E5 Galáxias e Cosmologia

Tópico

A cosmologia moderna descreve um universo plano, homogêneo e isotrópico em grande escala, um universo que também está se expandindo a uma taxa acelerada.

A equação de Friedmann, derivada da relatividade geral, governa como o fator de escala deste universo evolui ao longo do tempo, com base em sua densidade de matéria e energia, sua curvatura e a constante cosmológica que também o caracteriza.

A densidade crítica do universo, dentro desta mesma equação, separa os possíveis destinos cósmicos: se a densidade real do universo excedesse esse limiar crítico, o universo eventualmente entraria em colapso sobre si mesmo; se caísse abaixo desse limiar, no entanto, ele se expandiria eternamente. O caso que é de fato observado é praticamente idêntico a esse limiar crítico — um universo plano — mas com uma fração dominante dessa densidade correspondendo à energia escura, e é precisamente essa energia escura que faz com que a expansão do universo, em vez de desacelerar, acelere ao longo do tempo.

O universo observável tem aproximadamente treze bilhões e oitocentos milhões de anos, um raio de várias dezenas de bilhões de anos-luz e contém, em todo esse volume, cerca de dois trilhões de galáxias. Assim, desde o universo plano e homogêneo com o qual este documento começa até esses dois trilhões de galáxias com os quais ele termina, passando pela equação de Friedmann e pela densidade crítica que determina entre o colapso e a expansão eterna, a cosmologia moderna dita que todo o destino do universo é determinado pela simples comparação entre sua densidade atual e esse único limiar crítico.

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