Big Bang

A linha do tempo da expansão métrica do espaço, onde o espaço, incluindo partes hipotéticas não-observáveis do universo, é representado em cada momento pelas seções circulares. À esquerda, a expansão dramática ocorre na época inflacionária; e no centro, a expansão acelera (o conceito do artista; nem o tempo ou o tamanho devem escalar).

O evento Big Bang é uma teoria física que descreve como o universo se expandiu a partir de um estado inicial de alta densidade e temperatura. Vários modelos cosmológicos do Big Bang explicam a evolução do universo observável desde os primeiros períodos conhecidos até sua subseqüente forma em grande escala. Esses modelos oferecem uma explicação abrangente para uma ampla gama de fenômenos observados, incluindo a abundância de elementos leves, a radiação cósmica de fundo (CMB) e a estrutura em larga escala. A uniformidade geral do Universo, conhecida como problema da planicidade, é explicada pela inflação cósmica: uma expansão repentina e muito rápida do espaço durante os primeiros momentos. No entanto, a física atualmente carece de uma teoria amplamente aceita da gravidade quântica que possa modelar com sucesso as primeiras condições do Big Bang.

Essencialmente, esses modelos são compatíveis com a lei de Hubble-Lemaître – a observação de que quanto mais distante uma galáxia está, mais rápido ela se afasta da Terra. Extrapolando essa expansão cósmica para trás no tempo usando as leis conhecidas da física, os modelos descrevem um cosmos cada vez mais concentrado precedido por uma singularidade na qual o espaço e o tempo perdem o significado (normalmente chamado de "singularidade do Big Bang"). Em 1964, o CMB foi descoberto, o que convenceu muitos cosmólogos de que o modelo concorrente de estado estacionário da evolução cósmica foi falsificado, uma vez que os modelos do Big Bang preveem uma radiação de fundo uniforme causada por altas temperaturas e densidades no passado distante. Uma ampla gama de evidências empíricas favorece fortemente o evento do Big Bang, que agora é essencialmente aceito universalmente. Medições detalhadas da taxa de expansão do universo colocam a singularidade do Big Bang em um valor estimado de 13.787±0.020 bilhões de anos atrás, que é considerada a idade do universo.

Restam aspectos do universo observado que ainda não foram adequadamente explicados pelos modelos do Big Bang. Após sua expansão inicial, o universo esfriou o suficiente para permitir a formação de partículas subatômicas e, posteriormente, de átomos. As abundâncias desiguais de matéria e antimatéria que permitiram que isso ocorresse é um efeito inexplicável conhecido como assimetria bariônica. Esses elementos primordiais – principalmente hidrogênio, com um pouco de hélio e lítio – mais tarde se fundiram pela gravidade, formando as primeiras estrelas e galáxias. Os astrônomos observam os efeitos gravitacionais de uma matéria escura desconhecida que envolve as galáxias. A maior parte do potencial gravitacional no universo parece estar nesta forma, e os modelos do Big Bang e várias observações indicam que esse excesso de potencial gravitacional não é criado por matéria bariônica, como átomos normais. As medições dos desvios para o vermelho das supernovas indicam que a expansão do universo está se acelerando, uma observação atribuída a um fenômeno inexplicável conhecido como energia escura.

Características dos modelos

Os modelos do Big Bang oferecem uma explicação abrangente para uma ampla gama de fenômenos observados, incluindo a abundância dos elementos leves, o CMB, estrutura em larga escala e a lei de Hubble. Os modelos dependem de dois pressupostos principais: a universalidade das leis físicas e o princípio cosmológico. A universalidade das leis físicas é um dos princípios fundamentais da teoria da relatividade. O princípio cosmológico afirma que em grandes escalas o universo é homogêneo e isotrópico - parecendo o mesmo em todas as direções, independentemente da localização.

Essas ideias foram inicialmente tomadas como postulados, mas esforços posteriores foram feitos para testar cada uma delas. Por exemplo, a primeira suposição foi testada por observações mostrando que o maior desvio possível da constante de estrutura fina durante grande parte da idade do universo é da ordem de 10⁻⁵. Além disso, a relatividade geral passou por testes rigorosos na escala do Sistema Solar e estrelas binárias.

O universo em grande escala parece isotrópico quando visto da Terra. Se for realmente isotrópico, o princípio cosmológico pode ser derivado do princípio copernicano mais simples, que afirma que não há observador ou ponto de vista preferencial (ou especial). Para este fim, o princípio cosmológico foi confirmado a um nível de 10⁻⁵ por meio de observações da temperatura do CMB. Na escala do horizonte CMB, o universo foi medido para ser homogêneo com um limite superior da ordem de 10% de heterogeneidade, a partir de 1995.

Expansão de espaço

A expansão do Universo foi inferida a partir de observações astronômicas do início do século XX e é um ingrediente essencial dos modelos do Big Bang. Matematicamente, a relatividade geral descreve o espaço-tempo por uma métrica, que determina as distâncias que separam os pontos próximos. Os pontos, que podem ser relativos a galáxias, estrelas ou outros objetos, são especificados usando um gráfico de coordenadas ou "grade" que é estabelecido em todo o espaço-tempo. O princípio cosmológico implica que a métrica deve ser homogênea e isotrópica em grandes escalas, o que destaca exclusivamente a métrica de Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker (FLRW). Essa métrica contém um fator de escala, que descreve como o tamanho do universo muda com o tempo. Isso permite uma escolha conveniente de um sistema de coordenadas a ser feito, chamado de coordenadas comóveis. Nesse sistema de coordenadas, a grade se expande junto com o universo, e os objetos que se movem apenas por causa da expansão do universo permanecem em pontos fixos na grade. Enquanto sua distância coordenada (distância móvel) permanece constante, a distância física entre dois desses pontos co-movidos se expande proporcionalmente com o fator de escala do universo.

O Big Bang não é uma explosão de matéria se movendo para fora para preencher um universo vazio. Em vez disso, o próprio espaço se expande com o tempo em todos os lugares e aumenta as distâncias físicas entre os pontos em movimento. Em outras palavras, o Big Bang não é uma explosão no espaço, mas sim uma expansão do espaço. Como a métrica FLRW assume uma distribuição uniforme de massa e energia, ela se aplica ao nosso universo apenas em grandes escalas – concentrações locais de matéria, como nossa galáxia, não se expandem necessariamente com a mesma velocidade que todo o Universo.

Horizontes

Uma característica importante do espaço-tempo do Big Bang é a presença de horizontes de partículas. Como o universo tem uma idade finita e a luz viaja a uma velocidade finita, pode haver eventos no passado cuja luz ainda não teve tempo de chegar até nós. Isso coloca um limite ou um horizonte passado nos objetos mais distantes que podem ser observados. Por outro lado, como o espaço está se expandindo e os objetos mais distantes estão se afastando cada vez mais rapidamente, a luz emitida por nós hoje pode nunca "acompanhar" o tempo. a objetos muito distantes. Isso define um horizonte futuro, que limita os eventos no futuro que poderemos influenciar. A presença de qualquer tipo de horizonte depende dos detalhes do modelo FLRW que descreve nosso universo.

Nossa compreensão do universo desde tempos muito antigos sugere que existe um horizonte passado, embora na prática nossa visão também seja limitada pela opacidade do universo nos primeiros tempos. Portanto, nossa visão não pode se estender mais para trás no tempo, embora o horizonte recue no espaço. Se a expansão do universo continuar acelerando, também há um horizonte futuro.

Termalização

Alguns processos no início do universo ocorreram muito lentamente, em comparação com a taxa de expansão do universo, para atingir o equilíbrio termodinâmico aproximado. Outros foram rápidos o suficiente para atingir a termalização. O parâmetro geralmente usado para descobrir se um processo no universo primitivo atingiu o equilíbrio térmico é a razão entre a taxa do processo (geralmente taxa de colisões entre partículas) e o parâmetro de Hubble. Quanto maior a proporção, mais tempo as partículas tiveram para termalizar antes de ficarem muito distantes umas das outras.

Cronograma

Uma linha de tempo gráfica está disponível em Linha de tempo gráfica do Big Bang

De acordo com os modelos do Big Bang, o universo no início era muito quente e muito compacto, e desde então tem se expandido e esfriado.

Singularidade

A extrapolação da expansão do universo para trás no tempo usando a relatividade geral produz uma densidade e temperatura infinitas em um tempo finito no passado. Esse comportamento irregular, conhecido como singularidade gravitacional, indica que a relatividade geral não é uma descrição adequada das leis da física nesse regime. Modelos baseados apenas na relatividade geral não podem extrapolar totalmente para a singularidade.

Esta singularidade primordial é às vezes chamada de "o Big Bang", mas o termo também pode se referir a uma fase inicial quente e densa mais genérica do universo. Em ambos os casos, "o Big Bang" como um evento também é coloquialmente referido como o "nascimento" do nosso universo, pois representa o ponto na história em que se pode verificar que o universo entrou em um regime em que as leis da física como as entendemos (especificamente a relatividade geral e o modelo padrão da física de partículas) funcionam. Com base nas medições da expansão usando supernovas do Tipo Ia e medições das flutuações de temperatura na radiação cósmica de fundo, o tempo que se passou desde esse evento conhecido como a "idade do universo" é de 13,8 bilhões de anos.

Apesar de ser extremamente denso neste momento - muito mais denso do que normalmente é necessário para formar um buraco negro - o universo não voltou a entrar em colapso em uma singularidade. Cálculos e limites comumente usados para explicar o colapso gravitacional são geralmente baseados em objetos de tamanho relativamente constante, como estrelas, e não se aplicam ao espaço em rápida expansão, como o Big Bang. Como o universo primitivo não entrou em colapso imediatamente em uma multidão de buracos negros, a matéria naquela época deve ter sido distribuída de maneira muito uniforme com um gradiente de densidade desprezível.

Inflação e bariogênese

As primeiras fases do Big Bang estão sujeitas a muita especulação, uma vez que dados astronômicos sobre elas não estão disponíveis. Nos modelos mais comuns, o universo era preenchido homogênea e isotropicamente com uma densidade de energia muito alta e enormes temperaturas e pressões, e estava se expandindo e esfriando muito rapidamente. O período de até 10⁻⁴³ segundos de expansão, a época de Planck, foi uma fase na qual as quatro forças fundamentais — a força eletromagnética, a força nuclear forte, a força nuclear fraca e a força gravitacional força, foram unificados como um. Nesse estágio, o comprimento de escala característico do universo era o comprimento de Planck, 1,6×10⁻³⁵ m e, consequentemente, tinha uma temperatura de aproximadamente 10³² graus Celsius. Até mesmo o próprio conceito de partícula se desfaz nessas condições. Uma compreensão adequada desse período aguarda o desenvolvimento de uma teoria da gravidade quântica. A época de Planck foi sucedida pela grande época de unificação começando em 10⁻⁴³ segundos, onde a gravitação se separou das outras forças quando a temperatura do universo caiu.

Aproximadamente 10⁻³⁷ segundos de expansão, uma transição de fase causou uma inflação cósmica, durante a qual o universo cresceu exponencialmente, sem restrições pela invariância da velocidade da luz, e as temperaturas caíram por um fator de 100.000. Este conceito é motivado pelo problema da planicidade, onde a densidade de matéria e energia é muito próxima da densidade crítica necessária para produzir um universo plano. Ou seja, a forma do universo não tem curvatura geométrica geral devido à influência gravitacional. Flutuações quânticas microscópicas que ocorreram devido ao princípio da incerteza de Heisenberg foram "congeladas em" pela inflação, tornando-se amplificados nas sementes que mais tarde formariam a estrutura em grande escala do universo. Em um tempo em torno de 10⁻³⁶ segundos, a época eletrofraca começa quando a força nuclear forte se separa das outras forças, com apenas a força eletromagnética e a força nuclear fraca permanecendo unificadas.

A inflação parou localmente em torno da marca de 10⁻³³ a 10⁻³² segundos, com o volume do universo observável aumentando por um fator de pelo menos 10⁷⁸. O reaquecimento ocorreu até que o universo obtivesse as temperaturas necessárias para a produção de um plasma quark-gluon, bem como todas as outras partículas elementares. As temperaturas eram tão altas que os movimentos aleatórios das partículas tinham velocidades relativísticas, e pares partícula-antipartícula de todos os tipos eram continuamente criados e destruídos em colisões. Em algum momento, uma reação desconhecida chamada bariogênese violou a conservação do número de bárions, levando a um excesso muito pequeno de quarks e léptons sobre antiquarks e antiléptons - da ordem de uma parte em 30 milhões. Isso resultou na predominância da matéria sobre a antimatéria no universo atual.

Resfriamento

A visão panorâmica de todo o céu quase infravermelho revela a distribuição de galáxias além da Via Láctea. Galáxias são codificadas por redshift.

O universo continuou a diminuir em densidade e a cair em temperatura, portanto a energia típica de cada partícula estava diminuindo. As transições de fase de quebra de simetria colocam as forças fundamentais da física e os parâmetros das partículas elementares em sua forma atual, com a força eletromagnética e a força nuclear fraca se separando em cerca de 10⁻¹² segundos.

Após cerca de 10⁻¹¹ segundos, a imagem torna-se menos especulativa, uma vez que as energias das partículas caem para valores que podem ser alcançados em aceleradores de partículas. Em cerca de 10⁻⁶ segundos, quarks e glúons se combinaram para formar bárions, como prótons e nêutrons. O pequeno excesso de quarks sobre antiquarks levou a um pequeno excesso de bárions sobre antibárions. A temperatura não era mais alta o suficiente para criar novos pares próton-antipróton ou nêutron-antinêutron. Uma aniquilação em massa imediatamente se seguiu, deixando apenas uma em 10⁸ das partículas originais de matéria e nenhuma de suas antipartículas. Um processo semelhante aconteceu em cerca de 1 segundo para elétrons e pósitrons. Após essas aniquilações, os prótons, nêutrons e elétrons restantes não estavam mais se movendo relativicamente e a densidade de energia do universo era dominada por fótons (com uma contribuição menor de neutrinos).

Alguns minutos após a expansão, quando a temperatura era de cerca de um bilhão de kelvin e a densidade da matéria no universo era comparável à densidade atual da atmosfera da Terra, os nêutrons se combinaram com os prótons para formar o universo.;s núcleos de deutério e hélio em um processo chamado nucleossíntese do Big Bang (BBN). A maioria dos prótons permaneceu não combinada como núcleos de hidrogênio.

À medida que o universo esfriava, a densidade de energia restante da matéria passou a dominar gravitacionalmente a da radiação de fótons. Após cerca de 379.000 anos, os elétrons e núcleos se combinaram em átomos (principalmente hidrogênio), que foram capazes de emitir radiação. Essa radiação relíquia, que continuou através do espaço em grande parte desimpedida, é conhecida como radiação cósmica de fundo.

Formação da estrutura

Abell 2744 galaxy cluster – Hubble Frontier Fields view

Durante um longo período de tempo, as regiões ligeiramente mais densas da matéria uniformemente distribuída atraíram gravitacionalmente a matéria próxima e, assim, tornaram-se ainda mais densas, formando nuvens de gás, estrelas, galáxias e outras estruturas astronômicas observáveis hoje. Os detalhes desse processo dependem da quantidade e do tipo de matéria no universo. Os quatro tipos possíveis de matéria são conhecidos como matéria escura fria (CDM), matéria escura quente, matéria escura quente e matéria bariônica. As melhores medições disponíveis, do Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), mostram que os dados são bem ajustados por um modelo Lambda-CDM no qual a matéria escura é considerada fria. (A matéria escura quente é descartada pela reionização precoce.) Estima-se que este MDL componha cerca de 23% da matéria/energia do universo, enquanto a matéria bariônica compõe cerca de 4,6%.

Em um "modelo distendido" que inclui matéria escura quente na forma de neutrinos, então a "densidade física do baryon" $Não. Omega _{text{b}}h^{2}}$ é estimado em 0,023. (Isto é diferente da 'densidade de barion' $Não. Omega _{text{b}}}$ expressa como uma fração da densidade de matéria/energia total, que é de cerca de 0,046.) A densidade de matéria escura fria correspondente $Não. Omega _{text{c}}h^{2}}$ é cerca de 0,11, e a densidade neutrino correspondente $Não. Omega _{text{v}}h^{2}}$ estima-se que seja menos de 0.0062.

Aceleração cósmica

Linhas de evidências independentes das supernovas do Tipo Ia e da CMB implicam que o universo hoje é dominado por uma forma misteriosa de energia conhecida como energia escura, que parece permear homogeneamente todo o espaço. Observações sugerem que 73% da densidade total de energia do universo atual está nesta forma. Quando o universo era muito jovem, provavelmente era infundido com energia escura, mas com tudo mais próximo, a gravidade predominou, freando a expansão. Eventualmente, após bilhões de anos de expansão, o declínio da densidade da matéria em relação à densidade da energia escura permitiu que a expansão do universo começasse a acelerar.

A energia escura em sua formulação mais simples é modelada por um termo constante cosmológico nas equações de campo de Einstein da relatividade geral, mas sua composição e mecanismo são desconhecidos. De maneira mais geral, os detalhes de sua equação de estado e sua relação com o Modelo Padrão da física de partículas continuam a ser investigados tanto pela observação quanto pela teoria.

Toda essa evolução cósmica após a época inflacionária pode ser rigorosamente descrita e modelada pelo modelo lambda-CDM da cosmologia, que usa as estruturas independentes da mecânica quântica e da relatividade geral. Não há modelos facilmente testáveis que descrevam a situação antes de aproximadamente 10⁻¹⁵ segundos. Compreender esta primeira das eras da história do universo é atualmente um dos maiores problemas não resolvidos da física.

História do conceito

Etimologia

O astrônomo inglês Fred Hoyle é creditado por cunhar o termo "Big Bang" durante uma palestra para uma transmissão de rádio da BBC em março de 1949, dizendo: "Essas teorias foram baseadas na hipótese de que toda a matéria do universo foi criada em um big bang em um determinado momento no passado remoto". No entanto, não pegou até a década de 1970.

É popularmente relatado que Hoyle, que favoreceu uma alternativa de "estado estacionário" modelo cosmológico, pretendia que isso fosse pejorativo, mas Hoyle negou explicitamente e disse que era apenas uma imagem impressionante destinada a destacar a diferença entre os dois modelos. Helge Kragh escreve que a evidência para a alegação de que era pejorativo é "não convincente" e menciona uma série de indicações de que não era pejorativo.

O termo em si é um equívoco, pois implica a ocorrência de uma explosão. No entanto, uma explosão implica expansão de um ponto central para o espaço circundante. Em vez de se expandir para o espaço, o Big Bang foi a expansão/estiramento do próprio espaço, em todos os lugares simultaneamente (não de um único ponto), fazendo com que o universo esfriasse e o densidade a ser reduzida. Outra questão apontada por Santhosh Mathew é que o estrondo implica som, o que exigiria uma partícula vibrante e um meio através do qual ele viaja. Como este é o começo de qualquer coisa que possamos imaginar, não há base para nenhum som e, portanto, o Big Bang provavelmente foi silencioso. Uma tentativa de encontrar uma alternativa mais adequada não teve sucesso.

Desenvolvimento

Campo profundo de Hubble eXtreme (XDF)

XDF tamanho em comparação com o tamanho da Lua (XDF é a pequena caixa à esquerda, e quase abaixo, a Lua) – várias mil galáxias, cada uma composta por bilhões de estrelas, estão nesta pequena visão.

XDF (2012) visão – cada especk de luz é uma galáxia – algumas delas são tão antigas quanto 13,2 bilhões de anos – estima-se que o universo contenha 200 bilhões de galáxias.

XDF imagem mostra galáxias totalmente maduras no plano do primeiro plano – galáxias quase maduras de 5 a 9 bilhões de anos atrás – protogalaxias, com estrelas jovens, além de 9 bilhões de anos.

Os modelos do Big Bang desenvolveram-se a partir de observações da estrutura do universo e de considerações teóricas. Em 1912, Vesto Slipher mediu o primeiro deslocamento Doppler de uma "nebulosa espiral" (nebulosa espiral é o termo obsoleto para galáxias espirais), e logo descobriu que quase todas essas nebulosas estavam se afastando da Terra. Ele não compreendeu as implicações cosmológicas desse fato e, de fato, na época, era altamente controverso se essas nebulosas eram ou não "universos insulares". fora da nossa Via Láctea. Dez anos depois, Alexander Friedmann, um cosmólogo e matemático russo, derivou as equações de Friedmann das equações de campo de Einstein, mostrando que o universo pode estar se expandindo em contraste com o modelo de universo estático defendido por Albert Einstein na época.

Em 1924, a medição do astrônomo americano Edwin Hubble da grande distância até a nebulosa espiral mais próxima mostrou que esses sistemas eram de fato outras galáxias. A partir desse mesmo ano, o Hubble desenvolveu meticulosamente uma série de indicadores de distância, o precursor da escada de distância cósmica, usando o telescópio Hooker de 100 polegadas (2,5 m) no Observatório Mount Wilson. Isso lhe permitiu estimar distâncias para galáxias cujos desvios para o vermelho já haviam sido medidos, principalmente por Slipher. Em 1929, Hubble descobriu uma correlação entre distância e velocidade de recessão - agora conhecida como lei de Hubble.

Deduzindo independentemente as equações de Friedmann em 1927, Georges Lemaître, um físico belga e padre católico romano, propôs que a recessão das nebulosas se devia à expansão do universo. Ele inferiu a relação que Hubble observaria mais tarde, dado o princípio cosmológico. Em 1931, Lemaître foi mais longe e sugeriu que a evidente expansão do universo, se projetada para trás no tempo, significava que quanto mais longe no passado, menor o universo era, até que em algum tempo finito no passado toda a massa do universo foi concentrado em um único ponto, um "átomo primitivo" onde e quando o tecido do tempo e do espaço surgiu.

Nas décadas de 1920 e 1930, quase todos os principais cosmólogos preferiam um universo eterno em estado estacionário, e vários reclamaram que o início do tempo implícito no Big Bang importou conceitos religiosos para a física; esta objeção foi posteriormente repetida pelos defensores da teoria do estado estacionário. Essa percepção foi reforçada pelo fato de que o criador do conceito do Big Bang, Lemaître, era um padre católico romano. Arthur Eddington concordava com Aristóteles que o universo não teve um começo no tempo, viz., que a matéria é eterna. Um começo no tempo era "repugnante" para ele. Lemaître, no entanto, discordou:

Se o mundo tivesse começado com um único quântico, as noções de espaço e tempo não teriam nenhum significado no início; eles só começariam a ter um significado sensato quando o quântico original tinha sido dividido em um número suficiente de quanta. Se esta sugestão está correta, o início do mundo aconteceu um pouco antes do início do espaço e do tempo.

Durante a década de 1930, outras ideias foram propostas como cosmologias não padronizadas para explicar as observações de Hubble, incluindo o modelo de Milne, o universo oscilatório (originalmente sugerido por Friedmann, mas defendido por Albert Einstein e Richard C. Tolman) e a hipótese da luz cansada de Fritz Zwicky.

Após a Segunda Guerra Mundial, surgiram duas possibilidades distintas. Um deles era o modelo de estado estacionário de Fred Hoyle, pelo qual nova matéria seria criada à medida que o universo parecesse se expandir. Neste modelo, o universo é aproximadamente o mesmo em qualquer ponto no tempo. A outra era a teoria do Big Bang de Lemaître, defendida e desenvolvida por George Gamow, que introduziu a BBN e cujos associados, Ralph Alpher e Robert Herman, previram a CMB. Ironicamente, foi Hoyle quem cunhou a frase que veio a ser aplicada à teoria de Lemaître, referindo-se a ela como "essa ideia do big bang" durante uma transmissão da BBC Radio em março de 1949. Por um tempo, o apoio foi dividido entre essas duas teorias. Eventualmente, a evidência observacional, principalmente a partir de contagens de fontes de rádio, começou a favorecer o Big Bang em relação ao estado estacionário. A descoberta e confirmação do CMB em 1964 garantiu o Big Bang como a melhor teoria da origem e evolução do universo.

Em 1968 e 1970, Roger Penrose, Stephen Hawking e George F. R. Ellis publicaram artigos onde mostraram que as singularidades matemáticas eram uma condição inicial inevitável dos modelos relativísticos do Big Bang. Então, dos anos 1970 aos anos 1990, os cosmólogos trabalharam na caracterização das características do universo do Big Bang e na resolução de problemas pendentes. Em 1981, Alan Guth fez um avanço no trabalho teórico na resolução de certos problemas teóricos pendentes nos modelos do Big Bang com a introdução de uma época de rápida expansão no universo primordial que ele chamou de "inflação". Enquanto isso, durante essas décadas, duas questões na cosmologia observacional que geraram muita discussão e desacordo foram sobre os valores precisos da Constante de Hubble e a densidade de matéria do universo (antes da descoberta da energia escura, considerada o preditor chave para a destino final do universo).

Em meados da década de 1990, as observações de certos aglomerados globulares pareciam indicar que eles tinham cerca de 15 bilhões de anos, o que conflitava com a maioria das estimativas atuais da idade do universo (e, de fato, com a idade medida hoje). Este problema foi resolvido mais tarde quando novas simulações de computador, que incluíram os efeitos da perda de massa devido aos ventos estelares, indicaram uma idade muito mais jovem para os aglomerados globulares.

Progressos significativos na cosmologia do Big Bang foram feitos desde o final dos anos 1990 como resultado dos avanços na tecnologia de telescópios, bem como da análise de dados de satélites como o Cosmic Background Explorer (COBE), o Telescópio Espacial Hubble e o WMAP. Os cosmólogos agora têm medições bastante precisas e precisas de muitos dos parâmetros do modelo do Big Bang e fizeram a descoberta inesperada de que a expansão do universo parece estar se acelerando.

Em 30 de janeiro de 2023, notícias noticiaram a descoberta de uma entrevista de 20 minutos de 1964, considerada perdida, do cosmólogo Georges Lemaître, pioneiro na noção da teoria do Big Bang.

Evidências observacionais

As evidências observacionais mais antigas e diretas da validade da teoria são a expansão do universo de acordo com a lei de Hubble (conforme indicado pelos desvios para o vermelho das galáxias), descoberta e medição da radiação cósmica de fundo e a abundâncias relativas de elementos leves produzidos pela nucleossíntese do Big Bang (BBN). Evidências mais recentes incluem observações de formação e evolução de galáxias e a distribuição de estruturas cósmicas em grande escala. Às vezes, elas são chamadas de "quatro pilares" dos modelos do Big Bang.

Modelos modernos precisos do Big Bang apelam para vários fenômenos físicos exóticos que não foram observados em experimentos de laboratório terrestre ou incorporados ao Modelo Padrão da física de partículas. Dessas características, a matéria escura é atualmente o assunto da maioria das investigações laboratoriais ativas. Os problemas restantes incluem o problema do halo cúspide e o problema da galáxia anã da matéria escura fria. A energia escura também é uma área de intenso interesse para os cientistas, mas não está claro se a detecção direta da energia escura será possível. A inflação e a bariogênese permanecem características mais especulativas dos modelos atuais do Big Bang. Explicações viáveis e quantitativas para tais fenômenos ainda estão sendo buscadas. Estes são problemas atualmente não resolvidos na física.

Lei de Hubble e a expansão do espaço

Observações de galáxias distantes e quasars mostram que esses objetos são redshifted: a luz emitida deles foi deslocada para comprimentos de onda mais longos. Isso pode ser visto tomando um espectro de frequência de um objeto e combinando o padrão espectroscópico de linhas de emissão ou absorção correspondentes a átomos dos elementos químicos que interagem com a luz. Estes redshifts são uniformemente isotrópicos, distribuídos uniformemente entre os objetos observados em todas as direções. Se o redshift é interpretado como uma mudança Doppler, a velocidade de recessão do objeto pode ser calculada. Para algumas galáxias, é possível estimar distâncias através da escada de distância cósmica. Quando as velocidades de recessão são traçadas contra essas distâncias, observa-se uma relação linear conhecida como lei de Hubble: $Não. v=H_{0}D}$Onde?

• $Não.$ é a velocidade de recessão da galáxia ou outro objeto distante,
• $Não.$ é a distância adequada para o objeto, e
• $Não. H_{0}}$ é a constante de Hubble, medida para ser 70.4+1.3
  -1.4 km/s/Mpc pelo WMAP.

A lei de Hubble tem duas explicações possíveis. Ou estamos no centro de uma explosão de galáxias — o que é insustentável sob a hipótese do princípio copernicano — ou o universo está se expandindo uniformemente por toda parte. Essa expansão universal foi prevista a partir da relatividade geral por Friedmann em 1922 e Lemaître em 1927, bem antes de Hubble fazer sua análise e observações de 1929, e continua sendo a pedra angular do modelo do Big Bang desenvolvido por Friedmann, Lemaître, Robertson e Walker.

A teoria requer relação $- Sim.$ para segurar em todos os momentos, onde $Não.$ é a distância adequada, v é a velocidade de recessão, e $Não.$, $Não. H.$e $Não.$ varia conforme o universo se expande (por isso escrevemos $Não. H_{0}}$ para denotar o atual Hubble "constante"). Para distâncias muito menores do que o tamanho do universo observável, o redshift Hubble pode ser pensado como a mudança Doppler correspondente à velocidade de recessão $Não.$. No entanto, o redshift não é uma verdadeira mudança Doppler, mas sim o resultado da expansão do universo entre o tempo em que a luz foi emitida e o tempo que foi detectado.

Que o espaço está passando por uma expansão métrica é demonstrado por evidências observacionais diretas do princípio cosmológico e do princípio de Copérnico, que junto com a lei de Hubble não têm outra explicação. Redshifts astronômicos são extremamente isotrópicos e homogêneos, apoiando o princípio cosmológico de que o universo parece o mesmo em todas as direções, juntamente com muitas outras evidências. Se os desvios para o vermelho fossem resultado de uma explosão de um centro distante de nós, eles não seriam tão semelhantes em direções diferentes.

Medições dos efeitos da radiação cósmica de fundo em micro-ondas na dinâmica de sistemas astrofísicos distantes em 2000 provaram o princípio copernicano de que, em escala cosmológica, a Terra não está em uma posição central. A radiação do Big Bang era comprovadamente mais quente em épocas anteriores em todo o universo. O resfriamento uniforme do CMB ao longo de bilhões de anos é explicável apenas se o universo estiver passando por uma expansão métrica e exclui a possibilidade de estarmos perto do centro único de uma explosão.

Uma discrepância inexplicada com a determinação da constante de Hubble é conhecida como tensão de Hubble. Técnicas baseadas na observação da CMB sugerem um valor menor dessa constante em comparação com a quantidade derivada de medições baseadas na escada de distância cósmica.

Radiação cósmica de fundo em micro-ondas

O espectro de fundo de microonda cósmico medido pelo instrumento FIRAS no satélite COBE é o espectro de corpo negro mais medido na natureza. Os pontos de dados e barras de erro neste gráfico são obscurecidos pela curva teórica.

Em 1964, Arno Penzias e Robert Wilson descobriram por acaso a radiação cósmica de fundo, um sinal omnidirecional na banda de micro-ondas. A descoberta deles forneceu uma confirmação substancial das previsões do big bang feitas por Alpher, Herman e Gamow por volta de 1950. Durante a década de 1970, descobriu-se que a radiação era aproximadamente consistente com um espectro de corpo negro em todas as direções; esse espectro foi desviado para o vermelho pela expansão do universo e hoje corresponde a aproximadamente 2.725 K. Isso fez pender a balança das evidências a favor do modelo do Big Bang, e Penzias e Wilson receberam o Prêmio Nobel de Física de 1978.

A superfície do último espalhamento correspondente à emissão do CMB ocorre logo após a recombinação, época em que o hidrogênio neutro se torna estável. Antes disso, o universo compreendia um mar de plasma quente e denso de fótons-bárions, onde os fótons eram rapidamente espalhados por partículas carregadas livres. Com pico em torno de 372 ±14 kyr, o caminho livre médio para um fóton torna-se longo o suficiente para alcançar os dias atuais e o universo se torna transparente.

Imagem WMAP de 9 anos da radiação cósmica de fundo de microondas (2012). A radiação é isotrópica para cerca de uma parte em 100.000.

Em 1989, a NASA lançou o COBE, que trouxe dois grandes avanços: em 1990, medições de espectro de alta precisão mostraram que o espectro de frequência CMB é um corpo negro quase perfeito, sem desvios no nível de 1 parte em 10⁴ e mediu uma temperatura residual de 2,726 K (medidas mais recentes revisaram esse valor ligeiramente para 2,7255 K); então, em 1992, medições adicionais do COBE descobriram pequenas flutuações (anisotropias) na temperatura CMB no céu, em um nível de cerca de uma parte em 10⁵. John C. Mather e George Smoot receberam o Prêmio Nobel de Física de 2006 por sua liderança nesses resultados.

Durante a década seguinte, as anisotropias CMB foram investigadas por um grande número de experimentos terrestres e de balão. Em 2000-2001, vários experimentos, principalmente o BOOMERanG, descobriram que a forma do universo era espacialmente quase plana, medindo o tamanho angular típico (o tamanho no céu) das anisotropias.

No início de 2003, os primeiros resultados da Wilkinson Microwave Anisotropy Probe foram divulgados, produzindo o que eram na época os valores mais precisos para alguns dos parâmetros cosmológicos. Os resultados refutaram vários modelos específicos de inflação cósmica, mas são consistentes com a teoria da inflação em geral. A sonda espacial Planck foi lançada em maio de 2009. Outros experimentos de radiação cósmica de fundo baseados em balões e no solo estão em andamento.

Abundância de elementos primordiais

Usando modelos do Big Bang, é possível calcular a concentração esperada dos isótopos hélio-4 (⁴He), hélio-3 (³He), deutério (²H) e lítio-7 (⁷Li) no universo como proporções para a quantidade de hidrogênio comum. As abundâncias relativas dependem de um único parâmetro, a proporção de fótons para bárions. Este valor pode ser calculado independentemente da estrutura detalhada das flutuações do CMB. As razões previstas (por massa, não por abundância) são cerca de 0,25 para ⁴He:H, cerca de 10⁻³ para ²H:H, cerca de 10⁻⁴ para ³He:H, e cerca de 10⁻⁹ para ⁷Li:H.

Todas as abundâncias medidas concordam pelo menos aproximadamente com aquelas previstas a partir de um único valor da proporção bárion-fóton. A concordância é excelente para deutério, próxima, mas formalmente discrepante para ⁴He, e por um fator de dois para ⁷Li (essa anomalia é conhecida como o problema cosmológico do lítio); nos dois últimos casos, existem incertezas sistemáticas substanciais. No entanto, a consistência geral com as abundâncias previstas pelo BBN é uma forte evidência para o Big Bang, já que a teoria é a única explicação conhecida para as abundâncias relativas de elementos leves, e é praticamente impossível "sintonizar" o Big Bang para produzir muito mais ou menos do que 20-30% de hélio. De fato, não há nenhuma razão óbvia fora do Big Bang para que, por exemplo, o universo jovem antes da formação estelar, conforme determinado pelo estudo da matéria supostamente livre de produtos da nucleossíntese estelar, deva ter mais hélio do que deutério ou mais deutério do que ³ Ele e em proporções constantes também.

Evolução e distribuição galáctica

Observações detalhadas da morfologia e distribuição de galáxias e quasares estão de acordo com o estado atual dos modelos do Big Bang. Uma combinação de observações e teoria sugere que os primeiros quasares e galáxias se formaram dentro de um bilhão de anos após o Big Bang e, desde então, estruturas maiores vêm se formando, como aglomerados e superaglomerados de galáxias.

As populações de estrelas têm envelhecido e evoluído, de modo que as galáxias distantes (que são observadas como eram no início do universo) parecem muito diferentes das galáxias próximas (observadas em um estado mais recente). Além disso, as galáxias que se formaram há relativamente pouco tempo parecem marcadamente diferentes das galáxias formadas a distâncias semelhantes, mas logo após o Big Bang. Essas observações são fortes argumentos contra o modelo de estado estacionário. Observações de formação de estrelas, distribuições de galáxias e quasares e estruturas maiores concordam bem com as simulações do Big Bang da formação da estrutura no universo e estão ajudando a completar os detalhes da teoria.

Nuvens de gás primordial

Plano focal do telescópio BICEP2 sob um microscópio - usado para procurar a polarização no CMB

Em 2011, os astrônomos descobriram o que acreditam ser nuvens primitivas de gás primordial, analisando linhas de absorção nos espectros de quasares distantes. Antes desta descoberta, observou-se que todos os outros objetos astronômicos continham elementos pesados que são formados nas estrelas. Apesar de serem sensíveis ao carbono, oxigênio e silício, esses três elementos não foram detectados nessas duas nuvens. Como as nuvens de gás não têm níveis detectáveis de elementos pesados, elas provavelmente se formaram nos primeiros minutos após o Big Bang, durante o BBN.

Outras linhas de evidência

A idade do universo estimada a partir da expansão do Hubble e do CMB está agora de acordo com outras estimativas usando as idades das estrelas mais antigas, tanto medidas pela aplicação da teoria da evolução estelar a aglomerados globulares quanto por datação radiométrica de estrelas individuais da População II. Também está de acordo com as estimativas de idade baseadas em medições da expansão usando supernovas do Tipo Ia e medições de flutuações de temperatura na radiação cósmica de fundo. A concordância de medidas independentes dessa idade suporta o modelo Lambda-CDM (ΛCDM), uma vez que o modelo é usado para relacionar algumas das medidas a uma estimativa de idade, e todas as estimativas acabam concordando. Ainda assim, algumas observações de objetos do universo relativamente primitivo (em particular o quasar APM 08279+5255) levantam preocupações sobre se esses objetos tiveram tempo suficiente para se formar tão cedo no modelo ΛCDM.

A previsão de que a temperatura CMB era mais alta no passado foi apoiada experimentalmente por observações de linhas de absorção de temperatura muito baixa em nuvens de gás com alto desvio para o vermelho. Esta previsão também implica que a amplitude do efeito Sunyaev-Zel'dovich em aglomerados de galáxias não depende diretamente do desvio para o vermelho. Observações descobriram que isso é mais ou menos verdade, mas esse efeito depende das propriedades do aglomerado que mudam com o tempo cósmico, dificultando medições precisas.

Observações futuras

Os futuros observatórios de ondas gravitacionais podem ser capazes de detectar ondas gravitacionais primordiais, relíquias do início do universo, até menos de um segundo após o Big Bang.

Problemas e questões relacionadas em física

Como acontece com qualquer teoria, vários mistérios e problemas surgiram como resultado do desenvolvimento dos modelos do Big Bang. Alguns desses mistérios e problemas foram resolvidos, enquanto outros ainda estão pendentes. As soluções propostas para alguns dos problemas do modelo do Big Bang revelaram novos mistérios próprios. Por exemplo, o problema do horizonte, o problema do monopolo magnético e o problema do nivelamento são mais comumente resolvidos com a teoria da inflação, mas os detalhes do universo inflacionário ainda não foram resolvidos e muitos, incluindo alguns fundadores da teoria, dizem que ela foi refutada.. O que se segue é uma lista dos aspectos misteriosos do conceito do Big Bang ainda sob intensa investigação por cosmólogos e astrofísicos.

Assimetria bariônica

Ainda não se sabe por que o universo tem mais matéria do que antimatéria. Supõe-se geralmente que, quando o universo era jovem e muito quente, estava em equilíbrio estatístico e continha números iguais de bárions e antibárions. No entanto, as observações sugerem que o universo, incluindo suas partes mais distantes, é feito quase inteiramente de matéria normal, em vez de antimatéria. Um processo chamado bariogênese foi hipotetizado para explicar a assimetria. Para que ocorra a bariogênese, as condições de Sakharov devem ser satisfeitas. Estes exigem que o número de bárions não seja conservado, que a simetria C e a simetria CP sejam violadas e que o universo se afaste do equilíbrio termodinâmico. Todas essas condições ocorrem no Modelo Padrão, mas os efeitos não são fortes o suficiente para explicar a presente assimetria bariônica.

Energia escura

As medições da relação redshift-magnitude para supernovas do tipo Ia indicam que a expansão do universo tem se acelerado desde que o universo tinha cerca de metade de sua idade atual. Para explicar essa aceleração, a relatividade geral exige que grande parte da energia do universo consista em um componente com grande pressão negativa, apelidado de "energia escura".

A energia escura, embora especulativa, resolve inúmeros problemas. As medições da radiação cósmica de fundo indicam que o universo é quase espacialmente plano e, portanto, de acordo com a relatividade geral, o universo deve ter quase exatamente a densidade crítica de massa/energia. Mas a densidade de massa do universo pode ser medida a partir de seu agrupamento gravitacional, e descobriu-se que tem apenas cerca de 30% da densidade crítica. Uma vez que a teoria sugere que a energia escura não se agrupa da maneira usual, é a melhor explicação para a "ausência" densidade de energia. A energia escura também ajuda a explicar duas medidas geométricas da curvatura geral do universo, uma usando a frequência das lentes gravitacionais e a outra usando o padrão característico da estrutura em grande escala como régua cósmica.

Acredita-se que a pressão negativa seja uma propriedade da energia do vácuo, mas a natureza exata e a existência da energia escura continuam sendo um dos grandes mistérios do Big Bang. Os resultados da equipe do WMAP em 2008 estão de acordo com um universo que consiste em 73% de energia escura, 23% de matéria escura, 4,6% de matéria regular e menos de 1% de neutrinos. De acordo com a teoria, a densidade de energia na matéria diminui com a expansão do universo, mas a densidade de energia escura permanece constante (ou quase) à medida que o universo se expande. Portanto, a matéria compunha uma fração maior da energia total do universo no passado do que hoje, mas sua contribuição fracionária cairá no futuro distante, à medida que a energia escura se tornar ainda mais dominante.

O componente de energia escura do universo foi explicado por teóricos usando uma variedade de teorias concorrentes, incluindo a constante cosmológica de Einstein, mas também se estendendo a formas mais exóticas de quintessência ou outros esquemas de gravidade modificados. Um problema da constante cosmológica, às vezes chamado de "o problema mais embaraçoso da física", resulta da aparente discrepância entre a densidade de energia medida da energia escura e aquela ingenuamente prevista pelas unidades de Planck.

Matéria escura

Gráfico mostra a proporção de diferentes componentes do universo – cerca de 95% é matéria escura e energia escura.

Durante as décadas de 1970 e 1980, várias observações mostraram que não há matéria visível suficiente no universo para explicar a força aparente das forças gravitacionais dentro e entre as galáxias. Isso levou à ideia de que até 90% da matéria no universo é matéria escura que não emite luz ou interage com a matéria bariônica normal. Além disso, a suposição de que o universo é principalmente matéria normal levou a previsões que eram fortemente inconsistentes com as observações. Em particular, o universo hoje é muito mais irregular e contém muito menos deutério do que pode ser explicado sem a matéria escura. Embora a matéria escura sempre tenha sido controversa, ela é inferida por várias observações: as anisotropias no CMB, dispersões de velocidade de aglomerados de galáxias, distribuições de estruturas em larga escala, estudos de lentes gravitacionais e medições de raios-X de aglomerados de galáxias.

A evidência indireta da matéria escura vem de sua influência gravitacional em outras matérias, já que nenhuma partícula de matéria escura foi observada em laboratórios. Muitos candidatos da física de partículas para a matéria escura foram propostos, e vários projetos para detectá-los diretamente estão em andamento.

Além disso, existem problemas pendentes associados ao modelo de matéria escura fria atualmente favorecido, que incluem o problema da galáxia anã e o problema do halo cúspide. Foram propostas teorias alternativas que não requerem uma grande quantidade de matéria não detectada, mas modificam as leis da gravidade estabelecidas por Newton e Einstein; no entanto, nenhuma teoria alternativa foi tão bem-sucedida quanto a proposta da matéria escura fria para explicar todas as observações existentes.

Problema do horizonte

O problema do horizonte resulta da premissa de que a informação não pode viajar mais rápido que a luz. Em um universo de idade finita, isso estabelece um limite - o horizonte de partículas - na separação de quaisquer duas regiões do espaço que estejam em contato causal. A isotropia observada do CMB é problemática a esse respeito: se o universo tivesse sido dominado por radiação ou matéria em todos os momentos até a época do último espalhamento, o horizonte de partículas naquele momento corresponderia a cerca de 2 graus no céu. Não haveria então nenhum mecanismo para fazer com que regiões mais amplas tivessem a mesma temperatura.

Uma solução para essa aparente inconsistência é oferecida pela teoria da inflação, na qual um campo de energia escalar homogêneo e isotrópico domina o universo em algum período muito inicial (antes da bariogênese). Durante a inflação, o universo sofre expansão exponencial e o horizonte de partículas se expande muito mais rapidamente do que se supunha anteriormente, de modo que as regiões atualmente em lados opostos do universo observável estão bem dentro do horizonte de partículas umas das outras. A isotropia observada da CMB decorre do fato de que essa região maior estava em contato causal antes do início da inflação.

O princípio da incerteza de Heisenberg prevê que durante a fase inflacionária haveria flutuações térmicas quânticas, que seriam ampliadas para uma escala cósmica. Essas flutuações serviram como sementes para todas as estruturas atuais do universo. A inflação prevê que as flutuações primordiais são quase invariantes em escala e gaussianas, o que foi confirmado com precisão pelas medições do CMB.

Se a inflação ocorresse, a expansão exponencial empurraria grandes regiões do espaço muito além do nosso horizonte observável.

Uma questão relacionada ao problema do horizonte clássico surge porque na maioria dos modelos de inflação cosmológica padrão, a inflação cessa bem antes que ocorra a quebra de simetria eletrofraca, então a inflação não deve ser capaz de evitar descontinuidades de grande escala no vácuo eletrofraco, uma vez que partes distantes do universo observável foram causalmente separados quando a época eletrofraca terminou.

Monopolos magnéticos

A objeção do monopolo magnético foi levantada no final dos anos 1970. As teorias da Grande Unificação (GUTs) previram defeitos topológicos no espaço que se manifestariam como monopolos magnéticos. Esses objetos seriam produzidos de forma eficiente no universo quente inicial, resultando em uma densidade muito maior do que é consistente com as observações, dado que nenhum monopolo foi encontrado. Esse problema é resolvido pela inflação cósmica, que remove todos os defeitos pontuais do universo observável, da mesma forma que leva a geometria ao plano.

Problema de nivelamento

A geometria geral do universo é determinada por se o parâmetro cosmológico Omega é menor que, igual ou superior a 1. Mostrado de cima para baixo são um universo fechado com curvatura positiva, um universo hiperbólico com curvatura negativa e um universo plano com curvatura zero.

O problema da planicidade (também conhecido como problema da velhice) é um problema observacional associado a um FLRW. O universo pode ter curvatura espacial positiva, negativa ou zero, dependendo de sua densidade total de energia. A curvatura é negativa se sua densidade for menor que a densidade crítica; positivo se maior; e zero na densidade crítica, caso em que o espaço é dito ser plano. Observações indicam que o universo é consistente com ser plano.

O problema é que qualquer pequeno afastamento da densidade crítica cresce com o tempo e, ainda assim, o universo hoje permanece muito próximo do plano. Dado que uma escala de tempo natural para a partida do nivelamento pode ser o tempo de Planck, 10⁻⁴³ segundos, o fato de que o universo não atingiu nem uma morte por calor nem um Big Crunch depois de bilhões de anos requer uma explicação. Por exemplo, mesmo na idade relativamente tardia de alguns minutos (o tempo da nucleossíntese), a densidade do universo deve estar dentro de uma parte em 10¹⁴ de seu valor crítico, ou não existe como hoje.

Equívocos

Um dos equívocos comuns sobre o modelo do Big Bang é que ele explica completamente a origem do universo. No entanto, o modelo do Big Bang não descreve como a energia, o tempo e o espaço foram causados, mas descreve a emergência do universo atual de um estado inicial ultradenso e de alta temperatura. É enganoso visualizar o Big Bang comparando seu tamanho com objetos do cotidiano. Quando o tamanho do universo no Big Bang é descrito, refere-se ao tamanho do universo observável, e não ao universo inteiro.

A lei de Hubble prevê que as galáxias que estão além da distância de Hubble recuam mais rápido que a velocidade da luz. No entanto, a relatividade especial não se aplica além do movimento através do espaço. A lei de Hubble descreve a velocidade que resulta da expansão do espaço, em vez de através do espaço.

Os astrônomos costumam se referir ao desvio para o vermelho cosmológico como um desvio Doppler, o que pode levar a um equívoco. Embora semelhante, o redshift cosmológico não é idêntico ao redshift Doppler de origem clássica porque a maioria das derivações elementares do redshift Doppler não acomoda a expansão do espaço. A derivação precisa do desvio para o vermelho cosmológico requer o uso da relatividade geral e, embora um tratamento usando argumentos de efeito Doppler mais simples forneça resultados quase idênticos para galáxias próximas, interpretar o desvio para o vermelho de galáxias mais distantes como devido aos tratamentos de desvio para o vermelho Doppler mais simples pode causar confusão.

Implicações

Dado o entendimento atual, as extrapolações científicas sobre o futuro do universo só são possíveis para durações finitas, embora por períodos muito mais longos do que a idade atual do universo. Qualquer coisa além disso torna-se cada vez mais especulativo. Da mesma forma, atualmente, uma compreensão adequada da origem do universo só pode estar sujeita a conjecturas.

Cosmologia pré-Big Bang

O Big Bang explica a evolução do universo a partir de uma densidade e temperatura iniciais que estão muito além da capacidade de replicação da humanidade, então extrapolações para as condições mais extremas e os primeiros tempos são necessariamente mais especulativas. Lemaître chamou esse estado inicial de "átomo primordial" enquanto Gamow chamou o material de "ylem". Como o estado inicial do universo se originou ainda é uma questão em aberto, mas o modelo do Big Bang restringe algumas de suas características. Por exemplo, leis específicas da natureza provavelmente surgiram de maneira aleatória, mas, como mostram os modelos de inflação, algumas combinações delas são muito mais prováveis. Um universo plano implica um equilíbrio entre a energia potencial gravitacional e outras formas de energia, não exigindo energia adicional para ser criada.

A teoria do Big Bang, construída sobre as equações da relatividade geral clássica, indica uma singularidade na origem do tempo cósmico, e tal densidade de energia infinita pode ser uma impossibilidade física. No entanto, as teorias físicas da relatividade geral e da mecânica quântica como atualmente realizadas não são aplicáveis antes da época de Planck, e corrigir isso exigirá o desenvolvimento de um tratamento correto da gravidade quântica. Certos tratamentos de gravidade quântica, como a equação de Wheeler-DeWitt, implicam que o próprio tempo pode ser uma propriedade emergente. Como tal, a física pode concluir que o tempo não existia antes do Big Bang.

Embora não se saiba o que poderia ter precedido o estado quente e denso do universo primitivo ou como e por que ele se originou, ou mesmo se tais questões são sensatas, há muitas especulações sobre o assunto da "cosmogonia".

Algumas propostas especulativas a esse respeito, cada uma das quais envolve hipóteses não testadas, são:

• Os modelos mais simples, em que o Big Bang foi causado por flutuações quânticas. Esse cenário teve muito pouca chance de acontecer, mas, de acordo com o princípio totalitário, mesmo o evento mais improvável acontecerá. Aconteceu instantaneamente, em nossa perspectiva, devido à ausência de tempo percebido antes do Big Bang.
• Modelos em que todo o espaço-tempo é finito, incluindo a condição Hartle-Hawking no-boundary. Para estes casos, o Big Bang representa o limite de tempo, mas sem uma singularidade. Nesse caso, o universo é auto-suficiente.
• Modelos de cosmologia Brane, em que a inflação é devido ao movimento de branas na teoria das cordas; o modelo pré-Big Bang; o modelo ekpyrotic, no qual o Big Bang é o resultado de uma colisão entre branas; e o modelo cíclico, uma variante do modelo ekpyrotic em que as colisões ocorrem periodicamente. No último modelo o Big Bang foi precedido por um Big Crunch e os ciclos do universo de um processo para o outro.
• Inflação eterna, em que a inflação universal termina localmente aqui e ali de forma aleatória, cada ponto final levando a uma universo da bolha, expandindo de seu próprio big bang.

As propostas nas duas últimas categorias veem o Big Bang como um evento em um universo muito maior e mais antigo ou em um multiverso.

Destino final do universo

Antes das observações da energia escura, os cosmólogos consideraram dois cenários para o futuro do universo. Se a densidade de massa do universo fosse maior que a densidade crítica, o universo atingiria um tamanho máximo e começaria a entrar em colapso. Ele se tornaria mais denso e quente novamente, terminando com um estado semelhante ao que havia começado - um Big Crunch.

Alternativamente, se a densidade no universo fosse igual ou inferior à densidade crítica, a expansão desaceleraria, mas nunca pararia. A formação estelar cessaria com o consumo de gás interestelar em cada galáxia; as estrelas queimariam, deixando anãs brancas, estrelas de nêutrons e buracos negros. Colisões entre eles resultariam no acúmulo de massa em buracos negros cada vez maiores. A temperatura média do universo se aproximaria assintoticamente muito gradualmente do zero absoluto - um Grande Congelamento. Além disso, se os prótons fossem instáveis, a matéria bariônica desapareceria, deixando apenas radiação e buracos negros. Eventualmente, os buracos negros evaporariam emitindo radiação Hawking. A entropia do universo aumentaria a ponto de nenhuma forma organizada de energia poder ser extraída dele, um cenário conhecido como morte por calor.

As observações modernas de expansão acelerada implicam que cada vez mais do universo atualmente visível passará além do nosso horizonte de eventos e fora de contato conosco. O resultado final não é conhecido. O modelo ΛCDM do universo contém energia escura na forma de uma constante cosmológica. Essa teoria sugere que apenas sistemas ligados gravitacionalmente, como galáxias, permanecerão juntos e também estarão sujeitos à morte por calor à medida que o universo se expande e esfria. Outras explicações da energia escura, chamadas teorias da energia fantasma, sugerem que, em última análise, aglomerados de galáxias, estrelas, planetas, átomos, núcleos e a própria matéria serão dilacerados pela expansão cada vez maior no chamado Big Rip.

Interpretações religiosas e filosóficas

Como uma descrição da origem do universo, o Big Bang tem uma influência significativa na religião e na filosofia. Como resultado, tornou-se uma das áreas mais vivas no discurso entre ciência e religião. Alguns acreditam que o Big Bang implica um criador, enquanto outros argumentam que a cosmologia do Big Bang torna supérflua a noção de um criador.