Destino do universo

O universo terá um fim? Esta é uma pergunta que intriga a humanidade desde eras imemoriais, suscitando diversas previsões — tanto por parte de místicos quanto de cientistas. No entanto, apesar da impressionante evolução da ciência cosmológica a partir dos anos 1980, ainda não há uma resposta conclusiva.

Isso não significa que os cientistas não tenham avançado nas pesquisas relacionadas ao assunto. Nessas investigações, são considerados diferentes cenários para o futuro distante do universo. Entre os principais estão:

• Big Crunch ("Grande Colapso") — Em determinado momento, a atração gravitacional associada à matéria poderia interromper a expansão e fazer o universo começar a se contrair, colapsando sobre si mesmo. No entanto, essa futura reversão da expansão não é indicada pelo modelo cosmológico atualmente favorecido.
• Big Chill ("Grande Frio") ou Big Freeze ("Grande Congelamento") — Considerando a continuidade da expansão acelerada atualmente observada e sua descrição pela constante cosmológica, o universo continuaria se expandindo indefinidamente, tornando-se progressivamente mais frio, escuro e rarefeito. Com o tempo, a formação de novas estrelas se tornaria cada vez mais difícil, até cessar. Esse cenário, também conhecido como morte térmica, permanece uma das possibilidades mais plausíveis para o futuro do universo, caso a expansão acelerada continue.
• Big Rip ("Grande Ruptura") — Em determinados modelos nos quais a energia escura apresenta propriedades específicas, sua densidade poderia aumentar com a expansão. Nesse caso, a aceleração se intensificaria progressivamente, podendo superar a coesão gravitacional das galáxias, dos sistemas estelares e, finalmente, das próprias estruturas atômicas. O universo seria então completamente dilacerado. Embora teoricamente possível, não há evidências observacionais de que esse cenário ocorrerá.

Os cenários possíveis não param por aí. Existem outras propostas cosmológicas, algumas bastante especulativas, formuladas por cientistas respeitados — inclusive modelos nos quais o universo observável seria apenas uma etapa de uma história muito mais ampla, sem um início ou um fim absolutos.

Em um deles, o Big Bounce ("Grande Salto"), o universo passaria por uma fase de contração antes de iniciar uma nova expansão. Ao atingir uma escala extremamente pequena e uma densidade muito elevada, efeitos físicos ainda não descritos pela relatividade geral clássica poderiam impedir a formação de uma singularidade e provocar uma transição — o bounce — para uma nova fase de expansão. O processo poderia, em princípio, repetir-se indefinidamente.

O físico russo Andrei Linde, da Universidade de Stanford (Califórnia), oferece uma visão ainda mais abrangente. Segundo uma das versões da hipótese da inflação eterna, a região do universo que observamos poderia representar apenas uma pequena parte de uma realidade muito maior, na qual novas regiões em expansão continuariam surgindo enquanto outras evoluiriam de maneiras diferentes.

Essa ideia é compatível com uma das hipóteses do multiverso. Em determinados modelos de inflação eterna, diferentes regiões poderiam deixar de participar da expansão inflacionária em momentos distintos, formando universos-bolha com histórias próprias. Enquanto algumas dessas regiões evoluiriam, outras poderiam continuar produzindo novas regiões em expansão.

Outro modelo de universo sem um início absoluto é a cosmologia cíclica conforme (Conformal Cyclic Cosmology, ou CCC), apresentada pelo físico, matemático, cosmólogo e filósofo científico inglês Roger Penrose, ganhador do Prêmio Nobel de Física de 2020 por suas contribuições teóricas sobre buracos negros.

Penrose propôs a CCC em 2005, apresentando inicialmente suas ideias em palestras e publicando-as formalmente em 2006. A teoria foi posteriormente desenvolvida e popularizada em seu livro Cycles of Time, publicado em 2010.

Segundo esse modelo, o Big Bang não representa o início absoluto de toda a realidade. Nosso universo, chamado por Penrose de um aeon, sucederia ao estado extremamente remoto do universo anterior, cujo futuro seria conectado ao nosso Big Bang por uma transformação matemática conhecida como transformação conforme.

A ideia depende de uma propriedade fundamental das equações envolvidas: em um futuro extremamente distante, a matéria massiva desapareceria e o universo seria dominado por radiação e outras formas de energia sem massa. Nesse regime, determinadas escalas físicas perderiam sua importância, permitindo relacionar matematicamente o futuro remoto de um aeon ao início do aeon seguinte.

Penrose e colaboradores também sugeriram que determinadas estruturas circulares observadas em mapas da radiação cósmica de fundo em micro-ondas (CMB) poderiam ser marcas deixadas por acontecimentos ocorridos no universo anterior. Essas estruturas, denominadas por Penrose de Hawking points, seriam associadas à energia liberada pela evaporação de buracos negros supermassivos no aeon anterior.

Essa interpretação, entretanto, permanece controversa e não constitui evidência estabelecida da cosmologia cíclica conforme. As estruturas apontadas como possíveis Hawking points não possuem atualmente uma confirmação observacional independente que permita considerá-las uma previsão comprovada da teoria.

Em linhas gerais, o ciclo proposto pela CCC seria o seguinte:

• Ocorre o Big Bang, marcando o início do nosso aeon. O universo se expande durante um período extremamente longo e, ao longo de sua evolução, estrelas e galáxias se formam e desaparecem.
• Em um futuro remoto, a matéria existente seria progressivamente incorporada por buracos negros. Segundo a previsão teórica de Stephen Hawking, os buracos negros também podem perder energia por meio da chamada radiação Hawking, evaporando-se em escalas de tempo extremamente longas.
• No futuro ainda mais distante, os buracos negros teriam evaporado e o universo seria dominado essencialmente por radiação e partículas sem massa. Nesse estado, a distinção entre escalas de tempo e comprimento perderia seu significado físico de uma maneira que permitiria estabelecer a conexão conforme com o Big Bang do aeon seguinte.
• O processo poderia se repetir indefinidamente. Assim, em vez de um único universo com um começo absoluto e um fim definitivo, haveria uma sucessão de aeons, cada um sucedendo ao futuro remoto do anterior.

Essas teorias exploram a possibilidade de uma existência cósmica contínua. No entanto, são propostas teóricas que permanecem em diferentes graus de especulação e não constituem alternativas observacionalmente estabelecidas ao modelo cosmológico padrão.

Isso nos conduz de volta à pergunta inicial: como será o futuro do universo que habitamos?

No modelo cosmológico padrão, a continuação da expansão acelerada conduz naturalmente a um futuro de expansão cada vez mais diluída, associado ao cenário conhecido como morte térmica ou Big Freeze. Entretanto, a natureza da energia escura ainda não é conhecida com precisão suficiente para transformar essa previsão em uma certeza.

O que poderia levar o universo a se contrair? Por outro lado, o que poderia fazer com que ele continuasse se expandindo indefinidamente? São esses os aspectos que precisamos compreender para avaliar os diferentes cenários para seu futuro.

Em modelos cosmológicos simples, para que ocorra o Big Crunch, a atração gravitacional associada à matéria deve ser suficiente para interromper a expansão e provocar uma contração cósmica. Caso isso não aconteça, o universo poderá continuar se expandindo para sempre.

Assim, a densidade e a pressão da matéria e da energia existentes tornam-se parâmetros-chave nessa análise.

Com base nesses parâmetros, possíveis destinos para o universo estão representados no gráfico a seguir:

Os conceitos envolvidos já foram discutidos nos artigos anteriores sobre a teoria do Big Bang. Para um adequado entendimento do tema que estamos tratando, recomendamos a leitura desde o início da série.

Nos modelos representados originalmente nesse tipo de diagrama, se a pressão for baixa — como ocorre com a matéria comum — o destino do universo depende principalmente de sua densidade. Se esta for maior que a densidade crítica, a atração gravitacional poderá interromper a expansão e provocar o Big Crunch. Por outro lado, se a densidade for menor que a crítica, o universo poderá continuar se expandindo indefinidamente.

Essa relação entre densidade e destino, entretanto, é especialmente simples quando consideramos um universo dominado por matéria e radiação. A descoberta da expansão acelerada e da energia escura tornou a questão mais complexa.

Observações cosmológicas indicam que a densidade total de matéria e energia do universo é muito próxima da densidade crítica, o que caracteriza uma geometria espacial praticamente plana. Ao mesmo tempo, observa-se que a expansão cósmica está atualmente acelerada.

Esse cenário é associado à predominância da energia escura, cuja natureza física ainda não é conhecida. Em sua descrição mais simples, representada pela constante cosmológica, ela possui pressão negativa e, na relatividade geral, contribui para a aceleração da expansão.

A aceleração da expansão foi constatada inicialmente por meio de estudos de supernovas distantes e posteriormente confirmada por diversas outras observações cosmológicas. As observações do WMAP forneceram evidências precisas de que a geometria espacial do universo é muito próxima da planura, resultado posteriormente refinado pelas observações do Planck e por outros levantamentos cosmológicos.

No cenário do modelo cosmológico padrão, no qual a energia escura é representada por uma constante cosmológica, a continuidade da expansão acelerada conduz a um futuro de expansão indefinida, no qual a matéria e a energia se tornam progressivamente mais diluídas. Esse é o cenário conhecido como morte térmica ou Big Freeze.

O Big Rip continua sendo teoricamente possível em determinados modelos de energia escura, mas não há evidências observacionais de que suas condições específicas sejam satisfeitas.

Esta é uma hipótese singular, com fundamentos de natureza diversa dos que respaldam as outras possibilidades. Ela sugere que o estado de vácuo em que nosso universo atualmente se encontra pode não ser o estado de energia mais baixo possível. O que isso significa?

Na teoria quântica de campos, o vácuo não significa simplesmente espaço vazio. Ele corresponde ao estado de menor energia acessível de um campo em determinada configuração. É possível, porém, que um campo esteja em um estado de energia relativamente baixo, mas não no mínimo absoluto. Nesse caso, temos um chamado falso vácuo.

O falso vácuo corresponde a um mínimo local de energia, que parece estável, mas existe um estado ainda mais baixo em outro lugar, o vácuo verdadeiro, correspondente ao mínimo global.

Se ocorrer uma transição quântica, pode surgir espontaneamente uma pequena região de vácuo verdadeiro. Essa região formaria uma espécie de bolha cujo interior estaria no novo estado de vácuo e que se expandiria a uma velocidade extremamente elevada, convertendo o espaço ao seu redor para o novo estado de vácuo.

A transição alteraria as propriedades fundamentais dos campos quânticos dentro da bolha. Dependendo da física envolvida, isso poderia modificar as propriedades das partículas elementares, das forças fundamentais e das próprias condições que permitem a existência da matéria como conhecemos.

A fronteira da bolha poderia se propagar a uma velocidade próxima à da luz. Portanto, para qualquer observador atingido por ela, não haveria um aviso prévio: a transformação chegaria antes que fosse possível observá-la ou tomar qualquer providência.

O campo de Higgs possui um potencial que, em determinadas extrapolações do modelo padrão, pode permitir que o estado atual seja metaestável, em vez de absolutamente estável. Isso levou físicos a investigar a possibilidade de que nosso universo esteja em um falso vácuo.

No entanto, essa conclusão depende da extrapolação da física conhecida para energias muito superiores às que conseguimos testar diretamente. Além disso, parâmetros como a massa do bóson de Higgs e a massa do quark top têm papel importante nessa avaliação (para saber mais sobre o campo de Higgs e as partículas elementares, leia nosso conteúdo sobre o mundo subatômico).

Portanto, a possibilidade de que o universo sofra o decaimento do vácuo não é uma previsão estabelecida da cosmologia moderna. É um cenário teórico possível dentro de determinadas hipóteses da física de partículas e da teoria quântica de campos.

Todavia, a hipótese traz uma nova dimensão ao tema do destino do universo: ele não depende apenas de saber se a expansão terá continuidade, mas também de questões muito mais profundas sobre a própria estabilidade dos estados fundamentais dos campos quânticos que descrevem a natureza.

A cosmologia consegue prever o futuro do universo até onde nossas teorias e observações permitem — mas, no horizonte mais remoto, ainda existem perguntas fundamentais sem resposta. O cenário de morte térmica é compatível com o modelo cosmológico padrão e permanece uma das possibilidades mais plausíveis, mas sua concretização dependerá da natureza da energia escura e de outros aspectos fundamentais da física ainda não esclarecidos.

Ao longo desta série, acompanhamos os principais acontecimentos da história cósmica — desde a expansão inflacionária e a formação das primeiras partículas até o surgimento das estrelas, galáxias e grandes estruturas que observamos atualmente. O destino do universo, entretanto, permanece em aberto: sua evolução futura dependerá sobretudo da natureza da energia escura e de fenômenos físicos que ainda não compreendemos plenamente.