O UNIVERSO

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O que é o universo? Essa é uma pergunta imensamente carregada! Não importa qual o ângulo que se leva para responder a essa pergunta, pode-se passar anos respondendo a essa pergunta e ainda mal arranhar a superfície. Em termos de tempo e espaço, é insondávelmente grande (e possivelmente até infinito) e incrivelmente antigo para os padrões humanos. Descrevê-lo em detalhes é, portanto, uma tarefa monumental. Mas nós aqui na Space Magazine estamos determinados a tentar!

Então, o que é o universo? Bem, a resposta curta é que é a soma total de toda a existência. É a totalidade do tempo, espaço, matéria e energia que começaram a se expandir cerca de 13,8 bilhões de anos atrás e continuaram se expandindo desde então. Ninguém sabe ao certo o quão extenso o Universo realmente é, e ninguém sabe ao certo como tudo terminará. Mas pesquisas e estudos em andamento nos ensinaram muito no curso da história da humanidade.

Definição:

O termo "o Universo" é derivado da palavra latina "universum", que foi usada pelo estadista romano Cícero e autores romanos posteriores para se referir ao mundo e ao cosmos como eles o conheciam. Isso consistia na Terra e em todas as criaturas vivas que nela habitavam, bem como na Lua, no Sol, nos planetas então conhecidos (Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter, Saturno) e nas estrelas.

O termo "cosmos" é frequentemente usado de forma intercambiável com o universo. É derivado da palavra grega Kosmos, que literalmente significa "o mundo". Outras palavras comumente usadas para definir a totalidade da existência incluem "Natureza" (derivada da palavra germânica natur) e a palavra em inglês "tudo", que pode ser usada na terminologia científica, ou seja, "Teoria de tudo" (TOE).

Hoje, esse termo costuma ser usado para se referir a todas as coisas que existem dentro do Universo conhecido - o Sistema Solar, a Via Láctea e todas as galáxias e superestruturas conhecidas. No contexto da ciência moderna, astronomia e astrofísica, também se refere a todo o espaço-tempo, a todas as formas de energia (isto é, radiação eletromagnética e matéria) e às leis físicas que as vinculam.

Origem do Universo:

O consenso científico atual é que o Universo se expandiu de um ponto de super alta matéria e densidade de energia há cerca de 13,8 bilhões de anos atrás. Essa teoria, conhecida como Teoria do Big Bang, não é o único modelo cosmológico para explicar as origens do Universo e sua evolução - por exemplo, há a Teoria do Estado Estável ou a Teoria do Universo Oscilante.

É, no entanto, o mais amplamente aceito e popular. Isso se deve ao fato de que somente a teoria do Big Bang é capaz de explicar a origem de toda a matéria conhecida, as leis da física e a estrutura em larga escala do Universo. Ele também explica a expansão do Universo, a existência do Fundo Cósmico de Microondas e uma ampla gama de outros fenômenos.

Trabalhando para trás a partir do estado atual do Universo, os cientistas teorizaram que ele deveria ter se originado em um único ponto de densidade infinita e tempo finito que começaram a se expandir. Após a expansão inicial, a teoria sustenta que o Universo esfriou o suficiente para permitir a formação de partículas subatômicas e, posteriormente, átomos simples. Nuvens gigantes desses elementos primordiais mais tarde coalesceram através da gravidade para formar estrelas e galáxias.

Tudo isso começou há cerca de 13,8 bilhões de anos atrás e, portanto, é considerado a idade do Universo. Através do teste de princípios teóricos, experimentos envolvendo aceleradores de partículas e estados de alta energia e estudos astronômicos que observaram o universo profundo, os cientistas construíram uma linha do tempo de eventos que começaram com o Big Bang e levaram ao estado atual da evolução cósmica .

No entanto, os primeiros tempos do Universo - com duração de aproximadamente 10^-43 a 10^-11 segundos após o Big Bang - são objeto de extensa especulação. Dado que as leis da física como as conhecemos não poderiam existir neste momento, é difícil compreender como o Universo poderia ser governado. Além disso, experimentos que podem criar os tipos de energia envolvidos estão na sua infância.

Ainda assim, muitas teorias prevalecem sobre o que ocorreu nesse instante inicial no tempo, muitas das quais são compatíveis. De acordo com muitas dessas teorias, o instante seguinte ao Big Bang pode ser dividido nos seguintes períodos: a Época da Singularidade, a Época da Inflação e a Época do Resfriamento.

Também conhecida como época de Planck (ou era de Planck), a época da singularidade foi o período mais antigo conhecido do universo. Nesse momento, toda a matéria estava condensada em um único ponto de densidade infinita e calor extremo. Durante esse período, acredita-se que os efeitos quânticos da gravidade dominassem as interações físicas e que nenhuma outra força física tivesse força igual à gravitação.

Esse período de Planck se estende do ponto 0 a aproximadamente 10^-43segundos e é assim chamado porque só pode ser medido em tempo de Planck. Devido ao extremo calor e densidade da matéria, o estado do Universo era altamente instável. Assim, começou a se expandir e esfriar, levando à manifestação das forças fundamentais da física. De aproximadamente 10^-43 segundo e 10^-36, o universo começou a atravessar as temperaturas de transição.

É aqui que se acredita que as forças fundamentais que governam o Universo começaram a se separar. O primeiro passo para isso foi a força da gravitação que se separava das forças de bitola, responsáveis por forças nucleares fortes e fracas e eletromagnetismo. Então, de 10^-36a 10^-32segundos após o Big Bang, a temperatura do Universo estava baixa o suficiente (10²⁸ K) que o eletromagnetismo e a força nuclear fraca também foram capazes de se separar.

Com a criação das primeiras forças fundamentais do Universo, começou a Época da Inflação, com duração de 10^-32segundos no tempo de Planck até um ponto desconhecido. A maioria dos modelos cosmológicos sugere que o Universo, nesse ponto, estava preenchido homogeneamente com uma alta densidade de energia e que as temperaturas e a pressão incrivelmente altas deram origem a uma rápida expansão e resfriamento.

Isso começou às 10^-37 segundos, em que a transição de fase que causou a separação de forças também levou a um período em que o Universo cresceu exponencialmente. Foi também neste momento que ocorreu a barogênese, que se refere a um evento hipotético em que as temperaturas eram tão altas que os movimentos aleatórios das partículas ocorreram em velocidades relativísticas.

Como resultado disso, pares de partículas e antipartículas de todos os tipos estavam sendo continuamente criados e destruídos em colisões, que se acredita terem levado ao predomínio da matéria sobre a antimatéria no universo atual. Depois que a inflação parou, o Universo consistiu em um plasma de quarks-glúons, além de todas as outras partículas elementares. Desse ponto em diante, o Universo começou a esfriar e a matéria coalescer e formar.

À medida que o Universo continuava diminuindo em densidade e temperatura, a época de resfriamento começou. Isso se caracterizou pela energia das partículas diminuindo e as transições de fase continuando até que as forças fundamentais da física e das partículas elementares mudassem para sua forma atual. Como as energias das partículas teriam caído para valores que podem ser obtidos por experimentos de física de partículas, esse período em diante está sujeito a menos especulações.

Por exemplo, os cientistas acreditam que cerca de 10^-11 segundos após o Big Bang, as energias das partículas caíram consideravelmente. Em cerca de 10^-6 segundos, quarks e glúons combinados para formar bárions, como prótons e nêutrons, e um pequeno excesso de quarks sobre antiquarques levou a um pequeno excesso de bárions sobre antibióticos.

Como as temperaturas não eram altas o suficiente para criar novos pares próton-anti-próton (ou pares nêutron-anitneutron), a aniquilação em massa ocorreu imediatamente, deixando apenas um em cada 10¹⁰ dos prótons e nêutrons originais e nenhuma de suas antipartículas. Um processo semelhante aconteceu cerca de 1 segundo após o Big Bang para elétrons e pósitrons.

Após essas aniquilações, os prótons, nêutrons e elétrons restantes não estavam mais se movendo relativisticamente e a densidade de energia do Universo era dominada por fótons - e, em menor grau, por neutrinos. Alguns minutos depois da expansão, o período conhecido como nucleossíntese do Big Bang também começou.

Graças a temperaturas que caem para 1 bilhão de kelvin e densidades de energia que caem para aproximadamente o equivalente ao ar, nêutrons e prótons começaram a se combinar para formar o primeiro deutério do Universo (um isótopo estável de hidrogênio) e átomos de hélio. No entanto, a maioria dos prótons do Universo permaneceu não combinada como núcleos de hidrogênio.

Após cerca de 379.000 anos, os elétrons se combinaram com esses núcleos para formar átomos (novamente, principalmente hidrogênio), enquanto a radiação se separou da matéria e continuou a se expandir pelo espaço, praticamente desimpedida. Sabe-se agora que essa radiação é o que constitui o Fundo Cósmico de Microondas (CMB), que hoje é a luz mais antiga do Universo.

À medida que o CMB se expandia, gradualmente perdeu densidade e energia, e atualmente estima-se que tenha uma temperatura de 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C / -454,763 ° F) e uma densidade de energia de 0,25 eV / cm³ (ou 4.005 × 10^-14 J / m³; 400–500 fótons / cm³) O CMB pode ser visto em todas as direções a uma distância de aproximadamente 13,8 bilhões de anos-luz, mas as estimativas de sua distância real o situam em cerca de 46 bilhões de anos-luz do centro do Universo.

Evolução do Universo:

Ao longo dos vários bilhões de anos que se seguiram, as regiões um pouco mais densas da matéria do Universo (que foram quase uniformemente distribuídas) começaram a se tornar gravitacionalmente atraídas uma pela outra. Eles, portanto, ficaram ainda mais densos, formando nuvens de gás, estrelas, galáxias e outras estruturas astronômicas que observamos regularmente hoje.

Isso é conhecido como a Época da Estrutura, pois foi durante esse período que o Universo moderno começou a tomar forma. Isso consistia em matéria visível distribuída em estruturas de vários tamanhos (ou seja, estrelas e planetas para galáxias, aglomerados de galáxias e super aglomerados) onde a matéria é concentrada e que são separadas por enormes golfos contendo poucas galáxias.

Os detalhes desse processo dependem da quantidade e tipo de matéria no Universo. Matéria escura fria, matéria escura quente, matéria escura quente e matéria bariônica são os quatro tipos sugeridos. No entanto, o modelo Lambda-Cold Dark Matter (Lambda-CDM), no qual as partículas de matéria escura se movem lentamente em comparação com a velocidade da luz, é considerado o modelo padrão da cosmologia do Big Bang, pois melhor se ajusta aos dados disponíveis .

Neste modelo, estima-se que a matéria escura fria represente cerca de 23% da matéria / energia do Universo, enquanto a matéria bariônica representa cerca de 4,6%. O Lambda refere-se à Constante Cosmológica, uma teoria proposta originalmente por Albert Einstein que tentou mostrar que o equilíbrio de energia de massa no Universo permanece estático.

Nesse caso, está associado à energia escura, que serviu para acelerar a expansão do Universo e manter sua estrutura em larga escala bastante uniforme. A existência de energia escura é baseada em múltiplas linhas de evidência, todas indicando que o Universo é permeado por ela. Com base em observações, estima-se que 73% do universo seja composto dessa energia.

Nas fases iniciais do Universo, quando toda a matéria bariônica estava mais próxima do espaço, a gravidade predominava. No entanto, após bilhões de anos de expansão, a crescente abundância de energia escura levou a começar a dominar as interações entre galáxias. Isso desencadeou uma aceleração, conhecida como Época de Aceleração Cósmica.

O início desse período está sujeito a debate, mas estima-se que ele tenha começado aproximadamente 8,8 bilhões de anos após o Big Bang (5 bilhões de anos atrás). Os cosmologistas confiam na mecânica quântica e na Relatividade Geral de Einstein para descrever o processo de evolução cósmica que ocorreu durante esse período e a qualquer momento após a Época Inflacionária.

Através de um rigoroso processo de observação e modelagem, os cientistas determinaram que esse período evolutivo está de acordo com as equações de campo de Einstein, embora a verdadeira natureza da energia escura permaneça ilusória. Além disso, não há modelos bem suportados que sejam capazes de determinar o que aconteceu no Universo antes do período anterior a 10^-15segundos após o Big Bang.

No entanto, experimentos em andamento usando o Large Hadron Collider (LHC) do CERN buscam recriar as condições de energia que existiriam durante o Big Bang, que também deve revelar a física que vai além do modelo padrão.

Qualquer avanço nessa área provavelmente levará a uma teoria unificada da gravitação quântica, onde os cientistas finalmente serão capazes de entender como a gravidade interage com as três outras forças fundamentais da física - eletromagnetismo, força nuclear fraca e força nuclear forte. Isso, por sua vez, também nos ajudará a entender o que realmente aconteceu durante as primeiras épocas do Universo.

Estrutura do Universo:

O tamanho, a forma e a estrutura em larga escala do Universo têm sido objeto de pesquisas em andamento. Enquanto a luz mais antiga do Universo que pode ser observada está a 13,8 bilhões de anos-luz de distância (o CMB), essa não é a extensão real do Universo. Dado que o Universo está em um estado de expansão há bilhões de anos, e a velocidades que excedem a velocidade da luz, o limite real se estende muito além do que podemos ver.

Nossos modelos cosmológicos atuais indicam que o Universo mede cerca de 91 bilhões de anos-luz (28 bilhões de parsecs) de diâmetro. Em outras palavras, o Universo observável se estende para fora do nosso Sistema Solar até uma distância de aproximadamente 46 bilhões de anos-luz em todas as direções. No entanto, dado que a borda do Universo não é observável, ainda não está claro se o Universo realmente tem uma borda. Pelo que sabemos, isso dura para sempre!

Dentro do universo observável, a matéria é distribuída de maneira altamente estruturada. Nas galáxias, isso consiste em grandes concentrações - isto é, planetas, estrelas e nebulosas - intercaladas com grandes áreas de espaço vazio (isto é, espaço interplanetário e meio interestelar).

As coisas são iguais em escalas maiores, com as galáxias sendo separadas por volumes de espaço cheios de gás e poeira. Na maior escala, onde existem aglomerados e superaglomerados de galáxias, você tem uma rede fina de estruturas em grande escala, consistindo em filamentos densos de matéria e gigantescos vazios cósmicos.

Em termos de sua forma, o espaço-tempo pode existir em uma das três configurações possíveis - curva positiva, curva negativa e plana. Essas possibilidades são baseadas na existência de pelo menos quatro dimensões do espaço-tempo (uma coordenada x, uma coordenada y, uma coordenada z e tempo) e dependem da natureza da expansão cósmica e se o Universo deve ou não é finito ou infinito.

Um universo curvado positivamente (ou fechado) se pareceria com uma esfera quadridimensional que seria finita no espaço e sem arestas discerníveis. Um universo com curvas negativas (ou abertas) pareceria uma “sela” quadridimensional e não teria limites no espaço ou no tempo.

No cenário anterior, o Universo teria que parar de se expandir devido a uma superabundância de energia. Neste último, conteria pouca energia para parar de se expandir. No terceiro e último cenário - um Universo plano - existiria uma quantidade crítica de energia e sua expansão só seria interrompida após uma quantidade infinita de tempo.

Destino do Universo:

A hipótese de que o Universo teve um ponto de partida naturalmente suscita perguntas sobre um possível ponto final. Se o Universo começou como um pequeno ponto de densidade infinita que começou a se expandir, isso significa que continuará se expandindo indefinidamente? Ou será que um dia ficará sem força expansiva e começará a recuar para dentro até que toda a matéria volte a formar uma bolinha?

Responder a essa pergunta tem sido o foco principal dos cosmólogos desde o início do debate sobre qual modelo do Universo era o correto. Com a aceitação da Teoria do Big Bang, mas antes da observação da energia escura na década de 1990, os cosmólogos chegaram a um acordo em dois cenários como sendo os resultados mais prováveis para o nosso Universo.

No primeiro, conhecido como cenário de "Big Crunch", o Universo atingirá um tamanho máximo e começará a entrar em colapso. Isso só será possível se a densidade de massa do Universo for maior que a densidade crítica. Em outras palavras, desde que a densidade da matéria permaneça igual ou superior a um determinado valor (1-3 × 10^-26 kg de matéria por m³), o Universo acabará se contraindo.

Como alternativa, se a densidade no Universo fosse igual ou abaixo da densidade crítica, a expansão diminuiria, mas nunca pararia. Nesse cenário, conhecido como "Big Freeze", o Universo continuaria até que a formação estelar acabasse com o consumo de todo o gás interestelar em cada galáxia. Enquanto isso, todas as estrelas existentes se extinguiriam e se tornariam anãs brancas, estrelas de nêutrons e buracos negros.

Muito gradualmente, colisões entre esses buracos negros resultariam no acúmulo de massa em buracos negros cada vez maiores. A temperatura média do Universo se aproximaria do zero absoluto, e os buracos negros evaporariam após emitir a última radiação de Hawking. Finalmente, a entropia do Universo aumentaria a tal ponto que nenhuma forma organizada de energia poderia ser extraída dele (um cenário conhecido como “morte por calor”).

As observações modernas, que incluem a existência de energia escura e sua influência na expansão cósmica, levaram à conclusão de que mais e mais do Universo atualmente visível passará além do nosso horizonte de eventos (ou seja, o CMB, a borda do que podemos ver) e tornar-se invisível para nós. O resultado final disso ainda não é conhecido, mas a “morte por calor” também é considerada um provável ponto final nesse cenário.

Outras explicações da energia escura, chamadas de teorias da energia fantasma, sugerem que, finalmente, aglomerados, estrelas, planetas, átomos, núcleos e matéria da galáxia serão dilacerados pela crescente expansão. Esse cenário é conhecido como o "Grande Rasgo", no qual a expansão do próprio Universo acabará sendo sua ruína.

História do Estudo:

A rigor, os seres humanos têm contemplado e estudado a natureza do Universo desde os tempos pré-históricos. Como tal, os primeiros relatos de como o Universo surgiu eram de natureza mitológica e transmitidos oralmente de uma geração para a seguinte. Nessas histórias, o mundo, o espaço, o tempo e toda a vida começaram com um evento de criação, onde um Deus ou Deuses eram responsáveis por criar tudo.

A astronomia também começou a emergir como um campo de estudo na época dos antigos babilônios. Sistemas de constelações e calendários astrológicos preparados por estudiosos da Babilônia, a partir do segundo milênio aC, continuariam a informar as tradições cosmológicas e astrológicas das culturas nos próximos milhares de anos.

Pela Antiguidade Clássica, a noção de um Universo ditado por leis físicas começou a emergir. Entre estudiosos gregos e indianos, as explicações para a criação começaram a se tornar filosóficas por natureza, enfatizando causa e efeito, em vez de ação divina. Os primeiros exemplos incluem Thales e Anaximander, dois estudiosos gregos pré-socráticos que argumentavam que tudo nasceu de uma forma primordial de matéria.

No século V aC, o filósofo pré-socrático Empédocles se tornou o primeiro estudioso ocidental a propor um universo composto por quatro elementos - terra, ar, água e fogo. Essa filosofia tornou-se muito popular nos círculos ocidentais e era semelhante ao sistema chinês de cinco elementos - metal, madeira, água, fogo e terra - que surgiram na mesma época.

Somente em Demócrito, filósofo grego dos séculos V / IV aC, foi proposto um universo composto de partículas indivisíveis (átomos). O filósofo indiano Kanada (que viveu no século VI ou II aC) levou essa filosofia adiante, propondo que luz e calor eram a mesma substância de forma diferente. O filósofo budista do século V dC, Dignana, levou isso ainda mais longe, propondo que toda a matéria era composta de energia.

A noção de tempo finito também era uma característica fundamental das religiões abraâmicas - judaísmo, cristianismo e islamismo. Talvez inspirada no conceito zoroastriano do Dia do Julgamento, a crença de que o Universo teve um começo e um fim continuaria a informar conceitos ocidentais de cosmologia até os dias atuais.

Entre o segundo milênio AEC e o século II dC, a astronomia e a astrologia continuaram a se desenvolver e evoluir. Além de monitorar os movimentos apropriados dos planetas e o movimento das constelações pelo Zodíaco, os astrônomos gregos também articularam o modelo geocêntrico do Universo, onde o Sol, planetas e estrelas giram em torno da Terra.

Essas tradições são melhor descritas no tratado matemático e astronômico do século II dC, oAlmagest, que foi escrito pelo astrônomo grego-egípcio Claudius Ptolemaeus (também conhecido como Ptolomeu). Este tratado e o modelo cosmológico adotado seriam considerados cânones pelos estudiosos europeus e islâmicos medievais por mais de mil anos.

No entanto, mesmo antes da Revolução Científica (séculos XVI a XVIII), havia astrônomos que propuseram um modelo heliocêntrico do Universo - onde a Terra, planetas e estrelas giravam em torno do Sol. Estes incluíam o astrônomo grego Aristarco de Samos (ca. 310 - 230 aC) e o astrônomo e filósofo helenístico Seleucus de Seleucia (190 - 150 aC).

Durante a Idade Média, filósofos e estudiosos indianos, persas e árabes mantiveram e expandiram a astronomia clássica. Além de manter vivas as idéias ptolomaicas e não aristotélicas, elas também propuseram idéias revolucionárias como a rotação da Terra. Alguns estudiosos - como o astrônomo indiano Aryabhata e os astrônomos persas Albumasar e Al-Sijzi - chegaram a versões avançadas de um universo heliocêntrico.

No século XVI, Nicolaus Copernicus propôs o conceito mais completo de um universo heliocêntrico, resolvendo problemas matemáticos remanescentes com a teoria. Suas idéias foram expressas pela primeira vez no manuscrito de 40 páginas intitulado Commentariolus (“Little Commentary”), que descreveu um modelo heliocêntrico baseado em sete princípios gerais. Esses sete princípios afirmavam que:

Os corpos celestes nem sempre giram em torno de um único ponto
O centro da Terra é o centro da esfera lunar - a órbita da lua ao redor da Terra; todas as esferas giram em torno do Sol, que fica perto do centro do Universo
A distância entre a Terra e o Sol é uma fração insignificante da distância entre a Terra e o Sol e as estrelas, portanto, a paralaxe não é observada nas estrelas
As estrelas são imóveis - seu movimento diário aparente é causado pela rotação diária da Terra
A Terra é movida em uma esfera ao redor do Sol, causando a aparente migração anual do Sol
Terra tem mais de um movimento
O movimento orbital da Terra ao redor do Sol causa o aparente reverso na direção dos movimentos dos planetas.

Um tratamento mais abrangente de suas idéias foi lançado em 1532, quando Copérnico completou sua magnum opus - De revolutionibus orbium coelestium (Sobre as revoluções das esferas celestes). Nele, ele avançou seus sete principais argumentos, mas de forma mais detalhada e com cálculos detalhados para apoiá-los. Devido a temores de perseguição e reação, esse volume não foi divulgado até sua morte em 1542.

Suas idéias seriam refinadas ainda mais pelos matemáticos, astrônomos e inventores do século XVI / XVII Galileu Galilei. Usando um telescópio de sua própria criação, Galileu faria observações gravadas da Lua, do Sol e de Júpiter que demonstrassem falhas no modelo geocêntrico do Universo, além de mostrar a consistência interna do modelo copernicano.

Suas observações foram publicadas em vários volumes diferentes ao longo do início do século XVII. Suas observações sobre a superfície cratera da Lua e suas observações sobre Júpiter e suas maiores luas foram detalhadas em 1610 com sua Sidereus Nuncius (O Mensageiro Estrelado) enquanto suas observações eram manchas solares foram descritas em Nas manchas observadas ao sol (1610).

Galileu também registrou suas observações sobre a Via Láctea no Starry Messenger, que antes se acreditava ser nebuloso. Em vez disso, Galileu descobriu que havia uma multidão de estrelas agrupadas tão densamente que parecia à distância parecer nuvens, mas que na verdade eram estrelas muito mais distantes do que se pensava anteriormente.

Em 1632, Galileu finalmente abordou o "Grande Debate" em seu tratadoDiálogo sopra no sistema de massa do mundo (Diálogo sobre os dois principais sistemas mundiais), em que ele defendia o modelo heliocêntrico sobre o geocêntrico. Usando suas próprias observações telescópicas, física moderna e lógica rigorosa, os argumentos de Galileu minaram efetivamente a base do sistema de Aristóteles e Ptolomeu para um público crescente e receptivo.

Johannes Kepler avançou ainda mais o modelo com sua teoria das órbitas elípticas dos planetas. Combinado com tabelas precisas que previam as posições dos planetas, o modelo copernicano foi efetivamente comprovado. A partir de meados do século XVII, havia poucos astrônomos que não eram copernicanos.

A próxima grande contribuição veio de Sir Isaac Newton (1642/43 - 1727), que trabalhou com as Leis do Movimento Planetário de Kepler o levou a desenvolver sua teoria da Gravitação Universal. Em 1687, ele publicou seu famoso tratado Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica ("Princípios Matemáticos da Filosofia Natural"), que detalhou suas Três Leis do Movimento. Essas leis afirmavam que:

Quando visto em um referencial inercial, um objeto permanece em repouso ou continua a se mover a uma velocidade constante, a menos que seja acionado por uma força externa.
A soma vetorial das forças externas (F) em um objeto é igual à massa (m) desse objeto multiplicado pelo vetor de aceleração (a) do objeto. Em forma matemática, isso é expresso como: F =muma
Quando um corpo exerce uma força sobre um segundo corpo, o segundo corpo exerce simultaneamente uma força igual em magnitude e direção oposta no primeiro corpo.

Juntas, essas leis descreviam a relação entre qualquer objeto, as forças que atuam sobre ele e o movimento resultante, estabelecendo assim as bases para a mecânica clássica. As leis também permitiram a Newton calcular a massa de cada planeta, calcular o achatamento da Terra nos pólos e a protuberância no equador, e como a atração gravitacional do Sol e da Lua cria as marés da Terra.

Seu método de análise geométrica semelhante ao cálculo também foi capaz de explicar a velocidade do som no ar (com base na Lei de Boyle), a precessão dos equinócios - que ele mostrou serem resultado da atração gravitacional da Lua para a Terra - e determinar as órbitas dos cometas. Este volume teria um efeito profundo nas ciências, com seus princípios permanecendo cânones pelos 200 anos seguintes.

Outra grande descoberta ocorreu em 1755, quando Immanuel Kant propôs que a Via Láctea era uma grande coleção de estrelas mantidas juntas por gravidade mútua. Assim como o Sistema Solar, essa coleção de estrelas seria rotativa e achatada como um disco, com o Sistema Solar incorporado nele.

O astrônomo William Herschel tentou realmente mapear a forma da Via Láctea em 1785, mas não percebeu que grandes porções da galáxia são obscurecidas por gás e poeira, que oculta sua verdadeira forma. O próximo grande salto no estudo do Universo e nas leis que o governam não ocorreu até o século XX, com o desenvolvimento das teorias de Einstein sobre a Relatividade Especial e Geral.

Teorias inovadoras de Einstein sobre espaço e tempo (resumidas simplesmente como E = mc²) foram em parte o resultado de suas tentativas de resolver as leis da mecânica de Newton com as leis do eletromagnetismo (como caracterizado pelas equações de Maxwell e pela lei da força de Lorentz). Eventualmente, Einstein resolveria a inconsistência entre esses dois campos propondo Relatividade Especial em seu artigo de 1905, "Sobre a eletrodinâmica dos corpos em movimento“.

Basicamente, essa teoria afirmou que a velocidade da luz é a mesma em todos os referenciais inerciais. Isso rompeu com o consenso de que a luz que viaja através de um meio móvel seria arrastada por esse meio, o que significava que a velocidade da luz é a soma de sua velocidade. através um meio mais a velocidade do esse meio. Essa teoria levou a vários problemas que se mostraram intransponíveis antes da teoria de Einstein.

A Relatividade Especial não apenas reconciliou as equações de Maxwell para eletricidade e magnetismo com as leis da mecânica, mas também simplificou os cálculos matemáticos, eliminando explicações estranhas usadas por outros cientistas. Tornou também a existência de um meio inteiramente supérfluo, de acordo com a velocidade da luz diretamente observada e responsável pelas aberrações observadas.

Entre 1907 e 1911, Einstein começou a considerar como a Relatividade Especial poderia ser aplicada aos campos de gravidade - o que viria a ser conhecido como Teoria da Relatividade Geral. Isso culminou em 1911 com as publicações de “Sobre a influência da gravitação na propagação da luz“, No qual ele previu que o tempo é relativo ao observador e depende de sua posição dentro de um campo gravitacional.

Ele também avançou o que é conhecido como Princípio da Equivalência, que afirma que a massa gravitacional é idêntica à massa inercial. Einstein também previu o fenômeno da dilatação do tempo gravitacional - onde dois observadores situados a distâncias variáveis de uma massa gravitacional percebem uma diferença na quantidade de tempo entre dois eventos. Outro grande resultado de suas teorias foram a existência de Buracos Negros e um universo em expansão.

Em 1915, poucos meses após Einstein ter publicado sua Teoria da Relatividade Geral, o físico e astrônomo alemão Karl Schwarzschild encontrou uma solução para as equações do campo de Einstein que descreviam o campo gravitacional de um ponto e massa esférica. Essa solução, agora chamada raio de Schwarzschild, descreve um ponto em que a massa de uma esfera é tão comprimida que a velocidade de escape da superfície seria igual à velocidade da luz.

Em 1931, o astrofísico indiano-americano Subrahmanyan Chandrasekhar calculou, usando a Relatividade Especial, que um corpo não rotativo de matéria degenerada por elétrons acima de uma certa massa limitante entraria em colapso. Em 1939, Robert Oppenheimer e outros concordaram com a análise de Chandrasekhar, alegando que estrelas de nêutrons acima de um limite prescrito entrariam em colapso em buracos negros.

Outra consequência da Relatividade Geral foi a previsão de que o Universo estava em um estado de expansão ou contração. Em 1929, Edwin Hubble confirmou que o primeiro era o caso. At the time, this appeared to disprove Einstein’s theory of a Cosmological Constant, which was a force which “held back gravity” to ensure that the distribution of matter in the Universe remained uniform over time.

To this, Edwin Hubble demonstrated using redshift measurements that galaxies were moving away from the Milky Way. What’s more, he showed that the galaxies that were farther from Earth appeared to be receding faster – a phenomena that would come to be known as Hubble’s Law. Hubble attempted to constrain the value of the expansion factor – which he estimated at 500 km/sec per Megaparsec of space (which has since been revised).

And then in 1931, Georges Lemaitre, a Belgian physicist and Roman Catholic priest, articulated an idea that would give rise to the Big Bang Theory. After confirming independently that the Universe was in a state of expansion, he suggested that the current expansion of the Universe meant that the father back in time one went, the smaller the Universe would be.

In other words, at some point in the past, the entire mass of the Universe would have been concentrated on a single point. These discoveries triggered a debate between physicists throughout the 1920s and 30s, with the majority advocating that the Universe was in a steady state (i.e. the Steady State Theory). In this model, new matter is continuously created as the Universe expands, thus preserving the uniformity and density of matter over time.

After World War II, the debate came to a head between proponents of the Steady State Model and proponents of the Big Bang Theory – which was growing in popularity. Eventually, the observational evidence began to favor the Big Bang over the Steady State, which included the discovery and confirmation of the CMB in 1965. Since that time, astronomers and cosmologists have sought to resolve theoretical problems arising from this model.

In the 1960s, for example, Dark Matter (originally proposed in 1932 by Jan Oort) was proposed as an explanation for the apparent “missing mass” of the Universe. In addition, papers submitted by Stephen Hawking and other physicists showed that singularities were an inevitable initial condition of general relativity and a Big Bang model of cosmology.

In 1981, physicist Alan Guth theorized a period of rapid cosmic expansion (aka. the “Inflation” Epoch) that resolved other theoretical problems. The 1990s also saw the rise of Dark Energy as an attempt to resolve outstanding issues in cosmology. In addition to providing an explanation as to the Universe’s missing mass (along with Dark Matter) it also provided an explanation as to why the Universe is still accelerating, and offered a resolution to Einstein’s Cosmological Constant.

Significant progress has been made in our study of the Universe thanks to advances in telescopes, satellites, and computer simulations. These have allowed astronomers and cosmologists to see farther into the Universe (and hence, farther back in time). This has in turn helped them to gain a better understanding of its true age, and make more precise calculations of its matter-energy density.

The introduction of space telescopes – such as the Cosmic Background Explorer (COBE), the Hubble Space Telescope, Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) and the Planck Observatory – has also been of immeasurable value. These have not only allowed for deeper views of the cosmos, but allowed astronomers to test theoretical models to observations.

For example, in June of 2016, NASA announced findings that indicate that the Universe is expanding even faster than previously thought. Based on new data provided by the Hubble Space Telescope (which was then compared to data from the WMAP and the Planck Observatory) it appeared that the Hubble Constant was 5% to 9% greater than expected.

Next-generation telescopes like the James Webb Space Telescope (JWST) and ground-based telescopes like the Extremely Large Telescope (ELT) are also expected to allow for additional breakthroughs in our understanding of the Universe in the coming years and decades.

Without a doubt, the Universe is beyond the reckoning of our minds. Our best estimates say hat it is unfathomably vast, but for all we know, it could very well extend to infinity. What’s more, its age in almost impossible to contemplate in strictly human terms. In the end, our understanding of it is nothing less than the result of thousands of years of constant and progressive study.

And in spite of that, we’ve only really begun to scratch the surface of the grand enigma that it is the Universe. Perhaps some day we will be able to see to the edge of it (assuming it has one) and be able to resolve the most fundamental questions about how all things in the Universe interact. Until that time, all we can do is measure what we don’t know by what we do, and keep exploring!

To speed you on your way, here is a list of topics we hope you will enjoy and that will answer your questions. Good luck with your exploration!