Modelos cosmológicos aplicados à teoria de Bergmann–Wagoner com condições iniciais naturais

• Ano de defesa: 2018
• Autor(a) principal: Silva, Anderson Mendonça da
• Tipo de documento: Tese
• Tipo de acesso: Acesso aberto
• Idioma: por
• Instituição de defesa: Universidade do Estado do Rio de Janeiro; Centro de Tecnologia e Ciências::Instituto de Física Armando Dias Tavares; Brasil; UERJ; Programa de Pós-Graduação em Física
• Palavras-chave em Português: Cosmology - Mathematical models; Cosmological constants; Gravitation; Inflationary universe; Runge-Kutta formulas; Cosmological function; Bergmann-Wagoner theory; Scalar field; Cosmologia – Modelos matemáticos; Constantes cosmológicas; Gravitação; Universo inflacionário; Runge-Kutta, Fórmulas de; Função cosmológica; Teoria de Bergmann–Wagoner; Campo escalar; CIENCIAS EXATAS E DA TERRA::ASTRONOMIA::ASTROFISICA EXTRAGALACTICA::COSMOLOGIA
• Link de acesso: http://www.bdtd.uerj.br/handle/1/20347

Algumas teorias escalar-tensoriais contêm em sua ação um termo cosmológico representado por uma função λ (ф), que generaliza uma constante cosmológica. A variação dessa função pode ser usada para explicar a inflação cósmica durante o Universo Primordial e, ao mesmo tempo, a expansão acelerada observada hoje. A teoria de Bergmann-Wagoner acrescenta à Relatividade Geral um campo escalar que pode ser interpretado, no frame de Jordan, como ф (t) = G¯¹, transformando a “constante” gravitacional G, em uma variável. Observações indicam que a equação de estado para a energia escura é w ≈ −1, todavia, esses estudos não descartam a possibilidade de w ≠ −1, sendo compatível com a função cosmológica em substituição a constante. Por outro lado, observações indicam que qualquer variação atual da constante gravitacional é limitada por |G˙/G| < 10¯¹³yr¯¹. Na primeira parte desta tese, foi modelado um campo ф (t) que respeita a variação de G observada e gera uma função cosmológica λ(ф) que possui um valor “grande” próximo ao Big Bang e depois decai. Este comportamento geraria a inflação durante o Universo Primordial e também seria compatível com as observações atuais que indicam Λ ≈ 10¹²² tp¯² . Na segunda parte, a função cosmológica e o parâmetro de Hubble foram modelados de forma que λ(t) α t¯² e H(t) α t¯¹, e o comportamento dos parâmetros cosmológicos e as possíveis consequências para a evolução do Universo foram estudados. Foram encontradas as soluções gerais para os casos sem matéria e espacialmente plano, e implementados integradores para resolver as equações diferencias na presença de matéria e curvatura. As condições iniciais utilizadas foram definidas para que os parâmetros cosmológicos tenham valores“naturais” próximos ao Big Bang.