暗物质的幺正性界限：低温再加热

链接表

• 摘要和简介
• S 矩阵：幺正性及其后果
• 暗物质湮灭与幺正界限
• 低温加热
• 低温再加热冻结
• 总结
• 致谢和参考文献

4.低温加热

其中T对应于标准模型浴的温度。因此，哈勃膨胀率H为

标准模型熵密度意味着标准模型浴的温度随

然而，值得强调的是，标准宇宙学情景并不成立，其他宇宙学也可能发生 [121]。下面，我们将重点讨论以低温再加热为特征的情况。这种再加热可能对应于暴胀结束后的时期，也可能对应于次级时期，在这个时期中，标准模型辐射以外的额外成分主导了宇宙的能量密度。具体来说，我们将回顾两种情景：一种是主导宇宙膨胀的额外成分 φ 的能量密度比辐射稀释得更快，并且不会衰变（即类似动能的情景），另一种是 φ 缩放为非相对论物质并衰变为标准模型粒子（即早期物质主导的情景）。下面将描述这两种情景。

4.1. 类似运动

在这个场景中，宇宙由一个分量φ主导，它的能量密度红移速度比自由辐射更快[113]，如下图所示

其中 n > 0。这种情景的一个典型例子是激元[122, 123]，其中 n = 2。然而，更大的 n 值也是可能的，例如出现在火爆情景[124, 125]或循环情景[126–129]的背景下。

其中，我们考虑到，由于 φ 不衰减，标准模型熵守恒，因此标准模型温度遵循公式 (4.4) 所示的标准尺度。

4.2 早期物质主导

因此哈勃膨胀率是

确定了背景的演变之后，下一节将仔细研究这种替代宇宙学场景中的热 DM 的动态，特别是对幺正极限的影响。

[4] 值得一提的是，一般来说，非绝热期之前可能有一个以φ为主导的绝热期，以及另一个以标准模型辐射为主的时代。然而，在这里，我们假设DM冻结发生在非绝热期，因此宇宙的先前阶段不起作用。如果φ与暴胀有关，或者只是非绝热期足够长，情况就会如此。