Mostrar código-fonte de Big bang frio

{{mais notas|data=dezembro de 2014}}
'''Big Bang Frio''' é uma designação usada em [[Cosmologia]] para denotar uma temperatura de [[zero absoluto]] no começo do Universo, ao invés de um [[Big Bang]] ([[quente]]).

Numa tentativa de entender a origem dos [[átomos]], [[Georges Lemaître]] propôs (em [[1927]]) que, antes da [[Expansão do universo]] ter começado, toda a [[matéria]] no [[Universo]] formava uma bola gigante de [[líquido nuclear]] a uma [[temperatura extremamente baixa]]. A [[baixa temperatura]] era necessária para permitir uma [[coesão]] suficiente dentro do [[átomo primordial de Lemaître]], em virtude da [[agitação térmica]].

Em [[1966]], [[David Layzer]] propôs uma variante da [[cosmologia de Lemaître]] na qual o estado inicial do [[Universo]] estava próximo do [[zero absoluto]]. Usando a [[Termodinâmica]], Layzer argumentou que, ao invés de um estado inicial com alta [[entropia]], o [[Universo]] primordial estava num estado de [[entropia]] muito baixa, próximo do [[zero absoluto]].

== Resultados recentes ==
O autor, Armando V.D.B. Assis, um [[físico]] [[brasileiro]], argumenta que as equações de campo de [[Einstein]] da ([[Relatividade Geral|RG]]) sob o contexto [[cosmológico]] levam a uma temperatura de [[zero absoluto]] no começo do Universo (Big Bang Frio, [[Cosmologia de Big Bang Frio]]). Para chegar ao resultado alegado, o autor usa um [[postulado]] extra em que a [[energia]] positiva é devida ao [[princípio da incerteza de Heisenberg]].

=== Das Hipóteses inerentes e da Solução  ===
Partindo do [[Princípio cosmológico]] e do [[postulado de Weyl]], o autor revisita os argumentos básicos usados na [[Cosmologia]] e na [[Relatividade geral|relativística]]. Invocando um [[teorema]] da [[Geometria Diferencial]], o [[Teorema de Schur]], o autor assume o [[tensor de Riemann]] de um [[3-espaço]] de [[curvatura constante]], levando a uma geometria de [[espaço-tempo]], para um [[sistema de referência comóvel]], dada pela [[métrica de Robertson-Walker]].

Partindo das equações de campo de [[Einstein]] da ([[Relatividade Geral|RG]]) em unidades naturais, o autor chega às [[equações de Friedmann]] no seguinte formato

:<math>\frac{\dot{R}^{2}+kc^{2}}{R^{2}}=\frac{8\pi G}{3c^{2}}\left(\rho+\tilde{\rho}\right)</math>

:<math>\frac{2R\ddot{R}+\dot{R}^{2}+kc^{2}}{R^{2}}=-\frac{8\pi G}{c^{2}}\left(p+\tilde{p}\right)</math>

O autor se refere a <math>R</math> como sendo o [[comprimento de magnificação de escala]] da dinâmica cosmológica, dependendo do [[tempo cosmológico]]. Nas palavras do próprio autor (traduzidas do inglês para o português): isso mede como um comprimento unitário do [[substrato cosmológico]] torna-se esticado à medida que a o [[Expansão do universo|Universo se expande]] através de uma evolução entre dois instantes cosmológicos. O autor inclui a [[Constante cosmológica]] <math>\Lambda</math> dentro da [[densidade]], <math>\tilde{\rho}</math>, e da [[pressão]], <math>\tilde{p}</math>, do vácuo.

O autor parece se referir ao seguinte critério local de [[conservação de energia]], pois, nas palavras do próprio autor (traduzidas do inglês para o português): a questão da [[conservação de energia]] em [[cosmologia]] é enfraquecida, com suporte na conhecida falha de objetivo/contexto do [[Teorema de Noether]] em [[Cosmologia]]

:<math>\nabla_{\mu}T^{\mu}_{\,\,\, t}=\partial_{\mu}T^{\mu}_{\,\,\, t}+\Gamma^{\mu}_{\,\,\mu\nu}T^{\nu}_{\,\,\, t}-\Gamma^{\nu}_{\,\,\mu t}T^{\mu}_{\,\,\,\nu}=0</math>

onde <math>T_{\mu\nu}</math> é o [[tensor de energia-momento]]. Essa implementação [[Derivada covariante|covariante]] local leva à [[Primeira Lei da Termodinâmica]]

:<math>\frac{\partial}{\partial t}\left(\rho+\tilde{\rho}\right)+3\frac{\dot{R}}{R}\left(\rho+\tilde{\rho}+p+\tilde{p}\right)=0</math>

O autor escreve a [[Equação de estado (cosmologia)|equação de estado]] <math>\rho-3p=0</math> para o [[postulado de Weyl|fluido de Weyl]] dentro do [[limite ultra-relativístico]], primeiramente considerando um [[Universo]] dominado por radiação.

[[Integração (matemática)|Integrando]] as [[Equações de Friedmann]] dentro desse cenário, o autor leva em consideração o [[valor absoluto]], levando ao seguinte resultado para a [[pressão]]

:<math>|p|=\frac{e^{C'}}{R^{4}}</math>

onde <math>C^{'}</math> é uma [[constante de integração]] arbitrária.

O autor despreza os termos de vácuo, desprezando a [[densidade]] do [[vácuo]], <math>\tilde{\rho}</math>, e a [[pressão]] do [[vácuo]], <math>\tilde{p}</math>, em relação à radiação; aplica as condições iniciais no instante inicial do [[Universo]]:

:<math>R=R\left(0\right)</math>

:<math>\dot{R}=0</math>

para <math>t=0</math>, obtendo para a [[pressão]]

:<math>p(R)=k\frac{c^{4}R_{0}^{2}}{8\pi GR^{4}}</math>

onde <math>k</math> é a [[Curvatura do espaço|curvatura]] normalizada.

Invocando consistência interna, [[Decisão robusta|robustez]], o autor obtém <math>k=-1</math>, implicando um [[universo aberto]].

Dentro do apêndice, o autor levanta um argumento a partir da [[Mecânica Quântica]], usando o [[Princípio da Incerteza de Heisenberg]], e postula <ref name="Armando_VDB_Assis">
{{citar periódico
 |autor = Armando V.D.B. Assis
 |ano= 2011
 |título= Assis, Armando V.D.B. On the Cold Big Bang Cosmology. Progress in Physics, 2011, v. 2, 58-63
 |url=http://www.ptep-online.com/index_files/2011/PP-25-14.PDF
 |periódico= Progress in Physics
 |volume = 2/2011 |páginas= 58–63
}}</ref>:
<blockquote>
"O conteúdo atual de energia do Universo é uma consequência da crescente indeterminação da era primordial. Qualquer origem de um sistema de referência co-móvel dentro do substrato cosmológico tem uma indeterminação inerente. Assim, a indeterminação do conteúdo energético do Universo pode criar a impressão de que o Universo não tem energia suficiente, levantando ilusões como as especulações sobre [[matéria escura]] e [[energia escura]]. Em outras palavras, como a fonte original de energia emerge de uma indeterminação, nós postulamos que essa indeterminação continua sendo o conteúdo energético do Universo observacional: <math>\delta E(t)=E^{+}(t)=E^{+}_{0}/\sqrt{1-\dot{R}^{2}/c^{2}}</math>"
</blockquote>

Da [[Estatística de Bose-Einstein]], o autor alcança a seguinte expressão para a temperatura da [[Radiação Cósmica de Fundo]] (MBR) em [[função (matemática)|função]] de ''R''

:<math>T^{4}=\frac{15c^{7}h^{3}}{16\pi^{6}Gk_{B}^{4}}\frac{1}{R^{2}}\sqrt{1-\frac{2Gh}{c^{3}R^{2}}}</math>

donde o autor obtém uma temperatura de [[zero absoluto]] no [[Big Bang]], 2.7 [[Temperatura absoluta|K]] para a atual temperatura da [[Radiação Cósmica de Fundo]]. Também, o valor <math>10^{51}</math>[[Aceleração|<math>m/s^{2}</math>]] para a [[ignição]] do [[Big Bang]].

Em junho de [[2011]] é publicada uma demonstração onde a [[Princípio da incerteza de Heisenberg|incerteza de Heisenberg]] persistente que levara a uma temperatura de [[zero absoluto]] para o universo primordial advém de um critério de quantização para a energia.<ref name="Armando_VDB_Assis-02">
{{citar periódico
 |autor = Armando V.D.B. Assis
 |ano= 2011
 |título= Assis, Armando V.D.B. A Note on the Quantization Mechanism within the Cold Big Bang Cosmology. Progress in Physics, 2011, v. 4, 40-41
 |url=http://www.ptep-online.com/index_files/2011/PP-27-09.PDF
 |periódico= Progress in Physics
 |volume = 4/2011 |páginas= 40–41
}}</ref>:

:<math>N_{t}(\delta E_{\rho})=\dfrac{E^{+}_{0}}{\sqrt{1-\dot{R}^{2}/c^{2}}}</math>

onde <math>N_{t}</math>, que aumenta com o tempo cosmológico <math>t</math>, é a quantidade de flutuações elementares discretas de energia <math>\delta E_{\rho}</math> no interior de uma esfera cheia de fluido cosmológico no instante <math>t</math> do tempo cosmológico. Os pontos dentro dessa esfera são munidos de uma incerteza de posição intrínseca também quantizada, sendo que esses pontos pertencem ao fluido cosmológico em uma hipersuperfície de simultaneidade no instante <math>t</math>, i.e., os pontos dentro dessa esfera são todos cosmologicamente simultâneos.

{{referências}}

== Ligações externas ==
* [http://www.cosmosportal.org/articles/view/138894/ Universe: Cold Big Bang] - Cosmos Portal
* http://iopscience.iop.org/0004-637X/533/1/1/ -  The Astrophysical Journal Volume 533 Number 1

[[Categoria:Cosmologia física]]