Observatório Nacional – ON Pos Graduação de Astronomia Ministério da ciência e tecnologia - MCT A aceleração do Universo Maria Aldinêz Dantas Rio de Janeiro – RJ 30/06/2010

Einstein (1917) Relatividade Geral Universo Estático Constante Cosmológica Constante Cosmológica ( : Antigravidade ) Fundador do primeiro modelo.

Friedmann (1922) Previsão da Expansão do Universo Modelo do Big Bang.

Hubble (1929) Descoberta da Expansão do Universo H = km.s -1.Mpc -1 H o = km.s -1.Mpc -1 t o ~ 1/H o = 2 bilhões de anos

Riess et al. (1996) H = 72 8 km/s/Mpc Riess et al. (1996) H o = 72 8 km/s/Mpc t o ~ 14 bilhões de anos

COSMOLOGIA: LINHA EVOLUTIVA Idade Antiga Idade Média Idade Moderna Contemporânea EXPANSÃO CMB (3 K) SNe Ia ENERGIA ESCURA? } } } } 1917 EINSTEIN

Energia Escura: Genealogia Energia Escura Estimativas Dinâmicas Anisotropia da CMB Supernova Idade do universo q o < 0 Inflação Total = 1 m = 0.3 to ~ 14 Gyr (z = 0)

Energia escura CDM teoria de unificação (CG e GCG) teorias modificadas DGP Modelo Cardassiano Segue de um princípio de mínima ação = Ação de Einstein-Hibert + Ação da matéria Expansão Acelerada do Universo

Relatividade geral + métrica de FRW: (1) (2) A métrica de FRW

Tempo presente Universo Plano Universo Fechado Universo Aberto Tamanho do Universo Tempo 70 bilhões de anos Tamanho do Universo

Parâmetro da Equação de estado Caso geral, a densidade varia com o tempo da seguinte forma (5) (4) (3) (6)

Clique para editar o estilo do subtítulo mestre Evolução da densidade de radiação, matéria e energia escura com o redshift

Como acelerar o Universo? Relatividade Geral: Relatividade Geral: P DE < 0 ! 0

No contexto da TRG Matéria Normal: Matéria Normal: implica desaceleração. Gravidade é atrativa! Pressão Negativa Acelera o Universo! Energia Escura ou quintessência A densidade de energia é positiva, mas a pressão é negativa.

tempo Newton Einstein tempo Energia Escura? acelerado fator de escala R normal

PRINCIPAIS CANDIDATOS A ENERGIA ESCURA -, V( ) Campo Escalar -, V( ) – (px = w x, w < 0) Matéria X – (px = w x, w < 0) Constante Cosmológica -

Vácuo V Campo Escalar Ratra & Peebles, PRD, (1988) Steinhardt et al. PRL, (1998)

Matéria X.

Constante cosmológica Não se aglomera: não pode ser detectada nas determinações de m Expansão acelerada: q o = m /2 - (Consistente com as SNe em 99.7%) Idade do Universo compatível com as datações dos aglomerados globulares - P = -

Exemplo: ΛCDM Redshift de transição: (depende fortemente de Ωm)

Parâmetro de Desaceleração: Einstein-de Sitter ΛCDM

Distância

O Problema da Constante Cosmológica |ρ | GeV 4 (Observações Cosmológicas) ρ v GeV 4 (Teoria Quântica de Campos) ρ v = |ρ | S. Weinberg, Rev. Mod. Phys, 61, 1 (1989)

Union 307 (Kowalski et al. 2008) Módulo da distância

Oscilações Acústica Bariônica (Einsenstein et al. 2005) Pequeno excesso de densidade na distribuição de bárions escala do horizonte acústico.

A idade do Universo Objetos mais velhos fornecem um limite inferior sobre t(z). The globular cluster Messier 2

Início de tudo!

Dados de SNe Ia e resultados: Union (307 events)

SNe + CMB + LSS + Raio-X 0.7 m 0.3

Dados de idades: (Dantas and Alcaniz 2009, arXiv: [astro-ph]) m = 0.10 = m = 0.05 = 0.25 e 0,7 Z = 0.11 – 1.84 R. Jimenez, et al. (2004).

+ BAO m = 0.24 = 0.69 e 0.07 m = 0.27 = -1.04

... Jj

Ao delimitarmos as propriedades da energia escura (ACELERAÇÃO DO UNIVERSO), estaremos ao mesmo tempo testando a própria TRG.

A coisa importante é não parar de questionar. A curiosidade tem suas próprias razões para existir... Nunca perca a sagrada curiosidade.