Este artigo está disponível no arxiv sob licença CC 4.0.   Autores:  (1) Nicolas Bernal, Universidade de Nova Iorque, Abu Dhabi;  (2) Partha Konar, Laboratório de Pesquisa Física;  (3) Sudipta Show, Laboratório de Pesquisa Física.  Tabela de links   Resumo e introdução   Matriz S: Unitariedade e suas Consequências   Aniquilação da matéria escura e limite de unidade   Reaquecimento a baixa temperatura   Congelar com reaquecimento em baixa temperatura   Resumo e conclusão   Agradecimentos e Referências  4. Reaquecimento em baixa temperatura   onde   corresponde à temperatura do banho SM. Segue-se que a taxa de expansão de Hubble   é, portanto,  T H  a densidade de entropia SM implica que a temperatura do banho SM aumenta como   No entanto, é interessante enfatizar que o cenário cosmológico padrão não é garantido e que cosmologias alternativas também poderiam ter ocorrido [121]. A seguir, nos concentramos em casos caracterizados por reaquecimento em baixa temperatura. Este reaquecimento poderia corresponder ao período logo após o fim da inflação, ou a um período secundário em que uma componente extra além da radiação SM dominou a densidade energética do universo. Em particular, serão revistos dois cenários: um onde a componente extra ϕ que dominou a expansão do universo tem uma densidade de energia que se dilui mais rapidamente do que a radiação e não decai (ou seja, um cenário semelhante ao da cinação), e o outro onde ϕ escala como matéria não relativística e decai em partículas SM (ou seja, um cenário inicial dominado pela matéria). Esses dois cenários serão descritos abaixo.  4.1. Semelhante a Kination  Neste cenário, o universo foi dominado por uma componente ϕ cuja densidade de energia muda para o vermelho mais rápido que a radiação livre [113], como   com n > 0. Um exemplo típico deste cenário corresponde à cinação [122, 123], onde n = 2. No entanto, valores maiores para n também são possíveis, aparecendo, por exemplo, no contexto de ekpirótico [124, 125] ou cenários cíclicos [126–129].   onde levamos em conta que, como ϕ não está decaindo, a entropia SM é conservada e, portanto, a temperatura SM segue a escala padrão mostrada na Eq. (4.4).  4.2. Dominação inicial da matéria   Segue-se que a taxa de expansão do Hubble é   Estabelecida a evolução do cenário, na próxima seção a dinâmica do DM térmico em tais cenários cosmológicos alternativos, e em particular o impacto no limite de unitariedade, será cuidadosamente estudada.  [4] Vale ressaltar que, em geral, o período não adiabático poderia ter sido precedido por um período adiabático com dominação ϕ, e por outra era dominada pela radiação SM. Aqui, no entanto, assumimos que o congelamento do DM acontece no período não adiabático, de modo que os estágios anteriores do universo não desempenham nenhum papel. Isto é verdade se ϕ for identificado com o ínflaton ou simplesmente se a era não adiabática for suficientemente longa.

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