Dynamique cosmologique et contraintes d'observation : résumé et introduction

Tableau des liens

• Résumé et introduction
• La gravité f(Q) : un bref aperçu
• Dynamique cosmologique à la fin des temps
• Contraintes de paramètres
• Conclusions
• Remerciements et références

Abstrait

Mots clés : Gravité modifiée, Énergie noire, gravité f(Q), contraintes paramétriques.

PACS : 04.50.Kd, 98.80.-k

1. Introduction

Depuis plus de deux décennies, des efforts importants ont été consacrés à la recherche cosmologique dans le but d’expliquer l’accélération cosmique tardive observée. La principale voie d’investigation implique l’introduction d’une nouvelle composante énergétique au sein de l’Univers, appelée énergie noire (DE), qui se distingue par sa pression négative. Néanmoins, à l’heure actuelle, une résolution définitive et satisfaisante de l’énigme de DE reste insaisissable ; son intégration dans le cadre des théories de la physique fondamentale continue de poser un défi aux chercheurs (pour un examen complet de ce sujet, voir les réf. [1, 2, 3]).

L'une des approches intrigantes pour élucider l'accélération cosmique tardive, au-delà de l'inclusion de l'ED ou de nouvelles formes de matière pour expliquer ce phénomène, se situe dans le domaine des théories de la gravité modifiée (voir par exemple les réf. [4, 5, 6 ] pour un examen). Habituellement, dans ce cadre, l'action fondamentale est construite en supposant des fonctions généralisées de courbure scalaire (les théories dites f(R)), des théories générales d'ordre supérieur, des théories scalaires-tensores de la gravitation, etc. Récemment, une nouvelle proposition a émergé dans le domaine des théories modifiées de la gravitation. Ces théories particulières, dans lesquelles les interactions gravitationnelles sont régies par la non-métrique, la courbure et la torsion étant rendues négligeables, sont connues sous le nom de théories f(Q) ou f(Q) gravité téléparallèle symétrique, où Q est le scalaire de non-métrique [7 , 8, 9, 10, 11]. Ces cadres théoriques ont le potentiel de fournir de nouvelles perspectives sur le phénomène de l'accélération cosmique, découlant des conséquences inhérentes d'une géométrie alternative par opposition au cadre riemannien conventionnel (voir Réf. [12] pour une revue récente et approfondie sur ce sujet). .

Bien que cette proposition soit très récente, de nombreux travaux dans la littérature ont été réalisés avec elle [13, 14, 15, 16, 17, 18, 19, 20, 21, 22, 23, 24, 25, 26, 27, 28, 29, 30, 31, 32, 33, 34, 35, 36, 37, 38, 39, 40, 41, 42, 43, 44, 45, 46]. Habituellement, en raison de la présence d'éléments non linéaires dans les équations de champ, l'un des principaux défis inhérents à ces scénarios concerne la tâche de dériver des solutions, que ce soit par des moyens analytiques ou numériques. Bien que les équations de champ soient généralement résolues numériquement, il est également courant de proposer une paramétrisation du paramètre de Hubble, du paramètre d'état de l'équation ou de f(Q) en termes de redshift, entre autres stratégies.

Par exemple, dans la Réf. [13] les auteurs ont effectué une analyse observationnelle de plusieurs modèles f(Q) modifiés en utilisant l'approche redshift, où le lagrangien f(Q) est reformulé comme une fonction explicite du redshift, f(z). Divers paramétrages polynomiaux différents de f(z) sont proposés, y compris de nouveaux termes qui permettraient des écarts par rapport au modèle ΛCDM. Dans la Réf. [27] une nouvelle paramétrisation du paramètre Hubble est proposée de manière indépendante du modèle et appliquée aux équations de Friedmann dans l'univers FLRW. Aussi, les auteurs de Réf. [38] ont mis en œuvre un schéma de paramétrisation pour le paramètre de Hubble, obtenant une solution exacte pour les équations de champ dans la cosmologie f(Q).