O mesmo procedimento estabelecido em teoria dos campos clássicos que nos leva a deduzir as equações de Maxwell, também conduz à eletrodinâmica de Podolsky, desde que a Lagrangia envolva derivadas do tensor intensidade de campo. A partir das equações de campo para Podolsky, que apresenta uma constante de acoplamento a associada à massa do fóton, é possível deduzir a equação de estado para a radiação de Podolsky. Essa equação é do tipo P=w(a,T)ε, em que P é pressão do gás fotônico; ε, a sua densidade de energia e w é o parâmetro da equação barotrópica que depende da temperatura T, além da massa do fóton. Usando essa equação de estado na expressão de conservação do tensor energia-momento de fluido perfeito e na equação de Friedmann, é possível resolver a dinâmica cósmica para um universo preenchido pela radiação de Podolsky. Mostramos que a dinâmica é pouco afetada pela presença de fótons massivos, uma vez que 0,282<wPodolsky<wMaxwell=1/3 para qualquer valor de T, ou equivalentente, do tempo cosmológico t. A correção de Podolsky para a lei de Stefan-Boltzmann é obtida para qualquer valor de temperatura, descrevendo potencialmente desde o universo primordial até o universo atual. Essa correção é relevante no intervalo 0≲ξ≲8 para o parâmetro adimensional ξ=βm. A máxima influência da massa do fóton acontece em ξref=2,899. Fora do intervalo referido intervalo de ξ, a dinâmica cosmológica de Podolsky tende à de Maxwell: nos limites de universo primordial (ξ≪1) e universo atual/futuro (ξ≫1), wPodolsky → wMaxwell e o fator de escala de Podoslsky vai com √t, de maneira consistente com um gás de fótons não massivos. / The same procedure established by the classical field theory which leads us to Maxwell's equations also leads to Podolsky's electrodynamics provided that the Lagrangian contains derivatives of the field strength. With Podolsky's field equations in hand, which has a coupling constant a associated to the photon mass, it's possible to derive an equation of state for Podolsky's radiation. The equation of state is of the type P=w(a,T)ε, where P is the pressure of the photon gas; ε is its energy density and w is the barotropic parameter depending on the temperature T and the photon mass. If we use the equation of state in the fluid equation and afterwards in Friedmann's equation, it's possible to solve the cosmic dynamics for a universe filled with Podolsky radiation. We show that the cosmic dynamics is not affected in a significant way by the massive photons, once 0,282< wPodolsky<wMaxwell=1/3 for any value of T, or equivalently of the cosmic time t. Podolsky correction to the Stefan-Boltzmann law is obtained for every T; it potentially describes the whole cosmic history. This correction is significant in the interval 0≲ξ≲8 for the dimensionless parameter ξ=βm. The maximum influence of the photon mass takes place at ξref=2,899. Out the above interval for ξ, Podolsky cosmic dynamics tends to the Maxwell's one: the scale factor behaves as √t in the limits corresponding to the primeval universe (ξ≪1) and present-day universe (ξ≫1), when wPodolsky →wMaxwell. / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior - CAPES

Propomos um modelo fenomenológico unificado para matéria escura e energia escura, baseado em uma equação de estado com parâmetro w escrito em termos de arco-tangente. Os parâmetros livres do modelo são três constantes: Ωb0, α e β. O parâmetro α dita a taxa de transição entre o período de domínio da matéria e o período de expansão acelerada. A razão β/ α fornece o redshift de equivalência entre os dois regimes. Os parâmetros cosmológicos são fixados pelos dados observacionais de nucleossíntese primordial, supernovas do tipo Ia, explosões de raios gama, oscilações acústicas de bárions e medição do parâmetro de Hubble. Os vários conjuntos de dados são usados em diferentes combinações para ajustar os parâmetros cosmológicos via análise estatística. O Modelo Unificado é comparado ao modelo ΛCDM e suas diferenças são enfatizadas. A análise realizada em background parece indicar que o Modelo Unificado dinâmico é ligeiramente preferível em detrimento do modelo ΛCDM. No entanto, através do desenvolvimento da teoria de perturbação para o nosso Modelo Unificado, concluímos que ele é incapaz de produzir o power spectrum atual das flutuações de densidade. Esta é uma desvantagem possivelmente fatal do nosso modelo, pelo menos na parametrização de w utilizada. / We propose a phenomenological unified model for dark matter and dark energy based on an equation of state parameter w that scales with the arc tangent of the redshift. The free parameters of the model are three constants: Ωb0, α and β. Parameter α dictates the transition rate between the matter dominated era and the accelerated expansion period. The ratio β/α gives the redshift of the equivalence between both regimes. Cosmological parameters are fixed by observational data from Primordial Nucleosynthesis, Supernovae of the type Ia, Gamma-Ray Bursts and Baryon Acoustic Oscillations. The various sets of data are used in different combinations to constraint the parameters through statistical analysis. The unified model is compared to the ΛCDM model and their differences are emphasized. The analysis performed on the background seems to indicate that our dynamical unified model is slightly preferable to the concordance ΛCDM model. However, by developing the perturbation theory for our unified model, we conclude that it is unable to produce the power spectrum of density fluctuation observed today. This is a possibly fatal drawback of our model, at least in the parameterization of w. / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior - CAPES

Made available in DSpace on 2015-03-04T18:57:42Z (GMT). No. of bitstreams: 1 brandt.pdf: 12977939 bytes, checksum: deb090bc117197667d84471d9111c780 (MD5) Previous issue date: 2012-03-05 / Conselho Nacional de Desenvolvimento Cientifico e Tecnologico / Gravitational arcs provide important tools for cosmology and astrophysics, and have been used to constrain cosmological parameters and the structure of galaxies and galaxy clusters. However, these objects are rare and challenging to detect. Wide field imaging surveys with good imaging quality, such as the Dark Energy Survey (DES), will increase the current number of known arc systems by about an order of magnitude. Algorithms for automated detection (arc-finders) are absolutely necessary since currently available data volumes are already beyond human capabilities. Besides, it is necessary to have objective methods capable of generating reproducible results. Furthermore, it is essential to perform realistic arc simulations to test the analysis tools, both arc-finders as well as those aimed to extract physical information from these objects. The main contribution of this work was the development of a gravitational arc simulator for the DES project, named AddArcs. The simulator generates arcs based on N-body simulations and parameters derived from observational data. Observational effects can be added according to the properties of the instrument. Regarding the automated detection of arcs, we review an algorithm from the literature and apply it to a set of images, tuning its parameters for each set. Some image processing methods often used for the identification of astronomical objects were also reviewed. Both the methods for simulation and image processing were integrated into a library of tools for astronomical data processing named SLtools. The AddArcs simulator enabled the inclusion of fairly realistic gravitational arcs on the DES simulated images and catalogs. It also lead to an estimate of the abundance of arcs expected to be observed by DES. / Arcos gravitacionais são sistemas de grande importância para a cosmologia e astrofísica, sendo utilizados para restringir parâmetros cosmológicos e obter informações sobre a estrutura de galáxias e aglomerados de galáxias. No entanto estes objetos são raros e de difícil detecção. Levantamentos fotométricos de grande área e com boa qualidade de imagem, como o Dark Energy Survey (DES), aumentarão em cerca de uma ordem de grandeza o número de sistemas com arcos. Algoritmos para a detecção automatizada de arcos (buscadores de arcos) são absolutamente necessários, uma vez que o volume de dados trabalhados já ultrapassa a capacidade humana. Além disso são necessários métodos objetivos que gerem resultados reprodutíveis. É fundamental, também, a realização de simulações realistas de arcos de modo a testar ferramentas de análise, tanto os buscadores de arcos quanto as que extraem informações físicas a partir destes objetos. A principal contribuição deste trabalho foi o desenvolvimento de um simulador de arcos gravitacionais para a inclusão destes nas simulações realizadas pelo projeto DES denominado AddArcs. O simulador busca reproduzir arcos utilizando-se de dados de simulações cosmológicas de N-corpos e parâmetros de dados reais. Efeitos observacionais podem ser adicionados de acordo com propriedades da instrumentação que pretendemos simular. Com relação à detecção automatizada de arcos, realizou-se a revisão de um algoritmo conhecido da literatura, com o ajuste de parâmetros e teste em diferentes tipos de imagens. Alguns métodos de processamento de imagens utilizados no processo de identificação de objetos em dados astronômicos foram também revisados como parte deste estudo. Tanto os métodos de simulação quanto os de processamento de imagens foram integrados em uma biblioteca de ferramentas para processamento de dados astronômicos denominada SLtools. Com o simulador de arcos gravitacionais fomos capazes de reproduzir arcos com considerável grau de realismo e incluí-los nas imagens e catálogos produzidos nos ciclos de simulação do DES. A partir dos resultados do simulador, pudemos também estimar a abundância de arcos que o Dark Energy Survey deverá observar.

Made available in DSpace on 2014-12-17T15:14:48Z (GMT). No. of bitstreams: 1 SumaiaSVB.pdf: 841526 bytes, checksum: 44daba23a52822d6285186c75da646a8 (MD5) Previous issue date: 2007-10-22 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior / Important advances have been made along the last decade in the study of the lithium behavior in solar-type stars. Among the most important discoveries what attracts attention is that the distribution of lithium abundance in the late F-type giant stars tends to be discontinuous, at the same time of a sudden decline in rotation and a gradual decline according to the temperature for giant red stars of such spectral type. Other studies have also shown that synchronized binary systems with evolved components seem to keep more of their original lithium than the unsynchronized systems. evertheless, the connection between rotation and lithium abundance as well as the role of tidal effects on lithium dilution seem to be more complicated matters, depending on mass, metallicity and age. This work brings an unprecedented study about the behavior of lithium abundance in solartype evolved stars based on an unique sample of 1067 subgiant, giant and supergiant stars, 236 of them presenting spectroscopic binary characteristics, with precise lithium abundance and projected rotational speed. Now the lithium-rotation connection for single and binary evolved stars is analyzed taking into account the role of mass and stellar age / Importantes avan?os foram feitos ao longo da d?cada passada no estudo do comportamento do l?tio em estrelas do tipo solar. Entre as descobertas mais importantes pode-se salientar a tend?ncia para uma descontinuidade na distribui??o da abund?ncia do l?tio em estrelas gigantes do tipo F tardio, paralelamente a um r?pido decl?nio na rota??o e um decl?nio gradual em fun??o da temperatura para as estrelas gigantes vermelhas de tipos espectrais F, G e K. Diferentes estudos tamb?m mostraram que os sistemas bin?rios sincronizados com componentes evolu?das parecem reter mais de seu l?tio original do que sistemas n?o sincronizados. No entanto, a conex?o entre a rota??o e a abund?ncia do l?tio, bem como a fun??o do efeito de mar? na dilui??o do l?tio, parecem ser quest?es mais complicadas, dependendo da massa, da metalicidade e da idade. O presente trabalho traz um estudo in?dito sobre o comportamento da abund?ncia do l?tio para estrelas evolu?das do tipo solar, baseado em uma amostra original de 1067 estrelas gigantes, subgigantes e supergigantes, onde 236 delas apresentam caracter?sticas de bin?rias espectrosc?picas, com abund?ncia precisa do l?tio e velocidade rotacional projetada. A conex?o l?tio-rota??o para estrelas evolu?das simples e bin?rias ? agora analisada verificando-se o papel da massa e da idade estelar sobre tal conex?o.

Made available in DSpace on 2014-12-17T15:14:50Z (GMT). No. of bitstreams: 1 FranciscoES.pdf: 1953348 bytes, checksum: d700754d09d0b7966901ab6cbebb4085 (MD5) Previous issue date: 2008-11-24 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior / Recent astronomical observations (involving supernovae type Ia, cosmic background radiation anisotropy and galaxy clusters probes) have provided strong evidence that the observed universe is described by an accelerating, flat model whose space-time properties can be represented by the FriedmannRobertsonWalker (FRW) metric. However, the nature of the substance or mechanism behind the current cosmic acceleration remains unknown and its determination constitutes a challenging problem for modern cosmology. In the general relativistic description, an accelerat ing regime is usually obtained by assuming the existence of an exotic energy component endowed with negative pressure, called dark energy, which is usually represented by a cosmological constant ? associated to the vacuum energy density. All observational data available so far are in good agreement with the concordance cosmic ?CDM model. Nevertheless, such models are plagued with several problems thereby inspiring many authors to propose alternative candidates in the relativistic context. In this thesis, a new kind of accelerating flat model with no dark energy and fully dominated by cold dark matter (CDM) is proposed. The number of CDM particles is not conserved and the present accelerating stage is a consequence of the negative pressure describing the irreversible process of gravitational particle creation. In order to have a transition from a decelerating to an accelerating regime at low redshifts, the matter creation rate proposed here depends on 2 parameters (y and ??): the first one identifies a constant term of the order of H0 and the second one describes a time variation proportional to he Hubble parameter H(t). In this scenario, H0 does not need to be small in order to solve the age problem and the transition happens even if there is no matter creation during the radiation and part of the matter dominated phase (when the ? term is negligible). Like in flat ACDM scenarios, the dimming of distant type Ia supernovae can be fitted with just one free parameter, and the coincidence problem plaguing the models driven by the cosmological constant. ACDM is absent. The limits endowed with with the existence of the quasar APM 08279+5255, located at z = 3:91 and with an estimated ages between 2 and 3 Gyr are also investigated. In the simplest case (? = 0), the model is compatible with the existence of the quasar for y > 0:56 whether the age of the quasar is 2.0 Gyr. For 3 Gyr the limit derived is y > 0:72. New limits for the formation redshift of the quasar are also established / Observa?c~oes astron?micas recentes (envolvendo supernovas do tipo Ia, anisotropias da radia??o c?smica de fundo e aglomerados de gal?xias) sugerem fortemente que o Universo observado ? descrito por um modelo cosmol?gico plano e acelerado, cujas propriedades do espa?o-tempo podem ser representadas pela m?trica de Friedmann-Robertson-Walker (FRW). Entretanto, a natureza ou mecanismo respons?vel pela acelera??o permanece desconhecida e sua determina??o constitui o problema mais candente da Cosmologia moderna. Em cosmologias relativ?sticas, um regime acelerado ? usualmente obtido supondo a exist?ncia de uma componente ex?tica de energia com press?o negativa, denominada energia escura, cuja representa??o te?rica mais simples ? uma constante cosmol?gica ?, usualmente associada com a densidade de energia do v?cuo. Todas as observa??es conhecidas est?o de acordo com o chamado modelo de concordancia c?smica (ACDM). No entanto, tais modelos apresentam v?rios problemas te?ricos e tem inspirado muitos autores a proporem candidatos alternativos para representar a energia escura no contexto relativ?stico. Nesta tese, propomos um novo tipo de modelo plano, acelerado e sem energia escura, que ? completamente dominado pela mat?ria escura fria (CDM). O n?mero de part?culas de mat?ria escura n?o ? conservado e o atual est?gio acelerado ? uma consequ?ncia da press?o negativa descrevendo o processo irrevers?vel de cria??o gravitacional de mat?ria. Para ocorrer uma transi??o de um regime desacelerado para outro acelerado em baixos redshifts, a taxa de cria??o de mat?ria proposta aqui depende de 2 par?metros (y e ?): o primeiro deles identifca um termo constante da ordem de H0 enquanto o segundo especifica uma varia??o proporcional ao parametro de Hubble H(t). Neste cen?rio, H0 n?o precisa ser pequeno para resolver o problema da idade e a transi??o ocorre mesmo quando n?o existe cria??o de mat?ria durante a era da radia??o e parte da era da mat?ria (quando o termo ? ? desprez?vel). Tal como nos modelos ?CDM planos, os dados de supernovas tipo Ia distantes podem ser ajustados com um ?nico par?mero livre. Al?m disso, neste cen?rio n?o h? o problema da coincid?ncia c?smica existente nos modelos dirigidos pela constante cosmol?gica. Os limites oriundos da exist?ncia do quasar APM 08279+5255, localizado em z = 3:91, e com idade estimada entre 2 e 3 bilh?es de anos s?o tamb?m investigados. No caso mais simples (? = 0), o modelo ? compat?vel com a exist?ncia do quasar para y > 0; 56 se a idade do quasar for 2 bilh?es de anos. Para 3 bilh?es de anos o limite obtido ? y > 0; 72. Novos limites para o redshift de forma??o do quasar s?o tamb?m estabelecidos

Made available in DSpace on 2014-12-17T15:15:05Z (GMT). No. of bitstreams: 1 HidalynTCMS.pdf: 3137452 bytes, checksum: c9101961e25b2af76cdd7d74bfe14bb5 (MD5) Previous issue date: 2007-04-26 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior / Understanding the way in which large-scale structures, like galaxies, form remains one of the most challenging problems in cosmology today. The standard theory for the origin of these structures is that they grew by gravitational instability from small, perhaps quantum generated, ?uctuations in the density of dark matter, baryons and photons over an uniform primordial Universe. After the recombination, the baryons began to fall into the pre-existing gravitational potential wells of the dark matter. In this dissertation a study is initially made of the primordial recombination era, the epoch of the formation of the neutral hydrogen atoms. Besides, we analyzed the evolution of the density contrast (of baryonic and dark matter), in clouds of dark matter with masses among 104M? ? 1010M?. In particular, we take into account the several physical mechanisms that act in the baryonic component, during and after the recombination era. The analysis of the formation of these primordial objects was made in the context of three models of dark energy as background: Quintessence, ?CDM(Cosmological Constant plus Cold Dark Matter) and Phantom. We show that the dark matter is the fundamental agent for the formation of the structures observed today. The dark energy has great importance at that epoch of its formation / Entender o modo pelo qual estruturas em grande-escala, como gal?xias, se formam permanece um dos problemas mais desafiadores em cosmologia hoje. A teoria padr?o para a origem destas estruturas ? que elas cresceram por instabilidade gravitacional de pequenas, talvez geradas quanticamente, flutua??es na densidade de mat?ria escura, b?rions e f?tons sobre um Universo primordial uniforme. Depois da recombina??o, os b?rions come?aram a cair nos po?os de potencial gravitacional pr?-existentes de mat?ria escura. Nesta disserta??o ? feito inicialmente um estudo da era da recombina??o primordial, a ?poca da forma??o dos ?tomos de hidrog?nio neutro. Al?m disso, analisamos a evolu??o do contraste de densidade (de mat?ria bari?nica e escura), em nuvens de mat?ria escura com massas entre milhares e bilh?es de massas solares. Em particular, na an?lise da componente bari?nica, levamos em conta os v?rios mecanismos f?sicos que ocorrem nela durante e depois da era da recombina??o. A an?lise da forma??o desses objetos primordiais foi feita no contexto de tr?s modelos de energia escura como background ': Quintess?ncia, &#61516;CDM (Constante Cosmol?gica mais Mat?ria Escura Fria) e Fantasma. Mostramos que a mat?ria escura ? o agente fundamental para forma??o das estruturas observadas hoje. A energia escura tem grande import?ncia na ?poca de sua forma??o

Made available in DSpace on 2014-12-17T15:15:03Z (GMT). No. of bitstreams: 1 RoseCS.pdf: 2067725 bytes, checksum: e198ed9a88482d8df2676d67728edee7 (MD5) Previous issue date: 2007-05-23 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior / The recent observational advances of Astronomy and a more consistent theoretical framework turned Cosmology in one of the most exciting frontiers of contemporary science. In this thesis, homogeneous and inhomogeneous Universe models containing dark matter and different kinds of dark energy are confronted with recent observational data. Initially, we analyze constraints from the existence of old high redshift objects, Supernovas type Ia and the gas mass fraction of galaxy clusters for 2 distinct classes of homogeneous and isotropic models: decaying vacuum and X(z)CDM cosmologies. By considering the quasar APM 08279+5255 at z = 3.91 with age between 2-3 Gyr, we obtain 0,2 < OM < 0,4 while for the j3 parameter which quantifies the contribution of A( t) is restricted to the intervalO, 07 < j3 < 0,32 thereby implying that the minimal age of the Universe amounts to 13.4 Gyr. A lower limit to the quasar formation redshift (zJ > 5,11) was also obtained. Our analyzes including flat, closed and hyperbolic models show that there is no an age crisis for this kind of decaying A( t) scenario. Tests from SN e Ia and gas mass fraction data were realized for flat X(z)CDM models. For an equation of state, ?J(z) = ?Jo + ?JIZ, the best fit is ?Jo = -1,25, ?Jl = 1,3 and OM = 0,26, whereas for models with ?J(z) = ?Jo+?Jlz/(l+z), we obtain?Jo = -1,4, ?Jl = 2,57 and OM = 0,26. In another line of development, we have discussed the influence of the observed inhomogeneities by considering the Zeldovich-Kantowski-DyerRoeder (ZKDR) angular diameter distance. By applying the statistical X2 method to a sample of angular diameter for compact radio sources, the best fit to the cosmological parameters for XCDM models are OM = O, 26,?J = -1,03 and a = 0,9, where ?J and a are the equation of state and the smoothness parameters, respectively. Such results are compatible with a phantom energy component (?J < -1). The possible bidimensional spaces associated to the plane (a , OM) were restricted by using data from SNe Ia and gas mass fraction of galaxy clusters. For Supernovas the parameters are restricted to the interval 0,32 < OM < 0,5(20") and 0,32 < a < 1,0(20"), while to the gas mass fraction we find 0,18 < OM < 0,32(20") with alI alIowed values of a. For a joint analysis involving Supernovas and gas mass fraction data we obtained 0,18 < OM < 0,38(20"). In general grounds, the present study suggests that the influence of the cosmological inhomogeneities in the matter distribution need to be considered with more detail in the analyses of the observational tests. Further, the analytical treatment based on the ZKDR distance may give non-negligible corrections to the so-calIed background tests of FRW type cosmologies / Os recentes avan?os observacionais da Astronomia e um arcabou?o te?rico cada vez mais consistente, transformaram a Cosmologia numa das mais excitantes ?reas da ci?ncia contempor?nea. Nesta tese, modelos homog?neos e inomog?neos contendo mat?ria escura e diferentes tipos de energia escura s?o confrontados com dados observacionais recentes. Inicialmente, analisamos os v?nculos oriundos da exist?ncia de objetos velhos em altos redshifts, Supernovas do tipo Ia e fra??o de massa do g?s em aglomerados de gal?xias para 2 classes distintas de modelos homog?neos: decaimento do v?cuo e X(z)CDM. Considerando o quasar APM 08279 + 5255, em z = 3, 91 e idade entre 2 - 3 bilh?es de anos, obtemos 0,2 < &#937;M < 0,4 enquanto o par?metro (3, quantificando a contribui??o de A(t), est? restrito ao intervalo 0,07 < &#946; < 0,32; implicando numa idade m?nima para o universo de 13,4 bilh?es de anos. Um limite inferior para o redshift de forma??o do quasar (zf > 5,11) foi tamb?m obtido. Nossas an?lises, incluindo modelos planos, fechados e hiperb?licos, mostram que n?o existe uma crise de idade para esses cen?rios com A(t). Os testes com dados de SNe Ia e fra??o de massa do g?s foram realizados com modelos do tipo X(z)CDM plano. Para uma equa??o de estado, w(z) = Wo+WIZ, obtemos como melhor ajuste Wo = -1,25, WI = 1,3 e &#937;M = 0,26, enquanto nos models com w(z) = wo+wlz/(l+z), o melhor ajuste ? Wo = -1,4, WI = 2,57 e OM = 0,26. Em outra linha de desenvolvimento, discutimos as influ?ncias das inomogeneidades observadas considerando a dist?ncia de di?metro angular proposta por Zeldovich-Kantowski-Dyer-Roeder (ZKDR). Aplicando o m?todo estat?stico X2 para uma amostra de dados de di?metros angulares de fontes de r?dio compactas, o melhor ajuste para os par?metros cosmol?gicos nos modelos XCDM foram 11M = 0,26, ?) = -1,03 e a = 0,9, onde ?) e a s?o os par?metros da equa??o de estado e de aglomeramento, respectivamente. Esses resultados s?o compat?veis com uma componente do tipo energia fantasma (phantom energy, ?) < -1). Os poss?veis espa?os bidimensionais associados ao plano (a , 11M) foram tamb?m restritos utilizando dados de SN e Ia e fra??o de massa do g?s em aglomerados de gal?xias. No teste de Supernovas os par?metros de interesse est?o restritos aos intervalos 0,32 < 11M < 0,5(20') e 0,32 < a < 1,0(20'), enquanto para fra??o de massa do g?s temos 0,18 < 11M < 0,32(20') e todos os valores de a s?o permitidos. Na an?lise conjunta envolvendo supernovas e fra??o de massa do g?s foi obtido 0,18 < 11M < 0,38(20'). Em linhas gerais, o presente estudo sugere que a influ?ncia das inomogeneidades cosmol?gicas na distribui??o de mat?ria precisam ser consideradas com mais detalhe ao se analisar os testes cosmol?gicos. Al?m disso, o tratamento anal?tico baseado na dist?ncia ZKDR pode fornecer corre??es importantes para os chamados testes de background em cosmologias do tipo FRW