Foi mostrado recentemente que modelos de matéria escura com partículas autointeragentes podem evitar diversas discrepâncias com as observações e simulações de N corpos que surgem nos modelos de matéria escura fria convencional. Encorajados por esse fato, diversos autores tem proposto modelos em que um singleto escalar autointeragente é introduzido no modelo padrão de maneira ``ad hoc". A estabilidade da partícula é garantida por alguma simetria extra. Nesse trabalho propomos um candidato a matéria escura autointeragente automaticamente estável que surge no contexto de uma teoria de gauge construída a partir de outras motivações e com uma fenomenologia independente.

Orientador: Fabio Iocco / Banca: Edurado Ponton Bayona / Banca: Carola Dobrigkeit Chinellato / Banca: Luis Raul Weber Abramo / Abstract: The detailed knowledge of the dark matter (DM) distribution in the Milky Way (MW) is important for understanding the interplay between baryons and DM in the processes involved in galaxy formation and evolution. It is further a key element for experiments that aim to directly or indirectly detect the DM particle due to theoretically predicted non-negligible, weak interactions between DM and Standard Model particles. In this thesis, we aim to determine the distribution of DM in our Galaxy. First, we constrain the density profile of the DM halo by means of kinematical tracers of the total gravitational potential. We use objects in circular orbits around the Galactic centre (GC) as tracers of the total dynamical mass. By subtracting from the observed rotation velocities the velocities predicted for the visible component of the Galaxy (stars plus gas) -under the assumption of Newtonian gravity- we derive constraints on the DM distribution in the MW once a given parameterisation for the DM density profile is adopted. For the distribution of the visible, baryonic component of the Galaxy, we adopt a large array of observationally inferred, three-dimensional density profiles. In this way, we bracket current uncertainties on the shape and the normalisation of the Galactic visible component. Our determination of the DM density profile in the MW proceeds from astrophysical observations. These observations have sizeable uncertainties that need to be properly taken into account. We further... (Complete abstract click electronic access below) / Resumo: O conhecimento detalhado da distribuição da matéria escura na Via Láctea é importante para a compreensão da interação entre bariões e matéria escura nos processos envolvidos na formação e evolução das galáxias. Além disso, é um elemento-chave para experimentos que objetivam detectar direta ou indiretamente a partícula de matéria escura devido a interações fracas, desprezíveis e teoricamente previstas entre as partículas de matéria escura e Modelo Padrão. Nesta tese, pretendemos determinar a distribuição da matéria escura na nossa galáxia. Primeiro, restringimos o perfil de densidade do halo matéria escura por meio de traçadores cinemáticos do potencial gravitacional total. Usamos objetos em órbitas circulares ao redor do centro galáctico como traçadores da massa dinâmica total. Ao subtrair das velocidades de rotação observadas as velocidades previstas para o componente visível da galáxia (estrelas mais gás) - sob a hipótese da gravidade newtoniana - derivamos restrições na distribuição da matéria escura na nossa Galáxia, uma vez que uma dada parametrização para o perfil de densidade da matéria escura é adotado. Para a distribuição do componente visível e bariônico da Galáxia, adotamos uma grande variedade de perfis de densidade tridimensionais observados e inferidos. Desta forma, colocamos as incertezas atuais na forma e na normalização do componente visível Galáctico. Nossa determinação do perfil de densidade da matéria escura na Galáxia provém de observações astrofísicas. Essas observações têm incertezas consideráveis que precisam ser devidamente levadas em conta. Além disso, apresentamos uma análise que quantifica as incertezas astrofísicas que afetam a determinação da distribuição da matéria escura na Via Láctea e, portanto, a interpretação dos... (Resumo completo, clicar acesso eletrônico abaixo) / Doutor

Caracterizamos estatisticamente a estrutura dos halos de matéria escura extraídos da Simulação do Millennium, uma das maiores simulações do modelo cosmológico CDM realizadas até hoje, com 10 bilhões de partículas num volume de 500h−1Mpc3. Nossos resultados confirmam que na época atual, z = 0, o parâmetro de concentração dos halos se correlaciona com a massa. Esta correlação é ajustada por uma lei de potência no intervalo de massas que corresponde a halos de galáxias (1012h−1M) até aglomerados de galáxias (1015h−1M), log10 c ∞ −α log10M, com α = 0.1. Comparamos a previsão de três modelos existentes na literatura para esta correlação. Medimos a distribuição de probilidade do parâmetro de concentração, que é ajustada com boa aproximação por uma função lognormal com dispersão σlog10 c = 0.1 em todo o intervalo de massas. Verificamos que o parâmetro de concentração é independente do spin do halo quando sistemas claramente fora de equilíbrio são removidos da análise. Comparamos modelos que relacionam o parÂmetro de concentração com histórico de formação extraído da simulação. Mostramos que quando definimos a época de formação levando em conta a distribuição de progenitores do halo e não apenas o progenitor mais massivo, obtemos uma correlação melhor entre densidade média do universo nessa época e a densidade característica do halo. Finalmente, testamos a validade de dois modelos que predizem o parâmetro de concentração a z = 0 com base no histórico de acreção de massa do progenitor mais massivo do halo. / We use the Millennium Simulation (MS) to study the statistics of CDM halo concentrations at z = 0. Our results confirm that the average halo concentration declines monotonically with mass; the concentration-mass relation is well fit by a power-law over 3 decades in mass, up to the most massive objects that form in a CDM universe (~1015h−1M). We compare this relation with three models in the literature. The large volume surveyed, together with the unprecedented numerical resolution of the MS, allow us to estimate with confidence the distribution of concentrations and, consequently, the abundance of systems with unusual properties. We find that halo concentrations are independent of spin once haloes manifestly out of equilibrium have been removed from the sample. The concentrations of out-ofequilibrium haloes tend to be lower and have more scatter, while their spins tend to be higher. A number of previously noted trends within the halo population are induced primarily by these properties of unrelaxed systems. Finally, we compare the result of predicting halo concentrations using the mass assembly history of the main progenitor with predictions based on simple arguments regarding the assembly time of all progenitors. The latter are typically as good or better than the former, suggesting that halo concentration depends not only on the evolutionary path of a halo’s main progenitor, but on how and when all of its constituents collapsed to form non-linear objects.

Orientador: Rogério Rosenfeld / Banca: Alberto Vasquez Saa / Banca: Bruto Max Pimentel Escobar / Resumo: Na última década várias observações indicam que o universo está expandindo aceleradamente. Essa expansão acelerada pode ser explicada em um universo composto de 70% de energia escura e 30% de matéria (25% de matéria escura e 5% de matéria bariônica). A energia escura proporciona a pressão negativa necessária para produzir a aceleração em grandes escalas. Nesse trabalho faz-se uma revisão do modelo de um campo escalar como fonte da energia escura, conhecido genericamente como modelo de quintessência. Estuda-se o modelo de quintessência acoplada à matéria escura / Abstract: In the previous decade many observations indicate that the universe is accelerating. This rapid expansion can be explained in an universe made up of 70% of dark energy and 30% of matter (25% of dark matter and 5% of baryonic matter). The dark energy provides negative pressure to produce acceleration. In this work it is studied the model of Quintessence, a model of scalar field, as source of the dark energy. It is studied the model of Coupled Quintessence with dark matter / Mestre

Caracterizamos estatisticamente a estrutura dos halos de matéria escura extraídos da Simulação do Millennium, uma das maiores simulações do modelo cosmológico CDM realizadas até hoje, com 10 bilhões de partículas num volume de 500h−1Mpc3. Nossos resultados confirmam que na época atual, z = 0, o parâmetro de concentração dos halos se correlaciona com a massa. Esta correlação é ajustada por uma lei de potência no intervalo de massas que corresponde a halos de galáxias (1012h−1M) até aglomerados de galáxias (1015h−1M), log10 c ∞ −α log10M, com α = 0.1. Comparamos a previsão de três modelos existentes na literatura para esta correlação. Medimos a distribuição de probilidade do parâmetro de concentração, que é ajustada com boa aproximação por uma função lognormal com dispersão σlog10 c = 0.1 em todo o intervalo de massas. Verificamos que o parâmetro de concentração é independente do spin do halo quando sistemas claramente fora de equilíbrio são removidos da análise. Comparamos modelos que relacionam o parÂmetro de concentração com histórico de formação extraído da simulação. Mostramos que quando definimos a época de formação levando em conta a distribuição de progenitores do halo e não apenas o progenitor mais massivo, obtemos uma correlação melhor entre densidade média do universo nessa época e a densidade característica do halo. Finalmente, testamos a validade de dois modelos que predizem o parâmetro de concentração a z = 0 com base no histórico de acreção de massa do progenitor mais massivo do halo. / We use the Millennium Simulation (MS) to study the statistics of CDM halo concentrations at z = 0. Our results confirm that the average halo concentration declines monotonically with mass; the concentration-mass relation is well fit by a power-law over 3 decades in mass, up to the most massive objects that form in a CDM universe (~1015h−1M). We compare this relation with three models in the literature. The large volume surveyed, together with the unprecedented numerical resolution of the MS, allow us to estimate with confidence the distribution of concentrations and, consequently, the abundance of systems with unusual properties. We find that halo concentrations are independent of spin once haloes manifestly out of equilibrium have been removed from the sample. The concentrations of out-ofequilibrium haloes tend to be lower and have more scatter, while their spins tend to be higher. A number of previously noted trends within the halo population are induced primarily by these properties of unrelaxed systems. Finally, we compare the result of predicting halo concentrations using the mass assembly history of the main progenitor with predictions based on simple arguments regarding the assembly time of all progenitors. The latter are typically as good or better than the former, suggesting that halo concentration depends not only on the evolutionary path of a halo’s main progenitor, but on how and when all of its constituents collapsed to form non-linear objects.

Partículas massivas fracamente interagentes (WIMPs) são um dos mais atrativos candidatos para a matéria escura. Tais partículas são também muito promissoras em termos de detecção direta e indireta, pois elas devem possuir alguma conexão com as partículas do Modelo Padrão. Nesse contexto, extensões do Modelo Padrão podem introduzir candidatos para essas partículas de matéria escura. Propomos um modelo de extensão dupla para descrever as WIMPs, também chamadas de partículas escuras. Essa extensão é feita adicionando dois grupos de simetrias de calibre U(1) ao Modelo Padrão, um via mecanismo de Stueckelberg e o outro via mecanismo de Higgs. O mecanismo de Stueckelberg é um dos caminhos para garantir a invariância de calibre em bósons vetoriais massivos. Então, obtemos dois novos bósons de calibre, um chamado Z′ que é massivo e o outro γ′ (fóton escuro), que não possui massa e não interage com partículas do Modelo Padrão. A densidade de relíquia obtida experimentalmente pelas sondas espaciais WMAP e Planck auxilia na obtenção do valor mais provável para a massa do WIMP e, assim, podemos fixar outros parâmetros importantes para o modelo. Fazemos uma estimativa do impacto da presença de matéria escura e, principalmente, da emissão de fótons escuros no resfriamento de anãs brancas e de estrelas de nêutrons. Alguns resultados e perspectivas são apresentados. / Weakly interacting massive particles (WIMPs) are one of the most attractive candidates for dark matter. Such particles also are very promising in terms of direct and indirect detection, because they must have some connection to Standard Model (SM) particles. In this context, extensions of the SM can introduce candidates for these dark matter particles. In this sense, we propose a double extension model to describe the weakly interacting massive particles (WIMPs) or sometimes called dark particles. This extension is done by adding two extra U(1) gauge groups to the Standard Model, one via Stueckelberg mechanism and the other via Higgs mechanism. The Stueckelberg mechanism is one of the ways to ensure gauge invariance . Then we get two new gauge bosons, one called Z′ which is massive and the other γ′ (dark photon), which is massless and does not interact with the Standard Model particles. The relic density experimentally obtained by the WMAP and Planck spacecrafts will help in getting the most likely value for the mass of the WIMP and we can thus set other important parameters for the model. We estimate the impact of the presence of dark matter, and especially dark photon emission, in the cooling of white dwarfs and neutron stars. Some results and perspectives are presented.

Caracterizamos estatisticamente a estrutura dos halos de matéria escura extraídos da Simulação do Millennium, uma das maiores simulações do modelo cosmológico CDM realizadas até hoje, com 10 bilhões de partículas num volume de 500h−1Mpc3. Nossos resultados confirmam que na época atual, z = 0, o parâmetro de concentração dos halos se correlaciona com a massa. Esta correlação é ajustada por uma lei de potência no intervalo de massas que corresponde a halos de galáxias (1012h−1M) até aglomerados de galáxias (1015h−1M), log10 c ∞ −α log10M, com α = 0.1. Comparamos a previsão de três modelos existentes na literatura para esta correlação. Medimos a distribuição de probilidade do parâmetro de concentração, que é ajustada com boa aproximação por uma função lognormal com dispersão σlog10 c = 0.1 em todo o intervalo de massas. Verificamos que o parâmetro de concentração é independente do spin do halo quando sistemas claramente fora de equilíbrio são removidos da análise. Comparamos modelos que relacionam o parÂmetro de concentração com histórico de formação extraído da simulação. Mostramos que quando definimos a época de formação levando em conta a distribuição de progenitores do halo e não apenas o progenitor mais massivo, obtemos uma correlação melhor entre densidade média do universo nessa época e a densidade característica do halo. Finalmente, testamos a validade de dois modelos que predizem o parâmetro de concentração a z = 0 com base no histórico de acreção de massa do progenitor mais massivo do halo. / We use the Millennium Simulation (MS) to study the statistics of CDM halo concentrations at z = 0. Our results confirm that the average halo concentration declines monotonically with mass; the concentration-mass relation is well fit by a power-law over 3 decades in mass, up to the most massive objects that form in a CDM universe (~1015h−1M). We compare this relation with three models in the literature. The large volume surveyed, together with the unprecedented numerical resolution of the MS, allow us to estimate with confidence the distribution of concentrations and, consequently, the abundance of systems with unusual properties. We find that halo concentrations are independent of spin once haloes manifestly out of equilibrium have been removed from the sample. The concentrations of out-ofequilibrium haloes tend to be lower and have more scatter, while their spins tend to be higher. A number of previously noted trends within the halo population are induced primarily by these properties of unrelaxed systems. Finally, we compare the result of predicting halo concentrations using the mass assembly history of the main progenitor with predictions based on simple arguments regarding the assembly time of all progenitors. The latter are typically as good or better than the former, suggesting that halo concentration depends not only on the evolutionary path of a halo’s main progenitor, but on how and when all of its constituents collapsed to form non-linear objects.

Made available in DSpace on 2018-07-27T18:26:17Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2015-08-28. Added 1 bitstream(s) on 2018-07-27T18:30:43Z : No. of bitstreams: 1 000876019.pdf: 830419 bytes, checksum: d04b4fc0f1ac3688428cce3a07901b9e (MD5) / A matéria escura é responsável por cerca de 85% de toda a matéria do universo. Sabe-se que ela possui um longo tempo de vida, que é neutra e interage com a matéria comum apenas gravitacionalmente. Muitos modelos foram aventados para descrever as possíveis partículas de matéria escura, muitos deles baseados em extensões do modelo padrão para partículas elementares. Em particular, há os modelos de partículas massivas interativas por força forte, os SIMPs, que estendem o modelo padrão com um setor escalar extra contendo todas as partículas de matéria escura, cuja estabilidade é garantida por uma simetria discreta, a qual respeitam. Essa simetria também estende as possível interações entre as partículas de matéria escura para além da usual auto-aniquilação de pares e do contexto do problema de Lee-Weinberg, descrito pelas partículas massivas interagentes por força fraca, os WIMPs. Neste trabalho postulamos a existência de um setor escalar com uma simetria discreta 'Z IND. 3'; consequente de uma quebra de simetria U(1)DM global. Esta simetria permite que processos de semi-aniquilação e aniquilação 3 SETA 2 também ocorram, além do usual processo de auto-aniquilação. Estudaremos esses três cenários, encontrando as soluções das equações de Boltzmann e comparando suas respectivas abundâncias com o resultado observacional, para podermos avaliar nosso modelo. Começaremos por revisar importantes conceitos da cosmologia padrão e por apresentar o modelo. Então revisaremos as soluções numéricas para as equações, e apresentaremos nossos próprios resultados para soluções semi-analíticas dos processos de semianiquilação e de aniquilação 3 'SETA' 2. Concluiremos por apresentar nossos próprios resultados para a solução da equação de Boltzmann para o processo 3 'SETA' 2 usando uma seção de choque que é dependente da temperatura, calculada com o pacote CalcHEP / Dark matter accounts for approximately 85% of all the matter in the universe. It is known to have a long lifetime, to be neutral and to interact with ordinary matter almost only gravitationally. There have been several models to suggest possible particles for the dark matter, many of them relying on extensions to the standard model of elementary particles. In particular, there are SIMP (strongly-interacting massive particles) models, which extend the standard model by an extra scalar sector containing the dark-matter particles, whose stability is provided by a discrete symmetry. This symmetry also extends the possible interactions between the dark-matter particles to beyond the usual pair annihilation and Lee-Weinberg scenario described by the WIMP (weakly-interacting massive particles) models. In our study, we postulate the existence of an extended dark sector with a 'Z IND. 3' discrete symmetry, which is the consequence of a global U(1)DM symmetry breaking. This symmetry allows the semi-annihilation and 3 'SETA' 2 annihilation processes to take place, besides the usual self-annihilation process. We will study each of these three scenarios, solving the respective Boltzmann equations and comparing the correspondent relic abundance to the observed one, in order to verify the liability of each of them. We will start by reviewing important aspects of standard cosmology and presenting our model. Then we will review the numerical solutions for the equations, and present our own results for semi-analytical solutions to the semi- and 3 'SETA' 2 annihilation processes. We will end by presenting our own results on solving the 3 'SETA' 2 Boltzmann equation for a temperature-dependent cross-section, calculated with the CalcHEP package

Orientador: Eduardo Pontón Bayona / Banca: Enrico Bertuzzo / Banca: Ricardo D'Elia Matheus / Resumo: O problema da matéria escura é uma das questões abertas da cosmologia e da física de partículas. Inúmeras observações, em diferentes escalas astronômicas, sustentam que a quantidade de matéria luminosa presente não é capaz de explicar o comportamento observado. A solução para esta inconsistência foi obtida através da introdução de uma nova forma de matéria que, não interagindo com a luz, foi intitulada por matéria escura. O Modelo Padrão da Cosmologia indica que esta componente contribui com mais de 80% da densidade de matéria no Universo, deve ser estável, não relativística e sua densidade relíquia deve combinar com as medidas obtidas pelas flutuações da CMB. Apesar disso, a natureza da matéria escura ainda é um mistério. Entre as partículas candidatas à matéria escura os mais populares são os chamados WIMPs. Esta espécie é considerada uma relíquia térmica e podem fornecer uma abundância compatível com a observada. Nesta direção, o presente trabalho então, trata uma extensão do Modelo Padrão da Física de Partículas, uma vez que este modelo não fornece nenhuma partícula apropriada à matéria escura, chamada Modelo do Dubleto Inerte, que é obtido adicionando um novo dubleto escalar por meio de uma simetria Z_2 que desenvolve uma configuração de vácuo trivial. Dentro do novo espectro de partículas estudamos aquela que parece propor um candidato viável à matéria escura. / Abstract: Abstract: The problem of dark matter is one of the open questions of cosmology and particle physics. Several observations, at di erent astronomical scales, maintain that the amount of light matter present is not able to explain the observed behavior. The solution to this inconsistency was obtained by introducing a new form of matter which, not interacting with light, was titled as dark matter. The Standard Model of Cosmology indicates that this component contributes with more than 80% of the matter density in the Universe, must be stable, non relativistic and its relic density should match with the measurements obtained by the uctuations of the CMB. Despite this, the nature of dark matter is still a mystery. Among the candidate particles for dark matter the most popular are the so-called WIMPs. This species is considered a thermal relic and can provide an abundance compatible with that observed. In this direction, the present work then deals with an extension of the Standard Model of Particle Physics, since this model does not provide any particle appropriate to dark matter, called Inert Doublet Model, which is obtained by adding a new scalar doublet through a Z2 symmetry that develops a trivial vacuum con guration. Inside this new spectrum of particles we study the one that seems to propose a viable candidate to the dark matter / Mestre

Partículas massivas fracamente interagentes (WIMPs) são um dos mais atrativos candidatos para a matéria escura. Tais partículas são também muito promissoras em termos de detecção direta e indireta, pois elas devem possuir alguma conexão com as partículas do Modelo Padrão. Nesse contexto, extensões do Modelo Padrão podem introduzir candidatos para essas partículas de matéria escura. Propomos um modelo de extensão dupla para descrever as WIMPs, também chamadas de partículas escuras. Essa extensão é feita adicionando dois grupos de simetrias de calibre U(1) ao Modelo Padrão, um via mecanismo de Stueckelberg e o outro via mecanismo de Higgs. O mecanismo de Stueckelberg é um dos caminhos para garantir a invariância de calibre em bósons vetoriais massivos. Então, obtemos dois novos bósons de calibre, um chamado Z′ que é massivo e o outro γ′ (fóton escuro), que não possui massa e não interage com partículas do Modelo Padrão. A densidade de relíquia obtida experimentalmente pelas sondas espaciais WMAP e Planck auxilia na obtenção do valor mais provável para a massa do WIMP e, assim, podemos fixar outros parâmetros importantes para o modelo. Fazemos uma estimativa do impacto da presença de matéria escura e, principalmente, da emissão de fótons escuros no resfriamento de anãs brancas e de estrelas de nêutrons. Alguns resultados e perspectivas são apresentados. / Weakly interacting massive particles (WIMPs) are one of the most attractive candidates for dark matter. Such particles also are very promising in terms of direct and indirect detection, because they must have some connection to Standard Model (SM) particles. In this context, extensions of the SM can introduce candidates for these dark matter particles. In this sense, we propose a double extension model to describe the weakly interacting massive particles (WIMPs) or sometimes called dark particles. This extension is done by adding two extra U(1) gauge groups to the Standard Model, one via Stueckelberg mechanism and the other via Higgs mechanism. The Stueckelberg mechanism is one of the ways to ensure gauge invariance . Then we get two new gauge bosons, one called Z′ which is massive and the other γ′ (dark photon), which is massless and does not interact with the Standard Model particles. The relic density experimentally obtained by the WMAP and Planck spacecrafts will help in getting the most likely value for the mass of the WIMP and we can thus set other important parameters for the model. We estimate the impact of the presence of dark matter, and especially dark photon emission, in the cooling of white dwarfs and neutron stars. Some results and perspectives are presented.