膨胀后宇宙学中的粒子衰变

我们研究了质量mas m1的标量粒子在标准宇宙学模型的辐射和物质为主的时期期间衰减为质量为m2的两个粒子。 引入了绝热近似，该近似对给定时间的自由度（d.o.f.）有效，其典型波长比粒子水平线（∝哈勃半径）小得多。 我们实现了一种非扰动的方法，其中包括宇宙学膨胀，并获得了宇宙费米黄金定律，该定律使人们能够计算质量为m1的母体粒子的衰减定律，以及质量为m2的子体粒子的聚集。 衰减粒子的生存概率为P（t）=e-Γ〜k（t）t，其中Γ〜k（t）是有效的动量和随时间变化的衰减率。 它的特征是相对论和非相对论之间的过渡时间尺度tnr，并且由于（局部）时间膨胀和宇宙学红移，k≠0总是小于Minkowski