Inflation Branaire et Réchauffement Cosmologique

Abstract

Dans ce travail doctoral, nous discutons l'inflation cosmologique, qui est une phase d'accélération de l'expansion de l'univers. Cette dernière est considérée comme une réponse aux problèmes du modèle standard de la cosmologie permettant certaines production perturbatives aux grandes échelles sur les fonds diffus cosmologique (Cosmic Microwave Background (CMB)). Particulièrement, nous étudions les modèles cosmologiques d'inflation à partir de la physique des branes en se basant sur le scénario de Randall-Sundrum. Précisément, nous calculons les paramètres observables associés, y compris ceux de la perturbation. Pour ce faire, nous examinons d'abord le modèle standard inflationnaire en calculant les quantités cosmologiques correspondantes à des potentiels scalaires connus. Ensuite, nous proposons des modèles dans le cadre de la théorie des supercordes type IIB en présence des de D3-branes. Concrètement, nous traitons certains potentiels avec un seul champ scalaire inspirés par la dite théorie. Dans ce contexte, nous présentons une étude détaillée concernant le potentiel logarithmique/le potentiel tachyonique inflationnaire des cordes ouvertes (OSTI). En présence de la tension de D3-brane, nous fournissons des contraintes sur le champ scalaire produisant des modèles inflationnaires compatibles avec les résultats de Planck. Après, nous étudions la phase de réchauffage de ces deux modèles. En effet, nous observons que la température de réchauffage dépend des formes du potentiel scalaire. Entre autres, nous trouvons que l'OSTI génère de petites températures, supportées par les échelles la théorie de grande unification (GUT). Finalement, nous investigations le comportement cosmologique du modèle inflationnaire branaire de Starobinsky. Concrètement, nous découvrons que l'indice spectral/le rapport tenseur-scalaire sont en bon accord avec les données observationnelles de Planck/BICEP/Keck. En faisant varier les valeurs de la masse de Planck à cinq dimensions M5p, nous examinons le comportement thermique correspondant. Plus précisément, nous calculons/analysons les paramètres cosmologiques de réchauffement. Pour une valeur spécifique de la tension de la D3-brane, nous fournissons de bonnes prédictions des quantités impliquées. En prenant M5p=1012 TeV, nous obtenons des températures acceptables de réchauffement.