Teoria de Perturbações Invariantes de Calibre em ... - CBPFIndex
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n T<br />
∣ ∣∣∣∣rad<br />
= 2<br />
Resultados também foram obtidos para o caso <strong>de</strong> seções espaciais curvas, dominadas<br />
por radiação. Para <strong>de</strong>talhes ver [75]<br />
O método <strong>de</strong> junção traz consigo uma interpretação física clara. O potencial<br />
V= a ′′ /a é proporcional ao escalar <strong>de</strong> curvatura do espaço-t<strong>em</strong>po (∼ a ′′ /a 3 ). Por<br />
outro lado, esse escalar <strong>de</strong>fine uma escala <strong>de</strong> comprimento característico para o<br />
Universo, l c , que tomar<strong>em</strong>os como sendo R∼1/l 2 c. Po<strong>de</strong>mos então consi<strong>de</strong>rar que<br />
o potencial V está associado a essa escala por<br />
V∼ a2<br />
lc<br />
2 .<br />
Associado ao vetor <strong>de</strong> onda k t<strong>em</strong>os o comprimento <strong>de</strong> onda, comóvel,λ c ∼ 1/k,<br />
que está relacionado ao comprimento <strong>de</strong> onda físico porλ f is = aλ. A junção ocorre<br />
exatamente para a situação k 2 = V, que po<strong>de</strong> então ser interpretada comoλ f is ∼ l c .<br />
Assim, para t<strong>em</strong>pos suficient<strong>em</strong>ente afastados do bounce, os modos perturbativos<br />
estão comλ f is < l c . Ou seja, modos menores que o comprimento característico<br />
do Universo propagam-se como ondas livres. Isto também po<strong>de</strong> ser interpretado<br />
como consequência do fato <strong>de</strong> para escalas muito menores que a <strong>de</strong> curvatura, a<br />
física é essencialmente regida por efeitos locais, <strong>em</strong> que a Relativida<strong>de</strong> Geral não<br />
é importante.<br />
Em princípio a solução apresentada se aplica também ao potencial <strong>de</strong> Mukhanov-<br />
Sasaki. No entanto, <strong>em</strong> teoria <strong>de</strong> perturbações cosmológicas estamos mais interessados<br />
no potencial <strong>de</strong> Bar<strong>de</strong>enΦ, que representa as flutuações da métrica, que vão<br />
dar orig<strong>em</strong> às estruturas e ao espectro <strong>de</strong> anisotropias da radiação <strong>de</strong> fundo. O<br />
conhecimento <strong>de</strong> v permite que apliqu<strong>em</strong>os a equação (5.18) e obtenhamos diretamente<br />
o espectro <strong>de</strong>Φ. Um cuidado <strong>de</strong>ve ser tomado no entanto: a equação (5.18)<br />
envolve uma <strong>de</strong>rivada <strong>de</strong> v/a. A solução apresentada paraµ/a (que correspon<strong>de</strong> a<br />
v/a no caso <strong>de</strong> perturbações escalares) é uma solução constante. Isso não significa<br />
queΦseja nulo, já que <strong>em</strong> or<strong>de</strong>ns superiores <strong>de</strong> aproximação a soluçãoµ/a apresentará<br />
correções <strong>em</strong> k 2 η 2 , cujas <strong>de</strong>rivadas contribuirão paraΦ. Dev<strong>em</strong>os então<br />
voltar na equação (6.11) e calcular também os termos <strong>de</strong> or<strong>de</strong>m k 2 .<br />
A equação (6.11), quando <strong>de</strong>rivada <strong>em</strong>ηesubstituída a trajetória bohmiana<br />
(6.1) leva a<br />
( v ′=− C 1 λk<br />
a) 2 ∫<br />
a 2 T 0 a0<br />
1+3λ<br />
+ C [ ∫<br />
2<br />
a 2 1−λk 2 T0 2 a−2+6λ 0<br />
dx(1+ x 2 ) 1+3λ<br />
3(1−λ)<br />
]<br />
dx(1+ x 2 ) 3(1−λ) 1+3λ<br />
arctan x<br />
on<strong>de</strong> usamos a relação entre o t<strong>em</strong>po conforme e a coor<strong>de</strong>nada T<br />
dη=a 3λ−1 T 0 dx<br />
para mudar <strong>de</strong> variável <strong>de</strong> integração e <strong>de</strong>finimos x=T/T 0 . Como estamos interessados<br />
na <strong>de</strong>terminação do potencial <strong>de</strong> Bar<strong>de</strong>en que gera as anisotropias da<br />
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