The Big Freeze: A morte fria e lenta do Universo
É uma descrição adequada
para o dia em que todo calor e energia estiverem distribuídos uniformemente por
distâncias incompreensivelmente vastas – um estado de máxima entropia,
como prevê a segunda lei da termodinâmica. Nesse ponto, a temperatura final do
Universo pairará pouco acima do zero absoluto (−273,15 °C ou 0 K).
Expansão
acelerada: o papel da energia escura
Há cerca de 13,8 bilhões de
anos, nosso Universo nasceu com o Big Bang. Desde
então, ele se expande. Até poucas décadas atrás, achava-se que essa expansão
poderia um dia parar e se inverter, levando a um Big Crunch –
um colapso em uma singularidade infinita.
Porém, em 1998, duas equipes
independentes de astrônomos (lideradas por Saul Perlmutter, Brian Schmidt e Adam Riess, Prêmio
Nobel de Física de 2011) descobriram que supernovas tipo Ia – “velas padrão” de
brilho intrínseco conhecido – estavam mais fracas e mais distantes do
que o esperado. Isso indicava que a expansão do Universo está acelerando,
impulsionada por uma força misteriosa chamada energia escura.
Hoje, a composição do
Universo é estimada como:
- Energia escura: 68–69%
- Matéria escura: 26–27%
- Matéria normal (átomos,
estrelas, planetas, vida): ~5%
Esses números vêm do Planck Collaboration (2018): densidade
de energia escura ≈ 70% da densidade crítica do Universo.
A morte
térmica (Heat Death) e a física por trás
O nome técnico para o Big
Freeze é morte térmica do Universo. Ela
decorre diretamente da segunda lei da termodinâmica: a entropia
total de um sistema isolado (como o Universo como um todo) nunca diminui. Com o
tempo, a energia se espalha e as diferenças de temperatura desaparecem,
tornando impossível realizar trabalho útil.
A escala de tempo envolvida
é tão colossal que poucos cálculos reais cabem na intuição. Vamos usar algumas
estimativas da literatura (Adams & Laughlin, 1997; Krauss & Starkman,
2000; Fred C. Adams, 2020):
1. Fim da
era estelar (Stelliferous Era)
Daqui a ≈ 10¹⁴ anos (100 trilhões de anos), o gás disponível
para formar estrelas terá se esgotado. As últimas estrelas anãs vermelhas terão
queimado todo seu hidrogênio e se apagado.
2. Era dos
remanescentes (Degenerate Era)
Entre ~10¹⁵ e 10³⁷ anos, anãs brancas, estrelas de nêutrons e planetas começam
a decair. Prótons (antes considerados estáveis) podem eventualmente decair – se
a meia-vida do próton for, como prevêem algumas Grandes Teorias Unificadas
(GUTs), da ordem de 10³⁴ anos (limite experimental atual: >
1,6 × 10³⁴ anos – Super-Kamiokande).
3. Era dos
buracos negros (Black Hole Era)
Entre ~10⁴⁰ e 10¹⁰⁰ anos, os buracos negros dominam. Eles evaporam lentamente
via radiação de Hawking.
A temperatura de Hawking de
um buraco negro é:
Para um buraco negro de massa solar (M ≈ 2×10³⁰ kg), isso dá T ≈ 6 × 10⁻⁸ K – muito frio. O tempo de evaporação é:
Um buraco negro de 1 massa solar leva ≈ 2 × 10⁶⁷ anos para evaporar.
Um buraco negro supermassivo (como o de Sagittarius A*, com ~4 × 10⁶ M☉) leva ≈ 10⁹⁹ anos (1 googol anos, ou 10¹⁰⁰ anos).
4. Era das trevas (Dark Era)
Após 10¹⁰⁰ anos, nenhuma matéria normal resta. Fótons, neutrinos e partículas ultrafrias vagueiam com comprimentos de onda comparáveis ao horizonte cósmico (hoje ~10²⁶ m, mas então imensamente maior). A temperatura do Universo tenderá ao zero absoluto assintoticamente, como no modelo de cosmologia de de Sitter.
O que diz a termodinâmica? Um cálculo real
A expansão acelerada do Universo é descrita pelas equações de Friedmann. O parâmetro da energia escura (Λ) é ≈ 1,1 × 10⁻⁵² m⁻². A temperatura do Universo hoje é ~2,725 K (radiação cósmica de fundo – CMB). No futuro, a temperatura vai cair exponencialmente com o fator de escala a(t):
onde H ≈ 2,2 × 10⁻¹⁸ s⁻¹ (constante de Hubble atual ~67 km/s/Mpc). Isso significa que a cada ≈ 14 bilhões de anos, a temperatura cai por um fator e (~2,718). Daqui a 1 trilhão de anos, a radiação cósmica de fundo estará bem abaixo de 1 K – e continuará caindo para sempre.
