Long-Lived Time-Dependent Remnants During Cosmological Symmetry Breaking: From Inflation to the Electroweak Scale
通过在三维空间中的详细的数值研究，我们证明了长寿命的依赖于时间的场的配置动态出现在一个扩大的德西特时空对称性破缺。我们研究了两种情况：单标量场和双势阱以及SU（2）非阿贝尔Higgs模型的玻色子扇区。对于单标量，我们表明，大振幅的介子配置自发出现，并坚持贡献约1.2%的宇宙的能量密度。我们还表明，对于一系列的参数，电子的寿命增强的扩展，这种效果是参数共振的结果。对于SU（2）情形，我们看到约4%的最终能量密度在介子中。
2010-07-26 astro-ph.CO hep-th
Nonlinear dynamics of oscillons and transients during preheating after single field inflation
针对单场暴胀后的预热过程，研究α-吸引子模型和单值化模型中的非线性结构，通过弗洛凯分析和(3+1)维格点模拟，发现小场参数n对非线性动力学影响显著，大场参数q影响可忽略。
2025-04-01 astro-ph.CO gr-qc
Self-resonance after inflation: oscillons, transients and radiation domination
暴胀子在暴胀后的均匀振荡，即使没有与其他场耦合，也可能对小的空间扰动不稳定。我们发现，对于膨胀子势$\propto |ϕ|^{2n}$在$|ϕ|=0$附近和平坦超过一些$|ϕ|=M$，膨胀子凝聚振荡可以导致自共振，然后完全碎裂。我们发现，对于非二次最小值（$n>1$），在逆反应后不久，状态方程参数，$w\rightarrow1/3$。如果是$M\ll m_{pl}$，则在暴胀结束后，在小于e倍的膨胀范围内建立辐射支配。在这种情况下，自共振是有效的，凝聚体分裂成瞬态的，局部的球形物体，这些物体是不稳定的和衰变的，留下一个平均动能和梯度能量远大于势能的维里化场。该最终状态产生$w=1/3$。当$M\ll m_{pl}$时，我们观察到缓慢而稳定的自共振，在反向反应最终关闭它之前，它可以持续许多{ \it e}倍，然后是碎片和$w\rightarrow 1/3$。我们提供了分析估计的持续时间$w\rightarrow 1/3$膨胀后，它可以被用来作为一个上限（在一定的假设下）之间的过渡时间的膨胀和辐射为主的膨胀状态。这个上限可以减少CMB观测值的不确定性，如光谱倾斜$n_{\rm{s}}$和张量标量比$r$。对于二次最小值（$n=1$），$w\rightarrow0$不考虑$M$的值。
2017-10-18 astro-ph.CO
Transition To Order After Hilltop Inflation
通过数值求解膨胀宇宙中的耦合Klein-Gordon-Friedmann方程，我们研究了山顶暴胀结束时丰富的非线性动力学。特别是，我们寻找相干的，非微扰的配置，可能会出现由于非平凡的场之间的耦合和宇宙膨胀的共振效应的组合。我们将无质量场耦合到暴胀子上，研究它对相干组态的存在性和稳定性以及再加热时的有效状态方程的影响。对于与普朗克和WMAP卫星的数据一致的参数，以及暴胀子和无质量场之间的广泛耦合，我们确定了从无序到有序的过渡，其特征在于紧急的类夸克配置。我们证实，这些配置可以贡献最大的大约30%的能量密度在宇宙中。在后期，它们对能量密度的贡献下降到大约3%，但它们在宇宙学时间尺度上仍然存在很长时间，在我们的模拟中保持稳定。宇宙学的量子涌现是用场论中一种新的有序度来描述的，这种有序度被称为相对构型熵。
2014-01-24 astro-ph.CO hep-th
Is flat rotation curve a sign of cosmic expansion?
在假设宇宙膨胀与晕上的星系动力学相互作用的基础上，提出了四种可能的自转曲线解。第一种是对加速宇宙中的等效原理的修正。第二种是在膨胀宇宙中对马赫原理的修正。第三种是膨胀宇宙中晕的变质量动力学，第四种是膨胀宇宙中晕上的随动半径代替物理半径。
2013-07-08 astro-ph.CO gr-qc
Particle creation and particle number in an expanding universe
我描述的逻辑基础的方法，我在1962年和1963年开发的定义量子算子对应的可观察粒子数的量子自由标量场在空间平坦的各向同性膨胀（和/或收缩）的宇宙。这项工作还首次表明，粒子是由膨胀的空间平坦FLRW宇宙的弯曲时空从真空中产生的。在宇宙膨胀的暴胀阶段，暴胀子标量场的量子化微扰产生了几乎标度不变的谱，这一过程也是如此。我解释了我用来获得可观测粒子数算符的方法是如何涉及粒子数的绝热不变性（因此得名绝热正则化）和膨胀宇宙中粒子数测量的量子理论的。我还展示了我是如何导致一个令人惊讶的方式，发现在1964年，将不会有粒子创建这些空间平坦的FLRW宇宙的自由领域的任何整数或半整数自旋满足场方程是不变的下保形变换的度量。我用来定义粒子数的绝热正则化的方法是基于一般协变的概念，如绝热不变性和测量，它们是基本的和确定的结果，对于每个给定的绝热阶是唯一的。
2012-05-25 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Pure Lattice Gauge Theory in the Expanding Universe
本文用MonteCarlo方法研究了在平坦、均匀、各向同性、标度因子为a（t）的膨胀时空中Z_2阿贝尔格点规范理论的热力学性质。标度因子的存在在四维时空晶格内部引入了类空畴壁，在那里发生了与解禁闭相关的相变。由此产生的理论似乎等同于引入一个依赖于时间的有效耦合β_eff，并且可以作为早期宇宙的电弱相变的一个简单模型。
2012-08-24 astro-ph.CO hep-lat
Quantized fields and gravitational particle creation in f(R) expanding universes
在f（R）引力理论的背景下讨论了空间平坦、均匀和各向同性宇宙的宇宙粒子产生问题。与基于广义相对论的宇宙学模型不同，共形不变度规并不禁止宇宙早期（辐射时代）无质量粒子的产生。
2009-11-03 astro-ph.CO gr-qc
The effect of a massive object on an expanding universe
一个基于四元数的程序被提出来求解球对称系统的爱因斯坦场方程;这个方法首先由Lasenby等人用几何代数的语言讨论。该方法被用来获得度量描述一个质点在一个空间平坦，开放和封闭的膨胀宇宙分别。在空间平坦的情况下，一个简单的坐标变换相关的度量相应的一个由McVittie。尽管如此，我们使用非共动（“物理”）坐标大大方便了物理解释。对于开放和封闭的宇宙，我们的度量描述了不同的时空，相应的McVittie度量，我们相信后者是不正确的。在封闭的情况下，我们的度规在宇宙的对跖点处具有像质量。我们计算的测地线方程的空间平坦的度量和解释他们。对于牛顿极限下的径向运动，作用在测试粒子上的力由通常的$1/r^2$向内分量和宇宙学分量组成，该分量与$r$成比例，当宇宙膨胀加速（减速）时向外（向内）。对于标准的$Λ$ CDM和谐宇宙学，宇宙力在大约$z\approx 0.67$处反转方向。我们还推导出一个不变的完全广义相对论的表达式，适用于任意球对称系统，所需的力保持一个测试粒子在相对于中心质点静止。
2012-05-22 astro-ph.CO gr-qc
Strong shock in a uniform expanding universe. Approximate and exact solutions of self-similar equations
在平坦膨胀的尘埃Friedman宇宙中，得到了强激波传播的自相似解。利用自相似变量之间的关系，较早地得到了近似解析解，等价于L.I. Sedov关于静态均匀介质中强爆炸的理论。本文对自相似方程进行了数值积分，得到了与近似解析解相当接近的精确解。这些解之间的差别在激波附近最为明显。对于多方状态方程，自相似解存在于比静态状态方程更窄的绝热幂区间内。
2018-07-24 astro-ph.CO
Beginning inflation in an inhomogeneous universe
利用3+1维中与标量暴胀子场耦合的全爱因斯坦场方程的数值解，我们研究了初始膨胀、高度不均匀且由梯度能量主导的宇宙向暴胀周期过渡的条件.如果初始标量场变化包含在暴胀子势的足够平坦的区域内，并且宇宙在空间上平均是平坦的或开放的，那么暴胀将在梯度和动能因膨胀而稀释后发生。即使当不均匀性的尺度与初始哈勃长度相当时，情况也是如此，过密区域坍缩并形成黑洞，因为欠密区域继续膨胀，最终开始膨胀。这表明暴胀可以从高度不均匀的初始条件中产生，并解决视界和平坦性问题，至少只要标量场的变化不包括超过暴胀平台的值。
2016-08-29 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Neutrino-electron magnetohydrodynamics in an expanding Universe
我们推导出一个新的模型，中微子等离子体相互作用在一个膨胀的宇宙，包括集体效应的中微子上的等离子体成分。我们从平坦的Friedmann-Robertson-Walker度规中的多物种等离子体的动力学描述开始，其中粒子通过弱相互作用的带电和中性电流形式与中微子耦合。然后，我们推导出流体方程，并专门我们的模型（a）轻子时代，在那里我们考虑一对电子-正电子等离子体与电子（反）中微子相互作用，（b）后的电子正电子湮没，在那里我们模拟电子-质子等离子体，并采取慢离子和惯性较小的电子的限制，以获得一组中微子-电子磁流体动力学（NEMHD）方程。在这两个模型中，等离子体的动力学都受到中微子运动通过有质动力的影响，因此，感应方程中出现了新的项，可以作为早期宇宙中产生磁场的来源。我们的模型可能的应用提出了一个简短的讨论。
2021-10-14 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Does spatial flatness forbid the turnaround epoch of collapsing structures?
宇宙学观测分析经常假设宇宙在空间上是平坦的。我们的目标是非微扰检查的条件下，一个平坦或接近平坦的膨胀的尘埃宇宙，包括LCDM模型，如果解释为严格平坦，禁止结构的引力坍缩。我们量化空间曲率转向。我们使用的哈密顿约束，以确定逐点所需的条件，在一个完全平坦的空间域的超密度达到其周转时期。我们说明了这一点与平面对称的，精确的，宇宙学的爱因斯坦方程的解决方案，扩展早期的工作。更一般地说，对于一个标准的初始功率谱，我们使用相对论Zel'dovich近似实现的“inhomog”，以数值估计有多少正的空间曲率是必要的周转，以允许在典型的时期/长度尺度在几乎EdS和几乎LCDM模型与非均匀曲率。我们发现，在空间精确平坦、无旋、膨胀的尘埃宇宙中，相对论禁止点态引力坍缩。在这里考虑的空间平坦的平面对称模型，煎饼崩溃被排除在逐点和平均域。在准EdS或LCDM模型中，坍缩区域中的每区域平均曲率在转向之前几乎总是强正的，扩张归一化曲率泛函达到$Ω_{\cal R}^{\cal D} \sim -5$。我们分析表明，一个特殊的情况下，使$Ω_{\cal R}^{\cal D} = -5$完全（如果使用EdS膨胀率归一化）在周转。将LCDM解释为字面上的3-Ricci平坦将禁止结构形成。相对论宇宙学和严格平坦的LCDM模型之间的区别是基本的原则，但我们发现，几何效应是弱的。
2019-12-11 astro-ph.CO gr-qc
An Expanding Locally Anisotropic (ELA) Metric Describing Matter in an Expanding Universe
提出了一种描述平坦膨胀宇宙中物质的膨胀局部各向异性度规（ELA）模型，该模型在质量为"M"的点状中心体附近的史瓦西（SC）度规和大径向坐标的罗伯逊-沃克（RW）度规之间插值：'ds^2 = Z（cdt）2 - 1/Z（dr1-（Hr1/c）Z ^（alpha/2 + 1/2）（cdt））^2-r1^2 dOmega "，其中" Z = 1-U "，" U = 2GM/（c^2r1 Ω "，" G "是牛顿常数，" c "是光速，" H = H（t）= \dot（a）/a "是随时间变化的哈勃速率，'dOmega = dtheta^2 + sin^2（theta）dvarphi^2'是立体角元素，'a'是全域比例因子，我们使用坐标'r1 = ar'，其中'r'是RW度量的对角线径向坐标。对于常数指数'alpha = alpha0 = 0'，检索各向同性McVittie（McV）度量，对于'alpha = alpha0 = 1'，检索局部各向异性Cosmological-Schwarzschild（SCS）度量，两者都已在文献中讨论过。然而，它表明，只有常数指数'alpha = alpha0> 1'存在一个事件视界在SC半径'r1 = 2GM/c^2'和只有'alpha = alpha0>= 3'时空是奇异自由的半径值。这些界限排除了以前现有的度量，其中SC半径是一个裸扩展奇点。另外，…
2010-06-08 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Propagation of the burst of radiation in expanding and recombining Universe: Thomson scattering
在一个平坦的宇宙学模型的框架内的传播的瞬时爆发的非偏振各向同性辐射被认为是从它开始的时刻在一些初始红移z 0的时刻，其注册现在（在z=0）。由自由电子引起的汤姆逊（瑞利）散射被认为是不透明度的唯一来源。计算了各方向平均辐射强度的空间分布以及距爆发中心不同距离处的辐射强度和偏振的角分布。结果表明，对于足够大的红移z 0（z 0> 1400），归一化到爆发期间发射的光子总数的平均强度的轮廓弱地依赖于初始条件（比如爆发的时刻z 0，初始辐射在空间中的分布的宽度和形状）。至于强度和偏振的角分布，它们变得相当窄（3 - 5弧分），而偏振可以达到70%。平均而言，预期的偏振可以是大约15%。
2010-10-21 astro-ph.CO
p-brane dynamics in (N+1)-dimensional FRW universes: a unified framework
我们发展了一个统一的框架下描述平坦均匀各向同性背景中p膜动力学的速度依赖的单尺度模型。我们发现相应的标度律在无摩擦和摩擦为主的制度，同时考虑膨胀和塌陷阶段。
2011-03-07 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
An expanding universe without dark matter and dark energy
假设位于宇宙内部的观测者测量的时间流与Friedmann-Lemaitre方程中出现的时间不同，并确定这种时间流，使得宇宙对这些观测者来说总是平坦的，我们推导出一个简单的宇宙学模型，该模型可以解释星系团中星系的速度分散，而不引入暗物质。它也解决了地平线问题，而不求助于通货膨胀。此外，它解释了目前的加速膨胀没有任何诉诸暗能量，并提供了一个很好的适合遥远的超新星观测。根据物质-能量密度的现值，我们计算出宇宙的年龄在154亿到165亿年之间，明显大于标准Lambda-CDM模型的137亿年。我们的模型在早期的膨胀速度较慢，因此有更多的时间形成恒星和星系等结构。
2012-12-21 astro-ph.CO gr-qc
Celestial Ephemerides in an Expanding Universe
后牛顿理论在进行广义相对论的关键实验测试和以无与伦比的精度建立太阳系天体的天文历表方面发挥了重要作用。该理论的基石是假设太阳系与宇宙的其他部分在引力上是孤立的，背景时空是渐近平坦的。本文扩展了这一理论概念，给出了嵌入在膨胀的Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker（FLRW）宇宙中的定域天文系统的引力场中粒子和光运动的天体动力学原理。我们制定了精确的数学概念的牛顿极限的爱因斯坦场方程的共形平坦FLRW时空和分析的测地线运动的大质量粒子和光在此限制。我们证明，通过共形时空变换，可以减少粒子和光的运动方程的经典形式的牛顿理论。然而，粒子和光的运动方程中的时间参数在与哈勃常数H成比例方面彼此不同。由此得出一个重要的结论，即目前航天导航中心用于拟合天体距离和多普勒跟踪观测的光传播方程缺少与哈勃常数H成正比的宇宙学起源项。我们还证明，哈勃膨胀不影响原子时标用于创建天文星历。我们推导出宇宙学修正的光旅行时间方程，并认为他们的测量打开了一个令人兴奋的机会，以确定本地值的哈勃常数，H，在太阳系独立的宇宙学观测。
2012-07-17 astro-ph.CO gr-qc physics.space-ph
A Locally Anisotropic Metric for Matter in an Expanding Universe: I. The Ansatz and the Modified Newton Law
提出了一种描述膨胀宇宙中局部物质的度规，从而在小空间尺度下的史瓦西度规和大空间尺度下的FLRW度规之间进行插值。这是完成维护时空的奇点免费除了史瓦西质量极在原点，而不是度量已经考虑在文献中具有相同的目的，即麦克维蒂度量。分析了修正的牛顿定律，计算了静态轨道解。它的结论是，在太阳系中的膨胀的影响是可以忽略不计的，然而，根据度量参数值，在银河系尺度上有一个显着的偏离广义相对论牛顿定律，这可能有助于暗物质的影响，允许平坦的星系旋转曲线。
2009-07-21 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Renormalized stress-energy tensor for spin-1/2 fields in expanding universes
我们给出了在空间平坦的FLRW宇宙中自旋$1/2$场的应力-能量张量的重整化期望值的显式表达式。它的计算是基于最近在文献中介绍的费米子场的绝热正则化方法的扩展。张量是在动量空间中的UV有限积分，其中涉及的模式功能，定义的量子态。作为方法效率的说明性例子，我们看到如何计算重整化能量密度和压力在两个有趣的宇宙学场景：德西特时空和辐射主导的宇宙。在第二种情况下，我们明确表明，后期的重整化应力能量张量的行为，经典冷物质。我们还检查，如果我们获得的标量场模式函数的绝热膨胀与一个用于费米子类似的程序，我们恢复著名的WKB型膨胀。
2014-09-30 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Particle decay in expanding Friedmann-Robertson-Walker universes
能量守恒的缺乏在弯曲时空中引入了新的粒子过程，而这在平坦空间中是不允许的。因此，在早期宇宙应用中使用闵可夫斯基空间计算的结果时必须非常谨慎。粒子衰变率尤其如此，这需要在弯曲时空中使用量子场论计算。以前的研究通常局限于使用最小或共形耦合的衰变粒子，而使用更一般的耦合将提供更深入的了解粒子衰变。本文给出了在一般幂律宇宙中与引力任意耦合的大质量粒子衰变的结果。我们发现，依赖于引力耦合的值，引力的影响可能会加强或削弱衰变。分析还表明，除了辐射主导宇宙外，对于所有宇宙类型，都存在衰减率恰好为闵可夫斯基型的耦合常数值。由于衰变率在弯曲空间中可能会有相当大的变化，因此在进行精确的宇宙学计算时需要考虑这些问题。
2018-05-24 astro-ph.CO gr-qc hep-th
