Этот документ доступен на arxiv под лицензией CC 4.0.
Авторы:
(1) Николас Берналь, Нью-Йоркский университет Абу-Даби;
(2) Партха Конар, Лаборатория физических исследований;
(3) Шоу Судипта, Лаборатория физических исследований.
Таблица ссылок
- Аннотация и введение
- S-матрица: унитарность и ее последствия
- Аннигиляция темной материи и граница унитарности
- Низкотемпературный подогрев
- Вымораживание с низкотемпературным повторным нагревом
- Резюме и заключение
- Благодарности и ссылки
4. Низкотемпературный подогрев.
где Т соответствует температуре ванны СМ. Отсюда следует, что скорость хаббловского расширения H равна
плотность энтропии СМ означает, что температура ванны СМ масштабируется как
Однако интересно подчеркнуть, что стандартный космологический сценарий не допускается и что альтернативные космологии также могли иметь место [121]. Далее мы сосредоточимся на случаях, характеризующихся низкотемпературным повторным нагревом. Этот повторный нагрев может соответствовать периоду сразу после окончания инфляции или вторичному периоду, в котором дополнительный компонент, помимо излучения SM, доминировал в плотности энергии Вселенной. В частности, будут рассмотрены два сценария: один, в котором дополнительный компонент φ, который доминировал при расширении Вселенной, имеет плотность энергии, которая растворяется быстрее, чем излучение, и не распадается (то есть сценарий, подобный кинированию), и другой где φ масштабируется как нерелятивистская материя и распадается на частицы СМ (то есть ранний сценарий с доминированием материи). Эти два сценария будут описаны ниже.
4.1. кинационный
В этом сценарии во Вселенной доминировал компонент φ, плотность энергии которого смещается в красную область быстрее, чем свободное излучение [113], как
с n > 0. Типичный пример такого сценария соответствует кинированию [122, 123], где n = 2. Однако возможны и большие значения n, возникающие, например, в контексте экпиротического [124, 125] или циклические сценарии [126–129].
где мы учли, что, поскольку φ не убывает, энтропия СМ сохраняется, и, следовательно, температура СМ соответствует стандартному масштабированию, показанному в уравнении. (4.4).
4.2. Доминирование ранней материи
Отсюда следует, что скорость расширения Хаббла равна
Установив эволюцию фона, в следующем разделе будет тщательно изучена динамика тепловой ТМ в таких альтернативных космологических сценариях, и в частности влияние на предел унитарности.
[4] Стоит отметить, что в целом неадиабатическому периоду мог предшествовать адиабатический период с доминированием φ, а также другая эпоха, в которой доминировало излучение СМ. Здесь, однако, мы предполагаем, что замораживание ТМ происходит в неадиабатический период, так что предыдущие стадии Вселенной не играют никакой роли. Это верно, если φ отождествляется с инфлатоном или просто если неадиабатическая эра достаточно продолжительна.
