Mostrar código-fonte de Universo

{{ver desambiguação}}
{{Info
| título        = Universo
| imagem        = NASA-HS201427a-HubbleUltraDeepField2014-20140603.jpg
| imagem-tamanho= 320px
| legenda       = Esta imagem em alta-resolução, captada pelo [[telescópio espacial Hubble]], e conhecida como [[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.
| rótulo1       = Idade
| dados1        = 13 799 ± 0.021 bilhões anos<ref name="Planck 2015"/>
| rótulo2       = Diâmetro
| dados2        = Possivelmente infinito; aproximadamente 91 bilhões de [[anos-luz]] (28 × 10 <sup>9</sup> pc)
| rótulo3       = Massa<br/><small>(matéria ordinária)</small>
| dados3        = Pelo menos, 10<sup>53</sup> kg
| rótulo4       = Densidade média
| dados4        = 4,5 x 10<sup>−31</sup> g/cm<sup>3</sup>
| rótulo5       = {{nowrap|Temperatura média}}
| dados5        = 2,72548 [[Kelvin|K]] ou -270,42452 [[Grau Celsius|°C]]
| rótulo6       = Principais matérias
| dados6        = [[Matéria|Matéria ordinária]] (4,9%), [[matéria escura]] (26,8%), [[energia escura]] (68,3%)
| rótulo7       = Forma
| dados7        = Plano com apenas uma margem de erro de 0,4%
}}
{{Cosmologia}}
O '''Universo''' é tudo o que existe [[Física|fisicamente]], a soma do [[Espaço físico|espaço]] e do [[tempo]] e as mais variadas formas de matéria, como [[planetas]], [[estrelas]], [[galáxias]] e os componentes do [[espaço intergaláctico]].<ref>{{citar livro|url=http://www.yourdictionary.com/Universe|título=Universe|obra=Webster's New World College Dictionary, Wiley Publishing, Inc.|ano=2010}}
</ref><ref>{{citar web|url=http://www.britannica.com/search?query=Universe |obra=Encyclopædia Britannica |título=Universe |citação=the whole cosmic system of matter and energy of which Earth, and therefore the human race, is a part }}</ref><ref>{{citar web|url=http://dictionary.reference.com/browse/Universe?s=t|título=Universe|obra=Dictionary.com|acessodata=2012-09-21}}</ref><ref>{{citar web|url=http://www.merriam-webster.com/dictionary/Universe|título=Universe|obra=Merriam-Webster Dictionary|acessodata=2012-09-21}}</ref><ref>{{citar livro|url=http://www.yourdictionary.com/Universe|título=The American Heritage Dictionary of the English Language|edição=4th|ano=2010 |publicadopor=Houghton Mifflin Harcourt Publishing Company}}</ref><ref>{{citar livro|url=http://dictionary.cambridge.org/dictionary/british/universe?q=universe|título=Cambridge Advanced Learner's Dictionary}}</ref> 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 [[ano-luz|anos-luz]].<ref>{{citar livro|autor1 =Itzhak Bars|autor2 =John Terning|título=Extra Dimensions in Space and Time|url=http://books.google.com/books?id=fFSMatekilIC&pg=PA27|acessodata=2011-05-01|data=Novembro de 2009|publicadopor=Springer|isbn=978-0-387-77637-8|páginas=27–}}</ref> 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<sup>−44</sup> segundos ([[Tempo de Planck]]) até hoje.<ref>{{citar web|título= Planck reveals an almost perfect universe
|url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Planck/Planck_reveals_an_almost_perfect_Universe
|obra= Planck
|publicadopor= [[ESA]]
|data= 2013-03-21
|acessodata= 2013-03-21}}</ref><ref name="planck_cosmological_parameters">{{citar periódico| arxiv=1303.5076 |título=Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters |autor =Planck collaboration |periódico=Submitted to Astronomy & Astrophysics |ano=2013|bibcode = 2013arXiv1303.5076P}}</ref> Observações de [[supernova]]s têm mostrado que o Universo está se expandindo a uma velocidade acelerada.<ref>{{Citar web |url=https://www.nobelprize.org/prizes/physics/2011/summary/ |titulo=The Nobel Prize in Physics 2011 |acessodata=2021-09-20 |website=NobelPrize.org |lingua=en-US}}</ref>

Os valores anteriores para o número de galáxias no Universo giravam em, aproximadamente, cem bilhões de galáxias.<ref>{{Citar web|título = Além do Sistema Solar|URL = http://www.cdcc.sc.usp.br/cda/aprendendo-basico/alem-do-sistema-solar/alem-do-sistema-solar.htm|obra = www.cdcc.sc.usp.br|acessadoem = 2015-10-19}}</ref> Mas em outubro de 2016 dados reunidos em duas décadas de imagens colhidas pelo [[Telescópio espacial Hubble|Hubble]] mostraram que o número de galáxias gira em torno de 20 vezes mais, saltando para 2 trilhões de galáxias, aproximadamente.<ref>{{Citar web |ultimo=Hille |primeiro=Karl |url=http://www.nasa.gov/feature/goddard/2016/hubble-reveals-observable-universe-contains-10-times-more-galaxies-than-previously-thought |titulo=Hubble Finds 10 Times More Galaxies Than Thought |data=2016-10-13 |acessodata=2021-09-20 |website=NASA}}</ref><ref>{{Citar periódico |url=https://www.nature.com/articles/nature.2016.20809 |titulo=Universe has ten times more galaxies than researchers thought |data=2016-10-14 |acessodata=2021-09-20 |jornal=Nature |ultimo=Castelvecchi |primeiro=Davide |lingua=en |doi=10.1038/nature.2016.20809 |issn=1476-4687}}</ref> Os espaços vazios do Universo podem estar repletos de [[matéria escura]], de natureza ainda desconhecida. De acordo com o modelo científico vigente, conhecido como Big Bang, o Universo surgiu de um único ponto ou [[Singularidade gravitacional|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<sup>−32</sup> 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]].<ref name="Ciência Hoje" /> Porém, graças ao escasso conhecimento a respeito da energia escura, é ainda pequeno o entendimento do fenômeno e sua influência no [[Destino último do Universo|destino do Universo]].<ref name="Ciência Hoje">{{citar web |url=http://cienciahoje.uol.com.br/especiais/premio-nobel-2011/aceleracao-genial |título=Aceleração genial |acessodata=12 de outubro de 2011 |data=4 de outubro de 2011 |publicado=[[Ciência Hoje]] |citação=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.” |arquivourl=https://web.archive.org/web/20120307065021/http://cienciahoje.uol.com.br/especiais/premio-nobel-2011/aceleracao-genial |arquivodata=2012-03-07 |urlmorta=yes }}</ref>

Há alguns anos, a sonda [[WMAP]] coletou dados que levaram à determinação da [[Idade do Universo]] em 13,73 ([[Mais ou menos (símbolo)|±]] 0,12) bilhões de anos.<ref>
{{citar periódico
|url=http://www.nytimes.com/2008/03/09/science/space/09cosmos.html
|titulo=Gauging Age of Universe Becomes More Precise
|ultimo=Chang
|primeiro=Kenneth
|data=2008-03-09
|jornal=[[New York Times]]|acessodata=2008-09-24}}</ref> Entretanto, com base em dados coletados pelo [[Planck (sonda espacial)|satélite Planck]], as interpretações de observações astronômicas indicam que a idade do Universo seria de 13,799 ± 0,021 bilhões de anos,<ref name="Planck 2015"/> enquanto o [[Universo observável#Tamanho|diâmetro do universo observável]] seria de 91 bilhões de [[Ano-luz|anos-luz]] ou [[Notação científica|8,80 {{E|26}}]] [[metro]]s.<ref name=ly93>
{{citar web
| ultimo = Lineweaver
| primeiro = Charles
| coautores = Tamara M. Davis
| ano = 2005
| url = http://www.sciam.com/article.cfm?id=misconceptions-about-the-2005-03&page=5
| titulo = Misconceptions about the Big Bang
| publicado = [[Scientific American]]
|acessodata= 2008-11-06}}</ref> De acordo com a [[Relatividade geral|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.<ref>{{Citar web|título = Big-Bang: como tudo começou|URL = http://chc.cienciahoje.uol.com.br/big-bang-como-tudo-comecou/|obra = chc.cienciahoje.uol.com.br|acessadoem = 2015-10-19|arquivourl = https://web.archive.org/web/20151027154922/http://chc.cienciahoje.uol.com.br/big-bang-como-tudo-comecou/|arquivodata = 2015-10-27|urlmorta = yes}}</ref>

==Etimologia==
{{Vertambém|Cosmo|Natureza}}
A palavra ''Universo'' deriva do [[latim]] ''universum''.<ref>''universo'' in Dicionário infopédia da Língua Portuguesa com Acordo Ortográfico [em linha]. Porto: Porto Editora, 2003-2017. [consult. 2017-02-27 12:02:31]. Disponível na Internet: https://www.infopedia.pt/dicionarios/lingua-portuguesa/universo</ref> A palavra latina foi usada por [[Cícero]] e posteriormente por outros autores com o mesmo sentido que é empregada atualmente.<ref name="lewis_short" /> A palavra latina é derivada da contração poética ''unvorsum''&nbsp;— utilizada primeiramente por [[Lucrécio]] no Livro IV (linha 262) de seu ''[[De rerum natura]]'' (''Sobre a Natureza das coisas'')&nbsp;— 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").<ref name="lewis_short">Lewis and Short, ''A Latin Dictionary'', Oxford University Press, ISBN 0-19-864201-6, pp. 1933, 1977–1978.</ref>

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, {{politônico|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.<ref>Liddell and Scott, ''A Greek-English Lexicon'', Oxford University Press, ISBN 0-19-864214-8, p.1392.</ref>

== Cronologia ==
{{Artigo principal|Big Bang|Cronologia do Universo}}
[[Imagem:CMB Timeline300 no WMAP.jpg|thumb|esquerda|upright=1.5|Este é o conceito artístico da expansão do Universo, onde o espaço (incluindo hipotéticas partes não observáveis do Universo) é representado em cada momento, em seções circulares. O esquema é decorado com imagens do satélite [[WMAP]]]]

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]].<ref>{{citar livro|autor =Joseph Silk|título=Horizons of Cosmology|publicadopor=Templeton Pressr|data=2009|páginas=208}}</ref><ref>{{citar livro|autor =Simon Singh|título=Big Bang: The Origin of the Universe|publicadopor=Harper Perennial|data=2005|páginas=560}}</ref>

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<sup>−43</sup> 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 [[Expansão métrica do espaço|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 [[Notação científica|10<sup>-32</sup>]] segundos.<ref name=Sivaram>{{citar periódico|autor =C. Sivaram |periódico=Astrophysics & Space Science |data=1986 | volume=125 |páginas=189–199 | doi=10.1007/BF00643984 | bibcode=1986Ap&SS.125..189S |título= Evolution of the Universe through the Planck epoch| issn=0004-640X}}</ref>
{{Cronologia natural}}

Depois da época de Planck e da inflação, vieram as épocas de [[quark]], [[hadron]] e [[lépton]]. Juntas, essas épocas abrangiam menos de dez 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 [[Física atômica|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]].<ref name=Sivaram/>

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 [[próton]]s 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 vinte 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 [[elétron]]s carregados negativamente, [[neutrino]]s neutros e núcleos positivos. Esta era, chamada [[época fotônica]], durou cerca de 380 mil anos.<ref name=Sivaram/>

Eventualmente, em um momento conhecido como [[Recombinação (cosmologia)|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 cem 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]].<ref>{{citar jornal|obra=Scientific American |título= The First Stars in the Universe |autor1 =Richard B. Larson |autor2 =Volker Bromm |lastauthoramp=yes |data=Março de 2002 | url=http://www.scientificamerican.com/article/the-first-stars-in-the-un/ }}</ref> 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.<ref>Ryden, Barbara, "Introduction to Cosmology", 2006, eqn. 6.33</ref>

== Propriedades ==
O [[espaço-tempo]] do Universo é geralmente interpretado a partir de uma perspectiva [[Espaço euclidiano|euclidiana]], onde o [[Espaço sideral|espaço]] é constituído por três dimensões e o tempo consiste de uma [[Dimensão (matemática)|dimensão]], a "[[quarta dimensão]]". Ao combinar espaço e tempo em uma única [[Variedade (matemática)|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 [[Cosmologia física|supergaláctico]] e [[Física quântica|subatômico]].<ref>{{citar periódico| doi=10.1007/s10714-006-0254-9 | bibcode=2006GReGr..38..643B | arxiv=gr-qc/0407022 |título=Spacetime and Euclidean geometry |periódico= General Relativity and Gravitation | volume=38 |ano=2006 |páginas=643–651 |último1 =Brill |primeiro1 =Dieter |último2 =Jacobsen |primeiro2 =Ted}}</ref>

Os eventos do espaço-tempo não são absolutamente definidos espacialmente e temporalmente, mas são conhecidos relativamente ao movimento de um observador.<br> 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; em contraste, 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 [[Força fraca|forças nucleares fracas]] e [[Força nuclear|fortes]], declinam muito rapidamente com a distância; seus efeitos estão confinados principalmente a escalas de comprimento subatômico.<ref>{{citar web |url=http://www.if.ufrgs.br/tex/fis01043/20032/Humberto/ |titulo=As Quatro Forças Fundamentais da Natureza |publicado=[[Universidade Federal do Rio Grande do Sul]] |autor=Humberto Garotti |acessodata=25 de fevereiro de 2017}}</ref>

O Universo parece ter muito mais matéria do que [[antimatéria]], uma assimetria possivelmente relacionada com as observações da [[violação CP]].<ref>{{citar web|data=28 de outubro de 2003 |url=http://www.pparc.ac.uk/Ps/bbs/bbs_antimatter.asp |título=Antimatter |publicadopor=Particle Physics and Astronomy Research Council |acessodata=2006-08-10 |urlmorta= sim|arquivourl=https://web.archive.org/web/20040307075727/http://www.pparc.ac.uk/Ps/bbs/bbs_antimatter.asp |arquivodata=7 de março de 2004 }}</ref> O Universo também parece não ter [[Momento linear]] ou [[momento angular|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.<ref>{{harvtxt|Landau|Lifshitz|1975|p=361}}</ref>

{{panorama|Earth's_Location_in_the_Universe_SMALLER_(JPEG).jpg|800px|O local da Terra no Universo: [[Terra]] <math>\rightarrow</math> [[Sistema Solar]] <math>\rightarrow</math> [[Lista de estrelas próximas|Vizinhança estelar]] <math>\rightarrow</math> [[Via Láctea]] <math>\rightarrow</math> [[Grupo Local]] <math>\rightarrow</math> [[Superaglomerado de Virgem]] <math>\rightarrow</math> Superaglomerados locais <math>\rightarrow</math> [[Universo observável]]}}

=== Forma ===
[[Imagem:End_of_universe.jpg|thumb|A geometria geral do Universo é determinada pelo parâmetro cosmológico Omega ser menor, igual ou maior que 1. De cima para baixo estão um Universo fechado com curvatura positiva, um Universo hiperbólico com curvatura negativa e um Universo plano com zero curvatura]]
{{Artigo principal|Forma do Universo}}

A relatividade geral descreve o espaço-tempo como curvado e dobrado pela [[massa]] e pela energia. A [[Topologia (matemática)|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 [[distância comóvel|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 [[partícula]]s 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.<ref name="books.google.com">{{citar livro|autor =Edward Robert Harrison|título=Cosmology: the science of the universe|url=https://books.google.com/books?id=kNxeHD2cbLYC&pg=PA447|acessodata=1 de maio de 2011|ano=2000|publicadopor=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-66148-5|páginas=447–}}</ref><ref>{{citar livro|autor1 =Andrew R. Liddle|autor2 =David Hilary Lyth|título=Cosmological inflation and large-scale structure|url=https://books.google.com/books?id=XmWauPZSovMC&pg=PA24|acessodata=1 de maio de 2011|data=13 de abril de 2000|publicadopor=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-57598-0|páginas=24–}}</ref>

Um parâmetro importante que determina a evolução futura da teoria do Universo é o [[Equações de Friedmann|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 um. Estes são chamados, respectivamente, de universos planos, abertos e fechados.<ref name=FateOfTheUniverse>{{citar web|título=What is the Ultimate Fate of the Universe?|url=http://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_fate.html|website=National Aeronautics and Space Administration|acessodata=23 de agosto de 2015}}</ref>

Observações, como as obtidas pelo [[Cosmic Background Explorer]] (COBE), [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe]] (WMAP) e mapas da [[Planck (sonda espacial)|Planck]] da radiação cósmica de fundo sugerem que o Universo é infinito em extensão, mas com uma idade finita, como descrito por [[Métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker|Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker]] (FLRW).<ref name="nasa_popular_uni_curv">[http://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_shape.html Will the Universe expand forever?], WMAP website at NASA.</ref><ref name="Nat03"/><ref name="RBSG08">{{citar periódico|último =Roukema|primeiro =Boudewijn|autor2 =Zbigniew Buliński |autor3 =Agnieszka Szaniewska |autor4 =Nicolas E. Gaudin |título=A test of the Poincare dodecahedral space topology hypothesis with the WMAP CMB data|periódico= Astronomy and Astrophysics|volume =482|número= 3|páginas=747–753|data= 2008|arxiv =0801.0006|doi =10.1051/0004-6361:20078777|bibcode=2008A&A...482..747L}}</ref><ref name="Aurich0403597">{{citar periódico|último =Aurich|primeiro =Ralf|autor2 =Lustig, S. |autor3 =Steiner, F. |autor4 =Then, H. |título=Hyperbolic Universes with a Horned Topology and the CMB Anisotropy|periódico=Classical and Quantum Gravity|volume =21|número= 21|páginas=4901–4926|data=2004 |doi = 10.1088/0264-9381/21/21/010 |arxiv=astro-ph/0403597|bibcode=2004CQGra..21.4901A}}</ref> 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.<ref name="planck_cosmological_parameters"/><ref>{{citar web|título= Planck reveals 'almost perfect' universe
|url=http://physicsworld.com/cws/article/news/2013/mar/21/planck-reveals-almost-perfect-universe
|obra= Michael Banks
|publicadopor= Physics World
|data= 2013-03-21
|acessodata= 2013-03-21}}</ref>

=== Tamanho e regiões ===
{{Artigo principal|Universo observável|Cosmologia observacional}}
[[Imagem:Observable_Universe_with_Measurements_01.png|thumb|esquerda|Visualização de todo o Universo observável]]

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.<ref>{{citar livro|título=A Model of the Universe: Space-time, Probability, and Decision|primeiro =Storrs |último =McCall|página=23|publicadopor=Oxford University}}</ref> Segundo a [[teoria geral da relatividade]], algumas regiões do espaço podem nunca interagir conosco durante a existência do Universo devido à [[Velocidade da luz|velocidade finita da luz]] e à [[Expansão métrica do espaço|expansão contínua do espaço]]. Por exemplo, as mensagens de [[Rádio (telecomunicações)|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.<ref name="Kaku2008">{{citar livro|autor =Michio Kaku|título=Physics of the Impossible: A Scientific Exploration into the World of Phasers, Force Fields, Teleportation, and Time Travel|url=https://books.google.com/books?id=ube-MQcFFZQC&pg=PA202|data=11 de março de 2008|publicadopor=Knopf Doubleday Publishing Group|isbn=978-0-385-52544-2|páginas=202–}}</ref>

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]].<ref name="SU-20020201">{{citar web|último =Mackie |primeiro =Glen |título=To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand |url=http://astronomy.swin.edu.au/~gmackie/billions.html |data=1 de fevereiro de 2002 |obra=[[Centre for Astrophysics and Supercomputing]] |acessodata=28 de janeiro de 2017 }}</ref>

A [[Distância comóvel|distância apropriada]] - a distância medida em um momento específico, incluindo o presente - entre a Terra e a borda do Universo observável é de 46 bilhões de [[anos-luz]] (14 bilhões de [[parsec]]s), fazendo com que o diâmetro do Universo observável seja de cerca de 91 bilhões anos-luz (28 × 10<sup>9</sup> 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 × 10<sup>9</sup> pc), mas isto não representa a distância a qualquer tempo porque a borda do Universo observável e a Terra se separaram desde então.<ref>{{citar web| url=http://earthsky.org/space/what-is-a-light-year |título=What is a light-year? |obra=EarthSky |data=20 de fevereiro de 2013 |autor =Christopher Crockett}}</ref> Para comparação, o diâmetro de uma galáxia típica é de trinta mil anos-luz (9,198 parsecs) e a distância típica entre duas galáxias vizinhas é de três milhões de anos-luz (919,8 mil parsecs).<ref name="r196">[[#Rindler|Rindler]] ,p. 196.</ref> Por exemplo, a Via Láctea tem cerca de cem mil anos-luz de diâmetro<ref>{{citar web|último = Christian|primeiro = Eric
|último2 = Samar|primeiro2 = Safi-Harb
|título= How large is the Milky Way?
|url=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/980317b.html
|acessodata= 2007-11-28}}</ref> e a galáxia mais próxima da Via Láctea, a [[Galáxia de Andrômeda]], está a cerca de 2,5 milhões de anos-luz de distância.<ref>{{citar periódico|autor =I. Ribas
|autor2 =C. Jordi
|autor3 =F. Vilardell
|autor4 =E.L. Fitzpatrick
|autor5 =R.W. Hilditch
|autor6 =F. Edward Guinan
|título=First Determination of the Distance and Fundamental Properties of an Eclipsing Binary in the Andromeda Galaxy
|periódico=Astrophysical Journal
|data=2005
|volume=635|número=1|páginas=L37–L40
|bibcode=2005ApJ...635L..37R
|doi = 10.1086/499161
|arxiv = astro-ph/0511045}}<br>{{citar periódico|autor =McConnachie, A. W.
|autor2 =Irwin, M. J.
|autor3 =Ferguson, A. M. N.
|autor4 =Ibata, R. A.
|autor5 =Lewis, G. F.
|autor6 =Tanvir, N.
|título=Distances and metallicities for 17 Local Group galaxies
|periódico=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
|data=2005
|volume=356 |número=4|páginas=979–997
|bibcode=2005MNRAS.356..979M
|doi = 10.1111/j.1365-2966.2004.08514.x
|arxiv = astro-ph/0410489}}</ref> Como não podemos observar o espaço além da borda do Universo observável, desconhece-se se o tamanho do Universo é finito ou infinito.<ref name="Brian Greene 2011">{{citar livro|autor =Brian Greene |título=The Hidden Reality |publicadopor=Alfred A. Knopf |data=2011}}</ref><ref>{{citar web|título=How can space travel faster than the speed of light?|obra=Vannesa Janek|publicadopor=Universe Today|data=20 de fevereiro de 2015|url=http://www.universetoday.com/119068/how-can-space-travel-faster-than-the-speed-of-light/|acessodata=6 de junho de 2015}}</ref><ref>{{citar web|título=Is faster-than-light travel or communication possible? Section: Expansion of the Universe|url=http://math.ucr.edu/home/baez/physics/Relativity/SpeedOfLight/FTL.html#13|obra=Philip Gibbs|data=1997|acessodata=6 de junho de 2015}}</ref>

=== Idade e expansão ===
{{Artigo principal|Idade do Universo|Expansão métrica do espaço}}
[[Imagem:Universe expansion2.png|thumb|De acordo com o modelo do [[Big Bang]], o Universo se expandiu a partir de um estado extremamente denso e quente e continua a se expandir atualmente. O esquema gráfico superior é um conceito artístico que ilustra a expansão de uma parte de um universo plano]]

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 [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]] e [[Planck (sonda espacial)|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 [[bárion]]s. 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.<ref name="Planck 2015">{{citar periódico|autor =Planck Collaboration|data=2015|título=Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters (ver tabela 4 na página 31 do pfd).|arxiv=1502.01589|bibcode=2016A&A...594A..13P|doi=10.1051/0004-6361/201525830|volume=594|periódico=Astronomy & Astrophysics|páginas=A13}}</ref>

Com o passar do tempo, o Universo e seus conteúdos evoluíram; por exemplo, a população relativa de [[quasar]]es e galáxias mudou<ref>{{citar jornal| url=http://news.sciencemag.org/physics/2010/03/galaxy-collisions-give-birth-quasars |obra=Science News |título= Galaxy Collisions Give Birth to Quasars |data=25 de março de 2010 |autor =Phil Berardelli }}</ref> e o próprio espaço se expandiu. Devido a esta expansão, os cientistas da Terra podem observar a luz de uma galáxia a trinta bilhões de anos-luz de distância mesmo que essa luz tenha viajado por apenas treze 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 [[desvio para o vermelho|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.<ref name="riess">{{citar periódico|autor =[[Adam Riess|Riess, Adam G]]|ano=1998|título=Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant|periódico=Astronomical Journal|volume=116|número=3|páginas=1009–38|arxiv=astro-ph/9805201 |doi=10.1086/300499|bibcode=1998AJ....116.1009R|último2 =Filippenko|último3 =Challis|último4 =Clocchiatti|último5 =Diercks|último6 =Garnavich|último7 =Gilliland|último8 =Hogan|último9 =Jha|último10 =Kirshner|último11 =Leibundgut|último12 =Phillips|último13 =Reiss|último14 =Schmidt|último15 =Schommer|último16 =Smith|último17 =Spyromilio|último18 =Stubbs|último19 =Suntzeff|último20 =Tonry}}</ref><ref name="perlmutter">{{citar periódico|autor =[[Saul Perlmutter|Perlmutter, S]] |periódico=Astrophysical Journal|volume=517|número=2|páginas=565–86|ano=1999|título=Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae|arxiv=astro-ph/9812133 |doi=10.1086/307221|bibcode=1999ApJ...517..565P|último2 =Aldering|último3 =Goldhaber|último4 =Knop|último5 =Nugent|último6 =Castro|último7 =Deustua|último8 =Fabbro|último9 =Goobar|último10 =Groom|último11 =Hook|último12 =Kim|último13 =Kim|último14 =Lee|último15 =Nunes|último16 =Pain|último17 =Pennypacker|último18 =Quimby|último19 =Lidman|último20 =Ellis|último21 =Irwin|último22 =McMahon|último23 =Ruiz‐Lapuente|último24 =Walton|último25 =Schaefer|último26 =Boyle|último27 =Filippenko|último28 =Matheson|último29 =Fruchter|último30 =Panagia|display-authors=29}}</ref>

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 [[planeta]]s e os [[sistemas planetários]] se formassem. Desde o Big Bang, o Universo se expandiu [[Função monótona|monotonicamente]]. [[Princípio antrópico|Talvez sem surpresas]], nosso Universo tem a [[Equações de Friedmann|densidade de massa correta]] de cerca de cinco prótons por [[metro cúbico]], permitindo que ele se expandisse pelos últimos 13,8 bilhões de anos e dando tempo para formar o Universo como ele é observado hoje.<ref>{{citar vídeo|autor =[[Sean Carroll (physicist)|Sean Carroll]] and [[Michio Kaku]] |título=How the Universe Works 3 | volume=End of the Universe |data=2014 |publicadopor=Discovery Channel}}</ref>

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.<ref name="nobel_2011">{{citar web|url=http://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2011/ |título=The Nobel Prize in Physics 2011 |acessodata=16 de abril de 2015}}</ref><ref>{{citar jornal|último =Overbye|primeiro =Dennis|título=A 'Cosmic Jerk' That Reversed the Universe|url=http://www.nytimes.com/2003/10/11/us/a-cosmic-jerk-that-reversed-the-universe.html?pagewanted=all&src=pm|jornal=New York Times|data=11 de outubro de 2003}}</ref>
{{panorama|Observable_Universe_Logarithmic_Map_(horizontal_layout_portuguese_annotations).png|1500px|Mapa do universo observável com os notáveis objetos astronômicos conhecidos hoje. Os corpos celestes parecem ampliados para apreciar sua forma.}}

=== Espaço-tempo ===
{{Artigo principal|Espaço-tempo|Linha do universo}}
{{Vertambém|Transformação de Lorentz}}
[[Imagem:Spacetime curvature.png|thumb|esquerda|upright=1.3|Ilustração da curvatura do ''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 [[Evento (relatividade)|eventos]]. Em qualquer espaço-tempo, um evento é uma posição única em um único momento. Uma vez que 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.<ref>{{citar livro|autor =[[Bernard Schutz|Schutz, Bernard]]
 |título=A First Course in General Relativity
 |publicadopor=Cambridge University Press
 |edição=2
 |data=31 de maio de 2009
 | isbn=0-521-88705-4
 |página= 142 & 171
}}</ref>

O Universo parece ser um contínuo do espaço-tempo que consiste em três [[Dimensão (matemática)|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 (matemática)|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.<ref name="Nat03">{{citar periódico|último = Luminet |primeiro = Jean-Pierre |autorlink = Jean-Pierre Luminet
|último2 = Weeks |primeiro2 = Jeffrey R.
|último3 = Riazuelo |primeiro3 = Alain
|último4 = Lehoucq |primeiro4 = Roland
|último5 = Uzan |primeiro5 = Jean-Philippe
|título= Dodecahedral space topology as an explanation for weak wide-angle temperature correlations in the cosmic microwave background
|periódico= [[Nature (journal)|Nature]]
|volume = 425|número= 6958|páginas= 593–5
|data=2003-10-09
|pmid = 14534579
|arxiv = astro-ph/0310253
|doi =10.1038/nature01944
|bibcode = 2003Natur.425..593L
}}</ref><ref name="_spacetime_topology">{{citar conferência|primeiro = Jean-Pierre
|último = Luminet
|autor2 =Boudewijn F. Roukema
 |título= Topology of the Universe: Theory and Observations
|títulolivro= Proceedings of Cosmology School held at Cargese, Corsica, agosto de 1998
|data= 1999
|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 parsecs (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>{{citar web|título= electromagnetic radiation {{!}} physics|url = http://www.britannica.com/science/electromagnetic-radiation|acessodata= 2015-07-26|publicadopor= Encyclopædia Britannica|último = Fritzsche|primeiro = Hellmut|página= 1}}</ref><ref>{{citar web|url = http://physics.ucr.edu/~wudka/Physics7/Notes_www/Pdf_downloads/8.pdf|título = Physics 7:Relativity, SpaceTime and Cosmology|acessodata = 2015-07-26|website = Physics 7:Relativity, SpaceTime and Cosmology|arquivourl = https://web.archive.org/web/20150905155421/http://physics.ucr.edu/~wudka/Physics7/Notes_www/Pdf_downloads/8.pdf|arquivodata = 2015-09-05|urlmorta = yes}}</ref><ref>{{citar web|título= Physics – for the 21st Century|url = http://www.learner.org/courses/physics/unit/text.html?unit=11&secNum=6|website = www.learner.org|acessodata= 2015-07-27|publicadopor= Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Annenberg Learner}}</ref> A quantidade total de radiação eletromagnética gerada no universo diminuiu em 1/2 nos últimos dois bilhões de anos.<ref>{{citar web|título= It's Official: The Universe Is Dying Slowly|url = http://www.scientificamerican.com/article/it-s-official-the-universe-is-dying-slowly/|acessodata= 2015-08-11|primeiro = Nola Taylor|último = Redd,SPACE.com}}</ref><ref>{{citar web|título= RIP Universe – Your Time Is Coming… Slowly {{!}} Video|url = http://www.space.com/30194-rip-universe-your-time-is-coming-slowly-video.html|publicadopor=Space.com|obra=Will Parr, et al|acessodata= 2015-08-20}}</ref>

As proporções de todos os tipos de matéria e energia mudaram ao longo da história do Universo.<ref>{{citar web|título=Dark matter – A history shapes by dark force|publicadopor=National Geographic|url=http://ngm.nationalgeographic.com/2015/01/hidden-cosmos/timeline-graphic|obra=Timothy Ferris|ano=2015|acessodata=2015-12-29}}</ref> Hoje, a matéria ordinária, que inclui [[átomo]]s, [[estrela]]s, galáxias 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">{{citar web|título= 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/|obra=Matthew Francis|publicadopor=Ars technica|data=2013-03-21|acessodata=2015-08-21}}</ref><ref name="DarkMatter" /><ref name="peebles">{{citar periódico|autor =Peebles, P. J. E.|autor2 =Ratra, Bharat|last-author-amp=yes |título=The cosmological constant and dark energy|data=2003|periódico=Reviews of Modern Physics|arxiv=astro-ph/0207347|volume=75|número=2|páginas=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 trezentos milhões de anos-luz, aproximadamente.<ref>{{citar periódico|último1 = Mandolesi |primeiro1 = N. |último2 = Calzolari |primeiro2 = P. |último3 = Cortiglioni |primeiro3 = S. |último4 = Delpino |primeiro4 = F. |último5 = Sironi |primeiro5 = G. |último6 = Inzani |primeiro6 = P. |último7 = Deamici |primeiro7 = G. |último8 = Solheim |primeiro8 = J. -E. |último9 = Berger |primeiro9 = L. | doi = 10.1038/319751a0 |último10 = Partridge |primeiro10 = R. B. |último11 = Martenis |primeiro11 = P. L. |último12 = Sangree |primeiro12 = C. H. |último13 = Harvey |primeiro13 = R. C. |título= Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background |periódico= Nature | volume = 319 |número= 6056 |páginas= 751–753 |ano= 1986 |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 trezentas sextilhões (3 × 10<sup>23</sup>) de estrelas<ref>{{citar web|url=http://link.springer.com/chapter/10.1007/978-1-4614-8730-2_10#page-2|título=The Structure of the Universe|publicadopor=}}</ref> e mais de cem bilhões (10<sup>11</sup>) de galáxias.<ref>{{citar web|último = Mackie|primeiro = Glen |data= 1 de fevereiro de 2002|url = http://astronomy.swin.edu.au/~gmackie/billions.html|título= To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand|publicadopor= Swinburne University|acessodata= 2006-12-20}}</ref> As galáxias típicas variam de [[Galáxia anã|anãs]], com apenas dez milhões<ref>{{citar web|data=2000-05-03|url = http://www.eso.org/public/usa/news/eso0018/|título= Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy|publicadopor= ESO|acessodata= 2007-01-03}}</ref> (10<sup>7</sup>) estrelas, até gigantes, com um trilhão (10<sup>12</sup>) de estrelas.<ref name="M101">{{citar web|data=2006-02-28|url = http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/hst_spiral_m10.html|título= Hubble's Largest Galaxy Portrait Offers a New High-Definition View|publicadopor= NASA|acessodata= 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">{{citar web|url=http://www.nature.com/news/earth-s-new-address-solar-system-milky-way-laniakea-1.15819|título=Earth's new address: 'Solar System, Milky Way, Laniakea'|publicadopor=[[Nature]]|obra=Elizabeth Gibney
|data=3 de setembro de 2014|acessodata=21 de agosto de 2015}}</ref> Este superaglomerado abrange mais de quinhentos milhões de anos-luz, enquanto o Grupo Local se estende por mais de dez milhões de anos-luz.<ref>{{citar web|url=http://www.universetoday.com/30286/local-group/|título=Local Group|publicadopor=Universe Today|obra=Fraser Cain|data=4 de maio de 2009|acessodata=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>{{Citar web |url=http://www.theguardian.com/science/2015/apr/20/astronomers-discover-largest-known-structure-in-the-universe-is-a-big-hole |titulo=Astronomers discover largest known structure in the universe is ... a big hole |data=2015-04-20 |acessodata=2021-09-20 |website=[[The Guardian]] |lingua=en}}</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>
{{citar periódico|último1 =Fixsen |primeiro1 =D. J.
 |data=2009
 |título=The Temperature of the Cosmic Microwave Background
 |periódico=[[The Astrophysical Journal]]
 |volume=707 |número=2 |páginas=916–920
 |arxiv=0911.1955
 |bibcode=2009ApJ...707..916F
 |doi=10.1088/0004-637X/707/2/916
}}</ref> 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>{{citar livro|título=An Introduction to Modern Cosmology (2nd ed.) |autor =Andrew Liddle |isbn=978-0-470-84835-7 |ano=2003 |publicadopor=John Wiley & Sons}}. p. 2.</ref> e não tem centro.<ref name="livio">{{citar livro|título= The Accelerating Universe: Infinite Expansion, the Cosmological Constant, and the Beauty of the Cosmos|último = Livio|primeiro = Mario|autorlink = Mario Livio|data= 2001|publicadopor= John Wiley and Sons|página= 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|acessodata=31 de março de 2012}}</ref>

=== Energia escura ===
{{Artigo principal|Energia escura}}

A aceleração da expansão do Universo permanecer esquiva é muitas vezes atribuída à "energia escura", uma forma desconhecida de energia que hipoteticamente permeia o espaço, e uma explicação possível para essa aceleração.<ref name="peebles(a)">{{citar periódico|autor1 =Peebles, P. J. E. |autor2 =Ratra, Bharat |lastauthoramp=yes |título=The cosmological constant and dark energy|ano=2003|periódico=Reviews of Modern Physics|arxiv=astro-ph/0207347|volume=75|número=2|páginas=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 / cm<sup>3</sup>) 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>{{citar periódico|título=Why the cosmological constant is small and positive|autores=Paul J. Steinhardt, Neil Turok|periódico=Science|volume=312|número=5777|páginas=1180–1183|doi=10.1126/science.1126231 |arxiv=astro-ph/0605173|ano=2006|bibcode = 2006Sci...312.1180S }}</ref><ref>{{citar web| url=http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/dareng.html |título=Dark Energy |obra=Hyperphysics |acessodata=4 de janeiro de 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">{{citar periódico|autor=[[Sean M. Carroll|Carroll, Sean]]|ano=2001|url=http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2001-1/index.html|título=The cosmological constant|periódico=Living Reviews in Relativity|volume=4|acessodata=2006-09-28|doi=10.12942/lrr-2001-1|arquivourl=https://web.archive.org/web/20061013042057/http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2001-1/index.html|arquivodata=2006-10-13|urlmorta=yes}}</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>{{citar web|url=http://www.cam.ac.uk/research/news/planck-captures-portrait-of-the-young-universe-revealing-earliest-light |título=Planck captures portrait of the young Universe, revealing earliest light |data=21 de março de 2013 |publicadopor=[[Universidade de Cambridge]] |acessodata=21 de março de 2013}}</ref>

=== Matéria ordinária ===
{{Artigo principal|Matéria}}
[[Imagem:Campo ultra profundo 3d.gif|thumb|esquerda|upright=1.5|[[Gif]] em 3D das imagens do [[Hubble Ultra Deep Field]]]]

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 [[Meio interestelar|meios interestelar]] e intergaláctico, nos planetas e em todos os objetos da vida cotidiana que podemos colidir, tocar ou espremer.<ref name=Davies2>
{{citar livro|autor =P. Davies
 |data=1992
 |título=The New Physics: A Synthesis
 |url=https://books.google.com/?id=akb2FpZSGnMC&pg=PA1
 |página=1
 |publicadopor=[[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>{{citar periódico|último = Persic
|primeiro = Massimo
|último2 = Salucci
|primeiro2 = Paolo
|data= 1992-09-01
|título= The baryon content of the Universe
| url = http://mnras.oxfordjournals.org/content/258/1/14P
|periódico= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
|língua= en
| volume = 258
|número= 1
|páginas= 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: 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 [[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>
{{citar livro|autor =G. 't Hooft
 |data=1997
 |título=In search of the ultimate building blocks
 |url=https://books.google.com/?id=e-7eAp-bVbEC&pg=PA6
 |página=6
 |publicadopor=[[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 nucleossíntese 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 vinte 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>{{citar livro|último1 =Clayton|primeiro1 =Donald D.|título=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis|data=1983|publicadopor=The University of Chicago Press|isbn=0-226-10953-4|páginas=362–435}}</ref>

=== Partículas ===
{{Artigo principal|Física de partículas}}
[[File:Standard Model of Elementary Particles-pt-br.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>{{citar livro|autor =Veltman, Martinus |título=Facts and Mysteries in Elementary Particle Physics |publicadopor=World Scientific |ano=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>
{{citar livro|autor1 =Sylvie Braibant
 |autor2 =Giorgio Giacomelli
 |autor3 =Maurizio Spurio
 |ano=2012
 |título=Particles and Fundamental Interactions: An Introduction to Particle Physics
 |url=https://books.google.com/books?id=e8YUUG2pGeIC&pg=PA1
 |edição=2nd |páginas=1–3
 |publicadopor=[[Springer (publisher)|Springer]]
 |isbn=978-94-007-2463-1
}}</ref><ref name=Close>
{{citar livro|ultimo=Close
 |author-first=Frank
 |ano=2012
 |título=Particle Physics: A Very Short Introduction
 |publicadopor=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>
{{citar livro|autor =R. Oerter
 |ano=2006
 |título=The Theory of Almost Everything: The Standard Model, the Unsung Triumph of Modern Physics
 |página=2
 |publicadopor=[[Penguin Group]]
 |edição=Kindle
 |isbn=0-13-236678-9
}}</ref> 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]].<ref name=PFIp1-3/> O Modelo Padrão previu a existência 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">
{{citar web|último =Onyisi |primeiro =P.
 |data=23 de outubro de 2012
 |título=Higgs boson FAQ
 |url=https://wikis.utexas.edu/display/utatlas/Higgs+boson+FAQ
 |publicadopor=[[University of Texas]] ATLAS group
 |acessodata=2013-01-08
}}</ref><ref name="strasslerFAQ2">
{{citar web|último =Strassler |primeiro =M.
 |data=12 de outubro de 2012
 |título=The Higgs FAQ 2.0
 |url=http://profmattstrassler.com/articles-and-posts/the-higgs-particle/the-higgs-faq-2-0/
 |obra=ProfMattStrassler.com
 |acessodata=2013-01-08
 |citação=[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">{{citar livro|autor =Steven Weinberg|título=Dreams of a Final Theory: The Scientist's Search for the Ultimate Laws of Nature|publicadopor=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: [[bárion]]s (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 dez a seis 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>{{citar livro|último1 =Allday|primeiro1 =Jonathan|título=Quarks, Leptons and the Big Bang|data=2002|publicadopor=IOP Publishing|isbn=0-7503-0806-0|edição=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>
{{citar web|título=Lepton (physics)
 |url=http://www.britannica.com/EBchecked/topic/336940/lepton
 |obra=[[Encyclopædia Britannica]]
 |ano=
 |acessodata=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>
{{citar livro|último = Harari |primeiro = H.
 |ano= 1977
 |capítulo= Beyond charm
 |título= Weak and Electromagnetic Interactions at High Energy, Les Houches, France, Jul 5- Aug 14, 1976
 |editor-sobrenome1 = Balian |editor-nome1 = R.
 |editor-sobrenome2 = Llewellyn-Smith |editor-nome2 = C.H.
 | series = Les Houches Summer School Proceedings
 | volume = 29 |página= 613
 |publicadopor= [[North-Holland Publishing Company|North-Holland]]
}}</ref><ref>
{{citar conferência|autor =Harari H.
 |título=Three generations of quarks and leptons
 |url=http://slac.stanford.edu/cgi-wrap/getdoc/slac-pub-1974.pdf
 |títulolivro=Proceedings of the XII Rencontre de Moriond
 |editor1=E. van Goeler |editor2=Weinstein R. |página=170
 |ano=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>
{{citar comunicado de imprensa|publicadopor=[[Massachusetts Institute of Technology|MIT News Office]]
 |data=18 de abril de 2007
 |título=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/antiléptons, portanto léptons e antiléptons estavam em equilíbrio térmico. Aproximadamente dez segundos após o Big Bang, a temperatura do Universo tinha caído ao ponto onde os pares léptons/antiléptons não eram mais criados.<ref>{{citar web|título=Thermal history of the Universe and early growth of density fluctuations|url=http://wwwmpa.mpa-garching.mpg.de/~gamk/TUM_Lectures/Lecture4.pdf|obra=Guinevere Kauffmann|publicadopor=[[Max Planck Institute for Astrophysics]]|acessodata=2016-01-06}}</ref> A maioria dos léptons e antiléptons 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.<ref>{{citar web|título=First few minutes|obra=Eric Chaisson|publicadopor=Havard Smithsonian Center for Astrophysics|url=https://www.cfa.harvard.edu/~ejchaisson/cosmic_evolution/docs/fr_1/fr_1_part3.html|acessodata=2016-01-06}}</ref><ref>{{citar web|título=Timeline of the Big Bang|obra=The physics of the Universe|url=http://www.physicsoftheuniverse.com/topics_bigbang_timeline.html|acessodata=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 partículas.<ref name=Allday2002/>

A época dos fótons começou depois que a maioria dos léptons e antiléptons foram aniquilados no final da época lépton, cerca de dez segundos após o Big Bang. <br>Os núcleos atômicos foram criados no processo de nucleossíntese 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/>

== Modelos cosmológicos ==
=== Modelo baseado na relatividade geral ===
{{vertambém|Big Bang|Derradeiro destino do Universo}}
[[Ficheiro:Observable_Universe_Portuguese_Annotations.png|thumb|O [[universo observável]] como é atualmente entendido. Uma esfera de 46,508 bilhões de [[Ano-luz|anos-luz]] com 4% da [[Matéria|matéria visível]] distribuída em gás, poeira, [[Estela|estrelas]] e [[galáxia]]s.]]

A relatividade geral é a [[Física teórica|teoria]] [[Geometria diferencial|geométrica]] da gravitação publicada por [[Albert Einstein]] em 1915 e a descrição atual da gravitação na [[física moderna]]. É a base dos modelos cosmológicos atuais do Universo. A relatividade geral generaliza a [[relatividade restrita]] e a [[lei da gravitação universal]], proporcionando uma descrição unificada da gravidade como uma propriedade geométrica do espaço e do tempo, ou espaço-tempo. Em particular, a [[curvatura]] do espaço-tempo está diretamente relacionada à energia e ao [[Momento linear|momento]] de qualquer matéria e [[radiação]] presentes. A relação é especificada pelas [[equações de campo de Einstein]], um sistema de [[Equação diferencial parcial|equações diferenciais parciais]]. Na relatividade geral, a distribuição da matéria e da energia determina a geometria do espaço-tempo, que por sua vez descreve a aceleração da matéria. Portanto, as soluções das equações de campo de Einstein descrevem a evolução do Universo. Combinadas com medições da quantidade, tipo e distribuição da matéria no Universo, as equações da relatividade geral descrevem a evolução do Universo ao longo do tempo.<ref name="zeilik_cosmology" />

Com a suposição do [[princípio cosmológico]] de que o Universo é homogêneo e isotrópico em toda parte, uma solução específica das equações de campo que descreve o Universo é o [[tensor métrico]] denominado [[métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker]],
:<math>
ds^2 = -c^{2} dt^2 +
R(t)^2 \left( \frac{dr^2}{1-k r^2} + r^2 d\theta^2 + r^2 \sin^2 \theta \, d\phi^2 \right)
</math>

Onde (''r'', θ, φ) correspondem a um [[sistema esférico de coordenadas]]. Esta [[Métrica (matemática)|métrica]] tem apenas dois parâmetros indeterminados. Um fator de escala de [[magnitude adimensional]] global ''R'' descreve a escala de tamanho do Universo em função do tempo; um aumento de ''R'' é a [[expansão do Universo]].<ref>{{harvtxt|Raine|Thomas|2001|p=12}}</ref> Um índice de curvatura ''k'' descreve a geometria. O índice ''k'' é definido de modo que ele pode seja apenas 0, correspondendo a [[Geometria euclidiana|geometria plana euclidiana]], 1, correspondendo a um espaço de curvatura positiva, ou -1, um espaço de [[curvatura]] positiva ou negativa.<ref name="RaineThomas66" /> O valor de ''R'' como uma função do tempo ''t'' depende de ''k'' e a [[constante cosmológica]] ''Λ''.<ref name="zeilik_cosmology">{{citar livro|título=Introductory Astronomy & Astrophysics |último1 =Zeilik |primeiro1 =Michael |último2 =Gregory |primeiro2 =Stephen A. |data=1998 |edição=4th |publicadopor=Saunders College Publishing |isbn=0030062284 |seção=25-2}}</ref> A constante cosmológica representa a densidade energética do vácuo do espaço e pode estar relacionada à energia escura.<ref name="peebles" /> A equação que descreve como ''R'' varia com o tempo é conhecida como a [[equação de Friedmann]] em homenagem ao seu inventor, [[Alexander Friedmann]].<ref>{{citar periódico|autor = Friedmann A.|data= 1922|título= Über die Krümmung des Raumes|periódico= Zeitschrift für Physik|volume = 10|número= 1|páginas= 377–386|doi = 10.1007/BF01332580|bibcode = 1922ZPhy...10..377F|autorlink = Alexander Friedmann|url=http://publikationen.ub.uni-frankfurt.de/files/16735/E001554876.pdf}}</ref>

As soluções para ''R(t)'' dependem de ''k'' e ''Λ'', mas algumas características qualitativas dessas soluções são gerais. Primeiro e mais importante, a escala de comprimento ''R'' do Universo só pode permanecer constante se o Universo for perfeitamente isotrópico com curvatura positiva (''k'' = 1) e tiver um valor preciso de densidade em todos os lugares, como observado pela primeira vez por Albert Einstein. No entanto, este equilíbrio é instável: porque o Universo é conhecido por ser heterogêneo em escalas menores, ''R'' deve mudar ao longo do tempo. Quando ''R'' muda, todas as distâncias espaciais no Universo mudam tandem; existe uma expansão ou contração global do próprio espaço. Isto explica a observação de galáxias que parecem estar voando sem rumo; o espaço entre elas está se alongando. O alongamento do espaço também explica o aparente paradoxo de que duas galáxias podem estar a quarenta bilhões de anos-luz de distância, embora tenham começado a partir do mesmo ponto há 13,8 bilhões de anos e nunca tenham se movido mais rápido do que a velocidade da luz.<ref>{{citar web|título= Cosmic Detectives
|url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Cosmic_detectives
|publicadopor= The European Space Agency (ESA)
|data= 2013-04-02
|acessodata= 2013-04-15}}
</ref>

Em segundo lugar, todas as soluções sugerem que houve uma [[singularidade gravitacional]] no passado, quando ''R'' foi para zero e a matéria e a energia eram infinitamente densas. Pode parecer que essa conclusão é incerta porque se baseia em suposições questionáveis de perfeita homogeneidade e isotropia (o [[princípio cosmológico]]) e que apenas a interação gravitacional é significativa. No entanto, os [[teoremas de singularidade Penrose-Hawking]] mostram que uma singularidade deve existir para condições muito gerais. Assim, de acordo com as equações de campo de Einstein, ''R'' cresceu rapidamente de um estado densamente quente e denso que existiu imediatamente após essa singularidade (quando ''R'' tinha um valor pequeno e finito); esta é a essência do modelo Big Bang do Universo. Compreender a singularidade do Big Bang provavelmente requer uma [[Gravidade quântica|teoria quântica da gravidade]], que ainda não foi formulada.<ref>{{harvtxt|Raine|Thomas|2001|pp=122–123}}</ref>

Em terceiro lugar, o índice de curvatura ''k'' determina o sinal da curvatura espacial média do espaço-tempo<ref name="RaineThomas66">{{harvtxt|Raine|Thomas|2001|p=66}}</ref> calculado em média em escalas de comprimento suficientemente grande (maior que cerca de um bilhão de anos-luz). Se ''k'' = 1, a curvatura é positiva e o Universo tem um volume finito.<ref name="RaineThomas70" /> Esses Universos são muitas vezes visualizados como uma [[esfera tridimensional]] embutida num espaço de quatro dimensões. Inversamente, se ''k'' é zero ou negativo, o Universo tem volume infinito.<ref name="RaineThomas70">{{harvtxt|Raine|Thomas|2001|p=70}}</ref> Pode parecer contra-intuitivo que um Universo infinito e infinitamente denso pudesse ser criado em um único instante no Big Bang quando ''R'' = 0, mas exatamente isso é predito matematicamente quando ''k'' não é igual a 1. Por analogia, um plano infinito tem curvatura zero, mas área infinita, enquanto que um cilindro infinito é finito em uma direção e um [[Toro (topologia)|toro]] é finito em ambos. Um Universo toroidal pode se comportar como um Universo normal com [[condições de fronteira periódicas]].<ref name="RaineThomas70" />

O [[derradeiro destino do Universo]] ainda é desconhecido, porque depende criticamente do índice de curvatura ''k'' e da constante cosmológica ''Λ''. Se o Universo fosse suficientemente denso, ''k'' seria igual a +1, o que significa que sua curvatura média é positiva e o Universo acabará colidindo em um [[Big Crunch]],<ref>{{harvtxt|Raine|Thomas|2001|p=84}}</ref> possivelmente iniciando um novo Universo em um [[Big Bounce]]. Por outro lado, se o Universo fosse insuficientemente denso, ''k'' seria igual a 0 ou -1 e o Universo se expandiria para sempre, esfriando e finalmente atingindo o [[Big freeze]] e a [[morte térmica do Universo]].<ref name="zeilik_cosmology" /> Dados modernos sugerem que a taxa de expansão do Universo não está diminuindo, como inicialmente esperado, mas aumentando; se isto continuar indefinidamente, o Universo pode eventualmente alcançar um [[Big Rip]]. Observacionalmente, o Universo parece ser plano (''k'' = 0), com uma densidade geral que é muito próxima do valor crítico entre o colapso e a expansão eterna.<ref>{{harvtxt|Raine|Thomas|2001|pp=88, 110–113}}</ref>

=== Hipótese do multiverso ===
{{Artigo principal|Multiverso (ciência)|Interpretação de muitos mundos|Universo paralelo (ficção)}}
[[Imagem:Multiverse - level II-pt-br.svg|thumb|upright=1.3|esquerda|Representação de um [[Multiverso (ciência)|multiverso]] de sete universos "bolha", que são contínuos [[espaço-tempo]]rais separados, cada um com [[leis físicas]], [[constantes físicas]] e talvez até mesmo números diferentes de [[Dimensão (matemática)|dimensões]] ou [[Topologia (matemática)|topologia]]s]]

Algumas teorias especulativas propuseram que nosso Universo é apenas um de um conjunto de universos desconectados, coletivamente denotados como [[Multiverso (ciência)|multiversos]], desafiando ou aprimorando definições mais limitadas do Universo.<ref name="EllisKS032"/><ref>{{citar periódico|autor = Munitz MK|data= 1959|título= One Universe or Many?|periódico= Journal of the History of Ideas|volume = 12|páginas= 231–255|doi = 10.2307/2707516|número= 2|jstor = 2707516}}</ref> Os modelos de multiversos científicos são distintos de conceitos como [[Plano de existência|planos alternados de consciência]] e [[realidade simulada]]. [[Max Tegmark]] desenvolveu um esquema de classificação em quatro partes para os diferentes tipos de multiversos que os cientistas sugeriram em vários domínios problemáticos. Um exemplo de tal modelo é o modelo da inflação caótica do universo primitivo.<ref name="chaotic_inflation">{{citar periódico|autor = Linde A.|data= 1986|título= Eternal chaotic inflation|periódico= Mod. Phys. Lett.|volume = A1|número= 2|páginas= 81–85|bibcode = 1986MPLA....1...81L |doi=10.1142/S0217732386000129|autorlink = Andrei Linde}}<br />{{citar periódico|autor = Linde A.|data= 1986|título= Eternally existing self-reproducing chaotic inflationary Universe|periódico= Phys. Lett.|volume = B175|número=4|páginas= 395–400|url=http://www.stanford.edu/~alinde/Eternal86.pdf |formato=PDF|acessodata=2011-03-17|doi = 10.1016/0370-2693(86)90611-8 |bibcode = 1986PhLB..175..395L|autorlink = Andrei Linde}}</ref> Outra é a [[interpretação de muitos mundos]] da [[mecânica quântica]]. Os mundos paralelos são gerados de forma semelhante à [[superposição quântica]] e [[Decoerência quântica|decoerência]], com todos os estados da [[função de onda]] sendo realizados em mundos separados. Efetivamente, o multiverso evolui como uma função de onda universal. Se o Big Bang que criou nosso multiverso criou um conjunto de multiversos, a função de onda do conjunto seria enredada nesse sentido.<ref name=everett1957>{{citar periódico |último1 = Everett |primeiro1 = Hugh |autorlink = Hugh Everett |ano = 1957 |título = Relative State Formulation of Quantum Mechanics |url = http://www.univer.omsk.su/omsk/Sci/Everett/paper1957.html |periódico = Reviews of Modern Physics |volume = 29|páginas = 454–462 |bibcode = 1957RvMP...29..454E |doi = 10.1103/RevModPhys.29.454 |acessodata = 2017-02-11 |arquivourl = https://web.archive.org/web/20111027191052/http://www.univer.omsk.su/omsk/Sci/Everett/paper1957.html |arquivodata = 2011-10-27 |urlmorta = yes }}</ref>

A categoria menos controversa de multiverso no esquema de Tegmark é o Nível I, que descreve eventos distantes do espaço-tempo "em nosso próprio Universo", mas sugere que a análise estatística que explora o [[princípio antrópico]] fornece uma oportunidade para testar teorias multiversas em alguns casos. Se o espaço é infinito, ou suficientemente grande e uniforme, instâncias idênticas da história do [[volume de Hubble]] inteiro da Terra ocorrem de vez em quando, simplesmente por acaso. Tegmark calculou nosso mais próximo chamado ''[[doppelgänger]]'', é 10<sup>10<sup>115</sup></sup> metros de distância de nós (uma função exponencial dupla maior do que um [[googolplex]]). Em princípio, seria impossível verificar cientificamente um volume de Hubble idêntico. Entretanto, segue como uma conseqüência razoavelmente direta das observações e das teorias científicas de outra maneira não relacionadas.<ref name="TegmarkPUstaple">{{citar periódico|pmid=12701329|título=Parallel universes. Not just a staple of science fiction, other universes are a direct implication of cosmological observations|autor =Tegmark M.|periódico= Scientific American|data= 2003|volume=288|número=5|páginas=40–51|url=http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=parallel-universes|doi=10.1038/scientificamerican0503-40}}</ref><ref>{{citar periódico|autor =Tegmark, Max |periódico=Scientific American: "Science and Ultimate Reality: from Quantum to Cosmos", honoring John Wheeler's 90th birthday |editor=J. D. Barrow |editor2=P.C.W. Davies |editor3=C.L. Harper |publicadopor=Cambridge University Press |título=Parallel Universes |data=2003 |arxiv=astro-ph/0302131|bibcode = 2003astro.ph..2131T |páginas=2131|doi=10.1038/scientificamerican0503-40 |pmid=12701329 |volume=288}}</ref>

É possível conceber espaços-tempo desconectados, cada um existente, mas incapaz de interagir uns com os outros.<ref name="TegmarkPUstaple"/><ref name="EllisScA">{{citar periódico|título=Does the Multiverse Really Exist?|autor =Ellis G. F|periódico= Scientific American|data= 2011|volume=305|número=2|páginas=38–43|url=http://www.scientificamerican.com/article/does-the-multiverse-really-exist/|doi=10.1038/scientificamerican0811-38}}</ref> Uma metáfora facilmente visualizada é um grupo de bolhas de sabão separadas, em que os observadores que vivem em uma bolha de sabão não podem interagir com aqueles que vivem em outras bolhas de sabão, mesmo em princípio.<ref>{{Citar web| url=http://www.livescience.com/15530-multiverse-universe-eternal-inflation-test.html | título=Weird! Our Universe May Be a 'Multiverse,' Scientists Say | autor= Clara Moskowitz | data=12 de agosto de 2011 | obra=livescience }}</ref> De acordo com uma terminologia comum, cada "bolha de sabão" do espaço-tempo é denotada como ''um Universo'', enquanto o nosso espaço-tempo particular é denotado como ''o Universo'',<ref name="EllisKS032" /> assim como chamamos nossa ''lua'' de ''a [[Lua]]''. A coleção inteira destes espaços-tem separados é denotada como o multiverso.<ref name="EllisKS032">{{citar periódico|último = Ellis|primeiro = George F.R.
|autorlink = George Francis Rayner Ellis
|autor2 = U. Kirchner
|autor3 = W.R. Stoeger
|título= Multiverses and physical cosmology
|periódico= [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
|volume = 347|número= 3|páginas= 921–936
|data= 2004
|arxiv = astro-ph/0305292
|doi =10.1111/j.1365-2966.2004.07261.x
| bibcode=2004MNRAS.347..921E
}}</ref> Com essa terminologia, diferentes universos não estão [[Causalidade|causalmente conectados]] uns aos outros.<ref name="EllisKS032" /> Em princípio, os outros universos não conectados podem ter diferentes dimensões e topologias do espaço-tempo, diferentes formas de matéria e energia e diferentes [[leis físicas]] e [[constantes físicas]], embora tais possibilidades sejam puramente especulativas. Outros consideram cada uma das várias bolhas criadas como parte da inflação caótica como universos separados, embora neste modelo todos esses universos compartilhem uma origem causal.<ref name="EllisKS032" />

=== Universo bem afinado ===
{{Artigo principal|Universo bem afinado}}

O [[Universo bem afinado]] é a proposição de que as condições que permitem a vida no Universo só podem ocorrer quando certas [[constantes físicas]] fundamentais universais se encontram dentro de um intervalo muito estreito, de modo que se alguma de várias constantes fundamentais fosse apenas ligeiramente diferente, o Universo seria impossibilitado de conduzir ao estabelecimento e ao desenvolvimento da matéria, das estruturas astronômicas, da diversidade elementar ou da vida tal como ela é compreendida. A proposição é discutida entre [[filósofo]]s, [[cientista]]s, [[teólogo]]s, defensores e detratores do [[criacionismo]].<ref name=toa>{{citar web|url=http://www.talkorigins.org/indexcc/CI/CI301.html |título=CI301: The Anthropic Principle |acessodata=2007-10-31 |autor =Mark Isaak (ed.) |data=2005 |obra=Index to Creationist Claims |publicadopor=[[TalkOrigins Archive]]}}</ref>

=== Modelo incluindo energia escura ===
Cientistas da [[Universidade de Uppsala]], em 2019, desenvolveram um modelo para o Universo, que é esperado para resolver o enigma da [[energia escura]]. O estudo propõe outro conceito básico, incluindo a energia escura, para um universo que monta uma bolha em expansão em uma medição extra.<ref>{{Citar periódico|ultimo=Banerjee|primeiro=Souvik|ultimo2=Danielsson|primeiro2=Ulf|ultimo3=Dibitetto|primeiro3=Giuseppe|ultimo4=Giri|primeiro4=Suvendu|ultimo5=Schillo|primeiro5=Marjorie|data=2018-12-27|titulo=Emergent de Sitter Cosmology from Decaying Anti--de Sitter Space|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevLett.121.261301|jornal=Physical Review Letters|volume=121|numero=26|paginas=261301|doi=10.1103/PhysRevLett.121.261301}}</ref> Este modelo com energia escura e nosso Universo está montado em uma bolha em expansão em uma dimensão extra. Toda a matéria existente no universo se compara ao final das [[Teoria das supercordas|cordas]] que alcançam a dimensão extra.<ref>{{Citar web|titulo=Our universe may be sitting on a bubble within an extra dimension|url=https://www.techexplorist.com/universe-sitting-bubble-within-an-extra-dimension/19806/|obra=Tech Explorist|data=2018-12-30|acessodata=2019-12-03|lingua=en-US}}</ref>

== Desenvolvimento histórico ==
{{Vertambém|Cosmologia|Cronologia da cosmologia}}

Historicamente, houve muitas ideias sobre o [[cosmo]]s ([[cosmologia]]s) e sua origem ([[cosmogonia]]s). As teorias de um Universo impessoal governado por [[leis físicas]] foram propostas pela primeira vez por [[gregos]] e [[indianos]].<ref name=Routledge/> A [[filosofia chinesa]] antiga englobava a noção de Universo, incluindo tanto o espaço quanto o tempo.<ref>{{citar jornal|último =Gernet|primeiro = J.|data= 1993–1994|título=Space and time: Science and religion in the encounter between China and Europe|periódico=Chinese Science|volume=11|páginas=93–102}}</ref><ref>{{citar livro|último = Ng|primeiro =Tai|título=Chinese Culture, Western Culture: Why Must We Learn from Each Other?|capítulo=III.3|publicadopor=iUniverse, Inc.|data=2007}}</ref> Ao longo dos séculos, melhorias em observações astronômicas e teorias de movimento e gravitação levaram a descrições cada vez mais precisas do Universo. A era moderna da cosmologia começou com a [[teoria geral da relatividade]] de Albert Einstein de 1915, que tornou possível predizer quantitativamente a origem, a evolução e a conclusão do Universo como um todo. A maioria das teorias modernas aceitas da cosmologia baseiam-se na relatividade geral e, mais especificamente, no previsto no modelo do Big Bang.<ref name="Blandford">{{citar periódico|título=A century of general relativity: Astrophysics and cosmology|autor =Blandford R. D.|periódico=Science|volume=347|número=6226|páginas=1103–1108|doi=10.1126/science.aaa4033|bibcode = 2015Sci...347.1103B|pmid=25745165}}</ref>

=== Mitologias ===
{{Artigo principal|Mito de criação|Divindade criadora}}
[[Imagem:Shesh shaiya Vishnu.jpg|thumb|[[Brama|Brahmā]], o [[Deva (hinduísmo)|deva]] [[Hinduísmo|hindu]] da criação, emerge de um [[Nelumbo nucifera|lótus]] ressuscitado do umbigo de [[Vixnu|Viṣņu]], que jaz com [[Lakshmi]] na serpente [[Ananta|Ananta Shesha]]]]

Muitas culturas têm [[Mito de criação|histórias que descrevem a origem do mundo e do Universo]]. As culturas geralmente consideram essas histórias como tendo alguma verdade. No entanto, existem muitas crenças diferentes em como estas histórias se aplicam entre aqueles que acreditam em uma origem sobrenatural, que vão desde um [[deus]] que teria criado diretamente o Universo como é agora quanto um deus que apenas definiu as "rodas em movimento" (por exemplo, através de mecanismos como o Big Bang e a evolução).<ref>{{citar livro|citação="In common usage the word 'myth' refers to narratives or beliefs that are untrue or merely fanciful; the stories that make up national or ethnic mythologies describe characters and events that common sense and experience tell us are impossible. Nevertheless, all cultures celebrate such myths and attribute to them various degrees of literal or symbolic ''truth''." |último =Leeming |primeiro =David A. | isbn=978-1-59884-174-9 |data=2010|página=xvii |título= Creation Myths of the World |publicadopor= ABC-CLIO}}</ref>

[[Etnólogo]]s e [[antropólogo]]s estudam muitos dos mitos que desenvolveram vários esquemas de classificação para os vários temas que aparecem nas histórias de criação. Por exemplo, em um tipo de história, o mundo nasce de um [[ovo cósmico]]; tais histórias incluem o [[poema épico]] finlandês ''[[Kalevala]]''; a história chinesa de [[Pan Ku]] ou o ''[[Brahmanda Purana]]'' indiano. Em histórias relacionadas, o Universo é criado por uma única entidade emanando ou produzindo algo por si mesma, como o conceito de [[Adi-Buda]] do [[budismo tibetano]]; a história [[Grécia Antiga|grega antiga]] de [[Gaia (mitologia)|Gaia]] ([[Mãe Terra]]); o mito da deusa [[asteca]] [[Coatlicue]]; a história do [[Egito Antigo|antigo egípcio]] [[Atum]] e a narrativa [[Tradição judaico-cristã|judaico-cristã]] da [[História da criação no Gênesis|criação no Gênesis]], na qual o [[Religião abraâmica|Deus abraâmico]] criou o Universo. Em outros tipos de histórias, o Universo é criado a partir da união de divindades masculinas e femininas, como no [[Mitologia maori|mito maori]] de [[Rangi e Papa]]. Em outros mitos, o Universo é criado criando a partir de materiais preexistentes, como o cadáver de um deus morto - como de [[Tiamat]] na epopeia [[Babilônia (região)|babilônica]] ''[[Enuma Elish]]'' ou do gigante [[Ymir]] na [[mitologia nórdica]] - ou de materiais caóticos, como em [[Izanagi]] e [[Izanami]] na [[mitologia japonesa]]. Em outras histórias, o Universo emana de princípios fundamentais, como [[Brâman]] e [[Prakriti]]; o mito da criação do [[povo serer]], ou o [[yin-yang]] do [[Tao]].<ref name=Eliade1964>{{citar livro|último1 =Eliade|primeiro1 =Mircea|título=Myth and Reality (Religious Traditions of the World)|data=1964|publicadopor=Allen & Unwin|isbn=978-0-04-291001-7}}</ref><ref name=Leonard2004>{{citar livro|último1 =Leonard|primeiro1 =Scott A.|último2 =McClure|primeiro2 =Michael|título=Myth and Knowing: An Introduction to World Mythology|data=2004|publicadopor=McGraw-Hill|isbn=978-0-7674-1957-4|edição=1st}}</ref>

=== Modelos filosóficos ===
{{Artigo principal|Cosmologia}}
{{Vertambém|Pré-socráticos|Física (Aristóteles)|Filosofia do tempo}}
[[Imagem:Illustrerad_Verldshistoria_band_I_Ill_107.jpg|thumb|esquerda|upright|[[Tales de Mileto]]]]

Os [[Filosofia grega|filósofos gregos]] [[pré-socráticos]] e os [[Filosofia indiana|filósofos indianos]] desenvolveram alguns dos primeiros conceitos filosóficos do Universo. <br>Os primeiros filósofos gregos observaram que as aparências podem ser enganadoras e procuraram compreender a realidade subjacente às aparências. Em particular, eles notaram a capacidade da matéria de mudar de forma (por exemplo, gelo para água até [[Vapor d'água|vapor]]) e vários filósofos propuseram que todos os materiais físicos no mundo são formas diferentes de um único material primordial, ou ''[[arché]]''. O primeiro a fazê-lo foi [[Tales de Mileto]], que propôs que este material seria a água. O aluno de Tales, [[Anaximandro]], propôs que tudo vinha do ilimitado ''[[ápeiron]]''. [[Anaximenes]] propôs que o material primordial seria o ar por causa de suas qualidades atrativas e repulsivas, que fazem com que o ar se condense ou se dissocie em diferentes formas. [[Anaxágoras]] propôs o princípio de ''[[Nous]]'' (Mente), enquanto [[Heráclito]] propôs o fogo (e falava de ''[[logos]]''). [[Empédocles]] propôs os elementos primordiais como sendo a terra, água, ar e fogo. Seu modelo de quatro elementos tornou-se muito popular. Como [[Pitágoras]], [[Platão]] acreditava que todas as coisas eram compostas de números, com os elementos de Empédocles tomando a forma dos [[sólidos platônicos]]. [[Demócrito]] e filósofos posteriores - mais notavelmente [[Leucipo]] - propuseram que o Universo é composto por átomos indivisíveis que movem-se através do [[Vazio (astronomia)|vazios]] ([[vácuo]]), embora [[Aristóteles]] não acreditasse que isto fosse viável porque o ar, como a água, oferece [[Arrasto|resistência ao movimento]]. O ar imediatamente preencheria um vazio e, além disso, sem resistência, o faria de maneira indefinidamente rápida.<ref name="Routledge">{{citar livro|título=Medieval Science Technology and Medicine: An Encyclopedia |autor1 =Thomas F. Glick |autor2 =Steven Livesey |autor3 =Faith Wallis |publicadopor=Routledge}}</ref>

Embora [[Heráclito]] defendesse a mudança eterna, seu contemporâneo [[Parmênides]] fez a sugestão radical de que toda mudança é uma ilusão, de que a verdadeira realidade subjacente é eternamente imutável e de uma única natureza. Parmênides denotou essa realidade como ''τὸ ἐν'' (O Único). A ideia de Parmênides parecia implausível para muitos gregos, mas seu estudante [[Zenão de Eleia]] desafiou-os com [[Paradoxos de Zenão|vários paradoxos famosos]]. Aristóteles respondeu a esses paradoxos desenvolvendo a noção de um potencial infinito contável, assim como o ''continuum'' infinitamente divisível. Ao contrário dos ciclos temporais eternos e imutáveis, ele acreditava que o mundo está limitado pelas esferas celestes e que a magnitude estelar cumulativa é apenas finitamente multiplicativa.<ref name=Routledge/>

O filósofo indiano [[Kanada]], fundador da escola [[Vaisheshika]], desenvolveu uma noção de [[atomismo]] e propôs que a luz e o calor fossem variedades da mesma substância.<ref>[[Will Durant]], ''Our Oriental Heritage''</ref> No {{séc|V}}, o filósofo atomista budista [[Dignāga]] propôs átomos de tamanho pontual, sem duração e feitos de energia. Eles negavam a existência de matéria substancial e propuseram que o movimento consistia em lampejos momentâneos de um fluxo de energia.<ref>Stcherbatsky, F. Th. (1930, 1962), ''Buddhist Logic'', Volume 1, p. 19, Dover, Nova York</ref>

A noção de [[finitismo temporal]] foi inspirada pela doutrina da criação compartilhada pelas três [[religiões abraâmicas]]: [[judaísmo]], [[cristianismo]] e [[islã]]. O [[filósofo cristão]], [[João Filopono]], apresentou os argumentos filosóficos contra a antiga noção grega de um passado e futuro infinitos. Os argumentos de Filopono contra um passado infinito foram usados pelo [[Filosofia islâmica clássica|filósofo muçulmano clássico]] [[Alquindi]] (Alquindo); o [[Filosofia judaica|filósofo judeu]], [[Saadia Gaon]] (Saadia ben Joseph); e o [[Calam|teólogo muçulmano]], [[Algazali]] (Algazel).<ref name=Viney1985>{{citar livro|título=Charles Hartshorne and the Existence of God|capítulo=The Cosmological Argument|autor =Donald Wayne Viney|páginas=65–68|ano=1985|publicadopor=SUNY Press|isbn=0-87395-907-8}}</ref>

=== Conceitos astronômicos ===
{{Artigo principal|História da astronomia}}
[[Imagem:Aristarchus_working.jpg|thumb|Os cálculos de [[Aristarco de Samos|Aristarco]] do {{-séc|III}} sobre os tamanhos relativos do [[Sol]], da Terra e da [[Lua]], de uma cópia grega do {{séc|X}}]]

Modelos astronômicos do Universo foram propostos logo após a [[astronomia]] ter começado com os [[Astronomia babilônica|astrônomos babilônicos]], que viam o Universo como um [[Terra plana|disco plano]] flutuando no oceano, o que formou a premissa para mapas gregos primitivos como os de [[Anaximandro]] e [[Hecateu de Mileto]]. Filósofos gregos posteriores, observando os movimentos dos corpos celestes, estavam preocupados em desenvolver modelos do Universo baseados mais profundamente em [[Empirismo|evidências empíricas]]. O primeiro modelo coerente foi proposto por [[Eudoxo de Cnido]]. De acordo com a interpretação física do modelo de Aristóteles, as esferas celestiais rodam eternamente com [[Movimento circular|movimento uniforme]] em torno de uma Terra estacionária. A matéria normal está inteiramente contida na esfera terrestre. ''[[Do Universo]]'' (composto antes de 250 ou entre 350 e {{AC|200|x}}), declarou: cinco elementos, situados em esferas em cinco regiões, sendo cada menor cercado pelo maior - ou seja, terra cercada por água, água por ar, ar pelo fogo e fogo pelo [[éter]] - são os constituintes do Universo.<ref name=1908DeMundo>{{citar livro|url=https://archive.org/details/demundoarisrich|título=De Mundo|ano=1914|autor =Aristotle; Forster, E. S. (Edward Seymour), 1879–1950; Dobson, J. F. (John Frederic), 1875–1947|página=2}}</ref>

Este modelo também foi refinado por [[Calipo]] e, depois que as esferas concêntricas foram abandonadas, foi trazido em quase perfeito acordo com as observações astronômicas de [[Ptolomeu]]. O sucesso de tal modelo deveu-se em grande parte ao fato matemático de que qualquer [[Função (matemática)|função]] (como a posição de um planeta) pode ser decomposta em um conjunto de funções circulares (a [[série de Fourier]]). Outros cientistas gregos, como o [[Escola pitagórica|filósofo pitagórico]] [[Filolau de Crotona]], postularam (segundo relatos de [[Estobeu]]) que no centro do Universo haveria um "[[Fogo Central]]" em torno do qual a Terra, Sol, Lua e planetas giravam em movimento circular uniforme.<ref>Boyer, C. (1968) [https://archive.org/details/AHistoryOfMathematics ''A History of Mathematics.''] Wiley, p. 54.</ref>
[[Imagem:Universum.jpg|thumb|esquerda|[[Gravura Flammarion]], Paris 1888]]

O [[Astronomia na Grécia Antiga|astrônomo grego]] [[Aristarco de Samos]] foi o primeiro indivíduo conhecido a propor um modelo heliocêntrico do Universo. Embora o texto original tenha sido perdido, uma referência no livro de Arquimedes ''[[O Contador de Areia]]'' descreve o modelo heliocêntrico de Aristarco, que acreditava que as estrelas estavam muito distantes e via isto como a razão pela qual a [[paralaxe estelar]] não havia sido observada, ou seja, as estrelas não eram vistas se movendo umas às outras enquanto a Terra se movia ao redor do Sol. As estrelas são de fato muito mais distantes do que a distância que era geralmente assumida nos tempos antigos, razão pela qual a paralaxe estelar é apenas detectável com instrumentos de precisão. O modelo geocêntrico, consistente com a paralaxe planetária, foi suposto para ser uma explicação para a inobservabilidade do fenômeno paralelo, a paralaxe estelar.

O único outro astrônomo da antiguidade conhecido por nome que apoiou o modelo heliocêntrico de Aristarco foi [[Seleuco de Seleucia]], um astrônomo helenístico que viveu um século após Aristarco.<ref>{{citar periódico|autorlink =Otto E. Neugebauer|autor =Neugebauer, Otto E. |data=1945|título=The History of Ancient Astronomy Problems and Methods|periódico=Journal of Near Eastern Studies|volume=4|número=1|páginas= 1–38|citação=the [[Chaldaea]]n Seleucus from Seleucia|jstor=595168|doi=10.1086/370729}}</ref><ref>{{citar periódico|autorlink =George Sarton|data=1955|autor =Sarton, George |título=Chaldaean Astronomy of the Last Three Centuries B. C|jstor=595168|periódico=Journal of the American Oriental Society|volume=75|número=3|páginas= 166–173 (169)|citação=the heliocentrical astronomy invented by Aristarchos of Samos and still defended a century later by Seleucos the [[Babylonia]]n|doi=10.2307/595168}}</ref><ref>William P. D. Wightman (1951, 1953), ''The Growth of Scientific Ideas'', Yale University Press p. 38, where Wightman calls him [[Seleucus of Seleucia|Seleukos]] the [[Chaldea]]n.</ref> De acordo com [[Plutarco]], Seleuco foi o primeiro a provar o sistema heliocêntrico através da [[razão]], mas não se sabe que argumentos ele usou. Os argumentos de Seleuco para uma cosmologia heliocêntrica provavelmente estavam relacionados ao [[Maré|fenômeno das marés]].<ref>[[Lucio Russo]], ''Flussi e riflussi'', Feltrinelli, Milano, 2003, ISBN 88-07-10349-4.</ref> Segundo [[Estrabão]] (1.1.9), Seleuco foi o primeiro a afirmar que as marés acontecem devido à atração da Lua e que a altura das marés depende da posição da Lua em relação ao Sol.<ref>{{harvtxt|Bartel|1987|loc=p. 527}}</ref> Alternativamente, ele pode ter provado o heliocentrismo, determinando as constantes de um modelo geométrico e desenvolvendo métodos para calcular posições planetárias usando este modelo, como [[Nicolau Copérnico]] fez mais tarde, no {{séc|XVI}}.<ref>{{harvtxt|Bartel|1987| loc=pp. 527–9}}</ref> Durante a [[Idade Média]], modelos heliocêntricos também foram propostos pelo astrônomo indiano [[Aryabhata]]<ref>{{harvtxt|Bartel|1987 | loc=pp. 529–34}}</ref> e pelos astrônomos persas [[Albumasar]]<ref>{{harvtxt|Bartel|1987 | loc=pp. 534–7}}</ref> e [[Al-Sijzi]].<ref name=Nasr>{{citar livro|último =Nasr |primeiro =Seyyed H. |autorlink =Hossein Nasr |anooriginal=1964 |data=1993 |título=An Introduction to Islamic Cosmological Doctrines |edição=2nd |publicadopor=1st edition by [[Harvard University Press]], 2nd edition by [[State University of New York Press]] |isbn=0-7914-1515-5 |páginas=135–6}}</ref>

O modelo aristotélico foi aceito no [[mundo ocidental]] por aproximadamente dois milênios, até que [[Copérnico]] reviveu a perspectiva de [[Aristarco de Samos|Aristarco]] de que os dados astronômicos poderiam ser explicados mais plausivelmente se a Terra girasse em seu eixo e se o [[Sol]] fosse colocado no centro do Universo.<ref name=Kuhn>{{harvnb|Kuhn|1985}}</ref>

[[Imagem:ThomasDiggesmap.JPG|thumb|Modelo do Universo de [[Copérnico]] por [[Thomas Digges]] em 1576, com a emenda de que as estrelas já não estão confinadas a uma esfera, mas se espalham uniformemente pelo espaço ao redor dos planetas]]

{{quote|No centro descansa o Sol. Pois quem colocaria esta lâmpada de um templo muito bonito em outro ou melhor lugar do que este de onde ele pode iluminar tudo ao mesmo tempo?|autor=[[Nicolau Copérnico]], no Capítulo 10, Livro 1 de ''De Revolutionibus Orbium Coelestrum'' (1543)}}

Como observou o próprio Copérnico, a noção de que a Terra gira é muito antiga, datando pelo menos de [[Filolau de Crotona]] ({{AC|450|x}}), [[Heráclides do Ponto]] ({{AC|350|x}}) e [[Ecfanto, o Pitagórico]]. Aproximadamente um século antes de Copérnico, o erudito cristão [[Nicolau de Cusa]] também propôs que a Terra gira em seu eixo em seu livro ''Sobre a Ignorância Aprendida'' (1440).<ref>[[#Misner|Misner, Thorne and Wheeler]], p. 754.</ref> Al-Sijzi<ref>{{citar livro|título=Science in the Quran|volume=1|publicadopor=Malik Library|primeiro =Ema Ākabara|último =Ālī|página=218}}</ref> também propôs que a Terra gira em seu eixo. A evidência empírica para a rotação da Terra em seu eixo, usando o fenômeno dos [[cometa]]s, foi dada por [[Naceradim de Tus]] (1201-1274) e [[Ali Cusji]] (1403-1474).<ref>{{Citation |último =Ragep |primeiro =F. Jamil |ano=2001 |título=Tusi and Copernicus: The Earth's Motion in Context |periódico=Science in Context |volume=14 |número=1–2 |páginas=145–163 |publicado=[[Cambridge University Press]] |doi=10.1017/s0269889701000060 }}</ref>

Esta cosmologia foi aceita por [[Isaac Newton]], [[Christiaan Huygens]] e cientistas posteriores.<ref name = "Misner-p755">[[#Misner|Misner, Thorne and Wheeler]], p. 755–756.</ref> [[Edmund Halley]] (1720)<ref name=m756>[[#Misner|Misner, Thorne and Wheeler]], p. 756.</ref> e [[Jean-Philippe de Chéseaux]] (1744)<ref>{{citar livro|autor = de Cheseaux JPL|data= 1744|título= Traité de la Comète|publicadopor= Lausanne|páginas= 223ff|autorlink = Jean-Philippe de Cheseaux}}. Reprinted as Appendix II in {{citar livro|autor = Dickson FP|data= 1969|título= The Bowl of Night: The Physical Universe and Scientific Thought|publicadopor= M.I.T. Press|local= Cambridge, MA|isbn = 978-0-262-54003-2}}</ref> observaram de forma independente que a suposição de um espaço infinito preenchido uniformemente com estrelas levaria à previsão de que o céu noturno seria tão brilhante quanto o próprio [[Sol]]; isto se tornou conhecido como [[paradoxo de Olbers]] no {{séc|XIX}}.<ref>{{citar periódico|autor = Olbers HWM|data= 1826|título= Unknown title|periódico= Bode's Jahrbuch|volume = 111|autorlink = Heinrich Wilhelm Matthäus Olbers}}. Reprinted as Appendix I in {{citar livro|autor = Dickson FP|data= 1969|título= The Bowl of Night: The Physical Universe and Scientific Thought|publicadopor= M.I.T. Press|local= Cambridge, MA|isbn = 978-0-262-54003-2}}</ref> Newton acreditava que um espaço infinito, uniformemente cheio de matéria, causaria infinitas forças e instabilidades, fazendo com que a matéria fosse esmagada por sua própria gravidade.<ref name = "Misner-p755"/> Esta instabilidade foi esclarecida em 1902 pelo critério de [[instabilidade de Jeans]].<ref>{{citar periódico|último1 =Jeans |primeiro1 =J. H. |data=1902 |título=The Stability of a Spherical Nebula |periódico=[[Philosophical Transactions of the Royal Society A]] |volume=199 |páginas=1–53 |número=312–320 |doi=10.1098/rsta.1902.0012 |bibcode=1902RSPTA.199....1J |jstor=90845 |url=http://maeresearch.ucsd.edu/~cgibson/Documents2007/PapersAList%20copy/MiscellaneousPapers/Jeans1902.pdf |formato=PDF |acessodata=2011-03-17 |urlmorta= sim|arquivourl=https://web.archive.org/web/20110720075626/http://maeresearch.ucsd.edu/~cgibson/Documents2007/PapersAList%20copy/MiscellaneousPapers/Jeans1902.pdf |arquivodata=20 de julho de 2011 }}</ref> Uma solução para esses paradoxos é o [[Carl Charlier|Universo Charlier]], no qual a matéria é organizada hierarquicamente (sistemas de corpos em órbita que estão orbitando em um sistema maior, ''[[ad infinitum]]'') de maneira [[fractal]], de tal modo que o Universo tem uma densidade geral insignificantemente pequena; tal modelo cosmológico também tinha sido proposto anteriormente em 1761 por [[Johann Heinrich Lambert]].<ref name=r196/><ref>[[#Misner|Misner, Thorne and Wheeler]], p. 757.</ref> Um importante avanço astronômico do {{séc|XVIII}} foi a realização por [[Thomas Wright]], [[Immanuel Kant]] e outros.<ref name=m756/>

A era moderna da cosmologia física começou em 1917, quando Albert Einstein aplicou pela primeira vez a sua [[teoria geral da relatividade]] para modelar a estrutura e a dinâmica do Universo.<ref name="einstein_1917">{{citar periódico|último = Einstein|primeiro = A|autorlink = Albert Einstein|data= 1917|título= Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitätstheorie|series = 1917|periódico= Preussische Akademie der Wissenschaften, Sitzungsberichte|volume = (part 1)|páginas= 142–152}}</ref>

== Ver também ==
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*[[Abóbada celeste]]
*[[Acelerador de partículas|Aceleradores de partículas]]
*[[Aglomerado estelar]]
*[[Aglomerado estelar aberto]]
*[[Análise espectrográfica]]
*[[Big Splash]]
*[[Buraco branco]]
*[[Buraco negro]]
*[[Caudas cometárias]]
*[[Ciclo Solar]]
*[[Cinturão de Kuiper]]
*[[Cometa]]
*[[Cosmogonia]]
*[[Cosmologia]]
*[[Eclíptica]]
*[[Espaço-tempo]]
*[[Esfera celeste]]
*[[Esfera armilar]]
*[[Estrela de nêutrons|Estrela de nêutron]]
*[[Expansão do universo]]
*[[Forma do universo]]
*[[Galáxia]]
*[[Lei de Hubble-Homason]]
*[[Panspermia]]
*[[Universo observável]]
*[[Antiverso]]
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{{Referências}}

=== Bibliografia ===
* {{citar periódico|último = Bartel |primeiro =Leendert van der Waerden |autorlink = Bartel Leendert van der Waerden|data= 1987|título= The Heliocentric System in Greek, Persian and Hindu Astronomy|doi = 10.1111/j.1749-6632.1987.tb37224.x|bibcode = 1987NYASA.500..525V|periódico= Annals of the New York Academy of Sciences|volume = 500|número= 1|páginas= 525–545 | ref=harv}}
* {{citar livro|data= 1975|título= The Classical Theory of Fields ([[Course of Theoretical Physics]])|volume= 2|edição= 4ª em inglês, revista|publicadopor=Pergamon Press|local=Nova Iorque|isbn=978-0-08-018176-9|páginas=358–397|name-list-format = vanc|último1 =Landau|primeiro1 =Lev|último2 = Lifshitz|primeiro2 = E.M.|authorlink1 = Lev Landau|authorlink2 = Evgeny Lifshitz | ref=harv}}
* {{citar livro|último1 =Liddell |primeiro1 =H. G.|último2 =Scott |primeiro2 =R.|last-author-amp=yes |título=A Greek-English Lexicon|publicadopor=Oxford University Press|isbn= 0-19-864214-8 |data=1968 | ref=harv}}
* {{citar livro|título= [[Gravitation (book)|Gravitation]]|local= São Francisco|publicadopor= W. H. Freeman|data= 1973|isbn = 978-0-7167-0344-0|páginas= 703–816|name-list-format = vanc|autor1 =Misner|autor2 =C.W.|autor3 = Thorne|autor4 = Kip|autor5 = Wheeler|autor6 = J.A.|authorlink1 = Charles Misner|authorlink3 = Kip Thorne|authorlink5 = John Archibald Wheeler}}
* {{citar livro|título=An Introduction to the Science of Cosmology |primeiro1 =D. J. |último1 =Raine |primeiro2 =E. G. |último2 =Thomas |ano=2001 |publicadopor=Institute of Physics Publishing | ref=harv}}
* {{citar livro|autor = Rindler, W.|data= 1977|título= Essential Relativity: Special, General, and Cosmological|publicadopor= Springer Verlag|local= Nova Iorque|isbn = 0-387-10090-3|páginas= 193–244|autorlink = Wolfgang Rindler}}
* {{citar livro|edição=2ª |editor=[[Martin Rees]]|data=2012 |título=Smithsonian Universe |local=Londres |publicadopor=Dorling Kindersley |isbn=978-0-7566-9841-6}}

==Ligações externas==
{{Correlatos
|commonscat = Space
|wikiquote  = Universo
|wikcionario= Universo
}}
* {{Link||2=http://pckepler.if.ufrgs.br/index.htm |3=Astronomia e Astrofísica - UFRGS}}
* {{Link||2=http://pckepler.if.ufrgs.br/univ/univ.htm |3=Universo}}
* {{Link||2=http://pckepler.if.ufrgs.br/univ/eras.htm |3=Teorias correntes sobre o Big Bang}}

{{Localização da Terra no espaço}}
{{Elementos da Natureza}}
{{Portal3|Cosmologia|Astronomia|Sistema Solar}}
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{{artigo destacado}}

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[[Categoria:Meio ambiente]]
[[Categoria:Conceitos de astronomia]]