o que e o universo- matéria escura

O Universo é composto quase completamente de energia escura, matéria escura e matéria ordinária. Outros conteúdos são a radiação eletromagnética (estimada entre 0,005% e perto de 0,01%) e a antimatéria.^[57]^[58]^[59] A quantidade total de radiação eletromagnética gerada no universo diminuiu em 1/2 nos últimos dois bilhões de anos.^[60]^[61]

As proporções de todos os tipos de matéria e energia mudaram ao longo da história do Universo.^[62] Hoje, a matéria ordinária, que inclui átomos, estrelas, galáxias e vida, representa apenas 4,9% dos conteúdos do Universo.^[63] A densidade global atual deste tipo de matéria é muito baixa, cerca de 4,5 × 10⁻³¹ gramas por centímetro cúbico, correspondendo a uma densidade da ordem de apenas um próton para cada quatro metros cúbicos de volume. A natureza da energia escura e da matéria escura é desconhecida. A matéria escura, uma misteriosa forma de matéria que ainda não foi identificada, responde por 26,8% dos conteúdos. A energia escura, que é a energia do espaço vazio e que está causando a aceleração da expansão do Universo, responde pelos restantes 68,3% dos conteúdos.^[63]^[64]^[65]

Um mapa dos superaglomerados e vazios mais próximos à Terra

Matéria, matéria escura e energia escura são distribuídas homogeneamente em todo o Universo em escalas de comprimento superiores a trezentos milhões de anos-luz, aproximadamente.^[66] Entretanto, em escalas de comprimento mais curtas, a matéria tende a se aglomerar hierarquicamente; muitos átomos são condensados em estrelas, a maioria das estrelas em galáxias, a maioria das galáxias em aglomerados, superaglomerados e, finalmente, em filamentos galácticos em larga escala. O Universo observável contém cerca de trezentas sextilhões (3 × 10²³) de estrelas^[67] e mais de cem bilhões (10¹¹) de galáxias.^[68] As galáxias típicas variam de anãs, com apenas dez milhões^[69] (10⁷) estrelas, até gigantes, com um trilhão (10¹²) de estrelas.^[70] Entre as estruturas há vazios, que são tipicamente 10-150 Mpc (33 milhão-490 milhão ly) no diâmetro. A Via Láctea está no Grupo Local de galáxias, que por sua vez está no Superaglomerado de Laniakea.^[71] Este superaglomerado abrange mais de quinhentos milhões de anos-luz, enquanto o Grupo Local se estende por mais de dez milhões de anos-luz.^[72] O Universo também tem vastas regiões de vazio relativo; o maior vazio conhecido mede 1,8 bilhão ly (550 Mpc) de diâmetro.^[73]

O Universo observável é isotrópico em escalas significativamente maiores do que os superaglomerados, o que significa que as propriedades estatísticas do Universo são as mesmas em todas as direções observadas da Terra. O Universo é banhado em radiação de micro ondas altamente isotrópica que corresponde a um espectro de corpo negro de equilíbrio térmico de aproximadamente 2,72548 kelvin.^[74] A hipótese de que o Universo em grande escala é homogêneo e isotrópico é conhecida como o princípio cosmológico.^[75] Um universo que é homogêneo e isotrópico parece o mesmo de todos os pontos de vista^[76] e não tem centro.^[77]

Energia escura

A aceleração da expansão do Universo permanecer esquiva é muitas vezes atribuída à "energia escura", uma forma desconhecida de energia que hipoteticamente permeia o espaço, e uma explicação possível para essa aceleração.^[78] Numa base de equivalência massa-energia, a densidade de energia escura (~ 7 × 10⁻³⁰ g / cm³) é muito menor do que a densidade de matéria ordinária ou de matéria escura dentro das galáxias. No entanto, na era atual de energia escura, ela domina a energia da massa do Universo porque é uniforme através do espaço.^[79]^[80]

As duas formas propostas de energia escura são a constante cosmológica, uma constante de densidade de energia que preenche o espaço constantemente e homogeneamente, e campos escalares como quintessência, quantidades dinâmicas cuja densidade de energia pode variar no tempo e no espaço. As contribuições de campos escalares, que são constantes no espaço, são usualmente também incluídas na constante cosmológica. A constante cosmológica pode ser formulada para ser equivalente à energia do vácuo. Os campos escalares que possuíam apenas uma pequena quantidade de inomogeneidade espacial seriam difíceis de distinguir de uma constante cosmológica.^[81]

Matéria escura

A matéria escura é um tipo hipotético de matéria que é invisível a todo o espectro eletromagnético, mas que responde pela maior parte da matéria no Universo. A existência e as propriedades da matéria escura são inferidas por seus efeitos gravitacionais sobre a matéria visível, a radiação e a estrutura em larga escala do Universo. Além de neutrinos, uma forma de matéria escura quente, a matéria escura não foi detectada diretamente, tornando-se um dos maiores mistérios da astrofísica moderna. A matéria escura não emite nem absorve luz ou qualquer outra radiação eletromagnética em qualquer nível significativo. Estima-se que a matéria escura constitua 26,8% da energia total da massa e 84,5% da matéria total no Universo.

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Matéria ordinária

Os restantes 4,9% da massa-energia do Universo é matéria ordinária, isto é, átomos, íons, elétrons e os objetos que eles formam. Esta matéria inclui as estrelas, que produzem quase toda a luz que vemos das galáxias, bem como o gás interestelar nos meios interestelar e intergaláctico, nos planetas e em todos os objetos da vida cotidiana que podemos colidir, tocar ou espremer.^[83] De fato, a grande maioria da matéria ordinária no Universo é invisível, já que as estrelas visíveis e o gás dentro de galáxias e aglomerados representam menos de 10% da contribuição da matéria ordinária para a densidade de energia de massa do Universo.

A matéria comum geralmente existe em quatro estados (ou fases): sólido, líquido, gás e plasma. No entanto, avanços em técnicas experimentais revelaram outras fases previamente teóricas, tais como condensado de Bose-Einstein e condensado fermiônico. A matéria ordinária é composta de dois tipos de partículas elementares: quarks e léptons. Por exemplo, o próton é formado por dois quarks positivos e um quark negativo; o nêutron é formado de dois quarks negativos e um quark positivo; e o elétron é uma espécie de lépton. Um átomo consiste em um núcleo atômico, composto de prótons e nêutrons, e elétrons que orbitam o núcleo. Como a maior parte da massa de um átomo está concentrada em seu núcleo, que é composto de bário, os astrônomos usam frequentemente o termo matéria bariônica para descrever a matéria ordinária, embora uma pequena fração desta matéria seja composta por elétrons.^[85]

Logo após o Big Bang, prótons e nêutrons primordiais formaram a partir do plasma de quarks e glúons do Universo primitivo, que se esfriou abaixo de dois trilhões de graus. Alguns minutos depois, em um processo conhecido como nucleossíntese do Big Bang, núcleos formados a partir dos prótons e nêutrons primordiais. Esta nucleossíntese formou elementos mais leves, aqueles com números atômicos pequenos até lítio e berílio, mas a abundância de elementos mais pesados caiu drasticamente com número atômico crescente. Alguma quantidade de boro pode ter sido formada neste momento, mas o elemento mais pesado seguinte, o carbono, não foi formado em quantidades significativas. A nucleossíntese do Big Bang acabou após cerca de vinte minutos devido à rápida queda na temperatura e densidade do Universo em expansão. A formação subsequente de elementos mais pesados resultou da nucleossíntese estelar e da nucleossíntese de supernova.^[86]

Partículas

A matéria ordinária e as forças que agem sobre a matéria podem ser descritas em termos de partículas elementares.^[87] Essas partículas são por vezes descritas como sendo fundamentais, uma vez que têm uma subestrutura desconhecida, assim como também é desconhecido se são ou não compostas de partículas menores e ainda mais fundamentais.^[88]^[89] De importância central é o Modelo Padrão, uma teoria que se ocupa das interações eletromagnéticas e das interações nucleares fracas e fortes.^[90] O Modelo Padrão é apoiado pela confirmação experimental da existência de partículas que compõem a matéria: quarks e léptons e seus correspondentes duplos de "antimatéria", bem como as partículas de força que medeiam as interações: o fóton, os bósons W e Z e o glúon.^[88] O Modelo Padrão previu a existência do recentemente descoberto bóson de Higgs, uma partícula que é uma manifestação de um campo dentro do Universo que pode dotar partículas com massa.^[91]^[92] Devido ao seu sucesso em explicar uma grande variedade de resultados experimentais, o Modelo Padrão é às vezes considerado como uma "teoria de quase tudo".^[90] O Modelo Padrão, no entanto, não acomoda a gravidade. Uma verdadeira força-partícula da "teoria de tudo" não foi atingida.^[93]

Hádrons

Um hádron é uma partícula composta de quarks mantidos juntos pela força forte. Hádrons são categorizados em duas famílias: bárions (tais como prótons e nêutrons) feitos de três quarks, e mésons (como píons) feitos de um quark e um antiquark. Dos hádrons, os prótons são estáveis e os nêutrons ligados dentro dos núcleos atômicos são estáveis. Outros hádrons são instáveis em condições normais e, portanto, constituintes insignificantes do Universo moderno. De aproximadamente dez a seis segundos após o Big Bang, durante um período conhecido como época hádron, a temperatura do Universo caiu suficientemente para permitir que os quarks se ligassem em hádrons e a massa do Universo fosse dominada por hádrons. Inicialmente, a temperatura foi alta o suficiente para permitir a formação de pares de hádron/anti-hádron, que mantiveram a matéria e a antimatéria em equilíbrio térmico. No entanto, como a temperatura do Universo continuou a cair, pares hádron/anti-hádron não foram mais produzidos. A maioria dos hádrons e anti-hádrons foram então eliminados em reações de aniquilamento partícula-antipartícula, deixando um pequeno resíduo de hádrons quando o Universo tinha cerca de um segundo de idade.^[94]^:244–266

Léptons

Um lépton é uma partícula elementar de spin semi-inteiro que não sofre interações fortes, mas está sujeita ao princípio de exclusão de Pauli; nenhum dois léptons da mesma espécie pode estar exatamente no mesmo estado ao mesmo tempo.^[95] Existem duas classes principais de léptons: léptons carregados (também conhecidos como léptons de tipo elétron) e lépton neutros (mais conhecidos como neutrinos). Os elétrons são estáveis e o lépton carregado o mais comum no Universo, visto que os múons e os taus são partícula instável que deterioram rapidamente após ser produzidos em colisões da energia elevada, tais como aquelas que envolvem raios cósmicos ou realizadas nos aceleradores de partícula.^[96]^[97] Léptons carregados podem combinar com outras partículas para formar várias partículas compostas, tais como átomos e positrônios. O elétron governa quase toda a química como encontrada nos átomos e está diretamente ligado a todas as propriedades químicas. Neutrinos raramente interagem com qualquer coisa e são, consequentemente, raramente observados. Os neutrinos fluem por todo o universo, mas raramente interagem com a matéria normal.^[98]

A época lépton foi o período na evolução do Universo primitivo em que os léptons dominaram a massa do Universo. Começou aproximadamente um segundo após o Big Bang, depois que a maioria dos hádrons e anti-hádrons se aniquilaram no final da era hádron. Durante a época do lépton, a temperatura do Universo ainda era alta o suficiente para criar pares de léptons/antiléptons, portanto léptons e antiléptons estavam em equilíbrio térmico. Aproximadamente dez segundos após o Big Bang, a temperatura do Universo tinha caído ao ponto onde os pares léptons/antiléptons não eram mais criados.^[99] A maioria dos léptons e antiléptons foi então eliminada em reações de aniquilamento, deixando um pequeno resíduo de léptons. A massa do Universo foi então dominada por fótons quando entrou na época fóton seguinte.^[100]^[101]

Fótons

Um fóton é o quantum da luz e todas as outras formas de radiação eletromagnética. É a partícula mensageira da força eletromagnética, mesmo quando estática através de fótons virtuais. Os efeitos desta força são facilmente observáveis ao nível microscópico e ao nível macroscópico porque o fóton tem massa de repouso zero; isto permite interações de longa distância. Como todas as partículas elementares, os fótons são atualmente melhor explicados pela mecânica quântica e exibem a dualidade onda-partícula, exibindo propriedades de ondas e de partículas.^[94]

A época dos fótons começou depois que a maioria dos léptons e antiléptons foram aniquilados no final da época lépton, cerca de dez segundos após o Big Bang.
Os núcleos atômicos foram criados no processo de nucleossíntese que ocorreu durante os primeiros minutos da época do fóton. Para o restante da época fotônica o Universo continha um plasma denso quente de núcleos, elétrons e fótons. Cerca de 380 000 anos após o Big Bang, a temperatura do Universo caiu para o ponto onde os núcleos poderiam combinar com elétrons para criar átomos neutros. Como resultado, os fótons já não interagiam com frequência com a matéria e o Universo tornou-se transparente. Os fótons altamente desviados para o vermelho deste período formam a radiação cósmica de fundo em micro-ondas. Pequenas variações na temperatura e densidade detectáveis na radiação cósmica de fundo foram as "sementes" iniciais das quais ocorreram toda a formação estrutural subsequente.^[94]

Modelos cosmológicos

Modelo baseado na relatividade geral

A relatividade geral é a teoria geométrica da gravitação publicada por Albert Einstein em 1915 e a descrição atual da gravitação na física moderna. É a base dos modelos cosmológicos atuais do Universo. A relatividade geral generaliza a relatividade restrita e a lei da gravitação universal, proporcionando uma descrição unificada da gravidade como uma propriedade geométrica do espaço e do tempo, ou espaço-tempo. Em particular, a curvatura do espaço-tempo está diretamente relacionada à energia e ao momento de qualquer matéria e radiação presentes. A relação é especificada pelas equações de campo de Einstein, um sistema de equações diferenciais parciais. Na relatividade geral, a distribuição da matéria e da energia determina a geometria do espaço-tempo, que por sua vez descreve a aceleração da matéria. Portanto, as soluções das equações de campo de Einstein descrevem a evolução do Universo. Combinadas com medições da quantidade, tipo e distribuição da matéria no Universo, as equações da relatividade geral descrevem a evolução do Universo ao longo do tempo.^[102]

Com a suposição do princípio cosmológico de que o Universo é homogêneo e isotrópico em toda parte, uma solução específica das equações de campo que descreve o Universo é o tensor métrico denominado métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker,

ds^{2}=-c^{2}dt^{2}+R(t)^{2}\left({\frac {dr^{2}}{1-kr^{2}}}+r^{2}d\theta ^{2}+r^{2}\sin ^{2}\theta \,d\phi ^{2}\right)

Onde (r, θ, φ) correspondem a um sistema esférico de coordenadas. Esta métrica tem apenas dois parâmetros indeterminados. Um fator de escala de magnitude adimensional global R descreve a escala de tamanho do Universo em função do tempo; um aumento de R é a expansão do Universo.^[103] Um índice de curvatura k descreve a geometria. O índice k é definido de modo que ele pode seja apenas 0, correspondendo a geometria plana euclidiana, 1, correspondendo a um espaço de curvatura positiva, ou -1, um espaço de curvatura positiva ou negativa.^[104] O valor de R como uma função do tempo t depende de k e a constante cosmológica Λ.^[102] A constante cosmológica representa a densidade energética do vácuo do espaço e pode estar relacionada à energia escura.^[65] A equação que descreve como R varia com o tempo é conhecida como a equação de Friedmann em homenagem ao seu inventor, Alexander Friedmann.^[105]

As soluções para R(t) dependem de k e Λ, mas algumas características qualitativas dessas soluções são gerais. Primeiro e mais importante, a escala de comprimento R do Universo só pode permanecer constante se o Universo for perfeitamente isotrópico com curvatura positiva (k = 1) e tiver um valor preciso de densidade em todos os lugares, como observado pela primeira vez por Albert Einstein. No entanto, este equilíbrio é instável: porque o Universo é conhecido por ser heterogêneo em escalas menores, R deve mudar ao longo do tempo. Quando R muda, todas as distâncias espaciais no Universo mudam tandem; existe uma expansão ou contração global do próprio espaço. Isto explica a observação de galáxias que parecem estar voando sem rumo; o espaço entre elas está se alongando. O alongamento do espaço também explica o aparente paradoxo de que duas galáxias podem estar a quarenta bilhões de anos-luz de distância, embora tenham começado a partir do mesmo ponto há 13,8 bilhões de anos e nunca tenham se movido mais rápido do que a velocidade da luz.^[106]

Em segundo lugar, todas as soluções sugerem que houve uma singularidade gravitacional no passado, quando R foi para zero e a matéria e a energia eram infinitamente densas. Pode parecer que essa conclusão é incerta porque se baseia em suposições questionáveis de perfeita homogeneidade e isotropia (o princípio cosmológico) e que apenas a interação gravitacional é significativa. No entanto, os teoremas de singularidade Penrose-Hawking mostram que uma singularidade deve existir para condições muito gerais. Assim, de acordo com as equações de campo de Einstein, R cresceu rapidamente de um estado densamente quente e denso que existiu imediatamente após essa singularidade (quando R tinha um valor pequeno e finito); esta é a essência do modelo Big Bang do Universo. Compreender a singularidade do Big Bang provavelmente requer uma teoria quântica da gravidade, que ainda não foi formulada.^[107]

Em terceiro lugar, o índice de curvatura k determina o sinal da curvatura espacial média do espaço-tempo^[104] calculado em média em escalas de comprimento suficientemente grande (maior que cerca de um bilhão de anos-luz). Se k = 1, a curvatura é positiva e o Universo tem um volume finito.^[108] Esses Universos são muitas vezes visualizados como uma esfera tridimensional embutida num espaço de quatro dimensões. Inversamente, se k é zero ou negativo, o Universo tem volume infinito.^[108] Pode parecer contra-intuitivo que um Universo infinito e infinitamente denso pudesse ser criado em um único instante no Big Bang quando R = 0, mas exatamente isso é predito matematicamente quando k não é igual a 1. Por analogia, um plano infinito tem curvatura zero, mas área infinita, enquanto que um cilindro infinito é finito em uma direção e um toro é finito em ambos. Um Universo toroidal pode se comportar como um Universo normal com condições de fronteira periódicas.^[108]

O derradeiro destino do Universo ainda é desconhecido, porque depende criticamente do índice de curvatura k e da constante cosmológica Λ. Se o Universo fosse suficientemente denso, k seria igual a +1, o que significa que sua curvatura média é positiva e o Universo acabará colidindo em um Big Crunch,^[109] possivelmente iniciando um novo Universo em um Big Bounce. Por outro lado, se o Universo fosse insuficientemente denso, k seria igual a 0 ou -1 e o Universo se expandiria para sempre, esfriando e finalmente atingindo o Big freeze e a morte térmica do Universo.^[102] Dados modernos sugerem que a taxa de expansão do Universo não está diminuindo, como inicialmente esperado, mas aumentando; se isto continuar indefinidamente, o Universo pode eventualmente alcançar um Big Rip. Observacionalmente, o Universo parece ser plano (k = 0), com uma densidade geral que é muito próxima do valor crítico entre o colapso e a expansão eterna.^[110]

Hipótese do multiverso

Algumas teorias especulativas propuseram que nosso Universo é apenas um de um conjunto de universos desconectados, coletivamente denotados como multiversos, desafiando ou aprimorando definições mais limitadas do Universo.^[111]^[112] Os modelos de multiversos científicos são distintos de conceitos como planos alternados de consciência e realidade simulada. Max Tegmark desenvolveu um esquema de classificação em quatro partes para os diferentes tipos de multiversos que os cientistas sugeriram em vários domínios problemáticos. Um exemplo de tal modelo é o modelo da inflação caótica do universo primitivo.^[113] Outra é a interpretação de muitos mundos da mecânica quântica. Os mundos paralelos são gerados de forma semelhante à superposição quântica e decoerência, com todos os estados da função de onda sendo realizados em mundos separados. Efetivamente, o multiverso evolui como uma função de onda universal. Se o Big Bang que criou nosso multiverso criou um conjunto de multiversos, a função de onda do conjunto seria enredada nesse sentido.^[114]

A categoria menos controversa de multiverso no esquema de Tegmark é o Nível I, que descreve eventos distantes do espaço-tempo "em nosso próprio Universo", mas sugere que a análise estatística que explora o princípio antrópico fornece uma oportunidade para testar teorias multiversas em alguns casos. Se o espaço é infinito, ou suficientemente grande e uniforme, instâncias idênticas da história do volume de Hubble inteiro da Terra ocorrem de vez em quando, simplesmente por acaso. Tegmark calculou nosso mais próximo chamado doppelgänger, é 10^10¹¹⁵ metros de distância de nós (uma função exponencial dupla maior do que um googolplex). Em princípio, seria impossível verificar cientificamente um volume de Hubble idêntico. Entretanto, segue como uma conseqüência razoavelmente direta das observações e das teorias científicas de outra maneira não relacionadas.^[115]^[116]

É possível conceber espaços-tempo desconectados, cada um existente, mas incapaz de interagir uns com os outros.^[115]^[117] Uma metáfora facilmente visualizada é um grupo de bolhas de sabão separadas, em que os observadores que vivem em uma bolha de sabão não podem interagir com aqueles que vivem em outras bolhas de sabão, mesmo em princípio.^[118] De acordo com uma terminologia comum, cada "bolha de sabão" do espaço-tempo é denotada como um Universo, enquanto o nosso espaço-tempo particular é denotado como o Universo,^[111] assim como chamamos nossa lua de a Lua. A coleção inteira destes espaços-tem separados é denotada como o multiverso.^[111] Com essa terminologia, diferentes universos não estão causalmente conectados uns aos outros.^[111] Em princípio, os outros universos não conectados podem ter diferentes dimensões e topologias do espaço-tempo, diferentes formas de matéria e energia e diferentes leis físicas e constantes físicas, embora tais possibilidades sejam puramente especulativas. Outros consideram cada uma das várias bolhas criadas como parte da inflação caótica como universos separados, embora neste modelo todos esses universos compartilhem uma origem causal.^[111]

Universo bem afinado

O Universo bem afinado é a proposição de que as condições que permitem a vida no Universo só podem ocorrer quando certas constantes físicas fundamentais universais se encontram dentro de um intervalo muito estreito, de modo que se alguma de várias constantes fundamentais fosse apenas ligeiramente diferente, o Universo seria impossibilitado de conduzir ao estabelecimento e ao desenvolvimento da matéria, das estruturas astronômicas, da diversidade elementar ou da vida tal como ela é compreendida. A proposição é discutida entre filósofos, cientistas, teólogos, defensores e detratores do criacionismo.^[119]

energia escura

Cientistas da Universidade de Uppsala, em 2019, desenvolveram um modelo para o Universo, que é esperado para resolver o enigma da energia escura. O estudo propõe outro conceito básico, incluindo a energia escura, para um universo que monta uma bolha em expansão em uma medição extra.^[120] Este modelo com energia escura e nosso Universo está montado em uma bolha em expansão em uma dimensão extra. Toda a matéria existente no universo se compara ao final das cordas que alcançam a dimensão extra.^[121]

Desenvolvimento histórico

Historicamente, houve muitas ideias sobre o cosmos (cosmologias) e sua origem (cosmogonias). As teorias de um Universo impessoal governado por leis físicas foram propostas pela primeira vez por gregos e indianos.^[122] A filosofia chinesa antiga englobava a noção de Universo, incluindo tanto o espaço quanto o tempo.^[123]^[124] Ao longo dos séculos, melhorias em observações astronômicas e teorias de movimento e gravitação levaram a descrições cada vez mais precisas do Universo. A era moderna da cosmologia começou com a teoria geral da relatividade de Albert Einstein de 1915, que tornou possível predizer quantitativamente a origem, a evolução e a conclusão do Universo como um todo. A maioria das teorias modernas aceitas da cosmologia baseiam-se na relatividade geral e, mais especificamente, no previsto no modelo do Big Bang.^[125]

Mitologias

Muitas culturas têm histórias que descrevem a origem do mundo e do Universo. As culturas geralmente consideram essas histórias como tendo alguma verdade. No entanto, existem muitas crenças diferentes em como estas histórias se aplicam entre aqueles que acreditam em uma origem sobrenatural, que vão desde um deus que teria criado diretamente o Universo como é agora quanto um deus que apenas definiu as "rodas em movimento" (por exemplo, através de mecanismos como o Big Bang e a evolução).^[126]

Etnólogos e antropólogos estudam muitos dos mitos que desenvolveram vários esquemas de classificação para os vários temas que aparecem nas histórias de criação. Por exemplo, em um tipo de história, o mundo nasce de um ovo cósmico; tais histórias incluem o poema épico finlandês Kalevala; a história chinesa de Pan Ku ou o Brahmanda Purana indiano. Em histórias relacionadas, o Universo é criado por uma única entidade emanando ou produzindo algo por si mesma, como o conceito de Adi-Buda do budismo tibetano; a história grega antiga de Gaia (Mãe Terra); o mito da deusa asteca Coatlicue; a história do antigo egípcio Atum e a narrativa judaico-cristã da criação no Gênesis, na qual o Deus abraâmico criou o Universo. Em outros tipos de histórias, o Universo é criado a partir da união de divindades masculinas e femininas, como no mito maori de Rangi e Papa. Em outros mitos, o Universo é criado criando a partir de materiais preexistentes, como o cadáver de um deus morto - como de Tiamat na epopeia babilônica Enuma Elish ou do gigante Ymir na mitologia nórdica - ou de materiais caóticos, como em Izanagi e Izanami na mitologia japonesa. Em outras histórias, o Universo emana de princípios fundamentais, como Brâman e Prakriti; o mito da criação do povo serer, ou o yin-yang do Tao.^[127]^[128]

Modelos filosóficos

Os filósofos gregos pré-socráticos e os filósofos indianos desenvolveram alguns dos primeiros conceitos filosóficos do Universo.
Os primeiros filósofos gregos observaram que as aparências podem ser enganadoras e procuraram compreender a realidade subjacente às aparências. Em particular, eles notaram a capacidade da matéria de mudar de forma (por exemplo, gelo para água até vapor) e vários filósofos propuseram que todos os materiais físicos no mundo são formas diferentes de um único material primordial, ou arché. O primeiro a fazê-lo foi Tales de Mileto, que propôs que este material seria a água. O aluno de Tales, Anaximandro, propôs que tudo vinha do ilimitado ápeiron. Anaximenes propôs que o material primordial seria o ar por causa de suas qualidades atrativas e repulsivas, que fazem com que o ar se condense ou se dissocie em diferentes formas. Anaxágoras propôs o princípio de Nous (Mente), enquanto Heráclito propôs o fogo (e falava de logos). Empédocles propôs os elementos primordiais como sendo a terra, água, ar e fogo. Seu modelo de quatro elementos tornou-se muito popular. Como Pitágoras, Platão acreditava que todas as coisas eram compostas de números, com os elementos de Empédocles tomando a forma dos sólidos platônicos. Demócrito e filósofos posteriores - mais notavelmente Leucipo - propuseram que o Universo é composto por átomos indivisíveis que movem-se através do vazios (vácuo), embora Aristóteles não acreditasse que isto fosse viável porque o ar, como a água, oferece resistência ao movimento. O ar imediatamente preencheria um vazio e, além disso, sem resistência, o faria de maneira indefinidamente rápida.^[122]

Embora Heráclito defendesse a mudança eterna, seu contemporâneo Parmênides fez a sugestão radical de que toda mudança é uma ilusão, de que a verdadeira realidade subjacente é eternamente imutável e de uma única natureza. Parmênides denotou essa realidade como τὸ ἐν (O Único). A ideia de Parmênides parecia implausível para muitos gregos, mas seu estudante Zenão de Eleia desafiou-os com vários paradoxos famosos. Aristóteles respondeu a esses paradoxos desenvolvendo a noção de um potencial infinito contável, assim como o continuum infinitamente divisível. Ao contrário dos ciclos temporais eternos e imutáveis, ele acreditava que o mundo está limitado pelas esferas celestes e que a magnitude estelar cumulativa é apenas finitamente multiplicativa.^[122]

O filósofo indiano Kanada, fundador da escola Vaisheshika, desenvolveu uma noção de atomismo e propôs que a luz e o calor fossem variedades da mesma substância.^[129] No século V, o filósofo atomista budista Dignāga propôs átomos de tamanho pontual, sem duração e feitos de energia. Eles negavam a existência de matéria substancial e propuseram que o movimento consistia em lampejos momentâneos de um fluxo de energia.^[130]

A noção de finitismo temporal foi inspirada pela doutrina da criação compartilhada pelas três religiões abraâmicas: judaísmo, cristianismo e islã. O filósofo cristão, João Filopono, apresentou os argumentos filosóficos contra a antiga noção grega de um passado e futuro infinitos. Os argumentos de Filopono contra um passado infinito foram usados pelo filósofo muçulmano clássico Alquindi (Alquindo); o filósofo judeu, Saadia Gaon (Saadia ben Joseph); e o teólogo muçulmano, Algazali (Algazel).^[131]

Conceitos astronômicos

Modelos astronômicos do Universo foram propostos logo após a astronomia ter começado com os astrônomos babilônicos, que viam o Universo como um disco plano flutuando no oceano, o que formou a premissa para mapas gregos primitivos como os de Anaximandro e Hecateu de Mileto. Filósofos gregos posteriores, observando os movimentos dos corpos celestes, estavam preocupados em desenvolver modelos do Universo baseados mais profundamente em evidências empíricas. O primeiro modelo coerente foi proposto por Eudoxo de Cnido. De acordo com a interpretação física do modelo de Aristóteles, as esferas celestiais rodam eternamente com movimento uniforme em torno de uma Terra estacionária. A matéria normal está inteiramente contida na esfera terrestre. Do Universo (composto antes de 250 ou entre 350 e 200 a.C.), declarou: cinco elementos, situados em esferas em cinco regiões, sendo cada menor cercado pelo maior - ou seja, terra cercada por água, água por ar, ar pelo fogo e fogo pelo éter - são os constituintes do Universo.^[132]

Este modelo também foi refinado por Calipo e, depois que as esferas concêntricas foram abandonadas, foi trazido em quase perfeito acordo com as observações astronômicas de Ptolomeu. O sucesso de tal modelo deveu-se em grande parte ao fato matemático de que qualquer função (como a posição de um planeta) pode ser decomposta em um conjunto de funções circulares (a série de Fourier). Outros cientistas gregos, como o filósofo pitagórico Filolau de Crotona, postularam (segundo relatos de Estobeu) que no centro do Universo haveria um "Fogo Central" em torno do qual a Terra, Sol, Lua e planetas giravam em movimento circular uniforme.^[133]

O astrônomo grego Aristarco de Samos foi o primeiro indivíduo conhecido a propor um modelo heliocêntrico do Universo. Embora o texto original tenha sido perdido, uma referência no livro de Arquimedes O Contador de Areia descreve o modelo heliocêntrico de Aristarco, que acreditava que as estrelas estavam muito distantes e via isto como a razão pela qual a paralaxe estelar não havia sido observada, ou seja, as estrelas não eram vistas se movendo umas às outras enquanto a Terra se movia ao redor do Sol. As estrelas são de fato muito mais distantes do que a distância que era geralmente assumida nos tempos antigos, razão pela qual a paralaxe estelar é apenas detectável com instrumentos de precisão. O modelo geocêntrico, consistente com a paralaxe planetária, foi suposto para ser uma explicação para a inobservabilidade do fenômeno paralelo, a paralaxe estelar.

O único outro astrônomo da antiguidade conhecido por nome que apoiou o modelo heliocêntrico de Aristarco foi Seleuco de Seleucia, um astrônomo helenístico que viveu um século após Aristarco.^[134]^[135]^[136] De acordo com Plutarco, Seleuco foi o primeiro a provar o sistema heliocêntrico através da razão, mas não se sabe que argumentos ele usou. Os argumentos de Seleuco para uma cosmologia heliocêntrica provavelmente estavam relacionados ao fenômeno das marés.^[137] Segundo Estrabão (1.1.9), Seleuco foi o primeiro a afirmar que as marés acontecem devido à atração da Lua e que a altura das marés depende da posição da Lua em relação ao Sol.^[138] Alternativamente, ele pode ter provado o heliocentrismo, determinando as constantes de um modelo geométrico e desenvolvendo métodos para calcular posições planetárias usando este modelo, como Nicolau Copérnico fez mais tarde, no século XVI.^[139] Durante a Idade Média, modelos heliocêntricos também foram propostos pelo astrônomo indiano Aryabhata^[140] e pelos astrônomos persas Albumasar^[141] e Al-Sijzi.^[142]

O modelo aristotélico foi aceito no mundo ocidental por aproximadamente dois milênios, até que Copérnico reviveu a perspectiva de Aristarco de que os dados astronômicos poderiam ser explicados mais plausivelmente se a Terra girasse em seu eixo e se o Sol fosse colocado no centro do Universo.^[143]

Modelo do Universo de Copérnico por Thomas Digges em 1576, com a emenda de que as estrelas já não estão confinadas a uma esfera, mas se espalham uniformemente pelo espaço ao redor dos planetas

No centro descansa o Sol. Pois quem colocaria esta lâmpada de um templo muito bonito em outro ou melhor lugar do que este de onde ele pode iluminar tudo ao mesmo tempo?
— Nicolau Copérnico, no Capítulo 10, Livro 1 de De Revolutionibus Orbium Coelestrum (1543)

Como observou o próprio Copérnico, a noção de que a Terra gira é muito antiga, datando pelo menos de Filolau de Crotona (450 a.C.), Heráclides do Ponto (350 a.C.) e Ecfanto, o Pitagórico. Aproximadamente um século antes de Copérnico, o erudito cristão Nicolau de Cusa também propôs que a Terra gira em seu eixo em seu livro Sobre a Ignorância Aprendida (1440).^[144] Al-Sijzi^[145] também propôs que a Terra gira em seu eixo. A evidência empírica para a rotação da Terra em seu eixo, usando o fenômeno dos cometas, foi dada por Naceradim de Tus (1201-1274) e Ali Cusji (1403-1474).^[146]

Esta cosmologia foi aceita por Isaac Newton, Christiaan Huygens e cientistas posteriores.^[147] Edmund Halley (1720)^[148] e Jean-Philippe de Chéseaux (1744)^[149] observaram de forma independente que a suposição de um espaço infinito preenchido uniformemente com estrelas levaria à previsão de que o céu noturno seria tão brilhante quanto o próprio Sol; isto se tornou conhecido como paradoxo de Olbers no século XIX.^[150] Newton acreditava que um espaço infinito, uniformemente cheio de matéria, causaria infinitas forças e instabilidades, fazendo com que a matéria fosse esmagada por sua própria gravidade.^[147] Esta instabilidade foi esclarecida em 1902 pelo critério de instabilidade de Jeans.^[151] Uma solução para esses paradoxos é o Universo Charlier, no qual a matéria é organizada hierarquicamente (sistemas de corpos em órbita que estão orbitando em um sistema maior, ad infinitum) de maneira fractal, de tal modo que o Universo tem uma densidade geral insignificantemente pequena; tal modelo cosmológico também tinha sido proposto anteriormente em 1761 por Johann Heinrich Lambert.^[43]^[152] Um importante avanço astronômico do século XVIII foi a realização por Thomas Wright, Immanuel Kant e outros.^[148]

A era moderna da cosmologia física começou em 1917, quando Albert Einstein aplicou pela primeira vez a sua teoria geral da relatividade para modelar a estrutura e a dinâmica do Universo.^[153

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