Evolução do Universo nos Primeiros Segundos

A evolução do universo é determinada por 3 parâmetros:

H₀ (constante de Hubble);

_M (densidade média de matéria);

Ὠ_Ʌ (parâmetro cosmológico, constante cosmológica reduzida);

Esta última é não nula e, devido a isso, podemos ter um universo com curvatura positiva que expanda para sempre, isto é, um universo fechado com expansão eterna.

Técnicas de determinação de distâncias

Através destes parâmetros é, ainda, possível calcular a idade do universo ou o seu complemento, o “lookback-time” em função do redshift.

Outra forma de calcular a distância e, por conseguinte o tempo, é através de supernovas do tipo Ia (SN Ia), que apresentam uma luminosidade intrínseca independentemente da distância. Podemos, assim, traçar o diagrama de Hubble (magnitude vs distância) e determinar os parâmetros.

Para galáxias próximas usa-se a relação período-luminosidade das Cafeidas, empregado por Hubble.

Inflação

A teoria inflacionária foi proposta formalmente por Guth em 1981. Esta teoria veio suplantar alguns problemas que a teoria do Big Bang quente continha. Foi ainda motivada pela abordagem que englobe as condições iniciais do Universo:

1 – Universo plano

Se hoje a densidade é aproximadamente crítica, ou seja, o universo é euclidiano, então no passado deveria ser muito mais próxima da densidade crítica. Assim, porque há um ajuste tão fino de Ω_M?

2 – Horizonte

Dois pontos, A e B, estão ligados se, no passado, um fotão teve tempo de partir do ponto A até ao ponto B. Isto é, se um ponto estiver no horizonte do outro.

Tendo em conta o redshift da recombinação, que é z=1100, corresponde a 1,8º de ângulo do horizonte. Ou seja, uma separação angular susperior a 1,8º não estariam ligados na época da recombinação.  Contudo observamos que esses pontos apresentam a mesma temperatura, apenas com uma variação de 1/10⁵ aproximadamente. Então, como é que regiões que nunca se contactaram podem ter a mesma temperatura?

3 – Grandes Estruturas

Quais as condições iniciais das flutuações primordiais? A teoria de partículas prevê defeitos topológicos durante as transições de fase. Mas isso não é observado. “O princípio da teoria da inflação é que o universo tem a escala de Plank (1,616 x1 0^-35m), a maior parte da densidade de energia está num campo escalar e o potencial de campo não é nulo.”.

A inflação ocorre na idade de 10^-34s e tem a duração de 10^-32s. A expansão é de e⁶⁰ = 10²⁶. Para terem uma ideia da diferença entre nucleossíntese primordial e hoje, o universo expandiu 10¹⁴ vezes em 10¹⁰anos.

A inflação termina quando o campo escalar da inflação (o inflatão) decai. A energia deste decaimento reaquece o universo, que expande até hoje.

O problema do horizonte é, assim, resolvido pela inflação. Há 3 predições desta teoria:

                1 – curvatura total plana

                2 – flutuações iniciais são gausianas

                3 – espectro de flutuações é uma lei de potência