II WORKSHOP :NOVA FÍSICA NO ESPAÇO

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José Ademir Sales de Lima

 

QUINTESSÊNCIA E O PROBLEMA DA IDADE DO UNIVERSO

 

J. A. S. Lima

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.

 

Referências

-        Alcaniz J.S., Lima J.A.S. 1999, ApJ 521, L87

-        Alcaniz J.S., Lima J.A.S. 2001, ApJ 550, L133

-        Alcaniz J. S., Lima J. A. S., J. V. Cunha (2002). Submetido a publicação.

-        Allen S. W., Schmidt R. W., Fabian A. C. 2002, MNRAS, 334, L11

-        Carvalho J. C., Lima J. A. S., Waga I., 1992, Phys. Rev. D46, 2404

-        Dunlop et al. 1996, Nature 381, 351

-        Hasinger G., Schartel N., Komossa S. 2002, ApJ 573, L77

-        Komossa S., Hasinger G. 2002. No astro-ph/0207321

-        Lima J.A.S., Maia J.M.F. 1994, Phys. Rev. D 49, 5597

-        Lima, J. A. S. 1996 Phys. Rev. D54, 2571

-        Turner M. S., Steigmann G., Krauss L. M. 1984, Phys. Rev. Lett. 52, 2090

-        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.