Cosmologia inflacionária via campos escalares.
Ano de defesa: | 2010 |
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Autor(a) principal: | |
Orientador(a): | |
Banca de defesa: | |
Tipo de documento: | Dissertação |
Tipo de acesso: | Acesso aberto |
Idioma: | por |
Instituição de defesa: |
Universidade Federal de Campina Grande
Brasil Centro de Ciências e Tecnologia - CCT PÓS-GRADUAÇÃO EM FÍSICA UFCG |
Programa de Pós-Graduação: |
Não Informado pela instituição
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Departamento: |
Não Informado pela instituição
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País: |
Não Informado pela instituição
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Palavras-chave em Português: | |
Link de acesso: | http://dspace.sti.ufcg.edu.br:8080/jspui/handle/riufcg/8152 |
Resumo: | Na teoria de Cosmologia Inflacionária, que tem como referencial o Universo observado, a gravitação é uma força sempre atrativa. Nunca houve qualquer evidência firme de “anti-gravitação”, em laboratório ou sistemas estelares/galácticos. Porém, isto não necessariamente foi sempre assim, e uma possível solução ao problema da origem da expansão do Universo, é de termos tido uma época onde, pelo menos de forma efetiva, a gravitação tenha sido repulsiva. De fato, as equações de Friedmann atribuem um papel importante à relação entre pressão e a densidade de energia, já que o sinal da aceleração esta determinado por ela. Abre-se assim a possibilidade de ter havido alguma época na qual a expansão do Universo foi acelerada. Este é o conceito básico da era inflacionária. Neste trabalho iremos inserir campos escalares nas equações de Friedmann através da utilização do tensor energia-momento para o exemplo mais simples de um campo escalar obtendo assim a densidade de energia e pressão de uma partícula. Feito isto, podemos obter a equação do movimento da partícula para analisar a evolução temporal do campo escalar conhecido como ínflaton, responsável pelo início da fase inflacionária. De posse da equação do movimento da partícula, iremos utilizar o método de aproximação slow-roll nas densidades de energia potencial e cos para determinarmos o campo escalar e o fator de escala. Com o fator de escala podemos determinar o parâmetro de desaceleração para os dois casos apresentados, e concluir que estas densidades de energia potencial podem representar um modelo de Universo que se expande aceleradamente, o que está de acordo com observações cosmológicas atuais. |