QUINTESSÊNCIA E O PROBLEMA
DA IDADE DO UNIVERSO
DF-UFRN
Uma
das primeiras e mais permanentes dificuldades da cosmologia física foi o
chamado problema da idade do universo. Tal problema motivou o desenvolvimento
teórico da área desde a descoberta da expansão por Edwin Hubble em 1929. Por
exemplo, ao longo de toda a década de 30, Georges Lemaître defendia a
introdução da constante cosmológica nas equações de Einstein como uma possível
solução para resolver esta dificuldade presente em todos os modelos da classe
de Friedmann. A partir daí, assistiu-se uma interessante história de ressureição
e morte do termo cosmológico que se estendeu até a cosmologia contemporânea
(Weinberg 1989).
Nos
anos 80, com o advento dos chamados cenários inflacionários, a crise da idade
novamente motivou a sugestão de cosmologias com um termo L constante (ou variável). Na
sua versão moderna, tal termo seria um remanescente do período inflacionário
primordial, cuja sobrevivência era necessária para resolver o problema da idade
(Turner et al. 1984, Carvalho et al. 1992, Lima e Maia 1994, Lima 1996). Até
essa época, por crise de idade se entendia a contradição entre o tempo total de
expansão do universo (calculado teoricamente), e sua estimativa com base nas
estruturas mais velhas observadas em nossa galáxia; os chamados aglomerados
globulares.
No entanto, verificou-se mais recentemente que aexistência de galáxias velhas em altos
“redshifts” também constitui uma variante interessante do problema da idade
(“high–z age crisis”). A identificação e datação desses objetos proporciona um
importante método para por limites nos parâmetros observacionais do universo, e
também na época de formação dos primeiros objetos (Dunlop 1996, Alcaniz e Lima
1999, 2001). No ano passado, Hasinger e colaboradores, comunicaram a descoberta
do quasar APM 08279+5255 localizado
no “redshift” z=3.91, dotado de uma
abundância de ferro extremamente alta, e com uma idade estimada entre 2 e 3
bilhões de anos (Hasinger et al. 2002, Komossa e Hasinger 2002).
Supondo o limite inferior para a idade deste objeto e também as últimas medidas
do parâmetro de Hubble, obtidas pelo projeto das escalas de distâncias cósmicas
do Hubble Space Telescope (Freedmann et al. 2001), nós discutiremos algumas
consequências cosmológicas da existência deste quasar. Em particular, novos
limites para o parâmetro de densidade da matéria escura e do vácuo são obtidos.
Esta análise é também estendida para cenários de Quintessência, nos quais a energia escura é parametrizada por uma
componente homogênea descrita pela equação de estado px = wrx, onde o parâmetro w é
negativo e maior do que –1. Para modelos planos (com constante
cosmológica), mostramos que o parâmetro da densidade de energia do vácuo é
vinculado por WL ³
0,78. Este resultado é apenas marginalmente compatível com as recentes
observações de supernovas do tipo Ia (SNe Ia) e da radiação cósmica de fundo
(RCF), e está em desacordo com os mais recentes resultados provenientes das
observações de raios X em aglomerados de galáxias realizadas pelo Chandra
(Allen et al. 2002). Para cenários de quintessência, uma análise semelhante
restringe o parâmetro da equação de estado para ser w £
-0,22. Limites numa possível época de formação dos primeiros objetos são também
discutidos. A existência deste quasar desloca esse período de formação para
“redshifts” extremamente altos.
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Alcaniz J.S., Lima J.A.S. 2001, ApJ 550, L133
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Alcaniz J. S., Lima J. A. S., J. V. Cunha
(2002). Submetido a publicação.
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Allen
S. W., Schmidt R. W., Fabian A. C. 2002, MNRAS, 334, L11
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Carvalho J. C., Lima J. A. S., Waga I., 1992,
Phys. Rev. D46,
2404
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Dunlop
et al. 1996, Nature 381, 351
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Hasinger G., Schartel N., Komossa S. 2002, ApJ
573, L77
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Komossa S., Hasinger G. 2002. No
astro-ph/0207321
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Lima J.A.S., Maia J.M.F. 1994, Phys. Rev. D 49, 5597
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Lima,
J. A. S. 1996 Phys. Rev. D54, 2571
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Weinberg
S. 1989, Rev. Mod. Phys. 61, 1
ON
THE THICKNESS OF A MILDLY RELATIVISTIC COLLISIONAL SHOCK WAVE
A. Kandus (IAG/USP), J.A.S. Lima (DFTE/UFRN) and R. Opher (IAG/USP)
We consider an imperfect
relativistic fluid which develops a shock wave and discuss its structure and
thickness, taking into account the effects of viscosity and heat conduction in
the form of sound absorption. The junction conditions and the non linear
equations describing the evolution of the shock are derived with the
corresponding Newtonian limit discussed in detail. As happens in the non
relativistic regime, the thickness is inversely proportional to the discontinuity
in the pressure, but new terms of purely relativistic origin are present.
Particularizing for a polytropic gas, it is found that the pure viscous
relativistic shock is thicker than its nonrelativistic counterpart, while the
opposite holds for pure heat conduction.