Recalentamiento y el problema del horizonte

Tengo entendido que la inflación resuelve el problema del horizonte asociado con una descripción FLRW del universo al introducir un período durante el cual ϱ + 3 pag = ϱ ( 1 + 3 w ) < 0 , de modo que el radio de Hubble co-móvil (para w ≠ − 1 )

( a H ) − 1 = H 0 − 1 a ( 1 + 3 w ) / 2
se encoge, lo que permite que las partes del universo, ampliamente separadas, hayan estado alguna vez en contacto térmico.

También creo que normalmente se considera que todo el contenido de energía del universo está ligado al campo inflatón. Durante el recalentamiento, el campo oscila alrededor del mínimo de su potencial y se descompone en campos de materia y radiación.

Tengo dos preguntas, y espero que mi comprensión no sea demasiado defectuosa:

  1. Al final de la época inflacionaria, el campo de inflación permanece en equilibrio térmico, desde el período de contacto causal. Sin embargo, la descomposición debería ser un proceso de no equilibrio. Supongo que el argumento es que los campos se termalizan ellos mismos, y debido a que las diferentes regiones estaban en equilibrio, permanecen así. Aunque esto parece muy plausible, me pregunto si hay algún argumento cuantitativo que muestre esto.

  2. El decaimiento del inflatón debe describirse mediante una interacción lagrangiana que acople el inflatón a los campos en los que decae. ¿Cuáles son, si los hay, los modelos concretos que tienen éxito en esto, dando una descripción cuantitativa aceptable de los campos de la era de la radiación? ¿Los diferentes modelos difieren en las predicciones de alguna manera fundamental?

Respuestas (1)

Al final del inflado, el inflatón no está en equilibrio térmico. Porque el universo se expande en una cantidad enorme ( ∼ mi 60 ) cualquier baño termal de partículas se diluye, dejando solo el 0 -modo del inflaton. Históricamente, se pensó que la inflación fue precedida por otra era térmica (es por eso que el decaimiento del inflatón se denominó recalentamiento ), pero en realidad no sabemos nada sobre el universo preinflacionario. En cualquier caso, debido a que el universo observable se origina en una región causalmente conectada, el valor del campo inflatón es el mismo en todas partes (hasta ∼ 10 − 5 heterogeneidades generadas por la inflación) y una vez que el inflatón decae, esta uniformidad es heredada por los productos de decaimiento, es decir, la temperatura es la misma en todas partes (nuevamente hasta ∼ 10 − 5 ).

La etapa de recalentamiento no está muy bien restringida experimentalmente. Todo lo que necesita para una cosmología exitosa del Big Bang es una sopa térmica de partículas relativistas con una temperatura superior a unos pocos MeV (para lograr una nucleosíntesis exitosa del Big Bang). Por otro lado, sabemos por el límite de las ondas gravitatorias primordiales que la escala de inflación podría ser tan alta como ρ 1 / 4 ∼ 10 dieciséis GeV ( ∼ T r mi h ). El rango de temperaturas permitidas es enorme, por lo que no es tan difícil encontrar modelos exitosos de recalentamiento.

En cuanto a los modelos concretos, estos son innumerables y hay muchas diferencias fenomenológicas, siendo a menudo importantes los efectos no perturbadores. Sin embargo, dado que el recalentamiento está mal restringido, la mayoría de ellos son "exitosos" en el sentido de ser capaces de producir las condiciones iniciales para el Hot Big Bang.

Un ejemplo simple podría ser una interacción Lagrangiana d L = − σ ϕ x 2 entre el inflado ϕ y un bosón x (este podría ser el modelo estándar de Higgs, por ejemplo) o una interacción de Yukawa d L = − y ϕ ψ ¯ ψ entre el inflatón y un fermión. A medida que el inflatón oscila al final de la inflación, produce pares de cuantos de los campos a los que está acoplado. Si los acoplamientos son lo suficientemente pequeños como para que los efectos no perturbadores no sean importantes, entonces la tasa de decaimiento del inflatón es (suponiendo un potencial de inflatón armónico)

Γ ( ϕ → x x ) = σ 2 8 π metro , Γ ( ϕ → ψ ψ ) = y 2 metro 8 π
dónde metro es la masa del inflatón. Dado que el inflatón también pierde energía con la expansión del universo, el decaimiento debido a esta producción de partículas se vuelve efectivo cuando el tiempo de decaimiento se vuelve más pequeño que el tiempo de Hubble ( H ∼ Γ ). Siempre que las interacciones entre los productos de descomposición y SM sean lo suficientemente fuertes, estos se termalizan y proporcionan la condición térmica inicial para la posterior evolución del Big Bang.

¿Hay alguna referencia sobre el cambio de la visión histórica a la que usted presenta? Me parece que está diciendo que toda la termalización ocurre después del recalentamiento, pero ¿el problema del horizonte no vuelve a aparecer? Específicamente, una vez que el campo de inflación decae, el radio de Hubble vuelve a aumentar monótonamente.
Además, si se me permite, ¿cuáles son las razones por las que el recalentamiento está mal restringido? ¿Hubiera pensado que uno podría considerar la abundancia de elementos primordiales para obtener al menos valores aproximados para la abundancia de quarks? ¿Es que hay demasiados pasos intermedios? ¿O, en mi comprensión limitada, he pasado por alto algo más fundamental?
@ErikJörgenfelt Al final de la inflación, tiene una gran porción del universo llena solo con el campo de inflación y, en esta porción, el valor del campo es prácticamente constante. Entonces, no importa si las diferentes subregiones de este parche tienen tiempo suficiente para interactuar entre sí posteriormente: a medida que el inflatón decae, producirá la misma temperatura en todas partes porque el valor inicial del campo (y por lo tanto la energía almacenada en él es el mismo).
@ErikJörgenfelt Por lo que se entiende, las abundancias de elementos primordiales son generalmente insensibles a las condiciones iniciales, como la abundancia de quarks o la temperatura inicial. Todas las partículas inestables se descomponen una vez que la temperatura desciende lo suficiente, por lo que todos los quarks pesados ​​eventualmente se descomponen en partículas más ligeras y por debajo de la energía de aproximadamente 100 MeV (decaimiento de piones, muones) solo quedan protones, neutrones, electrones, positrones, neutrinos y fotones. La relación protón-neutrón se mantiene mientras los procesos débiles están en equilibrio, pero una vez que los neutrinos se desacoplan, los neutrones comienzan a descomponerse en protones...
@ErikJörgenfelt ... continuó: Esto sucede hasta la nucleosíntesis cuando los protones y los neutrones se combinan para formar núcleos (los neutrones son estables cuando están en los núcleos). Básicamente, esto determina la proporción final de neutrones a protones y la física nuclear determina la abundancia final de elementos. Los detalles exactos son muy complicados y no sé mucho sobre ellos, pero creo que el punto es que todo esto está determinado por la física sub-GeV conocida. Entonces, mientras la temperatura inicial fuera más alta que esto, las predicciones de BBN no se verán afectadas.
¡Gracias! Parece que la energía (casi constante) del campo inflatón es la descripción más correcta de lo que yo pensaba que era el equilibrio térmico. ¿Estoy en lo correcto cuando dices que es independiente de cualquier era térmica anterior? Si es así, ¿se debe a que se deriva de la dinámica del inflatón o hay alguna otra explicación (para la constancia de la energía)?
@ErikJörgenfelt Si hay falta de homogeneidad o partículas antes de la inflación, son eliminadas por la enorme cantidad de expansión inflacionaria. Si tienes un baño de partículas relativistas con densidad de energía ρ i norte i , después de 60 e-pliegues de inflación, su densidad de energía es ρ mi norte d ∼ a − 4 ρ i norte i ∼ mi − 240 ρ i norte i . Lo único que no desaparece es la energía potencial del inflatón.
Correcto, por supuesto. Y debido a lo que escribió sobre la descomposición y la nucleosíntesis, no importaría si la descomposición en una subregión tuviera una mayor ocurrencia de una rama u otra. Porque en el momento de la recombinación, la energía estaría ligada a estados determinados por otra física.
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