Sobre Campos Escalares e Modelos Din - PowerPoint PPT Presentation

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Sobre Campos Escalares e Modelos Din

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Sobre Campos Escalares e Modelos Din micos de Energia Escura V Workshop Nova F sica no Espa o Miguel Quartin, Ioav Waga (IF / UFRJ) Luca Amendola (OAR It lia) – PowerPoint PPT presentation

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Title: Sobre Campos Escalares e Modelos Din


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Sobre Campos Escalarese Modelos Dinâmicos de
Energia Escura
  • V Workshop Nova Física no Espaço
  • Miguel Quartin, Ioav Waga (IF / UFRJ)
  • Luca Amendola (OAR Itália)
  • Fevereiro de 2006

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Resumo
  • Introdução e Motivação
  • O Campo K
  • k-Essência
  • Escalonamento
  • Acoplamento
  • Propriedades Gerais
  • Resultados Preliminares
  • Conclusões
  • Referências

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Introdução e Motivação
Observações atuais indicam que hoje temos O?
0,7 e que dos 0,3 restantes, a maioria parece ser
constituída de algum tipo de matéria
não-bariônica!
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O Campo K
  • Campo escalar ? ferramenta versátil da cosmologia
    moderna. Campos escalares podem
  • ser motivados pela física de partículas
  • gerar inflação
  • ser responsáveis por transições de fase no
    Universo primordial
  • se comportar como energia escura (quintessência),
    como matéria escura (ou ambas ? quartessência)
  • Em geral

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O Campo K (2)
  • Hipótese básica do campo k ? as eqs. de
    Euler-Lagrange devem ser de 2a ordem

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O Campo K (3)
  • Usando a eq. de Klein-Gordon ? 2 eqs.
    diferenciais de 1a ordem não lineares e
    acopladas.
  • dX/dN
  • d??/dN

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k-Essência
  • Problema-chave da cosmologia atual origem (2x)
    da energia escura
  • Modelos de quintessência não resolvem o problema
    do ajuste fino da energia escura
  • Procura-se soluções atratoras do campo k com as
    seguintes características
  • Insensibilidade às condições iniciais
  • Pressão negativa apenas após um gatilho ?
    eqüipartição
  • Um campo k com essas características é denominado
    k-essência.

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k-Essência (2)
Quintessência
  • Vantagem maior flexibilidade nas condições
    iniciais
  • Desvantagem 2a eqüipartição ? ajuste de
    parâmetros

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k-Essência (3)
  • k-essência tenta resolver estes problemas com
    soluções atratoras com escalonamento.
  • O campo k rastreia a radiação até a eqüipartição,
    após a qual soluções deste tipo são fisicamente
    proibidas
  • Após a eqüip., o sistema caminha para outro
    atrator passando por uma fase onde w? -1

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k-Essência (4)
  • Podemos generalizar nossa abordagem e incluir um
    acoplamento entre o campo e a matéria (escura)
  • Tal acoplamento pode permitir a existência de um
    atrator final com ambos ?m ?? 0,5 e com w?
    lt -1/3.
  • Questão qual deve ser a dependência Q(?)?

As eqs. de Friedmann assumem a forma
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Propriedades Gerais
  • Partindo de poucas hipóteses, é possível
    restringir a forma funcional da lagrangiana
    p(X,?)
  • Hipóteses escalonamento w? const. Q(?) const.

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Propriedades Gerais (2)
  • Das equações anteriores temos
  • Solução da Equação Mestra

Equação Mestra
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Propriedades Gerais (3)
Resultados Preliminares
  • Questão o caso Q const. é o mais geral possível?
  • Isto é, existe uma redefinição do campo que
    reduza um caso arbitrário ao caso Q constante?

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Propriedades Gerais (4)
Resultados Preliminares
  • Redefinindo o campo ? ? ?(?) ? X ? X? X Q2
  • Mesma forma funcional que o caso Q constante!
  • O caso Q constante é o mais geral possível.

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Conclusões
  • O campo k explora a dinâmica rica dos termos
    cinéticos não canônicos
  • k-Essência
  • k-essência tenta resolver o problema da
    coincidência cósmica através de soluções
    atratoras com escalonamento que usam a
    eqüipartição como um gatilho
  • O sucesso da k-essência depende do tamanho da
    classe de lagrangianas com as características
    desejadas
  • Atrator R primordial com vasta bacia de atração
  • Atrator tardio bem localizado.

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Conclusões (2)
  • Propriedades Gerais
  • A busca por soluções com escalonamento impõe
    fortes vínculos sobre a forma funcional da
    lagrangiana
  • Trabalhos na literatura consideram diferentes
    tipos de acoplamento, quando na realidade, o
    acoplamento constante é o mais geral
  • Obs. é possível que existam diferenças na
    evolução das perturbações
  • Importância deste estudo advém das conseqüências
    da liberdade de calibre na definição do campo
    não serem óbvias.

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Referências
  • C. Armendariz-Picón et al., Phys. Rev. D 63
    103510 (2001)
  • C. Armendariz Picón et al., Phys. Rev. Lett.
    v.85, n.21, p.4438 (2000)
  • H. Wei, R.-G. Cai, Phys. Rev. D 71, 043504 (2005)
  • F. Piazza, S. Tsujikawa, JCAP 0407 (2004) 004
  • S. Tsujikawa, M. Sami, Phys.Lett. B603 (2004)
    113-123
  • L. Amendola, M. Quartin, I. Waga, a ser publicado

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F I M
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Introdução e Motivação
Cosmologia Básica
Equação de Einstein
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Introdução e Motivação (i)
Estamos desprezando a radiação e, na 1a e na 3a
curva, também a curvatura.
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Introdução e Motivação (ii)
rad.
poeira
curv.
?
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Introdução e Motivação (iii)
  • O modelo padrão prevê condições iniciais (pós
    Big Bang) muito peculiares.
  • Isotropia da RCF
  • O problema da planura (ou chateza)
  • Origem das estruturas.
  • Uma etapa de expansão acelerada logo após o Big
    Bang pode resolver estes problemas ? Modelos
    Inflacionários
  • Modelos mais simples ? campo escalar

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Introdução e Motivação (iv)
O?0,7 Om0,3
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O Campo K (i)
O campo escalar é um pioneiro, enviado para
explorar os novos mundos da física!
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O Campo K (ii)
  • Hipótese básica do campo k ? as eqs. de
    Euler-Lagrange devem ser de 2a ordem

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O Campo K (iii)
  • dX/dN é singular para K 0 ou para ?X? 0
  • Os sinais de K(?) e de ?X? não se alteram. Vamos
    supor K(?) gt 0 e ?X? gt 0.

cs ? veloci-dade do som
  • Da teoria de perturbação na métrica em torno de
    Minkowski temos estabilidade ? cs2 gt 0

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O Campo K (iv)
  • Estas eqs. eq. de Klein-Gordon

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k-Essência (i)
  • É importante saber quando as soluções com
    escalonamento são também atratoras
  • Pontos Críticos R e D são atratores se e só se
  • Pontos Críticos K são atratores se e só se
  • Pontos Críticos S são atratores se e só se

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k-Essência (ii)
  • Modelos de quintessência não resolvem o problema
    do ajuste fino da energia escura.
  • Queremos soluções onde wf é constante (sol.
    atratora)
  • Se o Universo é dominado por m (radiação ou
    poeira), temos, da equação de movimento do campo

Solução válida enquanto ?? 1. ?tot (hoje)
10-124 ? obtemos
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k-Essência (iii)
  • É importante saber quando as soluções
    rastreadoras são também atratoras
  • Elas são atratoras se e só se
  • Para aprofundar nosso estudo nos diversos tipos
    de atratores possíveis é conveniente reescrever
    as eqs. do campo em termos de uma nova variável y.

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k-Essência (iv)
  • Foco ? lagrangianas do tipo
  • Nossas considerações anteriores se traduzem em
  • ? gt 0 ? ?yg lt 0 e ?X? gt 0 ?
    ?y?yg gt 0
  • As eqs. de movimento do campo ficam escritas
    assim

Componente dominante ? ? rastreada
Uma solução atratora em y só existe se r(y) lt 1
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k-Essência (v)
  • As eqs. anteriores nos mostram que existem 4
    tipos de soluções atratoras

w(y) g(y) r(y)
Radiação 1/3 gt 0 entre 0 e 1
Poeira 0 0 entre 0 e 1
de Sitter -1 lt 0 0
atrator k lt -1/3 lt 0 1
? desejável
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k-Essência (vi)
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k-Essência (vii)
Época dominada pela radiação
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k-Essência (viii)
Época dominada pela radiação
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k-Essência (ix)
Época dominada pela poeira
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k-Essência (x)
Caso com atrator tardio do tipo poeira
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k-Essência (xi)
  • As bacias de atração podem não ser tão grandes
    assim

p(X) -2.01 2 (1 X)1/2 3 10-17 X3 - 10-24
X4
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Trabalho Futuro
  • Propriedades Gerais
  • Escrever as equações de movimento para o caso
    geral (lagrangianas não-separáveis)
  • Cálculo das perturbações
  • Comparação com modelos que prevêem pequenas
    modificações na lagrangiana de E-H
  • Particularizar o estudo
  • modelos concretos com as características
    desejadas
  • cálculos numéricos de trajetórias no espaço de
    fase
  • ???
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