암흑물질의 단일성: 저온 재가열

링크 표

• 초록 및 소개
• S-행렬: 단일성과 그 결과
• 암흑물질 소멸과 단일성의 경계
• 저온 재가열
• 저온 재가열로 인한 동결
• 요약 및 결론
• 감사의 말과 참고자료

4. 저온 재가열

여기서 T는 SM 수조의 온도에 해당합니다. 따라서 허블 팽창률 H 는 다음과 같습니다.

SM 엔트로피 밀도는 SM 수조의 온도가 다음과 같이 확장됨을 의미합니다.

그러나 표준 우주론적 시나리오가 인정되지 않으며 대안적인 우주론도 발생할 수 있다는 점을 강조하는 것은 흥미롭습니다 [121]. 다음에서는 저온 재가열이 특징인 사례에 중점을 둡니다. 이러한 재가열은 인플레이션이 끝난 직후의 기간에 해당할 수도 있고 SM 복사를 넘어서는 추가 구성요소가 우주의 에너지 밀도를 지배하는 2차 기간에 해당할 수도 있습니다. 특히, 두 가지 시나리오를 검토합니다. 하나는 우주의 팽창을 지배하는 추가 구성 요소 ф가 복사보다 빠르게 희석되고 붕괴하지 않는 에너지 밀도를 갖는 경우(즉, 키네이션과 유사한 시나리오)와 다른 하나입니다. 여기서 ф는 비상대론적 물질로 확장되고 SM 입자로 붕괴됩니다(즉, 초기 물질이 지배하는 시나리오). 이 두 가지 시나리오는 아래에 설명되어 있습니다.

4.1. 키네이션 같은

이 시나리오에서 우주는 다음과 같이 에너지 밀도가 자유 복사보다 더 빠르게 적색편이되는 구성 요소 ψ에 의해 지배되었습니다[113].

n > 0인 경우. 이 시나리오의 일반적인 예는 n = 2인 kination [122, 123]에 해당합니다. 그러나 n에 대해 더 큰 값도 가능하며, 예를 들어 ekpyrotic [124, 125]의 맥락에서 나타납니다. 또는 순환 시나리오 [126–129].

여기서 우리는 ψ가 붕괴되지 않기 때문에 SM 엔트로피가 보존되므로 SM 온도가 Eq.에 표시된 표준 스케일링을 따른다는 것을 고려했습니다. (4.4).

4.2. 초기 물질 지배

허블 팽창률은 다음과 같습니다.

배경의 진화를 정리한 후, 다음 섹션에서는 그러한 대체 우주론 시나리오에서의 열 DM의 역학, 특히 단일성 한계에 미치는 영향을 주의 깊게 연구할 것입니다.

[4] 일반적으로 비단열 기간은 ψ-지배적인 단열 기간과 SM 복사가 지배하는 또 다른 시대가 선행할 수 있다는 점을 언급할 가치가 있습니다. 그러나 여기서는 DM 동결이 비단열 기간에 발생하여 우주의 이전 단계가 아무런 역할도 하지 않는다고 가정합니다. 이는 ф가 인플레이션과 동일시되거나 단순히 비단열 시대가 충분히 긴 경우에 해당됩니다.