Os cientistas têm certeza de que o universo é infinito?

 Os cientistas têm certeza de que o universo é infinito?

Visualização de todo o Universo Observável. A escala é tal que os pequenos grãos e os fiapos representam coleções de grandes números de superaglomerados de galáxias. Por exemplo: o Superaglomerado de Virgem – onde está localizado o Grupo Local com a nossa Via Láctea – está marcado no centro, mas é pequeno demais para ser visto.

Negativo.

Ninguém sabe se o Universo é finito ou infinito, limitado ou ilimitado.

Isso pode depender da Curvatura do Espaço-Tempo, entre outras propriedades.

Curvatura do espaço-tempo – Wikipédia, a enciclopédia livre

A curvatura do espaço-tempo é a principal consequência da teoria da relatividade geral , de acordo com a qual a gravidade é efeito ou consequência da geometria curva do espaço-tempo . Os corpos em um campo gravitacional seguem um caminho espacial curvo, mesmo que eles possam realmente estar se movendo como " linhas de mundo " possíveis "em linha reta" através do espaço-tempo curvo. É importante salientar que as linhas mais "retas" ou unindo dois pontos com o comprimento mais curto possível em um determinado espaço de tempo são chamadas de linhas geodésicas e são linhas de curvatura mínima. [ 1 ] Esquema da curvatura do espaço-tempo. História das geometrias não euclidianas editar As ideias básicas que levaram à noção de que o espaço físico é curvo e portanto não euclidiano se devem às muitas tentativas, ao longo de vários séculos, em demonstrar se o quinto postulado de Euclides podias ser derivado do restante dos axiomas da geometria euclidiana . Este postulado afirma que fixada uma reta e um ponto exterior a esta, existe uma e somente uma reta paralela à primeira que passe por tal ponto. Essas tentativas culminaram com a constatação de Bolyai e Gauss de que este axioma ou postulado das paralelas pode ser contestado, e se podiam construir geometrias onde simplesmente o postulado é falso, dando lugar às geometria não euclidianas. Assim, além do espaço plano ou euclidiano , podemos construir outros espaços de curvatura constante como: O espaço aberto hiperbólico de Bolyai - Lobachevski no qual existe não uma, senão infinitas retas paralelas a uma reta dada que passem por um ponto exterior prefixado. O espaço fechado elíptico de Riemann no qual não existe nenhuma reta paralela exterior a outra dada que não se intersectem. Referências

https://pt.m.wikipedia.org/wiki/Curvatura_do_espa%C3%A7o-tempo

Possíveis Curvaturas do Espaço-Tempo

O nosso Universo parece ter nascido há uns 13,787±0,020 bilhões de anos num estado de altíssima densidade e temperatura.

O Big Bang.

Big Bang – Wikipédia, a enciclopédia livre

O big-bang , [ 1 ] bigue-bangue [ 2 ] [ 3 ] ou grande expansão [ 4 ] é a teoria cosmológica dominante sobre o desenvolvimento inicial do universo . [ 5 ] Os cosmólogos usam o termo "Big Bang" para se referir à ideia de que o universo estava originalmente muito quente e denso em algum tempo finito no passado. Desde então tem se resfriado pela expansão ao estado diluído atual e continua em expansão atualmente. A teoria é sustentada por explicações mais completas e precisas a partir de evidências científicas disponíveis e da observação . [ 6 ] [ 7 ] Medições detalhadas da taxa de expansão do universo colocam o Big Bang em cerca de 13,8 bilhões * de anos atrás, que é considerada a idade do universo . [ 8 ] [ 9 ] [ 10 ] [ 11 ] [ 12 ] [ 13 ] [ 14 ] Este é o conceito artístico da expansão do Universo, onde o espaço (incluindo hipotéticas partes não observáveis do Universo) é representado em cada momento, em seções circulares. O esquema é decorado com imagens do satélite WMAP . O padre Georges Lemaître propôs o que ficou conhecido como a teoria Big Bang da origem do universo, embora ele tenha chamado como " hipótese do átomo primordial". O quadro para o modelo se baseia na teoria da relatividade de Albert Einstein e em hipóteses simplificadoras (como homogeneidade e isotropia do espaço ). As equações principais foram formuladas por Alexander Friedmann . Depois Edwin Hubble descobriu em 1929 que as distâncias de galáxias distantes eram geralmente proporcionais aos seus desvios para o vermelho , como sugerido por Lemaître em 1927. Esta observação foi feita para indicar que todas as galáxias e aglomerado de galáxias muito distantes têm uma velocidade aparente diretamente fora do nosso ponto de vista: quanto mais distante, maior a velocidade aparente. [ 15 ] Se a distância entre os aglomerados de galáxias está aumentando atualmente, todos deveriam estar mais próximos no passado. Esta ideia tem sido considerada em densidades e temperaturas extremas, [ 16 ] [ 17 ] [ 18 ] sendo que grandes aceleradores de partículas têm sido construídos para experimentar e testar tais condições, resultando em significativa confirmação da teoria . No entanto, estes equipamentos científicos têm capacidades limitadas para pesquisas em tais regimes de alta energia . Sem nenhuma evidência associada com a maior brevidade instantânea da expansão, a teoria do Big Bang não pode e não fornece qualquer explicação para essa condição inicial, mas descreve e explica a evolução geral do universo desde aquele instante. As abundâncias observadas de elementos leves em todo o cosmos se aproximam das previsões calculadas para a formação destes elementos de processos nucleares na expansão rápida e arrefecimento dos minutos iniciais do universo, como lógica e quantitativamente detalhado de acordo com a nucleossíntese do Big Bang . Fred Hoyle é creditado como o criador do termo Big Bang durante uma transmissão de rádio de 1949. Popularmente é relatado que Hoyle, que favoreceu um modelo cosmológico al

https://pt.m.wikipedia.org/wiki/Big_Bang

Nos seus primeiros momentos aparenta ter tido um episódio de expansão tão fulminantemente rápida que o espaço-tempo correspondente a um átomo (que ainda nem podia existir) se teria expandido para lá do que nos é possível hoje sequer observar.

A Inflação Cósmica.

Inflação cósmica – Wikipédia, a enciclopédia livre

A inflação cósmica é uma teoria proposta inicialmente por Alan Guth ( 1981 ), que postula que o universo , no seu momento inicial, passou por uma fase de crescimento exponencial. De acordo com a teoria, a inflação foi produzida por uma densidade de energia do vácuo negativa ou uma espécie de força gravitacional repulsiva . Esta expansão pode ser modelada com uma constante cosmológica não nula . Consequentemente todo o universo observável poderia ter-se originado numa pequena região. Teorias atuais apontam o hipotético campo escalar (e sua partícula associada) ínflaton como responsável ​​pela inflação do universo durante seus primeiros instantes. Em 1981 foi proposto que muitas características de nosso universo , incluindo como ele veio a se tornar tão homogêneo, e por que começou a se aproximar da densidade crítica , poderiam ser melhor explicadas por um novo modelo cosmológico , que propõe que a expansão do universo foi propelida por uma espécie de força gravitacional repulsiva, ou pressão negativa. Modelo cosmológico padrão editar O modelo cosmológico padrão, também conhecido como modelo do Big Bang , apresenta três problemas fundamentais: E a teoria do universo inflacionário propõe uma solução para as dificuldades acima. Cosmologia inflacionária editar Representação artística da evolução do tamanho do universo (eixo vertical) em função do tempo (eixo horizontal). Nessa representação, o período inflacionário é responsável pelo rápido aumento do tamanho do universo à esquerda do diagrama. Conforme descrito no início do artigo, a teoria do Universo Inflacionário foi criada no início da década de 1980 pelo físico Alan Guth (1979, 1981) e desenvolvida por Paul Steinhardt (1981, “novo modelo inflacionário”), Andrei Linde (1983, “modelo inflacionário caótico”), Stephen Hawking , A. A. Starobinsky, e outros. Esta propõe a solução dos três problemas citados acima. O universo não deveria apresentar elevado grau de homogeneidade para certas separações angulares da radiação cósmica de fundo em micro-ondas , pois essas regiões não teriam condições de ter mantido contato causal antes da era em que a radiação se desacoplou da matéria, cerca de 380 mil anos após o Big Bang. O problema do horizonte, que diz respeito ao elevado grau de homogeneização da radiação de fundo de micro-ondas que permeia o universo, também pode ser facilmente resolvido pela inflação cósmica. Outro problema fundamental, é conhecido como problema da planaridade, que indica ser o universo aparentemente plano, pois o valor atual do parâmetro de densidade é muito próximo da unidade. O fato da evolução do parâmetro de densidade depender do tempo resulta que, na era de Planck , instantes antes da inflação, seu valor deveria ser muito próximo da unidade, caso contrário seu valor atual seria muito diferente de um e o universo seria muito distinto do modelo plano. Os monopolos magnéticos, partículas supermassivas, são previstos pelos modelos de unificação das forças fundamentais forte , fraca e

https://pt.m.wikipedia.org/wiki/Infla%C3%A7%C3%A3o_c%C3%B3smica

O pedaço do Universo que nos é visível tem um raio duns 46,6 bilhões de anos-luz.

O Universo Observável.

Universo observável – Wikipédia, a enciclopédia livre

O universo observável é uma região em forma esférica do Universo que compreende toda a matéria que pode ser observada da Terra ou de seus telescópios espaciais e sondas exploratórias na atualidade, porque a radiação eletromagnética desses objetos teve tempo de chegar ao Sistema Solar e à Terra desde o início da expansão cosmológica . Pode haver 2 trilhões de galáxias no universo observável, [ 8 ] [ 9 ] embora esse número tenha sido estimado recentemente em apenas várias centenas de bilhões com base em novos dados da New Horizons . [ 10 ] [ 11 ] Supondo que o universo seja isotrópico , a distância até a borda do universo observável é aproximadamente a mesma em todas as direções. Ou seja, o universo observável possui um volume esférico (uma bola ) centrado no observador. Cada local no universo tem seu próprio universo observável, que pode ou não se sobrepor ao que está centrado na Terra. Universo observável Visualização de todo o universo observável. A escala é tal que os grãos finos representam coleções de um grande número de superaglomerados. O superaglomerado de Virgem –casa da Via Láctea–está marcado no centro, mas é pequeno demais para ser visto. Diâmetro 8,8 × 10 26 m ou 880 Ym (28,5 Gpc ou 93 Gly ) [ 1 ] Volume 4 × 10 80 m 3 [ 2 ] Massa (matéria ordinária) 1,5 × 10 53 kg [ 3 ] Densidade (de energia total) 9,9 × 10 −27 kg/m 3 (equivalente para 6 prótons por cúbico metros de espaço) [ 4 ] Idade 13,799 ± 0,021 bilhões de anos [ 5 ] Temperatura média 2,72548 K [ 6 ] Conteúdo A palavra "observável" neste sentido não se refere à capacidade da tecnologia moderna de detectar luz ou outras informações de um objeto, ou se há algo a ser detectado. Refere-se ao limite físico criado pela própria velocidade da luz . Nenhum sinal pode viajar mais rápido do que a luz, portanto, há uma distância máxima (chamada de horizonte de partículas ) além da qual nada pode ser detectado, pois os sinais ainda não poderiam ter nos alcançado. Às vezes, os astrofísicos distinguem entre o universo visível , que inclui apenas os sinais emitidos desde a recombinação (quando os átomos de hidrogênio foram formados a partir de prótons , elétrons e fótons foram emitidos)—e o universo observável , que inclui sinais desde o início da expansão cosmológica (o Big Bang na cosmologia física tradicional, o fim da época inflacionária na cosmologia moderna). De acordo com os cálculos, a distância comóvel atual—a distância que leva em consideração que o universo se expandiu desde que a luz foi emitida—para as partículas das quais a radiação cósmica de fundo em micro-ondas (CMBR) foi emitida, que representa o raio do universo visível, é de cerca de 14,0 bilhões de parsecs (cerca de 45,7 bilhões de anos-luz ), enquanto a distância móvel até a borda do universo observável é de cerca de 14,3 bilhões de parsecs (cerca de 46,6 bilhões de anos-luz ), [ 12 ] cerca de 2% maior. O raio do universo observável é, portanto, estimado em cerca de 46,5 bilhões de anos-luz [ 13 ] [ 14 ] e seu diâmetro em c

https://pt.m.wikipedia.org/wiki/Universo_observ%C3%A1vel

Para lá disso o espaço-tempo está a se expandir a velocidades superiores à da luz relativamente a nós.

Como tal jamais poderemos observar o que está para lá disso.

E todo o Universo parece continuar numa expansão duns ≈70 Km/s·Mpc (quilómetros por segundo por mega-parsec).

O rigor deste valor ainda está em dúvida (vidé Tensão de Hubble) mas parece estar acelerando.

Lei de Hubble – Wikipédia, a enciclopédia livre

Hubble não só verificou que a maioria das galáxias tinha um desvio para o vermelho, mas também que este desvio era tanto maior quanto maior a distância entre as galáxias. Chegou mesmo a construir um gráfico com os resultados de 46 galáxias, mostrando uma relação linear entre distância e desvio para o vermelho. No entanto, as incertezas eram muito grandes, pelo que os resultados não foram considerados conclusivos no imediato. Daqui, surgiu então aquela que é hoje conhecida como a Lei de Hubble: v = H 0 d {\displaystyle v=H_{0}\ d} Onde: - v {\displaystyle v} é a velocidade em k m s − 1 {\displaystyle km\ s^{-1}} ; - d {\displaystyle d} é a distância em Megaparsecs ( M p c {\displaystyle Mpc} ); - H 0 {\displaystyle H_{0}} tem o nome de parâmetro de Hubble e vem em unidades de k m s − 1 M p c − 1 {\displaystyle km\ s^{-1}Mpc^{-1}} . O primeiro valor que Hubble estimou para este parâmetro, considerado inicialmente uma constante, foi 500 km s -1 Mpc -1 . Este valor tinha uma grande incerteza associada, e foi-se alterando à medida que novos dados iam sendo utilizados. Ainda hoje o seu valor não reúne consenso, por se alterar na ordem das unidades cada vez que se obtêm novos dados, mas pensa-se que esteja próximo de 67,15 [ 8 ] [ 9 ] [ 10 ] km s -1 Mpc -1 . Note-se que a velocidade considerada nesta equação é a velocidade radial das galáxias, e não a sua velocidade total. Hubble baseou os seus resultados no desvio para o vermelho (redshift). A velocidade radial pode ser obtida a partir do redshift, através da equação prevista pela Relatividade Restrita : v c = ( z + 1 ) 2 − 1 ( z + 1 ) 2 + 1 {\displaystyle {v \over c}={(z+1)^{2}-1 \over (z+1)^{2}+1}} Onde: - v {\displaystyle v} é a velocidade radial; - c {\displaystyle c} a velocidade da luz no vácuo ; - z {\displaystyle z} é o “redshift”, calculado a partir de: z = λ 0 + λ e λ e = λ 0 λ e + 1 {\displaystyle z={\lambda _{0}+\lambda _{e} \over \lambda _{e}}={\lambda _{0} \over \lambda _{e}}+1} Onde: - λ 0 {\displaystyle \lambda _{0}} é o comprimento de onda observado (de uma onda electromagnética ); - λ e {\displaystyle \lambda _{e}} é o comprimento de onda emitido. Valores do parâmetro de Hubble ao longo dos anos editar Valor (km s -1 Mpc -1 ) Data Determinado por/Missão: 75 [ 11 ] 1958 Allan Sandage 50 - 90 [ 12 ] 1996 72 ± 8 [ 13 ] 2001-2005 Telescópio Hubble 70,4 ± 1,6 [ 14 ] 2007 WMAP 70,4 ± 1,4 [ 15 ] 2010 WMAP 69,32 ± 0,80 [ 16 ] 20 de Dezembro de 2012 WMAP 67,15 ± 1,20 [ 10 ] 21 de Março de 2013 Planck 68 +4,2 −4,1 [ 17 ] [ 18 ] 28 de Março de 2019 Adam Riess 74 [ 19 ] 25 de abril de 2019 SH0ES 73 [ 20 ] 8 de janeiro de 2020 COSMOGRAIL - Monitoramento cosmológico de lentes gravitacionais Motivos para a dedução errada de Hubble editar Após a acumulação de vários dados, através dos diferentes estudos já referidos, concluímos que o valor do parâmetro de Hubble é muito menor do que o valor indicado pelo próprio Hubble em 1926. Na verdade, existiam diversos factores associados às observações de Hubbl

https://pt.m.wikipedia.org/wiki/Lei_de_Hubble

Assim não nos é possível determinar o seu total tamanho — ou se será ou não infinito.

Por causa do primordial episódio de inflação cósmica é até difícil determinar a geometria do nosso Universo.

Experimentalmente aparenta não ter qualquer curvatura — localmente — e seria 'plano'.

Mas isto pode ser o resultado local aparente da imensa inflação inicial do Universo.

A uma formiguinha sobre um balão do tamanho de Júpiter este parece-lhe plano.

Universo 'Plano' ou de Curvatura Nula

Neste caso seria ilimitado e possivelmente infinito — ou não.

Não dá pra saber, por isso é difícil ter a certeza.

Mas sabemos que no passado o Universo é finito; começou há uns 13,7 bilhões de anos.

Poderia muito bem estar fechado sobre si mesmo sendo 'Esférico'

Universo 'Fechado' ou Esférico

Neste caso seria finito mas ilimitado — uma linha voltaria ao início e teria um comprimento finito, numa quantidade finita de espaço, porém imensa.

Poderia até ser 'Aberto'.

Universo 'Aberto' ou Hiperbólico

Neste caso poderia ser infinito e ilimitado.

Poderia até ter várias curvaturas, dependendo da direção, sendo anisotrópico e de muitíssimas formas possíveis.

Exemplo dum Universo Anisotrópico, no caso um 'Torus'

Mas por enquanto ainda não podemos afirmar categoricamente qual a Forma do Universo em que estamos.