Submitted by Automa??o e Estat?stica (sst@bczm.ufrn.br) on 2016-07-25T21:57:03Z No. of bitstreams: 1 IcaroKennedyFrancelinoMoura_DISSERT.pdf: 6308092 bytes, checksum: 65c9e0d99b3ea645902b37237e873ed1 (MD5) / Approved for entry into archive by Arlan Eloi Leite Silva (eloihistoriador@yahoo.com.br) on 2016-08-03T20:32:51Z (GMT) No. of bitstreams: 1 IcaroKennedyFrancelinoMoura_DISSERT.pdf: 6308092 bytes, checksum: 65c9e0d99b3ea645902b37237e873ed1 (MD5) / Made available in DSpace on 2016-08-03T20:32:51Z (GMT). No. of bitstreams: 1 IcaroKennedyFrancelinoMoura_DISSERT.pdf: 6308092 bytes, checksum: 65c9e0d99b3ea645902b37237e873ed1 (MD5) Previous issue date: 2016-03-02 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior (CAPES) / Grandes esfor?os observacionais t?m sido direcionados para investigar a natureza da chamada energia escura. Nesta disserta??o derivamos v?nculos sobre modelos de energia escura utilizando tr?s diferentes observ?veis: medidas da taxa de expans?o H(z) (compiladas por Meng et al. em 2015); m?dulo de dist?ncia de 580 Supernovas do Tipo Ia (cat?logo Union Compilation 2.1, 2011); e as observa??es do pico de oscila??o de b?rions (BAO) e a radia??o c?smica de fundo (CMB) utilizando a chamada raz?o CMB/BAO, que relaciona 6 picos de BAO (um pico determinado atrav?s dos dados do Survey 6dFGS, dois atrav?s do SDSS e tr?s atrav?s do WiggleZ). A an?lise estat?stica utilizada foi o m?todo do ?2 m?nimo (marginalizado ou minimizado sobre h sempre que poss?vel) para vincular os par?metro cosmol?gicos: ?m, ??, ? e ??0. Esses testes foram aplicados em duas parametriza??es do par?metro ? da equa??o de estado da energia escura, p=?? (aqui, p ? a press?o e ? ? a densidade de energia da componente). Numa, ? ? considerado constante e menor que -1/3, conhecido como modelo XCDM; na outra parametriza??o, o par?metro da equa??o de estado varia com o redshift, no qual o chamamos de Modelo GS. Esta ?ltima parametriza??o ? baseada em argumentos que surgem da teoria da infla??o cosmol?gica. Para efeitos de compara??o tamb?m foi feita a an?lise do modelo ?CDM. A compara??o dos modelos cosmol?gicos com as diferentes observa??es leva a diferentes melhores ajustes. Assim, para classificar a viabilidade observacional dos diferentes modelos te?ricos, utilizamos dois crit?rios de informa??o, ou seja, o crit?rio de informa??o bayesiana (BIC) e o crit?rio de informa??o Akaike (AIC). A ferramenta matriz de Fisher foi incorporada aos nossos testes para nos fornecer a incerteza dos par?metros de cada modelo te?rico. Verificamos que a complementariedade dos testes ? necess?ria para n?o termos espa?os param?tricos degenerados. Fazendo o processo de minimiza??o encontramos, dentro da regi?o de 1? (68%), que para o Modelo XCDM os melhores ajustes dos par?metros s?o ?m=0,28?0,012 e ?X=-1,01?0,052. Enquanto que para o Modelo GS os melhores ajustes s?o ?m=0,28?0,011 e ??0=0,00?0,059. E realizando uma marginaliza??o encontramos, dentro da regi?o de 1? (68%), que para o Modelo XCDM os melhores ajustes dos par?metros s?o ?m=0,28?0,012 e ?X=-1,01?0,052. Enquanto que para o Modelo GS os melhores ajustes s?o ?m=0,28?0,011 e ??0=0,00?0,059. / A significant observational effort has been directed to investigate the nature of the so-called dark energy. In this dissertation we derive constraints on dark energy models using three different observable: measurements of the Hubble rate H(z) (compiled by Meng et al. in 2015.); distance modulus of 580 Supernovae Type Ia (Union catalog Compilation 2.1, 2011); and the observations of baryon acoustic oscilations (BAO) and the cosmic microwave background (CMB) by using the so-called CMB/BAO of six peaks of BAO (a peak determined through the Survey 6dFGS data, two through the SDSS and three through WiggleZ). The statistical analysis used was the method of the ?2 minimum (marginalized or minimized over h whenever possible) to link the cosmological parameter: m, ? and ??0. These tests were applied in two parameterization of the parameter ? of the equation of state of dark energy, p = ?? (here, p is the pressure and ? is the component of energy density). In one, ? is considered constant and less than -1/3, known as XCDM model; in the other the parameter of state equantion varies with the redshift, where we the call model GS. This last model is based on arguments that arise from the theory of cosmological inflation. For comparison it was also made the analysis of model CDM. Comparison of cosmological models with different observations lead to different optimal settings. Thus, to classify the observational viability of different theoretical models we use two criteria information, the Bayesian information criterion (BIC) and the Akaike information criteria (AIC). The Fisher matrix tool was incorporated into our testing to provide us with the uncertainty of the parameters of each theoretical model. We found that the complementarity of tests is necessary inorder we do not have degenerate parametric spaces. Making the minimization process we found (68%), for the Model XCDM the best fit parameters are m = 0.28 ? 0, 012 and ?X = ?1.01 ? 0, 052. While for Model GS the best settings are m = 0.28 ? 0, 011 and ??0 = 0.00 ? 0, 059. Performing a marginalization we found (68%), for the Model XCDM the best fit parameters are m = 0.28 ? 0, 012 and ?X = ?1.01 ? 0, 052. While for Model GS the best settings are M = 0.28 ? 0, 011 and ??0 = 0.00 ? 0, 059.

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 2014-12-17T15:15:02Z (GMT). No. of bitstreams: 1 HumbertoSG_DISSERT.pdf: 1623099 bytes, checksum: 9db2624a800c722b68b561bc7a9bc747 (MD5) Previous issue date: 2013-04-01 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior / Nesta disserta??o, uma revis?o sobre tr?s modelos cosmol?gicos n?o-padr?o do tipo Friedmann-Robertson-Walker s?o apresentados. O modelo !CDM, o g?s de Chaplygin generalizado e o modelo de brana de Dvali-Gabadadze-Porrati (DGP). Apresentamos tamb?m, tr?s testes estat?sticos utilizados em Cosmologia, cada um envolvendo uma vela padr?o diferente. Estes testes t?m como objetivo, vincular os diferentes par?metros de cada modelo e assim compar?-los com os dados observacionais mais atuais. Efetuamos o teste do m?dulo de dist?ncia de Supernovas do tipo Ia, atrav?s de 580 Supernovas do Union Compilation 2.1 (2011) [1]. A Fra??o de massa de aglomerados de gal?xias, onde utilizamos um conjunto de 52 aglomerados observados pelo CHANDRA (2009) [2] e a raz?o CMB/BAO, onde foram utilizados um conjunto de 6 picos de BAO do WiggleZ Dark Energy Survey (2011) [3]. Esses testes foram aplicados para cada um dos modelos apresentados. Verificamos que individualmente, os testes cosmol?gicos n?o s?o bons o suficiente para vincular modelos, criando espa?os param?tricos degenerados, necessitando de uma an?lise em conjunta dos testes para vincular os par?metros. OBS: N?o foi poss?vel efetuar a descri??o integral do resumo, devido o fato do sistema utilizado n?o aceitar os s?mbolos existentes. Desse modo, solicitamos que a visualiza??o desse elemento seja efetuada no arquivo da disserta??o.