Dark Energy in the Universe Rogrio Rosenfeld Instituto

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

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, . . .

Modelo cosmológico padrão Geometria Matéria/Energia/Pressão

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

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

Energia do vácuo E. L. Wright.

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:

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

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

Equação de estado:

Quintessência Urbano França e R. Rosenfeld JHEP 2002

Quintessência Urbano França e R. Rosenfeld JHEP 2002

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

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

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

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.

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

Interação entre matéria escura e energia escura e SNIa L. Amendola, G. C. Campos e R. Rosenfeld astro-ph/0610806 Adotar a parametrização para a equação de estado:

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

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

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

A grande surpresa: A expansão do Universo é acelerada!

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.

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!

Supernovas: faróis no universo

Curvas de luz de supernovas do tipo Ia (SNIa)

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

Medindo a expansão acelerada Linder

Perlmutter at al (1998)

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

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

Sensibilidade a WDM Para LCDM: WDM =0. 26± 0. 04 (Gold) WDM =0. 19± 0. 02 (SNLS) a ser comparado com resultado de CMB: WDM =0. 18± 0. 04 (WMAP 3 y) Tensão entre SNIa Gold e CMB.

Amendola, Campos e Rosenfeld - astro-ph/0610806

Sensibilidade a WDM com w 0 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± 0. 002 (WMAP 3 y)

Comparaçãoentre escalaangular doprimeiropico acústicocom SNIa: Amendola, Campos e Rosenfeld - astro-ph/0610806

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 haja interação. WDM podem ser permitidos caso • Futuro: outras parametrizações da equação de estado da energia escura e da interação.