Cosmologia inflacionária em modelos de branas tipo RS-I

• Ano de defesa: 2005
• Autor(a) principal: Figueiró, Michele Ferraz
• Tipo de documento: Dissertação
• Tipo de acesso: Acesso aberto
• Idioma: por
• Instituição de defesa: Biblioteca Digitais de Teses e Dissertações da USP
• Palavras-chave em Português: Brane Models; Inflação; Inflation; Inflationary Potential.; Modelos de Brana; Potências Inflacionários.
• Link de acesso: http://www.teses.usp.br/teses/disponiveis/43/43134/tde-21102010-142417/

A cosmologia inflacionária descreve uma fase durante a qual o nosso universo passou por expansão acelerada em um curto período de tempo a escalas de altas energias. A inflação soluciona os problemas deixados pelo modelo cosmológico da Grande Explosão, tais como os problemas de planura e do horizonte. Nesta fase, o nosso universo era governado por um potencial V(Ø) gerado por um campo escalar inflaton, Ø(t). este potencial deve obedecer às condições de rolagem lenta dadas por {, |n|} 1, onde e n são os parâmetros de rolagem lenta. A cosmologia de branas inspira-se na teoria de cordas descrevendo modelos cosmológicos com dimensões extras. Sua grande ascensão aconteceu com a publicação de dois trabalhos de Randall e Sundrum na década de 90. Estes dois modelos consideram um espaço-tempo AdS5 no qual está inserido uma hipersuperfície 3-dimensional chamada 3-brana (nosso universo). As partículas e forças do modelo padrão estão confinadas nesta 3-brana enquanto o gráviton pode viajar por todo o espaço-tempo. O modelo RS-I considera duas 3-branas que delimitam a dimensão extra enquanto o modelo RS-II considera uma única 3-brana e o tamanho da dimensão extra é infinito. O objetivo deste trabalho é unir estas duas cosmologias de modo que possamos estudar inflação em modelos de branas. Escolhemos a cosmlogia de branas do tipo RS-I para exempleficarmos três potenciais condidatos a gerarem inflação em nosso universo. Para a aceitação de um modelo inflacionário representado por V (Ø), devemos calcular o índice espectral n(k) e sua derivada em relação ao número de onda k, dn(k)/dlnk, deste potencial, e comparar estes resultados teóricos com os dados experimentais do WMAP. É isto que faremos com estes três potenciais