Crescimento de Perturbações
Ao considerarmos um universo em expansão, a competição entre efeitos de gravitação e pressão na evolução das perturbações anulam-se quando o comprimento de onda é igual ao comprimento de Jeans.
Quando o comprimento de onda é inferior ao comprimento de Jeans a pressão domina. O resultado será uma onda de compressão em que a amplitude decresce devido à expansão do universo. Se o comprimento de onda é superior ao comprimento de Jean, então a gravitação domina e a amplitude da perturbação aumenta.
Flutuações Primordiais
“Como as perturbações dos bariões só podem crescer após recombinação, o crescimento será de factor 103”. As observações apontam para uma fase não linear. Existe uma contradição entre a teoria e a observação das flutuações de temperatura da radiação cósmica de fundo, que é da ordem de 10-5.
Contudo este é um problema que pode ser resolvido ao inserir uma componente não bariónica nas equações para que a teoria seja correspodente às observações. Estou a referir-me à matéria escura e pode ser de dois tipos:
1 – Matéria Escura fria (CDM)
2 – Matéria Escura quente (HDM)
A distribuição destas duas componentes da matéria escura depende da massa das partículas. Para HDM a massa deve ser muito menor que a temperatura do universo no momento do desacoplamento da partícula de massa – mp. Segundo Peebles, 1993, mpc2 << kTD.
Se ΩM for aproximadamente 1 e se a massa for apenas devida à HDM, então temos partículas com massa de 100 eV. Para ter uma ideia, o electrão tem uma massa de 511keV.
Existe um candidato a ser esta partícula: o neutrino. Os neutrinos formam um fundo semelhante à radiação cósmica de fundo. Hoje, a densidade de neutrinos é de 3×56 neutrinos/cm3 (sendo que o 3 deve-se às 3 famílias de neutrinos: electrão, muão e tau). O SNO sugere que o somatório das três famílias esteja entre os 0,05eV e 8,4eV, valores que contribuem para 0,001 a 0,18 da ΩM (SNO, 2001).
No caso da CDM, a massa terá de ser muito superior à temperatura. Segundo Peebles, 1993, mpc2 >> kTD.
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