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 COBE: Lectures on Inflationary Cosmology
在这些讲座中，我回顾了标准的热大爆炸宇宙学，强调它的成功，它的缺点，和它的主要挑战-在宇宙中的结构形成的详细了解。然后，我讨论了暴胀宇宙学的动机和基本原理，特别强调了度规（密度和引力波）扰动的量子起源。暴胀解决了标准宇宙学的缺点，并为结构形成提供了“初始数据”。最后，我解决通货膨胀的结构形成的影响，评估各种冷暗物质模型的光最近探测到的温度各向异性的宇宙背景辐射COBE。在短期内，结构形成的研究提供了一个强有力的通货膨胀的探测，以及具体的通货膨胀模型。
1993-04-12 astro-ph hep-ph
False Vacuum Decay after Inflation
暴胀被一个非平衡过程终止，最终导致热态。我们研究了一类混合通货膨胀模型中这种转变的开始。快子模的指数增长导致退相干和旋节分解。我们计算了退相干时间、旋节时间、所形成的畴的大小以及单个畴内的均匀经典场。
2001-04-03 astro-ph hep-ph
Can Non-Adiabatic Perturbations Arise After Single-Field Inflation?
结果表明，非绝热宇宙学扰动不会出现在一个单一的标量暴胀子场的暴胀后的再加热期间。
2004-05-18 astro-ph hep-ph hep-th
Brane Inflation After WMAP Three Year Results
WMAP三年的数据有利于红色功率谱的水平为2个标准差，这提供了一个严格的约束通货膨胀模型。本文利用这些数据约束膜膨胀模型，发现KKLMMT模型在1个标准差水平上不能拟合WMAP + SDSS数据，在2个标准差水平上需要进行至少千分之八的微调。
2006-11-06 astro-ph hep-th
Inflation models after WMAP year three
对astro-ph/0510441中的模型进行了更新，首次排除了大部分大于$3σ$的模型。
2006-03-27 astro-ph hep-ph hep-th
Affleck-Dine baryogenesis after thermal brane inflation
我们提出了一个新的阿弗莱克-丁重子生成的背景下，理论与大额外的维度。在本文中，我们考虑重子生成后的热膜膨胀，并显示我们的机制是如何工作的。我们特别考虑超对称性在远膜处破缺的模型。
2002-03-05 astro-ph hep-ph hep-th
Reheating After Quintessential Inflation and Gravitational Waves
我们研究了经典暴胀产生的引力波谱对再加热过程的依赖性。我们考虑两个极端的再加热过程。一种是膨胀宇宙中粒子产生的引力再加热，其中辐射主导时期的开始由于暴胀子（kination）的动能主导时期的存在而延迟。另一种是费尔德等人所考虑的瞬间预热，即宇宙在暴胀结束后不久就变成辐射主导的。我们发现，在$\sim 100$ MHz处的引力波谱对再加热过程相当敏感。这一结果不仅限于典型的通货膨胀，但适用于各种通货膨胀模型。相反，探测到或没有探测到$\sim$ 100 MHz的原始引力波将提供有关膨胀中再加热过程的有用信息。
2004-02-09 astro-ph gr-qc
Cosmological perturbation with two scalar fields in reheating after inflation
研究了双标量场模型在暴胀后再加热阶段的宇宙学扰动。利用用背景量表示的长波极限微扰的精确解，分析了度规微扰的行为。暴胀子场的振荡引起无质量标量场的参量共振，导致度规扰动的等曲率模放大。
1998-02-19 astro-ph gr-qc
Formation of monopoles and domain walls after brane inflation
我们研究了膜膨胀后宇宙学缺陷的形成。宇宙学缺陷对应于非紧化时空中空间维度小于3的膜。与前面的论点相反，磁单极子和畴壁的产生并不总是可以忽略的。单极和畴壁是由在母膜之间延伸的膜形成的。
2004-10-19 astro-ph hep-ph hep-th
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
Inflation after WMAP3
我根据最近WMAP 3年数据的发布讨论了暴胀宇宙学的现状。对通货膨胀的基本预测都得到了数据的支持。暴胀还能做出预言，这些预言还没有被当前的数据很好地检验过，但可以被未来的实验检验过，最值得注意的是对标度不变功率谱的偏离和原始引力波的产生。目前的数据并不支持尺度不变的光谱，但这并不是决定性的。张量模式目前受到的约束很差，慢卷暴胀并不能对原始引力波的预期振幅做出明确的预测。$r \simeq 0.01$的张量/标量比在不久的将来的测量范围内。
2007-07-23 astro-ph hep-ph
Particle Production and Gravitino Abundance after Inflation
研究了暴胀子与物质场超对称耦合的混沌暴胀模型中暴胀后的热历史。时间演化方程在一个形式主义，它结合了粒子产生的反反应和宇宙膨胀。参数共振的影响引起暴胀子衰变的快速初始阶段，随后是玻恩项衰变的缓慢阶段。热化在第一爆炸阶段之后立即发生，用于所产生的颗粒之间的中等强度的耦合。作为一个应用程序，我们计算的引力子丰度的时间演化，是由普通粒子直接产生的暴胀子衰变，这通常会导致更多的增强产量比一个天真的估计的基础上玻恩项会建议。
1995-11-21 astro-ph hep-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
Decoherence due to the Horizon after Inflation
在暴胀结束时暴胀子场的涨落是在纯量子态中制备的，它是密度扰动的种子。一般认为，某些物理现象会导致这种纯态退相干，因此应该用概率论的方法来处理。我们证明了在我们可观测视界内和视界外的宇宙之间的纠缠熵足以做到这一点。对于暴胀末期的超哈勃模式，这种纠缠熵随着视界内的体积而增长，而不是随着视界的面积而增长，并且与自哈勃穿越以来的e折叠数成正比。
2007-08-24 astro-ph gr-qc
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
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
Primordial Black Holes, Eternal Inflation, and the Inflationary Parameter Space after WMAP5
我们认为通货膨胀的约束驱动的一个单一的，最低限度的耦合标量场的光的WMAP 5数据集，以及ACBAR和超新星遗产调查。我们使用慢滚重建算法，以获得最佳的通货膨胀的参数空间的约束。WMAP5允许的标量谱的斜率的尺度依赖性足够大，以导致可行的模型，其中小尺度扰动外推到膨胀结束时具有相当大的幅度。我们发现，排除参数值，这将导致生产过剩的原始黑洞，甚至开始永恒的通货膨胀导致潜在的显着限制慢滚参数。最后，我们提出了一个更复杂的方法，包括先验的基础上的总持续时间的通货膨胀，并讨论了由此产生的限制通货膨胀的参数空间。
2008-09-16 astro-ph hep-ph hep-th
Thermalisation after inflation
在宇宙膨胀后的（再）加热过程中，暴胀子场$ϕ$的相对论性衰变产物必须失去能量，并且必须产生额外的粒子以达到温度为$T_{\reh}$的热化状态。我们估计通过弹性和非弹性散射相互作用的能量损失率。弹性散射是一种低效的能量损失机制，因此非弹性过程虽然在耦合$α$中更高阶，但由于传递了更多的能量，因此可以更快。产生${\cal O}(T_{\reh}^3)$颗粒数密度的时间尺度是非弹性能量损失时间尺度，$\sim(α^3 n_ϕ/T_{\reh}^2)^{-1}$。
2000-11-06 astro-ph hep-ph
GUT Inflation and Proton Decay after WMAP5
我们使用Coleman-Weinberg势和Higgs势来实现非超对称大统一理论（GUT）中的暴胀，如SU（5）和SO（10）。为了实现接近0.96的标量谱指数，如最新的WMAP 5年分析所示，可观测到的暴胀的能量尺度是$10^{16}$ GeV。这意味着一个类似量级的大统一体对称性破缺尺度，以及$10^{34}$ - $10^{38}$年量级的质子寿命。在某些含有轴子暗物质的SO（10）模型中，标量轻夸克玻色子交换导致质子衰变，寿命为$10^{34}$ - $10^{35}$年.
2008-10-20 astro-ph hep-ph
Enhancement of Non-Gaussianity after Inflation
本文研究了具有一般状态方程的理想流体的宇宙学扰动在大尺度上的演化。利用超视界守恒律，可以跟踪暴胀后不同阶段扰动的非高斯性的演化。我们发现，一个大的非线性产生的引力动力学从原来的暴胀量子涨落。这导致在单场慢滚模型中，在膨胀过程中产生的微小的内在非高斯性的显着增强。
2004-04-05 astro-ph gr-qc hep-ph
Generation of perturbation after multi-field inflation
我们探索了一种新的可能性，即多场暴胀模型中的某些暴胀子场满足谱指数的观测值，从而使它们通过暴胀后动力学产生的曲率扰动可能与当前的观测有关。我们用一个简单合理的多场混沌暴胀模型来说明这一点，该模型是从弦论出发的。可能的非高斯性和张量标量比简要说明。
2007-10-18 astro-ph gr-qc hep-ph
Must Cosmological Perturbations Remain Non-Adiabatic After Multi-Field Inflation?
即使在多场暴胀中产生非绝热扰动，如果暴胀后的宇宙进入局部热平衡时代，没有非零守恒量，扰动也会变成绝热的，只要波长在视界之外，即使局部热平衡不再适用，扰动也会保持绝热。当重子由大质量粒子的非平衡衰变产生时，或者当暗物质粒子脱离局部热平衡时，与不完美的局部热平衡相关的小的初始非绝热扰动仍然很小。
2004-07-20 astro-ph hep-ph hep-th
On the reheating stage after inflation
我们指出，暴胀衰变产物获得等离子体质量在再加热阶段后的通货膨胀。等离子体质量可能使暴胀子衰变动力学禁止，导致温度保持冻结在一个平台值的一段时间。我们表明，最终的再加热温度可能是唯一确定的暴胀子质量，并可能不依赖于它的耦合。我们的发现对危险文物在再加热过程中的热产生具有重要意义（例如，引力子），用于从宇宙微波背景各向异性数据中提取暴胀的粒子物理模型的界限，用于在再加热期间产生大质量暗物质候选物，以及用于在再加热期间产生大质量粒子的重子生成或轻子生成模型。
2003-07-18 astro-ph hep-ph
The Origin of Matter in the Universe: Reheating after Inflation
在暴胀理论中，构成宇宙的所有物质都是在暴胀后再加热的过程中产生的。简要回顾了再加热理论的最新发展。主题列表包括再加热的基本（微扰）理论;时变背景下的量子场论;参数共振和爆炸粒子的产生;再加热的非热相变;再加热的重子生成;标量场的残余振荡，以及其他宇宙学应用。
1996-05-24 astro-ph gr-qc hep-ph
Non-Thermal Phase Transitions after Inflation
在暴胀后再加热的第一阶段，参数共振可以迅速地将暴胀子场$ϕ$的大部分能量转移到其他玻色子的能量上。我们表明，在这个阶段产生的标量场和矢量场的量子涨落比它们在热平衡状态下的涨落大得多。这导致了一种新型的宇宙学相变，它可能导致大量的拓扑缺陷的产生，并在再加热后的第二阶段的膨胀。
1996-01-02 astro-ph gr-qc hep-ph
Reheating Temperature and Inflaton Mass Bounds from Thermalization After Inflation
本文讨论了微扰暴胀子衰变产物热化的条件。强调了考虑热化过程中暴胀子衰变产物全谱的重要性。结果表明，在实际的暴胀模型中，暴胀子衰变结束和热化之间的延迟使得再加热温度的热引力子上限从10^{8} GeV提高到10^{12} GeV。假设热化发生在核合成之前，暴胀子质量的上限是再加热温度的函数，m_{S} < 10^{10}（T_{R} /1 GeV）^{7/9} GeV。它还表明，即使在现实的通货膨胀模型与相对较大的再加热温度，它是不平凡的有热化之前的电弱相变温度。因此，宇宙的热历史对暴胀模型的细节非常敏感。
1999-10-20 astro-ph hep-ph
Brane inflation revisited after WMAP five-year results
在本文中，我们重新膜膨胀模型与WMAP五年的结果。WMAP五年数据有利于红色倾斜的原始波动的功率谱在两个标准差的水平，这是相同的WMAP三年的结果定性，但定量的谱指数略大于三年的值。这一结果可能会对膜膨胀模型产生影响。根据WMAP五年的数据，我们发现KKLMMT模型在一个标准差的水平上可以生存，而在两个标准差的水平上，参数$β$的微调可以得到一定程度的缓解。
2009-03-04 astro-ph gr-qc 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
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
Gravitino Production After Inflation
我们在宇宙学背景下研究引力子的产生。由于与振荡暴胀子场的相互作用和不存在共形不变性的综合效应，在暴胀后的预热过程中可以产生引力伴子。为了更好地理解引力子的共形性质，我们在SU（2，2）中重新表述了唯象超引力|1）对称方式。普朗克质量以及F项和D项通过我们称为共形子的超场的规范固定值出现。我们发现，在一般情况下，引力子生产的概率是不抑制的小引力耦合。这可能导致暴胀后大量产生引力子。引力子产生的新的非热机制的效率对基础理论的选择非常敏感。这可能会对某些类别的暴胀模型施加强有力的限制。
2000-06-29 astro-ph gr-qc hep-ph
Geometric Reheating after Inflation
暴胀再加热通过共振生产的非最小耦合标量粒子，只有重力耦合被证明是非常强的，表现出负耦合不稳定性的$ξ< 0$和广泛的共振衰减$ξ\gg 1$。由于非最小场在弯曲时空中重整化后是通用的，这提供了一个重新加热的新范例-一个自然允许有效生产大统一理论重子生成所需的大质量玻色子的范例。我们还表明，矢量和张量场产生共振在再加热过程中，延长了先前已知的对应关系，在预热过程中不同的自旋玻色子场之间。
1998-06-01 astro-ph gr-qc hep-ph
After bulky brane inflation
在宇宙的膜世界图像中，研究了衰减的体标量场在三膜上的再加热或熵产生。它表明，在这个过程中产生了大量的暗辐射，除非只有特定的模式被激发，因此，随后的膜内的熵生产一般需要在原始核合成之前。
2001-06-27 astro-ph gr-qc hep-ph
Braneworld inflation from an effective field theory after WMAP three-year data
根据WMAP三年巡天观测的结果，我们研究了一个基于单场多项式势的暴胀模型，暴胀子场中包含四次项。我们的分析是在Randall-Sundrum II膜世界理论的背景下进行的，我们考虑了该理论的高能和低能（即标准宇宙学情况）极限。我们研究了模型的参数空间，这导致了大磁场和小磁场的通货膨胀型解决方案。我们的结论是，小场的通货膨胀，为潜在的负质量平方项，在一般情况下，有利于目前的张量与标量扰动比RS的界限。
2006-09-26 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
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
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
The Volume of the Universe after Inflation and de Sitter Entropy
我们计算的概率分布后，宇宙的体积缓慢卷膨胀在永恒和非永恒的制度。远离永恒的制度的概率分布的e-折叠的数量，定义为三分之一的对数的体积，是尖锐的峰值周围的经典暴胀子轨迹的e-折叠的数量。在过渡到永恒的制度，这个概率仍然是高峰（与一阶e折叠的宽度）周围的平均值，这得到两倍大的过渡点。当一个人进入永恒状态时，体积为有限的概率迅速变得指数级小。除了开发研究永恒暴胀的技术外，我们的结果还使我们能够建立最近提出的关于非永恒区域中e折叠数量的量子推广：慢卷暴胀产生大于e^（S_dS/2）的有限体积的概率，其中S_dS是暴胀阶段结束时的de Sitter熵，小于非微扰量子引力效应引起的不确定性。这样一个界限的存在提供了一个一致性检查的想法德西特互补。
2008-12-12 astro-ph gr-qc hep-th
Affleck-Dine Baryogenesis after Thermal Inflation
我们认为，扩展的最小超对称标准模型，产生可行的热膨胀，因此不遭受Polonyi/模量问题，应该包含右手中微子获得他们的质量，由于真空期望值的平子，驱动热膨胀。这强烈地不利于SO（10）大统一理论。MSSM的$μ$项也应该由于平子的vev而出现。通过额外的假设，$ m_L^2 - m_{H_u}^2 < 0 $，但当然$ m_L^2 - m_{H_u}^2 + |μ|^2 > 0 $，我们表明，一个复杂的阿弗莱克-戴恩类型的重子生成采用$LH_u$ $D$ -平坦的方向可以自然地产生宇宙的重子不对称性。
1996-08-20 astro-ph hep-ph hep-th
Reheating of the universe after inflation with f(phi)R gravity
我们表明，宇宙的再加热自发地发生在一个广泛的类膨胀模型与f（φ）R重力（φ是暴胀）。该模型不需要明确的耦合之间的phi和玻色子或费米子物质场。当φ稳定在真空期望值（vev）并振荡时，耦合自发产生，耦合常数由f（φ）在vev处的导数和由此产生的玻色子场或费米子场的质量给出。这种机制允许暴胀子量子衰变到任何在f（phi）R引力理论中不是共形不变的场。
2008-04-16 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
Recent Progress in Inflationary Cosmology
我们讨论暴胀范式的两个重要修正。直到最近，我们才相信暴胀会自动导致宇宙的平坦性，Ω = 1。我们还认为大统一理论中的后暴胀相变只有在热化之后才可能发生，这使得大统一理论中的重子生成和暴胀后的超重拓扑缺陷很难发生.我们将描述一个非常简单的混沌暴胀，它将宇宙分成无限多个开放的宇宙，所有可能的Ω值从1到0。我们还将证明，在许多暴胀模型中，再加热过程中产生的标量场和矢量场的量子涨落比它们在热平衡状态下的涨落大得多。这导致了一种新型的宇宙学相变，这可能导致一个有效的大统一理论重子生成，在丰富的生产拓扑缺陷和在第二阶段的通货膨胀后再加热。
1996-01-02 astro-ph gr-qc hep-ph
Reheating the Universe after String Theory Inflation
在膨胀的弦论实现中，膨胀的终点通常是膜-反膜湮灭。我们考虑了膜膨胀后标准模型宇宙的再加热过程。我们确定的暴胀子能量衰减的渠道，级联快子湮灭通过大规模的封闭弦环，KK模式，和膜位移模量较轻的标准模型粒子。宇宙学数据通过严格限制引力子和非标准扇形大规模遗迹中沉积的再加热能量的比例来约束场景。我们估计的能量储存到各种光自由度的开放和封闭的字符串部门，再加热的时间，和再加热温度。引力子的产生在弯曲暴胀中被显著抑制。然而，我们预测在当前宇宙学能量密度的水平$Ω_{GW} \sim 10^{-8}$的剩余引力辐射背景。我们还将我们的分析扩展到多个咽喉场景。在KKLMMT型暴胀模型的单个喉道或多喉道情景的某个子类中，可行的再加热是可能的，但大规模KK模的过度生产造成了严重的问题。如果某些内流形带有近似等距（角KK模），或者如果存在一个长度适中的喉道而不是标准模型喉道，可能与某些隐藏扇区（低洼KK模）有关，则问题会相当严重。
2005-08-06 astro-ph gr-qc hep-ph
Primordial fluctuations and cosmological inflation after WMAP 1.0
随着对WMAP观测的第一年分析的发布，特别是当与其他CMB实验和星系红移巡天的结果相结合时，对原始功率谱的观测约束已经大大收紧。这些观测使我们能够限制宇宙膨胀的物理学：（i）数据显示，哈勃距离在膨胀期间几乎是恒定的。虽然可观测的模式跨越哈勃尺度，但在一次e折叠期间，它的变化小于3%：d（d_H）/dt < 0.032（2 sigma）。暴胀本身的距离尺度仍然受到很差的限制：1.2 × 10^{-28} cm < d_H < 1 cm。(ii)我们提出了一个新的分类单场暴胀的情况下（包括超出慢卷暴胀的情况下），基于物理标准，即暴胀子场的动能和总能量密度的行为。目前的数据显示，对任何一种情况都没有偏好。(iii)这是第一次，慢滚假设可以从数据分析中删除，取而代之的是更普遍的假设，即哈勃尺度在暴胀的可观测部分（几乎）是恒定的。我们提出了简单的解析表达式的标量和张量功率谱这一类非常普遍的通货膨胀模型，并测试其准确性。
2004-07-27 astro-ph gr-qc hep-ph
