Modelos cosmológicos viscosos segundo a termodinâmica dos processos irreversíveis

Detalhes bibliográficos
Autor(a) principal: Silva, Marcus Calmon Navarro Teixeira da
Data de Publicação: 2004
Tipo de documento: Dissertação
Idioma: por
Título da fonte: Repositório Institucional da UFPR
Texto Completo: https://hdl.handle.net/1884/40588
Resumo: Orientador : Gilberto M. Kremer
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spelling Universidade Federal do Paraná. Setor de Ciências Exatas. Programa de Pós-Graduação em FísicaKremer, Gilberto Medeiros, 1949-Silva, Marcus Calmon Navarro Teixeira da2024-03-21T19:57:06Z2024-03-21T19:57:06Z2004https://hdl.handle.net/1884/40588Orientador : Gilberto M. KremerDissertação (mestrado) - Universidade Federal do Paraná, Setor de Ciências Exatas, Programa de Pós-Graduação em FísicaResumo: No presente trabalho, investigamos a influencia da viscosidade volumétrica sobre algumas variáveis cosmológicas, supondo que o segundo coeficiente de viscosidade seja proporcional a uma potencia da densidade de energia da mistura, cujos valores estão compreendidos entre 0 e 1. Com este objetivo, formulamos dois modelos fenomenológicos, combinando a teoria da relatividade geral de Einstein com a termodinâmica dos processos irreversíveis. No primeiro modelo (Universo desacelerado-acelerado), o Universo evolui de uma fase passada de aceleração negativa para uma fase atual de aceleração positiva, sob a influência de um campo de energia escura, que interage fracamente com a matéria ordinária. A interação da energia escura e do campo gravitacional e de caráter reversível. Na primeira fase, a matéria e dominante, enquanto que, na segunda, a energia escura domina. A evolução temporal do campo de densidade de matéria esta relacionada à expansão cósmica e a interação irreversível da matéria com o campo gravitacional, descrita pela pressão de não-equilíbrio. De tal modo que, quando o efeito da pressão de não-equilíbrio e acentuado, a densidade de energia da matéria diminui mais lentamente, o contrario ocorrendo quando o mesmo efeito e atenuado. A evolução da energia escura esta relacionada a taxa de expansão. A pressão de não-equilíbrio e a viscosidade diminuem com o tempo, de sorte que o Universo atual e menos viscoso do que na fase evolutiva anterior. Por outro lado, a pressão de não-equilíbrio e a viscosidade são fortemente sensíveis a uma alteração no valor do expoente que define a dependência da viscosidade com a densidade de energia da mistura. No segundo modelo (Universo inflacionário-desacelerado-acelerado), apos experimentar uma fase inicial de expansão inflacionaria, o Universo atravessa uma fase de aceleração negativa, para atingir uma fase de aceleração positiva. Na fase inflacionaria, o Universo se expande as custas da energia de um campo escalar clássico 4>, que age como um inflaton. Nas fases desacelerada e acelerada, o campo <p atua como um campo de energia escura, cuja influencia prevalece sobre a da matéria apenas na fase atual (acelerada). Na fase inflacionaria, a pressão de não-equilíbrio descreve o processo de produção de partículas, enquanto que nas fases seguintes ela descreve a interação do campo gravitacional com a matéria. A pressão de não-equilíbrio, inicialmente nula, aumenta rapidamente ate atingir o seu valor máximo (negativo) no fim da inflação, quando a taxa de produção de partículas e máxima. Na evolução subsequente, ate a era atual, o seu efeito e atenuado. Como no modelo anterior, a viscosidade e a pressão de não-equilíbrio descrescem com o tempo, e, na fase pós-inflacionaria, a evolução do campo de densidade de matéria e influenciada pela expansão e pela interação da matéria com o campo gravitacional.Abstract: In the present work, we investigate the influence of the bulk viscosity on some cosmological variables by assuming the second viscosity coefficient to be proportional to a power of the energy density of the mixture, the values of which are comprised between 0 and 1. With this aim, we stated two phenomenological models by combining the Einstein's general theory of relativity with the thermodynamics of irreversible processes. In the first model (decelerated-accelerated Universe), the Universe evolves from a past negative acceleration phase to a current positive acceleration phase under the influence of a dark energy field, which interacts weakly with the ordinary matter. The interaction between the dark energy and the gravitational field is of a reversible character. In the first phase, the matter is dominant, while in the second the dark energy dominates. The time evolution of the energy density of the matter is related to the cosmic expansion and to the irreversible interaction between the matter and the gravitational field, described by the non-equilibrium pressure. In such a manner that, when the effect of the non-equilibrium pressure is stressed, the energy density of the matter decays more slowly, the opposite ocurring when the same effect is reduced. The evolution of the dark energy is related to the expansion rate. Both the non-equilibrium pressure and the viscosity decrease with time, so that the current Universe is less viscous than in the previous evolution phase. On the other hand, the non-equilibrium pressure and the viscosity are strongly sensible to a change in the value of the exponent that defines how the viscosity scales with the energy density of the matter. In the second model (inflationary-decelerated-accelerated Universe), after undergoing an initial phase of inflationary expansion, the Universe goes through a negative acceleration phase to reach a positive acceleration phase. In the inflationary phase, the Universe expands at the expense of the energy of a classical scalar field 0, which acts like an inflaton. In the decelerated and accelerated phases, the field 4> acts like a dark energy field, the influence of which prevails over that of the matter only in the current (accelerated) phase. In the inflationary phase, the nonequilibrium pressure describes the particle production process, while in the following phases it describes the interaction between the gravitational field and the matter. The non-equilibrium pressure, initially taken as zero, increases rapidly to reach its maximum (negative) value at the end of inflation, when the particle production rate becomes the largest. In the subsequent evolution, till the currente era, its effect is reduced. As in the previous model, both the viscosity and the non-equilibrium pressure decrease with time, and in the pos-inflationary phase the evolution of the energy density of the matter is influenced by the expansion and the interaction of the matter with the gravitational field.86p. : il., grafs.application/pdfDisponível em formato digitalTermodinâmicaCosmogoniaViscosidadeFísicaModelos cosmológicos viscosos segundo a termodinâmica dos processos irreversíveisinfo:eu-repo/semantics/publishedVersioninfo:eu-repo/semantics/masterThesisporreponame:Repositório Institucional da UFPRinstname:Universidade Federal do Paraná (UFPR)instacron:UFPRinfo:eu-repo/semantics/openAccessTEXTD - MARCUS CALMON NAVARRO TEIXEIRA DA SILVA.pdf.txtExtracted Texttext/plain173237https://acervodigital.ufpr.br/bitstream/1884/40588/1/D%20-%20MARCUS%20CALMON%20NAVARRO%20TEIXEIRA%20DA%20SILVA.pdf.txt62567fe22e58dc241c67549108688e0eMD51open accessORIGINALD - MARCUS CALMON NAVARRO TEIXEIRA DA SILVA.pdfapplication/pdf4125256https://acervodigital.ufpr.br/bitstream/1884/40588/2/D%20-%20MARCUS%20CALMON%20NAVARRO%20TEIXEIRA%20DA%20SILVA.pdf659f5c4c062334dcb54df1064857767cMD52open accessTHUMBNAILD - MARCUS CALMON NAVARRO TEIXEIRA DA SILVA.pdf.jpgGenerated Thumbnailimage/jpeg1172https://acervodigital.ufpr.br/bitstream/1884/40588/3/D%20-%20MARCUS%20CALMON%20NAVARRO%20TEIXEIRA%20DA%20SILVA.pdf.jpg6d7085146b8f3c419f3095c63b2f7664MD53open access1884/405882024-03-21 16:57:06.774open accessoai:acervodigital.ufpr.br:1884/40588Repositório de PublicaçõesPUBhttp://acervodigital.ufpr.br/oai/requestopendoar:3082024-03-21T19:57:06Repositório Institucional da UFPR - Universidade Federal do Paraná (UFPR)false
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