10 (5) Pl rg hR tB dt R tB dt i1=2 r tA a2 H rg r , p 2 2 4 2 R B dt 2 ) , 103 : Centro Colombiano de Cosmología y Astrofísica REFERENCES Régimen de alta enegía M 2 M 6 Este régimen corresponde al universo temprano, para densidades de energía > l2 MP l : Encontrando que la contribución a la distancia gravitacional es independiente de l , de tal manera que la razón llega a ser tA a2 H 2 tA a2 = , (90) en este régimen la evolución cósmica no-estándar de lat ecuación de Friedmann modi…cada, está gobernada por el término cuadrático de la densidad de enrgía, H / 2 ( además implica que w = 1=3 y H / a2 ), encontrando 2 + 3w 2 aB (91) r 5 + 6w aA r donde la aproximación es válida para w > 2=3 y aB >> aA : De tal manera que la razón rg va al in…nito cuando aA va a cero. Sin embargo, existe un límite de aplicabilidad del resultado obtenido anteriormente, que tiene que ver con la cota inferior que asume el tiempo en este escenario. En la cosmología estándar, esa cota es el tiempo de Planck. En un modelo con dimensiones extras, el límite temporal está relacionado con la escala 1=3 fundamental de masas de la teoría, la cual aquí es M(5) = MP l =l : Por lo tanto la teoría será válida para densidades de energía mayores que M(5) , que correspode a un parámetro de Hubble del orden de la masa de la masa fundamental H M(5) ; obteniéndose como resultado que la mayor razón entre los radios del horizonte gravitacional al radio luminoso es obtenida cuando tB l; y tA M(5) ; lo cual conduce a[23] rg r r aB aA HA HB 1=8 (M(5) l)1=8 ( MP l 1=4 M(5) (92) donde se ha asumido una era de dominio de radiación no estándar. Dentro de los posibles valores inferiores r tenemos M(5) 108 GeV; lo cual corresponde a una razón máxima rg El resultado anterior muestra la razón entre una señal gravitacional y una electromagnética, donde se aprecia que la señal gravitacional supera a la señal electromagnética. 11 Conclusiones En las secciones anteriores se ha hecho una descripción "gruesa" de los modelos de braneworld o mundobranas, se han destacado algunos elementos relevantes, se ha mencionado que existe un estado acotado de gravitón loc- alizado cerca de la brane, como también, se ha mostrado la compatibilidad de la física del modelo estándar con la existencia de una dimensión extra in…nita, y …nalmente, se ha mostrado que los "atajos" o "cortos circuitos" a travéz de la quinta dimensión permiten obtener una ventaja de las señales gravitacionales sobre las electro- magnéticas. Como elemento general podemos destacar que este tipo de modelos, aunque hipotéticos, permiten reproducir sin mayores modi…caciones lo conocido de la física estándar, esto sólo es coherencia en el sistema , pero no quiere decir que la naturaleza sea asi, en el futuro con resultados concretos, experimentos especiales y observaciones detalladas y metículosas, se descartarán estos modelos o deberán tomarse verdaderamente en serio. References [1] M. Szydlowski, M. P. Dabrowski, W. Godlowski, Astro-ph/0212100v2. [2] M. Szydlowski, M. P. Dabrowski, W. Godlowski, Astro-ph/0212100v3. [3] L Randall, R. Sundrum, Phys. Rev. Lett., 83 (1999), 3370. 15
Centro Colombiano de Cosmología y Astrofísica REFERENCES [4] L Randall, R. Sundrum, Phys. Rev. Lett., 83 (1999), 4690. [5] J. Garriga, T. Tanaka, hep-th/9911055v4 [6] D. Langlois, qr-qc/0207047v1 [7] T. Shiromizu, K. Maeda, M. Sasaki, Phys. Rev. D 62, 024012 (2000). [8] Poisson. E, An advanced course in general relativity, Unv. Guelph, 2002. [9] Maartens. R, Geometry and dynamics of the Brane World, gr-qc/0101059v2. [10] S. Mukohyama, T. Shiromizu, K. Maeda, Phys. Rev. D 62, 024028 (2000). [11] C. Barceló, M. Visser, hep-th/0004056v2. [12] Collins. P. D. B, Martin.A. D, Squires. E. J, Particles Physics and Cosmology, John Wiley and Sons, 1989. [13] T. Shiromizu, K. Maeda, M. Sasaki, Phys. Rev. D 62, 024012 (2000). [14] Poisson. E, An advanced course in general relativity, Unv. Guelph, 2002. [15] Maartens. R, Geometry and dynamics of the Brane World, gr-qc/0101059v2. [16] Maartens. R, Brane-World Gravity, Inst. Cosmoloy and Gravitation, Unv. Portmouth. U.K, 2004. [17] E. Flanagan, S. H. Henry, I. Wasserman, Phys. Rev. D 62, 044039 (2000). [18] P. Binetruy, C. Defayet, U. Ellwanger, D. Langlois, hep-th/9910219 [19] M. Szydlowski, M. P. Dabrowski, W. Godlowski, Astro-ph/0212100v2. [20] M. Szydlowski, M. P. Dabrowski, W. Godlowski, Astro-ph/0212100v3. [21] P. Horava, E. Witten, Nucl. Phys. B460 (1996), 506, ibid B475, 94. [22] J. Garriga, T. Tanaka, hep-th/9911055v4 [23] R. Caldwell, D. Langlois, qr-qc/0103070v1 [24] S. Mukohyama, T. Shiromizu, K. Maeda, Phys. Rev. D 62, 024028 (2000). [25] C. Barceló, M. Visser, hep-th/0004056v2. 16
| Página siguiente |