Unitaridad unida a la materia oscura: recalentamiento a baja temperatura

Tabla de enlaces

• Resumen e introducción
• Matriz S: la unitaridad y sus consecuencias
• La aniquilación de la materia oscura y la unitaridad
• Recalentamiento a baja temperatura
• Congelación con recalentamiento a baja temperatura
• Resumen y conclusión
• Agradecimientos y Referencias

4. Recalentamiento a baja temperatura

donde T corresponde a la temperatura del baño SM. De ello se deduce que la tasa de expansión del Hubble H es, por tanto,

la densidad de entropía SM implica que la temperatura del baño SM aumenta como

Sin embargo, es interesante enfatizar que el escenario cosmológico estándar no se cumple y que también podrían haber ocurrido cosmologías alternativas [121]. A continuación, nos centramos en casos caracterizados por recalentamiento a baja temperatura. Este recalentamiento podría corresponder al período inmediatamente posterior al final de la inflación, o a un período secundario en el que un componente adicional más allá de la radiación SM dominó la densidad de energía del universo. En particular, se revisarán dos escenarios: uno en el que el componente adicional ϕ que dominó la expansión del universo tiene una densidad de energía que se diluye más rápido que la radiación y no decae (es decir, un escenario similar a la kinación), y el otro donde ϕ escala como materia no relativista y se desintegra en partículas SM (es decir, un escenario temprano dominado por la materia). Estos dos escenarios se describirán a continuación.

4.1. similar a una kinación

En este escenario, el universo estaba dominado por un componente ϕ cuya densidad de energía se desplaza al rojo más rápido que la radiación libre [113], como

con n > 0. Un ejemplo típico de este escenario corresponde a la kinación [122, 123], donde n = 2. Sin embargo, también son posibles valores mayores para n, que aparecen, por ejemplo, en el contexto de ekpirótico [124, 125] o escenarios cíclicos [126-129].

donde hemos tenido en cuenta que, como ϕ no decae, la entropía del SM se conserva y, por tanto, la temperatura del SM sigue el escalamiento estándar que se muestra en la ecuación. (4.4).

4.2. Dominación temprana de la materia

De ello se deduce que la tasa de expansión del Hubble es

Una vez establecida la evolución del fondo, en la siguiente sección se estudiará cuidadosamente la dinámica del DM térmico en tales escenarios cosmológicos alternativos y, en particular, el impacto en el límite de unitaridad.

[4] Cabe mencionar que, en general, el período no adiabático podría haber sido precedido por un período adiabático con dominancia ϕ, y por otra era dominada por la radiación SM. Aquí, sin embargo, suponemos que la congelación de la DM ocurre en el período no adiabático, por lo que las etapas anteriores del universo no desempeñan ningún papel. Esto es cierto si ϕ se identifica con la inflación o simplemente si la era no adiabática es lo suficientemente larga.