estrelas: semelhantes ou anteriores) Galáxias mais novas: 1 Ga ~ 10 Ga (Horários exatos sendo pesquisados)	De cerca de 20	De cerca de 60 K	As primeiras galáxias conhecidas existiam há cerca de 280 milhões de anos.[13] As galáxias coalescem em "proto-aglomerados" a partir de cerca de 1 Ga (bilhão de anos atrás) (desvio para o vermelho z = 6) e em aglomerados de galáxias a partir de 3 Ga (bilhões de anos atrás) (z = 2.1), e em superaglomerados a partir de cerca de 5 bilhões de anos atrás (z = 1.2). Veja: lista de grupos e aglomerados de galáxias, lista de superaglomerados.
Reionização	Início de 250 Ma ~ 500 Ma Completo: 700 Ma ~ 900 Ma Fim: 1 Ga (Todos os horários são aproximados)	20 ~ 6	60 K ~ 19 K	Os objetos astronômicos mais distantes observáveis ​​com telescópios datam deste período; em junho de 2025, a galáxia mais remota observada era a MoM-z14, com um desvio para o vermelho de 14,44. As primeiras estrelas "modernas" da População I se formam neste período.
Tempo recente	13,8 Ga	0	2,7 K	Os fótons mais distantes observáveis ​​neste momento são os fótons da radiação cósmica de fundo (CMB). Eles vêm de uma esfera com um raio de 46 bilhões de anos-luz. O volume esférico dentro dela é comumente chamado de universo observável.
Subdivisões alternativas da cronologia (sobreposição de vários períodos acima)
Era da dominação da radiação	Para inflação (~ 10−32 sec) ~ 47 ka	>3 600	>104 K	Durante esse período, a densidade de energia de componentes relativísticos sem massa ou quase sem massa, como fótons e neutrinos, que se movem na velocidade da luz ou próximo a ela, domina tanto a densidade da matéria quanto a energia escura.
Era da dominação da matéria	47 ka ~ 9,8 Ga[7]	3 600 ~ 0,4	104 K ~ 4 K	Durante esse período, a densidade energética da matéria domina tanto a densidade da radiação quanto a energia escura, resultando em uma expansão desacelerada do universo.
Era da dominação de energia escura	>9,8 Ga[11]	<0.4	<4 K	A densidade da matéria cai abaixo da densidade da energia escura (energia do vácuo), e a expansão do espaço começa a acelerar. Esse período coincide aproximadamente com a época da formação do Sistema Solar e com a história evolutiva da vida.
Era Estelífera	150 Ma ~ 100 Ga	20 ~ −0,99	60 K ~ 0,03 K	O período entre a formação inicial de estrelas da População III e a cessação da formação estelar, deixando todas as estrelas na forma de remanescentes degenerados.
Futuro distante	>100 Ga	<−0,99	<0,1 K	A era estelar chegará ao fim quando as estrelas eventualmente morrerem e menos estrelas nascerem para substituí-las, levando a um universo cada vez mais escuro. Diversas teorias sugerem uma série de possibilidades subsequentes. Assumindo o decaimento de prótons, a matéria pode eventualmente evaporar em uma Era Escura (morte térmica). Alternativamente, o universo pode colapsar em um Big Crunch. Outros fins sugeridos incluem uma catástrofe de falso vácuo ou um Big Rip como possíveis desfechos para o universo.

O modelo padrão de cosmologia é baseado em um modelo de espaço-tempo denominado pela métrica de Friedmann – Lemaître – Robertson – Walker (FLRW). Uma métrica fornece uma medida de distância entre objetos, e a métrica FLRW é a solução exata das equações de campo de Einstein (EFE) se algumas propriedades-chave do espaço, como homogeneidade e isotropia, forem consideradas verdadeiras. A métrica FLRW se aproxima muito de outras evidências, mostrando que o universo se expandiu desde o Big Bang.

Sabe-se que temperaturas próximas do infinito, um fator de escala igual a zero ou um tempo igual a zero estão fora do escopo dos nossos modelos físicos. Especular sobre uma singularidade gravitacional inicial não faz sentido: as condições estão fora do alcance da teoria.^[14]:305

Até 10⁻⁴³ segundos após o Big Bang

Como o modelo padrão da cosmologia prevê a expansão do universo a partir de um período extremamente quente em um passado distante, esse processo pode ser rastreado até escalas cada vez menores. No entanto, não é possível rastreá-lo até o espaço zero. Abaixo de uma distância conhecida como comprimento de Planck, a base das equações deixa de ser válida. A energia das partículas nesse intervalo de tempo é tão grande que os efeitos quânticos se sobrepõem às equações clássicas da gravidade. O tempo de Planck, 10^-43 segundos, é portanto o início do modelo cosmológico do Big Bang.^[14]:274

Modelos cosmológicos extrapolados até 10⁻⁴³ segundos, combinados com modelos de física de partículas, tanto de dentro e quanto além do Modelo Padrão, permitem especulações bem fundamentadas sobre o caráter e as propriedades do universo primordial.

Entre 10⁻⁴³ segundos e 10⁻³⁶ segundos após o Big Bang^[15]

Após a era de Planck, o universo poderia, em princípio, ser modelado por extensões do Modelo Padrão da física de partículas, por exemplo, aquelas chamadas teorias da grande unificação. Muitas dessas teorias foram propostas, mas nenhuma obteve sucesso em produzir concordância quantitativa com as observações astrofísicas modernas. Mesmo assim, o período entre 10^-43 e 10^-36 segundos foi denominada a era da grande unificação.^[16][17]

Antes da época da TGU, a temperatura do universo excedia 10¹⁵ GeV. À medida que o universo se expandia e esfriava, pode ter atravessado uma transição de fase cosmológica, o que pode ter resultado na grande proporção de matéria para antimatéria que observamos hoje. Essa transição de fase é um efeito termodinâmico semelhante à condensação de um gás ou ao congelamento de um líquido. Embora a transição na época da TGU seja especulativa, as transições eletrofracas e de quarks-hádrons que ocorrem posteriormente são corroboradas por modelos teóricos com algumas previsões bem-sucedidas.^[14]:305

Começando em qualquer ponto entre 10⁻²² e 10⁻¹⁵ segundos após o Big Bang, até 10⁻¹² segundos após o Big Bang

Algum tempo depois da inflação, as partículas criadas passaram por termalização, onde interações mútuas levaram ao equilíbrio térmico. Antes da quebra da simetria eletrofraca, a uma temperatura de cerca de 10¹⁵ K, aproximadamente 10^-15 segundos após o Big Bang, as interações eletromagnética e fraca ainda não haviam se separado, e os bósons de gauge e férmions ainda não haviam adquirido massa pelo mecanismo de Higgs. Essa época terminou com a quebra da simetria eletrofraca, possivelmente por meio de uma transição de fase. Em algumas extensões do Modelo Padrão da física de partículas, a bariogênese também ocorreu nesse estágio, criando um desequilíbrio entre matéria e antimatéria (embora, em extensões desse modelo, isso possa ter ocorrido antes). Pouco se sabe sobre os detalhes desses processos.

10⁻¹² segundos após o Big Bang

À medida que a temperatura do universo continuava a cair abaixo de 159,5 ± 1,5 GeV/kB, ocorreu a quebra da simetria eletrofraca.^[18] Até onde sabemos, esse foi o penúltimo evento de quebra de simetria na formação do universo, sendo o último a quebra da simetria quiral no setor de quarks. Isso tem dois efeitos relacionados:

1. Através do mecanismo de Higgs, todas as partículas elementares que interagem com o campo de Higgs tornam-se massivas, tendo sido consideradas sem massa em níveis de energia mais elevados.
2. Como efeito colateral, a força nuclear fraca e a força eletromagnética, e seus respectivos bósons (os bósons W e Z e o fóton), começaram a se manifestar de forma diferente no universo atual. Antes da quebra da simetria eletrofraca, esses bósons eram partículas sem massa e interagiam a longas distâncias, mas, nesse ponto, os bósons W e Z abruptamente se tornaram partículas massivas, interagindo apenas a distâncias menores que o tamanho de um átomo, enquanto o fóton permaneceu sem massa e continuou sendo uma interação de longa distância.

Após a quebra da simetria eletrofraca, as interações fundamentais que conhecemos—gravitação, eletromagnetismo, interações fracas e fortes—assumiram suas formas atuais, e as partículas fundamentais tinham suas massas esperadas, mas a temperatura do universo ainda era muito alta para permitir a formação estável de muitas das partículas que vemos hoje no universo, então não havia prótons ou nêutrons e portanto, não havia átomos, núcleos atômicos ou moléculas. (Mais precisamente, quaisquer partículas compostas que se formassem por acaso se desintegravam quase imediatamente devido às energias extremas.)

Antes de 10^-32 segundos após o Big Bang

Neste ponto do universo primordial, acredita-se que o universo tenha se expandido por um fator de pelo menos 10⁻²⁶ em um tempo da ordem de 10⁻³⁶ segundos. Toda a massa-energia em todas as galáxias atualmente visíveis começou em uma esfera com um raio em torno de 4 × 10⁻²⁹ m, depois cresceu para uma esfera com um raio em torno de 0,09 m ao final da inflação.^[19]:202 Esta fase da história da expansão cósmica é conhecida como inflação^[20]:3 ou às vezes como a era inflacionária.^[21]

A inflação explica como o universo atual possui concentrações de matéria, como galáxias e aglomerados de galáxias, em vez de ter matéria espacialmente uniforme por todo o universo.^[14]:324 Acredita-se que pequenas flutuações quânticas no universo, amplificadas pela inflação, sejam a base de estruturas em grande escala que se formaram muito mais tarde.^[22]:

A rápida expansão significou que quaisquer partículas potenciais (ou outros artefatos "indesejados", como defeitos topológicos) remanescentes do período anterior à inflação agora estavam distribuídas de forma muito tênue pelo universo.

Não se sabe exatamente quando terminou a época inflacionária, mas acredita-se que tenha sido entre 10⁻³³ e 10⁻³² segundos após o Big Bang. A rápida expansão do espaço significava que a temperatura era relativamente baixa^[20] e quaisquer partículas elementares remanescentes da época da grande unificação estavam agora distribuídas de forma muito tênue pelo universo. No entanto, a grande energia potencial do campo inflatônico foi liberada no final da época inflacionária, à medida que o campo inflatônico decaía em outras partículas, um processo conhecido como "reaquecimento". Esse efeito de aquecimento levou ao repovoamento do universo com uma mistura densa e quente de quarks, antiquarks e glúons.

Após o fim da inflação, o universo continuou a se expandir. Uma região do tamanho de um melão naquela época cresceu e se tornou todo o nosso universo observável.^[20]

O mecanismo que impulsionou a inflação permanece desconhecido, embora muitos modelos tenham sido propostos. Em vários dos modelos mais proeminentes, acredita-se que ela tenha sido desencadeada pela separação das interações forte e eletrofraca que encerrou a época da grande unificação. Um dos produtos teóricos dessa transição de fase foi um campo escalar chamado campo ínflaton.^[23] À medida que esse campo se estabilizava em seu estado de energia mais baixa por todo o universo, ele gerava uma enorme força repulsiva que levava a uma rápida expansão do universo.

Entre 10^-12 segundos e 10^-5 segundos após o Big Bang

Após o fim da inflação cósmica, o universo foi preenchido com um plasma quente de quarks e glúons, remanescente do reaquecimento. A partir desse ponto, a física do universo primordial é muito mais bem compreendida, e as energias envolvidas na era Quark são diretamente acessíveis em experimentos de física de partículas e outros detectores.^[20]:5

A era Quark começou aproximadamente 10⁻¹² segundos após o Big Bang. Esse foi o período na evolução do universo primordial imediatamente após a quebra da simetria eletrofraca, quando as interações fundamentais da gravitação, do eletromagnetismo, da interação forte e da interação fraca já haviam assumido suas formas atuais, mas a temperatura do universo ainda era muito alta para permitir que os quarks se ligassem para formar hádrons. A era de quark terminou quando o universo tinha cerca de 10⁻⁵ segundos de idade; dois eventos de não equilíbrio devem ter ocorrido em seguida: a formação de bárions e de matéria escura.

Talvez por 10^–11 segundos

Os bárions são partículas subatômicas, como prótons e nêutrons, compostas por três quarks. Seria de se esperar que tanto os bárions quanto as partículas conhecidas como antibárions tivessem se formado em números iguais. No entanto, isso não parece ter ocorrido—até onde sabemos, o universo ficou com muito mais bárions do que antibárions. De fato, quase nenhum antibárion é observado na natureza. Não está claro como isso aconteceu. Qualquer explicação para esse fenômeno deve permitir que as condições de Sakharov relacionadas à bariogênese tenham sido satisfeitas em algum momento após o fim da inflação cosmológica. A física de partículas atual sugere assimetrias sob as quais essas condições seriam atendidas, mas essas assimetrias parecem ser muito pequenas para explicar a assimetria de bárion-antibárion observada no universo.

A teoria prevê que restou cerca de 1 nêutron para cada 6 prótons, com a proporção caindo para 1:7 ao longo do tempo devido ao decaimento do nêutron. Acredita-se que isso esteja correto porque, em um estágio posterior, os nêutrons e alguns dos prótons se fundiram, deixando hidrogênio, um isótopo de hidrogênio chamado deutério, hélio e outros elementos, que podem ser medidos. Uma proporção de 1:7 de hádrons de fato produziria as proporções de elementos observadas no universo primordial e atual.

Entre 10^-8 segundos e 10^–4 segundo após o Big Bang

A temperatura era alta o suficiente para permitir a formação de pares de hádron/antihádron, que mantinham a matéria e a antimatéria em equilíbrio térmico. No entanto, os pares hádron-antihádron foram abundantes apenas por um breve período entre cerca de 5×10⁻⁵ segundos, o momento da transição de fase da QCD, e cerca de 7×10⁻⁵ segundos, quando a temperatura do universo caiu abaixo da massa do píon.^[24] Antes da transição de fase da QCD, durante a era Quark, o universo era quente o suficiente para que os quarks não se combinassem para formar hádrons. Em temperaturas abaixo da massa do píon, a maioria dos hádrons e antihádrons foi eliminada em reações de aniquilação, deixando o Universo dominado por fótons, neutrinos e pares elétron-pósitron.

Cerca de 1 segundo após o Big Bang

Aproximadamente 1 segundo após o Big Bang os neutrinos se desacoplam e começam a viajar livremente pelo espaço. Como os neutrinos raramente interagem com a matéria, esses neutrinos ainda existem hoje, de maneira análoga à muito posterior radiação cósmica de fundo emitida durante a recombinação, cerca de 370.000 anos após o Big Bang. Os neutrinos desse evento têm uma energia muito baixa, cerca de 10 a 10 vezes menor do que é possível com a detecção direta atual.^[25] Mesmo os neutrinos de alta energia são notoriamente difíceis de detectar, então este fundo cósmico de neutrinos (CvB) pode não ser observado diretamente em detalhes por muitos anos, tendo que será.

No entanto, a cosmologia do Big Bang faz muitas previsões sobre a CνB, e há fortes indícios indiretos de que a CνB existe, tanto a partir das previsões da nucleossíntese do Big Bang sobre a abundância de hélio, quanto das anisotropias na radiação cósmica de fundo (RCF). Uma dessas previsões é que os neutrinos terão deixado uma marca sutil na RCF. É sabido que a RCF apresenta irregularidades. Algumas das flutuações da RCF eram aproximadamente regulares, devido ao efeito das oscilações acústicas bariônicas. Em teoria, os neutrinos desacoplados deveriam ter tido um efeito muito pequeno na fase das várias flutuações da RCF.^[25]

Em 2015, foi relatado que tais deslocamentos foram detectados na RCF. Além disso, as flutuações corresponderam a neutrinos com temperatura quase exatamente igual à prevista pela teoria do Big Bang (1,96 ± 0,02 K, comparada a uma previsão de 1,95 K) e a exatamente três tipos de neutrino, o mesmo número de sabores de neutrino previsto pelo Modelo Padrão.^[25]

Os modelos cosmológicos desse período inicial permanecem incertos. O Modelo Padrão da física de partículas só é testado até temperaturas da ordem de 10¹⁷ K (10 TeV) em aceleradores de partículas, como o Grande Colisor de Hádrons. Além disso, novos fenômenos físicos ainda não contemplados pelo Modelo Padrão podem ter sido importantes antes do desacoplamento dos neutrinos, quando a temperatura do universo era de cerca de 10¹⁰ K (1 MeV).^[26]

Pode ter ocorrido cerca de 1 segundo após o Big Bang

Os buracos negros primordiais são um tipo hipotético de buraco negro proposto em 1966,^[27] que pode ter se formado durante a chamada era de dominação por radiação, devido às altas densidades e condições não homogêneas dentro do primeiro segundo do tempo cósmico. As flutuações aleatórias podem fazer com que algumas regiões se tornem densas o suficiente para sofrer um colapso gravitacional, formando buracos negros. Teorias e entendimentos atuais colocam limites rígidos na abundância e massa desses objetos.

Entre 1 segundo e 10 segundos após o Big Bang

A maioria dos hádrons e antihádrons se aniquilam mutuamente, restando léptons (como o elétron, múons e certos neutrinos) e antiléptons, que dominam a massa do universo. Inicialmente, léptons e antiléptons são produzidos em pares. Cerca de 10 segundos após o Big Bang, a temperatura do universo cai a um ponto em que novos pares lépton-antilépton não são mais criados e a maioria dos léptons e antiléptons restantes se aniquilam rapidamente, dando origem a pares de fótons de alta energia e deixando um pequeno resíduo de léptons não aniquilados.^[28][29][30]

Entre 10 segundos e 370 mil anos após o Big Bang

Após a aniquilação da maioria dos léptons e antiléptons no final da era Lépton, a maior parte da massa-energia do universo fica na forma de fótons.^[30] (Grande parte do restante de sua massa-energia está na forma de neutrinos e outras partículas relativísticas.) Portanto, a energia do universo, e seu comportamento geral, é dominada por seus fótons. Esses fótons continuam a interagir frequentemente com partículas carregadas, ou seja, elétrons, prótons e (eventualmente) núcleos. Eles continuam a fazer isso pelos próximos 370.000 anos.

Entre 2 minutos e 20 minutos após o Big Bang^[31]

Entre cerca de 2 e 20 minutos após o Big Bang, as reações de fusão nuclear convertem uma mistura de nêutrons e prótons na proporção de 1:7 em uma mistura de prótons, deutério (um próton fundido com um nêutron), ³He, ⁴He, com traços de ⁷Li e ⁷Be. Essas reações terminam quando a temperatura cai abaixo dos 0,07 MeV necessários para a fusão nuclear. A mistura final depende das taxas de reação, da temperatura e da densidade dos componentes. As taxas de reação podem ser medidas em laboratórios de física nuclear, enquanto a temperatura e as densidades podem ser calculadas a partir de modelos da expansão do universo.^[32] Uma pequena quantidade de deutério permanece sem se fundir.^[33]:313

Cerca de 25% dos prótons e todos os nêutrons^[32] se fundem para formar deutério, um isótopo do hidrogênio, e quase todo o deutério se funde rapidamente para formar hélio-4.^[33] O hélio-4 tem uma energia de ligação muito maior do que núcleos com 5 a 8 núcleos, portanto, apenas traços desses núcleos são criados. Núcleos mais pesados ​​produzidos em estrelas não aparecem porque requerem a combinação de três núcleos de hélio-4 e a densidade do hélio-4 é muito baixa para que ocorram muitas colisões triplas antes que a expansão resfrie o universo abaixo da temperatura de fusão.^[34]:65 Pequenas quantidades de trítio (outro isótopo do hidrogênio) e berílio-7 e -8 são formadas, mas são instáveis ​​e decaem rapidamente.^[32][34]:70

As quantidades de cada elemento leve no universo primordial podem ser estimadas a partir de galáxias antigas e constituem uma forte evidência do Big Bang.^[33]:313 Por exemplo, o Big Bang deveria produzir cerca de 1 nêutron para cada 7 prótons, permitindo que 25% de todos os núcleos fossem fundidos em hélio-4 (2 prótons e 2 nêutrons a cada 16 núcleos), e essa é a quantidade que encontramos hoje, muito maior do que a que pode ser explicada pela produção em estrelas.^[32][33]:305 Da mesma forma, o deutério se funde com extrema facilidade; qualquer explicação alternativa também deve explicar como existiram condições para a formação do deutério, mas também deixaram parte desse deutério não fundido e que não foi imediatamente fundido novamente em hélio. Qualquer alternativa também deve explicar as proporções dos vários elementos leves e seus isótopos. Alguns isótopos, como o lítio-7, foram encontrados em quantidades que diferiam da teoria.^[35]

47.000 anos após o Big Bang

Até agora, a dinâmica e o comportamento em grande escala do universo têm sido determinados principalmente pela radiação—ou seja, pelos constituintes que se movem relativisticamente (na velocidade da luz ou próximo a ela), como fótons e neutrinos. À medida que o universo esfria, a partir de cerca de 47.000 anos (desvio para o vermelho z = 3600), o comportamento em grande escala do universo passa a ser dominado pela matéria.^[19]:96 Isso ocorre porque a densidade de energia da matéria começa a exceder tanto a densidade de energia da radiação quanto a densidade^[36]: de energia do vácuo. Por volta ou logo após 47.000 anos, as densidades da matéria não relativística (núcleos atômicos) e da radiação relativística (fótons) se igualam, o comprimento de Jeans, que determina as menores estruturas que podem se formar (devido à competição entre a atração gravitacional e os efeitos da pressão), começa a diminuir e as perturbações, em vez de serem eliminadas pela radiação livre, podem começar a crescer em amplitude.

De acordo com o modelo Lambda-CDM, nesta fase, a matéria no universo é composta por cerca de 84,5% de matéria escura fria e 15,5% de matéria "comum". Há evidências esmagadoras de que a matéria escura existe e domina o universo, mas como a natureza exata da matéria escura ainda não é compreendida, a teoria do Big Bang não abrange atualmente nenhuma etapa de sua formação.

A partir deste ponto, e pelos bilhões de anos seguintes, a presença da matéria escura acelera a formação de estruturas no universo. No universo primordial, a matéria escura gradualmente se aglomera em enormes filamentos sob os efeitos da gravidade, colapsando mais rapidamente do que a matéria comum (bariônica), pois seu colapso não é retardado pela pressão de radiação. Isso amplifica as minúsculas inomogeneidades (irregularidades) na densidade do universo, deixadas pela inflação cósmica. Com o tempo, regiões ligeiramente mais densas tornam-se mais densas e regiões ligeiramente rarefeitas (mais vazias) tornam-se mais rarefeitas. A matéria comum acaba se aglomerando mais rapidamente do que o faria normalmente, devido à presença dessas concentrações de matéria escura.

As propriedades da matéria escura que lhe permitem colapsar rapidamente sem pressão de radiação também significam que ela não pode perder energia por radiação. A perda de energia é necessária para que as partículas colapsem em estruturas densas além de um certo ponto. Portanto, a matéria escura colapsa em filamentos e halos enormes, porém difusos, e não em estrelas ou planetas. A matéria comum, que pode perder energia por radiação, forma objetos densos e também nuvens de gás quando colapsa.

300.000 anos após o Big Bang

Aproximadamente 370.000 anos após o Big Bang, dois eventos interligados ocorreram: o fim da recombinação e o desacoplamento de fótons. A recombinação descreve a combinação de partículas ionizadas para formar os primeiros átomos neutros, e o desacoplamento refere-se aos fótons liberados ("desacoplados") à medida que os átomos recém-formados se estabilizam em estados de energia mais estáveis.

Pouco antes da recombinação, a matéria bariônica no universo estava a uma temperatura na qual formava um plasma ionizado quente. A maioria dos fótons no universo interagia com elétrons e prótons, e não conseguia percorrer distâncias significativas sem interagir com partículas ionizadas. Como resultado, o universo era opaco ou "nebuloso". Embora houvesse luz, não era possível vê-la, nem podemos observá-la através de telescópios.

Há cerca de 18.000 anos, o universo esfriou a um ponto em que elétrons livres podem se combinar com núcleos de hélio para formar átomos He.⁺. Após cerca de 50.000 anos, à medida que o universo esfria, seu comportamento começa a ser dominado pela matéria em vez da radiação.^[19]:95 Por volta de 100.000 anos, após a formação dos átomos de hélio neutro, o hidreto de hélio é a primeira molécula.^[40] Muito mais tarde, o hidrogênio e o hidreto de hélio reagem para formar hidrogênio molecular (H₂), o combustível necessário para as primeiras estrelas.^[41] Por volta de 370.000 anos, os átomos de hidrogênio neutro terminam de se formar ("recombinação" de íons de hidrogênio e elétrons),^[42]: reduzindo bastante o espalhamento de Thomson dos fótons.^{[43]:22.4.1[44][19]:155} Não mais espalhados por elétrons livres, os fótons foram "desacoplados" do plasma anterior e se propagaram livremente. A maioria desses fótons ainda existe como a radiação cósmica de fundo em micro-ondas (CMB).^[43]:22.4.3 Esta é a era mais antiga do universo que podemos observar diretamente hoje.

A combinação direta em um estado de baixa energia (estado fundamental) é menos eficiente, portanto, esses átomos de hidrogênio geralmente se formam com os elétrons ainda em um estado de alta energia e uma vez combinados, os elétrons liberam rapidamente energia na forma de um ou mais fótons ao transitarem para um estado de baixa energia. Essa liberação de fótons é conhecida como desacoplamento de fótons. Alguns desses fótons desacoplados são capturados por outros átomos de hidrogênio, enquanto os demais permanecem livres. Ao final da recombinação, a maioria dos prótons no universo se transformou em átomos neutros. Essa mudança de partículas carregadas para neutras significa que o percurso livre médio que os fótons podem percorrer antes da captura se torna, na prática, infinito, de modo que quaisquer fótons desacoplados que não foram capturados podem viajar livremente por longas distâncias (veja espalhamento de Thomson). O universo se tornou transparente à luz visível, ondas de rádio e outras radiações eletromagnéticas pela primeira vez em sua história.

O fundo desta caixa se aproxima da cor original de 4000 K dos fótons liberados durante o desacoplamento, antes de se tornarem desvio para o vermelho para formar a radiação cósmica de micro-ondas. O universo inteiro teria aparecido como uma névoa brilhante de uma cor semelhante a esta e uma temperatura de 4000 K, na época.

Os fótons liberados por esses átomos de hidrogênio recém-formados tinham inicialmente uma temperatura/energia de cerca de 4000 K. Isso teria sido visível a olho nu como uma cor branca pálida, com tonalidade amarelo-alaranjada, ou "suave".^[45] Ao longo de bilhões de anos desde o desacoplamento, à medida que o universo se expandiu, os fótons sofreram um desvio para o vermelho, passando da luz visível para ondas de rádio (radiação de micro-ondas correspondente a uma temperatura de cerca de 2,7 K). O desvio para o vermelho descreve a aquisição de comprimentos de onda mais longos e frequências mais baixas pelos fótons à medida que o universo se expandiu ao longo de bilhões de anos, de modo que eles gradualmente mudaram de luz visível para ondas de rádio. Esses mesmos fótons ainda podem ser detectados como ondas de rádio hoje. Eles formam a radiação cósmica de fundo em micro-ondas e fornecem evidências cruciais do universo primitivo e de como ele se desenvolveu.

Por volta da mesma época da recombinação, ondas de pressão existentes dentro do plasma de elétrons-bárions—conhecidas como oscilações acústicas de bárions—ficaram incorporadas na distribuição da matéria à medida que esta se condensava, dando origem a uma ligeira preferência na distribuição de objetos de grande escala. Portanto, a radiação cósmica de fundo em micro-ondas é uma imagem do universo no final desta época, incluindo as minúsculas flutuações geradas durante a inflação (ver #imagem de WMAP em 9 anos), e a dispersão de objetos como galáxias no universo é uma indicação da escala e do tamanho do universo à medida que se desenvolveu ao longo do tempo.^[46]

Entre 370 mil e cerca de 1 bilhão de anos após o Big Bang^[47]

Mesmo antes da recombinação e do desacoplamento, a matéria começou a acumular-se em torno de aglomerados de matéria escura.^[6]:4.1 Nuvens de hidrogênio colapsaram muito lentamente para formar estrelas e galáxias.

Após a recombinação e o desacoplamento, o universo era transparente e havia esfriado o suficiente para permitir que a luz viajasse longas distâncias, mas não havia estruturas produtoras de luz, como estrelas e galáxias. Estrelas e galáxias se formam quando regiões densas de gás se formam devido à ação da gravidade, e isso leva muito tempo em uma densidade de gás quase uniforme e na escala necessária; portanto, estima-se que as estrelas não existiram por talvez centenas de milhões de anos após a recombinação.

Este período, conhecido como Idade das Trevas, começou com o desacoplamento dos fótons por volta de 370.000 anos após o Big Bang e termina ao longo de um longo período de tempo chamado reionização.^[48] Durante a Idade das Trevas, a temperatura do universo esfriou de cerca de 4000 K para cerca de 60 K (3727 °C para cerca de −213 °C), e existiam apenas duas fontes de fótons: os fótons liberados durante a recombinação/desacoplamento (à medida que átomos de hidrogênio neutro se formavam), que ainda podemos detectar hoje como a radiação cósmica de fundo em micro-ondas (CMB), e os fótons liberados ocasionalmente por átomos de hidrogênio neutro, conhecidos como a linha de rotação de 21 cm do hidrogênio neutro. A linha de spin do hidrogênio está na faixa de frequências das micro-ondas, e em 3 milhões de anos, os fótons da CMB sofreram um desvio para o vermelho, saindo da luz visível para o infravermelho; desse momento até o surgimento das primeiras estrelas, não havia fótons de luz visível. Além de talvez algumas raras anomalias estatísticas, o universo era verdadeiramente escuro.

A primeira geração de estrelas, conhecida como estrelas da População III, formou-se algumas centenas de milhões de anos após o Big Bang.^[49] Essas estrelas foram a primeira fonte de luz visível no universo após a recombinação. Estruturas podem ter começado a surgir por volta de 150 milhões de anos atrás, e as primeiras galáxias surgiram entre 180 e 700 milhões de anos atrás. À medida que surgiam, a Idade das Trevas gradualmente terminava. Como esse processo foi gradual, a Idade das Trevas só terminou completamente por volta de 1 bilhão de anos atrás, quando o universo assumiu sua aparência atual.

Atualmente, as observações mais antigas de estrelas e galáxias datam de pouco depois do início da reionização, com galáxias como GN-z11 (Telescópio Espacial Hubble, 2016) em cerca de z≈11,1 (cerca de 400 milhões de anos de tempo cósmico).^{[50][51][52][53]} O sucessor do Hubble, o Telescópio Espacial James Webb, lançado em dezembro de 2021, foi projetado para detectar objetos até 100 vezes mais fracos que o Hubble e muito mais antigos na história do universo, até desvio para o vermelho z≈20 (cerca de 180 milhões de anos de tempo cósmico).^[54][55] Acredita-se que isso seja anterior às primeiras galáxias e da mesma época das primeiras estrelas.^[54]

Há também um esforço observacional em andamento para detectar a tênue radiação da linha de rotação de 21 cm, pois, em princípio, ela é uma ferramenta ainda mais poderosa do que a radiação cósmica de fundo em micro-ondas para o estudo do universo primordial.

Entre 150 milhões e 1 bilhão anos após o Big Bang

A matéria no universo é composta por cerca de 84,5% de matéria escura fria e 15,5% de matéria "comum". Desde o início da era dominada pela matéria, a matéria escura tem se acumulado gradualmente em enormes filamentos dispersos (difusos) sob os efeitos da gravidade. A matéria comum acaba se aglomerando mais rapidamente do que o normal, devido à presença dessas concentrações de matéria escura. Ela também é ligeiramente mais densa a distâncias regulares devido à oscilação acústica bariônica (BAO) primitiva, que se incorporaram à distribuição da matéria quando os fótons se desacoplaram. Ao contrário da matéria escura, a matéria comum pode perder energia por diversas vias, o que significa que, ao colapsar, ela pode perder a energia que a manteria separada, colapsando mais rapidamente e em formas mais densas. A matéria comum se acumula onde a matéria escura é mais densa e, nesses locais, colapsa em nuvens compostas principalmente de gás hidrogênio. As primeiras estrelas e galáxias se formam a partir dessas nuvens. Onde numerosas galáxias se formaram, aglomerados e superaglomerados de galáxias eventualmente surgirão. Grandes vazios com poucas estrelas se desenvolverão entre eles, marcando os locais onde a matéria escura se tornou menos comum.

As datas exatas do surgimento das primeiras estrelas, galáxias, buracos negros supermassivos e quasares, bem como o início e o fim e a progressão do período conhecido como reionização, ainda estão sendo ativamente pesquisadas, com novas descobertas publicadas periodicamente. Em 2019, as galáxias mais antigas confirmadas (por exemplo, GN-z11) datavam de cerca de 380 a 400 milhões de anos, sugerindo uma condensação de nuvens de gás e taxas de nascimento estelar surpreendentemente rápidas; e observações da floresta Lyman-alfa e de outras mudanças na luz de objetos antigos permitem precisar com maior precisão o início e o fim da reionização.

A formação de estruturas no modelo do Big Bang ocorre hierarquicamente, devido ao colapso gravitacional, com estruturas menores se formando antes das maiores. As primeiras estruturas a se formarem são as primeiras estrelas (conhecidas como estrelas da População III), galáxias anãs e quasares (que se acredita serem galáxias brilhantes e ativas do início do período, contendo um buraco negro supermassivo cercado por um disco de acreção de gás em espiral interna). Antes dessa época, a evolução do universo podia ser compreendida através da teoria de perturbação cosmológica linear: isto é, todas as estruturas podiam ser entendidas como pequenos desvios de um universo homogêneo perfeito. Isso é computacionalmente relativamente fácil de estudar. A partir desse ponto, estruturas não lineares começam a se formar, e o problema computacional se torna muito mais complexo, envolvendo, por exemplo, simulação de N corpos com bilhões de partículas. A simulação cosmológica de Bolshoi é uma simulação de alta precisão dessa era.

Essas estrelas da População III também são responsáveis ​​por transformar os poucos elementos leves que se formaram no Big Bang (hidrogênio, hélio e pequenas quantidades de lítio) em muitos elementos mais pesados. Elas podem ser enormes ou pequenas—e não metálicas (sem elementos além de hidrogênio e hélio). As estrelas maiores têm vidas muito curtas em comparação com a maioria das estrelas da sequência principal que vemos hoje, então elas geralmente terminam de queimar seu combustível de hidrogênio e explodem como supernovas após meros milhões de anos, semeando o universo com elementos mais pesados ​​ao longo de gerações repetidas. Elas marcam o início da Era Estelífera.

Até o momento, nenhuma estrela da População III foi encontrada, portanto, a compreensão delas é baseada em modelos computacionais de sua formação e evolução. Felizmente, observações da radiação cósmica de fundo em micro-ondas podem ser usadas para datar quando a formação estelar começou de fato. A análise de tais observações feitas pelo telescópio espacial de micro-ondas Planck em 2016 concluiu que a primeira geração de estrelas pode ter se formado cerca de 300 milhões de anos após o Big Bang.^[56]

Os quasares fornecem evidências adicionais da formação de estruturas primordiais. Sua luz revela elementos como carbono, magnésio, ferro e oxigênio. Isso indica que, na época em que os quasares se formaram, uma fase massiva de formação estelar já havia ocorrido, incluindo gerações suficientes de estrelas da População III para dar origem a esses elementos.

À medida que as primeiras estrelas, galáxias anãs e quasares se formam gradualmente, a intensa radiação que emitem reioniza grande parte do universo circundante, dividindo os átomos de hidrogênio neutro de volta em um plasma de elétrons e prótons livres pela primeira vez desde a recombinação e o desacoplamento.

A reionização é evidenciada por observações de quasares. Quasares são uma forma de galáxia ativa e os objetos mais luminosos observados no universo. Os elétrons no hidrogênio neutro possuem padrões específicos de absorção de fótons ultravioleta, relacionados aos níveis de energia dos elétrons e chamados de série de Lyman. O hidrogênio ionizado não possui níveis de energia eletrônica desse tipo. Portanto, a luz que viaja através do hidrogênio ionizado e do hidrogênio neutro apresenta linhas de absorção diferentes. O hidrogênio ionizado no meio intergaláctico (particularmente os elétrons) pode dispersar a luz por meio do espalhamento de Thomson, como fazia antes da recombinação, mas a expansão do universo e o agrupamento do gás em galáxias resultaram em uma concentração muito baixa para tornar o universo completamente opaco na época da reionização. Devido à imensa distância percorrida pela luz (bilhões de anos-luz) para chegar à Terra a partir de estruturas existentes durante a reionização, qualquer absorção pelo hidrogênio neutro sofre um desvio para o vermelho em várias magnitudes, em vez de uma magnitude específica, indicando quando a absorção da luz ultravioleta da época ocorreu. Essas características possibilitam o estudo do estado de ionização em muitos momentos diferentes do passado.

A reionização começou como "bolhas" de hidrogênio ionizado que aumentaram de tamanho ao longo do tempo até que todo o meio intergaláctico estivesse ionizado, quando as linhas de absorção do hidrogênio neutro se tornaram raras.^[57] A absorção era devida ao estado geral do universo (o meio intergaláctico) e não à passagem por galáxias ou outras áreas densas.^[57] A reionização pode ter começado já em z=16 (250 milhões de anos de tempo cósmico) e estava praticamente completa por volta de z=9 ou 10 (500 milhões de anos), com o hidrogênio neutro restante tornando-se totalmente ionizado em z=5 ou 6 (1 bilhão de anos), quando o efeito Gunn-Peterson que mostram a presença de grandes quantidades de hidrogênio neutro desaparecem. O meio intergaláctico permanece predominantemente ionizado até os dias atuais, com exceção de algumas nuvens remanescentes de hidrogênio neutro, que causam o aparecimento de floresta Lyman–alfa nos espectros.

Essas observações reduziram o período de tempo durante o qual a reionização ocorreu, mas a fonte dos fótons que a causaram ainda não é completamente certa. Para ionizar o hidrogênio neutro, é necessária uma energia superior a 13,6 eV, o que corresponde a fótons ultravioleta com um comprimento de onda de 91,2 nm ou menor, o que implica que as fontes devem ter produzido quantidades significativas de ultravioleta e energia mais alta. Prótons e elétrons se recombinarão se a energia não for continuamente fornecida para mantê-los separados, o que também impõe limites ao número de fontes e à sua longevidade.^[58] Com essas restrições, espera-se que quasares, estrelas de primeira geração e galáxias tenham sido as principais fontes de energia.^[59] Os principais candidatos atuais, do mais ao menos significativo, são atualmente considerados estrelas da População III (as primeiras estrelas; possivelmente 70%),^[60][61] galáxias anãs (galáxias pequenas de alta energia muito antigas; possivelmente 30%),^[62] e uma contribuição de quasares (uma classe de núcleos galácticos ativos).^[58][63][64]

Contudo, a essa altura, a matéria já estava muito mais dispersa devido à expansão contínua do universo. Embora os átomos de hidrogênio neutro estivessem novamente ionizados, o plasma era muito mais rarefeito e difuso, e os fótons tinham muito menos probabilidade de serem espalhados. Apesar de estar reionizado, o universo permaneceu em grande parte transparente durante a reionização devido à rarefação do meio intergaláctico. A reionização terminou gradualmente à medida que o meio intergaláctico se tornou praticamente por completo ionizado, embora algumas regiões de hidrogênio neutro ainda existam, criando floresta Lyman-alfa.

Em agosto de 2023, foram relatadas e discutidas imagens de buracos negros e matéria relacionada no universo primordial pelo Telescópio Espacial James Webb.^[65]

A matéria continua a se aglomerar sob a influência da gravidade, formando galáxias. As estrelas desse período, conhecidas como estrelas da População II, se formam no início desse processo, enquanto as estrelas mais recentes da População I se formam posteriormente. A atração gravitacional também puxa gradualmente as galáxias umas em direção às outras, formando grupos, aglomerados e superaglomerados. Observações do Hubble Ultra Deep Field identificaram uma série de pequenas galáxias se fundindo para formar galáxias maiores, há 800 milhões de anos cósmicos (13 bilhões de anos).^[67] (Acredita-se agora que essa estimativa de idade esteja ligeiramente superestimada).^[68]

Durante 1 bilhão de anos, e por cerca de 12.8 bilhões de anos, o universo teve uma aparência muito semelhante à atual e continuará a parecer muito semelhante por muitos bilhões de anos no futuro. O fino disco da Via Láctea começou a se formar quando o universo tinha cerca de 5 bilhões de anos ou 9 ± 2 bilhões de anos atrás.^[69] O Sistema Solar se formou há cerca de 9.2 bilhões de anos (4.6 bilhões de anos atrás); a matéria orgânica mais antiga compatível com processos de vida data de 4 bilhões de anos atrás.^[70]

O rarefação da matéria ao longo do tempo reduz a capacidade da matéria de desacelerar gravitacionalmente a expansão do universo; em contraste, a energia escura é um fator constante que tende a acelerar a expansão do universo. A expansão do universo passou por um ponto de inflexão há cerca de cinco ou seis bilhões de anos, quando o universo entrou na moderna "era dominada pela energia escura", onde a expansão do universo agora está acelerando em vez de desacelerar. O universo atual é bastante bem compreendido, mas além de cerca de 100 bilhões de anos de tempo cósmico (cerca de 86 bilhões de anos no futuro), os cientistas têm menos certeza sobre qual caminho o universo seguirá.^[71]

A partir de 9.8 bilhões de anos após o Big Bang

A partir de cerca de 9.8 bilhões de anos de tempo cósmico,^[19]:96 acredita-se que o comportamento em grande escala do universo tenha mudado gradualmente pela terceira vez em sua história. Seu comportamento foi originalmente dominado pela radiação (constituintes relativísticos como fótons e neutrinos) durante os primeiros 47.000 anos, e desde cerca de 370.000 anos de tempo cósmico, seu comportamento passou a ser dominado pela matéria. Durante essa era dominada pela matéria, a expansão do universo começou a desacelerar, à medida que a gravidade restringia a expansão inicial para fora. Mas, a partir de cerca de 9.8 bilhões de anos de tempo cósmico, as observações mostram que a expansão do universo para lentamente de desacelerar, e em vez disso, começa gradualmente a acelerar novamente.

Embora a causa precisa não seja conhecida, a observação é aceita como correta pela comunidade cosmóloga. De longe, o entendimento mais aceito é que isso se deve a uma forma desconhecida de energia que recebeu o nome de "energia escura".^[72][73] "Escura", neste contexto, significa que ela não é observada diretamente, mas sua existência pode ser deduzida examinando-se o efeito gravitacional que exerce sobre o universo. Pesquisas estão em andamento para compreender essa energia escura. Acredita-se agora que a energia escura seja o maior componente individual do universo, constituindo cerca de 68,3% de toda a massa-energia do universo físico.

Acredita-se que a energia escura se comporte como uma constante cosmológica—um campo escalar que existe em todo o espaço. Ao contrário da gravidade, os efeitos desse campo não diminuem (ou diminuem apenas lentamente) à medida que o universo se expande. Embora a matéria e a gravidade tenham um efeito maior inicialmente, esse efeito diminui rapidamente conforme o universo continua a se expandir. Os objetos no universo, que inicialmente parecem se afastar uns dos outros com a expansão do universo, continuam a se afastar, mas seu movimento de afastamento diminui gradualmente. Esse efeito de desaceleração torna-se menor à medida que o universo se expande. Eventualmente, o efeito repulsivo e de afastamento da energia escura começa a dominar a força gravitacional de atração. Em vez de diminuir a velocidade e talvez começar a se mover para dentro sob a influência da gravidade, a partir de cerca de 9.8 bilhões de anos de tempo cósmico, a expansão do espaço começa a acelerar lentamente para fora a uma taxa gradualmente crescente.

Existem vários cenários concorrentes para a evolução do universo a longo prazo. Qual deles ocorrerá, se é que algum ocorrerá, depende dos valores precisos de constantes físicas como a constante cosmológica, a possibilidade de decaimento de próton, a energia do vácuo (ou seja, a energia do próprio espaço "vazio") e as leis naturais além do Modelo Padrão.

Se a expansão do universo continuar e ele permanecer em sua forma atual, eventualmente todas as galáxias, exceto as mais próximas, serão levadas para longe de nós pela expansão do espaço a uma velocidade tal que o universo observável ficará limitado ao nosso próprio aglomerado de galáxias local, gravitacionalmente ligado. A longo prazo (após muitos trilhões—milhares de bilhões—de anos, tempo cósmico), a Era Estelífera chegará ao fim, pois as estrelas deixarão de nascer e até mesmo as estrelas mais longevas morrerão gradualmente. Além disso, todos os objetos do universo esfriarão e (com a possível exceção dos prótons) se decomporão gradualmente em suas partículas constituintes, e em seguida, em partículas subatômicas, fótons de baixíssima energia e outras partículas fundamentais, por meio de uma variedade de processos possíveis.

Os seguintes cenários foram propostos para o destino final do universo:

Cenário		Descrição
Morte térmica	À medida que a expansão continua, o universo torna-se maior, mais frio e mais rarefeito; com o tempo, todas as estruturas acabam por se decompor em partículas subatômicas e fótons.	No caso de uma expansão cósmica indefinidamente contínua, a densidade de energia no universo diminuirá até que, após um tempo estimado de 101000 anos, atinja o equilíbrio termodinâmico e nenhuma estrutura adicional seja possível. Isso ocorrerá somente após um tempo extremamente longo, porque primeiro, alguma matéria (menos de 0,1%)[74] colapsará em buracos negros, que então evaporarão extremamente devagar por meio da radiação Hawking.[75], §IID O universo, nesse cenário, deixará de ser capaz de sustentar a vida muito antes disso, após cerca de 1014 anos, quando a formação de estrelas cessar. Em algumas teorias da grande unificação, o decaimento do próton, após pelo menos 1034 anos, converterá o gás interestelar restante e os remanescentes estelares em léptons (como pósitrons e elétrons) e fótons.[75], §IV, §VF Alguns pósitrons e elétrons então se recombinarão em fótons. Neste caso, o universo atingiu um estado de alta entropia, consistindo em um banho de partículas e radiação de baixa energia. Não se sabe, no entanto, se ele eventualmente atinge o equilíbrio termodinâmico.[75], §VIB, VID A hipótese de uma morte térmica universal deriva das ideias da década de 1850 de William Thomson (Lord Kelvin), que extrapolou a teoria clássica do calor e da irreversibilidade (conforme incorporada nas duas primeiras leis da termodinâmica) para o universo como um todo.[76]
Big Rip	A expansão do espaço acelera e, em determinado momento, torna-se tão extrema que até mesmo as partículas subatômicas e a própria estrutura do espaço-tempo são separadas e deixam de existir.	Para qualquer valor do conteúdo de energia escura do universo onde a razão de pressão negativa seja menor que −1, a taxa de expansão do universo continuará a aumentar indefinidamente. Sistemas gravitacionalmente ligados, como aglomerados de galáxias, galáxias e, por fim, o Sistema Solar, serão despedaçados. Eventualmente, a expansão será tão rápida a ponto de superar as forças eletromagnéticas que mantêm moléculas e átomos unidos. Até mesmo os núcleos atômicos serão despedaçados. Finalmente, forças e interações, mesmo na escala de Planck—a menor escala para a qual a noção de "espaço" tem significado atualmente—, não poderão mais ocorrer, à medida que o próprio tecido do espaço-tempo for se desfazendo, e o universo como o conhecemos terminará em um tipo incomum de singularidade.
Big Crunch	A expansão eventualmente desacelera e para, depois se inverte à medida que toda a matéria acelera em direção ao seu centro comum. Atualmente considerada provavelmente incorreta.	Ao contrário do cenário do "Big Rip", a expansão do universo seria revertida em algum momento e o universo se contrairia em direção a um estado quente e denso. Este é um elemento necessário em cenários de universo oscilatório, como o modelo cíclico, embora um Big Crunch não implique necessariamente um universo oscilatório. As observações atuais sugerem que este modelo do universo provavelmente não está correto, e a expansão continuará ou até mesmo se acelerará.
Instabilidade do vácuo	Colapso dos campos quânticos que sustentam todas as forças, partículas e estruturas, para uma forma diferente.	A cosmologia tradicionalmente assume um universo estável ou pelo menos metaestável, mas a possibilidade de um vácuo falso na teoria quântica de campos implica que o universo em qualquer ponto do espaço-tempo pode colapsar espontaneamente em um estado de energia mais baixa (ver Nucleação de bolhas), um vácuo mais estável ou "verdadeiro", que então se expandiria para fora desse ponto com a velocidade da luz.[77]

Nessa escala de tempo prolongada, fenômenos quânticos extremamente raros também podem ocorrer, sendo improvável que sejam observados em uma escala de tempo menor que trilhões de anos. Esses fenômenos podem levar a mudanças imprevisíveis no estado do universo, que provavelmente não seriam significativas em qualquer escala de tempo menor. Por exemplo, em uma escala de tempo de milhões de trilhões de anos, buracos negros podem parecer evaporar quase instantaneamente, fenômenos incomuns de tunelamento quântico pareceriam comuns, e fenômenos quânticos (ou outros) tão improváveis ​​que ocorreriam apenas uma vez em um trilhão de anos podem ocorrer muitas vezes.

• Big Bang – Teoria da grande expansão que origina o universo
• Cronologia da história do mundo - Linha do tempo registrado pela história do mundo
• Idade do Universo – Duração do tempo cosmológico
• Grande História – Disciplina acadêmica que examina a história desde o Big Bang até os dias atuais
• Calendário cósmico – Método para visualizar a cronologia do universo (idade do universo escalonada para um único ano)
• Modelo cíclico – Modelos cosmológicos que envolvem ciclos indefinidos e autossustentáveis
• Era dominada pela energia escura – Parâmetro de expansão do universo
• Inteligência eterna de Dyson – Conceito hipotético em astrofísica
• Entropia com a flecha do tempo – Uso da segunda lei da termodinâmica para distinguir o passado do futuro
• Projeto Illustris – Universos simulados por computador
• Era dominada pela matéria – Parâmetro de expansão do universo
• Era dominada pela radiação – Parâmetro de expansão do universo
• Cronologia da formação do universo – História do universo
• Linha do tempo do futuro distante – Projeções científicas sobre o futuro distante
• Derradeiro destino do universo – Teorias sobre o fim do universo

Referências

• Holtz, Brian (2002). Human Knowledge: Foundations and Limits. Retrieved March 25, 2004.
• PBS Online (2000). From the Big Bang to the End of the Universe - The Mysteries of Deep Space Timeline. Retrieved March 24, 2005.
• Schulman, Eric (1997). The History of the Universe in 200 Words or Less. Retrieved March 24, 2005.
• Space Telescope Science Institute Office of Public Outreach (2005). Home of the Hubble Space Telescope. Retrieved March 24, 2005.
• Fermilab graphics(see "Energy time line from the Big Bang to the present" and "History of the Universe Poster")
• Astronomers' first detailed hint of what was going on less than a trillionth of a second after time began
• The Universe Adventure

Vídeos externos

3D simulation visualizes history of the Universe begins just 12 million years after the Big Bang and illustrates the formation of stars, heavy elements, galaxies, exploding super novae and dark matter over 14 billion years (Simulação em 3D visualiza a história do Universo a partir de apenas 12 milhões de anos após o Big Bang e ilustra a formação de estrelas, elementos pesados, galáxias, explosões de supernovas e matéria escura ao longo de 14 bilhões de anos) no YouTube // Discover Magazine — 7 de maio de 2014