A cronologia do Universo descreve o passado e futuro do Universo. De acordo com o modelo de cosmologia padrão, quanto mais no passado do Universo, menor e mais denso ele era. Como consequência, a densidade de energia aumenta conforme nos aproximamos de seu início. O aumento da densidade cria ambientes extremos com altos níveis de energia, fazendo com que as partículas, e até mesmo as leis da física, exibam comportamentos diferentes dos usuais. Os dados observacionais mais recentes da missão Planck indicam que a idade do Universo é 13,797 0,023 bilhões de anos. Um Planck Collaboration publicado em 2015 com estimativa de 13.799 ± 0.021 bilhões de anos atrás (intervalo confidencial 68%). Ver PDF: página 32, Tabela 4, Era/Gyr, última coluna.
Visão geral Observações astronômicas do desvio para o vermelho de galáxias distantes indicam que o Universo está em expansão. Isso implica que o tamanho do Universo era muito menor no passado e, portanto, era seu estado era o de um ambiente extremamente denso, quente e homogêneo. Conforme a expansão ocorre, a densidade e temperatura do Universo diminuem. Assim, a cronologia do Universo busca descrever como o Universo evoluiu de um estado de altíssimas energia, temperatura e homogeneidade para o estado atual: frio, de baixa energia e com diversas estruturas.
A evolução do Universo depende de uma relação mútua entre a expansão e seu conteúdo energético (isto é, as partículas e as interações entre elas). A taxa de expansão em determinado instante do tempo depende de quais partículas existiam e como elas interagiam. Simultaneamente, como a expansão resfria o Universo, quais partículas podem existir e como elas irão interagir são determinadas pela temperatura do Universo naquele período. Essa relação entre a taxa de expansão e o conteúdo energético do Universo é a responsável pela transição de uma era cósmica para outra.
Pode-se dividir o Universo em três grandes eras com base em qual componente energética contribuía mais para a densidade total do Universo: +Tabela resumida das principais eras do Universo EraDuraçãoEscala de energiaDescriçãoEra da radiaçãoDo fim da inflação até anos.De até .Época na qual a densidade de energia da radiação (fótons e neutrinos) foi a maior contribuíção para a densiade de energia total. Ao fim dessa época, a densidade de energia da radiação e da matéria eram igualmente importantes.Era da matériaDe anos até anos.De até .Época na qual a densidade de energia da matéria (bariônica e escura) tornou-se a maior contribuinte para a densidade de energia total do Universo. Ao longo dessa época, a densidade de energia da radiação tornou-se desprezível. Ao fim, a densidade de energia da matéria e da energia escura tornaram-se igualmente relevantes.Era da energia escuraDe anos em diante.De em diante.Época na qual a densidade de energia da energia escura é a maior contribuinte para a densidade de energia total do Universo. A densidade de energia de matéria ainda não é totalmente desprezível. Como a densidade de energia da energia escura não diminui com a expansão, eventualmente ela será a única contribuição para a densidade total.
Esboço thumb|upright=2|O diagrama da NASA mostra a história do universo desde a inflação até os dias atuais.
Cronologia em cinco estágios Para os propósitos deste resumo, é conveniente dividir a cronologia do universo desde que se originou, em cinco partes. Geralmente, é considerado sem sentido ou incerto se o tempo existia antes desta cronologia:
O Universo primordial O primeiro picossegundo (10-12) do tempo cósmico. Inclui a Era de Planck, durante a qual as leis da física atualmente compreendidas podem não se aplicar; o surgimento em estágios das quatro interações ou forças fundamentais conhecidas - a primeira gravitação e posteriormente, as interações eletromagnéticas, fracas e fortes; e a expansão do próprio espaço e o super-resfriamento do universo ainda imensamente quente devido à inflação cósmica, que acredita-se ter sido desencadeado pela separação da interação forte e eletrofraca.
Acredita-se que pequenas ondulações no universo, nesta fase, sejam a base de estruturas de larga escala que se formaram muito mais tarde. Diferentes estágios do universo primitivo são compreendidos em diferentes extensões. As partes anteriores estão além do alcance de experimentos práticos em física de partículas, mas podem ser exploradas por outros meios.
O Universo em expansão Com duração de cerca de 370 mil anos. Inicialmente, vários tipos de partículas subatômicas são formados em estágios. Essas partículas incluem quantidades quase iguais de matéria e antimatéria; portanto, a maioria aniquila rapidamente, deixando um pequeno excesso de matéria no universo.
Em cerca de um segundo, os neutrinos se dissociam; esses neutrinos do fundo de neutrinos cósmicos (CνB). Se existem buracos negros primordiais, eles também são formados aproximadamente um segundo do tempo cósmico. Composição de partículas subatômicas emergem—incluindo prótons e nêutrons—se formam ao longo de 2 minutos, condições são adequados para a nucleossíntese: cerca de 25% dos prótons e todos os nêutrons se fundem em elementos mais pesados, inicialmente o deutério, que rapidamente se funde rapidamente no hélio-4.
Em 20 minutos, o universo não está mais quente o suficiente para a fusão nuclear, mas é quente demais para que átomos neutros existam ou fótons viajem para longe. Portanto, é uma plasma opaca. Em cerca de 47 mil anos, à medida que o universo esfria, seu comportamento começa a ser dominado pela matéria e não pela radiação. Em cerca de 100 mil anos, o hidreto de hélio é a primeira molécula. (Muito mais tarde, o hidrogênio e o hidreto de hélio reagem para formar hidrogênio molecular, o combustível necessário para as primeiras estrelas.)
Em cerca de 370 mil anos,Notas: Edward L. Wright' de Javascript Cosmology Calculator (último modificado em 23 de julho de 2018). Com um padrão = (baseado no parâmetro WMAP9+SPT+ACT+6dFGS+BOSS/DR11+H0/Riess), a idade calculada do universo com um desvio para o vermelho de z = 1100 está de acordo com Olive e Peacock (cerca de 370.000 anos). . Ver PDF: página 45, Tabela 7, Idade na dissociação, última coluna. Baseado em WMAP+BAO+SN parâmetros, a idade de dissociação ocorreu anos atrás do Big Bang. . "Sem entrar nos detalhes da física do não-equilíbrio, vamos nos contentar dizendo, em números redondos, zdec ≈ 1100, correspondendo na temperatura Tdec ≈ 3000 K, quando a idade do universo foi tdec ≈ 350,000 yr no Benchmark Model ("Modelo de Referência"). (...) Os tempos relevantes de vários eventos na época da recombinação são mostrados em Tabela 9.1. (...) Notas que todos esses tempos são aproximados e dependem do modelo cosmológico escolhido. (Escolhi Modelo de Referência no cálculo desses números.)" o universo finalmente se torna frio o suficiente para formar átomos neutros ("recombinação") e como resultado, também se torna transparente pela primeira vez. Os átomos recém-formados–principalmente hidrogênio e hélio com traços de lítio–atingem rapidamente seu estado mais baixo de energia (estado fundamental) liberando fótons ("desacoplamento de fótons"), e esses fótons ainda podem ser detectados hoje como o fundo cósmico de microondas (CMB). Atualmente, é a observação mais antiga que temos do Universo.
A Idade das Trevas e o surgimento da estrutura em larga escala De 370 mil anos até cerca de 1 bilhão de anos. Após recombinação e dissociação, o universo era transparente, mas as nuvens de hidrogênio apenas entraram em colapso muito lentamente para formar estrelas e galáxias, então não havia novas fontes de luz. Os únicos fótons (radiação eletromagnética, ou "luz") no universo foram os liberados durante a dissociação (hoje visível como fundo cósmico de microondas) e emissão de rádio 21 cm ocasionalmente emitido por átomos de hidrogênio. Os fótons dissociados teriam preenchido o universo com um brilho laranja pálido brilhante no início, gradualmente mudando para vermelho não visível depois de cerca de 3 milhões de anos, deixando-o sem luz visível. Este período é conhecido como a Idade cósmica das Trevas.
Entre 10 e 17 milhões de anos, a temperatura média do universo foi adequada para água líquida de – e especula-se se planetas rochosos ou mesmo a vida poderiam ter surgido brevemente, uma vez que estatisticamente uma pequena parte do universo poderia ter condições diferentes das demais como resultado de uma flutuação estatística muito improvável e ter recebido calor do universo como um todo.
Em algum momento, cerca de 200 a 500 milhões de anos, as primeiras gerações de estrelas e galáxias se formam (horários exatos ainda estão sendo pesquisados) e grandes estruturas emergem gradualmente, atraídas pelo filamento na forma de espuma da matéria escura, filamentos que já começaram a se unir por todo o universo. As primeiras gerações de estrelas ainda não foram observadas astronomicamente. Eles podem ter sido enormes (100-300 massas solares) e não-metálicos, com vida útil muito curta em comparação com a maioria das estrelas que vemos hoje; terminam de queimar seu combustível de hidrogênio e explosão enérgica altamente das supernovas instabilidade de pares e depois de meros milhões de anos. Outras teorias sugerem que eles podem ter incluído pequenas estrelas, algumas talvez ainda aquecendo hoje. Em ambos os casos, essas primeiras gerações de supernovas criaram a maior parte cotidiana dos elementos, que vemos ao nosso redor até hoje e semeiam o universo com elas.
Aglomerado de galáxias se superaglomerados surgem com o tempo. Em algum momento, fótons de alta energia das estrelas mais antigas, galáxias anãs e talvez quasares levam a um período de reionização que começa gradualmente entre 250 a 500 milhões de anos, é concluído em cerca de 700-900 milhões de anos e diminui em cerca de 1 bilhão de anos (horários exatos ainda sendo pesquisados). O universo transitou gradualmente para o universo que vemos ao nosso redor hoje, e a Idade das Trevas só chegou ao fim em cerca de 1 bilhão de anos.
O presente e o futuro próximo Desde 1 bilhão de anos e por cerca de 12,8 bilhões de anos, o universo tem a mesma aparência de hoje. Ele continuará parecendo muito semelhante por muitos bilhões de anos no futuro. O disco fino da nossa galáxia começou a se formar em cerca de 5 bilhões de anos (8.8 Gya), e a Sistema Solar formado em cerca de 9,2 bilhões de anos (4,6 Gya), com os primeiros traços de vida na Terra emergindo em cerca de 10,3 bilhões de anos (3,5 Gya).
De cerca de 9,8 bilhões de anos de tempo cósmico, a lenta expansão do espaço gradualmente começa a acelerar sob a influência da energia escura, que pode ser um campo escalar em todo o universo. O universo atual é bem compreendido, mas além de cerca de 100 bilhões de anos de tempo cósmico (cerca de 86 bilhões de anos no futuro), as incertezas no conhecimento atual significam que temos menos certeza de qual caminho nosso universo seguirá.
O futuro distante e o destino final Em algum momento o Era Estelífera terminará quando as estrelas não estiverem mais nascendo, e a expansão do universo significará que o universo observável se torne limitado às galáxias locais. Existem vários cenários para o futuro distante e o Destino final do universo. Um conhecimento mais exato do nosso universo atual permitirá que eles sejam melhor compreendidos.
Índice de tabela
Nota: A temperatura da radiação na tabela abaixo refere-se à radiação cósmica de fundo e é fornecida por 2.725·(1+z), onde z é o desvio para o vermelho.