O Destino Final do Universo

Por Lorran Batista Gonzaga

Saber para onde  iremos sempre foi um de interesse humano. Como seres pensantes olhamos para o céu desde as primeiras civilizações  em busca de respostas: Qual nosso lugar no cosmos? Onde chegaremos? Como será nosso fim? Tais perguntas foram analisadas por filósofos, físicos, matemáticos e toda sorte de pensadores. Com o avanço das tecnologias, da física teórica hoje podemos dar algumas respostas no âmbito material. Repare que eu disse "algumas respostas", isso é pelo fato de que ainda falta muita coisa a ser conhecida. Nessa explanação, falaremos sobre como será o nosso fim. Tudo passa. O universo será diferente? 

 Expansão do Universo: O Pano de Fundo para Todas as Teorias

Em 1929, Edwin Hubble revolucionou nossa compreensão ao observar que galáxias distantes estão se afastando de nós, e que a velocidade de recessão é proporcional à distância (Lei de Hubble). A lei de Hubble é uma das leis mais importantes da cosmologia. Ela mostra que quanto maior a distância de uma galáxia para nós, mais rápido ela se afasta. A lei de Hubble é dada por: 

$$v=H_0\cdot D$$

Onde:

• $v$ = Velocidade de recessão da galáxia (em km/s);

• $D$ = Distância da galáxia em relação à Terra (em megaparsecs, Mpc);

• $H_0$ = Constante de Hubble, que representa a taxa de expansão atual do universo (em km/s/Mpc)

Diretamente da Teoria da Lei de Hubble, podemos tirar uma ideia muito importante para a sequência da nossa discursão. Se o universo está se expandindo, um dia ele esteve confinado  um espaço infinitesimal. Uma grande massa em um espaço tão pequeno nos da uma densidade extramamente grande e uma temperatura muito alta. A ideia de Big Bang, ou melhor dizendo, inflação cósmica, parte desse simples princípio. 

Se você entendeu a Lei de Hubble, está pronto para continuar esse artigo, caso não tenha compreendido bem, releia até entender, tendo em vista que nosso fim, ou pelo menos a ideia dele, dependerá do mesmo escopo argumentativo.

A Aceleração Cósmica e a Energia Escura

Em 1998, pesquisas de supernovas tipo Ia em distâncias de cerca de 6 bilhões de anos luz lideradas por Saul Perlmutter, Brian Schmidt e  Adam Riess revelaram que a expansão do universo está acelerando, não desacelerando como se esperava. Para explicar isso, os físicos postularam a existência de uma entidade misteriosa: a energia escura, que compõe ~68% da densidade de energia do universo. A natureza da energia escura é um dos maiores enigmas da cosmologia moderna e é crucial para determinar o destino cósmico.

A energia escura está associada a uma propriedade do próprio espaço-tempo e pode estar relacionada à constante cosmológica proposta por Albert Einstein. Essa constante foi inicialmente introduzida por ele para manter um universo estático, mas posteriormente foi descartada quando a expansão cósmica foi descoberta. Ironicamente, a aceleração da expansão trouxe de volta a necessidade de considerar esse termo na equação da Relatividade Geral. Os efeitos da energia escura podem ser observados na radiação cósmica de fundo, nas estruturas de grande escala do universo e na distribuição das galáxias.

O Papel da Geometria do Universo

Outro fator importante para entender o nosso destino final é ter alguma noção, mesmo que básica do papel da Geometria do Universo. Aqui, não pretendo aprofundar nessa questão, mas dar apenas um apanhado geral para que possamos passar adiante. A relatividade geral de Einstein nos diz que o destino do universo depende de sua geometria, determinada pela densidade de matéria e energia. 

O Conceito de Densidade Crítica e Parâmetro de Densidade (Ω)

$$$$ΩΛ=Λc23H02

 Conhecendo bem a introdução acima, vamos para o que da origem ao título dessa matéria. Quais os cenários para o futuro do universo? Os mais estudados fins são os chamados big freeze, big Rip e big crunch. explico abaixo cada um dos possíveis destinos.

O Big Freeze

 se a densidade de energia for maior que a densidade de matérias podemos elucidar  que  a energia escura acelera a expansão do universo, podendo nos levar ao big freeze. O Big Freeze é o destino mais provável de acordo com o consenso científico atual. Nesse cenário, a expansão acelerada dilui progressivamente a matéria e a energia, levando o universo a um estado de equilíbrio termodinâmico onde nenhum trabalho útil pode ser realizado  um conceito derivado da segunda lei da termodinâmica, que afirma que a entropia (desordem) de um sistema isolado sempre aumenta. Em outras palavras,  o Big Freeze descreve um cenário onde temos Expansão eterna, com resfriamento e esgotamento de toda energia útil. 

A cronologia desse processo é muito  lenta, abrangendo escalas de tempo que desafiam a intuição humana: 

1. Em 1 trilhão de anos (10¹² anos): As galáxias além do Grupo Local (o aglomerado que inclui a Via Láctea e Andrômeda) terão se afastado tanto devido à expansão acelerada que se tornarão invisíveis. O universo observável se reduzirá a um pequeno conjunto de galáxias ligadas gravitacionalmente, isoladas em um mar de escuridão.

2. Em 100 trilhões de anos (10¹⁴ anos): As últimas estrelas  (anãs vermelhas de baixa massa) esgotarão seu hidrogênio. O universo será povoado por anãs negras (restos frios de estrelas), buracos negros e objetos degenerados como estrelas de nêutrons.

3. Em 10³⁸ a 10¹⁰⁰ anos: Os buracos negros dominarão a evolução cósmica. Através do processo de radiação de Hawking — uma previsão da física quântica que permite a evaporação de buracos negros —, eles perderão massa gradualmente até desaparecerem. Buracos negros supermassivos, com milhões de massas solares, podem levar até 10¹⁰⁰ anos para evaporar completamente.

4. Após 10¹⁰⁰ anos: O universo consistirá de um mar difuso de partículas subatômicas (elétrons, pósitrons, neutrinos) e fótons de energia extremamente baixa, com temperaturas próximas ao zero absoluto (-273,15°C). Nesse estágio, a entropia atinge seu valor máximo, e nenhum processo físico significativo ocorrerá.

 

Big Rip 

Em 2003, os físicos Robert Caldwell, Marc Kamionkowski e Nevin Weinberg propuseram um cenário mais dramático: o Big Rip (ou "Grande Rasgo"). Nele, a energia escura não apenas acelera a expansão, mas torna-se cada vez mais dominante, aumentando sua densidade ao longo do tempo. Isso ocorreria se a equação de estado da energia escura (relação entre pressão e densidade, denotada por $w$) satisfizesse $w<-1$, uma forma hipotética chamada "energia fantasma".

Nesse caso, a aceleração não apenas separaria galáxias, mas destruiria todas as estruturas ligadas gravitacionalmente, incluindo estrelas, planetas e até mesmo átomos. A cronologia do Big Rip seria abrupta:

• 60 milhões de anos antes do fim: A força repulsiva da energia fantasma superaria a gravidade que mantém unida a Via Láctea, despedaçando-a.

• Três meses antes do fim: O Sistema Solar seria desintegrado, com planetas sendo arrancados de suas órbitas.

• Minutos finais: Estrelas e planetas seriam destruídos, seguidos por moléculas, átomos e núcleos atômicos.

• Instantes últimos: Até mesmo partículas subatômicas, como prótons e nêutrons, seriam rasgadas, restando apenas radiação e componentes fundamentais desconhecidos.

Embora fascinante, o Big Rip é considerado improvável. Observações atuais restringem $w$ a valores próximos de $-1$, compatíveis com uma constante cosmológica. Além disso, a energia fantasma levantaria questões sobre violações de condições de energia na relatividade geral, como o critério de energia nula, essencial para a estabilidade do espaço-tempo.

Big Crunch

Ao contrario das duas primeiras teorias acima, a teoria do Big Crunch considera o parâmetro de matéria como dominante em relação a energia:

${\Omega }_m\gg {\Omega }_{\Lambda }^{}$

nesse sentindo, se a matéria dominasse, a gravidade desaceleraria a expansão, possivelmente levando a um Big Crunch (colapso universal). Porém, observações mostram que Ω $\approx 0,31$, insuficiente para reverter a expansão culminando em uma singularidade semelhante ao Big Bang  (um ponto de densidade infinita). 

A ideia de um universo oscilante, ciclando entre Big Bangs e Big Crunches, foi popularizada no século XX por físicos como Richard Tolman. No entanto, a descoberta da expansão acelerada tornou o Big Crunch praticamente inviável. Para que ocorresse, a densidade de matéria teria de superar não apenas a expansão inicial, mas também a pressão repulsiva da energia escura. Dados do satélite Planck mostram que a densidade total do universo é muito próxima da densidade crítica  igual a 1, confirmando uma geometria plana e descartando um colapso.

Ainda assim, teorias especulativas sugerem que, se a energia escura não for constante e enfraquecer no futuro distante, a gravidade poderia retomar o controle. Alternativamente, em modelos de gravidade quântica em loop, o colapso poderia ser evitado por efeitos quânticos, levando a um Big Bounce (Grande Rebote), onde o universo renasce sem uma singularidade. Essas ideias, porém, carecem de suporte observacional e matemático sólido.

Multiversos e a Seleção Natural Cósmica

Em teorias como a inflação eterna, proposta por Alan Guth e Andrei Linde, nosso universo é uma "bolha" em um multiverso infinito, onde diferentes regiões possuem leis físicas distintas. Nesse contexto, o fim de nosso universo não seria o fim de toda a existência. Novos universos poderiam surgir continuamente, cada um com sua própria energia escura, constantes físicas e destinos.

Essa ideia conecta-se à antropia cósmica: universos com valores de Λ inadequados para a vida (como um Big Rip precoce ou um colapso rápido) não teriam observadores para questionar seu destino. Assim, nosso universo, com Λ pequeno o suficiente para permitir galáxias e vida, seria apenas um entre infinitos. A ideia do multiverso, apesar de fascinante, ainda está no campo das hipóteses teóricas. Enquanto algumas versões surgem naturalmente de modelos bem estabelecidos da física, a falta de evidências diretas mantém essa teoria como uma possibilidade intrigante, mas não confirmada.

​

${\mathrm{\Omega }}_{\text{total}}=1$

${\mathrm{\Omega }}_m\approx 0,31$