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por quaisquer desvios da uniformidade.
Qual é o tamanho do ângulo que abrangeria esses desvios máximos no
céu de agora? Isso depende da curvatura do espaço, que podemos
determinar encontrando a soma de Ω M e Ω Λ . Quanto mais essa soma se
aproximar de 1, tanto mais a curvatura do espaço se aproximará de zero, e
tanto maior será o tamanho angular que observamos para os desvios máximos
da uniformidade na CBR. Essa curvatura do espaço depende apenas da soma
dos dois Ωs, porque os dois tipos de densidade fazem o espaço se curvar da
mesma maneira. Portanto, as observações da radiação cósmica de fundo
oferecem uma medição direta de Ω M + Ω Λ , em contraste com as
observações das supernovas, que medem a diferença entre Ω M e Ω Λ .
Os dados do WMAP mostram que os maiores desvios da uniformidade na
CBR abarcam um ângulo de aproximadamente 1 grau, o que implica que Ω M
+ Ω Λ tem um valor de 1,02, mais ou menos 0,02. Assim, dentro dos limites
da acuidade experimental, podemos concluir que Ω M + Ω Λ = 1, e que o
espaço é plano. O resultado das observações de SN Ia distantes pode ser
expresso como Ω Λ – Ω M = 0,46. Se combinamos esse resultado com a
conclusão de que Ω M + Ω Λ = 1, encontramos que Ω M = 0,27 e Ω Λ =
0,73, com uma incerteza de alguns percentuais em cada número. Como já
observado, essas são as melhores estimativas atuais dos astrofísicos para os
valores desses dois parâmetros cósmicos chave, que nos dizem que a matéria
– tanto a comum como a escura – providencia 27% da densidade de energia
total do universo, e a energia escura 73%. (Se preferirmos pensar na massa
equivalente da energia, E/c 2 , então a energia escura fornece 73% de toda a
massa.)
Os cosmólogos sabem há muito tempo que, se o universo tem uma
constante cosmológica não zero, a relativa influência da matéria e da energia
escura deve mudar significativamente com o passar do tempo. Por outro
lado, um universo plano continua plano para sempre, desde sua origem no
big bang até o futuro infinito que nos espera. Num universo plano, a soma de
Ω M e Ω Λ é sempre igual a 1, assim, se um deles muda, o outro também deve
variar em compensação.
Durante as épocas cósmicas que se seguiram logo após o big bang, a
energia escura não produziu nenhum efeito sobre o universo. Existia tão
pouco espaço então, em comparação com as eras que se seguiriam, que Ω Λ
tinha um valor só um pouquinho acima de zero, enquanto Ω M era apenas
um pouquinho menos que 1. Nessas eras passadas, o universo se comportava
de maneira quase igual a um cosmos sem uma constante cosmológica. À
medida que o tempo passava, entretanto, Ω M diminuía constantemente e
Ω Λ com igual constância aumentava, mantendo sua soma constante em 1.
Por fim, daqui a centenas de bilhões de anos, Ω M cairá quase até zero e Ω Λ
se elevará quase até a unidade. Assim, a história do espaço plano com uma