Constraining Cosmological Models of Dark Energy

Resumen

Avui en dia, l'Univers sembla estar experimentant una fase d'expansió accelerada, com ho demostren les dades de supernoves i posteriorment corroborada per una sèrie de mesuraments cosmològiques -molt recentment pel satèl·lit Planck. Mentre que aquesta expansió pot ser descrit en la teoria de la gravetat d'Einstein mitjançant la invocació de l'existència d'una positiva, però extremadament petita constant cosmològica, ?, connectat al buit quàntic, s'han proposat moltes alternatives. A grans trets, el contingut d'energia de l'univers actual es pot dividir en 5% de la matèria bariònica i el 95% d'un invisible (conegut com el "sector fosc", perquè els seus components no interactuen electromagnèticament), el 25% del qual constituït per matèria no-relativista, partícules massives d'interacció feble ("matèria fosca freda") i un 75% d'un component amb una enorme pressió negativa, l'anomenada "energia fosca". La naturalesa d'aquest últim component és completament desconegut, això justifica que s'han proposat molts candidats "de prova". De moment, la més simple i de més èxit és la constant cosmològica, esmentada anteriorment. No obstant això, pateix de dos inconvenients principals a nivell teòric: el problema de la coincidència i el problema del “fine-tunning”. L'objectiu d'aquesta memòria és proposar i ajustar els models cosmològics de l'energia fosca que eviten aquestes dificultats. Aquesta tesi està organitzada de la següent manera: Els capítols § 2, § 3 i § 4 s'introdueixen conceptes bàsics utilitzats en considerar els diferents models que conformen el nostre treball de recerca. Els següents capítols se centren en els diferents models cosmològics. Al § 5, l'energia fosca compleix el principi hologràfic i es postula que interactua (també sense gravetat) amb la matèria fosca. El principi hologràfic estableix una escala de longitud, en aquest cas la longitud d' Hubble, és a dir, la distància que limita els esdeveniments causalment connectats. Al capítol § 6, s'estudia amb més profunditat el model anterior, i es presenta una alternativa al mateix. Tots dos models comparteixen l'evolució fons idèntica però cada component es comporta de manera diferent, la qual cosa indueix un comportament divers quan es consideren les pertorbacions. Això permet discriminar observacionalment un model de l'altre. Un model d'energia fosca hologràfica més es proposa en el § 7, aquest amb l’escala de longitud determinada per el Radi de Ricci (és a dir, la mida màxima d'una pertorbació que condueix a un forat negre). Un cop més, es suposa una interacció no-gravitacional entre l'energia fosca i la matèria fosca. Al § 8, s'estudia un model unificat (amb una unificació entre la matèria fosca ad energia fosca) proposat anteriorment. Atès que l'espai de paràmetres que s'ajusta a les dades observacionals és molt petit (i també en vista del seu interès teòric), descomponem el component únic en matèria fosca freda i buit que interactuen entre ells. Com a conseqüència, l'espai de paràmetres permesos queda augmentada considerablement. Encara que els models esmentats anteriorment imiten a nivell de fons el model ?CDM estàndard, els components foscos evolucionen de manera molt diferent. Per estudiar-los rigorosament, els codis numèrics de les pertorbacions cosmològiques han de ser adequadament modificats, amb l'inconvenient d'incrementar notablement el temps de càlcul. Aquest fet és alleujat al § 9, on un nou mètode per calcular l'espectre de potència dels models d'energia fosca és proposat. Finalment, en el § 10 tres noves parametritzacions del paràmetre de desacceleració, amb base a arguments termodinàmics sòlids, es proposen i es contrasta amb les dades observacionals.