Modelos Unificados de Inflación, Energia Obscura y Materia Obscura

Campos Escalares Dilaton Dilaton Radion Radion Inflaton Inflaton Higgs Higgs Quintaesencia Quintaesencia Materia Obscura Materia Obscura Brans-Dicke Brans-Dicke Inflatón Inflatón Quintaesencia Quintaesencia Materia Obscura Materia Obscura

Teorias y Modelos Teoría de Cuerdas Teoría de Cuerdas Teoría de Branas Teoría de Branas Modelo Estandar Modelo Estandar Brans-Dicke Brans-Dicke

Teoría de Branas

Las Ecuaciones de Campo k 0 =8/M 4 2 (M 4 masa de Planck 4d) k 0 =8/M 4 2 (M 4 masa de Planck 4d) k=0, § 1 k=0, § 1  masa del BH  masa del BH

El Metodo Haciendo Haciendo Se obtiene: Se obtiene:

El Metodo Con Con Se obtiene: Se obtiene:

Ejemplo F=B a s F=B a s B y s constantes. B y s constantes.   = 0 a -3    = 0 a -3  Donde 3  =6-s y  0 =6B/s=2B/(2-  ) Donde 3  =6-s y  0 =6B/s=2B/(2-  ) V(a)=s/6   V(a)=s/6   G(a)=k 0 /3  T (1+ b  T ) G(a)=k 0 /3  T (1+ b  T ) L(a)=    L(a)=   

Limite (  T ¿1/  b )G(a)¼ k 0 /3  T ) Recordemos:  T = 0 a -3  +M a -3 Recordemos:  T = 0 a -3  +M a -3 V()=V 0 sinh 2q [ M ] V()=V 0 sinh 2q [ M ]

V(  )=V 0 sinh 2q [ M  ] -0.6 ·   · ·   · -0.9

V(  )=V 0 sinh 2q [ M  ] -0.6 ·   · ·   · -0.9

V(  )=V 0 sinh 2q [ M  ] -0.6 ·   · ·   · -0.9

Limite  T À1/  b ) G(a)¼k 0 /3  b  T 2 X ´ a 3 X ´ a 3 Se obtiene: Se obtiene: m = 1 -   / m = 1 -   /

Dinámica Inflacionaria Cantidad de Inflación (N ¼ 50) Cantidad de Inflación (N ¼ 50) El parametro “slow-roll” (<1) El parametro “slow-roll” (<1) Amplitud de las Perturbaciones (A s ¼ 2 £ Amplitud de las Perturbaciones (A s ¼ 2 £ )

Campo Escalar Dominante Se obtiene: Se obtiene: Y´a3Y´a3 A ´ k 0  0 /3, B ´  b  0, y C ´    0

Campo Escalar Dominante El potencial: El potencial: Y´a3Y´a3

Inflación ! DM DM ! V=V 0 (cosh()-1) Con 2 = 8/M 4 2 V 0 Cosh() ¼ V 0 exp(-) DM ! V=V 0 (cosh()-1) Con 2 = 8/M 4 2 V 0 Cosh() ¼ V 0 exp(-) =1 ) V end ¼ 2 2 / b N ¼ 1/2 b (V N -V end )/ 2 A s 2 ¼ 8/75 V 4  3 /(M 4 4  2 )  ¼ 2 2 /( b V) n = 1 – 4/(N+1)

Inflación ! DM DM ! V=V 0 (cosh()-1) Con 2 = 8/M 4 2 DM ! V=V 0 (cosh()-1) Con 2 = 8/M 4 2  = 20, V 0 ¼ (3 £ M 4 ) 4  = 20, V 0 ¼ (3 £ M 4 ) 4 V end ¼ 2 2 / b =2.33 £ GeV 4 N ¼ 1/2 b (V N -V end )/ 2 = 70 A s 2 ¼ 8/75 V 4  3 /(M 4 4  2 ) ¼ (2 £ 10 5 ) 2 1/ b =2.88 £ GeV 4 n = 0.94

El Inflaton como SFDM James Lidsey, Tonatiuh Matos and Luis A. Ureña, Phys.Rev.,D66(2002) b  2.8810 51 GeV 4 b  2.8810 51 GeV 4  i  1.94 M pl V i  1.6310 56 GeV 4  i  1.94 M pl V i  1.6310 56 GeV 4  end  1.90 M pl V end  2.3310 54 GeV 4  end  1.90 M pl V end  2.3310 54 GeV 4 M pbh  10 9 M pl t evap  s  0  M pbh  10 9 M pl t evap  s  0   Einst < 1.80 M pl  Einst. << b  Einst < 1.80 M pl  Einst. << b  pbh > 1.06 M pl  pbh > 1.06 M pl  exp > 0.01 M pl  exp > 0.01 M pl

Conclusión En Cosmología de Branas En Cosmología de Branas El inflatón puede decaer en El inflatón puede decaer en Energia Obscura Energia Obscura O Materia Obscura Materia Obscura