Utfordringer i leder og medarbeiderrelasjonen

3.2.1

Infla¸c˜ao Cosmol´ogica

Nos anos 80 um novo paradigma cosmol´ogico foi estabelecido por Alan Guth, Linde e outros[38]. De acordo com o paradigma inflacion´ario, o universo primitivo passou por um per´ıodo de expans˜ao exponencial, gerada por uma densidade de energia aproximadamente constante de um campo escalar chamado inflaton, que age como uma for¸ca repulsiva que faz com que quaisquer dois pontos no espa¸co se separem a velocidades exponencialmente maiores do que a expans˜ao do tipo FRW (essa propriedade n˜ao viola as leis da causalidade porque n˜ao h´a informa¸c˜ao carregada junto com a expans˜ao, ou seja, ´e apenas o alongamento do espa¸co-tempo).

Sem infla¸c˜ao um dado caminho de universo ou colapsaria (Ω → ∞) ou se tornaria prati- camente vazio (Ω → 0) em um tempo de Hubble, a menos que seu parˆametro de densidade seja precisamente ajustado para o valor Ω = 1. Em contraste, a infla¸c˜ao naturalmente dirige o valor de Ω para 1, a partir de um valor inicial arbitr´ario.

de nosso universo observ´avel e, em particular, por que o fundo de microondas parece t˜ao isotr´opico: regi˜oes separadas hoje por mais de 1◦ _{no c´eu estiveram, de fato, em contato}

causal antes da infla¸c˜ao, mas foram esticadas at´e distˆancias cosmol´ogicas pela expans˜ao. Qualquer inomogeneidade presente antes dessa tremenda expans˜ao iria ser completamente “varrida”. Isso explica por que f´otons de regi˜oes supostamente causalmente desconectadas tˆem na verdade a mesma distribui¸c˜ao espectral com uma ´unica temperatura.

A infla¸c˜ao ´e uma hip´otese elegante, que explica como uma regi˜ao muito maior do que o nosso universo observ´avel poderia ter se tornado homogˆenea e plana, sem o recurso de condi¸c˜oes iniciais adicionais. Al´em disso, a infla¸c˜ao dilui naturalmente qualquer esp´ecie indesej´avel de rel´ıquia remanescente das transi¸c˜oes de fase do universo primordial, como monopolos, cordas c´osmicas, etc., que s˜ao preditas nas teorias da grande unifica¸c˜ao, e cujas densidades de energia poderiam ser t˜ao grandes que o universo teria se tornado inst´avel, e colapsado, h´a muito tempo atr´as.

3.2.2

A Origem das Perturba¸c˜oes de Densidade

Se a infla¸c˜ao cosmol´ogica fez o universo t˜ao extremamente plano e homogˆeneo, de onde ent˜ao vieram as gal´axias e aglomerados de gal´axias? A resposta ´e que as flutua¸c˜oes quˆanticas do campo inflaton, em uma dada escala com´ovel, geraram uma inomogeneidade e anisotropia bem definida, que poderia ser vista como cl´assica uma vez que a escala sa´ısse do horizonte, e poderia da´ı explicar a inomogeneidade e anisotropia do universo observ´avel[89]. As flutua¸c˜oes quˆanticas do campo inflaton s˜ao alongadas pela expans˜ao exponencial e geram perturba¸c˜oes de grande escala na m´etrica. No caso da infla¸c˜ao, as flutua¸c˜oes do campo inflaton induzem ondas na m´etrica espa¸co-temporal, que podem ser decompostas em diferentes comprimentos de onda , todos com aproximadamente a mesma amplitude, correspondentes a um espectro invariante em escala.

Quando a mat´eria cai nos vales dessas ondas, ela cria perturba¸c˜oes de densidade que colapsam gravitacionalmente para formarem gal´axias, aglomerados e superaglomerados de gal´axias, com um espectro que ´e tamb´em invariante em escala. Tal tipo de espectro foi proposto no in´ıcio dos anos 70 (antes da proposta da infla¸c˜ao) por Harrison e Zel’dovich[87],

para explicar a distribui¸c˜ao de gal´axias e aglomerados de gal´axias em muito grandes escalas em nosso universo observ´avel. Poder´ıamos tamb´em esperar ver essas ondula¸c˜oes na m´etrica como anisotropias na temperatura do fundo de microondas c´osmico.

3.2.3

Oscila¸c˜oes Ac´usticas no Plasma

A f´ısica das anisotropias da RCF ´e relativamente simples. O universo antes da recom- bina¸c˜ao era um fluido fortemente acoplado, devido ao espalhamento Thomson. Os f´otons espalhavam part´ıculas carregadas (pr´otons e el´etrons), e carregavam energia, de modo que eles sentiam o potencial gravitacional associado com as perturba¸c˜oes impressas na m´etrica durante a infla¸c˜ao. Uma densidade de b´arions (pr´otons e nˆeutrons) n˜ao colapsa sob efeito da gravidade at´e que ela entre no horizonte. A perturba¸c˜ao continua a crescer at´e que a press˜ao da radia¸c˜ao se oponha `a gravidade e inicie oscila¸c˜oes ac´usticas no plasma, muito similares `as ondas sonoras. Uma vez que os f´otons espalham esses b´arions, as oscila¸c˜oes ac´usticas tamb´em ocorrem no campo de f´otons e induzem um padr˜ao de picos nas anisotropias de temperatura do c´eu, em diferentes escalas angulares.

Perturba¸c˜oes na m´etrica de diferentes comprimentos de onda entram no horizonte em tempos diferentes. Os maiores comprimentos de onda, de tamanho compar´avel ao nosso presente horizonte, est˜ao entrando agora. Existem perturba¸c˜oes com comprimentos de onda compar´aveis ao tamanho do horizonte na ´epoca da ´ultima superf´ıcie de espalhamento, de tamanho projetado em torno de 1◦ _{no c´eu hoje, que entraram precisamente na ´epoca do}

desacoplamento. E existem perturba¸c˜oes com comprimentos de onda muito menores do que o tamanho do horizonte na ´ultima superf´ıcie de espalhamento, que entraram muito anteriormente ao desacoplamento, indo at´e a ´epoca da igualdade mat´eria-radia¸c˜ao, que passaram por v´arias oscila¸c˜oes ac´usticas antes mesmo da ´epoca da ´ultima superf´ıcie de espalhamento. Todas essas perturba¸c˜oes de diferentes comprimentos de onda deixaram suas impress˜oes nas anisotropias da RCF.

Uma vez que os f´otons espalham os b´arions, eles tamb´em sentem a onda ac´ustica e criam um pico na fun¸c˜ao de correla¸c˜ao. O tamanho do pico ´e proporcional `a quantidade de b´arions: quanto maior for o conte´udo de b´arions no universo, maior ser´a o pico. A

posi¸c˜ao do pico no espectro de potˆencias depende do tamanho geom´etrico do horizonte de part´ıculas na ´epoca da ´ultima superf´ıcie de espalhamento (ou seja, se o universo ´e plano, aberto ou fechado).

Uma vez que a amplitude e a posi¸c˜ao dos picos prim´ario e secund´ario s˜ao diretamente determinadas pela velocidade do som (logo pela equa¸c˜ao de estado) e pela geometria e expans˜ao do universo, elas podem ser usadas como um poderoso teste da densidade dos b´arions e da mat´eria escura, al´em de outros parˆametros cosmol´ogicos.

A grande quantidade de informa¸c˜ao codificada nas anisotropias do fundo de microondas ´e a raz˜ao da NASA e da Agˆencia Espacial Europ´eia terem decidido lan¸car dois sat´elites independentes para medir a temperatura da RCF e a polariza¸c˜ao das anisotropias com uma acur´acia jamais vista antes. Eles s˜ao, respectivamente, a Sonda das Anisotropias do fundo de Microondas (Microwave Anisotropy Probe - WMAP), h´a muito tempo em opera¸c˜ao e que recentemente liberou os resultados de trˆes anos de observa¸c˜oes[4, 5], e o sat´elite Planck[84] (com lan¸camento previsto para 2008).