Lockerung kosmologischer Beschränkungen für aktuelle Neutrinomassen: Auswirkungen der Kopplung auf Störungen

Linktabelle

• Zusammenfassung und Einleitung
• Kopplung dunkler Energie an Neutrinos
• Einfluss der Kopplung auf Störungen und Observablen
• Parameter Schätzung
• Diskussion
• Danksagung, Anhang und Referenzen

III. AUSWIRKUNGEN DER KOPPLUNG AUF STÖRUNGEN UND BEOBACHTUNGSFÄHIGKEITEN

A. Störungsgleichungen

Die gestörte Energiedichte und der Druck der wechselwirkenden Neutrinos wurden in früheren Studien hergeleitet (siehe z. B. [16, 19, 20]):

wobei die anisotrope Neutrinospannung σν [46] durch die Kopplung nicht verändert wird. Wir haben die Fluid-Approximationsgleichungen der nichtkalten Dunklen Materie im CLASS-Code entsprechend angepasst.

Tief im nichtrelativistischen Regime, wenn wν = 0, verschwindet das Verhältnis q/ϵ asymptotisch und die Druckstörungen im Neutrinofluid sowie die Scherspannung werden im Vergleich zu den Dichtestörungen vernachlässigbar. Die Kontinuitäts- und Eulergleichungen sind analog zu denen des gekoppelten Modells kalter Dunkler Materie [26, 48].

Für das gekoppelte Skalarfeld lautet die Bewegungsgleichung der Fluktuationen wie folgt:

Wie im Hintergrund entwickeln wir die Feldstörungen mit dem Potenzial durch die obige Gleichung in unserer Version des CLASS-Codes.

B. Auswirkungen auf das Materieleistungsspektrum

Es gibt drei Hauptstadien der Entwicklung des Neutrinodichtekontrasts, die von der Kopplung beeinflusst werden. Während der strahlungsdominierten Ära, wenn die Neutrinos vom thermischen Bad entkoppelt, aber immer noch relativistisch sind, wachsen ihre Störungen als Strahlung. Später werden die Neutrinos nichtrelativistisch und sammeln sich in den Gravitationspotentialtöpfen kalter dunkler Materie, die die dominierende kosmologische Komponente ist. Unterhalb ihrer frei fließenden Skala sammeln sie sich jedoch nicht wie kalte dunkle Materie [1]. Die freie Strömung der Neutrinos dämpft die Neutrinofluktuationen bis zu einer kritischen Skala, die von der Neutrinomasse abhängt, und erzeugt das Schwingungsmuster, das im linken Feld von Abb. 4 zu sehen ist. Die frei fließende Wellenzahl des Fourriermodus erreicht beim nichtrelativistischen Übergang ein Minimum, gegeben durch [2].

während der Dominanz von Materie oder dunkler Energie. Oder äquivalent dazu erhalten wir mit den Gleichungen (2.22) und (2.23)

für unsere spezielle Skalarfeldparametrisierung. Oberhalb der freien Strömungslänge wachsen die Neutrinofluktuationen ungehindert. Bei wachsenden Neutrinomassen (β > 0, grüne gestrichelte Linie) ist die freie Strömungsskala in Gl. (3.14) größer und das Wachstum der Fluktuationen verzögert sich im Vergleich zu schrumpfenden Neutrinomassen (β < 0, orange strichpunktierte Linie).

Darüber hinaus verändert die Abhängigkeit der Neutrinomasse von β den Anteil der Materie, deren Fluktuationen auf einer bestimmten Skala nicht wie kalte dunkle Materie wachsen. Die Neutrinos tragen nicht zur Entstehung von Potentialtöpfen unterhalb der Skala der freien Strömung bei, und die gesamte Strukturbildung wird gedämpft, da die Gravitationstöpfe nicht so tief sind, wie sie es bei ausschließlich nichtrelativistischer Materie wären.

Darüber hinaus verringert der nicht zu vernachlässigende Anteil der Dunklen Energie selbst (λ ̸= 0 und β = 0, blaue durchgezogene Linie) das Wachstum der Fluktuationen während der Materiedominanz weiter, was zu einer stärkeren Leistungsunterdrückung führt. Andererseits hängt das Materieleistungsspektrum auf kleinen Skalen auch davon ab, wie groß die Neutrinomassen in der Vergangenheit waren. Wachsende Neutrinomassen (β > 0, grüne gestrichelte Linie) verringern die durch das Skalarfeld verursachte Leistungsunterdrückung, während schrumpfende Neutrinomassen die Unterdrückung verstärken (β < 0, orange strichpunktierte Linie).

D. Auswirkungen auf das CMB-Linsenpotential

Da die frei strömenden Neutrinos die Dichtestörungen auslöschen, beeinflussen sie das CMB-Licht, das durch die Gravitationslinseneffekte verzerrt wird, die durch die dazwischenliegende Materieverteilung zwischen uns und der letzten Streufläche verursacht werden [49]. Die Neutrinos reduzieren das CMB-Linsenpotential, das ein Maß für das Integral der Gravitationspotentiale entlang der Sichtlinie zwischen dem Rekombinationszeitpunkt und der Gegenwart ist. Der Effekt des schwachen Linseneffekts besteht darin, das Leistungsspektrum der CMB-Temperaturanisotropien auf kleinen Skalen zu glätten. Beachten Sie in Abb. 6, dass der Effekt, da er proportional zur Energiedichte der Neutrinos ist, deren Masse einschränken kann, deren kosmologische Entwicklung durch die beiden Parameter λ und β gesteuert wird. Wäre beispielsweise die Neutrinomasse in der jüngeren Vergangenheit zu hoch gewesen, hätten wir weniger Linseneffekte gehabt, als wir beobachten. Die bereits durch das Skalarfeld bewirkte Unterdrückung (β = 0, blaue durchgezogene Kurve) wird entweder durch schrumpfende Neutrinomassen verstärkt (β < 0, orange strichpunktierte Linie) oder durch wachsende Neutrinomassen kompensiert (β > 0, grüne gestrichelte Linie).

Es ist bemerkenswert, dass wir im Gegensatz zu der modellunabhängigen Parametrisierung der Neutrinomassenvariation, die in Ref. [20] untersucht wurde, in unserem Modell [50] keine Instabilitäten auf großen Skalen finden, die durch große Kopplungswerte ausgelöst würden, die ein schnelles Anwachsen der Neutrinostörungen auf den größten beobachtbaren Skalen verursachen würden.