The Big Freeze: A morte fria e lenta do Universo
O cosmos pode nunca ter um fim propriamente dito. Mas, se você
fosse imortal, provavelmente desejaria que tivesse. O destino final do nosso
Universo é um processo longo e gelado, que os astrônomos chamam de Big
Freeze (Grande Congelamento) ou Big Chill.
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.
