暴胀磁生作用中的再加热约束

暴胀磁生作用的关键限制

Critical constraint on inflationary magnetogenesis

近年来，有报道指出，在Blazar的观测中，空洞区Mpc尺度的宇宙磁场大于$\sim 10^{-15}$ G，其不确定度为几个数量级。另一方面，在暴胀磁成因模型中，由于产生的电磁场，等曲率扰动不可避免地产生额外的原始曲率扰动。我们用一种与模型无关的方法研究了这种诱导的曲率扰动，并从观测到的宇宙磁场和曲率扰动的振幅得到了暴胀能量标度的严格上界，即$ρ_{\rm inf}^{1/4} < 30{\rm GeV} \times (B_{\rm obs}/10^{-15}{\rm G})^{-1}$，其中$B_{\rm obs}$是当前磁场的强度.因此，如果没有专门的低能暴胀模型或暴胀后磁场的额外放大，Mpc尺度的暴胀磁生通常与CMB观测不相容。

没有强耦合问题的暴胀磁生说

A scenario for inflationary magnetogenesis without strong coupling problem

宇宙磁场遍及整个宇宙，从小到大。由于它们显然延伸到星系际介质中，因此很难相信它们有一个原始的起源，可能是在膨胀过程中产生的。然而，找到一致的暴胀磁生的情况是一个具有挑战性的理论问题。避免电磁能量的过度产生以及避免进入以电磁耦合常数的大值为特征的强耦合状态的要求通常允许在充气期间仅产生微小幅度的磁场。我们提出了一个方案，建立规范不变的模型，可能没有这些问题的暴胀磁。这个想法是在暴胀时代，将一个动力学标量（不一定是暴胀子）与费米子场和电磁场进行衍生耦合。这样的耦合提供了额外的自由度来控制在膨胀期间电磁耦合常数的时间依赖性。这一事实使我们能够找到条件，以避免强耦合的问题，影响许多现有的模型的磁。我们不需要依赖于特定的通货膨胀设置来发展我们的情景，这可能适用于不同的通货膨胀实现。另一方面，必须对与费米子和电磁力导数耦合的标量动力学提出具体要求，我们能够在明确实现我们的提议时满足这些要求。

Starobinsky暴胀模型中与引力非最小耦合的磁生作用

Magnetogenesis by non-minimal coupling to gravity in the Starobinsky inflationary model

Starobinsky暴胀模型中的$R^2$项可以看作是对引力有效作用量的一个主要量子修正。我们假设，宇称保持和宇称违反（轴向）曲率和电磁场之间的非最小耦合也存在于有效的行动。在爱因斯坦框架中，它们变成标量子和曲率与电磁场的非平凡耦合。我们在这个模型中对暴胀磁生作用进行了评估。在宇称保持耦合的情况下，磁场的放大小到可以忽略。在轴向耦合的情况下，磁生会受到暴胀过程中强烈的反作用的阻碍，导致磁场可能最多放大$10^5$倍，相对于其真空涨落。

有效场论与暴胀磁生

Effective field theories and inflationary magnetogenesis

这种有效的方法被应用于暴胀磁生的分析。而不是假设一个特定的基本描述，所有的一般协变项可能出现的四个时空导数的有效行动已被包括和加权的暴胀依赖耦合。高阶导数被典型质量尺度的负幂所抑制，其具体值最终取决于张量与标量之比。在准de Sitter阶段，相应的修正总是导致超磁和超电磁化率之间的不对称。在提出了一个一般的方法估计的规范功率谱，所得到的结果说明了通用模型，也在一些非通用的情况下，无论是暴胀有一些额外的对称性或高阶项是潜在的主导地位。

动力学耦合模型中的预加热磁致作用

Pre-reheating Magnetogenesis in the Kinetic Coupling Model

最近的耀变体观测为河外区域存在磁场提供了越来越多的证据。虽然一个自然的猜测是将生产与暴胀物理学联系起来，但众所周知，仅仅从暴胀中产生磁是相当具有挑战性的。因此，我们研究一个模型，其中一个非暴胀场$χ$耦合到电磁场通过其动力学项，$-I^2(χ) F^2 /4$，继续移动后，通货膨胀，直到完成再加热。这导致电磁场的暴胀后放大。我们计算所有相关的贡献曲率扰动，包括引力相互作用，并施加约束的磁场的强度从CMB标量波动。我们，第一次，明确地验证了在一个简单而成功的磁作用的情况下，没有调用一个专门的低尺度膨胀模型的动力学耦合模型的弱耦合制度的反反应和CMB的约束。

暴胀磁生作用中的模型无关约束

Model-independent constraints in inflationary magnetogenesis

考虑到弱耦合、反作用和Schwinger效应等条件的限制，我们导出了一个简单的与模型无关的暴胀和暴胀后磁生作用中磁场强度的上界.对于宇宙学上有趣的空间尺度来说，这个界限相当低。如果假设在早期宇宙中有某种未知的机制抑制了Schwinger效应，则得到了更高的上界。顺便说一下，我们修正了我们以前对这种情况的估计。

暴胀磁成因的统计各向异性

Statistical anisotropy from inflationary magnetogenesis

如果量子涨落在经典规范场组态中被放大，则所产生的曲率扰动表现出轻微的统计各向异性，该各向异性应该足够弱，不会与当前的观测数据相冲突。本文首次计算了在相对论范德华相互作用理论中，当电、磁规范耦合以不同的速率演化时，弱各向异性初态引起的曲率功率谱。在恢复了对符合规范耦合有效的结果之后，讨论了各向同性和初始态的均匀性所施加的约束。所得到的界限比天真的预期更严格，在讨论潜在的磁场发生情况时不能忽略。

暴胀磁生成对暴胀后历史敏感吗？

Is inflationary magnetogenesis sensitive to the post-inflationary history ?

该研究分析含时间依赖动力学与轴耦合的无质量 Abelian 矢量场暴胀磁生成，证明大尺度原初磁场功率谱形状不受暴胀后正压参数及规范耦合函数影响。

具有螺旋耦合的可行暴胀磁生

Viable inflationary magnetogenesis with helical coupling

我们认为螺旋耦合到电磁场，并提出了一个简单的方案的耦合功能的演变，导致一个可行的暴胀磁没有反反应的问题。在这种情况下，当外推到当前历元时，通过调整模型参数，可以在以任何合理波数为中心的窄谱带中产生强度高达$10^{- 7}\,\text{G}$的螺旋磁场。我们讨论了这个模型的重子生成的影响，施加额外的约束的强度和相关长度的磁场。

暴胀磁生的有效理论及其对再加热的约束

Effective Theory of Inflationary Magnetogenesis and Constraints on Reheating

基于对称性的有效理论框架近年来在宇宙学领域引起了广泛的兴趣。在本文中，我们将同样的想法应用于原始磁场的起源及其在整个宇宙学宇宙中的演化。由于宇宙学背景破坏了时间-时间同态对称性，我们考虑了最一般的电磁和度规涨落的拉格朗日量，直到二阶，这自然破坏了电磁（EM）部门的共形对称性。我们还包括宇称破坏的电磁部门的动机，具有潜在的观测意义。在这样的设置，我们探讨的EM，标量和张量扰动考虑不同的观测约束的演变。在我们的分析中，我们强调了中间再热阶段所起的作用，这在以前的研究中受到了有限的关注。假设在整个再加热期间电导率消失，众所周知的法拉第电磁感应已被证明在增强当今磁场的强度方面起着至关重要的作用。我们展示了如何结合普朗克和大尺度磁场观测的物理效应，使一个大类的模型可行，并严格限制在一个非常窄的范围内的再加热状态方程参数$0.01 < ω_\mathrm{eff} < 0.27$，这是几乎独立的再加热的情况下，我们已经考虑。

局部U（1）对称性破缺的暴胀磁成因

Inflationary Magnetogenesis with Broken Local U(1) Symmetry

我们指出，如果在暴胀过程中打破局域U（1）规范对称性，暴胀磁生是可能实现的。将有效电荷固定为基本常数，避免了强耦合和反反应问题，获得了几乎标度不变的磁谱。我们研究了由于这些随机电磁场的原始曲率扰动的修正，发现在线性和非线性顺序，从电磁场的贡献是可以忽略不计的相比，从真空波动。最后，在暴胀结束时恢复U（1）规范对称性。

暴胀磁生模型

Model of inflationary magnetogenesis

我们考虑了由于电磁场与引力的动力学耦合而导致暴胀磁生的可能性。我们发现在暴胀过程中可以产生大的原始磁场，而不需要强耦合问题、反向反应问题或曲率扰动问题，从而产生具有观测上有趣强度的大尺度磁场。

锯齿耦合产生磁场：再加热的引力波探测

Magnetogenesis from Sawtooth Coupling: Gravitational Wave Probe of Reheating

研究再加热期间Sawtooth型耦合产生原初磁场及其诱发的次级引力波，揭示状态方程对蓝倾、折断幂律谱的影响，并提出用LISA等探测器探测再加热。

没有强耦合的暴胀磁生问题II：来自CMB各向异性和B模的约束

Inflationary Magnetogenesis without the Strong Coupling Problem II: Constraints from CMB anisotropies and B-modes

最近的观测声称磁场强于$10^{-16}$ G在河外介质激发了新的期待其起源的暴胀磁成因模型。在这项工作中，我们将审查最简单的规范不变模型$f^2(ϕ)F_{μν}F^{μν}$的暴胀磁的约束，并表明，在参数空间的最佳区域的各向异性约束来自感应双谱，由于产生的电磁场，产生最强的约束。在这个模型中，只有在低至$10^{-2}$ GeV的暴胀能量尺度下，一个非常精细的调谐方案才能解释空洞磁场的观测结果。这些研究结果是一致的，最近衍生的模型独立的限制。然而，如果BICEP 2探测到原始张量模被证实，则排除了低尺度暴胀的可能性。假设张量标量比$r=0.2^{+0.07}_{-0.05}$的BICEP 2索赔的有效性，我们提供了最新的约束暴胀磁。在Mpc尺度上，暴胀产生的最大允许磁场强度小于$10^{-30}$ G。

具有螺旋耦合的暴胀磁生

Inflationary magnetogenesis with helical coupling

我们描述了一个简单的情况下，暴胀磁电磁耦合的基础上。它允许产生螺旋磁场的强度的顺序高达$10^{- 7}\,\text{G}$，当外推到当前的时代，在一个狭窄的光谱带中心在任何物理波数通过调整模型参数。对磁场的其他限制来自重子生成的考虑，也可能来自带电粒子-反粒子对产生的施温格效应。

螺旋暴胀磁生和引力波的模拟

Simulations of helical inflationary magnetogenesis and gravitational waves

使用数值模拟的螺旋膨胀磁在低再加热温度的情况下，我们表明，磁能谱强烈峰值在一个特定的波数，取决于再加热温度。引力波（GW）的产生频率在3 nHz和50 mHz之间，再加热温度分别在150 MeV和3 × 10^5 GeV之间。在峰值频率及以下，应力谱总是白噪声谱。这意味着每对数波数间隔GW能量的线性增加，而不是以前认为的立方。无论是在螺旋和非螺旋的情况下，GW频谱之后是一个急剧下降的频率以上的相应的峰值频率。在这种情况下，磁场的螺旋项的存在扩展了GW频谱的峰值，因此与没有螺旋的情况相比，上述下降的位置也向更大的频率延伸。这可能会使它在空间干涉仪的探测上有所不同。GW生产的效率被发现是几乎相同的非螺旋的情况下，和独立的再加热温度，提供的电磁能量在再加热结束时被固定为辐射能量密度的某个分数。此外，与没有螺旋度的情况相反，在再加热期间，电能现在小于磁能。在低于峰值频率范围的一定范围内，分数圆极化接近百分之百。

洛伦兹破坏暴胀磁生

Lorentz-violating inflationary magnetogenesis

分析了最小洛伦兹破坏标准模型推广中暴胀子与光子之间的非共形不变耦合。对于特定形式的Lorentz破坏背景张量，避免了$\sim 10^{16}$ GeV尺度下de Sitter暴胀中磁生的强耦合和反反应问题，电磁感应的（高斯和非高斯）标量和张量曲率扰动的原始谱与宇宙微波背景观测结果一致，暴胀产生的磁场直接解释了宇宙磁场.

通过非螺旋磁生成和次级引力波探测再加热阶段

Probing Reheating Phase via Non-Helical Magnetogenesis and Secondary Gravitational Waves

本文通过非螺旋磁生成模型产生的次级引力波谱，研究再加热阶段动力学，发现不同再加热历史对应不同谱形，未来实验可探测。

Palatini方法与大尺度磁成因

Palatini approach and large-scale magnetogenesis

大规模的磁分析Palatini方法内的引力作用时，补充的贡献是非线性的爱因斯坦-希尔伯特项。虽然非线性项的加入并不影响暴胀阶段几何的标量模式，但张量与标量之比仍然被抑制。在这种情况下，如果势具有一个典型的形式，那么在标准暴胀阶段之后有一个刚性阶段似乎是合理的。在原星系引力坍缩之前，大尺度磁场甚至可以是Mpc量级的典型长度尺度上的nG的一小部分。

后暴胀宇宙的原始磁场

Primordial Magnetic Fields from the Post-Inflationary Universe

我们探讨宇宙学的磁场发生在后暴胀宇宙，当暴胀子振荡周围的潜在的最小值和宇宙是有效地由冷物质占主导地位。在再加热之前的这个时期，宇宙学背景可以显著地产生大尺度的磁场。通过考虑暴胀期间和暴胀之后的磁生作用，我们证明了在Mpc尺度上可以产生强于10^{-15} G的磁场，而不需要理论上的强耦合，也不需要产生太大的电场来支配宇宙。

暴胀磁生、导数耦合和相对论范德华相互作用

Inflationary magnetogenesis, derivative couplings and relativistic Van der Waals interactions

当规范场与标量有导数耦合时，就像范德华（或卡西米尔-波尔德）相互作用的相对论理论，共形不变性被打破，但磁和电的磁化率不一定重合。我们分析了慢卷暴胀中大尺度磁场的形成，发现它们是在百分之几个nG的水平上产生的，并且在几个Mpc和$100$ Mpc之间的典型长度尺度上产生。使用一个新的时间参数化，减少共形时间，但只为重合的非线性，规范作用被量子化，而相应的模式函数的演化方程更容易求解。功率谱取决于两个膨胀率（或相应的规范耦合）的归一化变化率以及它们在膨胀开始时的比值的绝对值。我们钉在参数空间中的所有的物理要求（即反作用的约束，磁边界和自然的初始条件的情况下）共同满足明确的区域。弱耦合的初始数据是有利的，如果规范耦合是在暴胀结束时相同的顺序。对偶性被系统地用于简化模型的宽参数空间的分析。

从非最小耦合在大场和小场势中的通胀磁生成

Inflationary magnetogenesis from non-minimal coupling in large- and small-field potentials

研究非最小耦合在大场和小场势中通过破缺电磁规范对称性产生磁场，发现非最小耦合调控电反作用和Schwinger效应，大场模型产生高达10^-13 G的磁场，符合观测限制，而小场模型则不显著。

扭转驱动的暴胀磁成因

Torsion driven Inflationary Magnetogenesis

我们证明了暴胀磁生所需的电磁拉格朗日量的共形不变性的破缺在庞加莱规范理论中自然出现。我们用最小耦合公式引入电磁规范场和非阿贝尔规范场。由于加入了非阿贝尔规范场，我们证明了该模型可以自然地避开太阳约束。我们发现，在这个模型的最小版本中，产生的磁场太小，无法解释的意见。我们讨论了引力作用量的一些推广，包括Starobinsky模型和一个具有共形不变性的模型。我们表明，这样的概括自然产生的磁场所需的动能条款。我们提出了一个推广的极小模型，通过添加一个潜在的长期，这是允许在这个模型的框架内，并表明，它会导致足够大的磁场。

暴胀磁生涨落

Fluctuations of inflationary magnetogenesis

这种分析的目的是探索可以说的磁化不均匀性的增长率下两个并发的假设：一个阶段的准德西特动力学驱动的一个单一的暴胀子场和观众场耦合到重力和规范部门的同时存在。而不是调用特设的各种组件之间的相关性，系统的标量不均匀性对角化的两个规范不变的准正常模式，其加权和给出的曲率扰动共动正交超曲面。传统的绝热标量模式的优势意味着，如果传统的暴胀阶段要持续约70个Efolds，并且对于0.1和0.001之间的慢滚参数范围，磁化不均匀性的增长率必须不超过2.2哈勃单位。较长和较短的准德西特阶段的持续时间导致，分别更严格或更宽松的界限，无论如何比标准的反作用的要求施加在衡量部门的约束。由于2阶的临界增长率导致准平坦的磁能谱，增长率的上限意味着磁谱指数的下限。均匀曲率计的优点被强调，特别是利用整个治疗的多组分系统表征这类问题。

爱因斯坦框架与乔丹框架的等价性：基于暴胀磁发生模型的研究

The equivalence between Einstein and Jordan frames: a study based on the inflationary magnetogenesis model

本文在f(R)引力下研究暴胀磁发生模型，通过比较乔丹与爱因斯坦框架中磁场能量密度及其谱，揭示了两框架的等价性，并分析了暴胀后谱的演化及同时尺度不变的条件。

单场致磁作用的张量标量比

Tensor to scalar ratio from single field magnetogenesis

张量与标量之比受大尺度规范场演化的影响，规范场在暴胀膨胀阶段可能被放大。在推导了动力学规范场存在下的标量和张量几何模的精确演化方程后，证明了张量与标量之比由绝热贡献的优势从下而上限定，并且在单个暴胀子场驱动磁生作用时，张量与标量之比不可能小于1000。

微扰区的暴胀磁生

Inflationary magnetogenesis in the perturbative regime

虽然在暴胀期间，增加规范耦合的阶段允许尺度不变的超电谱，但当耦合减少时，对于大于有效视界的典型波长，可以产生平坦的超磁谱。在规范耦合消失后，视界外的辐射期超磁功率谱由暴胀末期的超电场决定，而在规范耦合减弱的情况下则相反。而不是强加一个突然冻结后，通货膨胀，我们认为一个平滑的模式函数的演变，假定规范耦合和共形时间导数总是连续的背景非本征曲率。在对偶对称性下，根据放大规范功率谱的变换性质对它们进行了分类。在澄清了相关的磁生约束的制定中的共动和物理谱的作用，参数空间的情况下仔细检查。事实证明，在暴胀过程中，一个略带蓝色的超电谱可能会导致一个准平坦的超磁谱，在物质辐射相等之前，以及在相关波长重新进入有效视界之前。在这个框架中，规范耦合总是微扰的，但诱导的大尺度磁场可以是百分之几个nG的数量级，并且在原星系引力坍缩之前的几分之一Mpc和$100$ Mpc之间的典型长度尺度上。

因果关系、初始条件和暴胀磁生

Causality, initial conditions, and inflationary magnetogenesis

当考虑到两个基本问题时，暴胀后产生的磁场的演化，无论是传统的还是非传统的，都会发生巨大的变化。第一个是因果关系，它要求局部物理过程永远不会影响超视界扰动。第二个是从暴胀到再加热再到辐射时代的过渡的性质，这决定了这些时代开始时的初始条件。因果关系意味着暴胀磁场不会冻结在物质中，直到它们重新进入因果视界。另一方面，宇宙学跃迁的性质和相关的初始条件决定了暴胀后的大尺度磁演化。两者加在一起，可以在宇宙的后暴胀演化过程中减缓超视界尺度上的绝热磁衰变，从而导致相当强的残余磁场。这对宇宙磁场发生的常规和非常规情景都是“好消息”。特别是，在标准电磁场之外运行的机制，在膨胀期间不需要太多地增强它们的场，以产生可以为今天的银河发电机提供能量的种子。事实上，即使是常规产生的膨胀磁场也可能维持发电机。

具有自洽耦合函数的暴胀磁生成

Inflationary magnetogenesis with a self-consistent coupling function

本文在微扰FRW度规下推导暴胀磁生成中的麦克斯韦方程，利用作用量自洽性约束耦合函数形式，并在大场暴胀模型中给出电磁场功率谱，同时定性讨论强耦合问题。

一种可行的暴胀磁成因方案中螺旋磁场的产生

The generation of helical magnetic field in a viable scenario of Inflationary Magnetogenesis

本文研究了在一个不存在强耦合和反反应问题的暴胀磁生模型中螺旋磁场的产生。为了产生螺旋磁场，我们在Ratra模型的拉格朗日量中加入了一个$f^2 \tilde{F}^{μν} F_{μν}$项。如果我们采取耦合函数$f$的特定行为，其中$f$在膨胀期间增加并且在膨胀后到再加热时减少，则可以避免强耦合和逆反应问题。所产生的磁场是完全螺旋的，并且具有蓝色光谱$dρ_B/d\ln k \propto k^4$。当在膨胀期间耦合函数$f\propto a^2$时获得该谱。在我们的模型中，再加热的规模必须低于$4000$ GeV，以避免反反应后膨胀。所产生的磁场谱满足$γ$ -射线约束的所有可能尺度的再加热。在100 GeV能量下再加热时，共动磁场强度和相关长度分别为$\sim 4 \times 10^{-11} $ G和$70$ kpc。在$150$ MeV的QCD尺度下进行再加热时，场强增加到$\sim$纳高斯，相干尺度为$0.6$ Mpc。

暴胀再加热到预加热 - 个人经历

Inflationary Reheating to Preheating - A Personal Account

本文通过个人经历回顾了暴胀宇宙学中预加热阶段的起源，并探讨了相关不稳定性机制在宇宙学中的广泛应用。

具有附加螺旋度的暴胀磁生：来自非高斯性的约束

Inflationary magnetogenesis with added helicity: constraints from non-gaussianities

在以前的工作中，我们中的两个人提出了一个基于滚动辅助场的暴胀磁生模型，该模型既能够解释由耀变体的伽马射线观测（非）推断的磁场，又能够启动银河发电机，而不会引起任何强耦合或强反反应机制。在这里，我们评估的标量谱和双谱相对于在该方案中产生的单场慢卷膨胀的校正。对模型的最强约束来自于标量双谱的非观测。然而，即使考虑到这些限制，该方案可以成功地解释所观察到的磁场，只要暴胀的能量尺度小于$10^6\div10^8$ ~GeV，在一定条件下的辅助标量场的缓慢滚动。

缩小暴胀磁生的窗口

Narrowing the window of inflationary magnetogenesis

我们考虑共形对称被$f^2(ϕ) F_{αβ} F^{αβ}$项破缺的暴胀磁生。我们假设今天的磁场功率谱在0.1和$10^4$ Mpc之间是一个幂律，具有观测的上限和下限。这将$f$固定为在膨胀期间的窗口中的共形时间中接近幂律，此时产生了今天观察到的模式。与以前的工作相比，我们不做任何假设的形式$f$以外的这些规模。我们涵盖了所有可能的再加热的历史，描述了一个平均状态方程$-1/3 <\bar{w} <1$。要求强耦合和大的反反应，避免在背景和微扰水平，我们发现的束缚$δ_{B_0} < 5 \times10^{-15} \left( \frac{r}{0.07} \right)^{1/2} κ\mathrm{G}$的膨胀所产生的磁场，其中$r$是张量标量比和$κ$是一个常数有关的形式$f$。这个估计值与我们的近似值有一个数量级的不确定性。参数$κ$是$<100$，值$\gtrsim1$需要高度微调的$f$形式;典型值要小几个数量级。

暴胀介子-轴子磁生作用

Inflationary dilaton-axion magnetogenesis

讨论了介子-轴子电磁学中暴胀过程中原初磁场的产生，其中介子和轴子动力学分别用两个与时间相关的宇宙标度因子函数$I(a) F^2/4$和$J(a) F\tilde{F}/4$来表示，其中$F$是电磁场强度，$\tilde{F}$是它的对偶.我们研究的形式$J(a)$，可以产生一个大的种子磁场在弱耦合制度，$I(a)<1$。虽然$J(a)$函数依赖于模型，但轴子-光子耦合确实为成功的暴胀磁生开辟了一个新的窗口。

轴子的共振磁生

Resonant magnetogenesis from axions

我们研究了U（1）规范场与轴子场之间的Chern-Simons耦合产生种子磁场的过程。我们解决的轴子开始在通货膨胀，再加热，也辐射占主导地位的宇宙热化后的时代振荡。我们研究的共振生成机制，并强调，一个小的振荡时间尺度相对于宇宙膨胀可以导致一个有效的生成（超）磁场通过共振生成，即使是${\cal O}(1)$耦合。此外，我们证明了所产生的字段可以是螺旋形的，由于快子放大阶段之前的振荡的发病。此外，它示出的参数共振在再加热过程中可以产生圆极化（超）磁场中的空隙区域与目前的振幅$B_0 =3\times 10^{-15}$高斯和相干长度$λ_0 = 0.3$ PC没有被困扰的反反应问题。

在暴胀磁生作用中增加螺旋度

Adding helicity to inflationary magnetogenesis

暴胀磁生的机制研究最多的依赖于规范动力学项$F_{μν}\,{F}^{μν}$的系数随时间的变化。不幸的是，只有极其精细的模型版本才能持续产生观测所需的宇宙学磁场。我们提出了一个推广的这个模型，其中也是伪标量不变$F_{μν}\,\tilde{F}^{μν}$乘以一个时间依赖函数。新的宇称违反项允许在暴胀结束时更自由地调整场的振幅。此外，它导致了一个螺旋形的磁场，在大尺度放大的磁流体动力学过程中的辐射主导的时代。因此，我们的模型可以满足观测的星系际介质中的字段的下限，同时提供了一个种子的银河发电机，如果膨胀发生在能量范围从$10^5$到$10^{10}$ GeV。这样的能量尺度远低于最近的BICEP 2结果所建议的，如果后者是由于原始张量模式。然而，规范场是暴胀过程中张量的来源，即使暴胀发生在低能量下，它也会产生一个相当大的张量与标量之比$r={\cal O}(0.2)$的引力波谱。因此，该系统避开了Lyth界限。对于较小的$r$值，需要较低的暴胀能量标度值。该模型预测了完全螺旋宇宙磁场和手征谱的原始引力波。

没有强耦合问题的暴胀磁生

Inflationary Magnetogenesis without the Strong Coupling Problem

已知最简单的暴胀磁生的规范不变模型会受到大的反作用或强耦合的问题的困扰，这使得它很难自洽地从暴胀中获得比$\Mpc$尺度上的$10^{-32} G$更大的宇宙磁场。这样的强度不足以作为银河发电机效应的种子，这需要一个大于$10^{-20} G$的磁场。在本文中，我们分析了简单的扩展的极小模型，它避免了强耦合和反反应的问题，以产生足够大的磁场的Mpc规模的今天。首先研究了破坏电磁共形不变性的耦合函数是具有尖锐特征的非单调函数的可能性。随后，我们考虑的影响，降低能量标度的通货膨胀与长期再加热的情况下，宇宙是由一个僵硬的流体膨胀后很短的时间内占主导地位。在后一种情况下，一个系统的研究表明，磁场强度的上限今天的Mpc规模的$10^{-13} G$的低规模的通货膨胀和$10^{-25} G$的高规模的通货膨胀，从而提高了7-19个数量级的先前的结果。这些结果与强耦合和反作用约束是一致的。

矢量伽利略子与暴胀磁生

Vector Galileon and inflationary magnetogenesis

宇宙暴胀为这种结构的形成提供了初始条件。然而，大规模磁场的起源不能在这个框架内解决。这个长期存在的问题的关键问题是共形不变性的电磁（EM）场在4-D。虽然在文献中已经提出了许多方法来打破共形不变性的EM行动，在这里，我们提供了一个全新的方式来看待修改的EM行动和生成原始磁场在通货膨胀。我们明确地构造了一个高阶导数的电磁作用，打破共形不变性的要求三个条件-理论描述的矢量位$A_μ$及其衍生物，规范不变性得到满足，运动方程是线性的矢量位的二阶导数。我们的模型的独特之处在于，可观的磁场产生在小波长，而微小的磁场产生在大波长，与当前的观测结果一致。

Simulating relic gravitational waves from inflationary magnetogenesis

We present three-dimensional direct numerical simulations of the production of magnetic fields and gravitational waves (GWs) in the early Universe during a low energy scale matter-dominated post-inflationary reheating era, and during the early subsequent radiative era, which is strongly turbulent. The parameters of the model are determined such that it avoids a number of known physical problems and produces magnetic energy densities between 0.2% and 2% of the critical energy density at the end of reheating. During the subsequent development of a turbulent magnetohydrodynamic cascade, magnetic …

利用再加热预测和残余引力波治愈暴胀简并

Curing inflationary degeneracies using reheating predictions and relic gravitational waves

众所周知，暴胀情景在其对CMB观测量的预测中经常显示出不同的简并集。这些简并通常是因为多个暴胀模型预测的标量谱指数$n_{_S}$和张量-标量比$r$的值相似，或者是因为在同一个模型中，$\lbrace n_{_S}, r \rbrace$的值对某些模型参数不敏感，使得单独的CMB观测难以构成暴胀宇宙学的独特探测。我们证明，考虑到通货膨胀后的再加热参数，如再加热$N_{_{\rm re}}$的持续时间，其温度$T_{_{\rm re}}$，特别是其状态方程（EOS），$w_{_{\rm re}}$的约束，它是可能的，以打破这种退化在某些类的通货膨胀模型中，相同的值$\lbrace n_{_S}, r \rbrace$可以对应于不同的再加热$w_{_{\rm re}}$。特别是，我们展示了如何再加热约束可以打破通货膨胀退化的T-模型和E-模型$α$吸引子。还研究了非正则暴胀。残余引力波（GW）谱为我们提供了另一种打破暴胀简并的工具。这是因为GW光谱对宇宙的后暴胀状态方程很敏感。实际上，在再加热$(w_{_{\rm re}} > 1/3)$期间，刚性EOS引起光谱指数$n_{_{\rm GW}} = \frac{d\log{Ω_{_{\rm GW}}}}{d\log{k}} > 0$中的小尺度蓝色倾斜，而软EOS $(w_{_{\rm re}} < 1/3)$导致红色倾斜。因此，遗迹G…

暴胀宇宙学中的再加热：理论与应用

Reheating in Inflationary Cosmology: Theory and Applications

再加热是暴胀宇宙学的重要组成部分。它描述了标准物质粒子在加速膨胀阶段之后的产生。我们给出了一个回顾的再加热过程，重点是在预热阶段的深入讨论，其特征在于由于参数共振或快子不稳定性的指数粒子生产。我们给出了一个简短的概述预热后的热化过程，并结束了一些应用超对称理论和宇宙学中的其他问题，如重子生成，暗物质和度规预热的调查。

f(R)引力下的暴胀磁生成： reheating 期间的动力学、约束与观测特征

Inflationary Magnetogenesis with $f(R,ϕ)$ Coupling

本文将Ratra模型扩展为非最小f(R)引力框架，推导reheating阶段磁场能谱，施加三类理论约束并结合MHD湍流效应，通过数值计算得到参数联合约束，为暴胀磁生成提供了可行理论框架。

对数介质暴胀模型中的曲率再加热

Curvaton reheating in logamediate inflationary model

在对数介质暴胀宇宙模型中，我们引入曲率场，以结束这种暴胀模型。在这种方法中，我们确定再加热温度。我们还概述了一些有趣的约束参数，描述我们的模型。因此，我们给出了这种情况下的参数空间。

放宽暴胀磁生的限制

Relaxing the limits on inflationary magnetogenesis

暴胀一直被认为是产生原始大尺度磁场的最佳方式。为了获得足够强大的磁场来为银河发电机提供种子，大多数机制都在传统电磁理论之外运行。后者通常在de Sitter阶段结束后恢复。脱离标准电磁场可以在膨胀结束时导致明显更强的磁场，从而补偿它们随后的绝热耗尽。我们认为，德西特时代的剧烈磁场增强可能不再是必要的，因为与普遍的看法相反，超视界大小的磁场在暴胀后以较慢的速度衰减。这一主张背后的原理是因果关系，它将后暴胀电流限制在视界内。没有电流，就不可能有超哈勃长度的磁通冻结。在那里，磁场衰减速度减慢，因此更容易产生天体物理学感兴趣的原始场。为了量化这一定性陈述，人们可以从当前的银河发电机需求开始，并对膨胀结束时所需的磁场强度进行“逆向工程”，以便在今天产生与天体物理学相关的剩余种子。我们的研究结果表明，根据磁尺度，暴胀磁生机制产生的磁场强于$10^{17}$ G的德西特阶段结束时，可以成功地种子银河发电机目前。

暴胀磁生：强耦合及其非高斯特征的求解

Inflationary magnetogenesis: solving the strong coupling and its non-Gaussian signatures

最简单的原始磁场生成模型可以提供尺度不变的磁场，可以解释它在宇宙尺度上的丰度。两种耦合函数的解都可能导致这种现象，它们都存在强耦合或大反作用的问题。在这项工作中，我们认为耦合函数作为一个线性组合的两种模型参数。我们发现，该参数需要尽可能小的$\sim 10^{-20}$，以避免反反应问题。另一方面，要求Mpc尺度以上的模式不遭受强耦合，我们也得到了一个弱约束的模型参数大于$10^{-60}$。在模型参数允许的范围内，我们解析地计算了磁场和曲率扰动之间的交叉关联函数。我们发现，这样的组合保持一致性关系。此外，其结果导致增强的非高斯性在等边以及平坦的限制与独特的签名，表征了这个模型的新颖性。

碎片化对暴胀后再加热的影响

Effects of Fragmentation on Post-Inflationary Reheating

本研究分析暴胀后再加热时期碎片化的影响，发现其效应依赖再加热机制：费米子衰变再加热基本被排除，玻色子衰变受影响小，散射再加热会降低再加热温度。

观察通货膨胀的再加热

Observing the Inflationary Reheating

再加热是连接暴胀和随后的热大爆炸阶段的时期。这个时代在概念上非常重要，但在观测上却知之甚少。我们表明，目前的普朗克卫星测量的宇宙微波背景（CMB）的各向异性约束的再加热时代的运动学性质的暴胀模型。这一结果是通过推导《通货膨胀百科全书》中约200个模型的再加热参数的边缘化后验分布得到的。通过每个模型的统计证据来解释数据，我们表明普朗克2013年的测量导致后验到先验体积平均减少40%。对再热进行一些额外的假设，如指定一个平均状态方程参数，或将分析集中在特殊的情况下，可以增强或减少这种约束。我们的研究还表明，贝叶斯证据的模型可以大大影响的再加热属性。因此，当前CMB数据的精度是这样的，估计一个模型的观测性能，现在需要纳入有关其再加热历史的信息。

超越慢滚的暴胀磁生成及其诱导的引力波

Inflationary magnetogenesis beyond slow-roll and its induced gravitational waves

本文研究短暂偏离慢滚暴胀情景下 Ratra 模型中磁场功率谱的增强机制，推导出谱指数可达4.75的解析界限，并计算其诱导的随机引力波背景，为未来引力波观测提供可探测的特征信号和搜索模板。

暴胀易磁化率、对偶性和大尺度磁场的产生

Inflationary susceptibilities, duality and large-scale magnetic fields generation

我们研究了在准德西特膨胀阶段，在电磁兼容性不一致的假设下，标量场与阿贝尔规范场的相互作用。对偶对称性，将磁化率转换为磁化率的倒数，交换了磁功率谱和电功率谱。两种折射率之间的失配决定了影响正则场演化的有效折射率。暴胀阶段的持续时间和磁生作用的要求所施加的约束，确定了磁致伸缩率的变化率，这与天体物理学和宇宙学尺度上的磁场强度观测结果一致，但避免了反反应问题。这种磁生现象的参数空间比磁致伸缩系数相等的情况更宽，因为它发生在暴胀子或其他旁观者场仅与标准规范动力学项耦合时。

暴胀磁生作用可行方案中的引力波产生

Gravitational wave generation in a viable scenario of inflationary magnetogenesis

暴胀过程中产生的磁场是宇宙中观测到的大尺度磁场起源的一个有前途的机制。在几种尝试中，一种流行的模型是暴胀子和电磁场通过耦合函数$f$耦合，导致形式为$f^2 F^{μν} F_{μν}$的拉格朗日密度项。文献中提出了这种模型的一些潜在困难。在我们早期的工作中，我们提出了可行的暴胀磁生模型，它避免了这些问题，同时可以导致天体物理学感兴趣的非螺旋或螺旋磁场。我们的模型需要一个低的能量尺度的通货膨胀和再加热（再加热温度，$T_R < 10^4$ GeV），并产生一个蓝色的电磁（EM）场的光谱峰值周围的地平线规模的再加热。我们在这里表明，与这些电磁场相关的各向异性应力自然源的随机背景的引力波（GW）的频率在几十毫赫兹到毫赫兹的范围内生产。这两个极端的范围可以分别探测脉冲星定时阵列（PTA）的实验和即将到来的激光干涉空间阵列（LISA）。对于产生非螺旋原初场的模型，用$d Ω_{GW}/d \ln k$表示的GW谱能量峰值为$ 10^{-6} $，对于$T_R=100$ GeV的螺旋情形，用$d Ω_{GW}/d \ln k$表示的GW谱能量峰值为$2 \times 10^{-6} $.在这种情况下，对于非螺旋情况，频谱峰值在频率$30 μ$ Hz，对于螺旋情况，频谱峰值在频率$40 μ$ Hz。当电磁能量密度与再加热时的宇宙学密度之比为$ε\sim 1$时得到这些值，并且对于较小的值，这些…

第一个CMB约束对充气再热温度的影响

First CMB Constraints on the Inflationary Reheating Temperature

本文首次给出了由宇宙微波背景（CMB）数据得到的单场暴胀再加热年代的贝叶斯约束。在证明了这个时代可以完全由所谓的再加热参数的特点，我们表明，它是由7年威尔金森微波各向异性探测器（WMAP7）的所有大，小字段模型的数据的约束。我们的方法的一个有趣的特点是，它产生的再加热温度的下限，可以结合与引力子生产的上限。对于大场模型，我们发现再加热的能量尺度高于大型强子对撞机探测的能量尺度，在95%的置信度下，Ereh> 17.3 TeV。对于小场模型，我们得到了两个西格玛下限Ereh&gt; 890 TeV的平均状态方程在再加热=-0.3和Ereh&gt; 390 GeV的=-0.2。<wreh><wreh>这些限制的物理起源是教学解释的慢滚近似的装置。最后，当对所有可能的再加热历史进行边缘化时，WMAP7数据在压力下推动了大规模的暴胀（在95%的置信度下p &lt;2.2，其中p是大场势的幂指数），而它们在小场模型中略微有利于超普朗克场的期望值。

$R^2$ Palatini暴胀模型中的再加热

Reheating in $R^2$ Palatini inflationary models

我们考虑在Palatini引力中的$R^2$暴胀，假设存在标量场，以最一般的方式耦合到引力。这些理论，在爱因斯坦框架下，并为一个标量场$h$，共享与$K$ -暴胀模型的共同特征。我们应用这种形式主义的流行的通货膨胀模型的研究，其潜力是单项式，$ V \sim h^{n} $，与$ n $一个正的偶数。我们还研究了非最小耦合到引力的希格斯模型。虽然这些最近已经研究，在Palatini方法的框架中，我们表明，标量功率谱严重约束这些模型。虽然我们没有提出一个特定的再加热机制，我们表明，二次$ \sim h^2$和希格斯模型可以生存这些约束的最大再加热温度大$ \sim 10^{15} \, GeV$，当再加热是瞬时的。然而，这只能以耦合的精细微调为代价来实现。偏离这个微调的值仍然可以产生与宇宙学数据相一致的预测，因为耦合位于非常紧的范围内，给出较低的再加热温度。

最小磁生成：暴胀扰动与 ALP 的作用及其引力波特征

Minimal Magnetogenesis: The Role of Inflationary Perturbations and ALPs, and Its Gravitational Wave Signatures

本文提出无需非共形耦合的最小暴胀磁生成情景，借助轻 ALP 在退耦后的相干振荡与快子共振放大弱原初磁场，并用 CMB-S4 引力波信号约束轴子—光子耦合。

暴胀磁成因的挑战：来自强耦合、逆反应和施温格效应的约束

Challenges in Inflationary Magnetogenesis: Constraints from Strong Coupling, Backreaction and the Schwinger Effect

已知与$f^2 F_{μν}F^{μν}$形式的电磁作用耦合的暴胀磁生模型有几个问题。这些问题包括强耦合问题、反作用问题以及由于施温格效应而产生的强约束。我们提出了一个解决所有这些问题的模型。在我们的模型中，耦合函数，$f$，膨胀期间增长和过渡到一个衰减阶段后膨胀。选择这种进化行为是为了避免强耦合的问题。通过假设耦合函数的适当幂律形式，我们也可以忽略暴胀过程中的反作用效应。为了避免膨胀后的反反应，我们发现再加热温度被限制在$ \approx 1.7 \times 10^4$ GeV以下。预测的磁能谱是非螺旋和一般的蓝色。在QCD历元（150 MeV）再加热时，估计的现今磁场强度和相应的相干长度分别为$ 1.4 \times 10^{-12}$ G和$6.1 \times 10^{-4}$ Mpc。这是在考虑了再加热后通量冻结演变的非线性处理之后获得的。如果我们还考虑非螺旋逆级联的可能性，如直接数值模拟所示，相干长度和磁场强度甚至更大。在上述所有情况下，在我们的模型中产生的磁场满足$γ$射线约束低于一定的再加热温度。