Gravitational wave generation from bubble collisions in first-order phase transitions: an analytic approach
九十年代早期，人们利用数值模拟计算了气泡碰撞产生的引力波。在本文中，我们提出了一个替代的分析估计，依赖于不同的随机性处理。在我们的方法中，我们提供了一个模型的气泡速度功率谱，适用于爆炸和爆燃。由此导出各向异性应力，并解析求解引力波方程。我们提供的峰值频率和频谱的形状，我们比较数值估计的解析公式。与前面的分析相反，我们没有在包络近似中工作。本文着重讨论了由相变产生的引力波的一种特殊来源。在一篇配套文章中，我们将把来自相变的引力波信号的不同来源加在一起：气泡碰撞、湍流和磁场，并讨论在LISA探测电弱相变的前景。
2009-01-13 astro-ph gr-qc hep-ph
Type Ia Supernova models arising from different distributions of igniting points
在本文中，我们解决的理论Ia型超新星从碳逃逸的时刻到爆炸后几个小时。我们集中讨论了沸腾罐模型：一种以遍布白矮星核心的大量气泡（几乎）同时点燃为特征的爆燃。在小于1米的尺度上，大于背景温度（7 × 10^8 K）的1%的热波动可能是气泡的种子。温度扰动的均匀性的变化可以导致在碳失控时的两种替代配置：如果热梯度小，则所有气泡生长到与热梯度的值相关的共同特征尺寸，但是如果热梯度足够大，则气泡的尺寸谱延伸超过几个数量级。爆炸阶段已经研究了与援助的平滑粒子流体动力学代码适合于模拟热核超新星。尽管重要的程序差异和不同的物理假设，我们的结果收敛于最近的计算的3D爆燃在白矮星进行超新星研究的不同团体。对于大量的初始气泡（每个八分圆>3-4个），爆炸产生约0.45个太阳质量的56 Ni，喷出物的动能为0.45 × 10 ^{51}尔格。然而，所有的三维爆燃模型都有三个主要的缺点：1）缺乏中等质量元素的合成，2）在爆炸的第一秒，由于瑞利-泰勒不稳定性的混合，喷出物的化学分层损失，以及3）在最大亮度时光球中存在大的56 Ni团块。
2004-09-20 astro-ph
Three-Dimensional Simulations of the Deflagration Phase of the Gravitationally Confined Detonation Model of Type Ia Supernovae
我们报告的结果的一系列三维（3-D）模拟的爆燃阶段的引力约束爆轰机制的Ia型超新星。在这种机制中，点火发生在一个或几个偏离中心的点，导致一个燃烧的热灰泡迅速上升，突破恒星表面，并在恒星表面上与突破点相对的一点碰撞。我们发现，爆轰的条件下，我们的3-D模拟的初始条件和分辨率的范围内鲁棒地达到。爆震条件是由于表面流与自身碰撞时未燃烧的表面材料压缩产生的向内定向的射流而实现的。还产生了高速向外定向的射流。本文探讨的初始条件导致的条件下，在爆炸，可以预期产生大量的$^{56}$镍和少量的中间质量元素。因此，这些特殊的模拟只与高光度的Ia型超新星有关。最近对Ia型超新星的观测暗示了一种成分结构，这种结构在性质上与这些模拟所预期的一致。
2008-03-16 astro-ph
The Growth of Bubbles in Cosmological Phase Transitions
我们研究了气泡如何生长后的初始成核事件在通用的一阶宇宙相变的潜热，界面张力和相关长度的值，并驱动一个标量序参量$ϕ$。从微变形的临界气泡构型出发，在1+1维情况下，导出了耦合$ϕ$和流体变量$v$、$T$并依赖于耗散常数$Γ$的方程，并进行了数值求解。相应的QCD和电弱相变的参数的选择和整个历史的气泡与燃烧和冲击波阵面的形成计算作为一个功能的$Γ$。根据参数值的不同，可能会出现爆燃和爆炸。再加热由于碰撞的气泡也计算。
1993-09-30 astro-ph hep-ph
Relic gravitational waves from colliding bubbles and cosmic turbulence
在宇宙学一阶相变过程中，至少有两种不同的机制可以产生引力波的随机背景：真实真空泡的碰撞和宇宙流体中的湍流。我比较这两个贡献，分析它们的相对重要性为一个通用的相变。特别是，一阶电弱相变预计将产生一个引力波信号，其峰值频率今天正好落在计划中的空间干涉仪LISA的频带内。对于这种过渡，我找到了相关参数的约束，以产生一个信号的灵敏度范围内的LISA。结果是跃迁必须是强一阶跃迁，α> 0.2。在这种情况下，来自湍流的信号比来自碰撞气泡的信号占主导地位。
2003-03-21 astro-ph gr-qc hep-ph
Hydrodynamic Detonation Instability in Electroweak and QCD Phase Transitions
最近，人们讨论了一级电弱和QCD相变下爆燃和爆轰泡的流体动力学稳定性，并提出爆轰是稳定的。我们在这里更仔细地研究爆炸的情况。我们发现在气泡壁前扰动不随时间增长，但在壁后存在指数增长的模式。我们简要讨论了这种不稳定性的可能含义。
1993-05-18 astro-ph
Gravitational Radiation from Colliding Vacuum Bubbles: Envelope Approximation to Many-Bubble Collisions
我们引入一个近似计算的引力辐射产生的碰撞的真真空气泡，是足够简单，允许模拟的相变的碰撞数百个气泡。这种“包络近似”忽略了碰撞气泡的复杂“边界”区域，而只遵循气泡壁的演化。该近似精确地再现了两个标量场真空泡碰撞的引力辐射的先前结果。使用由$Γ= Γ_0 e^{βt}$给出的气泡成核率，我们通过碰撞20到200个气泡来模拟相变;释放到重力波中的真空能量的分数为$E_{\rm GW}/E_{\rm vac} = 0.06(H/β)^2$，并且光谱的峰值出现在$ω_{\rm max}=1.6β$处（$H^2=8πGρ/3$是与假真空相关联的哈勃常数）。光谱与两个气泡的情况非常相似，只是引力波产生的效率高出约5倍，这可能是由于一个给定的气泡与许多其他气泡碰撞的事实。最后，我们考虑两个进一步的“重力”近似，其中重力辐射计算为一个不相干的总和超过个别气泡的气泡大小的分布加权。这些近似值以少得多的计算量提供了引力波谱的合理估计。
1992-11-07 astro-ph hep-ph
Gravitational Wave Production by Collisions: More Bubbles
我们重新研究了一阶相变中气泡碰撞产生的引力波。引力辐射的频谱是通过数值模拟使用“包络近似”确定的。我们发现，对于小频率，频谱以f ^3.0的形式上升，而对于高频率，频谱以f^-1.0的形式下降。因此，在高频率下的衰减明显慢于文献中先前所述。这一结果直接影响到探测重力波的前景，起源于一个强大的一阶电弱相变在天基干涉仪，如LISA或BBO。此外，我们观察到的气泡壁速度的峰值频率的轻微依赖。
2008-10-22 astro-ph hep-ph
Gravitational Radiation from First-Order Phase Transitions
我们考虑由一阶宇宙学相变产生的重力波的随机背景，它来自两种类型的源：碰撞气泡和流体动力学湍流。首先我们讨论相对论球形燃烧的流体力学。然后，我们数值碰撞的速度$v$膨胀的许多气泡和计算的引力辐射的线性化重力近似的频谱。我们的结果被表示为简单的函数的平均气泡分离，气泡膨胀速度，潜热，和潜热转化为动能的气泡壁的效率。我们还估计了由湍流的Kolmogoroff谱产生的重力波，发现产生的重力波的特征振幅与气泡碰撞的特征振幅相当。最后，我们将这些结果应用到电弱跃迁。利用最小电弱模型的单圈有效势，产生的重力波的特征振幅为$h\simeq 1.5\times 10^{-27}$，特征频率为$4.1\times 10^{-3} \,\rm Hz$，对应于重力波中的$Ω\sim10^{-22}$，太小而无法检测。来自更强的一级相变（包括非极小模型中的电弱相变）的重力波具有更好的检测前景，尽管可能不会被LIGO检测到。
1993-10-25 astro-ph gr-qc hep-ph
Fluctuations of the Gravitational Constant Induced by Primordial Bubbles
我们考虑了暴胀宇宙中由气泡产生的引力常量的经典涨落。对于扩展的通货膨胀，我们证明了如何以及如何在泡沫膨胀过程中产生大的波动。波动的幅度取决于布朗-迪克参数$ω$：如果$ω$是单位数量级，那么在一个哈勃膨胀时间内，波动的幅度也是单位数量级;如果$ω$很大（比如说，$ω=1000$），波动的增长率很小，但是在膨胀期间它会保持增长而不会冻结。我们还讨论了我们的结果的一些天体物理意义。
1996-04-20 astro-ph gr-qc
Large Scale Inhomogeneities from the QCD Phase Transition
我们研究了一阶宇宙学QCD相变的一个大类的参数值，以前被认为是不可能的。我们发现强子泡可以在很大的距离尺度上成核，它们可以以爆轰和爆燃的形式生长，并且相变可以在不重新加热到临界温度的情况下完成。对于所研究的参数值的一个子集，在QCD相变产生的不均匀性可能对核合成有明显的影响。
1994-05-20 astro-ph hep-ph
Thermal Inflation and the Gravitational Wave Background
我们考虑的影响，热膨胀-一个短的，第二次通货膨胀，可以出现在超对称的情况下-对随机引力波的背景。我们表明，虽然原始暴胀引力波背景在CMB尺度下基本上没有变化，但在太阳系尺度下它被大量稀释，并且无法通过BBO类型的实验观察到。相反，在热膨胀结束时的气泡碰撞可以产生一个新的随机背景。我们计算了在此相变过程中产生的气泡的可能属性，并表明该信号的预期幅度和频率将落入BBO范围内。
2008-04-29 astro-ph gr-qc hep-ph
Bubble fluctuations in $Ω<1$ inflation
在开放的暴胀宇宙的背景下，我们计算的振幅的量子波动变形的泡沫形状。这些引起的标量场波动的开放的弗里德曼-罗伯逊-沃克宇宙中包含的气泡。人们可以转换到一个新的规范，在这个规范中，物质看起来非常光滑，然后微扰表现为张量模式（波长很长的引力波）。对于$(1-Ω)<<1$，其中$Ω$是密度参数，由这些模式产生的微波温度各向异性的顺序为$δT/T\sim H(R_0μl)^{-1/2} (1-Ω)^{l/2}$。这里，$H$是膨胀期间的膨胀率，$R_0$是成核时气泡的内禀半径，$μ$是气泡壁张力，$l$标记不同的多极（$l>1$）。气泡的引力反作用被忽略了。在这种近似下，$GμR_0<<1$和新的效应可能比在暴胀过程中产生的普通引力波大得多（当然，除非$Ω$太接近1，在这种情况下，新的效应消失）。
1995-02-13 astro-ph gr-qc
The Spectrum of Gravitational Wave Perturbations in the One-Bubble Open Inflationary Universe
我们给出了在单泡开放暴胀宇宙情形下量子化引力波的初始谱。在确定空泡成核后的量子态时，我们采用了在背景O（3，1）对称时空的欧几里德扩展的一半中要求正频率函数解析的规定。我们发现在红外极限处光谱表现良好，没有出现超曲率模。在薄壁近似下，计算了引力波扰动谱的显式形式。
1997-01-10 astro-ph
Pre-big bang bubbles from the gravitational instability of generic string vacua
我们将前大爆炸宇宙学的基本假设表述为"渐近过去平凡性“，即初始态是树能级低能有效作用量的一般微扰解。这样一个过去平凡的"弦真空“是由入射的引力波和超声波的任意集合组成的，通常倾向于引力不稳定性，导致可能形成许多隐藏着奇异类空超曲面的黑洞。每一个这样的奇异类空引力坍缩超曲面，在弦标架度规中，都变成了通常的大爆炸t=0超曲面，也就是说，在一段时间的强子驱动的暴胀之后，婴儿弗里德曼宇宙诞生的地方。专门的球对称的情况下，我们回顾和重新解释以前的工作，并提出了一个简单的，规模不变的标准崩溃/膨胀的渐近数据在过去的零无穷大。这些数据应该可以确定坍缩/暴胀是否、何时、何地发生，以及何时发生，并确定它的特征，包括大爆炸超曲面上的各向异性，这些特征的印记可能一直存在到现在。使用贝叶斯概率的概念，我们最后试图回答一些微调反对最近移动到前大爆炸的情况。
1998-06-29 astro-ph gr-qc hep-th
Universality of the Network and Bubble Topology in Cosmological Gravitational Simulations
使用渗流统计，我们第一次，证明了网络模式在真实空间中的普遍性质，质量分布导致初始高斯波动的非线性引力不稳定性。五个幂律模型的非线性演化的五个阶段的逾渗分析表明，所有的模型都显示出向网络拓扑结构的转变，如果看到足够高的分辨率。然而，从数量上讲，不同模型中的偏移显著不同：光谱指数n越小，偏移越强。相反，向“泡”拓扑的转变仅是n <= -1模型的特征。我们发现，在非线性密度分布中的扩散结构的平均密度通常与用于识别它们的密度阈值非常不同，并且更好地对应于视觉印象。我们还发现，在进化的，非线性分布的结构（连接区域以上或以下指定的密度阈值）的数量的最大值总是小于高斯场具有相同的频谱，并确定在截止频率的有效斜率。
1995-09-08 astro-ph
Quasars as bubbles of dark matter: evidence for axion and tachyon matter in the Universe
越来越多的数据表明，高红移类星体与低红移星系之间存在着统计上的和表观上的物理联系，这表明它们的红移是非宇宙学起源的，经典的类星体解释是失败的。在这里，我们发现一个爱因斯坦方程的分析解决方案，描述由周期性相互作用势的轴子制成的气泡。这种粒子目前被认为是暗物质的主要候选者之一。气泡内部具有相等的引力势，因此，从内部发射的光子具有相同的引力红移。红移取决于气泡的质量，可以是零到无穷大之间的任何值。量子压力支持泡沫防止崩溃，并产生在宇宙年龄尺度上稳定的状态。我们的结果解释了观测到的类星体红移的量子化，并表明与附近星系（已知天体的百分之几）相关的本质上微弱的点状类星体是质量为10^8-10^9 M_{Sun}、半径为10^3-10^4 R_{Sun}的轴子泡。它们诞生于活跃的星系，并被喷射到周围的空间。这些类星体的性质明确地表明宇宙中存在轴子暗物质，并产生轴子质量m=0.4-3 meV，这符合天体物理学和宇宙学参数限制的开放轴子质量窗口。我们还发现，另一种暗物质候选者--快子，可以形成银河系大小、质量可以忽略、引力红移值任意的物体。这一发现结合类星体的观测表明，明亮的类星体3C 48，3C 273和3C 279是嵌入快子凝块中的邻近小星系的形成核，具有纯引力红移。
2005-06-19 astro-ph hep-th
Primordial Gravitational Waves From Open Inflation
我们计算了开放的$(Ω_0<1)$暴胀模型中暴胀过程中产生的引力波的频谱。在这样的模型中，旧暴胀的初始阶段解决了视界和平坦性问题，在暴胀的第一阶段，引力子场的量子态迅速接近Bunch-Davies真空。然后，旧的膨胀以单个气泡的成核而结束，在气泡内部有一个缩短的缓慢膨胀时期，产生了今天的$Ω_0<1$。在本文中，我们重新表示的Bunch-Davies真空的引力场的气泡内的双曲模和传播这些模式的时间向前到现在的时代。我们推导出这些重力波对宇宙微波背景各向异性的贡献的表达式，其中包括气泡壁上有限能量差的影响。
1997-01-21 astro-ph
Wall fluctuation modes and tensor CMB anisotropy in open inflation models
计算了单泡开放暴胀模型中由引力波模量子涨落引起的大角度宇宙微波背景（CMB）各向异性谱。我们发现，在正确考虑引力耦合的情况下，气泡壁涨落模实际上包含在引力波模的连续谱中，而在以往的分析中，气泡壁涨落模被认为是离散存在的。然后我们发现，张量CMB各向异性的频谱可以分解为部分由于壁涨落模式和由于通常的引力波模式的方式几乎是模型无关的，即使在引力耦合很强。我们还讨论了模型参数的观测约束。我们发现，参数空间的一个可观的部分被排除在外，但剩余的允许区域仍然足够宽，离开一个气泡的情况下可行的。
1997-02-20 astro-ph
Open inflation models and gravitational wave anisotropies in the CMB
本文在单泡开放暴胀模型下研究了微波背景引力波扰动的大尺度功率谱。我们计算的比例张量标量的贡献CMB各向异性的$Ω_0$，光谱指数$n_S$和隧道参数$2πGS_1/H$的函数。我们发现，引力波的各向异性可以很大，在这个隧道参数的值很小。我们还考虑了超曲率和泡壁模的贡献，并从观测到的CMB温度各向异性中找到了对开放暴胀模型参数的约束。我们表明，诱导重力和开放的混合场景是兼容的，目前的观测参数的合理范围。
1997-07-02 astro-ph
The Maximum B-mode Polarization of the Cosmic Microwave Background from Inhomogeneous Reionization
我们计算的B-模式的偏振功率谱的CMB从一个时代的非均匀再电离，使用一个简单的模型，其中HII区域是由电离的球形气泡与对数正态分布的大小，其聚类特性是由大尺度结构。整体电离分数和HII区的特征半径都可以是红移的自由函数。模型，将产生大量的污染程度规模的引力波B模式测量的功率是由气泡的散粒噪声占主导地位。在z>20时，罕见的大于100 Mpc的气泡可以产生实际上超过引力透镜的B模式的信号，并且可以与引力波的最大允许信号（~ 0.1 uK）相媲美，同时仍然与总光学深度的全球约束一致。一旦统计地或直接地去除透镜效应信号，即使在z~15处低至20 Mpc或在z~10处低至40 Mpc的气泡也可以是相关的（0.01uK）。然而，目前受欢迎的理论模型具有仅在相当迅速和后期再电离的最后才增长到这样的大小的电离气泡，其产生的信号最多处于这些水平。
2007-05-08 astro-ph
Reconstruction of the bubble nucleating potential
我们在一个能产生大尺度结构的一阶暴胀模型中解析地计算了气泡的成核速率。计算过程包括薄壁极限的一阶偏差、指前因子的显式推导和重力修正。然后将得到的气泡谱与来自大尺度结构和微波背景的约束进行比较。我们表明，有模型，通过所有的约束，并产生泡沫般的扰动有趣的大小。此外，我们表明，它在原则上是可能的，完全重建的暴胀双场势的观察。
1996-10-04 astro-ph
