この論文はCC 4.0ライセンスの下でarxivで公開されています。 著者:  （１）ニコラス・ベルナル、ニューヨーク大学アブダビ校 （２）パルタ・コナール、物理研究研究所 （３）スディプタ・ショー、物理学研究所 リンク一覧 概要と序文 S 行列: ユニタリ性とその帰結 暗黒物質の消滅とユニタリー性の限界 低温再加熱 低温再加熱による凍結防止 要約と結論 謝辞と参考文献 4. 低温再加熱 ここで SM浴の温度に対応する。従ってハッブル膨張率 は Tは H  SMエントロピー密度は、SM浴の温度が次のように比例することを意味している。  しかし、標準的な宇宙論のシナリオが認められておらず、代替の宇宙論も起こり得たことを強調しておくことは興味深いことです [121]。以下では、低温再加熱を特徴とするケースに焦点を当てます。この再加熱は、インフレーションの終了直後の期間、または標準宇宙放射以外の余分な成分が宇宙のエネルギー密度を支配した二次的な期間に対応する可能性があります。特に、2つのシナリオを検討します。1つは、宇宙の膨張を支配した余分な成分 ϕ のエネルギー密度が放射よりも速く希釈され、崩壊しないシナリオ (つまり、キネーションのようなシナリオ)、もう1つは ϕ が非相対論的物質としてスケーリングされ、標準宇宙粒子に崩壊するシナリオ (つまり、初期の物質優位のシナリオ) です。以下では、これら2つのシナリオについて説明します。  4.1. キネーションのような このシナリオでは、宇宙は自由放射よりも速く赤方偏移するエネルギー密度の成分ϕによって支配されていた[113]。   n > 0である。このシナリオの典型的な例は、キネーション[122, 123]であり、n = 2である。しかし、nの値がさらに大きくなることもあり、例えば、エクピロティック[124, 125]やサイクリックシナリオ[126–129]のコンテキストで現れる。  ここで、ϕは減少しないので、SMエントロピーは保存され、したがってSM温度は式(4.4)に示す標準スケーリングに従うことを考慮に入れている。  4.2. 初期の物質支配 ハッブル膨張率は 背景の進化が決まったので、次のセクションでは、そのような代替宇宙シナリオにおける熱的 DM のダイナミクス、特にユニタリー限界への影響を慎重に研究します。  [4] 一般的に、非断熱期の前には、ϕが支配的な断熱期と、SM放射が支配的な別の時代があった可能性があることに言及する価値がある。ただし、ここでは、DMの凍結が非断熱期に起こり、宇宙の以前の段階は役割を果たさないと仮定する。これは、ϕがインフレーションと同一視されている場合、または単に非断熱期が十分に長い場合に当てはまる。

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暗黒物質のユニタリー性限界：低温再加熱

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