Ao contrário do que se temia, é bem mais provável que o macrocosmo (isto é, o conjunto de tudo o que existe, incluindo as galáxias e toda a matéria disseminada no espaço) seja eterno. "É uma novidade excitante, que mudará todos os livros que contam a história do universo", entusiasma-se Peter Ade, da Universidade de Londres e um dos pesquisadores da equipe.

O universo vem se expandindo continuamente desde o Big Bang. As galáxias estão se afastando umas das outras, e sempre se discutiu a existência de um limite para esse crescimento. Suspeitava-se que em determinado momento a força de expansão se tornaria mais fraca que a pressão da gravidade, e o movimento seria invertido. Ocorreria então o chamado Big Crunch, com o universo comprimindo-se, esmagando planetas, estrelas e galáxias. As novas imagens permitiram aos cientistas estimar a densidade do universo no Big Bang. Com isso, foi possível concluir que não há matéria suficiente no espaço para interromper o processo de expansão. Significa que, além de infinito, o universo vai durar para sempre. Em questões de tal magnitude nenhuma resposta deve ser tomada como a palavra final. Não se explicou de modo razoável, por exemplo, sobre qual espaço avança um universo que é, por definição, infinito.

A imagem do universo recém-formado é o resultado de um projeto ambicioso, chamado de Boomerang, organizado por dezesseis universidades e organizações da Itália, da Inglaterra, do Canadá e dos Estados Unidos. O telescópio de 2 toneladas e instrumentos de alta sensibilidade montado num balão atmosférico sobrevoou a Antártica a 37.000 metros de altitude e rastreou um trecho correspondente a 3% do céu. O que captou não foi a luz solar, mas a chamada radiação cósmica de fundo, as partículas luminosas resultantes do Big Bang. A imagem é de um universo imensamente menor e mais quente que hoje. Planetas e estrelas ainda não haviam nascido nem os átomos se tinham formado. Tudo o que existia era um plasma mais quente e denso que o interior do Sol. A radiação remanescente está por toda parte, a ponto de ser considerada responsável por 1% da interferência nas transmissões de TV.

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Os modelos de Aleksander Friedmann (1888-1925) e Georges-Henri Édouard Lemaître (1894-1966) do Big Bang são perfeitamente homegêneos e isotrópicos, como o Universo em grande escala, mas não explicam como as galáxias e suas estrelas se formaram. A hipótese mais aceita é que as estruturas se formaram por instabilidade gravitacional de pequenas irregularidades existentes na distribuição de matéria e energia inicial. Uma pequena região do Universo um pouco mais densa do que a média atrai o material que a circunda, amplificando a diferença, e formando uma região muito mais densa, auto-sustentável pelas forças gravitacionais. Quanto mais massa houver no Universo, mas rápido a diferença se acentua.

Em um artigo publicado por Paolo de Bernardis e colaboradores no volume 404, de 27 de abril de 2000 da Nature, foram apresentadas as observações do projeto BOOMERAnG (Ballon Observations of Millimetric Extragalactic Radiation and Geomagnetics) durante um vôo de 259 horas de duração feito em dezembro de 1998 sobre a Antártica. A análise de parte destes dados levou a conclusão de que a Radiação do Fundo do Universo apresenta flutuações de (69±8) micro Kelvins em escalas espaciais de (0,91±0,03) °, sobre a média de 2,73 K. Este tipo de flutuações já tinha sido detectado em 1992 pelo COBE, mas como sua resolução espacial era de 7°, o COBE não pode analisar a escala.

A densidade crítica é a densidade necessária para que a gravidade consiga diminuir a expansão muito vagarosamente, chegando a raio infinito com velocidade zero. Como o modelo inflacionário prediz que esta razão deve ser 1, isto é, que o Universo é euclidiano (plano em tres dimensões) e não curvo, os dados são consistentes com este modelo. Portanto, o Universo se expandirá para sempre. Tendo em vista que as abundâncias de hélio e deutério observadas no Universo, assim como a luminosidade das supernovas com alto avermelhamento (redshifts), não permitem que a densidade de matéria bariônica [composta principalmente de prótons e nêtrons (e elétrons)] seja maior do que 0,3 da densidade crítica, a densidade equivalente à constante cosmológica deve ser tal que a soma seja igual a 1.