Made available in DSpace on 2018-08-01T22:29:44Z (GMT). No. of bitstreams: 1 tese_9808_Dissertação final Tays Miranda de Andrade20160505-95024.pdf: 2119471 bytes, checksum: 46f339c84884e2f061473e312656bcf5 (MD5) Previous issue date: 2016-04-01 / Neste trabalho estudamos as características do universo primordial. Nos últimos anos, a inflação cosmológica se tornou um ingrediente essencial em qualquer modelo que tenha como objetivo descrever o universo em sua fase inicial. As predições dos modelos inflacionários podem ser relacionadas com as medidas da Radiação Cósmica de Fundo (CMB) e então, estes resultados permitem que os modelos propostos sejam testados rigorosamente. Nesta dissertação, apresentamos o Modelo Padrão da Cosmologia e analisamos alguns problemas do modelo como motivação para introduzir o conceito de inflação cosmológica. Descrevemos o paradigma inflacionário em termos de um campo escalar, encontramos suas equações dinâmicas e utilizamos a aproximação de slow-roll, o que nos permitiu calcular os índices espectrais ns e r de dois modelos de inflação. Analisamos a teoria f (R) em um contexto inflacionário e discutimos o modelo de Starobinsky, foi possível calcular os índices espectrais para este modelo também. E pela análise de sistema dinâmico conseguimos propor uma correção exponencial ao modelo de Starobinsky.

Submitted by Vasti Diniz (vastijpa@hotmail.com) on 2017-09-13T13:50:59Z No. of bitstreams: 1 arquivototal.pdf: 2320909 bytes, checksum: 25cc6b6504385f6f69412717c2952be1 (MD5) / Made available in DSpace on 2017-09-13T13:50:59Z (GMT). No. of bitstreams: 1 arquivototal.pdf: 2320909 bytes, checksum: 25cc6b6504385f6f69412717c2952be1 (MD5) Previous issue date: 2016-07-29 / We considered the discrete approach to Newtonian cosmology presented by Ellis and Gibbons in a recent paper, and generalize this to the continuum limit. The results are obtained using the Newton's laws for particles interacting gravitationally, which are moving homothetically, with with their comoving positions constituting a central configuration. It requines no use of the fluid mechanics, but just a correspondence between the quantities which appear in the approach of Ellis and Gibbons and their generalizations for a system with high density, but with a finite number of particles. The solutions of the equation for the scale factor are presented, taking into account the presence of a term associated with the cosmological cons­tant. We briefly present the relativistic cosmology and compare with Newtonian cosmology. / Consideramos a formulagao discreta da cosmologia Newtoniana adotada por Ellis e Gibbons, em artigo recente, e fazemos uma generalizagao para o limite do continuo. Os resultados sao obtidos com o use das leis de Newton para particulas que interagem gravitacionalmente, que se movem homoteticamente, com suas coordenadas comOveis constituindo-se uma con­figuragao central. Nao foi necessario o use da mecanica dos fluidos, mas tao somente, uma correspondencia direta entre as grandezas discretas da formulagao de Ellis e Gibbons e suas generalizagoes para um sistema muito denso, com um nilmero finito de particulas. Sao apresentadas solugoes da equagao para o fator de escala, considerando a presenga do termo associado a constante cosmolOgica. E feita uma breve apresentagao da cosmologia Einstei­niana e uma comparagao com a cosmologia Newtoniana.

Made available in DSpace on 2015-05-14T12:14:05Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Arquivototal.pdf: 804629 bytes, checksum: eeeea3eabb5bee372113ead03f439bb2 (MD5) Previous issue date: 2011-08-08 / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior - CAPES / The last decades have been of major developments in cosmology since the advent of cosmological inflation as a solution to the problems of standard cosmological model. As one of the main paradigms of modern cosmology, to study the classical theory of inflation is the main objective of this work. Before, we present the main evidences of universal expansion and a review of general relativity and the standard cosmological model, known as the big bang theory. Then we analyze the problems of this model as motivation for the subsequent introduction of inflation. We model the theory of inflation in terms of a scalar field, finding its dynamical equations and formalize the slow-roll approximation, which allows to find analytical solutions to the equations of motion. We discuss some inflation potentials : chaotic, hybrid and natural potentials, relating some of them with Particle Physics. We conclude the work presenting a inflationary model whose solution its exact. / As últimas décadas têm sido de grandes desenvolvimentos na cosmologia desde o advento da inflação cosmológica como solução aos problemas do modelo cosmológico padrão. Sendo um dos principais paradigmas da cosmologia moderna, estudar os aspectos clássicos da teoria inflacionária é o principal objetivo deste trabalho. Antes apresentamos as principais evidências da expansão universal e uma revisão da relatividade geral e do modelo cosmológico padrão, conhecido como a teoria do big bang. Em seguida, analisamos os problemas deste modelo como motivação para a posterior introdução da inflação. Modelamos a teoria inflacionária em termos de um campo escalar, encontrando suas equações dinâmicas, e formalizamos a aproximação slow-roll, a qual permite encontrar soluções analíticas para as equações do movimento. Discutimos alguns potenciais inflacionários: potenciais caótico, híbrido e natural, relacionando alguns destes com a física de partículas. Concluímos o trabalho apresentandoum modelo inflacionário cuja solução é exata.

Submitted by Renata Lopes (renatasil82@gmail.com) on 2017-04-26T18:18:25Z No. of bitstreams: 1 monalisasilvadeoliveira.pdf: 473060 bytes, checksum: 1e394ef35b65c023c130f0dbca9a9d12 (MD5) / Approved for entry into archive by Adriana Oliveira (adriana.oliveira@ufjf.edu.br) on 2017-05-13T12:04:23Z (GMT) No. of bitstreams: 1 monalisasilvadeoliveira.pdf: 473060 bytes, checksum: 1e394ef35b65c023c130f0dbca9a9d12 (MD5) / Made available in DSpace on 2017-05-13T12:04:23Z (GMT). No. of bitstreams: 1 monalisasilvadeoliveira.pdf: 473060 bytes, checksum: 1e394ef35b65c023c130f0dbca9a9d12 (MD5) Previous issue date: 2013-02-28 / CAPES - Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior / Neste trabalho, fazemos uma pequena revisão sobre tensores e sua utilização na Relatividade Geral, apresentamos o método de transformação conforme e o teorema da fatorização e discutimos as soluções de Schwarzschild com e sem constante cosmológica. Então, a solução de Schwarzschild com constante cosmológica é derivada, a partir das equações de campo de Einstein, utilizando-se os conceitos abordados. / In this work, we make a brief review of tensors and their use in General Relativity, we present the local conformal transformation method and the factorization theorem and we discuss Schwarzschild's solutions with and without cosmological constant. Then, the Schwarzschild's solution with cosmological constant is derived, from the Einstein's field equations, using the concepts addressed.

As observações astronômicas dos últimos 15 anos revelaram que o universo atualmente está expandindo aceleradamente. No contexto da relatividade geral se acredita que a energia escura, cujo melhor candidato é a densidade do vácuo ($\\Lambda/8\\pi G$), é o agente responsável por este estado acelerado. No entanto, o termo $\\Lambda$ tem duas sérias dificuldades: o problema da constante cosmológica e o problema da coincidência. Com o objetivo de aliviar o problema da constante cosmológica, muitos modelos adotam um termo $\\Lambda$ dinâmico, permitindo seu decrescimento ao longo de toda a história cósmica. Neste tipo de modelo, a equação de conservação do tensor momento energia total exige uma troca de energia entre a densidade do vácuo e as outras componentes energéticas do universo; o que também alivia o problema da coincidência. Neste trabalho discutimos diferentes consequências de um vácuo dinâmico no âmbito cosmológico e no processo de colapso gravitacional. Em particular, analisamos o caso em que a densidade do vácuo possui uma dinâmica não trivial com a escala de energia típica do universo, que depende monotonamente do parâmetro de Hubble, decrescendo ao longo de toda a história cósmica. Nos referiremos a este modelo como modelo deflacionário. Nesse contexto, utilizando os primeiros termos da expansão para a densidade do vácuo, sugerida pela teoria do grupo de renormalização em espaço-tempos curvos, propomos um novo cenário cosmológico baseado numa densidade do vácuo dinâmica. O cenário proposto é completo no sentido de que o mesmo vácuo é responsável pelas duas fases aceleradas do universo, conectadas por uma fase de radiação e um estágio de domínio da matéria. Neste cenário o universo plano é não singular, iniciando sua evolução a partir de um estágio do tipo de Sitter e, portanto, toda a história cósmica ocorre entre duas fases de Sitter limites. Este modelo não apresenta o problema de horizonte, e nele a nucleossíntese cosmológica ocorre como no modelo de Friedmann, e embora este modelo seja muito próximo do modelo $\\Lambda$CDM, o grande acúmulo de observações no estágio recente do universo permitirão que este poda ser testado. Adicionalmente, mostraremos que generalizações do modelo deflacionário incluindo curvatura espacial apresentam propriedades e vantagens similares. Usando observações de $H(z)$, da luminosidade de supernovas tipo Ia, da função de crescimento linear das perturbações escalares, e da posição do pico das oscilações acústicas de bárions conseguimos vincular um dos parâmetros do modelo. Por outro lado, analisando a física do universo primordial, assumindo um vácuo não perturbado, conseguimos limitar um segundo parâmetro fazendo uso do índice espectral das perturbações escalares. Com o objetivo de fazer uma análise mais completa do modelo no âmbito cosmológico, analisamos também as possíveis restrições oriundas da validade da segunda lei da termodinâmica em sua forma generalizada (GSLT). Para isto investigamos a evolução tanto da entropia associada ao horizonte aparente do universo, que é um horizonte atrapante devido a que o escalar de Ricci é positivo, como do seu conteúdo material. Motivados pela forma como a singularidade primordial do universo é evitada devido aos efeitos do decaimento do vácuo, incluímos no presente trabalho outra linha de desenvolvimento: a análise dos estágios finais do processo de colapso gravitacional em presença de uma densidade do vácuo dinâmica. Centraremos esta análise na determinação de modelos que possam ou não evitar a formação de um buraco negro. Mostraremos que modelos com um termo de vácuo proporcional à densidade de energia total do sistema, não podem evitar a formação de uma singularidade no estágio final do processo de colapso. Adicionalmente obteremos correções para a massa colapsada, para o tempo de formação do horizonte e para o tempo de colapso como função dos parâmetros do modelo e da curvatura espacial. Por último analisaremos a influência de uma densidade do vácuo capaz de dominar sobre as outras componentes no regime de altas energias, mostrando que este tipo de dinâmica na densidade do vácuo evita a formação de um estado final singular. / The astronomical observations of the last 15 years revealed that the universe is currently undergoing an expanding accelerating phase. In the general relativity context is believed that dark energy, whose best candidate is the vacuum energy density $ho_v \\equiv \\Lambda/8\\pi G$, is the fuel responsible for the present accelerating stage. However, the so-called $\\Lambda$-term has two serious drawnbacks, namely: the cosmological constant problem and the coincidence problem. In order to alleviate the cosmological constant problem, many models adopt a dynamical $\\Lambda$ term, thereby allowing its decreasing throughout the cosmic history. In this kind of model, the total energy conservation law defined in terms of the energy momentum tensor requires an energy exchange between the vacuum and the material components of the universe, which also contributes to alleviate the coincidence problem. In the present thesis we discuss different consequences of an interacting vacuum component both in the cosmological scenario as well as in the process of gravitational collapse. In particular, in the cosmological domain, we examine the case where the vacuum has a nontrivial dynamics dependent on a typical energy scale, the Hubble parameter, that decreases in the course of the cosmic history. We will refer to this model as deflationary model. In this context, by using a truncated expansion for the vacuum energy density, as suggested by the renormalization group theory in curved space-time, we propose a new cosmological scenario based on a dynamical $\\Lambda$-term. The proposed scenario is complete in the sense that the same vacuum is responsible for both accelerating phases of the universe, which are linked by two subsequent periods of radiation and non-relativistic matter domination. In this scenario the flat universe is nonsingular and starts its evolution from an asymptotic de Sitter stage, so that the cosmic story takes place between two extreme de Sitter phases. The model is free of the horizon problem as well as of the \"graceful exit\" problem plaguing many inflationary variants. In addition, the cosmological nucleosynthesis occurs as in the Friedmann model and the observations in the latest stages of the universe can potentially differentiate between the deflationary and the standard $\\Lambda$CDM model. The generalizations including spatial curvature are aslo discussed in detail. On the other hand, by using the late time tests like type Ia supernovae, the redshift dependence of the Hubble parameter, $H(z)$, the linear growth function of scalar perturbations, and the peak position of baryon acoustic oscillations we have constrained the basic parameters of the model. Conversely, analyzing the physics of the primordial universe and assuming that the vacuum is a smooth component, we have also constrained the spectral index of scalar density perturbations. In order to establish a more complete analysis of our cosmological scenario, we also discuss the possible constraints arising from the validity of the generalized second law of thermodynamics, that is, by including the horizon thermodynamics. Since the apparent horizon of the universe behaves like a trapped horizon because the Ricci scalar is positive, we investigate the evolution of both the entropy of the material components and the entropy associated to the horizon. Motivated by the avoidance of the Big-Bang singularity due to the decaying vacuum effects, we have explored another line of development: the analysis of the final stages of gravitational collapse process in the presence of a dynamic vacuum. This analysis focused on the determination of models able to prevent or not the formation of a black hole. In this connection, we shown that the presence of an interacting vacuum proportional to the total energy density of the system does not prevent the formation of a singularity in the final stages of the collapsing process. In addition, we obtain corrections for the collapsed mass, the horizon time formation and the collapsing time as a function of the free parameters and the spatial curvature of the models. Finally, we have also analyzed the influence of a vacuum contribution which dominates the other components into the high energy limit (due to the presence of higher orders terms in the contraction rate), and shown that for this kind of models the growth of the vacuum energy density prevents the formation of the singularity.

Submitted by HENDRIK GERARD JOHAN JENNEN null (hjennen@ift.unesp.br) on 2016-02-23T14:54:31Z No. of bitstreams: 1 thesis_oneside.pdf: 1083742 bytes, checksum: eeb3f42f2937a777dba99b7615ef69c8 (MD5) / Approved for entry into archive by Ana Paula Grisoto (grisotoana@reitoria.unesp.br) on 2016-02-24T13:39:03Z (GMT) No. of bitstreams: 1 jannen_h_dr_ift.pdf: 1083742 bytes, checksum: eeb3f42f2937a777dba99b7615ef69c8 (MD5) / Made available in DSpace on 2016-02-24T13:39:03Z (GMT). No. of bitstreams: 1 jannen_h_dr_ift.pdf: 1083742 bytes, checksum: eeb3f42f2937a777dba99b7615ef69c8 (MD5) Previous issue date: 2016-02-12 / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) / Observações realizadas nas últimas três décadas confirmaram que o universo se encontra em um estado de expansão acelerada. Essa aceleração é atribuída à presença da chamada energia escura, cuja origem permanece desconhecida. A maneira mais simples de se modelar a energia escura consiste em introduzir uma constante cosmológica positiva nas equações de Einstein, cuja solução no vácuo é então dada pelo espaço de de Sitter. Isso, por sua vez, indica que a cinemática subjacente ao espaço-tempo deve ser aproximadamente governada pelo grupo de de Sitter SO(1,4), e não pelo grupo de Poincaré ISO(1,3). Nesta tese, adotamos tal argumento como base para a conjectura de que o grupo que governa a cinemática local é o grupo de de Sitter, com o desvio em relação ao grupo de Poincaré dependendo ponto-a-ponto do valor de um termo cosmológico variável. Com o propósito de desenvolver tal formalismo, estudamos a geometria de Cartan na qual o espaço modelo de Klein é, em cada ponto, um espaço de de Sitter com o conjunto de pseudo-raios definindo uma função não-constante do espaço-tempo. Encontramos que o tensor de torção nessa geometria adquire uma contribuição que não está presente no caso de uma constante cosmológica. Fazendo uso da teoria das realizações não-lineares, estendemos a classe de simetrias do grupo de Lorentz SO(1,3) para o grupo de de Sitter. Em seguida, verificamos que a estrutura da gravitação teleparalela--- uma teoria gravitacional equivalente à relatividade geral--- é uma geometria de Riemann-Cartan não linear. Inspirados nesse resultado, construímos uma generalização da gravitação teleparalela sobre uma geometria de de Sitter--Cartan com um termo cosmológico dado por uma função do espaço-tempo, a qual é consistente com uma cinemática localmente governada pelo grupo de de Sitter. A função cosmológica possui sua própria dinâmica e emerge naturalmente acoplada não-minimalmente ao campo gravitacional, analogamente ao que ocorre nos modelos telaparalelos de energia escura ou em teorias de gravitação escalares-tensoriais. Característica peculiar do modelo aqui desenvolvido, a função cosmológica fornece uma contribuição para o desvio geodésico de partículas adjacentes em queda livre. Embora tendo sua própria dinâmica, a energia escura manifesta-se como um efeito da cinemática local do espaço-tempo. / Observations during the last three decades have confirmed thatthe universe momentarily expands at an accelerated rate, which is assumed to be driven by dark energy whose origin remains unknown. The minimal manner of modelling dark energy is to include a positive cosmological constant in Einstein's equations, whose solution in vacuum is de Sitter space. This indicates that the large-scale kinematics of spacetime is approximated by the de Sitter group SO(1,4) rather than the Poincaré group ISO(1,3). In this thesis we take this consideration to heart and conjecture that the group governing the local kinematics of physics is the de Sitter group, so that the amount to which it is a deformation of the Poincaré group depends pointwise on the value of a nonconstant cosmological function. With the objective of constructing such a framework we study the Cartan geometry in which the model Klein space is at each point a de Sitter space for which the combined set of pseudoradii forms a nonconstant function on spacetime. We find that the torsion receives a contribution that is not present for a cosmological constant. Invoking the theory of nonlinear realizations we extend the class of symmetries from the Lorentz group SO(1,3) to the enclosing de Sitter group. Subsequently, we find that the geometric structure of teleparallel gravity--- a description for the gravitational interaction physically equivalent to general relativity--- is a nonlinear Riemann--Cartan geometry.This finally inspires us to build on top of a de Sitter--Cartan geometry with a cosmological function a generalization of teleparallel gravity that is consistent with a kinematics locally regulated by the de Sitter group. The cosmological function is given its own dynamics and naturally emerges nonminimally coupled to the gravitational field in a manner akin to teleparallel dark energy models or scalar-tensor theories in general relativity. New in the theory here presented, the cosmological function gives rise to a kinematic contribution in the deviation equation for the world lines of adjacent free-falling particles. While having its own dynamics, dark energy manifests itself in the local kinematics of spacetime.

As observações astronômicas dos últimos 15 anos revelaram que o universo atualmente está expandindo aceleradamente. No contexto da relatividade geral se acredita que a energia escura, cujo melhor candidato é a densidade do vácuo ($\\Lambda/8\\pi G$), é o agente responsável por este estado acelerado. No entanto, o termo $\\Lambda$ tem duas sérias dificuldades: o problema da constante cosmológica e o problema da coincidência. Com o objetivo de aliviar o problema da constante cosmológica, muitos modelos adotam um termo $\\Lambda$ dinâmico, permitindo seu decrescimento ao longo de toda a história cósmica. Neste tipo de modelo, a equação de conservação do tensor momento energia total exige uma troca de energia entre a densidade do vácuo e as outras componentes energéticas do universo; o que também alivia o problema da coincidência. Neste trabalho discutimos diferentes consequências de um vácuo dinâmico no âmbito cosmológico e no processo de colapso gravitacional. Em particular, analisamos o caso em que a densidade do vácuo possui uma dinâmica não trivial com a escala de energia típica do universo, que depende monotonamente do parâmetro de Hubble, decrescendo ao longo de toda a história cósmica. Nos referiremos a este modelo como modelo deflacionário. Nesse contexto, utilizando os primeiros termos da expansão para a densidade do vácuo, sugerida pela teoria do grupo de renormalização em espaço-tempos curvos, propomos um novo cenário cosmológico baseado numa densidade do vácuo dinâmica. O cenário proposto é completo no sentido de que o mesmo vácuo é responsável pelas duas fases aceleradas do universo, conectadas por uma fase de radiação e um estágio de domínio da matéria. Neste cenário o universo plano é não singular, iniciando sua evolução a partir de um estágio do tipo de Sitter e, portanto, toda a história cósmica ocorre entre duas fases de Sitter limites. Este modelo não apresenta o problema de horizonte, e nele a nucleossíntese cosmológica ocorre como no modelo de Friedmann, e embora este modelo seja muito próximo do modelo $\\Lambda$CDM, o grande acúmulo de observações no estágio recente do universo permitirão que este poda ser testado. Adicionalmente, mostraremos que generalizações do modelo deflacionário incluindo curvatura espacial apresentam propriedades e vantagens similares. Usando observações de $H(z)$, da luminosidade de supernovas tipo Ia, da função de crescimento linear das perturbações escalares, e da posição do pico das oscilações acústicas de bárions conseguimos vincular um dos parâmetros do modelo. Por outro lado, analisando a física do universo primordial, assumindo um vácuo não perturbado, conseguimos limitar um segundo parâmetro fazendo uso do índice espectral das perturbações escalares. Com o objetivo de fazer uma análise mais completa do modelo no âmbito cosmológico, analisamos também as possíveis restrições oriundas da validade da segunda lei da termodinâmica em sua forma generalizada (GSLT). Para isto investigamos a evolução tanto da entropia associada ao horizonte aparente do universo, que é um horizonte atrapante devido a que o escalar de Ricci é positivo, como do seu conteúdo material. Motivados pela forma como a singularidade primordial do universo é evitada devido aos efeitos do decaimento do vácuo, incluímos no presente trabalho outra linha de desenvolvimento: a análise dos estágios finais do processo de colapso gravitacional em presença de uma densidade do vácuo dinâmica. Centraremos esta análise na determinação de modelos que possam ou não evitar a formação de um buraco negro. Mostraremos que modelos com um termo de vácuo proporcional à densidade de energia total do sistema, não podem evitar a formação de uma singularidade no estágio final do processo de colapso. Adicionalmente obteremos correções para a massa colapsada, para o tempo de formação do horizonte e para o tempo de colapso como função dos parâmetros do modelo e da curvatura espacial. Por último analisaremos a influência de uma densidade do vácuo capaz de dominar sobre as outras componentes no regime de altas energias, mostrando que este tipo de dinâmica na densidade do vácuo evita a formação de um estado final singular. / The astronomical observations of the last 15 years revealed that the universe is currently undergoing an expanding accelerating phase. In the general relativity context is believed that dark energy, whose best candidate is the vacuum energy density $ho_v \\equiv \\Lambda/8\\pi G$, is the fuel responsible for the present accelerating stage. However, the so-called $\\Lambda$-term has two serious drawnbacks, namely: the cosmological constant problem and the coincidence problem. In order to alleviate the cosmological constant problem, many models adopt a dynamical $\\Lambda$ term, thereby allowing its decreasing throughout the cosmic history. In this kind of model, the total energy conservation law defined in terms of the energy momentum tensor requires an energy exchange between the vacuum and the material components of the universe, which also contributes to alleviate the coincidence problem. In the present thesis we discuss different consequences of an interacting vacuum component both in the cosmological scenario as well as in the process of gravitational collapse. In particular, in the cosmological domain, we examine the case where the vacuum has a nontrivial dynamics dependent on a typical energy scale, the Hubble parameter, that decreases in the course of the cosmic history. We will refer to this model as deflationary model. In this context, by using a truncated expansion for the vacuum energy density, as suggested by the renormalization group theory in curved space-time, we propose a new cosmological scenario based on a dynamical $\\Lambda$-term. The proposed scenario is complete in the sense that the same vacuum is responsible for both accelerating phases of the universe, which are linked by two subsequent periods of radiation and non-relativistic matter domination. In this scenario the flat universe is nonsingular and starts its evolution from an asymptotic de Sitter stage, so that the cosmic story takes place between two extreme de Sitter phases. The model is free of the horizon problem as well as of the \"graceful exit\" problem plaguing many inflationary variants. In addition, the cosmological nucleosynthesis occurs as in the Friedmann model and the observations in the latest stages of the universe can potentially differentiate between the deflationary and the standard $\\Lambda$CDM model. The generalizations including spatial curvature are aslo discussed in detail. On the other hand, by using the late time tests like type Ia supernovae, the redshift dependence of the Hubble parameter, $H(z)$, the linear growth function of scalar perturbations, and the peak position of baryon acoustic oscillations we have constrained the basic parameters of the model. Conversely, analyzing the physics of the primordial universe and assuming that the vacuum is a smooth component, we have also constrained the spectral index of scalar density perturbations. In order to establish a more complete analysis of our cosmological scenario, we also discuss the possible constraints arising from the validity of the generalized second law of thermodynamics, that is, by including the horizon thermodynamics. Since the apparent horizon of the universe behaves like a trapped horizon because the Ricci scalar is positive, we investigate the evolution of both the entropy of the material components and the entropy associated to the horizon. Motivated by the avoidance of the Big-Bang singularity due to the decaying vacuum effects, we have explored another line of development: the analysis of the final stages of gravitational collapse process in the presence of a dynamic vacuum. This analysis focused on the determination of models able to prevent or not the formation of a black hole. In this connection, we shown that the presence of an interacting vacuum proportional to the total energy density of the system does not prevent the formation of a singularity in the final stages of the collapsing process. In addition, we obtain corrections for the collapsed mass, the horizon time formation and the collapsing time as a function of the free parameters and the spatial curvature of the models. Finally, we have also analyzed the influence of a vacuum contribution which dominates the other components into the high energy limit (due to the presence of higher orders terms in the contraction rate), and shown that for this kind of models the growth of the vacuum energy density prevents the formation of the singularity.

Early Universe physics leaves distinct imprints on the Cosmic Microwave Background (CMB) and Large-Scale Structure (LSS). The current cosmological paradigm to explain the origin of the structures we see in the Universe today (CMB and LSS), named Inflation, says that the Universe went through a period of accelerated expansion. Density fluctuations that eventually have grown into the temperature fluctuations of the CMB and the galaxies and other structures we see in the LSS come from the quantization of the scalar field (inflaton) which provokes the accelerated expansion. The most simple inflationary model, which contains only one slowly-rolling scalar field with canonical kinetic term in the action, produces a power-spectrum (Fourier transform of the two-point correlation function) approximately scale invariant and an almost null bispectrum (Fourier transform of the three-point correlation function). This characteristic is called Gaussianity, once random fields that follow a normal distribution have all the odd moments null. Yet, more complex inflationary models (with more scalar fields and/or non-trivial kinetic terms in the action, etc) and possible alternatives to inflation have a non-vanishing bispectrum which can be parametrized by a non-linearity parameter f_NL, whose value differs from model to model. In this work we studied the basic ingredients to understand such statements and focused on the observational evidences of this parameters and how the current and upcoming galaxy surveys are able to impose constraints to the value of f_NL with a better accuracy, through the multi-tracer technique, than those obtained by means of CMB measurements. / A física do Universo primordial deixa sinais distintos na Radiação Cósmica de Fundo (CMB) e Estrutura em Larga Escala (LSS). O paradigma atual da cosmologia explica a origem das estruturas que vemos hoje (CMB e LSS) através da inflação, teoria que diz que o Universo passou por um período de expansão acelerada. As flutuações de densidade que eventualmente crescem, dando origem às flutuações de temperatura da CMB, às galáxias e outras estruturas que vemos na LSS, provém da quantização do campo escalar (inflaton) que provoca a tal expansão acelerada. O modelo inflacionário mais simples, o qual contém um único campo escalar nas condições de rolamento lento e termo cinético canônico da ação, possui o espectro de potências (transformada de Fourier da função de correlação de dois pontos) aproximadamente invariante de escala e o bispectro (transformada de Fourier da função de correlação de três pontos) aproximadamente nulo. Tal característica é conhecida por Gaussianidade, uma vez que campos aleatórios cuja distribuição é uma normal tem todas as funções de correlação de ordem ímpar nulas. Contudo, modelos inflacionários mais complexos (mais campos escalares, termos cinéticos não-triviais na ação, etc) e alternativas possíveis à inflação possuem um bispectro não nulo, o qual pode ser parametrizado através do parâmetro de não-linearidade f_NL, cujo valor difere de modelo para modelo. Neste trabalho estudamos os ingredientes básicos para entender tais afirmações e focamos nas evidências observacionais desse parâmetro e como os levantamentos de galáxias atuais e futuros podem impor restrições ao valor de f_NL com uma precisão maior, através da técnica de múltiplos traçadores, do que aquelas obtidas com medidas da CMB.

Early Universe physics leaves distinct imprints on the Cosmic Microwave Background (CMB) and Large-Scale Structure (LSS). The current cosmological paradigm to explain the origin of the structures we see in the Universe today (CMB and LSS), named Inflation, says that the Universe went through a period of accelerated expansion. Density fluctuations that eventually have grown into the temperature fluctuations of the CMB and the galaxies and other structures we see in the LSS come from the quantization of the scalar field (inflaton) which provokes the accelerated expansion. The most simple inflationary model, which contains only one slowly-rolling scalar field with canonical kinetic term in the action, produces a power-spectrum (Fourier transform of the two-point correlation function) approximately scale invariant and an almost null bispectrum (Fourier transform of the three-point correlation function). This characteristic is called Gaussianity, once random fields that follow a normal distribution have all the odd moments null. Yet, more complex inflationary models (with more scalar fields and/or non-trivial kinetic terms in the action, etc) and possible alternatives to inflation have a non-vanishing bispectrum which can be parametrized by a non-linearity parameter f_NL, whose value differs from model to model. In this work we studied the basic ingredients to understand such statements and focused on the observational evidences of this parameters and how the current and upcoming galaxy surveys are able to impose constraints to the value of f_NL with a better accuracy, through the multi-tracer technique, than those obtained by means of CMB measurements. / A física do Universo primordial deixa sinais distintos na Radiação Cósmica de Fundo (CMB) e Estrutura em Larga Escala (LSS). O paradigma atual da cosmologia explica a origem das estruturas que vemos hoje (CMB e LSS) através da inflação, teoria que diz que o Universo passou por um período de expansão acelerada. As flutuações de densidade que eventualmente crescem, dando origem às flutuações de temperatura da CMB, às galáxias e outras estruturas que vemos na LSS, provém da quantização do campo escalar (inflaton) que provoca a tal expansão acelerada. O modelo inflacionário mais simples, o qual contém um único campo escalar nas condições de rolamento lento e termo cinético canônico da ação, possui o espectro de potências (transformada de Fourier da função de correlação de dois pontos) aproximadamente invariante de escala e o bispectro (transformada de Fourier da função de correlação de três pontos) aproximadamente nulo. Tal característica é conhecida por Gaussianidade, uma vez que campos aleatórios cuja distribuição é uma normal tem todas as funções de correlação de ordem ímpar nulas. Contudo, modelos inflacionários mais complexos (mais campos escalares, termos cinéticos não-triviais na ação, etc) e alternativas possíveis à inflação possuem um bispectro não nulo, o qual pode ser parametrizado através do parâmetro de não-linearidade f_NL, cujo valor difere de modelo para modelo. Neste trabalho estudamos os ingredientes básicos para entender tais afirmações e focamos nas evidências observacionais desse parâmetro e como os levantamentos de galáxias atuais e futuros podem impor restrições ao valor de f_NL com uma precisão maior, através da técnica de múltiplos traçadores, do que aquelas obtidas com medidas da CMB.