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暗物质的幺正性界限:低温再加热

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在本文中,研究人员考虑非标准宇宙学,利用散射幺正性建立了热暗物质质量的上限。
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该论文可在 arxiv 上根据 CC 4.0 许可获取。

作者:

(1) 尼古拉斯·伯纳尔(Nicolas Bernal),纽约大学阿布扎比分校

(2)帕塔·科纳尔(Partha Konar),物理研究实验室

(3)物理研究实验室苏迪普塔秀。

链接表

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



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。