Dinâmica cosmológica e restrições observacionais: Resumo e introdução

Tabela de links

• Resumo e introdução
• A gravidade f(Q): uma breve revisão
• Dinâmica cosmológica em tempos tardios
• Restrições de parâmetros
• Conclusões
• Agradecimentos e Referências

Abstrato

Palavras-chave : Gravidade modificada, Energia escura, gravidade f(Q), restrições de parâmetros.

PACS : 04,50.Kd, 98,80.-k

1. Introdução

Por mais de duas décadas, esforços significativos foram dedicados à pesquisa cosmológica em busca de uma explicação para a aceleração cósmica observada nos últimos tempos. A principal via de investigação envolve a introdução de um novo componente de energia no Universo, denominado energia escura (DE), que se distingue pela sua pressão negativa. No entanto, até o momento, uma resolução definitiva e satisfatória para o enigma da ED permanece indefinida; sua incorporação na estrutura das teorias fundamentais da física continua a desafiar os pesquisadores (para uma revisão abrangente sobre este tópico, ver Refs. [1, 2, 3]).

Uma das abordagens intrigantes para elucidar a aceleração cósmica tardia, além da inclusão de DE ou de novas formas de matéria para explicar esse fenômeno, reside no campo das teorias da gravidade modificada (ver, por exemplo, Refs. [4, 5, 6 ] para uma revisão). Normalmente, nesta estrutura, a ação fundamental é construída assumindo funções generalizadas da curvatura escalar (as chamadas teorias f(R)), teorias gerais de ordem superior, teorias escalar-tensor da gravitação, etc. surgiu no domínio das teorias modificadas da gravitação. Essas teorias particulares, nas quais as interações gravitacionais são governadas pela não-metricidade, com a curvatura e a torção sendo consideradas insignificantes, são conhecidas como teorias f(Q) ou gravidade teleparalela simétrica f(Q), onde Q é o escalar de não-metricidade [7 , 8, 9, 10, 11]. Estas estruturas teóricas têm o potencial de fornecer novas perspectivas sobre o fenômeno da aceleração cósmica, decorrentes das consequências inerentes de uma geometria alternativa em oposição à estrutura Riemanniana convencional (ver Ref. [12] para uma revisão recente e extensa sobre este tópico) .

Embora esta proposta seja muito recente, existem numerosos trabalhos na literatura que foram realizados utilizando-a [13, 14, 15, 16, 17, 18, 19, 20, 21, 22, 23, 24, 25, 26, 27, 28, 29, 30, 31, 32, 33, 34, 35, 36, 37, 38, 39, 40, 41, 42, 43, 44, 45, 46]. Normalmente, devido à presença de elementos não lineares nas equações de campo, um dos principais desafios inerentes a estes cenários diz respeito à tarefa de derivar soluções, seja por meios analíticos ou numéricos. Embora comumente as equações de campo sejam resolvidas numericamente, também é uma tentativa usual propor uma parametrização do parâmetro de Hubble, do parâmetro de estado da equação ou de f(Q) em termos de redshift, entre outras estratégias.

Por exemplo, na Ref. [13] os autores realizaram uma análise observacional de vários modelos f(Q) modificados usando a abordagem redshift, onde o f(Q) Lagrangiano é reformulado como uma função explícita do redshift, f(z). Várias diferentes parametrizações polinomiais de f(z) são propostas, incluindo novos termos que permitiriam desvios do modelo ΛCDM. Na Ref. [27] uma nova parametrização do parâmetro Hubble é proposta de forma independente do modelo e aplicada às equações de Friedmann no Universo FLRW. Além disso, os autores da Ref. [38] implementaram um esquema de parametrização para o parâmetro de Hubble, obtendo uma solução exata para as equações de campo na cosmologia f(Q).