Search

Treballs Finals de Grau de Física, Facultat de Física, Universitat de Barcelona, Curs: 2018, Tutor: Alessio Notari, Natural Inflation is a model for inflation where the potential of the inflaton is V (φ) = ∧4[1 + cos(φ/ ∫ )] and thus exhibits a discrete shift symmetry φ - φ + 2π∫ . Successful inflation can be chieved if ∫ > ∼ few MPl and ∧ ∼ mGUT ∼ 1016 GeV. However, the latest observational constraints put Natural Inflation in tension with data. We propose in this letter the introduction of a non-minimal coupling to gravity Υ2(φ)R that respects the characteristic shift symmetry and the periodicity of the potential. We show that the agreement with cosmological data can be substantially improved, obtaining a scale ∧ ∼ 1015 ∼ 1016 GeV, and furthermore, in certain cases, successful inflation can be achieved even for a periodicity scale smaller than the Planck scale

Treballs Finals de Grau de Física, Facultat de Física, Universitat de Barcelona, Curs: 2017, Tutor: Joan Solà, The most common explanation for the dark energy corresponds to the standard [lambda]CDM model but it has some huge problems such as the Cosmological Constant Problem [1]. Thus, it is reasonable to search for alternative dark energy models. For this purpose, in this work we study the properties of a set of dynamical dark energy models different from the traditional scalar field approach (Quintessence and the like). Based on our results, and also on previous studies [2], we find that the [lambda]CDM hypothesis [lambda ]= const might not be the best description of the observational data.

Treballs Finals de Grau de Física, Facultat de Física, Universitat de Barcelona, Curs: 2017, Tutor: Bartomeu Fiol Núñez, In this work we explore a striking consequence of combining General Relativity and Quantum Field Theory, namely the creation of particles in expanding Universes. We first review a known simple 1+1 model and compute the amount of particle creation. Then we explore a generalization of this model regarding the kind of expansion and the diferences in the particle creation density.

We present distance scale measurements from the baryon acoustic oscillation signal in the CMASS and LOWZ samples from the Data Release 12 of the Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS). The total volume probed is 14.5 Gpc$^3$, a 10 per cent increment from Data Release 11. From an analysis of the spherically averaged correlation function, we infer a distance to $z=0.57$ of $D_V(z)r^{\rm fid}_{\rm d}/r_ {\rm d}=2028\pm21$ Mpc and a distance to $z=0.32$ of $D_V(z)r^{\rm fid}_{\rm d}/r_{\rm d}=1264\pm22$ Mpc assuming a cosmology in which $r^{\rm fid}_{\rm d}=147.10$ Mpc. From the anisotropic analysis, we find an angular diameter distance to $z=0.57$ of $D_{\rm A}(z)r^{\rm fid}_{\rm d}/r_{\rm d}=1401\pm21$ Mpc and a distance to $z=0.32$ of $981\pm20$ Mpc, a 1.5 per cent and 2.0 per cent measurement respectively. The Hubble parameter at $z=0.57$ is $H(z)r_{\rm d}/r^{\rm fid}_{\rm d}=100.3\pm3.7$ km s$^{-1}$ Mpc$^{-1}$ and its value at $z=0.32$ is $79.2\pm5.6$ km s$^{-1}$ Mpc$^{-1}$, a 3.7 per cent and 7.1 per cent measurement respectively. These cosmic distance scale constraints are in excellent agreement with a $\Lambda$CDM model with cosmological parameters released by the recent Planck 2015 results., Comment: 18 pages, 10 figures, 13 tables. Matches version accepted for publication in MNRAS. Here we account for a systematic error budget not included in the previous version of this manuscript

Galactic Gamma-Ray Bursts (GRBs) are copious sources of gamma-rays that can pose a threat to complex life. Using recent determinations of their rate and the probability of GRBs causing massive extinction, we explore what type of universes are most likely to harbour advanced forms of life. For this purpose we use cosmological N-body simulations to determine at what time and for what value of the cosmological constant ($\Lambda$) the chances of life being unaffected by cosmic explosions are maximised. We find that $\Lambda-$dominated universes favour the survival of life against GRBs. Within a $\Lambda$CDM cosmology, the parameters that govern the likelihood of life survival to GRBs are dictated by the value of $\Lambda$ and the age of the Universe. We find that we seem to live in a favorable point in this parameter phase space which minimises the exposure to cosmic explosions, yet maximises the number of main sequence (hydrogen-burning) stars around which advanced life forms can exist., Comment: Accepted version in Physical Review Letters

We exploit cosmological-model independent measurements of the expansion history of the Universe to provide a cosmic distance ladder. These are supernovae type Ia used as standard candles (at redshift between 0.01 and 1.3) and baryon acoustic oscillations (at redshifts between 0.1 and 0.8) as standard rulers. We calibrate (anchor) the ladder in two ways: first using the local $H_0$ value as an anchor at $z$ = 0 (effectively calibrating the standard candles) and secondly using the cosmic microwave background-inferred sound-horizon scale as an anchor (giving the standard ruler length) as an inverse distance ladder. Both methods are consistent, but the uncertainty in the expansion history $H(z)$ is smaller if the sound horizon scale is used. We present inferred values for the sound horizon at radiation drag $r_d$ which do not rely on assumptions about the early expansion history nor on cosmic microwave background measurements but on the cosmic distance ladder and baryon acoustic oscillations measurements. We also present derived values of $H_0$ from the inverse distance ladder and we show that they are in very good agreement with the extrapolated value in a $\Lambda$CDM model from Planck cosmic microwave background data., Comment: 10 pages, 8 figures. Matches the version accepted by MNRAS. This version includes an additional BAO measurement (SDSS DR7 MGS) in the analysis. As a result, numerical values and figures have been recomputed. We find no significant changes due to the inclusion of this additional dataset

We study the large-scale clustering of galaxies in the overlap region of the Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS) CMASS sample and the WiggleZ Dark Energy Survey. We calculate the auto-correlation and cross-correlation functions in the overlap region of the two datasets and detect a Baryon Acoustic Oscillation (BAO) signal in each of them. The BAO measurement from the cross-correlation function represents the first such detection between two different galaxy surveys. After applying density-field reconstruction we report distance-scale measurements $D_V r_s^{\rm fid} / r_s = (1970 \pm 47, 2132 \pm 67, 2100 \pm 200)$ Mpc from CMASS, the cross-correlation and WiggleZ, respectively. We use correlated mock realizations to calculate the covariance between the three BAO constraints. The distance scales derived from the two datasets are consistent, and are also robust against switching the displacement fields used for reconstruction between the two surveys. This approach can be used to construct a correlation matrix, permitting for the first time a rigorous combination of WiggleZ and CMASS BAO measurements. Using a volume-scaling technique, our result can also be used to combine WiggleZ and future CMASS DR12 results. Finally, we use the cross-correlation function measurements to show that the relative velocity effect, a possible source of systematic uncertainty for the BAO technique, is consistent with zero for our samples., Comment: 21 pages, 19 figures, 3 tables

We measure the length of the Baryon Acoustic Oscillation (BAO) feature, and the expansion rate of the recent Universe, from low-redshift data only, almost model-independently. We make only the following minimal assumptions: homogeneity and isotropy; a metric theory of gravity; a smooth expansion history, and the existence of standard candles (supernov\ae) and a standard BAO ruler. The rest is determined by the data, which are compilations of recent BAO and Type IA supernova results. Making only these assumptions, we find for the first time that the standard ruler has length $103.9 \pm 2.3\, h^{-1}$ Mpc. The value is a measurement, in contrast to the model-dependent theoretical prediction determined with model parameters set by Planck data ($99.3 \pm 2.1 \, h^{-1}$ Mpc). The latter assumes $\Lambda$CDM, and that the ruler is the sound horizon at radiation drag. Adding passive galaxies as standard clocks or a local Hubble constant measurement allows the absolute BAO scale to be determined ($142.8\pm 3.7$ Mpc), and in the former case the additional information makes the BAO length determination more precise ($101.9\pm 1.9 \, h^{-1}\,$Mpc). The inverse curvature radius of the Universe is weakly constrained and consistent with zero, independently of the gravity model, provided it is metric. We find the effective number of relativistic species to be $N_{\rm eff} = 3.53\pm 0.32$, independent of late-time dark energy or gravity physics., Comment: Accepted for publication in PRL. 5 pages, 4 figures

We investigate the cosmological implications of the latest growth of structure measurement from the Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS) CMASS Data Release 11 with particular focus on the sum of the neutrino masses, $\sum m_{\nu}$. We examine the robustness of the cosmological constraints from the Baryon Acoustic Oscillation (BAO) scale, the Alcock-Paczynski effect and redshift-space distortions ($D_V/r_s$, $F_{\rm AP}$, $f\sigma_8$) of \citet{Beutler:2013b}, when introducing a neutrino mass in the power spectrum template. We then discuss how the neutrino mass relaxes discrepancies between the Cosmic Microwave Background (CMB) and other low-redshift measurements within $\Lambda$CDM. Combining our cosmological constraints with WMAP9 yields $\sum m_{\nu} = 0.36\pm0.14\,$eV ($68\%$ c.l.), which represents a $2.6\sigma$ preference for non-zero neutrino mass. The significance can be increased to $3.3\sigma$ when including weak lensing results and other BAO constraints, yielding $\sum m_{\nu} = 0.35\pm0.10\,$eV ($68\%$ c.l.). However, combining CMASS with Planck data reduces the preference for neutrino mass to $\sim 2\sigma$. When removing the CMB lensing effect in the Planck temperature power spectrum (by marginalising over $A_{\rm L}$), we see shifts of $\sim 1\sigma$ in $\sigma_8$ and $\Omega_m$, which have a significant effect on the neutrino mass constraints. In case of CMASS plus Planck without the $A_{\rm L}$-lensing signal, we find a preference for a neutrino mass of $\sum m_{\nu} = 0.34\pm 0.14\,$eV ($68\%$ c.l.), in excellent agreement with the WMAP9+CMASS value. The constraint can be tightened to $3.4\sigma$ yielding $\sum m_{\nu} = 0.36\pm 0.10\,$eV ($68\%$ c.l.) when weak lensing data and other BAO constraints are included., Comment: 17 pages, 19 figures

[spa] En esta memoria de tesis se expone el trabajo llevado a cabo por el doctorando durante los últimos cuatro años, el cual versa principalmente sobre diversos aspectos de soluciones cosmológicas obtenidas a partir de teorías de gravedad modificada. Para entender el origen y la importancia de las teorías de gravedad modificada es necesario comentar antes algunos hechos acontecidos durante el siglo XX en el marco de la cosmología. La cosmología como ciencia nació gracias a la Teoría de la Relatividad General de Albert Einstein. Antes de ésta, el espacio no era más que el lugar en el que las estrellas y los planetas residían y el tiempo no era más que algo que iba pasando, siendo espacio y tiempo dos cosas completamente desconectadas y que no se veían afectadas por lo acontecido en el Universo. Sin embargo, la teoría de Einstein derrumbó estas ideas, proponiendo que espacio y tiempo están ligados entre sí y que, además, no son meros espectadores de lo que sucede en el Universo, sino que se ven afectados por su contenido. Fue de esta manera como surgió el concepto de espacio-tiempo, el cual, según Einstein, se curva debido a la presencia de materia y/o energía (ya unificadas en su teoría de la relatividad especial). Las ecuaciones de campo de Einstein son las ecuaciones que permiten a la cosmología ser considerada como una ciencia, y establecen un diálogo entre la forma del Universo y el contenido de materia y energía que en él hay. Las primeras soluciones cosmológicas que se dieron para el Universo eran estáticas, sin embargo éstas se desecharon cuando se verificó que la ley de expansión propuesta por Hubble era cierta. La teoría más aceptada hoy en día para describir el Universo es la Teoría del Big Bang, que predice un universo en expansión que habría empezado tras una gran explosión. Entre los logros de esta teoría se encuentran el estar de acuerdo con la ley de Hubble, haber podido predecir el fondo de radiación cósmica de microondas o el ser capaz de explicar la abundancia relativa de elementos primordiales. Sin embargo, este modelo no se encuentra exento de problemas, ya que hay ciertos aspectos que la teoría no es capaz de explicar, entre ellos se encuentran el problema de la bariogénesis (explicar el proceso que produce la asimetría encontrada entre bariones y antibariones) o los problemas de la planitud y del horizonte. Si bien es cierto que alguno de estos problemas pueden ser subsanados completando la teoría del Big Bang con otras como el modelo inflacionario, se ha demostrado que estos parches también presentan sus propios problemas. Aún así, la teoría del Big Bang está considerada como la mejor descripción que tenemos del Universo. A pesar de los pequeños o grandes problemas que aún quedaban por resolver, parecía que la cosmología estaba destinada a vivir de manera más o menos plácida. Pero esta aparente calma se vio truncada cuando, a finales del siglo XX, dos grupos liderados por Saul Perlmutter y por Adam Riess y Brian Schmidt, respectivamente, descubrieron, a partir de observaciones de supernovas de tipo Ia, que el Universo se encuentra en una fase de expansión acelerada. Esto contrasta con la visión que aporta la teoría del Big Bang, ya que según este modelo el Universo habría surgido de una gran explosión, fruto de la cual se estaría expandiendo; sin embargo, debido a la atracción gravitatoria de la masa contenida en el Universo, dicha expansión debería ir frenándose. Además, el grupo de Perlmutter determinó que, para poder explicar este hecho en el seno de la teoría del Big Bang, asumiendo un Universo espacialmente plano, la materia ordinaria y la materia oscura aportarían un 28% del total del contenido del Universo, mientras que el 72% restante debería atribuirse a un tipo de energía exótica denominada energía oscura y que ejercería una fuerza repulsiva. El descubrimiento de la expansión acelerada del Universo fue el origen del surgimiento de un gran número de teorías cuyo objetivo era darle una explicación. La más aceptada actualmente es la teoría ¿-Cold-Dark-Matter (¿CDM) la cual propone que la energía oscura no es más que una constante cosmológica que daría cuenta de la energía de vacío del Universo. Otras teorías muy populares entre los cosmólogos para dar una explicación a la energía oscura son las teorías escalar-tensor, en las cuales la aceleración se consigue mediante la introducción de un campo escalar en el lagrangiano de la teoría, de manera similar a como el inflatón consigue la aceleración en el periodo de inflación. Básicamente, las teorías comentadas hasta ahora se basan en la introducción de algún tipo de materia o energía exótica en las ecuaciones de campo de Einstein para conseguir la aceleración deseada en el Universo. Sin embargo, ésta no es la única forma de conseguir el resultado deseado. Otra manera es suponer que las ecuaciones de Einstein son válidas hasta un cierto límite, pero han de ser modificadas más allá de este. De esta forma la aceleración en la expansión no estaría causada por un tipo de materia/energía exótica, sino que sería consecuencia de las nuevas ecuaciones. A este tipo de teorías es a las que se conoce como teorías de gravedad modificada. Entre los modelos que proponen modificar las ecuaciones de Einstein, para intentar dar una explicación a la actual aceleración en la expansión del Universo, se encuentran las teorías de gravedad modificada f(R). Estas teorías se basan en la sustitución de la curvatura escalar, R, en la acción de Einstein-Hilbert por una función genérica de la misma, f(R). Esta modificación, que a priori puede no parecer especialmente traumática, se traduce finalmente en que las ecuaciones de campo derivadas de la nueva acción sean ecuaciones diferenciales no lineales de cuarto orden, en lugar de ser de segundo orden como es el caso de las ecuaciones de campo de Einstein. Una parte muy importante, si bien no es la única, de los esfuerzos realizados para llevar a cabo este trabajo de tesis se basa en el estudio de diversos aspectos de diferentes teorías de gravedad modificada f(R). Uno de los bloques fundamentales de la memoria de la tesis es aquél dedicado a la reconstrucción de soluciones cosmológicas a partir de diferentes teorías gravitatorias. El objetivo es determinar si es posible encontrar una acción que sea capaz de reproducir una cosmología, dada por su factor de escala o su función de Hubble, y, en caso afirmativo, determinar la forma de dicha acción. Esta labor se ha llevado a cabo para teorías de gravedad modificada f(R) mediante el uso de dos esquemas de reconstrucción distintos, uno basado en el uso de un campo escalar y otro en el uso de las ecuaciones de campo obtenidas a partir de la acción de la teoría f(R). En el capítulo 2 se presentarán estos esquemas de reconstrucción y se analizarán los resultados obtenidos mediante el uso de ambos para una misma cosmología dada. Posteriormente, en el capítulo 3, se extenderá el uso de estos programas de reconstrucción a modelos cosmológicos acoplados de manera mínima a campos de Yang-Mills, estudiando de nuevo lo que ocurre con las soluciones obtenidas a partir de ambos métodos para una misma cosmología. Además, se llevará a cabo el desarrollo de un programa de reconstrucción para teorías de Yang-Mills acopladas de manera no-mínima a gravedad. Para terminar con el bloque dedicado a la reconstrucción de soluciones cosmológicas, se estudiará el caso de universos cíclicos en el seno de teorías de gravedad de Horava¿Lifshitz modificada. La gravedad de Horava-Lifshitz es una teoría renormalizable, propuesta por Horava, basada en la introducción de una anisotropía entre las cordenadas espaciales y la temporal, con la cual se rompe la invariancia bajo difeomorfismos de la Relatividad General. En el capítulo 4, se hará uso de los métodos de reconstrucción estudiados anteriormente para reconstruir un universo cíclico en el seno de teorías de gravedad de Horava¿Lifshitz modificada, dichas teorías se obtienen mediante una generalización del modelo de Horava-Lifshitz, de manera similar a como se obtienen las teorías f(R) a partir de la acción de Einstein-Hilbert. El estudio de la historia cósmica, y del crecimiento de las perturbaciones de densidad de materia, para diversos modelos f(R) viables constituye otra de las partes fundamentales de esta memoria de tesis. Debido a la arbitrariedad de la función f(R), existen infinitas teorías de este tipo, tantas como funciones que se puedan proponer; sin embargo, no todas ellas son viables, para ello han de cumplir con una serie de condiciones, como pueden ser pasar los tests de Sistema Solar y tener un acoplo gravitacional efectivo positivo. En el capítulo 5 se hará un estudio de la historia cósmica para dos modelos viables. Se analizarán numéricamente las oscilaciones de alta frecuencia de energía oscura producidas durante la época de dominación de materia, las cuales pueden producir algunas divergencias. Es por ello que se propondrán unos términos correctivos para los modelos que ayudarán a estabilizar estas oscilaciones sin hacer perder la viabilidad a los modelos. Para estas nuevas teorías se hará un estudio de la evolución que tendrían en el futuro y, además, se analizará de manera exhaustiva la historia de crecimiento de las perturbaciones de densidad de materia. Para llevar a cabo esta última tarea se determinará el índice de crecimiento para ambos modelos según tres parametrizaciones distintas. En la segunda parte del capítulo 5 se realizará un análisis de la época inflacionaria para dos modelos exponenciales. Para terminar con este bloque, en el capítulo 6, se estudiará el crecimiento de las perturbaciones de densidad de materia, de manera similar a como se hizo en el capítulo 5, para dos nuevos modelos f(R) viables. Un tercer bloque, que consta de dos capítulos, se dedica al estudio de otros aspectos importantes para las teorías gravitatorias, como es el caso del problema de la aparición de singularidades y el estudio del límite de campo débil en teorías f(R,G), siendo G el invariante de curvatura de Gauss-Bonnet. El caso de la existencia de singularidades futuras en el seno de teorías de gravedad modificada y de energía oscura es tratado en el capítulo 7, en el cual también se dará una clasificación de las mismas dependiendo de la magnitud causante de la divergencia. Si bien es cierto que, para tratar de manera rigurosa el tema de las singularidades, es necesaria una teoría cuántica de la gravedad, de la que aún hoy carecemos, también es importante intentar encontrar escenarios naturales a nivel clásico o semiclásico que sean capaces de curar la aparición de estas singularidades. En el capítulo 7 se propondrá una posible cura para este problema, la cual está basada en la adición de un término R^2 en el Lagrangiano de la teoría. Tras este análisis del problema de la aparición de singularidades en el seno de distintas teorías gravitatorias, en el capítulo 8 se afronta el estudio del límite de campo débil para las teorías de gravedad modificada f(R,G). Hasta finales del siglo XX, la Relatividad General de Einstein se había mostrado como la teoría gravitatoria más fiable, debido a la excelente concordancia entre sus predicciones y los datos observacionales que se tenían en ese momento. Sin embargo, el descubrimiento del actual estado de aceleración, en el que se ve inmersa la expansión del Universo, abrió una grieta en la teoría gravitatoria de Einstein, poniendo en duda su validez a grandes escalas y en regímenes de altas energías. Aún así, los excelentes resultados a cortas escalas, como a nivel de sistema solar, de la Relatividad General hacen que el análisis del límite de campo débil de cualquier teoría gravitatoria sea muy relevante, ya que éstas deberían ser capaces de reproducir los resultados obtenidos por la Relatividad General para pequeñas escalas. De esta manera, el estudio del límite de campo débil puede ser usado para desechar o seguir teniendo en consideranción una teoría gravitatoria. En el capítulo 8, se calcularán los límites Newtoniano, post-Newtoniano y post-post-Newtoniano de las teorías f(R,G); además, el límite Newtoniano se resolverá a partir de funciones de Green. Para finalizar con el capítulo se presentarán los límites Newtoniano, post-Newtoniano y post-post -Newtoniano para dos casos especiales, las teorías f(R) y f(G).} La memoria de la tesis finaliza con un bloque dedicado a las conclusiones generales obtenidas y a las cuestiones que quedan abiertas para un trabajo futuro., [cat] En aquesta memòria de tesis s’exposa el treball dut a terme pel doctorant durant els últims quatre anys, i que versa principalment sobre diversos aspectes de solucions cosmològiques obtingudes a partir de teories de gravetat modificada. Per entendre l'orígen i la importància de les teories de gravetat modificada és necessari comentar abans alguns fets que ocorregueren durant el segle XX en el marc de la cosmologia. La cosmologia com a ciència va néixer gràcies a la Teoria de la Relativitat General d’Albert Einstein. Abans d’aquesta, l’espai no era més que el lloc on les estrelles i els planetes residien, i el temps no era més que quelcom que anava passant, essent l’espai i el temps dues coses completament desconectades i que no es veien afectades pel que passava a l’Univers. La teoria d’Einstein va enderrocar aquestes idees, proposant que l’espai i el temps estan conectats i que, a més, no son purs espectadors del que passa a l’Univers, sinó que es veuen afectats pel seu contingut. Va ser d’aquesta manera com va sorgir el concepte d’espai-temps, el qual, segons Einstein, es corba degut a la presència de matèria i/o energia (ja unificades en la seva teoria de la relativitat especial). Les equacions de camp d’Einstein són les equacions que permeten a la cosmologia ser considerada com una ciència, i estableixen un diàleg entre la forma de l’Univers i el seu contingut de matèria i energia. Les primeres solucions cosmològiques que es trobaren per a l’Univers eren estàtiques, malgrat que aquestes es rebutjaren quan es verificà que la llei de l’expansió proposada per Hubble era certa. Malgrat els petits o grans problemes que encara quedaven per resoldre, semblava que la cosmologia estava destinada a viure de manera més o menys plàcida. Però aquesta aparent calma es va veure truncada quan, a finals del segle XX, dos grups liderats per Saul Perlmutter i per Adam Riess i Brian Schmidt, respectivament, descobriren, a partir d’observacions de supernoves de tipus Ia, que l’Univers es troba en una fase d’expansió accelerada. Això constrata amb la visió que aporta la teoria del Big Bang, ja que segons aquest model l’Univers hauria surgit d’una gran explosió, fruit de la qual s’estaria expandint; no obstant, degut a l’atracció gravitatòria de la massa continguda en l’Univers, l’expansió hauria de frenar-se. A més, el grup de Perlmutter va determinar que, per tal d’explicar aquest fet en el marc de la teoria del Big Bang, assumint un univers espacialment pla, la matèria ordinària i la matèria fosca aportarien un 28% del total del continug de l’Universe, mentres que el 72% restant s’hauria d’atribuï r a un tipus d’energia exòtica denominada energia fosca i que exerciria una força repulsiva. El descobriment de l’expansió accelerada de l’Univers va ser seguit del naixement d’un gran número de teories que pretenien explicar-ne l’origen. La més acceptada actualment és la teoria Λ-Cold-Dark-Matter ( ΛCDM ), que proposa que l’energia fosca no és més que una constant cosmològica relacionada amb l’energia del buit de l’Univers. Altres teories molt populars entre els cosmòlegs per a donar una explicació a l’energia fosca són les teories escalar-tensor, en les que l’acceleració s’aconsegueix mitjançant la introducció d’un camp escalar en el Lagrangià de la teoria, de manera equivalent a com l’inflató aconsegueix l’acceleració en el periode d’inflació. Bàsicament, les teories comentades fins ara es basen en la introducció d’algun tipus de matèria o energia exòtica en les equacions de camp d’Einstein per tal d’aconseguir l'acceleració. Ara bé, aquesta no és l’única forma d’aconseguir el resultat desitjat. Una altra manera es suposar que les equacions d’Einstein només són valides fins a un cert límit, però que han de ser modificades un cop propassat aquest. D’aquesta manera l’acceleració en l’expansió no estaria causada per un tipus de matèria/energia exòtica, sinó que seria conseqüència de les noves equacions. A aquest tipus de teories és a les que es coneixen com a teories de gravetat modificada. Entre els models que proposen modificar les equacions d’Einstein, per intentar donar una explicació a l’actual acceleració en l’expansió de l’Univers, es troben les teories de gravetat modificada f (R) . Aquestes teories es basen en la substitució de la curvatura escalar, R , en l’acció d’Einstein-Hilbert per una funció genèrica de la mateixa, f (R) . Aquesta modificació, que a priori pot no semblar especialment traumàtica, es tradueix finalment en que les equacions de camp derivades de la nova acció siguin equacions diferencials no lineals de quart ordre, en lloc de ser de segon order com en el cas de les equacions d’Einstein. Una part molt important, si bé no l’ única, dels esforços realitzats per portar a terme aquest treball de tesis es basa en l’estudi de diversos aspectes de diferents teories de gravetat modificada f (R) . Un dels blocs fonamentals de la memòria de la tesis és dedicat a la reconstrucció de solucions cosmològiques a partir de diferents teories gravitatòries. L’objectiu és determinar si és possible trobar una acció que sigui capaç de reproduïr una cosmologia, donada pel seu factor d’escala o la seva funció de Hubble, i, en cas afirmatiu, determinar la forma d’aquesta acció. Aquesta feina s’ha dut a terme per teories de gravetat modificada f (R) mitjançant l’us de dos esquemes de reconstrucció diferents: un basat en l’ús d’un camp escalar i un altre en l’ús d’equacions de camp obtingudes a partir de l’acció de la teoria f (R) . En el capítol 2 es presentaran aquests esquemes de reconstrucció i s’analitzaran els resultats obtinguts mitjançant l’ ús d’ambdós esquemes per a una cosmologia donada. Posteriorment, en el capítol 3, s’extendrà l’ús d’aquests programes de reconstrucció a models cosmològics acoplats de manera mínima a camps de Yang-Mills, estudiant de nou el que succeeix amb les solucions obtingudes a partir d’ambdó s mètodes per a una mateixa cosmologia. També es durà a terme el desenvolupament d’un programa de reconstrucció per a teories de Yang-Mills acoplades de manera no-mínima a la gravetat. Per acabar amb el bloc dedicat a la reconstrucció de solucions cosmològiques, on s’estudiarà el cas d’universos cíclics en el marc de les teories de gravetat d’Hŏrava-Lifshitz modificada. La gravetat d’Hŏrava-Lifshitz és una teoria renormalitzable, proposada per Hŏrava, basada en la introducció d’una anisotropia entre les coordenades espacials i la temporal, amb la que es trenca la invariança sota difeomorfismes de la Relativitat General. En el capítol 4, es farà ús dels mètodes de reconstrucció estudiats anteriorment per tal de reconstruïr un univers cíclic en el marc de les teories de gravetat d’Hŏrava-Lifshitz modificada, teories obtingudes mitjan ̧ cant una generalització del model d’Hŏrava-Lifshitz, de manera similar a com s’obtenen les teories f (R) a partir de l’acció d’Einstein-Hilbert. L’estudi de la història còsmica, i del creixement de les perturbacions de densitat de matèria, per diversos models f (R) viables constitueix una altra de les parts fonamentals d’aquesta memòria de tesis. Degut a l’arbitrarietat de la funció f (R) , existeixen un infinit de teories d’aquest típus, tantes com fun cions es puguin proposar; ara bé, no totes elles són viables, ja que per això han de satisfer una sèrie de condicions, com ara els tests de Sistema Solar i tenir un acoblament gravitacional efectiu positiu. En el capítol 5 es farà un estudi de la història còsmica per a dos models viables. S’analitzaran numèricament les oscil·lacions d’alta freqüència d’energia fosca produïdes durant l’època de domini de la matèria, les quals podrien produïr alguna divergència. Es per això que es proposaran uns termes correctius per als models que ajudaran a establir aquestes oscil·lacions sense fer perdre la viabilitat dels models. Per a aquestes noves teories es farà un estudi de l’evolució que tindran en el futur i, a més, s’analitzarà de manera exhaustiva la història de creixement de les pertorbacions de densitat de matèria. Per tal de dur a terme aquesta darrera tasca es determinarà l’índex de creixement per ambdós models segons tres parametritzacions diferents. En la segona part del capítol 5 es realitzarà un anàlisis de l’època inflacionària per a dos models exponencials. Per acabar aquest bloc, en el capítol 6, s’estudiarà el creixement de les perturbacions de densitat de matèria, de manera similar a com es fa en el capítol 5, per a dos nous models f (R) viables. Un tercer bloc, que consta de dos capítols, es dedica a l’estudi d’altres aspectes importants per a les teories gravitatòries, com és el cas del problema de l’aparició de singularitats i l’estudi del límit de campdèbil en teories f (R, G) , essent G l’invariant de curvatura de Gauss-Bonnet. El cas de l’existència de singularitats futures en el marc de teories de gravetat modificada i d’energia fosca és tractat al capítol 7, en el que també es farà una classificació de les mateixes, en funció de la magnitud causant de la divergència. Si bé és cert que, per tal de tractar de manera rigorosa el tema de les singularitats, és necessària una teoria quàntica de la gravetat, teoria que encara ens manca avui en dia, també és important intentar trobar escenaris naturals a nivell clàssic o bé semi–clàssic que siguin capaços de capturar l’aparició d’aquestes singularitats. En el capítol 7 es proposarà una possible cura per a aquest problema, que estarà basada a de la teoria. Després de fer aquesta anàlisi del problema de les en afegir un terme R2 en el Lagrangià singularitats en el context de les diferents teories de gravetat, el capítol 8 es dedicarà a l’estudi del límit de camp feble per les teories de gravetat modificada de tipus f (R,G). Fins a finals del segle XX, la Teoria de la Relativitat General d’Einstein era tinguda com la teoria gravitatòria més fiable, degut a la concordància excel·lent entre les seves prediccions i les dades observacionals que s’havien obtés fins aleshores. Però el descobriment que va tenir lloc a finals de segle sobre l’estat present d’acceleració que afecta l’expansió de l’Univers obr ́ı una escletxa en la teoria gravitatòria d’Einstein, posant en dubte de sobte la seva validesa a escales molt grans i en règims de molt alta energia. Així i tot, els seus excel·lents resultats a escales petites, com ara a nivell del nostre sistema solar, no s’han vist en absolut afectats. Això fa que l’anàlisi de camp feble de qualsevol teoria gravitatòria segueixi sent extraordinariament relevant, ja que tota teoria ha de ser capa de reproduïr els molt bons resultats obtinguts per la Relativitat General a escales petites. D’aquesta manera, l’estudi del límit de camp feble pot ser usat per tal de rebutjar o, contràriament, de seguir tenint en consideració una teoria gravitatòria. Dins del capítol 8 es calcularan els límits Newtonià, post–Newtonià i post–post–Newtonià de les teories f (R, G) ; a més. el límit Newtonià serà resolt mitjançant funcions de Green. Per acabar aquest capítol es presentaran explícitament els límits Newtonià, post–Newtonià i post–post–Newtonià de dos cassos especials importants, les teories f (R) i f (G). La memòria de la tesis finalitza amb un bloc dedicat a les conclusions obtingudes i a qüestions que queden obertes per a un treball futur.

We present new improved constraints on the Hubble parameter H(z) in the redshift range 0.15 < z < 1.1, obtained from the differential spectroscopic evolution of early-type galaxies as a function of redshift. We extract a large sample of early-type galaxies (\sim11000) from several spectroscopic surveys, spanning almost 8 billion years of cosmic lookback time (0.15 < z < 1.42). We select the most massive, red elliptical galaxies, passively evolving and without signature of ongoing star formation. Those galaxies can be used as standard cosmic chronometers, as firstly proposed by Jimenez & Loeb (2002), whose differential age evolution as a function of cosmic time directly probes H(z). We analyze the 4000 �� break (D4000) as a function of redshift, use stellar population synthesis models to theoretically calibrate the dependence of the differential age evolution on the differential D4000, and estimate the Hubble parameter taking into account both statistical and systematical errors. We provide 8 new measurements of H(z) (see Tab. 4), and determine its change in H(z) to a precision of 5-12% mapping homogeneously the redshift range up to z \sim 1.1; for the first time, we place a constraint on H(z) at z \neq 0 with a precision comparable with the one achieved for the Hubble constant (about 5-6% at z \sim 0.2), and covered a redshift range (0.5 < z < 0.8) which is crucial to distinguish many different quintessence cosmologies. These measurements have been tested to best match a ��CDM model, clearly providing a statistically robust indication that the Universe is undergoing an accelerated expansion. This method shows the potentiality to open a new avenue in constrain a variety of alternative cosmologies, especially when future surveys (e.g. Euclid) will open the possibility to extend it up to z \sim 2., 34 pages, 15 figures, 6 tables, published in JCAP. It is a companion to Moresco et al. (2012b, http://arxiv.org/abs/1201.6658) and Jimenez et al. (2012, http://arxiv.org/abs/1201.3608). The H(z) data can be downloaded at http://www.physics-astronomy.unibo.it/en/research/areas/astrophysics/cosmology-with-cosmic-chronometers

We have assembled a compilation of observational Hubble parameter measurements estimated with the differential evolution of cosmic chronometers, in the redshift range 04 at 95% CL (74% CL) using the same datasets combinations. We also put competitive limits on the sum of neutrino masses, \Sigma m_\nu, Comment: 18 pages, 17 figures, 7 tables, published in JCAP. It is a companion to Moresco et al. (2012a, http://arxiv.org/abs/1201.3609) and Jimenez et al. (2012, http://arxiv.org/abs/1201.3608). The H(z) data can be downloaded at http://www.physics-astronomy.unibo.it/en/research/areas/astrophysics/cosmology-with-cosmic-chronometers

We work out an effective theory of accelerated expansion to describe general phenomena of inflation and acceleration (dark energy) in the Universe. Our aim is to determine from theoretical grounds, in a physically-motivated and model independent way, which and how many (free) parameters are needed to broadly capture the physics of a theory describing cosmic acceleration. Our goal is to make as much as possible transparent the physical interpretation of the parameters describing the expansion. We show that, at leading order, there are five independent parameters, of which one can be constrained via general relativity tests. The other four parameters need to be determined by observing and measuring the cosmic expansion rate only, H(z). Therefore we suggest that future cosmology surveys focus on obtaining an accurate as possible measurement of $H(z)$ to constrain the nature of accelerated expansion (dark energy and/or inflation)., Comment: In press; minor changes, results unchanged

Estudi realitzat a partir d’una estada al Physics Department de la New York University, United States, Estats Units, entre 2006 i 2008. Una de les observacions de més impacte en la cosmologia moderna ha estat la determinació empírica que l’Univers es troba actualment en una fase d’Expansió Accelerada (EA). Aquest fenòmen implica que o bé l’Univers està dominat per un nou sector de matèria/energia, o bé la Relativitat General deixa de tenir validesa a escales cosmològiques. La primera possibilitat comprèn els models d’Energia Fosca (EF), i el seu principal problema és que l’EF ha de tenir propietats tan especials que es fan difícils de justificar teòricament. La segona possibilitat requereix la construcció de teories consistents de Gravetat Modificada a Grans Distàncies (GMGD), que són una generalització dels models de gravetat massiva. L’interès fenomenològic per aquestes teories també va resorgir amb l’aparició dels primers exemples de models de GMGD, com ara el model de Dvali, Gabadadze i Porrati (DGP), que consisteix en un tipus de brana en una dimensió extra. Malauradament, però, aquest model no permet explicar de forma consistent l’EA de l’Univers. Un dels objectius d’aquest projecte ha estat establir la viabilitat interna i fenomenològica dels models de GMGD. Des del punt de vista fenomenològic, ens hem centrat en la questió més important a la pràctica: trobar signatures observacionals que permetin distingir els models de GMGD dels d’EF. A nivell més teòric, també hem investigat el significat de les inestabilitats del model DGP.L’altre gran objectiu que ens vam proposar va ser la construcció de noves teories de GMGD. En la segona part d’aquest projecte, hem elaborat i mostrat la consistència del model “DGP en Cascada”, que generalitza el model DGP a més dimensions extra, i representa el segon model consistent i invariant-Lorentz a l’espai pla conegut. L’existència d’altres models de GMGD més enllà de DGP és de gran interès atès que podria permetre obtenir l’EA de l’Univers de forma purament geomètrica. Report for the scientific sojourn carried out at the Physics Department of the New York University, United States, from 2006 to 2008. One of the observations with most impact in modern cosmology has been the measurement that the Universe is currently in a phase of Accelerated Expansion (AE). This phenomenon implies that either the Universe is dominated by a new form of matter/energy or that General Relativity breaks down at cosmological distances. The first possibility is incarnated by the Dark Energy (DE) models, whose main problem is that the properties of DE should be so special that it is hard to justify from a theoretical standpoint. The second possibility requires the construction of consistent theories of Large Distance Modifications of Gravity (LDMG), which represent a generalization of massive gravity models. The interest for these theories was also revived by the appearance of the first examples of LDMG, such as the Dvali-Gabadadze-Porrati (DGP) model, which involves a certain type of brane in one extra dimension. Unfortunately, though, this model cannot explain the AE of the Universe in a consistent way. One of the goals of this project has been to establish both the internal and the phenomenological consistency of the LDMG. From the phenomenological viewpoint, we have focussed on the most relevant question in practice: finding observational signatures that allow to distinguish between LDMG and DE. On the theoretical side, we have also studied the meaning of the instabilities of the DGP model. The other main goal was to construct new examples of LDMG theories. In the second half of the project, we built and showed the consistency of the “Cascading DGP” model, which extends the DGP model to more extra dimensions, and which represents the second known consistent, Lorent-invariant LDMG model in flat space. The existence of other LDMG models beyond DGP is of great interest since it may allow to obtain the AE of the Universe in a purely geometrical way.

9 pags., 6 figs., 2 apps., We present charm (cosmic history agnostic reconstruction method), a novel inference algorithm that reconstructs the cosmic expansion history as encoded in the Hubble parameter H(z) from SNe Ia data. The novelty of the approach lies in the usage of information field theory, a statistical field theory that is very well suited for the construction of optimal signal recovery algorithms. The charm algorithm infers non-parametrically s(a) = ln(ρ(a) /ρ), the density evolution which determines H(z), without assuming an analytical form of ρ(a) but only its smoothness with the scale factor a = (1 + z). The inference problem of recovering the signal s(a) from the data is formulated in a fully Bayesian way. In detail, we have rewritten the signal as the sum of a background cosmology and a perturbation. This allows us to determine the maximum a posteriory estimate of the signal by an iterative Wiener filter method. Applying charm to the Union2.1 supernova compilation, we have recovered a cosmic expansion history that is fully compatible with the standard ΛCDM cosmological expansion history with parameter values consistent with the results of the Planck mission., Part of this work was supported by Deutscher Akademischer Austauschdienst (DAAD). The computations were done using the NIFTy4 package for numerical information field theory (Selig et al. 2013)

In the present mainstream cosmology, matter and space-time emerged from a singularity and evolved through four distinct periods: early inflation, radiation, dark matter, and late-time inflation (driven by dark energy). During the radiation and dark matter dominated stages, the universe is decelerating while the early and late-time inflations are accelerating stages. A possible connection between the accelerating periods remains unknown, and, even more intriguing, the best dark energy candidate powering the present accelerating stage ( Λ -vacuum) is plagued with the cosmological constant and coincidence puzzles. Here we propose an alternative solution for such problems based on a large class of time-dependent vacuum energy density models in the form of power series of the Hubble rate, Λ = Λ ( H ) . The proposed class of Λ ( H ) -decaying vacuum model provides: (i) a new mechanism for inflation (different from the usual inflaton models), (ii) a natural mechanism for a graceful exit, which is universal for the whole class of models; (iii) the currently accelerated expansion of the universe, (iv) a mild dynamical dark energy at present; and (v) a final de Sitter stage. Remarkably, the late-time cosmic expansion history of our class of models is very close to the concordance Λ CDM model, but above all it furnishes the necessary smooth link between the initial and final de Sitter stages through the radiation- and matter-dominated epochs.