Mostrar código-fonte de Cronologia do Universo

{{mais fontes|ciência=sim|data=agosto de 2015}}
{{revisão-sobre|ciência=sim|Física|data=setembro de 2020}}
[[Imagem:History of the Universe.svg|thumb|direita|400px|História do [[Universo]] - as [[radiação gravitacional|ondas gravitacionais]] são a hipótese de surgir a partir de [[inflação cósmica]], um [[Mais rápido que a luz|mais rápido do que a luz]] da expansão logo após o [[Big Bang]]. (17 de março de 2014).<ref name="BICEP2-2014">{{citar web|autores=Staff |título=BICEP2 2014 Results Release |url=http://bicepkeck.org |data=17 de março de 2014 |obra=[[National Science Foundation]] |acessodata=18 de março de 2014 }}</ref><ref name="NASA-20140317">{{citar web|último =Clavin |primeiro =Whitney |título=NASA Technology Views Birth of the Universe |url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-082 |data=17 de março de 2014 |obra=[[NASA]] |acessodata=17 de março de 2014}}</ref><ref name="NYT-20140317">{{citar jornal|último =Overbye |primeiro =Dennis |autorlink =Dennis Overbye |título=Detection of Waves in Space Buttresses Landmark Theory of Big Bang |url=http://www.nytimes.com/2014/03/18/science/space/detection-of-waves-in-space-buttresses-landmark-theory-of-big-bang.html |data=17 de março de 2014 |obra=[[The New York Times]] |acessodata=17 de março de 2014 }}</ref>]]
{{Cosmologia}}
{{Cronologia natural}}
Esta '''cronologia do Universo''' ou '''cronologia do Big Bang''' descreve na história do [[Universo]] e [[Big Freeze|seu futuro]] de acordo com [[cosmologia]] do [[Big Bang]]. Os estágios iniciais da existência do universo são estimados em 13,8 [[Annum|bilhões de anos atrás]], com uma [[Intervalo de confiança|incerteza]] de cerca de 21 milhões de anos no nível de confiança de 68%.<ref name="Planck 2015">{{citar notícia |autor=Planck Collaboration |data=Outubro de 2016 |título=''Planck'' 2015 results. XIII. Cosmological parameters |jornal=[[Astronomy & Astrophysics]] |volume=594 |página=Article A13 |arxiv=1502.01589 |bibcode=2016A&A...594A..13P |doi=10.1051/0004-6361/201525830 }} Um [[Planck (sonda espacial)#Data de nascimento2015|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.</ref>

== Esboço ==
=== Cronologia em cinco estágios ===
Para os propósitos deste resumo, é conveniente dividir a cronologia do universo desde que se [[Cosmologia|originou]], em cinco partes. Geralmente, é considerado sem sentido ou incerto se o [[tempo]] existia antes desta cronologia:

;'''[[#O Universo muito primitivo|O Universo muito primitivo]]'''
O primeiro [[picossegundo]] (10<sup>-12</sup>) do [[tempo cósmico]]. Inclui a [[Era de Planck]], durante a qual as [[Lei científica|leis da física]] atualmente compreendidas podem não se aplicar; o surgimento em estágios das [[Força fundamental|quatro interações ou forças fundamentais]] conhecidas - a primeira [[Gravidade|gravitação]] e posteriormente, as interações [[Eletromagnetismo|eletromagnéticas]], [[Força fraca|fracas]] e [[Força forte|fortes]]; e a [[Expansão métrica do espaço|expansão do próprio espaço]] e o [[Sobrefusão|super-resfriamento]] do universo ainda imensamente quente devido à [[inflação cósmica]], que acredita-se ter sido desencadeado pela separação da interação forte e [[Força eletrofraca|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 primitivo|O Universo primitivo]]'''
Com duração de cerca de 370 mil anos. Inicialmente, vários tipos de [[Partícula subatômica|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 [[Neutrino em decomposição|neutrinos se dissociam]]; esses [[neutrinos]] do [[Fundo cósmico de neutrinos|fundo de neutrinos cósmicos]] (CνB). Se existem [[Buraco negro primordial|buracos negros primordiais]], eles também são formados aproximadamente um segundo do tempo cósmico. [[Lista de partículas elementares|Composição]] de partículas subatômicas emergem—incluindo [[próton]]s e [[nêutron]]s—se formam ao longo de 2 minutos, condições são adequados para a [[nucleossíntese]]: cerca de 25% dos prótons e todos os nêutrons [[Fusão nuclear|se fundem]] em [[Nucleossíntese primordial|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 [[átomo]]s neutros existam ou [[fóton]]s viajem para longe. Portanto, é uma [[plasma]] [[Opacidade|opaca]]. Em cerca de 47 mil anos,<ref name="Ryden2006eq.6.41">{{harvnb|Ryden|2006|loc=eq. 6.41}}</ref> 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 [[Hidro-hélio|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 [[estrela]]s.)

Em cerca de 370 mil anos,<ref name="Olive_Peacock2017">{{harvnb|Tanabashi, M.|2018|p=[http://pdg.lbl.gov/2018/reviews/rpp2018-rev-bbang-cosmology.pdf 358]|loc=chpt. 21.4.1: "Big-Bang Cosmology" (Revisado em Setembro de 2017) por [[Keith Olive|Keith A. Olive]] e [[John A. Peacock]].}}*Notas: [[Edward L. Wright]]' de [http://www.astro.ucla.edu/~wright/CosmoCalc.html Javascript Cosmology Calculator] (último modificado em 23 de julho de 2018). Com um padrão <math>H_0</math>&nbsp;=&nbsp;{{val|69.6}} (baseado no parâmetro [https://arxiv.org/abs/1406.1718 ''WMAP''9+SPT+ACT+6dFGS+BOSS/DR11+''H''<sub>0</sub>/Riess)], a idade calculada do universo com um desvio para o vermelho de ''z''&nbsp;=&nbsp;1100 está de acordo com Olive e Peacock (cerca de 370.000 anos).*{{harvnb|Hinshaw|Weiland|Hill|2009}}. Ver PDF: página 45, Tabela 7, Idade na dissociação, última coluna. Baseado em ''WMAP''+BAO+SN parâmetros, a idade de dissociação ocorreu {{val|376971|+3162|-3167}} anos atrás do Big Bang.*{{harvnb|Ryden|2006|pp=194–195}}. "Sem entrar nos detalhes da física do não-equilíbrio, vamos nos contentar dizendo, em números redondos, ''z''<sub>dec</sub> ≈ 1100, correspondendo na temperatura ''T''<sub>dec</sub> ≈ 3000 K, quando a idade do universo foi ''t''<sub>dec</sub> ≈ 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.)"</ref> o universo finalmente se torna frio o suficiente para formar átomos neutros ("[[Recombinação (cosmologia)|recombinação]]") e como resultado, também se torna [[Transparência|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|desacoplamento de fótons]]"), e esses fótons ainda podem ser detectados hoje como o [[Radiação cósmica de fundo em micro-ondas|fundo cósmico de microondas]] (CMB). Atualmente, é a observação mais antiga que temos do Universo.

;'''[[#Idade das Trevas e surgimento da estrutura em larga escala|Idade das Trevas e surgimento da estrutura em larga escala]]'''
De 370 mil anos até cerca de 1 bilhão de anos. Após recombinação e [[Dissociação (cosmologia)|dissociação]], o universo era transparente, mas as nuvens de hidrogênio apenas entraram em colapso muito lentamente para formar estrelas e [[galáxia]]s, 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 [[linha de hidrogénio|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 [[Cronologia da formação do universo#Idade cósmica das trevas|''Idade'' cósmica das ''Trevas'']].

Entre 10 e 17 milhões de anos, a temperatura média do universo foi adequada para água líquida de {{converter|273|K|°C}}–{{converter|373|K|°C}} 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.<!--<ref name="IJA-2014October" /> -->

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]], [[Filamento galáctico|filamentos]] que já começaram a se unir por todo o universo. [[População estelar#Estrelas da população III|As primeiras gerações de estrelas]] ainda não foram observadas astronomicamente. Eles podem ter sido enormes (100-300 [[Massa solar|massas solares]]) e [[metalicidade|não-metálicos]], com vida útil muito curta em comparação com a [[Sequência principal|maioria das estrelas que vemos hoje]]; terminam de queimar seu combustível de hidrogênio e explosão enérgica altamente das [[supernova]]s [[Supernova da instabilidade de pares|instabilidade de pares]] e depois de meros milhões de anos.<ref>{{citar periódico |ultimo1=Chen |primeiro1=Ke-Jung |ultimo2=Heger |primeiro2=Alexander |ultimo3=Woosley |primeiro3=Stan |autor3-link=Stanford E. Woosley |ultimo4=Almgren |primeiro4=Ann |ultimo5=Whalen |primeiro5=Daniel J. |ultimo6=Aumont |primeiro6=J. |ultimo7=Baccigalupi |primeiro7=C. |ultimo8=Banday |primeiro8=A. J. |ultimo9=Barreiro |primeiro9=R. B. |ultimo10=Bartlett |primeiro10=J. G. |ultimo11=Bartolo |primeiro11=N. |ultimo12=Battaner |primeiro12=E. |ultimo13=Battye |primeiro13=R. |ultimo14=Benabed |primeiro14=K. |ultimo15=Benoit |primeiro15=A. |ultimo16=Benoit-Levy |primeiro16=A. |ultimo17=Bernard |primeiro17=J. -P. |ultimo18=Bersanelli |primeiro18=M. |ultimo19=Bielewicz |primeiro19=P. |ultimo20=Bock |primeiro20=J. J. |ultimo21=Bonaldi |primeiro21=A. |ultimo22=Bonavera |primeiro22=L. |ultimo23=Bond |primeiro23=J. R. |ultimo24=Borrill |primeiro24=J. |ultimo25=Bouchet |primeiro25=F. R. |ultimo26=Boulanger |primeiro26=F. |ultimo27=Bucher |primeiro27=M. |ultimo28=Burigana |primeiro28=C. |ultimo29=Butler |primeiro29=R. C. |ultimo30=Calabrese |primeiro30=E. |displayauthors=3 |data=1 de setembro de 2014 |titulo=Pair Instability Supernovae of Very Massive Population III Stars |jornal=[[The Astrophysical Journal]] |volume=792 |número=1 |página=Article 44 |arxiv=1402.5960 |bibcode=2014ApJ...792...44C |doi=10.1088/0004-637X/792/1/44 }}</ref> 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 [[elemento químico|elementos]], que vemos ao nosso redor até hoje e semeiam o universo com elas.

[[Aglomerado de galáxias]] se [[Superaglomerado de galáxias|superaglomerados]] surgem com o tempo. Em algum momento, fótons de alta energia das estrelas mais antigas, [[galáxia anã|galáxias anãs]] e talvez [[quasar]]es 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 Universo como aparece hoje|O Universo como aparece hoje]]'''
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 [[Via Láctea|nossa galáxia]] começou a se formar em cerca de 5 bilhões de anos (8.8 [[Annum|Gya]]),<ref name="Peloso2005">{{citar periódico |ultimo1=del Peloso |primeiro1=Eduardo F. |ultimo2=da Silva |primeiro2=Licio |ultimo3=Porto de Mello |primeiro3=Gustavo F. |ultimo4=Arany-Prado |primeiro4=Lilia I. |display-authors=3 |data=5 de setembro de 2005 |titulo=The age of the Galactic thin disk from Th/Eu nucleocosmochronology - III. Extended sample |url=https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2005/36/aa3307-05.pdf  |departamento=Stellar atmospheres |jornal=[[Astronomy & Astrophysics]] |volume=440 |número=3 |páginas=1153–1159 |arxiv=astro-ph/0506458 |bibcode=2005A&A...440.1153D |doi=10.1051/0004-6361:20053307 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20190502022820/https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2005/36/aa3307-05.pdf |arquivodata=2 de maio de 2019 }}</ref> e a [[Formação e evolução do Sistema Solar|Sistema Solar]] formado em cerca de 9,2 bilhões de anos (4,6 Gya), com os primeiros traços de [[Cronologia da evolução|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,<ref name="Ryden2006eq.6.33">{{harvnb|Ryden|2006|loc=eq. 6.33}}</ref> 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|O futuro distante e o destino final]]'''
Em algum momento o [[Big Freeze#Era estelífera|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 [[Derradeiro destino do universo|Destino final do universo]]. Um conhecimento mais exato do nosso universo atual permitirá que eles sejam melhor compreendidos.
[[Imagem:NASA-HubbleLegacyFieldZoomOut-20190502.webm|thumb|upright=2.7|centro|<div align="center">Galáxias de [[Telescópio espacial Hubble]]—[[Hubble Ultra-Deep Field|Ultra Deep Field]] para fora do zoom de [[Hubble Legacy Field|Legacy Field]] (vídeo 00:50; 2 de maio de 2019)</div>]]

=== Índice de tabela ===
{{Mais informações|Cronologia da formação do universo|Cronologia da história da Terra|Escala de tempo geológico|Cronologia da evolução|Linha do tempo do futuro distante}}

:''Nota: A temperatura da radiação na tabela abaixo refere-se à [[Radiação cósmica de fundo em micro-ondas|radiação cósmica de fundo]] e é fornecida por 2.725·(1+''z''), onde ''z'' é o [[desvio para o vermelho]].''
{| class="wikitable"
|-
! Era
! Tempo
! [[Desvio para o vermelho]]
! Radiação por<br />temperatura<br />(Energia)<br /><!--1eV=11,6K; T=2,725*(1+z)-->{{Verificar fontes|data=março de 2018}}
! Descrição
|----
| [[Era de Planck]]
| <10<sup>−43</sup>&nbsp;s
|
| >10<sup>32</sup>&nbsp;K<br/>(>10<sup>19</sup>&nbsp;GeV)
| A [[Unidades de Planck#Unidades de Planck básicas|escala de Planck]] é a escala física além da qual as teorias físicas atuais podem não se aplicar e não pode ser usada para calcular o que aconteceu. Durante a era de Planck, supõe-se que a cosmologia e a física tenham sido dominadas pelos [[Gravitação quântica|efeitos quânticos da gravidade]].
|----
| [[Era da Grande Unificação|Era da<br />Grande Unificação]]
| <10<sup>−36</sup>&nbsp;s
|
| >10<sup>29</sup>&nbsp;K<br/>(>10<sup>16</sup>&nbsp;GeV)
| As três forças do [[Modelo Padrão]] são unificadas (assumindo que a natureza seja descrita por uma [[Era da Grande Unificação|Teoria da Grande Unificada]]).
|----
| [[Era da Inflação|Era&nbsp;Inflacionária]],<br />[[Era Eletrofraca|Era&nbsp;Eletrofraca]]
| <10<sup>−32</sup>&nbsp;s
|
| 10<sup>28</sup>&nbsp;K&nbsp;~&nbsp;10<sup>22</sup>&nbsp;K<br/>(10<sup>15</sup>&nbsp;~&nbsp;10<sup>9</sup>&nbsp;GeV)
| Na [[Inflação cósmica]], [[Expansão do universo|o espaço está expandindo]] por uma ordem de fatores em 10<sup>26</sup> sobre uma ordem temporal de 10<sup>−33</sup> até 10<sup>−32</sup> segundos. O universo é [[Sobrefusão|super-esfriamento]] em cerca de 10<sup>27</sup> caindo para 10<sup>22</sup> kelvins.{{sfn|Gibbons|Hawking|Siklos|1983|pp=171–204|loc="Phase transitions in the very early Universe" by [[Alan Guth|Alan H. Guth]].}} A [[força forte]] torna-se separada pela [[força eletrofraca]].
|----
| [[Era Quark]]
| 10<sup>−12</sup>&nbsp;s&nbsp;~&nbsp;10<sup>−6</sup>&nbsp;s
|
| >10<sup>12</sup>&nbsp;K<br/>(>100 MeV)
| As forças do modelo padrão teve separação, mas também teve energia mais alta de quarks para se aglutinar nos [[hádron]]s, em vez disso, formando um [[plasma de quarks e glúons]]. Estas são as energias mais altas diretamente observáveis no [[Grande Colisor de Hádrons]].
|----
| [[Era Hádron]]
| 10<sup>−6</sup>&nbsp;s&nbsp;~&nbsp;1&nbsp;s
|
| >10<sup>10</sup>&nbsp;K<br/>(>1 MeV)
| Quarks possui limite para dentro de hádrons. Uma ligeira assimetria de resultados da matéria-antimatéria ([[assimetria de bárions]]) das fases anteriores de anti-hádrons são eliminados.
|----
| [[Neutrino em decomposição|Neutrino em<br />decomposição]]
| 1&nbsp;s
|
| 10<sup>10</sup>&nbsp;K<br/>(1&nbsp;MeV)
| <!--[[Neutrino]]s cease interacting with baryonic matter. The sphere of space that will become the [[observable universe]] is approximately 10 [[light-year]]s in radius at this time.-->
|----
| [[Era Lépton]]
| 1&nbsp;s&nbsp;~&nbsp;10&nbsp;s
|
| 10<sup>10</sup>&nbsp;K&nbsp;~&nbsp;10<sup>9</sup>&nbsp;K<br/>(1&nbsp;MeV&nbsp;~&nbsp;100&nbsp;keV)
| <!--[[Leptons]] and antileptons remain in [[thermal equilibrium]].-->
|----
| [[Nucleossíntese primordial|Nucleossíntese do<br />Big Bang]]
| 10&nbsp;s&nbsp;~&nbsp;10<sup>3</sup>&nbsp;s||
| 10<sup>9</sup>&nbsp;K&nbsp;~&nbsp;10<sup>7</sup>&nbsp;K<br />(100&nbsp;keV&nbsp;~&nbsp;1&nbsp;keV)
| <!--[[Proton]]s and [[neutron]]s are bound into primordial [[Atomic nucleus|atomic nuclei]], [[hydrogen]] and [[helium-4]]. Small amounts of [[deuterium]], [[helium-3]], and [[Isotopes of lithium#Lithium-7|lithium-7]] are also synthesized. At the end of this epoch, the spherical volume of space which will become the observable universe is about 300 light-years in radius, baryonic matter density is on the order of 4 grams per m<sup>3</sup> (about 0.3% of sea level air density)—however, most energy at this time is in electromagnetic radiation.-->
|----
| [[Era Fóton]]
| 10&nbsp;s&nbsp;~&nbsp;1 168·10<sup>13</sup>&nbsp;s<br />&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;(370&nbsp;ka)
|
| 10<sup>9</sup>&nbsp;K&nbsp;~&nbsp;4 000&nbsp;K<br/>(100&nbsp;keV&nbsp;~&nbsp;0,4&nbsp;eV)
| <!--The universe consists of a [[Plasma (physics)|plasma]] of nuclei, [[electron]]s and [[photon]]s; temperatures remain too high for the binding of electrons to nuclei.-->
|----
| [[Recombinação (cosmologia)|Recombinação]]
| 370&nbsp;ka
| {{Fmtn|1100}}
| 4 000&nbsp;K<br/>(0.4&nbsp;eV)
| <!--Electrons and atomic nuclei first become bound to form neutral [[atom]]s. Photons are no longer in thermal equilibrium with matter and the universe first becomes transparent. Recombination lasts for about 100 ka, during which universe is becoming more and more transparent to photons. The photons of the [[cosmic microwave background]] radiation originate at this time. The spherical volume of space which will become the observable universe is 42 million light-years in radius at this time. The baryonic matter density at this time is about 500 million hydrogen and [[helium]] atoms per m<sup>3</sup>, approximately a billion times higher than today. This density corresponds to pressure on the order of 10<sup>−17</sup>&nbsp;atm.-->
|----
| [[Cronologia da formação do universo#Idade cósmica das trevas|Idade cósmica das trevas]]
| 370&nbsp;ka&nbsp;~?&nbsp;150&nbsp;Ma<br/>(Só termina totalmente em cerca de 1&nbsp;Ga)
| {{Fmtn|1100}}&nbsp;~&nbsp;20
| 4 000&nbsp;K&nbsp;~&nbsp;60&nbsp;K
| <!--The time between recombination and the formation of the [[Stellar population#Population III stars|primeiro stars]]. During this time, the only source of photons was hydrogen emitting radio waves at [[hydrogen line]]. Freely propagating CMB photons quickly (within about 3 million years) red-shifted to [[infrared]], and the universe was devoid of visible light.--><!--Note: Originally, '3 million years' was '~500 ka'. IP editor 213.175.37.10 was responsible for both figures, changing it to '3 million years' on 10 March 2018. According to the editor, the figure was obtained via the LightCone7 Calculator. On 5 and 8 Oct. 2018, it appears that editor FT2 used 213.175.37.10's '3 million years' figure for two related and unsourced text edits for this article.-->
|----
| [[Formação e evolução de galáxias|Formação e evolução<br />de galáxias]]
| Galáxias mais antigas: de cerca de ?300-400&nbsp;Ma (primeiras estrelas: semelhantes ou anteriores)<br/>Galáxias mais novas: 1&nbsp;Ga&nbsp;~&nbsp;10&nbsp;Ga<br/>(Horários exatos sendo pesquisados)
| De cerca de 20
| De cerca de 60&nbsp;K
| <!--The earliest known galaxies existed by about 380&nbsp;Ma. Galaxies coalesce into "proto-clusters" from about 1&nbsp;Ga (redshift ''z''&nbsp;=&nbsp;6) and into [[galaxy cluster]]s beginning at 3&nbsp;Ga (''z''&nbsp;=&nbsp;2.1), and into [[supercluster]]s from about 5&nbsp;Ga (''z''&nbsp;=&nbsp;1.2). See: [[list of galaxy groups and clusters]], [[Supercluster#List of superclusters|list of superclusters]]. -->
|----
| [[Reionização]]
| Início de 250&nbsp;Ma&nbsp;~&nbsp;500&nbsp;Ma<br/>Completo: 700&nbsp;Ma&nbsp;~&nbsp;900&nbsp;Ma<br/>Fim: 1&nbsp;Ga<br/>(Todos os horários são aproximados)
| 20&nbsp;~&nbsp;6
| 60&nbsp;K&nbsp;~&nbsp;19&nbsp;K
| <!--The [[List of the most distant astronomical objects|most distant astronomical objects]] observable with telescopes date to this period; as of 2016, the most remote galaxy observed is [[GN-z11]], at a redshift of 11.09. The earliest "modern" [[Stellar population#Population III stars|Population III stars]] are formed in this period.-->
|----
| [[Idade do Universo|Tempo recente]]
| 13,8&nbsp;Ga
| 0
| 2,7&nbsp;K
| <!--Farthest observable photons at this moment are CMB photons. They arrive from a sphere with the radius of 46 billion light-years. The spherical volume inside it is commonly referred to as the observable universe.-->
|----
!colspan="5" | Subdivisões alternativas da cronologia (sobreposição de vários períodos acima)
|----
| [[Factores de escala#Era da dominação da radiação|Era da dominação<br />da radiação]]
| Para inflação (~ 10<sup>−32</sup>&nbsp;sec)&nbsp;~&nbsp;47&nbsp;ka
| >{{Fmtn|3600}}&nbsp;
| >10<sup>4</sup>&nbsp;K
| <!--During this time, the [[energy density]] of massless and near-massless [[special relativity|relativistic]] components such as photons and neutrinos, which move at or close to the [[speed of light]], dominates both [[Matter-dominated era|matter density]] and [[Scale factor (cosmology)#Dark-energy-dominated era|dark energy]].-->
|----
| [[Factores de escala#Era da dominação da matéria|Era da dominação<br />da matéria]]
| 47&nbsp;ka&nbsp;~&nbsp;9,8&nbsp;Ga<ref name="Ryden2006eq.6.41" />
| {{Fmtn|3600}}&nbsp;~&nbsp;0,4
| 10<sup>4</sup>&nbsp;K&nbsp;~&nbsp;4&nbsp;K
| <!--During this time, the [[energy density]] of matter dominates both [[Radiation-dominated era|radiation density]] and dark energy, resulting in a decelerated [[Expansion of the universe|metric expansion of space]].-->
|----
| [[Factores de escala#Era da dominação de energia escura|Era da dominação de<br />energia escura]]
| >9,8&nbsp;Ga<ref name="Ryden2006eq.6.33" />
| <0.4
| <4&nbsp;K
| <!--Matter density falls below dark energy density ([[vacuum energy]]), and expansion of space [[Accelerating expansion of the universe|begins to accelerate]]. This time happens to correspond roughly to the time of the [[Formation and evolution of the Solar System|formation of the Solar System]] and the [[timeline of the evolutionary history of life|evolutionary history of life]].-->
|----
| [[Big Freeze#Era Estelífera|Era Estelífera]]
| 150&nbsp;Ma&nbsp;~&nbsp;100&nbsp;Ga
| 20&nbsp;~&nbsp;−0,99
| 60&nbsp;K&nbsp;~&nbsp;0,03&nbsp;K
| <!--The time between the first formation of Population III stars until the cessation of [[star formation]], leaving all stars in the form of [[Compact star|degenerate remnants]].-->
|----
| [[Derradeiro destino do universo|Futuro distante]]
| >100&nbsp;Ga
| <−0,99
| <0,1&nbsp;K
| <!--The [[Graphical timeline of the Stelliferous Era|Stelliferous Era]] will end as stars eventually die and fewer are born to replace them, leading to a darkening universe. Various theories suggest a number of subsequent possibilities. Assuming [[proton decay]], matter may eventually evaporate into a [[Dark Era]] ([[heat death of the universe|heat death]]). Alternatively the universe may collapse in a [[Big Crunch]]. Alternative suggestions include a [[False vacuum#Implications|false vacuum catastrophe]] or a [[Big Rip]] as possible ends to the universe.-->
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== Big Bang ==
{{artigo principal|Big Bang|Cosmogonia|Por que existe alguma coisa?}}
[[Imagem:Cosmic History 020622 b.jpg|thumb|250px|História cósmica]]
O [[modelo padrão]] de [[cosmologia]] é baseado em um modelo de [[espaço-tempo]] denominado pela [[Métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker|métrica de Friedmann – Lemaître – Robertson – Walker (FLRW)]]. Uma [[Métrica (matemática)|métrica]] fornece uma medida de distância entre objetos, e a métrica FLRW é a solução exata das [[Equações de campo de Einstein|equações de campo de Einstein (EFE)]] se algumas propriedades-chave do espaço, como [[homogeneidade]] e [[isotropia]], forem consideradas verdadeiras. A métrica FLRW se aproxima muito de outras evidências, mostrando que o universo se expandiu desde o Big Bang.
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== O Universo muito primitivo ==
Toda a compreensão que se tem do começo do Universo ([[Cosmogonia]]), é especulativa. Nenhum acelerador de partículas atualmente existente possui energia suficiente para provar com certeza aquilo que possa ter ocorrido neste período. Os cenários são completamente diferentes. Algumas das teorias existentes são a de Hartle-Hawking, a [[teoria das cordas]], expansão das partículas, cosmologia das cordas de gás, e a teoria Wielkiej Kraksy (Universo ''ekpyrótico''). Algumas dessas teorias são associadas, outras não.
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=== A Era de Planck ===
:'''''Até 10<sup>-43</sup> segundos após o Big Bang'''''
{{artigo principal|[[Era de Planck]]}}
Se [[supersimetria]] está correta, então neste tempo as quatro forças fundamentais – [[eletromagnetismo]], [[força nuclear fraca]], [[força nuclear forte]] e [[gravidade]] – todas teriam a mesma intensidade, então elas possivelmente eram unificadas em uma única força fundamental. Pequeno é nosso conhecimento sobre esta era, embora diferentes teorias façam diferentes predições. A teoria de Einstein da [[relatividade geral]] prediz um [[singularidade gravitacional]] antes deste tempo, mas sob estas condições se espera que a teoria sofra uma queda de suas leis devido a [[mecânica quântica|efeitos quânticos]]. Físicos esperam que teorias propostas de [[gravidade quântica]], tais como a [[teoria das cordas]] e a [[gravidade quântica em loop|gravidade quântica em ''loop'']], irão eventualmente conduzir a um melhor entendimento desta era.
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=== A Era da Grande Unificação ===
:'''Entre 10<sup>-43</sup> segundos e 10<sup>-36</sup> segundos após o Big Bang<ref name="autogenerated1">Ryden B: "Introduction to Cosmology", pg. 196 Addison-Wesley 2003</ref>'''
{{artigo principal|Era da Grande Unificação}}
Com a [[expansão métrica do espaço|expansão]] do universo e resfriamento da época Planck, a gravidade começou a separação da [[teoria de gauge|interações de gauge]] fundamentais: o [[eletromagnetismo]] e as forças nucleares [[força forte|forte]] e [[força fraca|fraca]]. A Física nesta escala pode ser descrita por uma grande teoria da unificação na qual a teoria de gauge do [[modelo padrão]] esteja embutida num grupo maior, que é dividido para produzir as forças observadas na natureza. Eventualmente, a grande unificação foi quebrada, separando-se a força nuclear forte da [[força eletrofraca]]. Isto, então, deve ter produzido os [[monopólo magnético|monopólos magnéticos]].
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=== A Era Eletrofraca ===
:'''Entre 10<sup>-36</sup> segundos e 10<sup>-32</sup> segundos após o Big Bang<ref name="autogenerated1" /> '''
{{artigo principal|Era Eletrofraca}}
A temperatura do universo é alta o suficiente para fundir [[eletromagnetismo]] e a [[força fraca|interação fraca]] em uma única [[força eletrofraca|interação eletrofraca]]. Interações de partículas são suficientemente energéticas para criar um grande número de partículas exóticas, incluindo [[bósons W e Z]] e [[bóson de Higgs]]s.
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=== A Era Inflacionária e a rápida expansão do espaço ===
:'''Entre 10<sup>-32</sup> segundos e (?) segundos após o Big Bang'''
{{artigo principal|Era da Inflação}}
A temperatura e, portanto, o tempo, no qual ocorre a [[inflação cósmica]] não é conhecido com certeza. Durante a inflação, o universo é [[forma do universo |achatado]] e o universo entra em um fase de rápida expansão [[wiktionary:homogênea|homogênea]] e [[isotrópico|isotrópica]]  em que as sementes da formação da estrutura são fixadas na forma de um espectro primordial de quase-flutuações de [[invariância de escala|escala invariante]]. Alguma energia dos fótons torna-se [[partículas virtuais|virtuais]] [[quark]]s e [[híperon]]s, mas estas partículas rapidamente em caimento. Um cenário sugere que, antes de inflação cósmica, o universo era frio e vazio, e o imenso calor e energia associada com as fases iniciais do Big Bang foi criada através da mudança de fase associada com o fim da inflação.
Este rápido aumento da expansão das dimensões lineares do início do universo por um factor de pelo menos 10<sup>26</sup> (e possivelmente um factor muito maior), e assim o seu volume aumentado por um factor de pelo menos 10<sup>78</sup>.

A expansão é pensado para ter sido desencadeada pela [[transição de fase]] que marcou o final do precedente [[Era da Grande Unificação|era da grande unificação]] em aproximadamente 10<sup>−36</sup> segundos após o [[Big Bang]]. Um dos produtos teóricos desta transição de fase foi um [[campo escalar]] chamado o campo [[ínflaton]]. Como este campo se estabeleceram em seu estado de energia mais baixo em todo o universo, é gerada uma força repulsiva que levou a uma rápida expansão do espaço. Esta expansão explica várias propriedades do universo atual que são difíceis de explicar sem uma época tão inflacionária.

Não se sabe exatamente quando a época terminou inflacionária, mas acredita-se ter sido entre 10<sup>−33</sup> and 10<sup>−32</sup> segundos após o Big Bang. A rápida expansão do espaço fez com que as partículas elementares que restaram da época grandiosa unificação foram agora distribuídos muito fina em todo o universo. No entanto, o enorme potencial energético do campo a inflação foi lançado no final da época inflacionária, repovoar o universo com um denso, mistura quente [[Plasma de quarks e glúons|de quarks, anti-quarks e glúons]] como ele entrou na [[Era Eletrofraca|era eletrofraca]].

Em 17 de março de 2014, os astrofísicos do [[BICEP#BICEP2|BICEP2]] colaboração anunciou a detecção de inflacionários de [[Radiação gravitacional|ondas gravitacionais]] no [[Radiação cósmica de fundo em micro-ondas|modo B]] no [[Densidade espectral#Densidade espectral de potência|espectro de potência]], fornecendo a primeira evidência experimental clara para a inflação cosmológica e o Big Bang.<ref name="BICEP2-2014">{{citar web|autores=Staff |título=BICEP2 2014 Results Release |url=http://bicepkeck.org |data=17 de março de 2014 |obra=[[National Science Foundation]] |acessodata=18 de março de 2014 }}</ref><ref name="NASA-20140317"/><ref name="NYT-20140317"/><ref>{{citar periódico|título =BICEP2 I: Detection of ''B''-mode Polarization at Degree Angular Scales|primeiro1 =P. A. R.|último1 =Ade|primeiro2 =R. W.|último2 =Aikin|primeiro3 =D.|último3 =Barkats|primeiro4 =S. J.|último4 =Benton|primeiro5 =C. A.|último5 =Bischoff|primeiro6 =J. J.|último6 =Bock|primeiro7 =J. A.|último7 =Brevik|primeiro8 =I.|último8 =Buder|primeiro9 =E.|último9 =Bullock|primeiro10 =C. D.|último10 =Dowell|primeiro11 =L.|último11 =Duband|primeiro12 =J. P.|último12 =Filippini|primeiro13 =S.|último13 =Fliescher|primeiro14 =S. R.|último14 =Golwala|primeiro15 =M.|último15 =Halpern|primeiro16 =M.|último16 =Hasselfield|primeiro17 =S. R.|último17 =Hildebrandt|primeiro18 =G. C.|último18 =Hilton|primeiro19 =V. V.|último19 =Hristov|primeiro20 =K. D.|último20 =Irwin|primeiro21 =K. S.|último21 =Karkare|primeiro22 =J. P.|último22 =Kaufman|primeiro23 =B. G.|último23 =Keating|primeiro24 =S. A.|último24 =Kernasovskiy|primeiro25 =J. M.|último25 =Kovac|primeiro26 =C. L.|último26 =Kuo|primeiro27 =E. M.|último27 =Leitch|primeiro28 =M.|último28 =Lueker|primeiro29 =P.|último29 =Mason|primeiro30 =C. B.|último30 =Netterfield|primeiro31 =H. T.|último31 =Nguyen|primeiro32 =R.|último32 =O'Brient|primeiro33 =R. W. IV|último33 =Ogburn|primeiro34 =A.|último34 =Orlando|primeiro35 =C.|último35 =Pryke|primeiro36 =C. D.|último36 =Reintsema|primeiro37 =S.|último37 =Richter|primeiro38 =R.|último38 =Schwartz|primeiro39 =C. D.|último39 =Sheehy|primeiro40 =Z. K.|último40 =Staniszewski|primeiro41 =R. W.|último41 =Sudiwala|primeiro42 =G. P.|último42 =Teply|primeiro43 =J. E.|último43 =Tolan|primeiro44 =A. D.|último44 =Turner|primeiro45 =A. G.|último45 =Vieregg|primeiro46 =C. L.|último46 =Wong|primeiro47 =K. W.|último47 =Yoon|data =17 de março de 2014|arxiv =1403.3985|url =http://bicepkeck.org/b2_respap_arxiv_v1.pdf|formato =PDF|bibcode =2014PhRvL.112x1101A|doi =10.1103/PhysRevLett.112.241101|jornal =|acessodata =2015-07-31|arquivourl =https://web.archive.org/web/20140317155352/http://bicepkeck.org/b2_respap_arxiv_v1.pdf|arquivodata =2014-03-17|urlmorta =yes}}</ref><ref>{{citar web|primeiro =Peter |último =Woit |título=BICEP2 News |url=http://www.math.columbia.edu/~woit/wordpress/?p=6865 |publicado=[[Columbia University]] |obra=Not Even Wrong |data=13 de maio de 2014 |acessodata=19 de janeiro de 2014}}</ref> No entanto, em 19 de junho de 2014, reduzido a confiança em confirmar as [[inflação cósmica]] descobertas foi relatado.<ref name="NYT-20140619">{{citar jornal|último =Overbye |primeiro =Dennis |autorlink =Dennis Overbye |título=Astronomers Hedge on Big Bang Detection Claim |url=http://www.nytimes.com/2014/06/20/science/space/scientists-debate-gravity-wave-detection-claim.html |data=19 de junho de 2014 |obra=[[New York Times]] |acessodata=20 de junho de 2014 }}</ref><ref name="BBC-20140619">{{citar jornal|último =Amos |primeiro =Jonathan |título=Cosmic inflation: Confidence lowered for Big Bang signal |url=http://www.bbc.com/news/science-environment-27935479 |data=19 de Junho de 2014 |obra=[[BBC News]] |acessodata=20 de junho de 2014 }}</ref><ref name="PRL-20140619">{{citar periódico|autor =Ade, P.A.R. et al. (BICEP2 Collaboration) |título=Detection of B-Mode Polarization at Degree Angular Scales by BICEP2 |url=http://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.112.241101 |data=19 de junho de 2014 |periódico=[[Physical Review Letters]] |volume=112 |página=241101 |doi=10.1103/PhysRevLett.112.241101 |formato=[http://journals.aps.org/prl/pdf/10.1103/PhysRevLett.112.241101 PDF]|acessodata=20 de junho de 2014 |arxiv = 1403.3985 |bibcode = 2014PhRvL.112x1101A |pmid=24996078}}</ref>

=== Quebra de simetria eletrofraca ===
{{artigo principal|Mecanismo de Higgs}}
Durante o reaquecimento, a expansão exponencial que ocorreu durante a inflação cessa e a energia potencial do campo [[ínflaton]] decai para um quente, [[plasma]] de partículas relativistas. Se a grande unificação é uma característica do nosso universo, então a inflação cósmica deve ocorrer durante ou após a grande unificação da [[simetria quebrada|simetria é quebrada]], caso contrário, monopólos magnéticos seria visto no universo visível. Neste ponto, o universo é dominado pela radiação; quarks, [[elétron]]s e forma [[neutrino]]s.
{{Desatualizada}}

=== Ruptura de supersimetria especulado ===
{{artigo principal|Ruptura de supersimetria}}
Se [[supersimetria]] é uma propriedade do nosso universo, então ele deve ser quebrado em uma energia tão baixa quanto 1 [[TeV]], a escala de simetria eletrofraca. As massas das partículas e suas [[S-partícula]]s, deixará então de ser igual, o que poderia explicar por que razão não há superparceiros de partículas conhecidas que já foram observados.
{{Desatualizada}}

== O Universo primitivo ==
Após extremidades da inflação cósmica, o universo é preenchido com um [[Plasma de quarks e glúons|plasma quark-glúon]]. Deste ponto em diante a física do Universo primordial é melhor compreendido, e menos especulado.
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=== A Era de Quark ===
:'''Entre 10<sup>-12</sup> segundos e 10<sup>-6</sup> segundos após o Big Bang'''
{{artigo principal|Era Quark}}
Em força eletrofraca de simetria, no final da era eletrofraca, todas as partículas são acreditadas para adquirir uma massa através do [[mecanismo de Higgs]], em que o [[Higgs]] adquire um [[Valor esperado do vácuo|valor esperado no vácuo]]. As [[Força fundamental|interações fundamentais]] de [[gravidade|gravitação]], [[eletromagnetismo]], [[força forte|interação forte]] e [[força fraca|interação fraca]] já tomaram suas formas atuais, mas a temperatura do universo é ainda demasiado elevado para permitir que os quarks se ligar em [[hádron]]s.
{{Desatualizada}}

==== Bariogénese ====
{{artigo principal|Bariogénese}}
Não há conhecimento na física que pode explicar o fato de há tantos mais [[bárion|bariões]] no universo do que [[antimatéria|antibariões]]. Para isto de ser explicado, as [[bariogênese|condições Sakharov]] deve ser cumprida em algum momento após a inflação. Há indícios de que isso é possível na física conhecida e de estudar as grandes teorias unificadas, mas a imagem completa não é conhecido.
{{Desatualizada}}

=== A Era de Hádron ===
:'''Entre 10<sup>-6</sup> segundos e 1 segundo após o Big Bang'''
{{artigo principal|Era Hádron}}
O plasma quark-glúon que compõe o universo resfria até que [[hádron]]s, incluindo bárions, como [[próton]]s e [[nêutron]]s, podem formar. Em cerca de 1 segundo após o Big Bang e começar dissociar os [[neutrino]]s de viajar livremente pelo espaço. Este [[fundo cósmico de neutrinos]], enquanto improvável que alguma vez ser observado em detalhes, é análogo a [[Radiação cósmica de fundo em micro-ondas|radiação cósmica de fundo]] que foi emitido muito mais tarde.
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=== Desacoplamento de neutrino e fundo cósmico de neutrinos (CνB) ===
:'''Cerca de 1 segundo após o Big Bang'''
{{artigo principal|Desacoplamento de neutrino|fundo cósmico de neutrinos}}
Aproximadamente 1 segundo após o Big Bang os neutrinos se desacoplam e começam a viajar livremente pelo espaço. Como os neutrinos raramente interagem com a matéria, esses neutrinos ainda existem hoje, de maneira análoga à muito posterior radiação cósmica de fundo emitida durante a recombinação, cerca de 370.000 anos após o Big Bang. Os neutrinos desse evento têm uma energia muito baixa, cerca de 10 a 10 vezes menor do que é possível com a detecção direta atual.<ref name="forbes_neutrino">{{citar web |url=https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2016/09/09/cosmic-neutrinos-detected-confirming-the-big-bangs-last-great-prediction |titulo=Cosmic Neutrinos Detected, Confirming The Big Bang's Last Great Prediction |ultimo=Siegel |primeiro=Ethan |autor-link=Ethan Siegel |data=9 de setembro de 2016 |departamento=Science |website=[[Forbes.com]] |publicado=Forbes Media, LLC |local=[[Jersey City]], [[Nova Jérsia|NJ]] |formato=Blog |issn=0015-6914 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20160910124614/http://www.forbes.com/sites/startswithabang/2016/09/09/cosmic-neutrinos-detected-confirming-the-big-bangs-last-great-prediction/#6209dfdd63e1 |arquivodata=10 de setembro de 2016 |acessodata=7 de janeiro de 2020}}*Cobertura do papel original: {{citar periódico |ultimo1=Follin |primeiro1=Brent |ultimo2=Knox |primeiro2=Lloyd |ultimo3=Millea |primeiro3=Marius |ultimo4=Pan |primeiro4=Zhen |display-authors=3 |titulo=First Detection of the Acoustic Oscillation Phase Shift Expected from the Cosmic Neutrino Background |jornal=[[Physical Review Letters]] |data=26 de agosto de 2015 |volume=115 |número=9 |páginas=091301 |arxiv=1503.07863 |bibcode=2015PhRvL.115i1301F |doi=10.1103/PhysRevLett.115.091301 |pmid=26371637 }}</ref> Mesmo os neutrinos de alta energia são notoriamente difíceis de detectar, então este fundo cósmico de neutrinos (CvB) pode não ser observado diretamente em detalhes por muitos anos, tendo que será.
{{Desatualizada}}

=== Possível formação de buracos negros primordiais ===
:'''Pode ter ocorrido cerca de 1 segundo após o Big Bang'''
{{artigo principal|Buraco negro primordial}}
Os buracos negros primordiais são um tipo hipotético de [[buraco negro]] proposto em 1966,<ref>{{citar periódico |ultimo1=Zel'dovitch |primeiro1=Yakov B. |autor1-link=Yakov Zeldovich |ultimo2=Novikov |primeiro2=Igor D. |autor2-link=Igor Dmitriyevich Novikov |data=Janeiro–fevereiro de 1967 |titulo=The Hypothesis of Cores Retarded During Expansion and the Hot Cosmological Model |jornal=[[Astronomy Reports|Soviet Astronomy]] |volume=10 |número=4 |páginas=602–603 |bibcode=1967SvA....10..602Z}}*Traduzido de: {{citar periódico |ultimo1=Zel'dovitch |primeiro1=Yakov B. |autor1-link=Yakov Zeldovich |ultimo2=Novikov |primeiro2=Igor D. |autor2-link=Igor Dmitriyevich Novikov |data=Julho–agosto de 1966 |titulo=The Hypothesis of Cores Retarded During Expansion and the Hot Cosmological Model |jornal=[[Astronomy Reports|Astronomicheskii Zhurnal]] |volume=43 |número=4 |páginas=758–760 |bibcode=1966AZh....43..758Z}}</ref> que pode ter se formado durante a chamada [[Factores de escala|era de dominação por radiação]], devido às altas densidades e condições não homogêneas dentro do primeiro segundo do tempo cósmico. As flutuações aleatórias podem fazer com que algumas regiões se tornem densas o suficiente para sofrer um colapso gravitacional, formando buracos negros. Teorias e entendimentos atuais colocam limites rígidos na abundância e massa desses objetos.
{{Desatualizada}}

=== A Era de Lépton ===
:'''Entre 1 segundo e 10 segundos após o Big Bang'''
{{artigo principal|Era Lépton}}
A maioria dos hádrons e anti-hádrons aniquilar uns aos outros no final da era de hádron, deixando [[lépton]]s e anti-léptons dominando a massa do universo.

Aproximadamente 3 segundos após o Big Bang a temperatura do universo cai até ao ponto em que os novos pares de léptons/anti-léptons não são criados e a maioria dos léptons e anti-léptons, são eliminados em reações de [[aniquilação]], deixando um pequeno resíduo de léptons.<ref name="KauffmannLecture4">{{citar web |url=https://wwwmpa.mpa-garching.mpg.de/~gamk/TUM_Lectures/Lecture4.pdf |titulo=Thermal history of the universe and early growth of density fluctuations |ultimo=Kauffmann |primeiro=Guinevere |autor-link=Guinevere Kauffmann |publicado=[[Max Planck Institute for Astrophysics]] |local=Garching |tipo=Lecture |arquivourl=https://web.archive.org/web/20190811021409/https://wwwmpa.mpa-garching.mpg.de/~gamk/TUM_Lectures/Lecture4.pdf |arquivodata=11 de agosto de 2019 |acessodata=7 de janeiro de 2020}}</ref><ref name="Chaisson">{{citar web |url=https://www.cfa.harvard.edu/~ejchaisson/cosmic_evolution/docs/fr_1/fr_1_part3.html |titulo=First Few Minutes |ultimo=Chaisson |primeiro=Eric J. |autor-link=Eric Chaisson |ano=2013 |website=Cosmic Evolution |publicado=[[Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics]] |local=Cambridge, MA |arquivourl=https://web.archive.org/web/20190702121327/https://www.cfa.harvard.edu/~ejchaisson/cosmic_evolution/docs/fr_1/fr_1_part3.html |arquivodata=2 de julho de 2019 |acessodata=7 de janeiro de 2020}}</ref><ref name="TimelineBB">{{citar web |url=https://www.physicsoftheuniverse.com/topics_bigbang_timeline.html |titulo=Timeline of the Big Bang |website=The Physics of the Universe |arquivourl=https://web.archive.org/web/20190722222738/https://www.physicsoftheuniverse.com/topics_bigbang_timeline.html |arquivodata=22 de julho de 2019 |acessodata=7 de janeiro de 2020}}</ref>

=== A Era de Fóton ===
:'''Entre 10 segundos e 370 mil anos após o Big Bang'''
{{artigo principal|Era Fóton}}
Depois de a maioria dos léptons e anti-léptons são aniquilados no final da era de lépton, as energia do universo é dominado por [[fóton]]s. Estes fótons ainda estão interagindo com frequência com prótons, elétrons e (eventualmente) [[núcleo atómico|núcleos]], e continuam a fazê-lo para os próximos 300 mil anos.

=== Nucleossíntese de elementos luminosos ===
:'''Entre 2 minutos e 20 minutos após o Big Bang'''
{{artigo principal|Nucleossíntese primordial}}
Durante a era de fóton, a temperatura do universo cai até ao ponto em que os núcleos atómicos podem começar a formar. Prótons (íons de hidrogênio) e nêutrons começam a combinar em núcleos atômicos no processo de [[fusão nuclear]]. No entanto, nucleossíntese dura apenas cerca de três minutos, após o que a temperatura e densidade do universo caiu para o ponto onde a fusão nuclear não pode continuar. Neste momento, há cerca de três vezes mais íons de hidrogênio do que os núcleos hélio-4 e apenas quantidades vestigiais de outros núcleos.
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=== Dominação da matéria ===
:'''47.000 anos após o Big Bang'''
{{artigo principal|Factores de escala|Formação estrutural}}
Neste momento, as densidades de matéria não-relativista (núcleos atómicos) e radiação relativista (fótons) são iguais. O [[comprimento de Jeans]], que determina as menores estruturas que podem formar (devido à concorrência entre a atração gravitacional e efeitos de pressão), começa a cair e perturbações, em vez de ser dizimado por [[radiação]] livre-transmissão, que pode começar a crescer em amplitude.
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=== Primeiras moléculas ===
:'''100.000 anos após o Big Bang'''
Por volta de 100.000 anos, o universo esfriou o suficiente para o hidreto de hélio, a primeira molécula, se formar. Em abril de 2019, essa molécula foi anunciada pela primeira vez como descoberta no espaço interestelar. (Muito mais tarde, o hidrogênio atômico reage com o hidreto de hélio para criar o hidrogênio molecular, o combustível necessário para a [[formação estelar|formação de estrelas]].)

=== Recombinação, desacoplamento de fótons e a radiação cósmica de fundo (CMB) ===
:'''300.000 anos após o Big Bang'''
{{artigo principal|Recombinação cósmica|Deslocamento cósmico}}
[[Imagem:WMAP.jpg|thumb|esquerda|245px|[[WMAP]], os dados mostra as variações de fundo de microondas de radiação em todo o Universo a partir da nossa perspectiva, embora as variações reais são muito mais suaves do que o diagrama sugere.]]
{| class="wikitable" align="right" width="15%" style="background-color:#fffdee;font-size:80%"
|O fundo desta caixa se aproxima da [[Temperatura de cor|cor original de 4000 K]] dos [[fóton]]s liberados durante o desacoplamento, antes de se tornarem [[desvio para o vermelho]] para formar a [[radiação cósmica de fundo em micro-ondas|radiação cósmica de micro-ondas]]. O universo inteiro teria aparecido como uma névoa brilhante de uma cor semelhante a esta e uma temperatura de 4000 K, na época.
|}

Os átomos de Hidrogênio e Hélio começam a se formar e a densidade do universo cai. Durante a recombinação ocorre dissociação, fazendo com que os fótons evoluam de forma independente a partir da matéria. Isso significa que os fótons que compõem a [[Radiação cósmica de fundo em micro-ondas|radiação cósmica de fundo]] são um retrato do universo durante essa época.

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== Idade das Trevas e surgimento da estrutura em larga escala ==
:'''Entre 370 mil e cerca de 1 bilhão de anos após o Big Bang'''
{{artigo principal|Estrutura em grande escala do universo|Lista dos objetos astronômicos mais distantes}}
[[Imagem:Hubble ultra deep field.jpg|thumb|direita|245px|Os [[Hubble Ultra Deep Field]]s, muitas vezes mostram galáxias de uma época antiga que nos dizem que o início da era da Estelífera como foi formada.]]
[[Imagem:Hubble - infant galaxy.jpg|thumb|direita|245px| Outra imagem do Hubble mostra uma galáxia infantil se formando nas proximidades, o que significa isto aconteceu muito recentemente na escala de tempo cosmológica. Esta é uma evidência de que o Universo não está ainda terminada ainda com a formação de galáxias]]

Formação da estrutura no modelo do Big Bang procede de forma hierárquica, com estruturas menores formando antes de os maiores. As primeiras estruturas a formam são [[quasar]]es, que são pensadas como ser brilhantes, começando como [[Blazar|galáxias ativas]] e [[população de estrelas|estrelas populacionais III]]. Antes dessa época, a evolução do universo poderia ser entendido através cosmológica [[teoria de perturbações]] lineares, ou seja, todas as estruturas poderia ser entendido como pequenos desvios de um universo homogêneo perfeito. Este é computacionalmente relativamente fácil de estudar. Neste ponto, as estruturas não-lineares começam a se formar, e o [[problema computacional]] torna-se muito mais difícil, envolvendo, por exemplo, [[simulação N-body]]s com partículas.
{{Desatualizada}}

=== Idade das Trevas ===
{{artigo principal|Linha de hidrogénio}}
Nesta era, muito poucos átomos são ionizados, então a única radiação emitida é a 21 centímetros de spin [[linha de hidrogénio|linha de hidrogénio neutro]]. Existe atualmente um esforço observacional em curso para detectar essa radiação profunda, como é, em princípio, uma ferramenta ainda mais poderosa do que a radiação cósmica de fundo para o estudo do universo primordial.
{{Desatualizada}}

==== Era Habitável especulado ====
:'''Entre 10 e 17 milhões anos após o Big Bang'''
{{artigo principal|Abiogênese}}
A [[Bioquímica|química da vida]] pode ter começado logo após o [[Big Bang]], 13,8 bilhões anos atrás, durante uma [[Época (cronologia)|era]] [[Zona habitável|habitável]] quando o Universo tinha apenas 10-{{Fmtn|17000000}} anos de idade.
{{Desatualizada}}

=== Primeiras estruturas e estrelas emergem ===
:'''Entre 150 milhões e 1 bilhão anos após o Big Bang'''
{{artigo principal|Formação estelar|Galáxia anã|Oscilações acústicas bariônicas|Estrutura em grande escala do universo|Formação estrutural|Big Freeze}}
As primeiras estrelas, mais provável que as estrelas da [[população das estrelas|população III]], forma e iniciar o processo de transformar os elementos leves que foram formados no Big Bang (hidrogénio, hélio e lítio) em elementos mais pesados. No entanto, como ainda não houve população de estrelas III observadas, e compreensão deles está baseada em modelos computacionais da sua formação e evolução. Felizmente observações da [[Radiação cósmica de fundo em micro-ondas|radiação cósmica de fundo de microondas]] pode ser usado para data em que a formação de estrelas começou a sério. Análise de tais observações feitas pelo telescópio Planck da Agência Espacial Europeia, como relatado pela BBC News no início de fevereiro de 2015, conclui que a primeira geração de estrelas se iluminou {{Fmtn|560000}} mil anos após o Big Bang.<ref>[http://www.physorg.com/news6689.html ''Ferreting Out The First Stars''; physorg.com]</ref><ref>[http://www.bbc.com/news/science-environment-31145520]</ref>
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=== Reionização ===
{{artigo principal|Reionização|Galáxia anã|Quasar}}
Os primeiros quasares formam a partir de colapso gravitacional. A intensa radiação que emitem reionização ao universo circundante. Deste ponto em diante, a maior parte do universo é composto de [[plasma]].
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=== Galáxias, aglomerados e superaglomerados galácticos ===
{{artigo principal|Formação e evolução de galáxias}}
[[Imagem:Large-scale structure of light distribution in the universe.jpg|thumb|245px|Visão simulada por computador da estrutura em grande escala de uma parte do universo com cerca de 50 milhões de anos-luz de diâmetro.<ref>{{citar comunicado de imprensa|autor=<!--Staff writer(s); no by-line.--> |titulo=Illuminating illumination: what lights up the universe? |url=https://www.ucl.ac.uk/mathematical-physical-sciences/news/2014/aug/illuminating-illumination-what-lights-universe |local=Londres |publicado=[[University College London]] |agência=UCL Media Relations |data=27 de agosto de 2014 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20161005231610/http://www.ucl.ac.uk/mathematical-physical-sciences/news-events/maps-news-publication/maps1423 |arquivodata=5 de outubro de 2016 |acessodata=14 de janeiro de 2020}}</ref>]]
Colapso de grandes volumes de matéria,  para formar uma galáxia. População de estrelas II são formadas no início desse processo, com a população de estrelas I se formaram mais tarde.

Atração gravitacional puxa galáxias em relação uns aos outros para formar grupos, aglomerados e superaglomerados.
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=== Formação do Sistema Solar ===
:'''8 bilhões de anos após o Big Bang'''
{{artigo principal|Formação e evolução do Sistema Solar}}
Finalmente, objetos da nossa escala, se formar o Sistema Solar. Nosso Sol é uma estrela de geração jovem, incorporando os restos de muitas gerações de estrelas anteriores, e formou aproximadamente 5 bilhões de anos, ou cerca de 8-{{Fmtn|9000000000}} de anos após o Big Bang.
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== O Universo como aparece hoje ==
O universo apareceu da mesma forma que agora, por muitos bilhões de anos. Ele continuará parecido por muitos bilhões de anos no futuro.

Com base na ciência emergente da [[nucleocosmocronologia]], estima-se que o disco fino galáctico da Via Láctea tenha sido formado 8,8 ± 1,7 bilhões de anos atrás.<ref name="Peloso2005" />

=== Era da dominação da energia escura ===
:'''A partir de 9.8 bilhões de anos após o Big Bang'''
{{artigo principal|Energia escura|Factores de escala}}

A partir de cerca de 9,8 bilhões de anos de tempo cósmico, acredita-se que o comportamento em grande escala do universo tenha mudado gradualmente pela terceira vez em sua história.<ref name="NYT-20170220">{{citar jornal|ultimo=Overbye |primeiro=Dennis |autor-link=Dennis Overbye |data=20 de fevereiro de 2017 |titulo=Cosmos Controversy: The Universe Is Expanding, but How Fast? |url=https://www.nytimes.com/2017/02/20/science/hubble-constant-universe-expanding-speed.html |departamento=Out There |jornal=[[The New York Times]] |issn=0362-4331 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20191112051927/https://www.nytimes.com/2017/02/20/science/hubble-constant-universe-expanding-speed.html |arquivodata=12 de novembro de 2019 |acessodata=21 de fevereiro de 2017}}</ref> Seu comportamento foi originalmente dominado pela radiação (constituintes relativísticos, como fótons e neutrinos) durante os primeiros 47.000 anos, e desde cerca de 370.000 anos do tempo cósmico, seu comportamento foi dominado pela matéria. Durante sua era dominada pela matéria, a expansão do universo começou a desacelerar, à medida que a gravidade refreava a expansão inicial para fora. Mas a partir de cerca de 9,8 bilhões de anos de tempo cósmico, as observações mostram que a expansão do universo lentamente para de desacelerar e, em vez disso, começa a acelerar novamente.
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== O futuro distante e o destino final ==
{{AP|Linha do tempo do futuro distante}}
Com as interpretações do que aconteceu no universo previamente, avanços na física fundamental são necessários antes que seja possível saber o destino final do universo com toda a certeza. Abaixo estão algumas das principais possibilidades.
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=== Morte térmica, 1-100 trilhão de anos ===
{{artigo principal|Morte térmica do universo}}
Este cenário é geralmente considerado como o mais provável, se o universo continuar expandindo como atualmente. Em uma escala de tempo na ordem de um trilhão de anos, as estrelas existentes se queimarão, e o universo ficará escuro. O universo se aproximará de um estado altamente entrópico. Sobre uma escala de tempo muito mais longa nas eras que seguem este, as galáxias entrarão em colapso nos buracos negros que consequentemente irão evaporar através da radiação de Hawking. Em algumas teorias de grande unificação, a decomposição de prótons converterá o gás interestelar remanescente em pósitrons e elétrons, que então se recombinarão em fótons. Neste caso, o universo será indefinidamente composto apenas de um banho de radiação uniforme, que sofrerá lentamente desvio para o vermelho (redshifted) em estados de energia menor e menor, congelando-se.
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=== Big Crunch, 100 bilhões de anos ===
{{artigo principal|Big Crunch}}
Se a densidade de energia da energia escura fosse negativa ou o universo for um sistema fechado, então seria possível que a expansão do universo se invertesse e o universo se contraísse formando um corpo quente em estado denso. Isso seria análogo a uma inversão do big bang. Isto é frequentemente proposto como parte de um universo oscilatório, como um modelo cíclico. As observações atuais sugerem que esse modelo de universo provavelmente não está correto e a expansão continuará.
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=== Big Rip ===
{{artigo principal|Big Rip}}
Este cenário só é possível se a densidade de energia da [[energia escura]] realmente aumentar sem limite ao longo do tempo. Essa energia escura é chamada de energia fantasma e é diferente de qualquer tipo conhecido de energia (exceto da energia da partícula virtual). Neste caso, a taxa de expansão do universo aumentará sem limite. Sistemas ligados gravitacionalmente, tais como aglomerados de galáxias, galáxias e, em última instância, o sistema solar serão despedaçados. Eventualmente, a expansão será tão rápida que irá superar as forças eletromagnéticas que mantêm moléculas e átomos juntos. Finalmente, mesmo os núcleos atômicos serão despedaçados e o universo como o conhecemos terminará em um tipo incomum de singularidade gravitacional. Em outras palavras, o universo se expandirá tanto que a força eletromagnética que mantém as coisas juntas cairá conforme a expansão do universo, fazendo com que as todas as coisas desmoronem.
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=== Evento de metaestabilidade a vácuo (Vacuum metastability event) ===
{{artigo principal|Falso Vácuo}}

Se o nosso universo estiver em um [[falso vácuo]], é possível que o universo vá para um estado de energia mais baixo. Se isso acontecer, todas as estruturas serão destruídas instantaneamente, sem aviso prévio.

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== Ver também ==
* [[Big Bang]]
* [[Calendário cósmico]]
* [[Cronologia da história do mundo]]

{{Referências}}


=== Bibliografia ===
{{Refbegin}}
* {{citar conferência|url=http://www.astroscu.unam.mx/rmaa/RMxAC..22/PDF/RMxAC..22_adams.pdf |titulo=Red Dwarfs and the End of the Main Sequence |ultimo1=Adams |primeiro1=Fred C. |autor1-link=Fred Adams |ultimo2=Laughlin |primeiro2=Gregory |autor2-link=Gregory P. Laughlin |ultimo3=Graves |primeiro3=Genevieve J. M. |month=Dezembro de 2004 |conferencia=First Astrophysics meeting of the [[National Astronomical Observatory (México)|Observatorio Astronómico Nacional]] held in Ensenada, Baja California, Mexico, December 8–12, 2003 |editor-sobrenome1 =García-Segura |editor-nome1 =G. |editor-sobrenome2 =Tenorio-Tagle |editor-nome2 =G. |editor-sobrenome3 =Franco |editor-nome3 =J. |editor-sobrenome4 =Yorke |editor-nome4 =H. W. |display-editors=3 |volume=22 |títulolivro=Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets |páginas=46–49 |series=[[Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica|Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias]] |local=Cidade do México |publicado=Instituto de Astronomía, [[Universidad Nacional Autónoma de México]] |isbn=978-9-703-21160-9 |oclc=58527824 |issn=1405-2059 |arquivourl=https://web.archive.org/web/20190711072446/http://www.astroscu.unam.mx/rmaa/RMxAC..22/PDF/RMxAC..22_adams.pdf |arquivodata=11 de julho de 2019 |acessodata=15 de janeiro de 2020 |ref=harv}}
* {{citar livro |editor-sobrenome1 =Gibbons |editor-nome1 =Gary W. |editor1-link=Gary Gibbons |editor-sobrenome2 =Hawking |editor-nome2 =Stephen W. |editor2-link=Stephen Hawking |editor-sobrenome3 = Siklos |editor-nome3 =Stephen T.C. |ano=1983 |titulo=The Very Early Universe: Proceedings of the Nuffield Workshop, Cambridge, 21 June to 9 July, 1982 |local=Cambridge, UK; New York |publicado=[[Cambridge University Press]] |isbn=978-0-521-25349-9 |lccn=83007330 |oclc=9488764 |ref=harv}}
* {{citar livro |ultimo=Morison |primeiro=Ian |autor-link=Ian Morison |ano=2015 |titulo=A Journey Through the Universe: Gresham Lectures on Astronomy |isbn=978-1-107-07346-3 |local=Cambridge, UK |publicado=[[Cambridge University Press]] |lccn=2014016830 |oclc=910903969 |ref=harv}}
* {{citar livro |ultimo=Mukhanov |primeiro=Viatcheslav |autor-link=Viatcheslav Mukhanov |ano=2005 |titulo=Physical Foundations of Cosmology |local=Cambridge, UK |publicado=[[Cambridge University Press]] |isbn=978-0-511-79055-3 |lccn=2006295735 |oclc=859642394 |ref=harv}}
* {{citar livro |ultimo=Petter |primeiro=Patrick |ano=2013 |titulo=Basic Knowledge of Astrophysic: A New Way |local=Berlin |publicado=epubli GmbH |isbn=978-3-8442-7203-1 |oclc=863893991 |ref=harv}}
* {{citar livro |ultimo=Ryden |primeiro=Barbara Sue |ano=2003 |titulo=Introduction to Cosmology |local=San Francisco |publicado=[[Addison-Wesley]] |isbn=978-0-8053-8912-8 |lccn=2002013176 |oclc=1087978842 |ref=harv}}
* {{citar livro |ultimo=Ryden |primeiro=Barbara Sue |data=13 de janeiro de 2006 |titulo=Introduction to Cosmology |ref=harv}}
* {{citar livro |ultimo=Ryden |primeiro=Barbara Sue |ano=2017 |titulo=Introduction to Cosmology |edição=2nd |local=New York |publicado=[[Cambridge University Press]] |isbn=978-1-107-15483-4 |lccn=2016040124 |oclc=1123190939 |ref=harv}}
* {{citar periódico |autor=Tanabashi, M. |colaboração=[[Particle Data Group]] |ano=2018 |titulo=Review of Particle Physics |jornal=[[Physical Review D]] |volume=98 |número=3 |páginas=030001 |doi=10.1103/PhysRevD.98.030001 |bibcode=2018PhRvD..98c0001T |ref=harv }}
* {{citar livro |ultimo=Wright |primeiro=Edward L. |autor-link=Edward L. Wright |ano=2004 |capítulo=Theoretical Overview of Cosmic Microwave Background Anisotropy |editor-sobrenome =Freedman |editor-nome =Wendy L. |editor-link=Wendy Freedman |titulo=Measuring and Modeling the Universe |series=Carnegie Observatories Astrophysics Series |volume=2 |páginas=291 |local=Cambridge, UK |publicado=[[Cambridge University Press]] |arxiv=astro-ph/0305591 |bibcode=2004mmu..symp..291W |isbn=978-0-521-75576-4 |lccn=2005277053 |oclc=937330165 |ref=harv}}
* {{citar livro |ultimo1=Zeilik |primeiro1=Michael |ultimo2=Gregory |primeiro2=Stephen A. |ano=1998 |titulo=Introductory Astronomy & Astrophysics |series=Saunders Golden Sunburst Series |edição=4th |local=Fresno, CA |publicado=[[Thomson Corporation|Thomson Learning]] |isbn=978-0-03-006228-5 |lccn=97069268 |oclc=813279385 |ref=harv}}
{{Refend}}

== Ligações externas ==
* [[Brian Holtz|Holtz, Brian]] (2002). [http://humanknowledge.net/Thoughts.html#Timeline Human Knowledge: Foundations and Limits]. Retrieved March 25, 2004.
* PBS Online (2000). [http://www.pbs.org/deepspace/timeline/ From the Big Bang to the End of the Universe - The Mysteries of Deep Space Timeline]. Retrieved March 24, 2005.
* [[Eric Schulman|Schulman, Eric]] (1997). [https://web.archive.org/web/20051124060752/http://members.bellatlantic.net/~vze3fs8i/hist/hist.html  The History of the Universe in 200 Words or Less]. Retrieved March 24, 2005.
* Space Telescope Science Institute Office of Public Outreach (2005). [http://hubblesite.org/ Home of the Hubble Space Telescope]. Retrieved March 24, 2005.
* [http://www.fnal.gov/pub/presspass/vismedia/gallery/graphics.html Fermilab graphics](see "Energy time line from the Big Bang to the present" and "History of the Universe Poster")
* [http://www.nytimes.com/2006/03/17/science/space/17cosmos.html Astronomers' first detailed hint of what was going on less than a trillionth of a second after time began]
* [http://www.universeadventure.org/ The Universe Adventure]

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