Navegando por Autor "Almeida, Lúcio Marassi de Souza"
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Tese Acelaração do universo e criação gravitacional de matéria escura fria: novos modelos e testes observacionais(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2008-11-24) Silva, Francisco Edson da; Lima, José Ademir Sales de; Carvalho Filho, Joel Câmara de; ; http://lattes.cnpq.br/4585335971279853; ; http://buscatextual.cnpq.br/buscatextual/visualizacv.do?id=K4787078Z7; ; Bezerra, Valdir Barbosa; ; http://lattes.cnpq.br/1945428104771588; Almeida, Lúcio Marassi de Souza; ; http://lattes.cnpq.br/0862616559743262; Santos, Janilo; ; http://buscatextual.cnpq.br/buscatextual/visualizacv.do?id=K4763288H3Observa»c~oes astronômicas recentes (envolvendo supernovas do tipo Ia, anisotropias da radiação cósmica de fundo e aglomerados de galáxias) sugerem fortemente que o Universo observado é descrito por um modelo cosmológico plano e acelerado, cujas propriedades do espaço-tempo podem ser representadas pela métrica de Friedmann-Robertson-Walker (FRW). Entretanto, a natureza ou mecanismo responsável pela aceleração permanece desconhecida e sua determinação constitui o problema mais candente da Cosmologia moderna. Em cosmologias relativísticas, um regime acelerado é usualmente obtido supondo a existência de uma componente exótica de energia com pressão negativa, denominada energia escura, cuja representação teórica mais simples é uma constante cosmológica ¤, usualmente associada com a densidade de energia do vácuo. Todas as observações conhecidas estão de acordo com o chamado modelo de concordancia cósmica (ACDM). No entanto, tais modelos apresentam vários problemas teóricos e tem inspirado muitos autores a proporem candidatos alternativos para representar a energia escura no contexto relativístico. Nesta tese, propomos um novo tipo de modelo plano, acelerado e sem energia escura, que é completamente dominado pela matéria escura fria (CDM). O número de partículas de matéria escura não é conservado e o atual estágio acelerado é uma consequência da pressão negativa descrevendo o processo irreversível de criação gravitacional de matéria. Para ocorrer uma transição de um regime desacelerado para outro acelerado em baixos redshifts, a taxa de criação de matéria proposta aqui depende de 2 parâmetros (y e ß): o primeiro deles identifca um termo constante da ordem de H0 enquanto o segundo especifica uma variação proporcional ao parametro de Hubble H(t). Neste cenário, H0 não precisa ser pequeno para resolver o problema da idade e a transição ocorre mesmo quando não existe criação de matéria durante a era da radiação e parte da era da matéria (quando o termo ß é desprezível). Tal como nos modelos ¤CDM planos, os dados de supernovas tipo Ia distantes podem ser ajustados com um único parâmero livre. Além disso, neste cenário não há o problema da coincidência cósmica existente nos modelos dirigidos pela constante cosmológica. Os limites oriundos da existência do quasar APM 08279+5255, localizado em z = 3:91, e com idade estimada entre 2 e 3 bilhões de anos são também investigados. No caso mais simples (ß = 0), o modelo é compatível com a existência do quasar para y > 0; 56 se a idade do quasar for 2 bilhões de anos. Para 3 bilhões de anos o limite obtido é y > 0; 72. Novos limites para o redshift de formação do quasar são também estabelecidosArtigo Constraining H0 in general dark energy models from Sunyaev-Zeldovich/X-ray technique and complementary probes(IOP Publishing, 2012-02-24) Holanda, R.F.L.; Cunha, J.V.; Almeida, Lúcio Marassi de Souza; Lima, J.A.S.In accelerating dark energy models, the estimates of the Hubble constant, H0, from Sunyaev-Zel’dovich effect (SZE) and X-ray surface brightness of galaxy clusters may depend on the matter content (ΩM ), the curvature (ΩK) and the equation of state parameter (ω). In this article, by using a sample of 25 angular diameter distances of galaxy clusters described by the elliptical β model obtained through the SZE/X-ray technique, we constrain H0 in the framework of a general ΛCDM model (arbitrary curvature) and a flat XCDM model with a constant equation of state parameter ω = px/ρx. In order to avoid the use of priors in the cosmological parameters, we apply a joint analysis involving the baryon acoustic oscillations (BAO) and the CMB Shift Parameter signature. By taking into account the statistical and systematic errors of the SZE/X-ray technique we obtain for nonflat ΛCDM model H0 = 74+5.0 −4.0 km s−1 Mpc−1 (1σ) whereas for a flat universe with constant equation of state parameter we find H0 = 72+5.5−4.0 km s−1 Mpc−11σ). By assuming that galaxy clusters are described by a spherical β model these results change to H0 = 62+8.0−7.0 and H0 = 59+9.0 −6.0 km s−1 Mpc−1 (1σ), respectively. The results from elliptical description are in good agreement with independent studies from the Hubble Space Telescope key project and recent estimates based on the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, thereby suggesting that the combination of these three independent phenomena provides an interesting method to constrain the Hubble constant. As an extra bonus, the adoption of the elliptical description is revealed to be a quite realistic assumption. Finally, by comparing these results with a recent determination for a flat ΛCDM model using only the SZE/X-ray technique and BAO, we see that the geometry has a very weak influence on H0 estimates for this combination of dataTese Efeitos não-gaussianos em astrofísica e cosmologia(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2007-07-03) Almeida, Lúcio Marassi de Souza; Lima, José Ademir Sales de; ; http://buscatextual.cnpq.br/buscatextual/visualizacv.do?id=K4787078Z7; ; http://lattes.cnpq.br/0862616559743262; Bezerra, Valdir Barbosa; ; http://lattes.cnpq.br/1945428104771588; Silva Júnior, Raimundo; ; http://buscatextual.cnpq.br/buscatextual/visualizacv.do?id=K4790590E2; Silva, Luciano Rodrigues da; ; http://buscatextual.cnpq.br/buscatextual/visualizacv.do?id=K4783310Y1; Pires, Nilza; ; http://lattes.cnpq.br/2463198529477607As recentes observações astronômicas indicam que o universo tem curvatura espacial nula, expande aceleradamente e seu conteúdo de matéria-energia é composto por cerca de 30% de matéria (bárions + matéria escura) e 70% de energia escura, uma componente relativística com pressão negativa. No entanto, para construir modelos ainda mais realísticos do universo, é necessário considerar a evolução de pequenas perturbações de densidade sob ação da gravidade, a fim de explicar a riqueza de estruturas observadas na escala de galáxias e aglomerados de galáxias. O processo de formação de estruturas foi pioneiramente descrito por Press e Schechter (PS) em 1974, através da função de massa dos aglomerados de galáxias. O formalismo PS pressupõe uma distribuição gaussiana para o campo primordial das perturbações de densidade. Além de um sério problema de normalização, tal abordagem não explica os atuais dados de raios-X dos aglomerados, e está em desacordo com as modernas simulações computacionais. Nesta tese, discutimos diversas aplicações da q-estatística não extensiva (não gaussiana) proposta em 1988 por C. Tsallis, com especial ênfase para o processo cosmológico de formação das grandes estruturas. Inicialmente, investigamos a estatística do campo de flutuações dos contrastes de densidade primordiais, já que os dados mais recentes do Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) indicam um desvio da gaussianidade. Assumimos que tais desvios podem ser descritos pela estatística não extensiva, pois ela se reduz à distribuição gaussiana, no limite do parâmetro livre q = 1, o que permite uma comparação direta com a teoria padrão. Estudamos sua aplicação para um catálogo de aglomerados galáticos baseado no ROSAT All-Sky Survey (doravante nomeado como HIFLUGCS). Concluimos que o modelo gaussiano padrão aplicado ao HIFLUGCS não corrobora os dados mais recentes obtidos de forma independente pelo WMAP. Utilizando a estatística não extensiva obtemos valores bem mais compatíveis com os resultados do WMAP. Demonstramos também que a distribuição de Burr corrige o problema da normalização. O formalismo da função de massa dos aglomerados foi também investigado na presença da energia escura. Neste caso, limites sobre os mais diversos parâmetros cósmicos foram também obtidos. A estatística não extensiva foi ainda implementada em 2 problemas distintos: (i) a sonda de plasma e (ii) na descrição da radiação de Bremsstrahlung (a radiação primária dos aglomerados de raio-X); um problema de considerável interesse astrofísico. Numa outra linha de desenvolvimento, utilizando dados de supernovas e fração de massa do gás em aglomerados, discutimos a variação do parâmetro da equação de estado da energia escura, considerando 2 expansões distintas. Um aspecto interessante desse trabalho é que os resultados não necessitam de um prior no parâmetro de massa, como ocorre usualmente nas análises envolvendo apenas os dados de supernovas. Finalmente, fazemos uma nova estimativa do parâmetro de Hubble, através de uma análise conjunta envolvendo o efeito Sunyaev-Zeldovich (SZE), o espectro de raios-X de aglomerados e as oscilações acústicas dos bárions. Mostramos que a degenerescência dos dados observacionais em relação a é quebrada quando incluimos a assinatura das oscilações acústicas dos bárions, dada pelo catálogo do Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Nossa análise, baseada nos dados de SZE/raios-X para uma amostra de 25 aglomerados com morfologia triaxial, deriva um parâmetro de Hubble em bom acordo com estudos independentes do projeto Hubble Space Telescope e as recentes estimativas do WMAPDissertação Formação estelar desencadeada pela colisão entre nuvens moleculares magnetizadas(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 1999-12-29) Almeida, Lúcio Marassi de Souza; Jafelice, Luiz Carlos; ; http://lattes.cnpq.br/0534005706835545; ; http://lattes.cnpq.br/0862616559743262; Maia, Márcio Roberto Garcia; ; http://lattes.cnpq.br/4770731765905643Usamos um código numérico euleriano de diferenças finitas, chamado ZEUS 3D, para fazer simulações envolvendo a colisão entre duas nuvens moleculares magnetizadas, visando avaliar a taxa de formação estelar desencadeada pela colisão e analisar como essa taxa varia, dependendo das orientações relativas entre os campos magnéticos das nuvens antes do choque. O código ZEUS 3D não é um código de fácil tratamento. Tivemos de criar duas subrotinas, uma para estudar a colisão nuvem-nuvem e outra para a saída dos dados. O ZEUS é um código baseado em módulos. Seu funcionamento hierárquico é explicado, assim como o funcionamento de nossas subrotinas. Estudamos a colisão entre duas nuvens moleculares, empregando dois conjuntos diferentes de valores iniciais para densidade, temperatura e campo magnético das nuvens e do meio. Para cada conjunto desses valores, analisamos detalhadamente seis casos com diferentes direções e sentidos do campo magnético das nuvens em relação à direção do seu movimento. A análise desses doze casos nos permitiu comprovar previsões teórico-analíticas propostas na literatura e nos possibilitou a obtenção de vários resultados originais. Trabalhos anteriores indicaram que, se os campos magnéticos das nuvens antes da colisão forem ortogonais à direção do movimento, ocorre forte inibição da formação de estrelas durante um choque nuvem-nuvem, enquanto que se esses campos magnéticos forem paralelos ao movimento haverá indução da formação estelar. Nosso tratamento do problema comprovou numericamente essas previsões, permitindo inclusive quantificar as relativas eficiências de formação estelar em cada caso. E mais: propusemos e analisamos um caso intermediário, onde uma nuvem teria campo ortogonal ao movimento e a outra teria campo paralelo a este. Concluímos que neste caso ocorre formação estelar com uma taxa também intermediária entre os dois casos extremos mencionados. Além disso, estudamos o caso onde os campos são ortogonais à direção do movimento mas, em vez de serem paralelos um ao outro, eles são anti-paralelos, o que tampouco havia sido feito na literatura, e obtivemos a correspondente variação da taxa de formação de estrelas devido a essa alteração de configuração. Nosso estudo permite extrair das simulações a taxa de formação estelar em cada caso, assim como a dependência temporal dessa taxa conforme cada uma das colisões estudadas evolui, o que fazemos em detalhe para um dos casos em particular. Os valores que obtivemos para a taxa de formação de estrelas está em acordo com os dados observacionais existentes até o presente momento