2.4. Televizyon Haberlerinde Suriyelilerin Temsili
3.1.1. Suriyeli Haberlerinin Genel Değerlendirmesi
Assim como em outras ´areas da f´ısica, a cosmologia demonstra ser totalmente dependente de observa¸c˜oes a fim de confirmar seus modelos e teorias. Conforme visto ao longo deste cap´ıtulo, h´a uma gama de elementos te´oricos constru´ıdos para se determinar a acelera¸c˜ao de expans˜ao, a composi¸c˜ao e idade do universo, por exemplo. Por conta desta tese n˜ao possuir um ˆambito observacional e/ou experimental, procura-se apenas elencar alguns tipos de observa¸c˜oes e medi¸c˜oes importantes para a cosmologia. Detalhes aprofundados e t´ecnicos sobre as observa¸c˜oes podem ser obtidos na literatura.
Deste modo, foca-se nesta se¸c˜ao em “completar”a conex˜ao entre as medi¸c˜oes de “redshift”com os modelos cosmol´ogicos, em especial o ΛCDM. Em outras palavras, d´a-se aqui a origem dos poss´ıveis valores do parˆametro de Hubble, conforme visto anteriormente em (125) e (180). Conforme visto na se¸c˜ao anterior, (3.3), a conex˜ao entre modelo e observa¸c˜ao passa pelas defini¸c˜oes encontradas na se¸c˜ao (3.1.4) aliadas a estrutura do modelo de Friedmann, (3.2.3). Como tamb´em visto, na mistura dos conceitos fundamentais de ambas as vertentes ´e poss´ıvel determinar os valores dos parˆametros Ωm, Ωr, ΩΛ e Ωk.
Determina-se a composi¸c˜ao do universo justamente por meio de tais parˆametros, possibilitando tamb´em estipular o regime de acelera¸c˜ao do mesmo via parˆametro q, dado pela equa¸c˜ao (367). Conclui-se da se¸c˜ao (3.3) que s˜ao necess´ario a princ´ıpio dois parˆametros para obter as densidades Ω, s˜ao eles z e H. Como o parˆametro z j´a foi discutido em (3.1.4), procura-se, por completeza, analisar o parˆametro de Hubble.
Escolhe-se apresentar esta rela¸c˜ao entre “redshift”e modelo pois esta ´e a medi¸c˜ao cl´assica utilizada para justificar a expans˜ao do universo. O pr´oprio Edwin Hubble j´a havia verificado este desvio para o vermelho. Apesar disto existem outros tipos de observa¸c˜oes que geram resultados relevantes. Distˆancia de supernovas, espectros de potˆencia de mat´eria e da radia¸c˜ao c´osmica de fundo, al´em da determina¸c˜ao do brilho das gal´axias s˜ao apenas alguns tipos de medi¸c˜oes fruto das observa¸c˜oes.
Destas medidas se pode extrair diversas informa¸c˜oes f´ısicas relevantes. A radia¸c˜ao c´osmica de fundo, por exemplo, serve como base para se afirmar que o universo ´e isotr´opico e homogˆeneo. Deste modo, esta observa¸c˜ao corrobora o princ´ıpio cosmol´ogico, que serve como origem para toda a teoria cosmol´ogica apresentada desde a m´etrica FLRW. Por conta da descoberta de um pico de radia¸c˜ao espec´ıfico para as supernovas, fez-se poss´ıvel utiliz´a-las como velas padr˜ao. Criou-se programas, como o Supernova Cosmology Project e o High-z Supernova Team, cujos resultados experimentais possibilitaram um melhor mapeamento do universo. Por meio das medi¸c˜oes do parˆametro z, definido em (106), impulsionou-se a cria¸c˜ao de modelos que contivessem algum elemento com press˜ao negativa, de modo a possibilitar a expans˜ao do universo.
Outro dado f´ısico que pode ser estimado por conta das observa¸c˜oes ´e a distribui¸c˜ao da massa das gal´axias. Faz-se isso gra¸cas ao efeito Doppler que permite a estimativa das velocidades de rota¸c˜ao as gal´axias. Aliando esta velocidade com a lei de Newton, GM (r)/r2 = V (r)2/r, tem-se uma estimativa da massa presente no n´ucleo da gal´axia.
Nesta express˜ao cl´assica G representa a constante gravitacional, M (r) ´e a massa do n´ucleo da gal´axia, r ´e a distˆancia entre as estrelas perif´ericas da gal´axia e o seu centro e finalmente V (r) ´e a velocidade das estrelas. A an´alise da dispers˜ao das velocidades ´e um estudo que corrobora a existˆencia da DM, por exemplo. Para maiores informa¸c˜oes e outros exemplos se pode consultar (STEVEN,2008; NOVELLO et al., 2010).
A partir desta parte da se¸c˜ao, procura-se descrever o caminho entre os modelos cosmol´ogicos e o “redshift”. De acordo com observa¸c˜oes feitas por Hubble em 1931, confirma-se uma rela¸c˜ao aproximadamente linear para as gal´axias observadas. Verificou-se que
onde v a velocidade de recess˜ao e D ´e a distˆancia at´e a gal´axia do observador. Por outro lado H0 ´e o parˆametro de Hubble, j´a definido em (125). Reescreve-se aqui H0 em fun¸c˜ao
do parˆametro adimensional h como:
H0 = 100h kms−1M pc−1, (182)
onde os dados de Hubble mostravam que h ≈ 5. Entretanto os dados de Hubble n˜ao continham ainda dados referentes a dois tipo de cefeida. Tem-se que um dos projetos principais do telesc´opio Hubble era justamente a determina¸c˜ao de H0 por meio de uma
s´erie de m´etodos de medida de distˆancias. Os resultados desse projeto foram os seguintes:
• h = 0.71 ± 0.2 ± 0.6 para supernovas Ia
• h = 0.71 ± 0.03 ± 0.07 para a rela¸c˜ao de Tully-Fisher • h = 0.70 ± 0.05 ± 0.06 para flutua¸c˜oes de brilho superficial • h = 0.72 ± 0.09 ± 0.07 para supernovas do tipo II
• h = 0.82 ± 0.06 ± 0.09 para plano fundamental
Tem-se que as ´ultimas incertezas representam erros sistem´aticos.
Todas as medi¸c˜oes determinam H0 por meio da rela¸c˜ao (181), entre velocidade e
distˆancia. J´a a combina¸c˜ao de todos os dados apresentados anteriormente resultam em h = 0.72 ± 0.08, que ´e considerado como um padr˜ao hoje em dia.
Deste modo, por meio de medidas recentes, procura-se determinar os valores de H dos dias de hoje, conforme a equa¸c˜ao (180). Por outro lado, com as medi¸c˜oes de “redshift”, com as quais tamb´em se obt´em H, pode-se tra¸car uma curva que permite vincular os valores Ωm, Ωr, ΩΛ e Ωk, conforme a se¸c˜ao anterior, (3.3). Ao final da se¸c˜ao (5.3) est´a
contido um exemplo deste tipo de aplica¸c˜ao num modelo que possui o ELKO. ´
E no ˆambito da determina¸c˜ao das densidades Ω que a outrora mencionada quest˜ao da coincidˆencia c´osmica surge. Isto ´e, segundo (ADE et al.,2014), tem-se que para os dias
de hoje as densidades da constante cosmol´ogica (Λ) e da DM (mais a mat´eria bariˆonica) s˜ao Ωm ≃ 0.315 e ΩΛ ≃ 0.685. A quest˜ao a ser respondida ´e: Por que as densidades de Λ e
mat´eria escura (DM) possuem, para os dias de hoje, a mesma ordem de grandeza? Em outras palavras, acredita-se ser muito pouco prov´avel o universo atual estar passando por um per´ıodo privilegiado no qual os cientistas podem apreci´a-lo. Uma maneira de explicar este cen´ario ´e justamente creditar a propriedade de intera¸c˜ao e convers˜ao de Λ em DM, por exemplo. Este ´e conhecido como problema da coincidˆencia cosmol´ogica, cujo
estudo, para aplica¸c˜oes do ELKO na cosmologia, segue apresentado nas se¸c˜oes (5.2.1) e (5.2.2).
4 Eigenspinoren des Ladungskonjugationsoperator: ELKO
Nesta parte est´a apresentada a estrutura b´asica utilizada por Ahluwalia e Grumiller na cria¸c˜ao do espinor ELKO (AHLUWALIA; GRUMILLER,2005a;AHLUWALIA; GRUMILLER,2005b;AHLUWALIA,2013), assim como suas caracter´ısticas que o tornam um bom candidato
a elemento “escuro”. A estrutura aqui presente ´e baseada em (ROG´eRIO,2014;AHLUWALIA; GRUMILLER,2005b) e possui, portanto, o intuito de ser did´atico desde a caracteriza¸c˜ao dos
espinores de Dirac e as suas principais diferen¸cas com rela¸c˜ao ao ELKO. Nesta diferencia¸c˜ao ´e mostrada a defini¸c˜ao dos operadores de carga que d˜ao nome ao espinor ELKO. Ap´os o espinor de Dirac, a estrutura formal do ELKO ´e apresentada por meio de tais operadores. Tamb´em s˜ao descritos a sua forma expl´ıcita, o seu dual e suas rela¸c˜oes de completeza e ortonormalidade. Tendo o ELKO sido definido, com suas principais caracter´ısticas matem´aticas, apresenta-se propriedades as quais se faz poss´ıvel entender o ELKO como mat´eria ou energia escura. Nesta parte final se verifica se o espinor ELKO respeita as equa¸c˜oes de Dirac e Klein-Gordon. Ap´os esta verifica¸c˜ao s˜ao obtidas as caracter´ısticas de part´ıcula do ELKO, suas poss´ıveis intera¸c˜oes e o seu propagador. Dentre essas caracter´ısticas se destaca que o ELKO somente respeita Klein-Gordon e possui dimens˜ao de massa um, de acordo com o seu propagador.