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

An inflationary cosmology describles a phase in which ou Universe goes through accelerated expansion in a short time period at high energy scales. Inflation solves problems left by the Standard Big Bang cosmological model such as problems of flatness and horizon. In this phase, our Universe is ruled by a potential V(Ø) generated bya an inflaton scalar field Ø(t). This potential generated must obey conditions of slow roll given by {, |n|}1, and n are the parameters of slow roll. A brane cosmology was inspired by a string describing cosmological models with extra dimensions. An interest to it highly arose with a publication of two papers by Randall and Sundrum in the 90s. These two models consider a space-time AdS5 in which the hipersurface with three spacial dimensions is inserted. This hypersurface (our Universe) is called a 3-brane. Particles and forces of the standard model are inserted in this 3-brane whereas the graviton can move through all space-time. In the RS-I model one considers two three-brane which delimit an extra dimension whereas in the RS-II model one consideres a unique 3-brane ande the size of the extra dimension is infinite. The aim of this ork is to unify these two cosmologies in a way which would allow studying inflation in brane models. We choose a cosmology in RS-I branes to exemplify three candidate potentials to generate inflation in our Universe. In order to accept an inflationary model represented by V (Ø), we shold calculate the spectral index n(k)/d/lnk, for this potential, and compare these theoretical results with the available experimental data fo WMAP. These studies will be carried out for the three potentials above mentioned.