Made available in DSpace on 2018-08-01T21:59:24Z (GMT). No. of bitstreams: 1 tese_11869_Dissertação David Francisco Camarena Torres - PPGFis.pdf: 3693932 bytes, checksum: d4dbee4c7e7b629e6aee4ab2ede4044e (MD5) Previous issue date: 2018-02-26 / Existe uma tensão ao redor de 3.4σ entre as determinações globais e locais da constante de Hubble H0 fornecidas por observações de supernovas de tipo Ia [1] e da radiação cósmica de fundo [2], respectivamente. Esta tensão não pode ser explicada pelo modelo de concordança ΛCDM e ela poderia ser produzida por erros sistemáticos desconhecidos na calibração da escadaria cósmica ou na análise da radiação cósmica de fundo. Contudo, na ausência destes erros, a tensão poderia ser uma sugestão da existência de física além do modelo ΛCDM. Por outro lado, é bem sabido que a teoria linear de perturbações prevê uma variância cósmica sobre o parâmetro de Hubble H0, produzida pelas velocidades peculiares e estruturas locais, que conduz a um erro sistemático na determinações locais de H0. No presente trabalho, nós consideramos a variância cósmica, prevista pela teoria de perturbações lineares, na presença de uma energia escura não padrão, com o fim de calcular o erro sistemático sobre a taxa de Hubble local. A energia escura não padrão é representada pelo modelo de quintessência e pelas parametrizações γCDM, γwCDM e γaCDM. Logo, nós incluímos o erro sistemático na análise estatística Bayesiana que usa dados da radiação cósmica de fundo, oscilações acústicas dos bárions, supernovas de tipo Ia, distorções no espaço de redshift e H0locl . Assim, nós mostramos o efeito da variância cósmica na determinação de parâmetros cosmológicos e o problema de tensão. Finalmente, nós realizamos a seleção de modelos usando os critérios de seleção AIC e BIC e também mostramos como o erro sistemático, fornecido pelos modelos de energia escura não padrão, poderia ajudar a aliviar a atual tensão nas determinações de H0.

Made available in DSpace on 2018-08-01T21:59:52Z (GMT). No. of bitstreams: 1 tese_12242_Tese Final Paulo Louzada - PPGFis.pdf: 22099368 bytes, checksum: fc9ded0651bbb2a216c8d8270ec77872 (MD5) Previous issue date: 2018-06-12 / Nesta tese estudamos os efeitos da matéria escura e de modelos de gravitação não-Newtonianos nas curvas de rotação de galáxias espirais. As observações de curvas de rotação são uma das principais evidências da presença da matéria escura no Universo, e ao mesmo tempo revelam uma das aparentes inconsistências do modelo padrão da cosmologia, cujas simulações numéricas de N-corpos produzem halos de matéria escura conflitantes com as citadas observações. Investigamos aqui primeiramente, com uma grande amostra de galáxias coletada na literatura, se alguns modelos de gravitação modificada podem descrever as curvas de rotação das galáxias, tão bem ou melhor, quanto as expectativas do modelo padrão, sobretudo no centro das galáxias onde a já citada inconsistência ocorre. Na segunda parte usamos a mesma amostra de galáxias e desenvolvemos um novo método de análise, com o qual encontramos evidência de que mesmo as maiores galáxias de disco têm conflito, de menor magnitude, porém sistemáticos, entre observações e simulações. Por fim investigamos também a curva de rotação da nossa galáxia, a Via-Láctea, em conjunto com um outro tipo de observação, a da aceleração vertical local na vizinha solar, onde nossos resultados apontam sérias dificuldades para os modelos alternativos ao cenário padrão.

Made available in DSpace on 2018-08-01T22:29:32Z (GMT). No. of bitstreams: 1 tese_4557_.pdf: 3091584 bytes, checksum: f3f8012b211cf4052797c2a8cbf07695 (MD5) Previous issue date: 2010-08-09 / Esta dissertação é dedicada à investigação sobre a natureza da matéria e da energia escura no Universo através da técnica que utiliza observações a explosões de supernovae do tipo Ia como indicadoras de distâncias, usada no -fim do séc. XX para detectar a aceleração da expansão do Universo. Desde então alguns projetos voltados à observação de supernovae foram executados e tornaram públicos os seus dados, que são usados neste trabalho para a estimativa de parâmetros e comparação de modelos cosmológicos. O objetivo deste trabalho é de estudar a capacidade do teste cosmolgico feito com os dados das distâncias às supernovae tipo Ia e a sua resposta a diferentes modelos cosmológicos e parâmetros livres. Para isto foi feito uma revisão do modelo padrão da Cosmologia e das evidências que apontam para a presença da matéria e da energia escuras, seguida de um estudo sobre o fenômeno das supernovae tipo Ia em seus aspectos observacionais e astrofísicos, que permitem a construção das técnicas de calibração de suas magnitudes e a estimativa de suas distâncias. Antes de seguir para a análise cosmológica introduz-se a ferramenta apropriada que é a estatística bayesiana, estudada aqui apenas em suas ferramentas e aplicações mais elementares. E por último aplicamos estas ferramentas às amostras de dados de supernovae tipo Ia disponíveis na literatura conhecidas como Gold, SNLS, Essence e Constitution, para estudar alguns modelos cosmológicos de interesse, a começar pelo próprio modelo de concordância CDM e a parametrização wCDM que testa a consistência da suposição wX = -1 para a energia escura. Em seguida testamos dois modelos de energia do vácuo dinâmica (t) e por último um caso especial de quartessência, o Gás de Chaplygin generalisado. Os resultados mostram que os dados das supernovae usados isoladamente dão resultados bem menos expressivos do que os encontrados na literatura onde são usados em conjunto com outras evidências. Duas das amostras de dados incluindo a mais atual dão origem a resultados que apresentam irregularidades inesperadas, que apontam para a existência de fatores ainda não controlados pelas técnicas de calibração da supernovae. Ambos os resultados indicam que o teste cosmológico baseados nas distância às supernovae Ia ainda passará por um outro salto de qualidade num futuro próximo.

Made available in DSpace on 2018-08-01T22:29:41Z (GMT). No. of bitstreams: 1 tese_8632_Dissertação Álefe de Oliveira Freire.pdf: 4740132 bytes, checksum: 6220984720651d64291b7466bfa0b55b (MD5) Previous issue date: 2015-03-06 / A dinâmica de galáxias é normalmente tratada no regime de gravitação newtoniana, pois efeitos não-lineares de relatividade geral são considerados desprezíveis nesse contexto. Entretanto, algumas propostas recentes têm questionado esse procedimento. Nesta dissertação revisamos e avaliamos criticamente duas propostas que sugerem que esses efeitos não-lineares poderiam ser fortes o suficiente para eliminar ou reduzir a necessidade de matéria escura em galáxias. Além de reforçarmos certas críticas sobre a base teórica destas abordagens, mostramos que fenomenologicamente os procedimentos adotados para uma das propostas não são robustos e podem levar a resultados bem diferentes da observação, em contrapartida para a segunda proposta nossos testes apresentam resultados satisfatórios. Além disso, enfatizamos que o entendimento atual de dinâmica de galáxias no contexto de relatividade geral ainda não é sólido, assim uma precisa avaliação de suas correções nesse contexto necessita de mais atenção.

Made available in DSpace on 2018-08-01T22:29:42Z (GMT). No. of bitstreams: 1 tese_8899_Dissertação Eddy Giusepe C. Isidro.pdf: 19967431 bytes, checksum: 09794aab73c65df0a113edc0844e46ae (MD5) Previous issue date: 2015-05-07 / O modelo padrão atual da cosmologia, o modelo ΛCDM (Λ-Cold Dark Matter), está baseada nas soluções homogêneas de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) das equações de Einstein. As características da Cosmic Microwave Background (CMB) e da formação de estrutura em grandes escalas, são estudadas através da teoria das perturbações cosmológicas no fundo homogêneo e isotrópico. No entanto, nos últimos quinze anos, modelos cosmológicos inomogêneos "simples"que são generalizações do modelo cosmológico FLRW ganharam interesse na comunidade astrofísica e têm sido utilizados para estudar fenômenos cosmológicos. Alguns autores demonstraram que estes modelos inomogêneos com simetria esférica e com fonte de poeira podem reproduzir um bom ajuste para os dados de supernovas do tipo Ia (SNIa) e a posição do primeiro pico da CMB. Estes modelos sugerem que a aparente expansão acelerada do Universo não é causada pela gravidade repulsiva devido à energia escura, mas é sim o resultado das inomogeneidades na distribuição da matéria. Nesta dissertação, os modelos inomogêneos do Universo são investigados na base da métrica de Lemaître-Tolman-Bondi (LTB), o que representa uma solução com simetria esférica para poeira. Dois modelos particulares são estudados: a evolução parabólica com tempo de Big Bang inomogêneo e a evolução hiperbólica com curvatura fraca e tempo de Big Bang constante. As propriedades de cada um destes modelos são investigadas em detalhe, da forma mais analítica possível. Ambos modelos são confrontados com observações astrofísicas da amostra Union2.1 SNIa. Conclui-se que esses modelos podem ser um ponto de partida para desenvolver modelos mais realistas. Portanto, a solução de LTB é capaz de explicar a relação observada entre a distância de luminosidade e o desvio para o vermelho de supernovas sem a necesidade da energia escura quando a inomogeneidade é da forma de um vazio ou quando se tem uma colina centrada no observador com a suposição adicional de que o Universo fora do vazio ou fora da colina é aproximadamente descrito pelo modelo de Einstein-de Sitter homogéneo.

Made available in DSpace on 2018-08-01T22:30:00Z (GMT). No. of bitstreams: 1 tese_6813_Tese doutorado Juliano Pereira Campos.pdf: 1948431 bytes, checksum: 820056b03ada6ade49343f046124aeb2 (MD5) Previous issue date: 2013-08-28 / Nesta tese, investigamos o cenário de unificação promovido pelo modelo de gás de Chaplygin generalizado (um fluido perfeito caracterizado por uma equação de estado p = -A=p&#945;). Nossas preocupações estão com a possível tensão existente entre testes cinemáticos de base e aqueles relacionados à evolução de pequenas perturbações. Analisamos dados de observação da idade diferencial do Universo, de supernovas Ia, de oscilações acústicas bariônicas e da posição do primeiro pico do espectro angular da radiação cósmica de fundo. Mostramos que esses testes favorecem valores negativos do parâmetro &#945;: achamos &#945;= -0.089+0.161 -0.128 com nível de 2&#963; e &#945; < 0 com 85% de confiança. Estes correspondem a valores negativos do quadrado da velocidade do som, que são inaceitáveis do ponto de vista de formação de estrutura. Discutimos uma possível solução para este problema, quando o gás de Chaplygin generalizado é descrito na teoria modificada da gravidade proposta por Rastall. Mostramos que uma descrição do fluido no âmbito desta teoria não serve ao propósito, mas ela é necessária para a estrutura de gás de Chaplygin generalizado em uma teoria de campo escalar. Finalmente, abordamos a relatividade geral padrão no cenário de unificação fornecido pelo gás de Chaplygin generalizado no caso &#945; = 0: este é geralmente considerado indistinguível do modelo &#923;CDM padrão, mas mostramos que a evolução de pequenas perturbações, governada pela equação de Mészáros, é de fato diferente e a formação de halos de matéria GCG em sub-horizonte deve ser afetada fortemente em comparação com o cenário &#923;CDM.

Made available in DSpace on 2018-08-01T22:30:01Z (GMT). No. of bitstreams: 1 tese_8252_Tese final Rodolfo Camargo de Freitas20141114-121230.pdf: 3704759 bytes, checksum: 5b5b02b9e7443acd81921ce566aff8a5 (MD5) Previous issue date: 2014-09-24 / Perturbações relativísticas de origem quântica no universo primordial são as "sementes" que evoluíram nas estruturas em grandes escalas através de instabilidades gravitacionais clássicas. Nós estudamos o formalismo invariante de calibre para as perturbações cosmológicas, aplicamos em um modelo inflacionário com dois campos onde um destes campos sofre um ganho de massa, que provoca uma guinada abrupta na trajetória dos campos, resultando em oscilações no espectro de potência primordial com amplitudes limitadas pelos dados observacionais. Estudamos também a formação de estruturas em um modelo onde a matéria escura é descrita por partículas que sofre uma condensação de Bose-Einstein.

Orientador: Rogério Rosendeld / Co-orientador: Nicolás Bernal / Banca: Ricardo D'Elia Matheus / Banca: Renata Zukanovich Funchal / Resumo: 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 / Abstract: 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 / Mestre

In this work we test a cosmological model with an interaction between dark energy and dark matter, where a tachyon scalar field plays the role of dark energy. With that in mind, we developed a numerical code that solves the background equations and extracts the cosmological parameters and we compared the results of the interacting tachyon model with those of other dark energy candidates. Our results show that the model indeed explains the observational data and has interesting cosmological properties, but might face challenges when compared to other dark energy candidates. / Neste trabalho testamos um modelo cosmológico com uma interação entre energia escura e matéria escura, onde um campo escalar taquiônico desempenha o papel da energia escura. Para isso, desenvolvemos um código computacional que resolve as equações numericamente e vincula os parâmetros cosmológicos e, assim, comparamos os resultados do modelo taquiônico interagente com os de outros candidatos à energia escura. Nossas análises mostram que o modelo, de fato, consegue explicar os dados observacionais, além de possuir propriedades cosmológicas interessantes, mas apresenta dificuldades quando comparado a outros modelos de energia escura.

Modern Cosmology offers us a great understanding of the universe with striking precision, made possible by the modern technologies of the newest generations of telescopes. The standard cosmological model, however, is not absent of theoretical problems and open questions. One possibility that has been put forward is the existence of a coupling between dark sectors. The idea of an interaction between the dark components could help physicists understand why we live in an epoch of the universe where dark matter and dark energy are comparable in terms of energy density, which can be regarded as a strange coincidence given that their time evolutions are completely different. Dark matter and dark energy are generally treated as perfect fluids. Interaction is introduced when we allow for a non-zero term in the right-hand side of their individual energy-momentum tensor conservation equations. We proceed with a phenomenological approach to test models of interaction with observations of redshift-space distortions. In a flat universe composed only of these two fluids, we consider separately two forms of interaction, through terms proportional to the densities of both dark energy and dark matter. An analytic expression for the growth rate approximated as f = Omega^gamma, where Omega is the percentage contribution from the dark matter to the energy content of the universe and gamma is the growth index, is derived in terms of the interaction strength and of other parameters of the model in the first case, while for the second model we show that a non-zero interaction cannot be accommodated by the index growth approximation. The successful expressions obtained are then used to compare the predictions with growth of structure observational data in a Markov Chain Monte Carlo code and we find that the current growth data alone cannot impose constraints on the interaction strength due to their large uncertainties. We also employ observations of galaxy clusters to assess their virial state via the modified Layzer-Irvine equation in order to detect signs of an interaction. We obtain measurements of observed virial ratios, interaction strength, rest virial ratio and departure from equilibrium for a set of clusters. A compounded analysis indicates an interaction strength of 0.29^{+2.25}_{-0.40}, compatible with no interaction, but a compounded rest virial ratio of 0.82^{+0.13}_{-0.14}, which means a 2 sigma confidence level detection. Despite this tension, the method produces encouraging results while still leaves room for improvement, possibly by removing the assumption of small departure from equilibrium. / A cosmologia moderna oferece um ótimo entendimento do universo com uma precisão impressionante, possibilitada pelas tecnologias modernas das gerações mais novas de telescópios. O modelo cosmológico padrão, porém, não é livre de problemas do ponto de vista teórico, deixando perguntas ainda sem respostas. Uma possibilidade que tem sido proposta é a existência de um acoplamento entre setores escuros. A ideia de uma interação entre os componentes escuros poderia ajudar os físicos a entender por que vivemos em uma época do universo na qual a matéria escura e a energia escura são comparáveis em termos de densidades de energia, o que pode ser considerado uma estranha coincidência dado que suas evoluções com o tempo são completamente diferentes. Matéria escura e energia escura são geralmente tratadas como fluidos perfeitos. A interação é introduzida ao permitirmos um tensor não nulo no lado direito das equações de conservação dos tensores de energia-momento. Prosseguimos com uma abordagem fenomenológica para testar modelos de interação com observações de distorções no espaço de redshift. Em um universo plano composto apenas por esses dois fluidos, consideramos, separadamente, duas formas de interação, através de termos proporcionais às densidades de energia escura e de matéria escura. Uma expressão analítica para a taxa de crescimento aproximada por f = Omega^gamma, onde Omega é a contribuição percentual da matéria escura para o conteúdo do universo e gamma é o índice de crescimento, é deduzida em termos da interação e de outros parâmetros do modelo no primeiro caso, enquanto para o segundo caso mostramos que uma interação não nula não pode ser acomodada pela aproximação do índice de crescimento. As expressões obtidas são então utilizadas para comparar as previsões com dados observacionais de crescimento de estruturas em um programa para Monte Carlo via cadeias de Markov. Concluímos que tais dados atuais por si só não são capazes de restringir a interação devido às suas grandes incertezas. Utilizamos também observações de aglomerados de galáxias para analisar seus estados viriais através da equação de Layzer-Irvine modificada a fim de detectar sinais de interação. Obtemos medições de taxas viriais observadas, constante de interação, taxa virial de equilíbrio e desvio do equilíbrio para um conjunto de aglomerados. Uma análise combinada indica uma constante de interação 0.29^{+2.25}_{-0.40}, compatível com zero, mas uma taxa virial de equilíbrio combinada de 0.82^{+0.13}_{-0.14}, o que significa uma detecção em um intervalo de confiança de 2 sigma. Apesar desta tensão, o método produz resultados encorajadores enquanto ainda permite melhorias, possivelmente pela remoção da suposição de pequenos desvios do equilíbrio.