Dark Energy in the Universe

Apresentação em tema: "Dark Energy in the Universe"— Transcrição da apresentação:

1 Dark Energy in the Universe
Rogério Rosenfeld Instituto de Física Teórica/UNESP Beyond SM UFRJ 08/12/2006

2 Matéria e energia no universo
Todas a formas de matéria e energia no universo são representadas pelo tensor de energia-momento. Para um observador em um universo homogêneo e isotrópico: i= matéria, radiação, neutrinos, constante cosmológica, quintessência, ...

3 Modelo cosmológico padrão
Geometria Matéria/Energia/Pressão

4 Matéria e energia no universo
Equação de estado (constante): 1a lei da termodinâmica: Portanto:

5 Constante cosmológica
O vácuo é invariante de Lorentz (observadores localmente inerciais devem medir a mesma energia de vácuo):

6 Energia do vácuo E. L. Wright.

7 Energia do vácuo = energia de ponto zero
Oscilador harmônico de frequência w: energia do vácuo (flutuação quântica) TQC- conjunto de osciladores harmônicos de todas as frequências possíveis:

8 Anti-gravidade Gravitação newtoniana:
Gravitação einsteiniana (eq. de Friedmann): Pressão é fonte gravitacional! aceleração do universo!

9 Quintessência (campo escalar)
Tensor energia-momento: Campo espacialmente homogêneo:

10 Equação de estado:

11 Quintessência Urbano França e R. Rosenfeld JHEP 2002

12 Quintessência Urbano França e R. Rosenfeld JHEP 2002

13 Parametrização da Energia Escura
Podemos em geral parametrizar a equação de estado da energia escura:

14 Universo com 2 fluidos sem interação: matéria escura e energia escura
Conservação do tensor de energia-momento: Para matéria escura não-relativística em geral: e portanto

15 Universo com 2 fluidos sem interação: matéria escura e energia escura
Logo, para a energia escura temos: cuja solução é:

16 Universo com 2 fluidos com interação: matéria escura e energia escura
Massa da partícula de energia escura pode depender da matéria escura: Para matéria escura não-relativística em geral: d parametriza a interação.

17 Universo com 2 fluidos com interação: matéria escura e energia escura
Portanto: e conservação do tensor energia-momento resulta:

18 Interação entre matéria escura e
energia escura e SNIa L. Amendola, G. C. Campos e R. Rosenfeld astro-ph/ Adotar a parametrização para a equação de estado:

19 Evolução da energia escura
onde a evolução sem interação é dada por

20 Distância luminosidade
onde L é a luminosidade absoluta do objeto e f é o fluxo detectado. Por outro lado,

21 Distância luminosidade
O modelo a ser testado determina a função de Hubble:

22 A grande surpresa: A expansão do Universo é acelerada!

23 Supernovas: faróis no Universo
Um objeto com brilho absoluto fixo parece mais brilhante se a expansão está desacelerando e menos brilhante se o universo estiver acelerando.

24 Supernova do tipo Ia (SNIa)
Precisamos de objetos no universo com brilho absoluto conhecido: Supernovas do tipo Ia (SNIa) Supernova do tipo Ia (SNIa) Essas supernovas são tão brilhantes quanto uma galáxia inteira!

25 Supernovas: faróis no universo

26 Curvas de luz de supernovas do tipo Ia (SNIa)

27 Como medir a variação da expansão
passado explosão da SNIa velocidade constante explosão desacelerado explosão acelerado

28 Medindo a expansão acelerada
Linder

29 Perlmutter at al (1998)

30 Estimativa dos parâmetros
Medidas observacionais do “módulo de distância” Distância de luminosidade Teoricamente: Ajuste dos parâmetros Observacionalmente: ajuste de curvas de luz luminosidade intrínseca do objeto

31 Estimativa dos parâmetros
Método da Máxima Verossimilhança Probabilidade de, dado um conjunto de medidas realizadas, ter-se determinados valores para os parâmetros que desejamos estimar. Intervalos de confiança por integração direta f.d.p. dos parâmetros N=157 (Gold sample, Riess et al 2004) N=71 (SNLS, Astier et al 2006)

32 Sensibilidade a WDM Para LCDM: WDM =0.26±0.04 (Gold)
WDM =0.19± (SNLS) a ser comparado com resultado de CMB: WDM =0.18± (WMAP3y) Tensão entre SNIa Gold e CMB.

33 Amendola, Campos e Rosenfeld - astro-ph/0610806

34

35 Sensibilidade a WDM com w0 variável
Usar escala angular do primeiro pico acústico para comparar com SNIa: horizonte sonoro no desacoplamento distância da superfície de último espalhamento QA =0.595± (WMAP3y)

36 Comparação entre escala angular do primeiro pico acústico com SNIa:
Amendola, Campos e Rosenfeld - astro-ph/

37 CONCLUSÕES Existe uma certa tensão entre dados de SNIa e CMB
com relação a WDM Interação entre matéria escura e energia pode ajudar a melhorar o acordo entre medidas da escala angular do horizonte no desacoplamento e medidas de SNIa. Valores maiores de WDM podem ser permitidos caso haja interação. Futuro: outras parametrizações da equação de estado da energia escura e da interação.