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Universo
Esta imagem em alta-resolução do Hubble ultra deep field, mostra uma grande variedade de galáxias, cada uma composta de bilhões de estrelas. As pequenas galáxias avermelhadas, aproximadamente 100, são algumas das galáxias mais distantes fotografadas por um telescópio óptico.
Idade	13.799 ± 0.021 bilhões anos
Diâmetro	Possivelmente infinito; aproximadamente 91 bilhões de anos-luz (28 × 10 ⁹ pc)
Massa (matéria ordinária)	Pelo menos,10⁵³ kg
Densidade média	4.5 x 10⁻³¹ g/cm³
Temperatura média	2.72548 K ou -270,42452 °C
Principais materias	Matéria Ordinária (4,9%), a matéria escura (26,8%), energia escura (68,3%)
Forma	Plano com apenas uma margem de erro de 0,4%

Universo é tudo o que existe fisicamente, a totalidade do espaço e tempo e todas as formas de matéria, incluindo todos os planetas, estrelas, galáxias e os componentes do espaço intergaláctico.^[1]^[2]^[3]^[4]^[5]^[6] O termo Universo pode ser usado em sentidos contextuais ligeiramente diferentes, denotando conceitos como o cosmo, o mundo ou a natureza. O universo observável tem de raio cerca de 46 bilhões de anos-luz.^[7] A observação científica do Universo levou a inferências de suas fases anteriores. Estas observações sugerem que o universo é governado pelas mesmas leis físicas e constantes durante a maior parte de sua extensão e história. A teoria do Big Bang é o modelo cosmológico prevalente que descreve como o Universo evoluiu desde os primeiros 10^-44 segundos (Tempo de Planck) até hoje. Calcula-se que se passaram 13,798 (± 0,037) bilhões de anos desde o Big-Bang.^[8]^[9] Observações de supernovas têm mostrado que o Universo está se expandindo a uma velocidade acelerada.^[10]

O Universo conhecido contém aproximadamente 100 bilhões de galáxias, reunidas em grandes grupos e separadas por vastos espaços vazios.^[11] Os espaços vazios do Universo podem estar repletos de matéria escura, de natureza ainda desconhecida. A forte atração gravitacional dessa grande quantidade de matéria é capaz de inverter a expansão do Universo e comprimi-lo totalmente no Big Crunch.^[12] De acordo com o modelo científico vigente, conhecido como Big Bang, o Universo surgiu de um único ponto ou singularidade onde toda a matéria e energia do universo observável encontrava-se concentrada numa fase densa e extremamente quente chamada Era de Planck.

A partir dessa era, o Universo vem-se expandindo, possivelmente em curtos períodos (menos que 10⁻³² segundos) de inflação cósmica. Diversas medições experimentais independentes apoiam teoricamente tal expansão e a teoria do Big Bang. Esta expansão tem-se acelerado por ação da energia escura, uma força contrária à gravidade que está agindo mais que esta devido ao fato das dimensões do Universo serem grandes o bastante para dissipar a força gravitacional.^[13] Porém, devido ao escasso conhecimento a respeito da energia escura, é ainda pequeno o entendimento do fenômeno e sua influência no destino do Universo.^[13]

Há alguns anos, a sonda WMAP colectou dados que levaram à determinação da Idade do universo em 13,73 (± 0,12) bilhões de anos,^[14] entretanto, com base em dados coletados pelo satélite Planck, as interpretações de observações astronômicas indicam que a idade do Universo é de 13,82 bilhões de anos,^[15] e seu diâmetro é de 93 bilhões de anos-luz ou 8,80 ×10²⁶ metros.^[16] De acordo com a teoria da relatividade geral, o espaço pode expandir-se a uma velocidade superior à da luz, embora possamos ver somente uma pequena fração da matéria visível do universo devido à limitação imposta pela velocidade da luz. É incerto se a dimensão do espaço é finita ou infinita. Trezentos mil anos depois do Big Bang, teriam surgido átomos de matéria. As formas de vida teriam aparecido 11,2 bilhões de anos depois.^[17]

Etimologia

A palavra Universo deriva do francês antigo Univers que por sua vez deriva do latim universum.^[18] A palavra latina foi usada por Cícero e posteriormente por outros autores com o mesmo sentido que é usada atualmente.^[19] A palavra latina é derivada da contração poética Unvorsum — usada primeiramente por Lucrécio no Livro IV (linha 262) de seu De rerum natura (Sobre a Natureza das coisas) — que conecta un, uni (a forma combinada de unus, ou "one") com vorsum, versum (um substantivo derivado do particípio passivo perfeito de vertere, que significa "algo rodado, rolado ou mudado").^[19]. Lucrécio usou a palavra com o sentido "tudo em um só, tudo combinado em um".

Sinônimos

Uma interpretação alternativa de unvorsum é "tudo girando como um" ou "tudo girando através de um". Nesse sentido, pode ser considerada a tradução de uma palavra para Universo no grego antigo, περιφορα, "algo transportado em um círculo", originalmente utilizada para descrever o percurso de uma refeição, a comida sendo carregada em torno de um círculo de mesas.^[20] Esta palavra grega refere-se a um modelo grego antigo do universo, onde toda matéria está contida dentro de esferas giratórias centradas na Terra; de acordo com Aristóteles, a rotação da esfera ultraperiférica era responsável pelo movimento e mudança de tudo. Era natural para os gregos assumirem que a Terra era estacionária e que os céus giravam sobre a ela, porque cuidadosas medidas astronômicas e físicas (como o Pêndulo de Foucault) seriam necessárias para provar o contrário.

Cronologia

O modelo prevalecente para a evolução do universo é a teoria do Big Bang. O modelo do Big Bang afirma que o estado mais antigo do universo era extremamente quente e denso e que posteriormente se expandiu. O modelo baseia-se na relatividade geral e na simplificação de suposições como a homogeneidade e a isotropia do espaço. Uma versão do modelo com uma constante cosmológica (Lambda) e matéria escura fria, conhecida como modelo Lambda-CDM, é o modelo mais simples que fornece um relato razoavelmente bom de várias observações sobre o universo. O modelo do Big Bang é responsável por observações como a correlação da distância e o desvio para o vermelho das galáxias, a razão entre o número de átomos de hidrogênio e de hélio e a radiação cósmica de fundo.^[21]^[22]

O estado quente e denso inicial é chamado de era de Planck, um breve período que se estende do tempo zero a uma unidade de tempo de Planck de aproximadamente 10^-43 segundos. Durante a época de Planck, todos os tipos de matéria e todos os tipos de energia estavam concentrados em um estado denso, onde acredita-se que a gravitação tenha sido tão forte quanto as outras forças fundamentais, sendo que todas as forças podem ter sido unificadas. Desde a época de Planck, o Universo vem se expandindo para sua forma atual, possivelmente com um período muito breve de inflação cósmica que fez com que o Universo atingisse um tamanho muito maior em menos de 10^-32 segundos.^[23]

Depois da época de Planck e da inflação, vieram as épocas de quark, hadron e lepton. Juntas, essas épocas abrangiam menos de 10 segundos de tempo após o Big Bang. A abundância observada dos elementos pode ser explicada pela combinação da expansão global do espaço com a física nuclear e atômica. À medida que o universo se expande, a densidade de energia da radiação eletromagnética diminui mais rapidamente do que a da matéria, porque a energia de um fóton diminui com seu comprimento de onda. À medida que o universo se expandia e se esfriava, partículas elementares associavam-se de forma estável a combinações cada vez maiores. Assim, na primeira parte da era dominada pela matéria, formaram-se prótons e nêutrons estáveis, que então formaram núcleos atômicos através de reações nucleares. Este processo, conhecido como nucleossíntese do Big Bang, levou à abundância presente de núcleos mais leves, particularmente hidrogênio, deutério e hélio. A nucleossíntese do Big Bang terminou cerca de 20 minutos após o Big Bang, quando o Universo tinha esfriado o suficiente para que a fusão nuclear não pudesse mais ocorrer. Nesta fase, a matéria no universo era principalmente um plasma quente e denso de elétrons carregados negativamente, neutrinos neutros e núcleos positivos. Esta era, chamada época fotônica, durou cerca de 380 mil anos.

Eventualmente, em um momento conhecido como recombinação, elétrons e núcleos formaram átomos estáveis, que são transparentes para a maioria dos comprimentos de onda de radiação. Com os fótons dissociados da matéria, o universo entrou na era dominada pela matéria. A luz desta era podia viajar livremente e pode ainda ser vista no universo como radiação cósmica de fundo. Depois de cerca de 100 milhões de anos, as primeiras estrelas se formaram; estas eram provavelmente muito maciças, luminosas e responsáveis pela reionização do universo. Não tendo elementos mais pesados que o lítio, essas estrelas também produziram os primeiros elementos pesados através da nucleossíntese estelar.^[24] O universo também contém uma energia misteriosa chamada energia escura, cuja densidade não muda ao longo do tempo. Após cerca de 9,8 bilhões de anos, o universo se expandiu suficientemente para que a densidade da matéria fosse menor que a densidade da energia escura, marcando o início da atual era dominada pela energia escura. Nesta época, a expansão do Universo está se acelerando devido à energia escura.^[25]

Observação histórica

Ao longo da história, várias cosmologias e cosmogonias têm sido propostas para explicar as observações do Universo. O primeiro modelo geocêntrico quantitativo foi desenvolvido pelos gregos antigos, que propunham que o Universo possuiria espaço infinito e teria existido eternamente, mas conteria um único conjunto de círculos concêntricos esferas de tamanho finito - o que corresponderia a estrelas fixas, o Sol e vários planetas – girando sobre uma esfera mas imóvel Terra. Ao longo dos séculos, observações mais precisas e teorias mais avançadas levaram ao modelo heliocêntrico de Copérnico e ao modelo newtoniano do Sistema Solar. Outras descobertas na astronomia levaram à conclusão de que o Sistema Solar está contido em uma galáxia composta de bilhões de estrelas, a Via Láctea, e de que outras galáxias existem fora dela. Estudos cuidadosos sobre a distribuição dessas galáxias e suas raias espectrais contribuíram muito para a cosmologia moderna. O descobrimento do desvio para o vermelho e da radiação cósmica de fundo em micro-ondas revelaram que o Universo continua se expandindo e que aparentemente teve um princípio.

Propriedades

O espaço-tempo do universo é geralmente interpretado a partir de uma perspectiva euclidiana, onde o espaço é constituído por três dimensões e o tempo consiste de uma dimensão, a "quarta dimensão". Ao combinar espaço e tempo em uma única variedade chamada espaço de Minkowski, os físicos simplificaram várias teorias da física, bem como descreveram de forma mais uniforme o funcionamento do universo nos níveis supergaláctico e subatômico.^[26]

Os eventos do espaço-tempo não são absolutamente definidos espacialmente e temporalmente, mas são conhecidos relativamente ao movimento de um observador. O espaço de Minkowski aproxima o universo sem gravidade; as variedades pseudoriemannianas da relatividade geral descrevem o espaço-tempo com a matéria e a gravidade. A teoria das cordas postula a existência de dimensões adicionais. Das quatro interações fundamentais, a gravitação é dominante em escalas de comprimento cosmológico, incluindo galáxias e estruturas de maior escala. Os efeitos da gravidade são cumulativos; pelo contrário, os efeitos das cargas positivas e negativas tendem a se anular mutuamente, tornando o eletromagnetismo relativamente insignificante nas escalas de comprimento cosmológico. As duas interações restantes, as forças nucleares fracas e fortes, declinam muito rapidamente com a distância; seus efeitos estão confinados principalmente a escalas de comprimento subatômico.

O universo parece ter muito mais matéria do que antimatéria, uma assimetria possivelmente relacionada com as observações da violação CP.^[27] O universo também parece não ter Momento linear ou angular. A ausência de carga líquida e impulso resultaria das leis físicas aceitas (lei de Gauss e da não divergência do pseudotensor energia-estresse-momento, respectivamente) se o universo fosse finito.^[28]

O local da Terra no universo: Terra -> Sistema Solar -> Vizinhança estelar -> Via Láctea -> Grupo Local -> Superaglomerado de Virgem -> Superaglomerados locais -> Universo observável

Forma

A relatividade geral descreve o espaço-tempo como curvado e dobrado pela massa e pela energia. A topologia ou geometria do universo inclui a geometria local no universo observável e geometria global. Os cosmólogos trabalham frequentemente com uma fatia do espaço-tempo chamada de coordenadas de coordenadas comóveis. A seção do espaço-tempo que pode ser observada é o cone de luz traseiro, que delimita o horizonte cosmológico (também chamado de horizonte de partículas ou de luz), que é a distância máxima a partir da qual as partículas podem ter viajado para o observador na idade do universo. Este horizonte representa a fronteira entre as regiões observáveis e as não observáveis do universo. A existência, as propriedades e o significado de um horizonte cosmológico dependem do modelo cosmológico usado.^[29]^[30]

Um parâmetro importante que determina a evolução futura da teoria do universo é o parâmetro de densidade, Omega (Ω), definido como a densidade média da matéria do universo dividida por um valor crítico desta densidade. Isto seleciona uma das três geometrias possíveis dependendo se Ω é igual a, menor ou maior que 1. Estes são chamados, respectivamente, de universos planos, abertos e fechados.^[31]

Observações, como as obtidas pelo Cosmic Background Explorer (COBE), Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) e mapas da Planck da radiação cósmica de fundo sugerem que o universo é infinito em extensão, mas com uma idade finita, como descrito por Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW).^[32]^[33]^[34]^[35] Estes modelos FLRW assim apoiam modelos inflacionários e o modelo padrão da cosmologia, descrevendo um universo plano e homogêneo atualmente dominado pela matéria escura e pela energia escura.^[9]^[36]

Tamanho e regiões

O tamanho do universo é um pouco difícil de definir. De acordo com uma definição restritiva, o universo é tudo dentro do nosso espaço-tempo conectado que poderia ter uma chance de interagir conosco e vice-versa.^[37] De acordo com a teoria geral da relatividade, algumas regiões do espaço podem nunca interagir conosco durante a existência do universo devido à velocidade finita da luz e à expansão contínua do espaço. Por exemplo, as mensagens de rádio enviadas da Terra talvez nunca cheguem a algumas regiões do espaço, mesmo que o universo exista para sempre: o espaço pode se expandir mais rápido do que a luz pode atravessá-lo.^[38]

Supõe-se que regiões distantes do espaço existem e fazem parte da realidade tanto quanto nós, mesmo que nunca possamos interagir com elas. A região espacial que podemos afetar e ser afetada é o universo observável. O universo observável depende da localização do observador. Viajando, um observador pode entrar em contato com uma região maior do espaço-tempo do que um observador que permanece imóvel. No entanto, mesmo o viajante mais rápido não será capaz de interagir com todo o espaço. Tipicamente, o universo observável significa a porção do universo que é observável de nosso ponto de observação na Via Láctea.

A distância apropriada - a distância medida em um momento específico, incluindo o presente - entre a Terra ea borda do universo observável é de 46 bilhões de anos-luz (14 bilhões de parsecs), fazendo com que o diâmetro do universo observável seja de cerca de 91 bilhões anos-luz (28 × 10⁹ pc). A distância que a luz da borda do universo observável percorreu é muito próxima da idade do universo vezes a velocidade da luz, 13,8 bilhões de anos-luz (4,2 × 10⁹ pc), mas isto não representa a distância a qualquer tempo porque a borda do universo observável e a Terra se separaram desde então.^[39] Para comparação, o diâmetro de uma galáxia típica é de 30.000 anos-luz (9.198 parsecs) e a distância típica entre duas galáxias vizinhas é de 3 milhões de anos-luz (919,8 milhões de parsecs).^[40] Por exemplo, a Via Láctea tem cerca de 100.000 anos-luz de diâmetro^[41] e a galáxia mais próxima da Via Láctea, a Galáxia de Andrômeda, está a cerca de 2,5 milhões de anos-luz de distância.^[42] Como não podemos observar o espaço além da borda do universo observável, desconhece-se se o tamanho do universo é finito ou infinito.^[43]^[44]^[45]

Idade e expansão

Os astrônomos calculam a idade do universo assumindo que o modelo Lambda-CDM descreve com precisão a evolução do universo de um estado primordial muito uniforme, quente, denso para seu estado atual e medindo os parâmetros cosmológicos que constituem o modelo. Este modelo é bem compreendido teoricamente e apoiado por recentes observações astronômicas de alta precisão, como da WMAP e Planck. Comumente, o conjunto de observações montado inclui a anisotropia da radiação cósmica de fundo, a relação de brilho/desvio para o vermelho de supernovas tipo Ia e aglomerados de galáxias em grande escala, incluindo a característica de oscilação acústica de bárions. Outras observações, como a constante de Hubble, a abundância de aglomerados de galáxias, a lente gravitacional fraca e as idades globulares de aglomerados, são geralmente consistentes com estas, fornecendo uma verificação do modelo, mas são medidas com menos precisão. Considerando que o modelo Lambda-CDM esteja correto, as medidas dos parâmetros usando uma variedade de técnicas por inúmeras experiências produzem um melhor valor da idade do universo a partir de 2015 de 13,799 ± 0,021 bilhões de anos.^[46]

Com o passar do tempo, o universo e seus conteúdos evoluíram; por exemplo, a população relativa de quasares e galáxias mudou^[47] e o próprio espaço se expandiu. Devido a esta expansão, os cientistas da Terra podem observar a luz de uma galáxia a 30 bilhões de anos-luz de distância mesmo que essa luz tenha viajado por apenas 13 bilhões de anos; o próprio espaço entre eles se expandiu. Esta expansão é consistente com a observação de que a luz de galáxias distantes foi desviada para o vermelho; os fótons emitidos foram esticados para comprimentos de onda mais longos e frequência menores durante a sua viagem. As análises das supernovas tipo Ia indicam que a expansão espacial está se acelerando.^[48]^[49]

Quanto mais matéria há no Universo, mais forte é a atração gravitacional mútua da matéria. Se o universo fosse muito denso, então ele se recolocaria em uma singularidade gravitacional. No entanto, se o universo contém pouca matéria, então a expansão aceleraria muito rapidamente para que os planetas e os sistemas planetários se formassem. Desde o Big Bang, o universo se expandiu monotonicamente. Talvez sem surpresas, nosso universo tem a densidade de massa correta de cerca de 5 prótons por metro cúbico. que permitiu que ele se expandisse pelos últimos 13,8 bilhões de anos, dando tempo para formar o universo como ele é observado hoje.^[50]

Existem forças dinâmicas que atuam sobre as partículas no universo que afetam a sua taxa de expansão. Antes de 1998, esperava-se que a taxa de aumento da constante de Hubble estivesse diminuindo com o passar do tempo devido à influência das interações gravitacionais no universo e, portanto, houvesse uma quantidade observável adicional no universo chamada de parâmetro de desaceleração, que os cosmólogos acreditavam estar diretamente relacionada à densidade de matéria do universo. Em 1998, o parâmetro de desaceleração foi medido por dois grupos diferentes como consistente com -1 mas não zero, o que implicava que a taxa de crescimento atual da constante de Hubble está aumentando ao longo do tempo.^[51]^[52]

Espaço-tempo

Espaços são as arenas nas quais ocorrem todos os eventos físicos - um evento é um ponto no espaço-tempo especificado por seu tempo e lugar. Os elementos básicos do espaço-tempo são eventos. Em qualquer espaço-tempo, um evento é uma posição única em um único momento. Porque os eventos são pontos do espaço-tempo, na física relativística clássica, a posição de uma partícula elementar (ponto-como) em um momento particular pode ser escrita como (x, y, z, t). Um espaço-tempo é a união de todos os eventos da mesma forma que uma linha é a união de todos os seus pontos, organizada formalmente em uma variedade.^[53]

O universo parece ser um contínuo do espaço-tempo que consiste em três dimensões espaciais e uma dimensão temporal (tempo). Em média, observa-se que o espaço é quase plano (perto da curvatura zero), significando que a geometria euclidiana é empiricamente verdadeira com alta precisão em toda a maior parte do universo. O espaço-tempo também parece ter uma topologia simplesmente conectada, em analogia com uma esfera, pelo menos na escala de comprimento do universo observável. No entanto, as observações presentes não podem excluir as possibilidades de que o universo tenha mais dimensões e que seu espaço-tempo possa ter uma topologia global conectada de forma múltipla, em analogia com as topologias cilíndricas ou toroidais de espaços bidimensionais.^[33]^[54]

Componentes

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.^[55]^[56]^[57] A quantidade total de radiação eletromagnética gerada no universo diminuiu em 1/2 nos últimos 2 bilhões de anos.^[58]^[59]

As proporções de todos os tipos de matéria e energia mudaram ao longo da história do universo.^[60] Hoje, a matéria ordinária, que inclui átomos, estrelas, galáxias e vida, representa apenas 4,9% dos conteúdos do universo.^[61] 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.^[61]^[62]^[63]

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 300 milhões de anos-luz, aproximadamente.^[64] 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 300 sextilhões (3 × 10²³) de estrelas^[65] e mais de 100 bilhões (10¹¹) de galáxias.^[66] As galáxias típicas variam de anãs com apenas dez milhões^[67] (10⁷) estrelas até gigantes com um trilhão (10¹²) estrelas.^[68] 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.^[69] Este superaglomerado abrange mais de 500 milhões de anos-luz, enquanto o Grupo Local se estende por mais de 10 milhões de anos-luz.^[70] O universo também tem vastas regiões de vazio relativo; o maior vazio conhecido mede 1,8 bilhão ly (550 Mpc) de diâmetro.^[71]

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.^[72] A hipótese de que o Universo em grande escala é homogêneo e isotrópico é conhecida como o princípio cosmológico.^[73] Um universo que é homogêneo e isotrópico parece o mesmo de todos os pontos de vista^[74] e não tem centro.^[75]

Energia escura

Uma explicação para por que a aceleração da expansão do universo permanece esquiva. Muitas vezes é atribuída à "energia escura", uma forma desconhecida de energia que hipoteticamente permeia o espaço.^[76] 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.^[77]^[78]

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.^[79]

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.^[62]^[80]

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.^[81] 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.^[82]

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.^[83]

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 nucleosíntese 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 20 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.^[84]

Partículas

A matéria ordinária e as forças que agem sobre a matéria podem ser descritas em termos de partículas elementares.^[85] 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.^[86]^[87] De importância central é o Modelo Padrão, uma teoria que se ocupa das interações eletromagnéticas e das interações nucleares fracas e fortes.^[88] 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.^[86] O Modelo Padrão previu a existência da descoberta do recentemente descoberto bóson de Higgs, uma partícula que é uma manifestação de um campo dentro do universo que pode dotar partículas com massa.^[89]^[90] 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".^[88] O Modelo Padrão, no entanto, não acomoda a gravidade. Uma verdadeira força-partícula da "teoria de tudo" não foi atingida.^[91]

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 10 a 6 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.^[92]^: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.^[93] 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.^[94]^[95] 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.^[96]

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/anti-léptons, portanto léptons e anti-léptons estavam em equilíbrio térmico. Aproximadamente 10 segundos após o Big Bang, a temperatura do universo tinha caído ao ponto onde os pares léptons/anti-léptons não eram mais criados.^[97] A maioria dos léptons e anti-léptons 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.^[98]^[99]

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.^[92]

A época dos fótons começou depois que a maioria dos léptons e anti-léptons foram aniquilados no final da época lépton, cerca de 10 segundos após o Big Bang. Os núcleos atômicos foram criados no processo de nucleosíntese 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.^[92]^:244–266

Futuro

O universo encontra-se em expansão. Observações feitas nas últimas décadas indicam que o universo não só está se expandindo, como essa expansão está acelerando. Cientistas chamam essa energia misteriosa que acelera o universo de energia escura.^[100] Ao longo de bilhões de anos, as galáxias mais distantes de nós estarão cada vez mais afastadas a ponto de se tornarem invisíveis.

Ver também

Referências

↑ Universe. Webster's New World College Dictionary, Wiley Publishing, Inc. [S.l.: s.n.] 2010
↑ «Universe». Encyclopedia Britannica. the whole cosmic system of matter and energy of which Earth, and therefore the human race, is a part
↑ «Universe». Dictionary.com. Consultado em 21 de setembro de 2012
↑ «Universe». Merriam-Webster Dictionary. Consultado em 21 de setembro de 2012
↑ The American Heritage Dictionary of the English Language 4th ed. [S.l.]: Houghton Mifflin Harcourt Publishing Company. 2010
↑ Cambridge Advanced Learner's Dictionary. [S.l.: s.n.]
↑ Itzhak Bars; John Terning (November 2009). Extra Dimensions in Space and Time. [S.l.]: Springer. pp. 27–. ISBN 978-0-387-77637-8. Consultado em 1 de maio de 2011 Verifique data em: |data= (ajuda)
↑ «Planck reveals an almost perfect universe». Planck. ESA. 21 de março de 2013. Consultado em 21 de março de 2013
↑ ^a ^b Planck collaboration (2013). «Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters». Submitted to Astronomy & Astrophysics. Bibcode:2013arXiv1303.5076P. arXiv:1303.5076 Erro de citação: Código <ref> inválido; o nome "planck_cosmological_parameters" é definido mais de uma vez com conteúdos diferentes
↑ http://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2011/
↑ «Além do Sistema Solar». www.cdcc.sc.usp.br. Consultado em 19 de outubro de 2015
↑ «Olhando o Universo». Fórum Adrenaline - Um dos maiores e mais ativos fóruns do Brasil. Consultado em 19 de outubro de 2015
↑ ^a ^b «Aceleração genial». Ciência Hoje. 4 de outubro de 2011. Consultado em 12 de outubro de 2011. Mas o que causa a expansão acelerada do universo? A ideia mais aceita hoje é que a constante cosmológica, rejeitada por Einstein, é a responsável. Essa força oposta à gravidade é chamada de energia escura e acredita-se que seja responsável por mais de 70% do universo. A energia escura teria ganhado força há aproximadamente cinco bilhões de anos, quando a primeira expansão do universo, iniciada com o Big Bang, estava perdendo força. A matéria existente no cosmos já havia se dispersado o suficiente para ‘diluir’ a força da gravidade, permitindo que a influência da energia escura se manifestasse e reiniciasse a expansão cósmica. “Hoje há várias hipóteses, mas ainda não entendemos bem o que é a energia escura“, diz Makler. “Grandes projetos estão em andamento para caracterizá-la e certamente em 10 anos já saberemos mais, embora se acredite que o entendimento completo desse fenômeno vá demorar.”
↑ Chang, Kenneth (9 de março de 2008). «Gauging Age of Universe Becomes More Precise». New York Times. Consultado em 24 de setembro de 2008
↑ The Universe Is 13.82 Billion Years Old publicado em 28/3/2014 por PHIL PLAIT [ [1]
↑ Lineweaver, Charles; Tamara M. Davis (2005). «Misconceptions about the Big Bang». Scientific American. Consultado em 6 de novembro de 2008
↑ «Big-Bang: como tudo começou». chc.cienciahoje.uol.com.br. Consultado em 19 de outubro de 2015
↑ Edição Compacta do Dicionário Inglês Oxford, volume II, Oxford: Oxford University Press, 1971, p.3518.
↑ ^a ^b Lewis and Short, A Latin Dictionary, Oxford University Press, ISBN 0-19-864201-6, pp. 1933, 1977–1978.
↑ Liddell and Scott, A Greek-English Lexicon, Oxford University Press, ISBN 0-19-864214-8, p.1392.
↑ Joseph Silk (2009). Horizons of Cosmology. [S.l.]: Templeton Pressr. 208 páginas
↑ Simon Singh (2005). Big Bang: The Origin of the Universe. [S.l.]: Harper Perennial. 560 páginas
↑ C. Sivaram (1986). «Evolution of the Universe through the Planck epoch». Astrophysics & Space Science. 125: 189–199. Bibcode:1986Ap&SS.125..189S. doi:10.1007/BF00643984
↑ Richard B. Larson & Volker Bromm (March 2002). «The First Stars in the Universe». Scientific American Verifique data em: |data= (ajuda)
↑ Ryden, Barbara, "Introduction to Cosmology", 2006, eqn. 6.33
↑ Brill, Dieter; Jacobsen, Ted (2006). «Spacetime and Euclidean geometry». General Relativity and Gravitation. 38: 643–651. Bibcode:2006GReGr..38..643B. arXiv:gr-qc/0407022. doi:10.1007/s10714-006-0254-9
↑ «Antimatter». Particle Physics and Astronomy Research Council. 28 de outubro de 2003. Consultado em 10 de agosto de 2006. Arquivado do original em March 7, 2004 Verifique data em: |arquivodata= (ajuda)
↑ Landau & Lifshitz (1975, p. 361)
↑ Edward Robert Harrison (2000). Cosmology: the science of the universe. [S.l.]: Cambridge University Press. pp. 447–. ISBN 978-0-521-66148-5. Consultado em 1 de maio de 2011
↑ Andrew R. Liddle; David Hilary Lyth (13 de abril de 2000). Cosmological inflation and large-scale structure. [S.l.]: Cambridge University Press. pp. 24–. ISBN 978-0-521-57598-0. Consultado em 1 May 2011 Verifique data em: |acessodata= (ajuda)
↑ «What is the Ultimate Fate of the Universe?». National Aeronautics and Space Administration. NASA. Consultado em 23 August 2015 Verifique data em: |acessodata= (ajuda)
↑ Will the Universe expand forever?, WMAP website at NASA.
↑ ^a ^b Luminet, Jean-Pierre; Weeks, Jeffrey R.; Riazuelo, Alain; Lehoucq, Roland; Uzan, Jean-Philippe (9 de outubro de 2003). «Dodecahedral space topology as an explanation for weak wide-angle temperature correlations in the cosmic microwave background». Nature. 425 (6958): 593–5. Bibcode:2003Natur.425..593L. PMID 14534579. arXiv:astro-ph/0310253. doi:10.1038/nature01944
↑ Roukema, Boudewijn; Zbigniew Buliński; Agnieszka Szaniewska; Nicolas E. Gaudin (2008). «A test of the Poincare dodecahedral space topology hypothesis with the WMAP CMB data». Astronomy and Astrophysics. 482 (3): 747–753. Bibcode:2008A&A...482..747L. arXiv:0801.0006. doi:10.1051/0004-6361:20078777
↑ Aurich, Ralf; Lustig, S.; Steiner, F.; Then, H. (2004). «Hyperbolic Universes with a Horned Topology and the CMB Anisotropy». Classical and Quantum Gravity. 21 (21): 4901–4926. Bibcode:2004CQGra..21.4901A. arXiv:astro-ph/0403597. doi:10.1088/0264-9381/21/21/010
↑ «Planck reveals 'almost perfect' universe». Michael Banks. Physics World. 21 de março de 2013. Consultado em 21 de março de 2013
↑ McCall, Storrs. A Model of the Universe: Space-time, Probability, and Decision. [S.l.]: Oxford University. p. 23
↑ Michio Kaku (11 March 2008). Physics of the Impossible: A Scientific Exploration into the World of Phasers, Force Fields, Teleportation, and Time Travel. [S.l.]: Knopf Doubleday Publishing Group. pp. 202–. ISBN 978-0-385-52544-2 Verifique data em: |data= (ajuda)
↑ Christopher Crockett (February 20, 2013). «What is a light-year?». EarthSky Verifique data em: |data= (ajuda)
↑ Rindler ,p. 196.
↑ Christian, Eric; Samar, Safi-Harb. «How large is the Milky Way?». Consultado em 28 de novembro de 2007
↑ I. Ribas; C. Jordi; F. Vilardell; E.L. Fitzpatrick; R.W. Hilditch; F. Edward Guinan (2005). «First Determination of the Distance and Fundamental Properties of an Eclipsing Binary in the Andromeda Galaxy». Astrophysical Journal. 635 (1): L37–L40. Bibcode:2005ApJ...635L..37R. arXiv:astro-ph/0511045. doi:10.1086/499161
McConnachie, A. W.; Irwin, M. J.; Ferguson, A. M. N.; Ibata, R. A.; Lewis, G. F.; Tanvir, N. (2005). «Distances and metallicities for 17 Local Group galaxies». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 356 (4): 979–997. Bibcode:2005MNRAS.356..979M. arXiv:astro-ph/0410489. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08514.x
↑ Brian Greene (2011). The Hidden Reality. [S.l.]: Alfred A. Knopf
↑ «How can space travel faster than the speed of light?». Vannesa Janek. Universe Today. 20 de fevereiro de 2015. Consultado em 6 de junho de 2015
↑ «Is faster-than-light travel or communication possible? Section: Expansion of the Universe». Philip Gibbs. 1997. Consultado em 6 de junho de 2015
↑ Erro de citação: Etiqueta <ref> inválida; não foi fornecido texto para as refs de nome Planck 2015
↑ Phil Berardelli (25 de março de 2010). «Galaxy Collisions Give Birth to Quasars». Science News
↑ Riess, Adam G.; Filippenko; Challis; Clocchiatti; Diercks; Garnavich; Gilliland; Hogan; Jha; Kirshner; Leibundgut; Phillips; Reiss; Schmidt; Schommer; Smith; Spyromilio; Stubbs; Suntzeff; Tonry (1998). «Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant». Astronomical Journal. 116 (3): 1009–38. Bibcode:1998AJ....116.1009R. arXiv:astro-ph/9805201. doi:10.1086/300499
↑ Perlmutter, S.; Aldering; Goldhaber; Knop; Nugent; Castro; Deustua; Fabbro; Goobar; Groom; Hook; Kim; Kim; Lee; Nunes; Pain; Pennypacker; Quimby; Lidman; Ellis; Irwin; McMahon; Ruiz‐Lapuente; Walton; Schaefer; Boyle; Filippenko; Matheson; Fruchter; et al. (1999). «Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae». Astrophysical Journal. 517 (2): 565–86. Bibcode:1999ApJ...517..565P. arXiv:astro-ph/9812133. doi:10.1086/307221
↑ Sean Carroll and Michio Kaku (2014). How the Universe Works 3. End of the Universe. Discovery Channel
↑ Erro de citação: Etiqueta <ref> inválida; não foi fornecido texto para as refs de nome nobel_2011
↑ Overbye, Dennis (11 de outubro de 2003). «A 'Cosmic Jerk' That Reversed the Universe». New York Times
↑ Schutz, Bernard (May 31, 2009). A First Course in General Relativity 2 ed. [S.l.]: Cambridge University Press. p. 142 & 171. ISBN 0-521-88705-4 Verifique data em: |data= (ajuda)
↑ Luminet, Jean-Pierre; Boudewijn F. Roukema (1999). «Topology of the Universe: Theory and Observations». Proceedings of Cosmology School held at Cargese, Corsica, August 1998. arXiv:astro-ph/9901364
↑ Fritzsche, Hellmut. «electromagnetic radiation | physics». Encyclopedia Britannica. p. 1. Consultado em 26 de julho de 2015
↑ «Physics 7:Relativity, SpaceTime and Cosmology» (PDF). Physics 7:Relativity, SpaceTime and Cosmology. University of California Riverside. Consultado em 26 de julho de 2015
↑ «Physics – for the 21st Century». www.learner.org. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Annenberg Learner. Consultado em 27 de julho de 2015
↑ Redd,SPACE.com, Nola Taylor. «It's Official: The Universe Is Dying Slowly». Consultado em 11 de agosto de 2015
↑ «RIP Universe – Your Time Is Coming… Slowly | Video». Will Parr, et al. Space.com. Consultado em 20 de agosto de 2015
↑ «Dark matter – A history shapes by dark force». Timothy Ferris. National Geographic. 2015. Consultado em 29 de dezembro de 2015
↑ ^a ^b «First Planck results: the Universe is still weird and interesting». Matthew Francis. Ars technica. 21 de março de 2013. Consultado em 21 de agosto de 2015
↑ ^a ^b Sean Carroll, Ph.D., Caltech, 2007, The Teaching Company, Dark Matter, Dark Energy: The Dark Side of the Universe, Guidebook Part 2 page 46, Acessado em 7 de outubro de 2013, "...dark matter: An invisible, essentially collisionless component of matter that makes up about 25 percent of the energy density of the universe... it's a different kind of particle... something not yet observed in the laboratory..."
↑ Peebles, P. J. E. & Ratra, Bharat (2003). «The cosmological constant and dark energy». Reviews of Modern Physics. 75 (2): 559–606. Bibcode:2003RvMP...75..559P. arXiv:astro-ph/0207347. doi:10.1103/RevModPhys.75.559
↑ Mandolesi, N.; Calzolari, P.; Cortiglioni, S.; Delpino, F.; Sironi, G.; Inzani, P.; Deamici, G.; Solheim, J. -E.; Berger, L.; Partridge, R. B.; Martenis, P. L.; Sangree, C. H.; Harvey, R. C. (1986). «Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background». Nature. 319 (6056): 751–753. Bibcode:1986Natur.319..751M. doi:10.1038/319751a0
↑ «The Structure of the Universe»
↑ Mackie, Glen (February 1, 2002). «To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand». Swinburne University. Consultado em 20 de dezembro de 2006 Verifique data em: |data= (ajuda)
↑ «Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy». ESO. 3 de maio de 2000. Consultado em 3 de janeiro de 2007
↑ «Hubble's Largest Galaxy Portrait Offers a New High-Definition View». NASA. 28 de fevereiro de 2006. Consultado em 3 de janeiro de 2007
↑ «Earth's new address: 'Solar System, Milky Way, Laniakea'». Elizabeth Gibney. Nature. 3 de setembro de 2014. Consultado em 21 de agosto de 2015
↑ «Local Group». Fraser Cain. Universe Today. 4 de maio de 2009. Consultado em 21 de agosto de 2015
↑ «Astronomers discover largest known structure in the universe is ... a big hole». The Guardian. 20 de abril de 2015
↑ Erro de citação: Etiqueta <ref> inválida; não foi fornecido texto para as refs de nome Fixsen
↑ Rindler, p. 202.
↑ Andrew Liddle (2003). An Introduction to Modern Cosmology (2nd ed.). [S.l.]: John Wiley & Sons. ISBN 978-0-470-84835-7 . p. 2.
↑ Livio, Mario (2001). The Accelerating Universe: Infinite Expansion, the Cosmological Constant, and the Beauty of the Cosmos. [S.l.]: John Wiley and Sons. p. 53. Consultado em 31 March 2012 Verifique data em: |acessodata= (ajuda)
↑ Peebles, P. J. E. & Ratra, Bharat (2003). «The cosmological constant and dark energy». Reviews of Modern Physics. 75 (2): 559–606. Bibcode:2003RvMP...75..559P. arXiv:astro-ph/0207347. doi:10.1103/RevModPhys.75.559
↑ Paul J. Steinhardt, Neil Turok (2006). «Why the cosmological constant is small and positive». Science. 312 (5777): 1180–1183. Bibcode:2006Sci...312.1180S. arXiv:astro-ph/0605173. doi:10.1126/science.1126231
↑ «Dark Energy». Hyperphysics. Consultado em January 4, 2014 Verifique data em: |acessodata= (ajuda)
↑ Carroll, Sean (2001). «The cosmological constant». Living Reviews in Relativity. 4. doi:10.12942/lrr-2001-1. Consultado em 28 de setembro de 2006
↑ «Planck captures portrait of the young Universe, revealing earliest light». Universidade de Cambridge. 21 de março de 2013. Consultado em 21 de março de 2013
↑ P. Davies (1992). The New Physics: A Synthesis. [S.l.]: Cambridge University Press. p. 1. ISBN 0-521-43831-4
↑ Persic, Massimo; Salucci, Paolo (1 de setembro de 1992). «The baryon content of the Universe». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (em inglês). 258 (1): 14P–18P. Bibcode:1992MNRAS.258P..14P. ISSN 0035-8711. arXiv:astro-ph/0502178. doi:10.1093/mnras/258.1.14P
↑ G. 't Hooft (1997). In search of the ultimate building blocks. [S.l.]: Cambridge University Press. p. 6. ISBN 0-521-57883-3
↑ Clayton, Donald D. (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. [S.l.]: The University of Chicago Press. pp. 362–435. ISBN 0-226-10953-4
↑ Veltman, Martinus (2003). Facts and Mysteries in Elementary Particle Physics. [S.l.]: World Scientific. ISBN 981-238-149-X
↑ ^a ^b Sylvie Braibant; Giorgio Giacomelli; Maurizio Spurio (2012). Particles and Fundamental Interactions: An Introduction to Particle Physics 2nd ed. [S.l.]: Springer. pp. 1–3. ISBN 978-94-007-2463-1
↑ Close, Frank (2012). Particle Physics: A Very Short Introduction. [S.l.]: Oxford University Press. ISBN 978-0192804341
↑ ^a ^b R. Oerter (2006). The Theory of Almost Everything: The Standard Model, the Unsung Triumph of Modern Physics Kindle ed. [S.l.]: Penguin Group. p. 2. ISBN 0-13-236678-9
↑ Onyisi, P. (23 October 2012). «Higgs boson FAQ». University of Texas ATLAS group. Consultado em 8 de janeiro de 2013 Verifique data em: |data= (ajuda)
↑ Strassler, M. (12 October 2012). «The Higgs FAQ 2.0». ProfMattStrassler.com. Consultado em 8 de janeiro de 2013. [Q] Why do particle physicists care so much about the Higgs particle?
[A] Well, actually, they don’t. What they really care about is the Higgs field, because it is so important. [emphasis in original] Verifique data em: |data= (ajuda)
↑ Steven Weinberg. Dreams of a Final Theory: The Scientist's Search for the Ultimate Laws of Nature. [S.l.]: Knopf Doubleday Publishing Group. ISBN 978-0-307-78786-6
↑ ^a ^b ^c Allday, Jonathan (2002). Quarks, Leptons and the Big Bang Second ed. [S.l.]: IOP Publishing. ISBN 0-7503-0806-0
↑ «Lepton (physics)». Encyclopædia Britannica. Consultado em 29 de setembro de 2010
↑ Harari, H. (1977). «Beyond charm». In: Balian, R.; Llewellyn-Smith, C.H. Weak and Electromagnetic Interactions at High Energy, Les Houches, France, Jul 5- Aug 14, 1976. Col: Les Houches Summer School Proceedings. 29. [S.l.]: North-Holland. p. 613
↑ Harari H. (1977). «Three generations of quarks and leptons» (PDF). In: E. van Goeler; Weinstein R. Proceedings of the XII Rencontre de Moriond. p. 170. SLAC-PUB-1974
↑ «Experiment confirms famous physics model» (Nota de imprensa). MIT News Office. 18 de abril de 2007
↑ «Thermal history of the Universe and early growth of density fluctuations» (PDF). Guinevere Kauffmann. Max Planck Institute for Astrophysics. Consultado em 6 de janeiro de 2016
↑ «First few minutes». Eric Chaisson. Havard Smithsonian Center for Astrophysics. Consultado em 6 de janeiro de 2016
↑ «Timeline of the Big Bang». The physics of the Universe. Consultado em 6 de janeiro de 2016
↑ http://www1.folha.uol.com.br/ciencia/2008/06/412567-energia-misteriosa-faz-dez-anos-sem-ganhar-explicacao.shtml

Ligações externas

[1] Universe. Webster's New World College Dictionary, Wiley Publishing, Inc. [S.l.: s.n.] 2010

[2] «Universe». Encyclopedia Britannica. the whole cosmic system of matter and energy of which Earth, and therefore the human race, is a part

[3] «Universe». Dictionary.com. Consultado em 21 de setembro de 2012

[4] «Universe». Merriam-Webster Dictionary. Consultado em 21 de setembro de 2012

[5] The American Heritage Dictionary of the English Language 4th ed. [S.l.]: Houghton Mifflin Harcourt Publishing Company. 2010

[6] Cambridge Advanced Learner's Dictionary. [S.l.: s.n.]

[7] Itzhak Bars; John Terning (November 2009). Extra Dimensions in Space and Time. [S.l.]: Springer. pp. 27–. ISBN 978-0-387-77637-8. Consultado em 1 de maio de 2011 Verifique data em: |data= (ajuda)

[8] «Planck reveals an almost perfect universe». Planck. ESA. 21 de março de 2013. Consultado em 21 de março de 2013

[planck_cosmological_parameters-9] Planck collaboration (2013). «Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters». Submitted to Astronomy & Astrophysics. Bibcode:2013arXiv1303.5076P. arXiv:1303.5076 Erro de citação: Código <ref> inválido; o nome "planck_cosmological_parameters" é definido mais de uma vez com conteúdos diferentes

[10] ttp://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2011/

[11] «Além do Sistema Solar». www.cdcc.sc.usp.br. Consultado em 19 de outubro de 2015

[12] «Olhando o Universo». Fórum Adrenaline - Um dos maiores e mais ativos fóruns do Brasil. Consultado em 19 de outubro de 2015

[Ciência_Hoje-13] «Aceleração genial». Ciência Hoje. 4 de outubro de 2011. Consultado em 12 de outubro de 2011. Mas o que causa a expansão acelerada do universo? A ideia mais aceita hoje é que a constante cosmológica, rejeitada por Einstein, é a responsável. Essa força oposta à gravidade é chamada de energia escura e acredita-se que seja responsável por mais de 70% do universo. A energia escura teria ganhado força há aproximadamente cinco bilhões de anos, quando a primeira expansão do universo, iniciada com o Big Bang, estava perdendo força. A matéria existente no cosmos já havia se dispersado o suficiente para ‘diluir’ a força da gravidade, permitindo que a influência da energia escura se manifestasse e reiniciasse a expansão cósmica. “Hoje há várias hipóteses, mas ainda não entendemos bem o que é a energia escura“, diz Makler. “Grandes projetos estão em andamento para caracterizá-la e certamente em 10 anos já saberemos mais, embora se acredite que o entendimento completo desse fenômeno vá demorar.”

[14] Chang, Kenneth (9 de março de 2008). «Gauging Age of Universe Becomes More Precise». New York Times. Consultado em 24 de setembro de 2008

[15] The Universe Is 13.82 Billion Years Old publicado em 28/3/2014 por PHIL PLAIT [ [1]

[ly93-16] Lineweaver, Charles; Tamara M. Davis (2005). «Misconceptions about the Big Bang». Scientific American. Consultado em 6 de novembro de 2008

[17] «Big-Bang: como tudo começou». chc.cienciahoje.uol.com.br. Consultado em 19 de outubro de 2015

[18] Edição Compacta do Dicionário Inglês Oxford, volume II, Oxford: Oxford University Press, 1971, p.3518.

[lewis_short-19] Lewis and Short, A Latin Dictionary, Oxford University Press, ISBN 0-19-864201-6, pp. 1933, 1977–1978.

[20] Liddell and Scott, A Greek-English Lexicon, Oxford University Press, ISBN 0-19-864214-8, p.1392.

[21] Joseph Silk (2009). Horizons of Cosmology. [S.l.]: Templeton Pressr. 208 páginas

[22] Simon Singh (2005). Big Bang: The Origin of the Universe. [S.l.]: Harper Perennial. 560 páginas

[Sivaram-23] C. Sivaram (1986). «Evolution of the Universe through the Planck epoch». Astrophysics & Space Science. 125: 189–199. Bibcode:1986Ap&SS.125..189S. doi:10.1007/BF00643984

[24] Richard B. Larson & Volker Bromm (March 2002). «The First Stars in the Universe». Scientific American Verifique data em: |data= (ajuda)

[25] Ryden, Barbara, "Introduction to Cosmology", 2006, eqn. 6.33

[26] Brill, Dieter; Jacobsen, Ted (2006). «Spacetime and Euclidean geometry». General Relativity and Gravitation. 38: 643–651. Bibcode:2006GReGr..38..643B. arXiv:gr-qc/0407022. doi:10.1007/s10714-006-0254-9

[27] «Antimatter». Particle Physics and Astronomy Research Council. 28 de outubro de 2003. Consultado em 10 de agosto de 2006. Arquivado do original em March 7, 2004 Verifique data em: |arquivodata= (ajuda)

[28] Landau & Lifshitz (1975, p. 361)

[books.google.com-29] Edward Robert Harrison (2000). Cosmology: the science of the universe. [S.l.]: Cambridge University Press. pp. 447–. ISBN 978-0-521-66148-5. Consultado em 1 de maio de 2011

[30] Andrew R. Liddle; David Hilary Lyth (13 de abril de 2000). Cosmological inflation and large-scale structure. [S.l.]: Cambridge University Press. pp. 24–. ISBN 978-0-521-57598-0. Consultado em 1 May 2011 Verifique data em: |acessodata= (ajuda)

[FateOfTheUniverse-31] «What is the Ultimate Fate of the Universe?». National Aeronautics and Space Administration. NASA. Consultado em 23 August 2015 Verifique data em: |acessodata= (ajuda)

[nasa_popular_uni_curv-32] Will the Universe expand forever?, WMAP website at NASA.

[Nat03-33] Luminet, Jean-Pierre; Weeks, Jeffrey R.; Riazuelo, Alain; Lehoucq, Roland; Uzan, Jean-Philippe (9 de outubro de 2003). «Dodecahedral space topology as an explanation for weak wide-angle temperature correlations in the cosmic microwave background». Nature. 425 (6958): 593–5. Bibcode:2003Natur.425..593L. PMID 14534579. arXiv:astro-ph/0310253. doi:10.1038/nature01944

[RBSG08-34] Roukema, Boudewijn; Zbigniew Buliński; Agnieszka Szaniewska; Nicolas E. Gaudin (2008). «A test of the Poincare dodecahedral space topology hypothesis with the WMAP CMB data». Astronomy and Astrophysics. 482 (3): 747–753. Bibcode:2008A&A...482..747L. arXiv:0801.0006. doi:10.1051/0004-6361:20078777

[Aurich0403597-35] Aurich, Ralf; Lustig, S.; Steiner, F.; Then, H. (2004). «Hyperbolic Universes with a Horned Topology and the CMB Anisotropy». Classical and Quantum Gravity. 21 (21): 4901–4926. Bibcode:2004CQGra..21.4901A. arXiv:astro-ph/0403597. doi:10.1088/0264-9381/21/21/010

[36] «Planck reveals 'almost perfect' universe». Michael Banks. Physics World. 21 de março de 2013. Consultado em 21 de março de 2013

[37] McCall, Storrs. A Model of the Universe: Space-time, Probability, and Decision. [S.l.]: Oxford University. p. 23

[Kaku2008-38] Michio Kaku (11 March 2008). Physics of the Impossible: A Scientific Exploration into the World of Phasers, Force Fields, Teleportation, and Time Travel. [S.l.]: Knopf Doubleday Publishing Group. pp. 202–. ISBN 978-0-385-52544-2 Verifique data em: |data= (ajuda)

[39] Christopher Crockett (February 20, 2013). «What is a light-year?». EarthSky Verifique data em: |data= (ajuda)

[r196-40] Rindler ,p. 196.

[41] Christian, Eric; Samar, Safi-Harb. «How large is the Milky Way?». Consultado em 28 de novembro de 2007

[42] I. Ribas; C. Jordi; F. Vilardell; E.L. Fitzpatrick; R.W. Hilditch; F. Edward Guinan (2005). «First Determination of the Distance and Fundamental Properties of an Eclipsing Binary in the Andromeda Galaxy». Astrophysical Journal. 635 (1): L37–L40. Bibcode:2005ApJ...635L..37R. arXiv:astro-ph/0511045. doi:10.1086/499161
McConnachie, A. W.; Irwin, M. J.; Ferguson, A. M. N.; Ibata, R. A.; Lewis, G. F.; Tanvir, N. (2005). «Distances and metallicities for 17 Local Group galaxies». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 356 (4): 979–997. Bibcode:2005MNRAS.356..979M. arXiv:astro-ph/0410489. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08514.x

[Brian_Greene_2011-43] Brian Greene (2011). The Hidden Reality. [S.l.]: Alfred A. Knopf

[44] «How can space travel faster than the speed of light?». Vannesa Janek. Universe Today. 20 de fevereiro de 2015. Consultado em 6 de junho de 2015

[45] «Is faster-than-light travel or communication possible? Section: Expansion of the Universe». Philip Gibbs. 1997. Consultado em 6 de junho de 2015

[Planck_2015-46] Erro de citação: Etiqueta <ref> inválida; não foi fornecido texto para as refs de nome Planck 2015

[47] Phil Berardelli (25 de março de 2010). «Galaxy Collisions Give Birth to Quasars». Science News

[riess-48] Riess, Adam G.; Filippenko; Challis; Clocchiatti; Diercks; Garnavich; Gilliland; Hogan; Jha; Kirshner; Leibundgut; Phillips; Reiss; Schmidt; Schommer; Smith; Spyromilio; Stubbs; Suntzeff; Tonry (1998). «Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant». Astronomical Journal. 116 (3): 1009–38. Bibcode:1998AJ....116.1009R. arXiv:astro-ph/9805201. doi:10.1086/300499

[perlmutter-49] Perlmutter, S.; Aldering; Goldhaber; Knop; Nugent; Castro; Deustua; Fabbro; Goobar; Groom; Hook; Kim; Kim; Lee; Nunes; Pain; Pennypacker; Quimby; Lidman; Ellis; Irwin; McMahon; Ruiz‐Lapuente; Walton; Schaefer; Boyle; Filippenko; Matheson; Fruchter; et al. (1999). «Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae». Astrophysical Journal. 517 (2): 565–86. Bibcode:1999ApJ...517..565P. arXiv:astro-ph/9812133. doi:10.1086/307221

[50] Sean Carroll and Michio Kaku (2014). How the Universe Works 3. End of the Universe. Discovery Channel

[nobel_2011-51] Erro de citação: Etiqueta <ref> inválida; não foi fornecido texto para as refs de nome nobel_2011

[52] Overbye, Dennis (11 de outubro de 2003). «A 'Cosmic Jerk' That Reversed the Universe». New York Times

[53] Schutz, Bernard (May 31, 2009). A First Course in General Relativity 2 ed. [S.l.]: Cambridge University Press. p. 142 & 171. ISBN 0-521-88705-4 Verifique data em: |data= (ajuda)

[_spacetime_topology-54] Luminet, Jean-Pierre; Boudewijn F. Roukema (1999). «Topology of the Universe: Theory and Observations». Proceedings of Cosmology School held at Cargese, Corsica, August 1998. arXiv:astro-ph/9901364

[55] Fritzsche, Hellmut. «electromagnetic radiation | physics». Encyclopedia Britannica. p. 1. Consultado em 26 de julho de 2015

[56] «Physics 7:Relativity, SpaceTime and Cosmology» (PDF). Physics 7:Relativity, SpaceTime and Cosmology. University of California Riverside. Consultado em 26 de julho de 2015

[57] «Physics – for the 21st Century». www.learner.org. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Annenberg Learner. Consultado em 27 de julho de 2015

[58] Redd,SPACE.com, Nola Taylor. «It's Official: The Universe Is Dying Slowly». Consultado em 11 de agosto de 2015

[59] «RIP Universe – Your Time Is Coming… Slowly | Video». Will Parr, et al. Space.com. Consultado em 20 de agosto de 2015

[60] «Dark matter – A history shapes by dark force». Timothy Ferris. National Geographic. 2015. Consultado em 29 de dezembro de 2015

[planck2013parameters-61] «First Planck results: the Universe is still weird and interesting». Matthew Francis. Ars technica. 21 de março de 2013. Consultado em 21 de agosto de 2015

[DarkMatter-62] Sean Carroll, Ph.D., Caltech, 2007, The Teaching Company, Dark Matter, Dark Energy: The Dark Side of the Universe, Guidebook Part 2 page 46, Acessado em 7 de outubro de 2013, "...dark matter: An invisible, essentially collisionless component of matter that makes up about 25 percent of the energy density of the universe... it's a different kind of particle... something not yet observed in the laboratory..."

[peebles-63] Peebles, P. J. E. & Ratra, Bharat (2003). «The cosmological constant and dark energy». Reviews of Modern Physics. 75 (2): 559–606. Bibcode:2003RvMP...75..559P. arXiv:astro-ph/0207347. doi:10.1103/RevModPhys.75.559

[64] Mandolesi, N.; Calzolari, P.; Cortiglioni, S.; Delpino, F.; Sironi, G.; Inzani, P.; Deamici, G.; Solheim, J. -E.; Berger, L.; Partridge, R. B.; Martenis, P. L.; Sangree, C. H.; Harvey, R. C. (1986). «Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background». Nature. 319 (6056): 751–753. Bibcode:1986Natur.319..751M. doi:10.1038/319751a0

[65] «The Structure of the Universe»

[66] Mackie, Glen (February 1, 2002). «To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand». Swinburne University. Consultado em 20 de dezembro de 2006 Verifique data em: |data= (ajuda)

[67] «Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy». ESO. 3 de maio de 2000. Consultado em 3 de janeiro de 2007

[M101-68] «Hubble's Largest Galaxy Portrait Offers a New High-Definition View». NASA. 28 de fevereiro de 2006. Consultado em 3 de janeiro de 2007

[:0-69] «Earth's new address: 'Solar System, Milky Way, Laniakea'». Elizabeth Gibney. Nature. 3 de setembro de 2014. Consultado em 21 de agosto de 2015

[70] «Local Group». Fraser Cain. Universe Today. 4 de maio de 2009. Consultado em 21 de agosto de 2015

[71] «Astronomers discover largest known structure in the universe is ... a big hole». The Guardian. 20 de abril de 2015

[Fixsen-72] Erro de citação: Etiqueta <ref> inválida; não foi fornecido texto para as refs de nome Fixsen

[73] Rindler, p. 202.

[Liddle-74] Andrew Liddle (2003). An Introduction to Modern Cosmology (2nd ed.). [S.l.]: John Wiley & Sons. ISBN 978-0-470-84835-7 . p. 2.

[livio-75] Livio, Mario (2001). The Accelerating Universe: Infinite Expansion, the Cosmological Constant, and the Beauty of the Cosmos. [S.l.]: John Wiley and Sons. p. 53. Consultado em 31 March 2012 Verifique data em: |acessodata= (ajuda)

[peebles(a)-76] Peebles, P. J. E. & Ratra, Bharat (2003). «The cosmological constant and dark energy». Reviews of Modern Physics. 75 (2): 559–606. Bibcode:2003RvMP...75..559P. arXiv:astro-ph/0207347. doi:10.1103/RevModPhys.75.559

[77] Paul J. Steinhardt, Neil Turok (2006). «Why the cosmological constant is small and positive». Science. 312 (5777): 1180–1183. Bibcode:2006Sci...312.1180S. arXiv:astro-ph/0605173. doi:10.1126/science.1126231

[78] «Dark Energy». Hyperphysics. Consultado em January 4, 2014 Verifique data em: |acessodata= (ajuda)

[carroll-79] Carroll, Sean (2001). «The cosmological constant». Living Reviews in Relativity. 4. doi:10.12942/lrr-2001-1. Consultado em 28 de setembro de 2006

[planckcam-80] «Planck captures portrait of the young Universe, revealing earliest light». Universidade de Cambridge. 21 de março de 2013. Consultado em 21 de março de 2013

[Davies2-81] P. Davies (1992). The New Physics: A Synthesis. [S.l.]: Cambridge University Press. p. 1. ISBN 0-521-43831-4

[82] Persic, Massimo; Salucci, Paolo (1 de setembro de 1992). «The baryon content of the Universe». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (em inglês). 258 (1): 14P–18P. Bibcode:1992MNRAS.258P..14P. ISSN 0035-8711. arXiv:astro-ph/0502178. doi:10.1093/mnras/258.1.14P

[Hooft-83] G. 't Hooft (1997). In search of the ultimate building blocks. [S.l.]: Cambridge University Press. p. 6. ISBN 0-521-57883-3

[Clayton1983-84] Clayton, Donald D. (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. [S.l.]: The University of Chicago Press. pp. 362–435. ISBN 0-226-10953-4

[85] Veltman, Martinus (2003). Facts and Mysteries in Elementary Particle Physics. [S.l.]: World Scientific. ISBN 981-238-149-X

[PFIp1-3-86] Sylvie Braibant; Giorgio Giacomelli; Maurizio Spurio (2012). Particles and Fundamental Interactions: An Introduction to Particle Physics 2nd ed. [S.l.]: Springer. pp. 1–3. ISBN 978-94-007-2463-1

[Close-87] Close, Frank (2012). Particle Physics: A Very Short Introduction. [S.l.]: Oxford University Press. ISBN 978-0192804341

[Oerter2006-88] R. Oerter (2006). The Theory of Almost Everything: The Standard Model, the Unsung Triumph of Modern Physics Kindle ed. [S.l.]: Penguin Group. p. 2. ISBN 0-13-236678-9

[OnyisiFAQ-89] Onyisi, P. (23 October 2012). «Higgs boson FAQ». University of Texas ATLAS group. Consultado em 8 de janeiro de 2013 Verifique data em: |data= (ajuda)

[strasslerFAQ2-90] Strassler, M. (12 October 2012). «The Higgs FAQ 2.0». ProfMattStrassler.com. Consultado em 8 de janeiro de 2013. [Q] Why do particle physicists care so much about the Higgs particle?
[A] Well, actually, they don’t. What they really care about is the Higgs field, because it is so important. [emphasis in original] Verifique data em: |data= (ajuda)

[Weinberg2011-91] Steven Weinberg. Dreams of a Final Theory: The Scientist's Search for the Ultimate Laws of Nature. [S.l.]: Knopf Doubleday Publishing Group. ISBN 978-0-307-78786-6

[Allday2002-92] Allday, Jonathan (2002). Quarks, Leptons and the Big Bang Second ed. [S.l.]: IOP Publishing. ISBN 0-7503-0806-0

[93] «Lepton (physics)». Encyclopædia Britannica. Consultado em 29 de setembro de 2010

[94] Harari, H. (1977). «Beyond charm». In: Balian, R.; Llewellyn-Smith, C.H. Weak and Electromagnetic Interactions at High Energy, Les Houches, France, Jul 5- Aug 14, 1976. Col: Les Houches Summer School Proceedings. 29. [S.l.]: North-Holland. p. 613

[95] Harari H. (1977). «Three generations of quarks and leptons» (PDF). In: E. van Goeler; Weinstein R. Proceedings of the XII Rencontre de Moriond. p. 170. SLAC-PUB-1974

[96] «Experiment confirms famous physics model» (Nota de imprensa). MIT News Office. 18 de abril de 2007

[97] «Thermal history of the Universe and early growth of density fluctuations» (PDF). Guinevere Kauffmann. Max Planck Institute for Astrophysics. Consultado em 6 de janeiro de 2016

[98] «First few minutes». Eric Chaisson. Havard Smithsonian Center for Astrophysics. Consultado em 6 de janeiro de 2016

[99] «Timeline of the Big Bang». The physics of the Universe. Consultado em 6 de janeiro de 2016

[100] ttp://www1.folha.uol.com.br/ciencia/2008/06/412567-energia-misteriosa-faz-dez-anos-sem-ganhar-explicacao.shtml

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]

[30]

[31]

[32]

[33]

[34]

[35]

[36]

[37]

[38]

[39]

[40]

[41]

[42]

[43]

[44]

[45]

[46]

[47]

[48]

[49]

[50]

[51]

[52]

[53]

[54]

[55]

[56]

[57]

[58]

[59]

[60]

[61]

[62]

[63]

[64]

[65]

[66]

[67]

[68]

[69]

[70]

[71]

[72]

[73]

[74]

[75]

[76]

[77]

[78]

[79]

[80]

[81]

[82]

[83]

[84]

[85]

[86]

[87]

[88]

[89]

[90]

[91]

[92]

[93]

[94]

[95]

[96]

[97]

[98]

[99]

[100]

@@ Linha 195: / Linha 195: @@
 |arxiv = astro-ph/9901364
 }}</ref>
+== Componentes ==
+[[Imagem:Formation of galactic clusters and filaments.jpg|thumb|A formação de [[Aglomerado de galáxias|aglomerados]] e [[Filamento galáctico|filamentos]] em larga escala no modelo da [[matéria escura fria]] com [[energia escura]]. Os quadros mostram a evolução das estruturas em uma caixa de 43 milhões de [[parsec]]s (ou 140 milhões de anos-luz) do [[desvio para o vermelho]] de 30 para a época atual (z superior = 30 para z = 0 inferior direito).]]
+{{Vertambém|Formação e evolução de galáxias|Aglomerado de galáxias|Projeto illustris|Nebulosa}}
+O universo é composto quase completamente de [[energia escura]], [[matéria escura]] e [[matéria|matéria ordinária]]. Outros conteúdos são a [[radiação eletromagnética]] (estimada entre 0,005% e perto de 0,01%) e a [[antimatéria]].<ref>{{Cite web|title = electromagnetic radiation {{!}} physics|url = http://www.britannica.com/science/electromagnetic-radiation|accessdate = 2015-07-26|publisher = Encyclopedia Britannica|last = Fritzsche|first = Hellmut|page = 1}}</ref><ref>{{Cite web|url = http://physics.ucr.edu/~wudka/Physics7/Notes_www/Pdf_downloads/8.pdf|title = Physics 7:Relativity, SpaceTime and Cosmology|date = |accessdate = 2015-07-26|website = Physics 7:Relativity, SpaceTime and Cosmology|publisher = University of California Riverside}}</ref><ref>{{Cite web|title = Physics – for the 21st Century|url = http://www.learner.org/courses/physics/unit/text.html?unit=11&secNum=6|website = www.learner.org|accessdate = 2015-07-27|date = |publisher = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Annenberg Learner}}</ref> A quantidade total de radiação eletromagnética gerada no universo diminuiu em 1/2 nos últimos 2 bilhões de anos.<ref>{{Cite web|title = It's Official: The Universe Is Dying Slowly|url = http://www.scientificamerican.com/article/it-s-official-the-universe-is-dying-slowly/|accessdate = 2015-08-11|first = Nola Taylor|last = Redd,SPACE.com}}</ref><ref>{{Cite web|title = RIP Universe – Your Time Is Coming… Slowly {{!}} Video|url = http://www.space.com/30194-rip-universe-your-time-is-coming-slowly-video.html|publisher=Space.com|work=Will Parr, et al|accessdate = 2015-08-20}}</ref>
+As proporções de todos os tipos de matéria e energia mudaram ao longo da história do universo.<ref>{{cite web|title=Dark matter – A history shapes by dark force|publisher=National Geographic|url=http://ngm.nationalgeographic.com/2015/01/hidden-cosmos/timeline-graphic|work=Timothy Ferris|year=2015|accessdate=2015-12-29}}</ref> Hoje, a matéria ordinária, que inclui [[átomo]]s, [[estrela]]s, [[galáxia]]s e [[vida]], representa apenas 4,9% dos conteúdos do universo.<ref name="planck2013parameters" /> A densidade global atual deste tipo de matéria é muito baixa, cerca de 4,5 × 10<sup>-31</sup> 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.<ref name="planck2013parameters">{{cite web|title = First Planck results: the Universe is still weird and interesting|url = http://arstechnica.com/science/2013/03/first-planck-results-the-universe-is-still-weird-and-interesting/|work=Matthew Francis|publisher=Ars technica|date=2013-03-21|accessdate=2015-08-21}}</ref><ref name="DarkMatter" /><ref name="peebles">{{cite journal|author=Peebles, P. J. E.|author2=Ratra, Bharat|last-author-amp=yes |title=The cosmological constant and dark energy|date=2003|journal=Reviews of Modern Physics|arxiv=astro-ph/0207347|volume=75|issue=2|pages=559–606|doi = 10.1103/RevModPhys.75.559|bibcode=2003RvMP...75..559P}}</ref>
+[[Imagem:Nearsc.gif|thumb|Um mapa dos [[superaglomerado]]s 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 300 milhões de [[anos-luz]], aproximadamente.<ref>{{Cite journal | last1 = Mandolesi | first1 = N. | last2 = Calzolari | first2 = P. | last3 = Cortiglioni | first3 = S. | last4 = Delpino | first4 = F. | last5 = Sironi | first5 = G. | last6 = Inzani | first6 = P. | last7 = Deamici | first7 = G. | last8 = Solheim | first8 = J. -E. | last9 = Berger | first9 = L. | doi = 10.1038/319751a0 | last10 = Partridge | first10 = R. B. | last11 = Martenis | first11 = P. L. | last12 = Sangree | first12 = C. H. | last13 = Harvey | first13 = R. C. | title = Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background | journal = Nature | volume = 319 | issue = 6056 | pages = 751–753 | year = 1986 | pmid =  | pmc = |bibcode = 1986Natur.319..751M }}</ref> 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 [[Aglomerado de galáxias|aglomerados]], [[superaglomerado]]s e, finalmente, em [[filamentos galácticos]] em larga escala. O [[universo observável]] contém cerca de 300 sextilhões (3 × 10<sup>23</sup>) de estrelas<ref>{{cite web|url=http://link.springer.com/chapter/10.1007/978-1-4614-8730-2_10#page-2|title=The Structure of the Universe|publisher=}}</ref> e mais de 100 bilhões (10<sup>11</sup>) de galáxias.<ref>{{cite web|last = Mackie|first = Glen |date= February 1, 2002|url = http://astronomy.swin.edu.au/~gmackie/billions.html|title = To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand|publisher = Swinburne University|accessdate = 2006-12-20}}</ref> As galáxias típicas variam de [[Galáxia anã|anãs]] com apenas dez milhões<ref>{{cite web|date=2000-05-03|url = http://www.eso.org/public/usa/news/eso0018/|title = Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy|publisher = ESO|accessdate = 2007-01-03}}</ref> (10<sup>7</sup>) estrelas até gigantes com um trilhão (10<sup>12</sup>) estrelas.<ref name="M101">{{cite web|date=2006-02-28|url = http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/hst_spiral_m10.html|title = Hubble's Largest Galaxy Portrait Offers a New High-Definition View|publisher = NASA|accessdate = 2007-01-03}}</ref> 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]].<ref name=":0">{{cite web|url=http://www.nature.com/news/earth-s-new-address-solar-system-milky-way-laniakea-1.15819|title=Earth's new address: 'Solar System, Milky Way, Laniakea'|publisher=[[Nature]]|work=Elizabeth Gibney
+|date=3 de setembro de 2014|accessdate=21 de agosto de 2015}}</ref> Este superaglomerado abrange mais de 500 milhões de anos-luz, enquanto o Grupo Local se estende por mais de 10 milhões de anos-luz.<ref>{{cite web|url=http://www.universetoday.com/30286/local-group/|title=Local Group|publisher=Universe Today|work=Fraser Cain|date=4 de maio de 2009|accessdate=21 de agosto de 2015}}</ref> O universo também tem vastas regiões de vazio relativo; o maior vazio conhecido mede 1,8 bilhão ly (550 Mpc) de diâmetro.<ref>{{cite web|url=https://www.theguardian.com/science/2015/apr/20/astronomers-discover-largest-known-structure-in-the-universe-is-a-big-hole|title=Astronomers discover largest known structure in the universe is ... a big hole|date=20 de abril de 2015|publisher=[[The Guardian]]}}</ref>
+[[Imagem:Universe_content_pie_chart.jpg|thumb|Comparação dos conteúdos do Universo de hoje a 380.000 anos após o Big Bang como medido com 5 anos de dados do [[WMAP]] (a partir de 2008).]]
+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]].<ref name="Fixsen" /> A hipótese de que o Universo em grande escala é homogêneo e isotrópico é conhecida como o [[princípio cosmológico]].<ref>[[#Rindler|Rindler]], p. 202.</ref> Um universo que é homogêneo e isotrópico parece o mesmo de todos os pontos de vista<ref name=Liddle>{{cite book |title=An Introduction to Modern Cosmology (2nd ed.) |author=Andrew Liddle |isbn=978-0-470-84835-7 |year=2003 |publisher=John Wiley & Sons}}. p. 2.</ref> e não tem centro.<ref name="livio">{{cite book |title= The Accelerating Universe: Infinite Expansion, the Cosmological Constant, and the Beauty of the Cosmos|last= Livio|first= Mario|authorlink= Mario Livio|date= 2001|publisher= John Wiley and Sons|page= 53|url= https://books.google.com/books?id=4EidS6_VVNYC&pg=PA53&dq=cosmological+principle+%22center+of+the+universe%22&hl=en&sa=X&ei=Eyt3T5HFGuzy2gXsm_C1Bg&ved=0CFQQ6AEwBjgU|accessdate=31 March 2012}}</ref>
+=== Energia escura ===
+{{Artigo principal|Energia escura}}
+Uma explicação para por que a aceleração da expansão do universo permanece esquiva. Muitas vezes é atribuída à "[[energia escura]]", uma forma desconhecida de [[energia]] que [[Hipótese|hipoteticamente]] permeia o espaço.<ref name="peebles(a)">{{cite journal|author1=Peebles, P. J. E.  |author2=Ratra, Bharat  |lastauthoramp=yes |title=The cosmological constant and dark energy|year=2003|journal=Reviews of Modern Physics|arxiv=astro-ph/0207347|volume=75|issue=2|pages=559–606|doi = 10.1103/RevModPhys.75.559|bibcode=2003RvMP...75..559P}}</ref> Numa base de equivalência massa-energia, a densidade de energia escura (~ 7 × 10<sup>-30</sup> 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.<ref>{{cite journal|title=Why the cosmological constant is small and positive|authors=Paul J. Steinhardt, Neil Turok|journal=Science|volume=312|issue=5777|pages=1180–1183|doi=10.1126/science.1126231 |arxiv=astro-ph/0605173|year=2006|bibcode = 2006Sci...312.1180S }}</ref><ref>{{cite web | url=http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/dareng.html | title=Dark Energy | work=Hyperphysics | accessdate=January 4, 2014}}</ref>
+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 [[Campo escalar|campos escalares]] como [[Quintessência cosmológica|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.<ref name="carroll">{{cite journal|author=[[Sean M. Carroll|Carroll, Sean]]|year=2001|url=http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2001-1/index.html|title=The cosmological constant|journal=Living Reviews in Relativity|volume=4|accessdate=2006-09-28|doi=10.12942/lrr-2001-1}}</ref>
+=== Matéria escura ===
+{{Artigo principal|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 [[neutrino]]s, 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.<ref name = DarkMatter>Sean Carroll, Ph.D., Caltech, 2007, The Teaching Company, ''Dark Matter, Dark Energy: The Dark Side of the Universe'', Guidebook Part 2 page 46, Acessado em 7 de outubro de 2013, "...dark matter: An invisible, essentially collisionless component of matter that makes up about 25 percent of the energy density of the universe... it's a different kind of particle... something not yet observed in the laboratory..."</ref><ref name=planckcam>{{cite web |url=http://www.cam.ac.uk/research/news/planck-captures-portrait-of-the-young-universe-revealing-earliest-light |title=Planck captures portrait of the young Universe, revealing earliest light |date=21 de março de 2013 |publisher=[[Universidade de Cambridge]] |accessdate=21 de março de 2013}}</ref>
+=== Matéria ordinária ===
+{{Artigo principal|Matéria}}
+Os restantes 4,9% da massa-energia do universo é matéria ordinária, isto é, [[átomo]]s, [[íon]]s, [[elétron]]s e os objetos que eles formam. Esta matéria inclui as [[estrela]]s, que produzem quase toda a [[luz]] que vemos das [[galáxia]]s, bem como o [[gás interestelar]] nos [[Meio interestelar|meios interestelar]] e intergaláctico, nos [[planeta]]s e em todos os objetos da vida cotidiana que podemos colidir, tocar ou espremer.<ref name=Davies2>
+{{cite book
+ |author=P. Davies
+ |date=1992
+ |title=The New Physics: A Synthesis
+ |url=https://books.google.com/?id=akb2FpZSGnMC&pg=PA1
+ |page=1
+ |publisher=[[Cambridge University Press]]
+ |isbn=0-521-43831-4
+}}</ref> 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.<ref>{{Cite journal
+| last = Persic
+| first = Massimo
+| last2 = Salucci
+| first2 = Paolo
+| date = 1992-09-01
+| title = The baryon content of the Universe
+| url = http://mnras.oxfordjournals.org/content/258/1/14P
+| journal = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
+| language = en
+| volume = 258
+| issue = 1
+| pages = 14P–18P
+| doi = 10.1093/mnras/258.1.14P
+| issn = 0035-8711
+|arxiv = astro-ph/0502178 |bibcode = 1992MNRAS.258P..14P }}</ref>
+A matéria comum geralmente existe em quatro [[Estados físicos da matéria|estados]] (ou [[Fase (química)|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]]: [[quark]]s e [[lépton]]s. 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 [[elétron]]s que orbitam o núcleo. Como a maior parte da massa de um átomo está concentrada em seu núcleo, que é composto de [[bário]], os [[astrônomo]]s usam frequentemente o termo [[matéria bariônica]] para descrever a matéria ordinária, embora uma pequena fração desta matéria seja composta por elétrons.<ref name=Hooft>
+{{cite book
+ |author=G. 't Hooft
+ |date=1997
+ |title=In search of the ultimate building blocks
+ |url=https://books.google.com/?id=e-7eAp-bVbEC&pg=PA6
+ |page=6
+ |publisher=[[Cambridge University Press]]
+ |isbn=0-521-57883-3
+}}</ref>
+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 nucleosíntese 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 20 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]].<ref name=Clayton1983>{{cite book|last1=Clayton|first1=Donald D.|title=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis|date=1983|publisher=The University of Chicago Press|isbn=0-226-10953-4|pages=362–435}}</ref>
+=== Partículas ===
+{{Artigo principal|Física de partículas}}
+[[Imagem:Standard_Model_of_Elementary_Particles.svg|thumb|upright=1.6|Uma tabela do [[Modelo Padrão]] das [[partículas elementares]].]]
+A matéria ordinária e as forças que agem sobre a matéria podem ser descritas em termos de [[partículas elementares]].<ref>{{cite book | author=Veltman, Martinus | title=Facts and Mysteries in Elementary Particle Physics | publisher=World Scientific | year=2003 | isbn=981-238-149-X}}</ref> 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.<ref name=PFIp1-3>
+{{cite book
+ |author1=Sylvie Braibant
+ |author2=Giorgio Giacomelli
+ |author3=Maurizio Spurio
+ |year=2012
+ |title=Particles and Fundamental Interactions: An Introduction to Particle Physics
+ |url=https://books.google.com/books?id=e8YUUG2pGeIC&pg=PA1
+ |edition=2nd |pages=1–3
+ |publisher=[[Springer (publisher)|Springer]]
+ |isbn=978-94-007-2463-1
+}}</ref><ref name=Close>
+{{cite book
+ |author-last=Close
+ |author-first=Frank
+ |year=2012
+ |title=Particle Physics: A Very Short Introduction
+ |publisher=Oxford University Press
+ |isbn=978-0192804341
+}}</ref> De importância central é o [[Modelo Padrão]], uma teoria que se ocupa das interações [[Eletromagnetismo|eletromagnéticas]] e das interações nucleares [[Força fraca|fracas]] e [[Força forte|fortes]].<ref name=Oerter2006>
+{{cite book
+ |author=R. Oerter
+ |year=2006
+ |title=The Theory of Almost Everything: The Standard Model, the Unsung Triumph of Modern Physics
+ |page=2
+ |publisher=[[Penguin Group]]
+ |edition=Kindle
+ |isbn=0-13-236678-9
+}}</ref> O Modelo Padrão é apoiado pela confirmação experimental da existência de partículas que compõem a matéria: [[quark]]s e [[lépton]]s 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]].<ref name=PFIp1-3/> O Modelo Padrão previu a existência da descoberta do recentemente descoberto [[bóson de Higgs]], uma partícula que é uma manifestação de um campo dentro do universo que pode dotar partículas com massa.<ref name="OnyisiFAQ">
+{{cite web
+ |last=Onyisi |first=P.
+ |date=23 October 2012
+ |title=Higgs boson FAQ
+ |url=https://wikis.utexas.edu/display/utatlas/Higgs+boson+FAQ
+ |publisher=[[University of Texas]] ATLAS group
+ |accessdate=2013-01-08
+}}</ref><ref name="strasslerFAQ2">
+{{cite web
+ |last=Strassler |first=M.
+ |date=12 October 2012
+ |title=The Higgs FAQ 2.0
+ |url=http://profmattstrassler.com/articles-and-posts/the-higgs-particle/the-higgs-faq-2-0/
+ |work=ProfMattStrassler.com
+ |accessdate=2013-01-08
+ |quote=[Q] Why do particle physicists care so much about the Higgs particle?<br />[A] Well, actually, they don’t. What they really care about is the Higgs ''field'', because it is ''so'' important. [emphasis in original]
+}}</ref> 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".<ref name=Oerter2006/> O Modelo Padrão, no entanto, não acomoda a [[gravidade]]. Uma verdadeira força-partícula da "teoria de tudo" não foi atingida.<ref name="Weinberg2011">{{cite book|author=Steven Weinberg|title=Dreams of a Final Theory: The Scientist's Search for the Ultimate Laws of Nature|publisher=Knopf Doubleday Publishing Group|isbn=978-0-307-78786-6}}</ref>
+==== Hádrons ====
+{{Artigo principal|Hádron}}
+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 [[méson]]s (como [[píon]]s) 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 10 a 6 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.<ref name=Allday2002>{{cite book|last1=Allday|first1=Jonathan|title=Quarks, Leptons and the Big Bang|date=2002|publisher=IOP Publishing|isbn=0-7503-0806-0|edition=Second}}</ref>{{rp|244–266}}
+==== Léptons ====
+{{Artigo principal|Lépton}}
+Um lépton é uma [[partícula elementar]] de [[Férmion|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.<ref>
+{{cite web
+ |title=Lepton (physics)
+ |url=http://www.britannica.com/EBchecked/topic/336940/lepton
+ |work=[[Encyclopædia Britannica]]
+ |year=
+ |accessdate=2010-09-29
+}}</ref> Existem duas classes principais de léptons: léptons carregados (também conhecidos como léptons de tipo elétron) e lépton neutros (mais conhecidos como [[neutrino]]s). Os elétrons são estáveis e o lépton carregado o mais comum no universo, visto que os [[múon]]s e os [[tau]]s 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]].<ref>
+{{cite book
+ | last = Harari | first = H.
+ | year = 1977
+ | chapter = Beyond charm
+ | title = Weak and Electromagnetic Interactions at High Energy, Les Houches, France, Jul 5- Aug 14, 1976
+ | editor1-last = Balian | editor1-first = R.
+ | editor2-last = Llewellyn-Smith | editor2-first = C.H.
+ | series = Les Houches Summer School Proceedings
+ | volume = 29 | page = 613
+ | publisher = [[North-Holland Publishing Company|North-Holland]]
+}}</ref><ref>
+{{cite conference
+ |author=Harari H.
+ |title=Three generations of quarks and leptons
+ |url=http://slac.stanford.edu/cgi-wrap/getdoc/slac-pub-1974.pdf
+ |booktitle=Proceedings of the XII Rencontre de Moriond
+ |editor1=E. van Goeler |editor2=Weinstein R. |volume= |page=170
+ |year=1977
+ |doi=
+ |id=SLAC-PUB-1974
+}}</ref> Léptons carregados podem combinar com outras partículas para formar várias partículas compostas, tais como átomos e [[positrônio]]s. 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.<ref>
+{{cite press
+ |publisher=[[Massachusetts Institute of Technology|MIT News Office]]
+ |date=18 de abril de 2007
+ |title=Experiment confirms famous physics model
+ |url=http://web.mit.edu/newsoffice/2007/neutrino.html
+}}</ref>
+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/anti-léptons, portanto léptons e anti-léptons estavam em equilíbrio térmico. Aproximadamente 10 segundos após o [[Big Bang]], a temperatura do universo tinha caído ao ponto onde os pares léptons/anti-léptons não eram mais criados.<ref>{{cite web|title=Thermal history of the Universe and early growth of density fluctuations|url=http://wwwmpa.mpa-garching.mpg.de/~gamk/TUM_Lectures/Lecture4.pdf|work=Guinevere Kauffmann|publisher=[[Max Planck Institute for Astrophysics]]|accessdate=2016-01-06}}</ref> A maioria dos léptons e anti-léptons foi então eliminada em reações de [[aniquilamento]], deixando um pequeno resíduo de léptons. A massa do universo foi então dominada por [[fóton]]s quando entrou na [[época fóton]] seguinte.<ref>{{cite web|title=First few minutes|work=Eric Chaisson|publisher=Havard Smithsonian Center for Astrophysics|url=https://www.cfa.harvard.edu/~ejchaisson/cosmic_evolution/docs/fr_1/fr_1_part3.html|accessdate=2016-01-06}}</ref><ref>{{cite web|title=Timeline of the Big Bang|work=The physics of the Universe|url=http://www.physicsoftheuniverse.com/topics_bigbang_timeline.html|accessdate=2016-01-06}}</ref>
+==== Fótons ====
+{{Artigo principal|Fóton}}
+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 [[Flutuação quântica de vácuo|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 [[onda]]s e de [[partícula]]s.<ref name=Allday2002/>
+A época dos fótons começou depois que a maioria dos léptons e anti-léptons foram aniquilados no final da época lépton, cerca de 10 segundos após o [[Big Bang]]. Os núcleos atômicos foram criados no processo de nucleosíntese 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 [[desvio para o vermelho|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.<ref name=Allday2002/>{{rp|244–266}}
 ==Futuro==

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