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Dark Energy in the Universe Rogério Rosenfeld Instituto de Física Teórica/UNESP Beyond SM UFRJ08/12/2006.

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1 Dark Energy in the Universe Rogério Rosenfeld Instituto de Física Teórica/UNESP Beyond SM UFRJ08/12/2006

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 Geometria Matéria/Energia/Pressão Modelo cosmológico padrão

4 Matéria e energia no universo Equação de estado (constante): 1 a 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 do vácuo = energia de ponto zero energia de ponto zero Oscilador harmônico de frequência : TQC- conjunto de osciladores harmônicos de todas as frequências possíveis: energia do vácuo (flutuação quântica)

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

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

10 Equação de estado:

11 Quintessência Quintessência Urbano França e R. Rosenfeld JHEP 2002

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

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: 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 expansão do Universo é acelerada! A grande surpresa:

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

24 Supernova do tipo Ia (SNIa) Precisamos de objetos no universo com brilho absoluto conhecido: Supernovas 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 velocidadeconstante explosãodesacelerado explosãoacelerado

28 Medindo a expansão acelerada Linder

29 Perlmutter at al (1998)

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

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. f.d.p. dos parâmetros Intervalos de confiança por integração direta N=157 (Gold sample, Riess et al 2004) N=71 (SNLS, Astier et al 2006)

32 Sensibilidade a DM Para CDM: DM =0.26±0.04 (Gold) DM =0.26±0.04 (Gold) DM =0.19±0.02 (SNLS) DM =0.19±0.02 (SNLS) a ser comparado com resultado de CMB: DM =0.18±0.04 (WMAP3y) DM =0.18±0.04 (WMAP3y) Tensão entre SNIa Gold e CMB.

33 Amendola, Campos e Rosenfeld - astro-ph/

34

35 Sensibilidade a DM com 0 variável Usar escala angular do primeiro pico acústico para comparar com SNIa: horizonte sonoro no desacoplamento distância da superfície de último espalhamento =0.595±0.002 (WMAP3y) =0.595±0.002 (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 DM com relação a DM 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. DM Valores maiores de DM podem ser permitidos caso haja interação. Futuro: outras parametrizações da equação de estado da energia escura e da interação.


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