Повторный нагрев и проблема горизонта

Насколько я понимаю, инфляция решает проблему горизонта, связанную с FLRW-описанием Вселенной, вводя период, в течение которого ϱ + 3 п "=" ϱ ( 1 + 3 ж ) < 0 , так что радиус сопутствующего Хаббла (для ж ≠ − 1 )

( а ЧАС ) − 1 "=" ЧАС 0 − 1 а ( 1 + 3 ж ) / 2
сжимается, что позволяет отдаленным частям Вселенной когда-то находиться в тепловом контакте.

Я также полагаю, что обычно считается, что вся энергия Вселенной связана с инфлатонным полем. При повторном нагреве поле колеблется около минимума своего потенциала и распадается на материальные и радиационные поля.

У меня есть два вопроса, и я надеюсь, что мое понимание не слишком ошибочно:

  1. В конце инфляционной эпохи поле инфлатона остается в тепловом равновесии с периода причинного контакта. Однако распад должен быть неравновесным процессом. Я предполагаю, что аргумент состоит в том, что поля тогда сами термализуются, и поскольку различные области находились в равновесии, они остаются таковыми. Хотя это кажется очень правдоподобным, интересно, есть ли какие-либо количественные аргументы, подтверждающие это?

  2. Распад инфлатона должен описываться лагранжианом взаимодействия, который связывает инфлатон с полями, в которые он распадается. Какие конкретные модели преуспели в этом, дав приемлемое количественное описание полей радиационной эры? Отличаются ли разные модели в предсказаниях каким-либо фундаментальным образом?

Ответы (1)

В конце инфляции инфлатон не находится в тепловом равновесии. Потому что Вселенная расширяется на огромную величину ( ∼ е 60 ) любая термальная ванна частиц разбавляется, оставляя только 0 -мода инфлатона. Исторически считалось, что инфляции предшествовала другая тепловая эра (поэтому распад инфлатона был назван повторным нагревом), но на самом деле мы ничего не знаем о доинфляционной Вселенной. В любом случае, поскольку наблюдаемая Вселенная зарождается в причинно-связанной области, значение поля инфлатона везде одинаково (вплоть до ∼ 10 − 5 неоднородности, порожденные инфляцией), и при распаде инфлатона эта однородность наследуется продуктами распада, т. е. температура везде одинакова (опять же до ∼ 10 − 5 ).

Стадия повторного нагрева не очень хорошо ограничена экспериментально. Все, что вам нужно для успешной космологии Большого взрыва, — это термальный бульон из релятивистских частиц с температурой выше нескольких МэВ (чтобы добиться успешного нуклеосинтеза Большого взрыва). С другой стороны, из оценки первичных гравитационных волн мы знаем, что масштабы инфляции могут достигать р 1 / 4 ∼ 10 16 ГэВ ( ∼ Т р е час ). Диапазон допустимых температур огромен, поэтому найти удачные модели подогрева не составит труда.

Что касается конкретных моделей, то их бесчисленное множество, и существует много феноменологических различий, при этом часто важны непертурбативные эффекты. Однако, поскольку повторный нагрев плохо ограничен, большинство из них «успешны» в том смысле, что они способны создать начальные условия для горячего Большого взрыва.

Простым примером может быть лагранжиан взаимодействия дельта л "=" − о ф х 2 между инфлатоном ф и бозон х (например, это может быть стандартная модель Хиггса) или взаимодействие Юкавы. дельта л "=" − у ф ψ ¯ ψ между инфлатоном и фермионом. Когда инфлатон колеблется в конце инфляции, он производит пары квантов полей, с которыми он связан. Если связи достаточно малы, чтобы непертурбативные эффекты были несущественными, то скорость распада инфлатона равна (при условии гармонического потенциала инфлатона)

Г ( ф → х х ) "=" о 2 8 π м , Г ( ф → ψ ψ ) "=" у 2 м 8 π
где м - масса инфлатона. Поскольку инфлатон теряет энергию также при расширении Вселенной, распад из-за этого рождения частиц становится эффективным, когда время распада становится меньше, чем время Хаббла ( ЧАС ∼ Г ). При условии, что взаимодействия между продуктами распада и СМ достаточно сильны, они термализуются и обеспечивают тепловое начальное условие для последующей эволюции Большого взрыва.

Есть ли упоминание об изменении исторической точки зрения на ту, которую вы представляете? Мне кажется, вы говорите, что вся термализация происходит после повторного нагрева, а проблема горизонта не возвращается потом снова? В частности, как только поле инфлатона затухает, радиус Хаббла снова монотонно увеличивается.
Кроме того, если позволите, каковы причины плохого ограничения повторного нагрева? Я бы подумал, что можно рассмотреть распространенность первичных элементов, чтобы получить хотя бы приблизительные значения распространенности кварков? Не слишком ли много промежуточных шагов? Или я в своем ограниченном понимании упустил из виду что-то более фундаментальное?
@ErikJörgenfelt В конце инфляции у вас есть большой участок вселенной, заполненный только инфляционным полем, и в этом участке значение поля практически постоянно. Тогда не имеет значения, достаточно ли времени у разных подобластей этого пятна, чтобы впоследствии взаимодействовать друг с другом, - по мере распада инфлатон будет производить везде одинаковую температуру, потому что начальное значение поля (и, следовательно, запасенная в нем энергия - это такой же).
@ErikJörgenfelt Насколько я понимаю, распространенность первичных элементов обычно нечувствительна к начальным условиям, таким как распространенность кварков или начальная температура. Все нестабильные частицы распадаются при достаточном снижении температуры, поэтому все тяжелые кварки в конечном итоге распадаются на более легкие частицы с энергией ниже примерно 100 МэВ (распад пиона, мюона) остаются только протоны, нейтроны, электроны, позитроны, нейтрино и фотоны. Отношение протонов к нейтронам сохраняется, пока слабые процессы находятся в равновесии, но как только нейтрино разъединяют нейтроны, они начинают распадаться на протоны...
@ErikJörgenfelt ... продолжение: это происходит до нуклеосинтеза, когда протоны и нейтроны объединяются, образуя ядра (нейтроны стабильны, когда находятся в ядрах). Это в основном определяет окончательное соотношение нейтронов и протонов, а ядерная физика определяет возможное содержание элементов. Точные детали очень сложны, и я мало что о них знаю, но дело, я думаю, в том, что все это определяется известной физикой субГэВ. Таким образом, если изначально температура была выше этой, прогнозы BBN не изменились.
Спасибо! Кажется, что (почти постоянная) энергия поля инфлатона является более правильным описанием того, что я считал тепловым равновесием. Прав ли я в том, что вы говорите, что она не зависит ни от какой предшествующей термальной эры? Если да, то потому ли, что это следует из динамики инфлатона, или есть какое-то другое объяснение (постоянство энергии)?
@ErikJörgenfelt Если перед инфляцией есть какие-либо неоднородности или частицы, они смываются огромным инфляционным расширением. Если у вас есть ванна релятивистских частиц с плотностью энергии р я н я , после 60-кратного раздувания их плотность энергии равна р е н г ∼ а − 4 р я н я ∼ е − 240 р я н я . Единственное, что не смывается, — это потенциальная энергия инфлатона.
Правильно, конечно. И из-за того, что вы написали о распаде и нуклеосинтезе, не имело бы значения, если бы распад в одной подобласти имел более высокую распространенность той или иной ветви. Потому что к моменту рекомбинации энергия будет связана в состояниях, определяемых другой физикой.
Повторный нагрев и проблема горизонта
СпросиСетьПолитика конфиденциальности1y, 0v