Made available in DSpace on 2016-01-13T13:27:46Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 1987. Added 1 bitstream(s) on 2016-01-13T13:31:38Z : No. of bitstreams: 1 000027382.pdf: 2915635 bytes, checksum: 631000970feaf0113cc0b3750127b1d4 (MD5)

Made available in DSpace on 2016-01-13T13:28:04Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 1994. Added 1 bitstream(s) on 2016-01-13T13:31:50Z : No. of bitstreams: 1 000027026.pdf: 1488282 bytes, checksum: 95ca983681a8124a36b3350c89399360 (MD5)

Orientador: Rogério Rosenfeld / Banca: Bruto Max Pimentel Escobar / Banca: Rudnei de Oliveira Ramos / Resumo: O modelo cosmológico inflacionário postula uma rápida expansão do universo primordial, denominada inflação, que pode resolver certas diflculdades da cosmologia padrão. Em modelos inflacionários mais simples a expansão acelerada é causada pela densidade de energia armazenada em um campo escalar denominado inflaton. Após a fase inflacionária, o universo encontra-se em um estado frio e sem partículas. Deve haver um mecanismo responsável pelo reaquecimento do universo. Nesta dissertação, primeiramente fazemos uma revisão simples da cosmologia padrão e inflacionária. Posterior mente, realizamos um estudo detalhado de três diferentes processos de reaquecimento: ressonância paramétrica, instabilidades taquiônicas e reaquecimento perturbativo. Finalmente, fazemos uma análise deste processo para um modelo de inflação quintessencial usando o programa LATTICEEASY / Abstract: The inflationary cosmological model postulates a fast expansion of the eaxly universe, called inflation, which can solve some issues of the standard cosmological model. In simple inflationary models the accelerated expansion is caused by the energy density stored in a scalar field called inflaton. After the inflationary phase, the universe is in a cold state and without particles. There must be a mechanism responsable for its reheating. In this dissertation we flrstly review the standard and inflationary cosmologies. We then perform a detailed study of three different reheating processes: parametric ressonance, tachyonic instabilities and perturbative reheating. Finally, we mahe an analysis of this process for a quintessencial inflation model using the program LATTICEEASY / Mestre

Orientador: Hélio Vasconcelos Fagundes / Doutor

Made available in DSpace on 2018-08-01T21:59:55Z (GMT). No. of bitstreams: 1 tese_4566_.pdf: 868860 bytes, checksum: 620ad730ac5093c0d780c6cd736c81a8 (MD5) Previous issue date: 2010-09-24 / Investigamos a produção de partículas num universo em expansão preenchido por um fluido perfeito com a equação de estado p = αρ. O ritmo de produção de partículas, usando os coeficientes de Bogoliubov, é determinado exatamente para qualquer valor de α no caso de um universo plano. Quando a condição de energia forte é satisfeita, o ritmo de produção de partículas decresce com o tempo; o contrário ocorre quando a condição de energia forte é violada. No caso fantômico, o ritmo de produção de partículas diverge num tempo finito para cada modo representado pelo número de onda k. Num primeiro momento, usamos o corte no limite da escala de Planck para calcular a densidade de energia associada com a produção de partículas. Esta densidade de energia vai para zero quando o big rip se aproxima. A conclusão é que os efeitos quânticos não são eficazes para evitar o big rip. Porém, num segundo momento, para uma análise mais profunda dos efeitos quânticos, usamos a técnica de regularização n-wave para calcular a densidade de energia quântica e vemos que ela se torna a componente dominante do universo perto do big rip. Nesse caso, concluímos que os efeitos quânticos podem impedir o acontecimento do big rip. Por outro lado, investigamos os efeitos de produção de partículas sobre uma singularidade repentina clássica que ocorre a um tempo finito no universo de Friedmann. Usamos soluções exatas para descrever o universo inicial dominado pela radiação e que em seguida entra numa singularidade a um tempo finito. Calculamos a densidade de energia e a pressão das partículas criadas e achamos que elas são menores que a densidade e a pressão clássicas da base que produziram a singularidade repentina. Concluímos que, no exemplo estudado, a produção de partículas quânticas não permite evitar ou modificar a futura singularidade repentina.

Conselho Nacional de Desenvolvimento CientÃfico e TecnolÃgico / Neste trabalho solucionamos a equaÃÃo de campo de Einstein em D dimensÃes para uma distribuiÃÃo de matÃria esfericamente simÃtrica em um espaco com constante cosmolÃgica dependente da posiÃÃo. Particularizamos a soluÃÃo encontrada para o caso de n (D-2)-branas concÃntricas com massas, raios e pressÃes arbitrÃrias com diferentes constantes cosmologicas entre elas. Mostramos como a diferenÃaa entre as constantes cosmolÃgicas contribui para a massa efetiva de cada brana, e tambÃm como a equaÃÃo de estado de cada brana influencia na sua dinÃmica, que pode ser dividida em eras de acordo com a matÃria dominante. Esse cenario pode ser utilizado para modelar o universo no caso D = 5, que apresenta uma fenomenologia mais rica que os modelos de branas planas. A evoluÃÃo de cada brana foi estudada, e as equaÃÃes de estado para a pressÃo anisotrÃpica, que removem as divergÃncias, foram encontradas. Uma anÃlize da equaÃÃo de movimento nos permitiu a construÃÃo de um modelo de universo oscilante. AtravÃs de um "cutoff", no regime semi-clÃssico, na densidade propomos um modelo de Big Bang nÃo singular de baixa entropia, compatÃvel com os dados observacionais. Neste modelo obtemos os valores da entropia, da massa e da aceleraÃÃo inicial em termos da densidade mÃxima.

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

Orientador: José Geraldo Pereira / Banca: Bruto Max Pimentel Escobar / Banca: Roldão da Rocha Junior / Banca: Davi Cabral Rodrigues / Banca: José abdalla Helayel-Neto / Resumo: A assimetria temporal observada na física macroscópica se deve à configuração de entropia extremamente baixa do universo primordial. Apesar de a matéria estar muito quente e com uma temperatura uniforme naquele estágio, os graus de liberdade gravitacionais estavam em grande medida suprimidos, fato este que contribui para o baixo valor da entropia e está codificado no alto grau de simetria espacial (caráter aproximadamente Friedman-Lemaître-Robertson-Walker) da superfície de último espalhamento. Analisamos diferentes tentativas de explicar a origem de tal configuração especial. O paradigma inflacionário é testado com respeito a esse problema, e é concluído que a baixa entropia inicial não pode ser explicada dentro dele. Conclusões similares são obtidas com respeito a formulações estatísticas (i.e. antrópicas). Por outro lado, o paradigma conhecido como cosmologia cíclica conforme (CCC) se apresenta como uma nova alternativa que ultrapassa muitas das dificuldades enfrentadas pelos seus rivais, apesar de levantar suas próprias questões em aberto. Introduzimos o modelo juntamente com a estrutura matemática das geometrias de Cartan como um meio possível de atingir um melhor entendimento das condições de contorno cosmológicas. Um elemento que é crucial nessa análise é a modelagem de uma estrutura geométrica de Cartan sobre o espaço de de Sitter SOe(4,1)/SOe(3,1) com um parâmetro de comprimento variável. A introdução de um parâmetro de comprimento na cinemática é favorecida pela observação de uma constante cosmológica positiva e também desejável por motivos oriundos da gravitação quântica, devido à escala natural determinada pelo comprimento de Planck / Abstract:The observed T-asymmetry of macroscopic physics is traced back to the extremely low entropy configuration of the early universe. Although matter was very hot and with a uniform temperature at that stage, the gravitational degrees of freedom were largely suppressed, which fact contributes to the lowness of the entropy and is encoded in the high level of spatial symmetry (nearly Friedman-Lemître-Robertson-Walker character) of the last scattering surface. I analyze different attempts to explain the origin of such special configuration. The inflation paradigm is probed with respect to this problem, and it is concluded that the initial low entropy cannot be accounted for within it. Similar conclusions are reached with respect to statistical (i.e. anthropic) reasonings. On the other hand, the paradigm known as conformal cyclic cosmology (CCC) presents itself as a new alternative which surpasses many of the difficulties faced by its rivals, although raising its own open questions. I introduce the model together with the mathematical structure of Cartan geometries as a possible means of achieving a better understanding of cosmological boundary conditions. One element which is crucial in this analysis is the modeling of the Cartan geometric structure over a de Sitter space SOe(4,1)/SOe(3,1) with varying length parameter. The introduction of a length parameter in the kinematics is favored by the observation of a positive cosmological constant and also desirable for quantum gravity reasons, due to the natural scale set by Planck's constant / Doutor

Orientador: Hélio Vasconcelos Fagundes / Mestre

JARDIM, Ivan Carneiro. Modelos de mútiplas branas esféricas como uma descrição cosmológica. 2012. 70 f. Tese (Doutorado em Física) - Programa de Pós-Graduação em Física, Departamento de Física, Centro de Ciências, Universidade Federal do Ceará, Fortaleza, 2012. / Submitted by Edvander Pires (edvanderpires@gmail.com) on 2015-04-23T20:57:01Z No. of bitstreams: 1 2012_tese_icjardim.pdf: 901421 bytes, checksum: 10f22205cef93103c7e813d2f546e8b9 (MD5) / Approved for entry into archive by Edvander Pires(edvanderpires@gmail.com) on 2015-04-29T17:56:44Z (GMT) No. of bitstreams: 1 2012_tese_icjardim.pdf: 901421 bytes, checksum: 10f22205cef93103c7e813d2f546e8b9 (MD5) / Made available in DSpace on 2015-04-29T17:56:44Z (GMT). No. of bitstreams: 1 2012_tese_icjardim.pdf: 901421 bytes, checksum: 10f22205cef93103c7e813d2f546e8b9 (MD5) Previous issue date: 2012 / Neste trabalho solucionamos a equação de campo de Einstein em D dimensões para uma distribuição de matéria esfericamente simétrica em um espaco com constante cosmológica dependente da posição. Particularizamos a solução encontrada para o caso de n (D-2)-branas concêntricas com massas, raios e pressões arbitrárias com diferentes constantes cosmológicas entre elas. Mostramos como a diferença entre as constantes cosmológicas contribui para a massa efetiva de cada brana, e também como a equação de estado de cada brana influencia na sua dinâmica, que pode ser dividida em eras de acordo com a matéria dominante. Esse cenário pode ser utilizado para modelar o universo no caso D = 5, que apresenta uma fenomenologia mais rica que os modelos de branas planas. A evolução de cada brana foi estudada, e as equações de estado para a pressão anisotrópica, que removem as divergências, foram encontradas. Uma análize da equação de movimento nos permitiu a construção de um modelo de universo oscilante. Através de um "cutoff", no regime semi-clássico, na densidade propomos um modelo de Big Bang não singular de baixa entropia, compatível com os dados observacionais. Neste modelo obtemos os valores da entropia, da massa e da aceleração inicial em termos da densidade máxima.