Reheating and Preheating after Inflation
假设在暴胀过程中，所有的能量都包含在一个缓慢滚动的暴胀子场$ϕ$中。构成宇宙的粒子是由于与膨胀后相干振荡的场$ϕ$的相互作用而产生的。粒子产生的主要通道是参数共振的非微扰区，即预热。本文简要地评述了预热理论的一些最新发展。作为原型，我们使用膨胀宇宙中的模型${λ\over 4}ϕ^4 + {m^2 \over 2}ϕ^2+ {g^2\over 2}ϕ^2χ^2$。在不同的参数域中，预热$(ϕ\to χ)$或$(ϕ\to δϕ)$的特征是不同的，从规则Lamé到随机参数共振。幸运的是，在许多重要的情况下，都能找到简单的解析共振解，最终，一幅统一了不同状态的图出现了。
1998-02-10 astro-ph hep-ph hep-th
Preheating after Multi-field Inflation
本文研究了多场暴胀后的预热过程，以评估参量共振的可行性。一个直观的论点，由于通用多场模型中的退相场的共振抑制。这种效应在有效的单场模型中是不存在的，使得它们不适合用于预热的研究。
2008-09-19 astro-ph
Aspects of Preheating after Inflation
在暴胀宇宙学中，构成宇宙的粒子是在暴胀后由于与振荡暴胀子场的相互作用而再加热的过程中产生的。我们简要地回顾了缓慢再加热的基础知识，和快速预热的阶段，当粒子产生爆炸性的参数共振制度。参数共振的非微扰、非平衡特性改变了再加热的许多特性。对于这些程序，我们将强调预热的几个方面：参数共振对暴胀模型的结构依赖性，包括$V(ϕ)={m^2 \over 2}ϕ^2$，${λ\over 4}ϕ^4$，$1-\cos {ϕ\over f}$ ;“重新散射”的创建粒子;和相变后的通货膨胀。
1998-02-17 astro-ph hep-ph hep-th
Preheating with Trilinear Interactions: Tachyonic Resonance
我们研究了玻色子三线性相互作用在混沌暴胀后预热中的作用。三线性相互作用项允许大质量暴胀子粒子的完全衰变，这是向辐射支配过渡所必需的。我们发现，通常三线性项是次显性在预热的早期阶段，但它实际上放大了四腿相互作用驱动的参数共振。在三线性项在预热期间占主导地位的情况下，该过程通过具有共振效应的周期性快子放大发生，这是如此有效，以至于预热在几个暴胀子振荡内完成。我们发展了一个分析理论，这个过程，我们称之为快子共振。我们还数值研究了三线性相互作用对预热后动力学的影响。三线性项最终来占主导地位的预热后，导致更快的rescattering和热化比可能发生没有它。最后，我们调查的非重正化相互作用项在预热过程中的作用。我们发现，如果它们存在，它们通常在混沌暴胀模型中占主导地位（同时仍处于可控状态）。由于这些项而产生的预热通过修改后的超声波共振形式进行。
2006-06-19 astro-ph hep-ph hep-th
Phase transitions from preheating in gauge theories
我们通过研究阿贝尔Higgs模型的数值晶格模拟表明，非热相变所产生的膨胀后的预热在规范Higgs模型在相当一般的情况下是可能的。这可能导致形成规范拓扑缺陷，如果膨胀结束的尺度足够低，预热后会导致电弱重子生成。
2000-07-18 astro-ph hep-ph hep-th
Evolution of Non-linear Fluctuations in Preheating after Inflation
我们研究了膨胀后预热过程中非线性长波涨落的演化。利用分离论域方法，数值计算了标量场和曲率变量的功率谱随时间的演化。我们发现，在预热过程中的非线性演化后，大尺度波动的幅度被抑制。
2005-12-13 astro-ph gr-qc
Inflation After Preheating
膨胀后的预热可能导致非热相变与对称性恢复。即使在再加热期间产生的波动的总能量密度与具有恢复对称性的状态中的真空能量相比相对较小，也可能发生这些相变。因此，在某些暴胀模型中，由于预热后的对称性恢复，我们会遇到第二个非热暴胀阶段。我们回顾了非热相变理论，并对二次暴胀阶段的膨胀因子作了预测。然后，我们提出的晶格模拟验证这些预测的结果，并讨论我们的结果可能产生的影响，在非热相变的拓扑缺陷形成的理论。
2000-04-04 astro-ph gr-qc hep-ph
Gravity Waves from Tachyonic Preheating after Hybrid Inflation
研究了混合暴胀模型中预热产生的引力波的随机背景。我们调查不同的动力学制度，在这些模型中的预热，我们计算得到的重力波谱，使用分析估计和数值模拟。我们讨论了重力波的频率和振幅对各种势参数的依赖关系。我们发现，大区域的参数空间导致重力波，可能是在即将到来的干涉实验，包括先进的LIGO观测，但这通常需要非常小的耦合常数。
2008-12-15 astro-ph gr-qc hep-ph
Nonlinear Inflaton Fragmentation after Preheating
我们考虑了在最简单的混沌暴胀模型中，暴胀子在预热过程中和预热之后的非线性动力学。虽然早期政权的参数共振粒子的生产和后来的相互作用领域的湍流政权向平衡发展得到了很好的识别和理解，暴力的非线性动力学的短暂的中间阶段仍然较少探索。完全非线性预热动力学的格子模拟显示了这个中间阶段的具体特征：标量粒子的占据数达到峰值，标量场变得显着非高斯和场动力学变得混乱和不可逆。位形空间中的场动力学的可视化显示，非线性相互作用产生的非高斯暴胀子的不均匀性非常快速增长的振幅。暴胀子不均匀性的峰值与参量共振产生的标量场的峰值重合。当暴胀子峰值达到最大值时，它们停止增长并开始膨胀。随后的动力学由源自峰的标量波的扩展和叠加确定。多波叠加导致相混合和湍流波动力学。因此，短的中间阶段被定义为与原始高斯场的峰值相关联的气泡状场不均匀性的形成、膨胀和碰撞。这个过程在性质上类似于混合或新的膨胀后，在快子预热期间发生的气泡状膨胀子碎裂。
2006-06-26 astro-ph hep-ph hep-th
Dynamics of tachyonic preheating after hybrid inflation
本文用解析方法和数值模拟研究了混合暴胀结束时标量场的不稳定性。我们改进了以前的研究，充分考虑到暴胀子场，并表明，不稳定模式的范围敏感地依赖于暴胀子场的速度，从而对哈勃率，在年底的通货膨胀。如果形成拓扑缺陷，则其数密度由最短不稳定波长决定。最后，我们发现暴胀子场的振荡放大了能量密度的不均匀性，导致局部对称性恢复和更快的热化。我们相信这解释了为什么快子预热在将能量从暴胀子零模式转移出去时如此有效。
2002-03-20 astro-ph hep-ph hep-th
Inhomogeneous preheating in multi-field models of cosmological perturbation
本文研究了多场宇宙学扰动模型中的非均匀预热。在预热之后，两个场被捕获在增强的对称点处。一个场是振荡场，另一个场是在产生微扰中起重要作用的光场。在本演示中，我们考虑两种类型的光场的潜力。
2007-10-18 astro-ph hep-ph hep-th
First-order nonthermal phase transition after preheating
在暴胀后的预热过程中，参量共振迅速产生非常大的标量场起伏。在暴胀子场$ϕ$在双势阱中振荡并与另一个标量场$X$相互作用的模型中，X的涨落可以暂时恢复标量对标量的对称性。如果π与X的耦合比暴胀子的自耦合强得多，则随后的对称性破缺是一级相变。我们证明了这种非热相变的存在与晶格模拟的充分非线性动力学的相互作用领域。特别是，我们观察到一个膨胀的气泡成核。
1998-04-28 astro-ph gr-qc hep-ph
Theory and Numerics of Gravitational Waves from Preheating after Inflation
暴胀后的预热涉及到大的、随时间变化的场不均匀性，这是经典的引力辐射源。如果暴胀发生在足够低的能量尺度上，那么由此产生的光谱可以通过直接探测实验来探测。本文提出了一种理论和算法，用解析和数值方法计算膨胀宇宙中随机标量场的非均匀背景产生的引力波的能量密度谱。我们得到了随机场随机介质发射重力波的一般解析结果，可以检验数值计算的有效性/准确性。我们将我们的方法与文献中的其他数值方法进行了对比，然后将其应用于混沌暴胀后的预热。在这种情况下，我们能够检查分析我们的数值结果，这与以前的作品显着不同。我们讨论了重力波谱是如何随时间建立起来的，并发现其峰值的振幅和频率以一种相对简单的方式依赖于预热过程中放大的特征空间尺度。然后，我们估计的峰值频率和振幅的频谱产生在两个模型的预热后的混合通货膨胀，这对于某些参数可能是相关的重力波干涉实验。
2007-11-19 astro-ph gr-qc hep-ph
Tachyonic Preheating
本文回顾了暴胀后的预热理论，重点讨论了最近在自发对称性破缺理论中发现的快子预热现象。这是由于标量场在其有效势顶部附近的快子不稳定性造成的。与通常的预期相反，快子不稳定性在一次振荡内将大部分能量非常迅速地转化为碰撞的经典波的能量。有效的快子预热是典型的混合暴胀的情况下，包括超对称性动机和膜暴胀模型。
2001-07-26 astro-ph hep-ph hep-th
Preheating in Hybrid Inflation
我们研究了混合暴胀中预热的可能性。这种情况涉及至少两个标量场，暴胀子场$ϕ$和对称破缺场$σ$。我们发现，这些场在暴胀后的行为，以及预热（由于参数共振产生粒子）的可能性，关键取决于耦合常数$λ$（场$σ$的自相互作用）与耦合常数$g^2$（$ϕ$和$σ$的相互作用）的比值。对于$λ\gg g^2$，场$σ$在暴胀后不久的振荡变得非常小，并且所有的能量都集中在振荡场$ϕ$中。对于$λ\sim g^2$，两个场$σ$和$ϕ$都以相当混乱的方式振荡，但最终它们的运动稳定下来，并且产生$χ$粒子的参数共振成为可能。对于$λ\ll g^2$，场$ϕ$在暴胀后的振荡变得非常小，所有的能量都集中在振荡场$σ$中。如果场$ϕ$和$σ$的有效质量比哈勃常数大得多，或者如果这些场耦合到其他光标量（或矢量）场$χ$，则预热可以是有效的。在最近提出的混合模型与第二阶段的通货膨胀后的相变，预热和通常的再加热是低效的。因此，在很长一段时间内，宇宙保持在压力消失的状态。因此，在这些模型中，在相变过程中产生的密度差可以增长和坍缩，形成原始黑洞。在一定条件下，膨胀后的大部分能量密度将储存在小黑洞中，这些小黑洞随后将蒸发并重新加热宇宙。
1997-12-21 astro-ph hep-ph hep-th
Fermion production during preheating after hybrid inflation
在暴胀结束时，暴胀子场的相干振荡可以共振放大与之耦合的玻色子和费米子的长波长模.本文在混合暴胀模型中研究了预热过程中这两种粒子的共振产生.暴胀后的暴胀子和希格斯场的相干时间演化会导致费米子的产生非常不同，这取决于它们是耦合到希格斯场还是耦合到暴胀子。对于合理的模型参数值，费米子生产通过参数共振可以是非常有效的。我们研究了在混合模型中预热过程中费米子和玻色子能量密度的相对增长。在预热的初始阶段，费米子的产生占主导地位的相对能量密度，而玻色子模式的指数增长很快接管。
2000-02-09 astro-ph hep-ph
Preheating, Supersymmetry Breaking and Baryogenesis
暴胀后预热阶段产生的标量场的涨落是如此之大，以至于它们能比暴胀本身更强地破缺超对称性。即使在通常的高温修正被指数抑制的理论中，这些涨落也可能导致沿着有效势的平坦方向的对称性恢复。我们的结果表明，预热后的非热相变可能在阿弗莱克-戴恩机制产生的原始重子不对称性的关键作用。特别是，重子不对称性可能产生于宇宙演化的早期阶段，在预热时代，而不是当哈勃参数成为引力子质量的时候。
1996-06-23 astro-ph gr-qc hep-ph
The Development of Equilibrium After Preheating
我们提出了一个完全非线性的研究后，预热平衡的发展。预热是能量从几乎均匀的暴胀子场到其他场和/或暴胀子本身的波动的指数快速转移。这种快速转移使这些场处于高度非热状态，能量集中在红外模式。我们对各种暴胀模型在预热过程中和预热后的相互作用标量场的演化进行了晶格模拟。我们已经制定了一套通用的规则，管理热化过程中的所有这些模型。值得注意的是，我们看到，一旦其中一个场通过参数共振或其他机制被放大，它就会迅速激发其他耦合场，使其占据数呈指数级增长。这些场迅速获得近红外热光谱，逐渐传播到更高的动量。在形成总平衡之前，激发场分成具有几乎相同特性（例如群有效温度）的子集。场形成这些群的方式以及群的性质取决于它们之间的耦合。通过计算标量场的李雅普诺夫指数，研究了预热后混沌的发生。
2001-02-01 astro-ph gr-qc hep-lat
GUT Baryogenesis after Preheating
在暴胀结束时，宇宙被冻结在一个相干标量场中具有能量密度的近零熵状态，必须被“压缩”才能产生观测到的熵和重子数。我们认为重子不对称性是由大统一理论（GUT）玻色子在暴胀后的预热阶段非热衰变产生的。我们表明，重子生成是可能的暴胀子质量的顺序为10^{13} GeV和一个GUT希格斯玻色子质量的顺序为10^{14} GeV，从而解决了许多缺点所面临的GUT重子生成在旧的再加热方案。
1996-10-24 astro-ph hep-ph
Gravitino production during preheating
我们利用非微扰Bogolyubov方法研究了暴胀后的预热阶段引力子的产生。只考虑螺旋度$\pm 3/2$态，问题被简化为更简单的狄拉克费米子的情况。我们计算了膨胀宇宙中一个特殊超引力模型的产生，得到了它的谱和数密度。最后，我们比较结果与核合成界和提取一些结果。
1999-06-16 astro-ph hep-ph hep-th
Light Scalars and the Generation of Density Perturbations During Preheating or Inflaton Decay
暴胀后的再加热可以通过暴胀子衰变或暴胀子振荡产生的粒子的有效参数共振产生而发生。如果产生的粒子与在暴胀期间是轻的标量相互作用，那么在这个时代就会产生显着的超视界密度扰动。这些扰动可以是高度非高斯的。
2005-01-15 astro-ph hep-ph hep-th
Chaotic dynamics in preheating after inflation
我们研究了暴胀后预热中的混沌动力学，其中暴胀子$ϕ$通过相互作用$(1/2)g^2ϕ^2χ^2$耦合到另一个标量场$χ$。我们首先估计的准均匀场$χ$的大小在开始重新加热的大场暴胀子潜力$V(ϕ)=V_0ϕ^n$通过评估的幅度的$χ$波动的尺度大于哈勃半径在膨胀结束。在预热期间，场$χ$的参数激发可以引起两个动态标量场之间的混沌。对于四次势（$n=4$，$V_0=λ/4$），$g^2/λ<{\cal O}(10)$的混沌实际上发生在线性区域，在此之前，所产生的粒子的反反应变得重要。这种分析得到了几种不同的混沌存在标准的支持。对于二次势（$n=2$）的混沌的签名是没有发现的时候，在反反应开始工作，类似的情况下，四次势与$g^2/λ\gg 1$。
2005-12-07 astro-ph gr-qc hep-ph
Preheating of massive fermions after inflation: analytical results
在混沌暴胀之后费米子的非微扰产生是最近几个研究的对象。然而，在膨胀的宇宙中产生大质量费米子的最有趣的情况下，结果到目前为止只知道数字。我们提供了非常简单和可读的分析公式，无论是所产生的费米子的光谱和它们的总能量密度。它们的推导与玻色子的推导密切相关，并利用了这样一个事实，即产生发生在费米子频率非周期性变化的非常短的时间间隔内。我们的公式表明，如果忽略宇宙的膨胀，共振带的存在，当后者被包括在内时，它们消失了。与玻色子情形一样，这最后一种效应是由于展开赋予整个过程的随机性。在最后一部分的工作中考虑了反作用。我们所有的分析结果与以前的数值结果在后者的有效性制度非常一致。然而，一个更准确的尺度为所产生的费米子的能量密度在这里找到。
2000-06-09 astro-ph hep-ph hep-th
DEFROST: A New Code for Simulating Preheating after Inflation
在暴胀结束时，动力学不稳定性可以迅速地将均匀冷暴胀子的能量沉积到其他场的激发中。这一过程被称为预热，是相当剧烈、不均匀和非线性的，必须用数值方法研究。本文提出了一种新的模拟膨胀宇宙中标量场动力学的程序。与现有的替代方案相比，它显着提高了计算的速度和准确性，并完全用于3D可视化。我们重现以前发表的结果预热简单的混沌暴胀模型，并进一步研究非线性动力学的暴胀衰变。令人惊讶的是，我们发现这些场并不想像人们想象的那样热化。进化并没有直接达到平衡，而是停留在一个相当简单但相当不均匀的状态。特别是总能量密度的一点分布函数在各种双场预热模型中具有普遍性，并且可以用对数正态分布来描述。人们很容易把这种状态归因于标量场湍流。
2008-10-29 astro-ph hep-ph
Resonant particle production with non-minimally coupled scalar fields in preheating after inflation
研究了标量场$χ$与时空曲率$R$（$ξR χ^2$）以及暴胀子场$ϕ$（$g^2ϕ^2χ^2$）非极小耦合时的共振粒子产生.在$g < 3 \times 10^{-4}$的情况下，$ξ$效应在某些参数范围内辅助$g$共振。然而，对于$g > 3 \times 10^{-4}$，由于$ξ$抑制效应以及逆反应效应，$g$ -共振不被$ξ$效应增强。如果是$ξ\approx -4$，则产生的$χ$ -粒子的最大涨落是$g < 1 \times 10^{-5}$的$\sqrt{< χ^2 >}_{max} \approx 2 \times 10^{17}$ GeV，这大于与$g \approx 1 \times 10^{-3}$的最小耦合情况。
1999-06-04 astro-ph gr-qc hep-ph
Cosmic strings from preheating
我们研究了在一个简单的模型中的有效势为$λ(ϕ_i^2 - {\rm v}^2)^2/4$的两分量标量场，其中$ϕ_1$与暴胀子场相同，暴胀后预热后可能发生的非热相变。我们使用三维晶格模拟来研究模型的完全非线性动力学。在预热期间和预热之后产生的场的波动暂时使有效电势在$ϕ_1$方向上凸起。随后的非热相变与对称性破缺导致宇宙弦的形成，即使是${\rm v} \gg 10^{16}$ GeV。这种在调制（由振荡场$ϕ_{1}$调制）相变中形成弦的机制不同于通常的基布尔机制。
1998-05-05 astro-ph gr-qc hep-ph
Stochastic Gravitational Wave Production After Inflation
在许多暴胀模型中，加速膨胀的时期以预热结束，这是一个高度非热的演化阶段，在此期间暴胀子将能量泵入与之耦合的一组特定的场动量模式。这必然会引起大的，瞬态密度不均匀性，可以源一个显着的频谱的引力波。在本文中，我们考虑了预热过程中产生的引力波的一般性质，对几个特定的暴胀模型的频谱进行了详细的计算，并确定了需要进一步研究的问题。特别是，我们认为，如果这些引力波存在，它们必然会落入直接探测实验可行的频率范围内-从实验室到太阳系尺度。我们从数值模拟中提取了$λϕ^4$和$m_ϕ^2 ϕ^2$暴胀后预热的引力波谱，发现它们导致了$Ω_{gw}h^2\sim 10^{-10}$左右的引力波振幅。这比暴胀期间产生的原始引力波的振幅要高得多。然而，这些引力波的典型波长比LIGO尺度短得多，尽管在极端情况下，它们可能在拟议的BBO任务所能达到的尺度上可见。我们调查可能的实验方法来检测预热过程中产生的任何引力波背景。
2006-03-22 astro-ph gr-qc hep-th
Preheating and Supergravity
在这个演讲中，对膨胀后预热理论的最新发展进行了简要的回顾。在暴胀宇宙学中，构成宇宙的粒子是在暴胀后由于它们在再加热过程中与移动的暴胀子场相互作用而产生的。在超引力激发的暴胀模型中，玻色子和费米子都被创造出来。在玻色子扇区中，粒子产生的主要通道是由具有最大特征指数的玻色子以指数速度产生的参数共振的非微扰区域。在费米子部分，领先通道对应于费米子的参数激发状态，它尊重泡利阻塞，但与微扰期望显着不同。在超引力中，我们还必须考虑引力子和模场的产生，它们是宇宙学上危险的遗迹。本文讨论了具有运动背景标量的弯曲时空中引力子方程的推导。我们描述了最近的结果，从预热，这可能会把强有力的限制暴胀模型的引力子的生产。
1999-08-18 astro-ph gr-qc hep-ph
Cosmological perturbations from inhomogeneous preheating and multi-field trapping
我们考虑多场俘获模型中的非均匀预热。曲率扰动是由不均匀的预热引起的，它在增强对称点（ESP）处引起多场俘获，导致e折叠数的波动。而不是考虑简单的预热后再加热，我们考虑的情况下，肩通货膨胀引起的捕获。当额外的光标量场被捕获在其势的局部最大值时，在这个弱暴胀期间产生e折叠数的波动。这种情况可能看起来类似于锁定或热膨胀，甚至类似于混合膨胀，但我们将证明，目前产生曲率扰动的机制与其他机制非常不同。与传统的陷胀情形不同，我们没有假设ESP出现在暴胀子势的某个不稳定点上。这个假设在最初的场景中是至关重要的，但在多场模型中并不重要。我们还讨论了在晚时振荡中的非均匀预热，在这种情况下，曲率起伏的大小可以被增强以适应低暴胀尺度。
2007-07-11 astro-ph hep-ph hep-th
Non-equilibrium electroweak baryogenesis from preheating after inflation
我们提出了一个新的情况下，在混合暴胀模型的重子生成在电弱尺度，其中标准模型希格斯场触发结束的通货膨胀。重子生成成功的条件之一，即偏离热平衡，在暴胀后的预热阶段自然达到。暴胀子振荡导致Higgs和规范场的长波位形具有较大的占据数，从而导致较大的sphaleron跃迁速率。我们估计这个率在第一阶段的再加热和评估的重子产生的数量由于一种特定类型的高维CP违反运营商。宇宙通过费米子相互作用在低于临界值$T_{rh} < 100$ GeV的温度下热化，防止产生的重子不对称被冲洗掉。（1+1）维的数值模拟支持了我们的理论分析。
1999-03-08 astro-ph gr-qc hep-ph
Inflationary preheating and primordial black holes
暴胀后的预热可能会在参数空间的许多区域过度产生原始黑洞。作为一个例子，我们研究了具有无质量自相互作用暴胀子的双场模型，考虑了二阶场和度规反作用效应作为空间平均。我们发现，一个复杂的被子以上的高斯PBH过度生产阈值的参数区域出现由于曲率扰动的增强在所有尺度上。通过PBH过度生产来限制现实的通货膨胀模型应该是可能的，尽管许多问题，如再散射和非高斯性，仍然没有解决或探索。
2001-01-11 astro-ph gr-qc hep-ph
Structure of Resonance in Preheating after Inflation
我们考虑了$1/4 λϕ^4 + 1/2 g^2ϕ^2χ^2 $理论中的预热问题，其中经典的振荡暴胀子场$ϕ$衰变为$χ$ -粒子和$ϕ$ -粒子.参数共振，导致粒子生产在这个共形不变的理论描述的拉梅方程。它与二次势理论中的共振有很大的不同。共振的结构以一种相当重要的方式依赖于参数$g^2/λ$。我们构造了任意$g^2/λ$的稳定性/不稳定性图。我们给出了简单的解析解描述的共振在极限情况下$g^2/λ\ll 1$和$g^2/λ\gg 1$，并在理论与$g^2=3λ$，与$g^2 =λ$。从$χ$的参数共振的观点来看，具有$g^2=3λ$的理论和具有$g^2 =λ$的理论分别与理论$1/4 λϕ^4$和N分量标量场$ϕ_i$在极限$N \to \infty$中的理论$λ/(4 N) (ϕ^2_i)^2$具有相同的结构。我们表明，在一些共形不变的理论，如最简单的模型$1/4 λϕ^4$，共振可以终止前很久$<χ^2>$或$<ϕ^2 >$成为$ϕ^2$的顺序所产生的粒子的逆反应。我们分析的变化，在这个模型中出现的暴胀子场具有小质量的再加热理论。
1997-05-19 astro-ph gr-qc hep-ph
Primordial magnetic fields at preheating
利用晶格方法研究了冷电弱跃迁过程中长程宇宙磁场的产生。我们将展示在气泡碰撞过程中，磁场是如何以磁弦的形式出现的。我们推测，这些磁弦起源于与EW斯佩勒龙状配置相关的磁偶极子的排列。我们还讨论了光子的早期热化和快子预热后的标量场的湍流行为。
2007-10-02 astro-ph hep-lat hep-ph
Preheating and the Einstein Field Equations
我们开创了一个框架，用于研究通货膨胀后的预热和参数共振，而不诉诸任何近似，无论是在引力微扰理论或场的演化。我们通过数值求解后暴胀宇宙中的爱因斯坦场方程来做到这一点。在这封信中，我们展示了如何比较我们的结果规范不变微扰理论。然后，我们验证了Finelli和Brandenberger对$m^2ϕ^2$暴胀中超视界模的分析（hep-ph/9809490），表明它们不会被共振效应放大。最后，我们对模式之间的非线性耦合进行了初步的研究，这在原始度规扰动经历参量放大的模型中是很重要的。
1999-01-15 astro-ph gr-qc hep-ph
Generating the primordial curvature perturbations in preheating
结果表明，原初曲率扰动可能不是来自于暴胀过程中暴胀子的量子涨落，而是来自于暴胀后预热过程中放大的等曲率扰动.我们考虑一个简单的预热模型，其潜力是由$V(ϕ, χ)={1/4}λϕ^4+{1/2}g^2 ϕ^2 χ^2$与$g^2/λ=2$，作为一个可能的实现产生的曲率扰动在预热过程中。我们利用$δN$形式主义，它只需要知识的均匀背景的解决方案，以评估曲率扰动的超地平线尺度上的演变。我们数值求解背景方程，发现如果在超视界尺度上不抑制暴胀结束时的等曲率扰动，那么源于预热的曲率扰动的振幅和谱指数可以被调谐到观测值。我们还指出，可以显著降低${1/4}λϕ^4$暴胀模型中的张量标量比，从而使被威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）数据和SDSS数据排除的${1/4}λϕ^4$模型回到观测允许的范围。
2006-06-29 astro-ph
Relic gravitational waves produced after preheating
我们表明，引力辐射是相当有效地产生在相互作用的经典波共振衰减的相干振荡场。对于简单的混沌暴胀模型，其中暴胀子与另一个标量场相互作用，我们发现，今天的每倍频程引力波的能量密度与宇宙临界密度之比在最大波长为10^{5} cm时可以高达10^{-12}。在纯$λϕ^4$模型中，由这种机制产生的引力波的最大波长为10^6 cm量级，接近LIGO和TIGA运行频率的上限。然而，在这种模式下，波的能量密度可能远低于LIGO或TIGA在这种频率下的灵敏度。我们讨论了在其他暴胀模型中经典波的相互作用可能导致更强的引力辐射背景的可能性。
1997-01-30 astro-ph gr-qc hep-ph
Preheating in New Inflation
在过去的十年中，对混沌暴胀和混合暴胀的预热进行了详细的研究。然而，在新的通货膨胀情景中，再加热期间的非微扰效应实际上仍然没有得到探讨。本文采用解析和数值相结合的方法，对新一轮通货膨胀中的预热现象进行了全面的分析。我们发现，在最简单的新暴胀模型中，暴胀子场的均匀分量的衰减和由此产生的自发对称性破缺过程通常几乎是瞬间发生的：对于GUT尺度上的新暴胀，它只需要场分布的大约5次振荡。均匀暴胀子场的衰减是如此有效，因为快子预热和参数共振的综合效应。在这个阶段，均匀振荡的暴胀子场衰减成暴胀子场的波的集合，具有反暴胀子质量量级的典型波长。这个阶段之后通常是暴胀子场衰变为其他粒子的漫长阶段，这可以用暴胀后再加热的微扰方法来描述。所得的再加热温度通常相当低。
2005-01-11 astro-ph gr-qc hep-ph
A stochastic background of gravitational waves from hybrid preheating
混合暴胀后宇宙的再加热过程是极其剧烈的。它通过成核和随后的气泡状结构中的大能量密度集中的碰撞进行，这产生了引力波形式的能量的显著部分。研究了混合暴胀后再加热时产生的引力波随机背景的功率谱。我们发现，振幅可能是显着的高尺度模型，虽然典型的频率是远远超出了计划的引力波天文台，如LIGO，LISA或BBO可以达到。另一方面，低尺度模型仍然可以在这些检测器可访问的频率上产生可检测的随机背景。这种背景的发现将打开一扇了解早期宇宙的新窗口。
2006-12-31 astro-ph hep-ph
NO Curvatons or Hybrid Quintessential Inflation
我们考虑一个曲率的情况下，在后期的时间支配和产生的曲率扰动是通过一个非振荡（NO）曲率潜力。而不是考虑传统的曲率振荡，我们认为“弱陷阱”预热后，这修改了预热后的曲率密度的演变。通过非均匀预热，与曲率有关的原始等曲率扰动一度转化为预热场数密度的涨落。预热场数密度控制着曲率子和预热场的演化。这些场的密度比标准物质密度下降得稍慢，这表明这些场会随着时间的推移而增长。最后，预热场衰减，重新加热宇宙，留下曲率扰动。在我们的场景中，标准曲率子的任务不是由曲率子本身单独执行，而是与预热场部分共享。没有曲率可以被认为是典型暴胀模型的混合版本。
2007-07-27 astro-ph hep-ph hep-th
Can topological defects be formed during preheating ?
我们研究了具有势g的标量场Φ的动力学行为，|Φ| ^2-η ^2）^2/2（g=自耦合常数，η=对称性破缺尺度），并弄清楚在预热过程中是否会形成拓扑缺陷。特别地，我们关注GUT缺陷（η \sim 10^{15}GeV - 10^{17}GeV），并考虑三种类型的波动。第一个是由于参数共振产生的，第二个是由于势的负曲率，最后一个是在暴胀过程中产生的。我们寻找标量场的均匀部分通过参量共振衰变产生的非热涨落不导致缺陷形成的参量区域。我们发现这个区域相当宽，并且在暴胀后不会产生GUT缺陷。这一事实表明，光场有效质量平方的正性和产生与均匀模振幅相当的大涨落并不是完全对称性恢复的充分条件。
1997-12-03 astro-ph hep-ph
Inhomogeneity and Nonlinear Preheating
利用非均匀爱因斯坦场方程的数值解，研究了非线性引力效应影响暴胀后预热期的可能性。我们比较了我们的结果微扰计算和解决方案的非线性场方程在一个刚性（未扰动）的时空，以隔离引力现象。我们确认了从刚性背景下的非线性场方程中获得的预热的广泛图片，但发现引力效应对动力学有可测量的影响。模拟中的最长模式在相对论计算中比在刚性背景下增长得更快。我们使用外尔张量来量化宇宙中对均匀性的偏离。我们没有看到导致原始黑洞形成的那种引力坍缩的证据。
2001-05-30 astro-ph gr-qc hep-ph
The Preheating - Gravitational Wave Correspondence
引力波方程在暴胀后的振荡再加热过程中形成了一个参数共振系统，当用外尔张量的电磁部分来表示时。这与预热直接类似。对于具有二次势的混沌暴胀，这个类比是准确的。由此产生的引力波谱的放大开始于混沌暴胀的宽共振区，但很快就向窄共振区移动。这增加了振幅，并打破了在暴胀过程中产生的张量谱的尺度不变性，这种效应可能是可以检测到的。然而，在一阶相变模型和具有连续熵产生的“暖”暴胀模型中，参数放大是不存在的。
1997-09-24 astro-ph gr-qc hep-ph
Topological Defects Formation after Inflation on Lattice Simulation
我们考虑膨胀后拓扑缺陷的形成。为了考虑涨落的再散射效应，我们将描述二维板对称晶格上复杂标量场演化的经典方程积分。在预热过程中的波动的增长被发现是不够的缺陷形成，而预热后的波动的重新散射的一个长的阶段是必要的。当破缺尺度η大于\sim（2 - 3）\times 10^{16} GeV时，不形成拓扑缺陷.
1998-09-10 astro-ph hep-ph
Dynamics of Symmetry Breaking and Tachyonic Preheating
我们用三维晶格模拟重新考虑了自发对称性破缺动力学的老问题，并发展了一个由于标量场的旋节不稳定性而发生的快子预热理论。超速电子预热是如此有效，对称性破缺通常在场分布的单个振荡内完成，因为它朝向其有效电势的最小值滚动。作为该理论的一个应用，我们考虑在混合通货膨胀的情况下，包括超对称性激励的F-长期和D-长期通货膨胀模型的预热。我们发现，在混合通货膨胀的预热是典型的快子和一个均匀的组成部分的标量场驱动通货膨胀的振荡阶段结束后，一个单一的振荡。我们的结果也可能是相关的理论在重离子碰撞中的无取向手征凝聚体的形成。
2000-12-13 astro-ph cond-mat.stat-mech gr-qc
Hybrid Curvatons from Broken Symmetry
我们提出了一个新的一般机制产生的曲率扰动后，通货膨胀。我们的模型基于一个简单的假设，即暴胀后开始振荡的场具有以潜在的全局对称性为特征的势，该对称性轻微或严重地被破坏。由于对称性破缺的振荡，会发生不均匀的预热。与传统的曲率模型不同，我们将不把曲率与振荡场等同起来。曲率与预热场一致，预热场可以是标量场、矢量场或费米子场。我们引入一个明确的质量项的曲率，这是很重要的，以后的演变和衰变。我们目前的模型代表了最简单的例子，混合的曲率和不均匀的预热。
2007-08-30 astro-ph hep-ph hep-th
Are black holes over-produced during preheating?
我们提供了一个简单但有力的论据，原始黑洞（PBH）的生产一般不{ \em不}超过天体物理界在膨胀后的共振预热阶段。这一结论是支持完全非线性晶格模拟的各种模型在二维和三维，其中包括重散射，但忽略度量扰动。我们研究预热放大密度扰动在哈勃尺度的程度，并表明，在年底的参数共振，功率谱是普遍的，没有记忆的功率谱在年底的通货膨胀。此外，我们展示了如何从指数的概率分布的密度扰动变化时，非常小的尺度高斯平滑的哈勃尺度-原始黑洞形成的研究的关键长度-从而证明了高斯的标准假设。
2004-10-28 astro-ph gr-qc hep-ph
Towards the Theory of Reheating After Inflation
暴胀后的再加热是由于振荡暴胀子场产生粒子而发生的。在本文中，我们描述的微扰方法再加热，然后集中在影响超出微扰理论。它们与称为预热的参数共振阶段有关。如果暴胀子场的初始振幅足够大，它可能发生在膨胀的宇宙中。我们研究了一个简单的大质量暴胀子场与另一个标量场X的耦合模型。该模型的参数共振范围很广。它以一种非常不寻常的随机方式发生，这与忽略宇宙膨胀时的参量共振不同。与振荡暴胀子场相互作用的量子场经历了一系列的反冲，这些反冲发生在彼此不相关的相位上。我们称这个过程为随机共振。我们发展的预热理论考虑到宇宙的膨胀和产生的粒子的逆反应，包括再散射的影响。预热过程可以分为几个不同的阶段。在第一阶段，产生的粒子的反反应并不重要。在第二阶段，反反应增加了暴胀子场的振荡频率，这使得该过程比以前更有效。然后，与X粒子的散射相关的效应终止共振。我们计算了X粒子的密度和它们的量子涨落，并考虑了所有的反反应效应。这使我们能够找到质量和耦合常数的范围，其中一个有效的预热。特别是，在某些条件下，这个过程可能会产生质量比暴胀子场的质量大得多的粒子。
1997-08-13 astro-ph gr-qc hep-ph
Inflation and Preheating in NO models
我们研究暴胀模型，其中的暴胀场的有效势没有最小值，而是逐渐减少，在大$ϕ$。在这样的模型中，暴胀子场在暴胀后不再振荡，它的有效质量变得非常小，因此基于振荡暴胀子场衰变的再加热标准理论不适用。在很长一段时间内，这种非振荡（NO）模型中唯一的再加热机制是基于膨胀宇宙中的引力粒子产生。这种机制效率很低。我们将表明，它可能会导致宇宙学问题与大的等曲率波动和生产过剩的危险遗物，如引力子和模场。我们还注意到，在这些模式中的再加热阶段的初始条件的设置应重新考虑。如果存在暴胀子场$ϕ$与另一个标量场$χ$的相互作用${g^2} ϕ^2χ^2$，则所有这些问题都可以在最近提出的即时预热场景的背景下得到解决。我们表明，即时预热的NO模型的机制是更有效的比通常的引力粒子生产机制，即使耦合常数$g^2$是非常小的，$10^{-14} \ll g^2 \ll 1$。
1999-06-21 astro-ph gr-qc hep-ph
Instant Preheating
我们描述了一种新的有效的再加热机制。在快速运动的暴胀子场$ϕ$滚下后，立即产生粒子$χ$，它可能是玻色子或费米子。这是一个几乎立即发生的非微扰过程;不需要振荡或参数共振。$χ$粒子的有效质量在产生时可能非常小，但当场$ϕ$增加时，它们“变胖”。当粒子$χ$变得足够重时，它们迅速衰变成其他更轻的粒子。这导致几乎瞬时的再加热，伴随着质量可能与$10^{17}-10^{18}$ GeV一样大的粒子的产生。这种机制在通常的暴胀模型中起作用，在那里$V(ϕ)$有一个最小值，它只需要暴胀子场$ϕ$单个振荡的一半，但它在有效势在大$ϕ$时缓慢减小的模型中特别有效，就像在精粹理论中一样。
1998-12-12 astro-ph gr-qc hep-ph
Primordial magnetic fields from preheating at the electroweak scale
我们分析了低尺度弱电混合暴胀模型中螺旋磁场在预热过程中的产生。我们展示了如何在希格斯场的不均匀性，导致膨胀后的快子预热，种子的磁场的方式类似于预测的Vachaspati和康沃尔的背景下，EW对称性破缺。在这个阶段，所产生的磁场的螺旋性质与希格斯场的非平凡绕组相关联。我们分析非微扰这些螺旋种子通过对称性破缺（SB）和超越的高度非线性阶段的演变。电弱SB通过希格斯泡的成核和生长而发生，希格斯泡将磁场挤压成弦状结构。W玻色子电荷密度在磁弦周围聚集成块。对称性破缺后，磁场傅立叶谱的详细分析显示了两个差异很大的分量：温度T ~ 0.23 m_higgs处的紫外辐射尾随时间缓慢增长，以及与螺旋磁场相关的红外峰，这似乎遵循逆级联。系统进入一个区域，在该区域中，我们观察到磁场的幅度（ρ_B/ρ_{EW} ~ 0.01）和相关长度都随时间线性增长。在这个阶段的演变，我们也观察到一个幂律增长的螺旋磁化率。这些性质支持了这样一种可能性，即我们的设想可能提供最终演变成今天在星系和星系团中观察到的微高斯场的种子。
2008-05-27 astro-ph hep-lat hep-ph
Inflationary Reheating and Fermions
暴胀结束时暴胀子场的相干振荡可以参数化地激发费米子，就像在预热中产生玻色子一样。虽然保利阻塞法禁止了费米子的数量以指数方式增长，但费米子的产生方式与简单微扰理论的预期有很大的不同。在这里，我讨论的性质，费米子生产后的通货膨胀和可能的应用，包括有效地转移的暴胀子能量和生产的超大质量费米子在费米子预热。
1999-05-05 astro-ph hep-ph hep-th
Charge Generation in the Oscillating Background
暴胀后的预热，可以解释为振荡暴胀子背景中的粒子产生，提供了远离热平衡的状态。我们将Linde等人对预热的场论处理扩展到多组分复标量的情况，以表明如果C和CP被违反，在这个过程中会产生一些电荷。本文还讨论了基于此机制的一种新的重子发生可能性。
2000-10-23 astro-ph hep-ph
