Testes observacionais em modelos de quintessência com métrica anisotrópica.
Ao usarmos a Relatividade Geral, é possível obter uma infinidade de modelos da cosmologia, cada um destes com características específicas de geometria e conteúdo energético-material. As observações disponíveis atualmente não são capazes de determinar um modelo que descreva todas as propriedades observadas deste universo. Neste contexto será proposto um modelo cosmológico alternativo, na tentativa de melhorar nosso entendimento sobre a classe de modelos estudados e sobretudo realizar predições que possam ser confrontadas com os dados experimentais. O presente trabalho tem como objetivo estudar as propriedades e a viabilidade observacional de modelos de quintessência em uma métrica anisotrópica.
A métrica proposta possui geometria espacialmente homogênea cuja secção espacial é obtida pelo produto R× H^2, onde R é o espaço real e H é um espaço hiperbólico. A métrica não possui cisalhamento, é anisotrópica e possui expansão conforme. Esta métrica é classificada como Bianchi III. Esta geometria foi estudada pioneiramente por Rebouças e Tiommo e também por Korotkii e Obukhov, assim denominaremos esta métrica RTKO (Rebouças-Tiomno-Korotkii-Obukhov). Será visto nos próximos capítulos que esta métrica se reduz à métrica FLRW (Friedmman-Lemaitre-Robertson-Walker) espacialmente plana no limite de pequenas distâncias e sua expansão conforme é fato essencial para a isotropia da Radiação Cósmica de Fundo (CMB, do inglês Cosmic Microwave background ) dos modelos apresentados.
Os modelos cosmológicos serão construídos com conteúdo energético formado por matéria e radiação acrescidos de dois fluidos descritos por campo escalar: um anisotrópico, responsável pela anisotropia da métrica e um fluido isotrópico de quintessência, o qual deverá contribuir com uma pressão negativa e gerar expansão acelerada na era atual. São analisadas as principais diferenças deste modelo com os modelos de quintessência na métrica FLRW, assim como comparar suas propriedades com o modelado cosmologia padrão ΛCDM . Os modelos de quintessência estudados serão restritos a um potencial do tipo inverso da potência, pioneiramente estudados por Ratra&Peebles, o qual denominaremos potencial Ratra-Peebles. Este potencial apresenta interessantes características ao modular a expansão acelerada do universo, observada em medições de luminosidade de supernovas do tipo Ia.
Artigo completo publicado em periódico:
MIRANDA, W. L. A. ; CARNEIRO, S. S. ; PIGOZZO, C. . SNe Ia tests of quintessence tracker cosmology in an anisotropic background. Journal of Cosmology and Astroparticle Physics
, v. 2014, p. 043-043, 2014.
Análise do espectro da CMB em modelos de decaimento de vácuo
Uma miríade de observações consolidaram o modelo do hot big bang. A partir de observações da velocidade de recessão de galáxias, calculadas a partir de estrelas cefeidas variáveis, foi possível a determinação da conhecida lei de Hubble. Com o crescente estudo físico do cosmos, tornou-se viável a elaboração de modelos de universo em expansão, evoluindo de uma era inicial extremamente densa e quente, que descrevia muito bem as propriedades medidas. A elaboração teórica robusta, associada aos diversos dados observacionais, estabeleceram a cosmologia moderna e consolidou o modelo de hot big bang. Um dos pilares da cosmologia, a chamada Radiação Cósmica de Fundo – CMB (do inglês, Cosmic Microwave Radiation), é uma radiação, medida na banda das micro-ondas, com temperatura na faixa de T = 2.7 K. Esta radiação é remanescente da radiação presente no universo desde suas eras primordiais. Foi prevista nos modelos de Big Bang e somente descoberta em 1965 por Penzias e Wilson. A CMB possui um característico espectro térmico de corpo negro, determinado com grande precisão.
Tendo sua origem no universo primordial, a radiação de fundo permeia todo o universo e pode ser estudada hoje, em detalhes. O universo em sua gênese, era preenchido por um plasma ultra-quente, feito primordialmente de prótons, nêutrons, elétrons e fótons (radiação). Sendo assim, era opaco, uma vez que a radiação estava aprisionada através do espalhamento Compton. Conforme o universo se expandia, seu conteúdo esfriava. Em determinado ponto, a expansão atingiu um valor crítico, associado a energia de ligação de átomos, com temperaturas em torno de 3000 K. Nesta fase, os fótons se dissociaram dos prótons e elétrons, permitindo a formação de Hidrogênio e outros elementos leves, liberando assim a radiação para mover-se livremente no cosmos. Após o desacoplamento, a radiação esfriou gradativamente e é observada hoje como uma radiação de fundo, com temperatura em torno de 2.7 K.
Este projeto dedica-se ao estudo das características da CMB em um modelo cosmológico com decaimento de vácuo em matéria escura, ou seja, que ao longo de sua evolução, apresentam uma interação entre as componente do setor escuro. Foco principal será dado as consequências na CMB do modelo estudado. Com características que desviam do modelo padrão (ΛCDM), o modelo pretende viabilizar a solução de questões não resolvidas pelo ΛCDM, como o problema da constante cosmológica. O estudo da CMB gerada por este modelo teórico é uma ferramenta de importante necessidade para avaliar a viabilidade observacional deste e sua confrontação com o modelo padrão atual .
Cosmologia. Infográfico desde o big bang a formação de estruturas.
