Equações de estado exóticas na equação de Einstein

Abstract

Sabemos, do modelo padrão da cosmologia, que quatro equações regem a dinâmica do universo. As duas primeiras são as equações de Friedmann, a terceira é a equação de conservação do tensor energia momento e a última é uma equação de estado. Através desta equação de estado podemos definir 3 períodos bastante distintos na evolução de nosso universo: era da matéria; era da radiação; era inflacionária . Por outro lado, baseado na termodinâmica, é razoável supor que a equação de estado do universo primordial seja bastante complexa, principalmente devido ao fenômeno de produção de pares. Nesta dissertação, propomos algumas equações de estado p(kT) para o universo primordial, baseado em um gás de fótons mais um gás de nucleons provenientes da radiação. Utilizando o método de Mayer de expansão de clusters, estes nucleons são tratados estatisticamente como partículas clássicas que interagem através de potenciais nucleares fenomenológicos. A principal característica destas equações de estado é que, devido à forte atração da interação nuclear, conforme a energia kT aumenta a pressão torna-se negativa. Portanto, as equações de estado p(kT) são capazes de ligar de forma natural as relações da era da radiação, da era inflacionária, possibilitando assim um mecanismo físico de geração de inflação no universo primordial.

We knows, from the standard model of cosmology, that four equations determine the dynamics of the universe. The first two are the Friedmann's equations, the third one is the equation of the conservation of the energy-momentum tensor and the last one is a equation of state. Through this equation of state we can define 3 much distinct periods in the evolution of the universe: matter era; radiation era; inflationary era. Nevertheless, based on thermodynamics, it's reasonable to suppose that the equation of state of the early universe is very complex, mainly due to the pair production phenomenon. In this dissertation we propose some equations of state p(KT) for the early universe, based in a gas of fotons plus a gas of radiation-belonging nucleons. Using the Mayer's method of cluster expansion, these nucleons are treated statisticaly as classical particles that interact through phenomenological nuclear potentials. The main characteristic of these equations of state is that, due to the strong attraction of the nuclear interaction, as the energy kT grows the pressure become negative. Thus, the equations of state p(kT) are able to link naturally the equation of the radiation era and of the inflationary era, enabling in this way a physical mechanism that produces inflation in the early universe.