Este documento está disponible en arxiv bajo licencia CC 4.0.   Autores:  (1) HARRISON WINCH, Departamento de Astronomía y Astrofísica, Universidad de Toronto e Instituto Dunlap de Astronomía y Astrofísica, Universidad de Toronto;  (2) RENEE´ HLOZEK, Departamento de Astronomía y Astrofísica, Universidad de Toronto e Instituto Dunlap de Astronomía y Astrofísica, Universidad de Toronto;  (3) DAVID JE MARSH, Física Teórica de Partículas y Cosmología, King's College de Londres;  (4) DANIEL GRIN, Haverford College;  (5) KEIR K. ROGERS, Instituto Dunlap de Astronomía y Astrofísica, Universidad de Toronto.  Tabla de enlaces   Resumen e introducción   Métodos   Fenomenología   Discusión y trabajo futuro   Conclusión   Agradecimientos y Referencias  4. DISCUSIÓN Y TRABAJO FUTURO   Aunque la comparación con las probabilidades de LSS de los estudios de galaxias y las probabilidades de CMB para los espectros de potencia de polarización, temperatura y lentes son las más sencillas, las limitaciones actuales más estrictas sobre los axiones provienen de las mediciones del bosque Ly-α, ya que estos son capaces de sondear la MPS a escalas mucho más pequeñas que los estudios de galaxias o el CMB (Rogers & Peiris 2021). Sin embargo, comparar las predicciones MPS para axiones extremos con datos del bosque Ly-α es más difícil, ya que requiere simulaciones hidrodinámicas de la estructura no lineal a pequeña escala, que en principio podría depender del comportamiento no lineal del modelo de axiones extremos. En este artículo, utilizamos las estimaciones del MPS lineal de los datos del bosque Ly-α, que asumieron MDL para la evolución de la estructura a pequeña escala, pero este método sólo es válido en el régimen de baja densidad de axiones, donde el MDL constituye la mayor parte de la materia oscura. Se han realizado algunos trabajos modelando el bosque Ly-α no lineal para axiones extremos (Leong et al. 2019), pero esta simulación es computacionalmente costosa. Idealmente, el mejor enfoque sería entrenar un emulador para que produzca predicciones de axiones extremas de los datos de Ly-α, similar a lo que se hizo en Rogers & Peiris (2021). Cuando se combina con nuestro axionCAMB modificado, esto podría permitir un cálculo rápido y una comparación directa con los datos del bosque Ly-α, lo que daría las restricciones más informativas sobre el comportamiento a pequeña escala de estos modelos de axiones extremos. Además, la comparación directa con los observables Ly-α nos permitiría utilizar estudios espectroscópicos de mayor resolución, como los realizados con Keck o VLT Lu et al. (1996); Irsiˇc et al. ˇ (2017b).  Restricciones simultáneas precisas sobre la masa del axión, la fracción de densidad y el ángulo inicial abordarían cuantitativamente una cuestión importante que, hasta ahora, sólo se ha abordado cualitativamente: a saber, el grado requerido de ajuste fino para que estos modelos de axiones extremos funcionen. La Figura 10 muestra que se puede alcanzar una buena concordancia con los datos con ángulos iniciales de axión cercanos al pico, separados por menos del 10%. Arvanitaki et al. (2020) han propuesto un modelo que podría hacer que el campo de axiones comience cerca del pico en momentos extremadamente tempranos, pero la plausibilidad de estos modelos dependería exactamente de cuánto ajuste fino se requiere. Este grado requerido de ajuste depende de la masa del axión y la fracción de densidad, como se ve en las Figuras 9, 10 y 11, y también podría depender de otros parámetros cosmológicos. Con nuestro axionCAMB modificado, pudimos crear estimaciones del grado necesario de ajuste para una variedad de parámetros cosmológicos y de axiones, lo que ayuda a informar la plausibilidad de estos modelos que producen ángulos iniciales cercanos a π.  Otra área que vale la pena explorar es comparar estas limitaciones con las sensibilidades de pronóstico de futuros experimentos del CMB, como el Observatorio Simons y el CMB-S4 (Hlozek et al. ˇ 2017; Lee et al. 2019; Dvorkin et al. 2022; Abazajian et al. 2022). Aunque Planck ya tiene una varianza cósmica limitada para temperaturas de bajo ℓ, es posible que se puedan realizar mejoras sustanciales con un experimento con mejor polarización y/o datos de alto ℓ (Aghanim et al. 2016). Las lentes CMB también ofrecen la capacidad de sondear el DM MPS en una variedad de escalas (Rogers et al. 2023). También podríamos experimentar con restricciones simultáneas de fuentes CMB y MPS. Las sondas directas del MPS también se pueden usar para restringir el modelo de axión extremo, incluido el Dark Energy Survey (que usamos para restringir el modelo de axión básico en Dentler et al. 2022), Euclid (Amendola et al. 2018), JWST ( Parashari & Laha 2023) y el Observatorio Vera Rubin (Mao et al. 2022).   Por último, podríamos intentar restringir los potenciales más allá de la forma estándar del coseno. Se han propuesto modelos con axiones que poseen potenciales cuárticos, cosenos hiperbólicos o monodrómicos (Cembranos et al. 2018; Urena L ˜ opez ´ 2019; Jaeckel et al. 2017). Además, se han propuesto campos escalares similares a axiones con una variedad de potenciales como un componente temprano de la energía oscura potencialmente capaz de aliviar la tensión de Hubble (Kamionkowski & Riess 2022; Poulin et al. 2023). Las perturbaciones de los axiones en todos estos potenciales podrían modelarse utilizando nuestro axionCAMB modificado, ya que la función potencial se implementa genéricamente. El único requisito sería que el potencial que se está probando se debe simplificar a una cuadrática en valores pequeños de ϕ, para que la aproximación de la partícula DM sea válida en tiempos tardíos.

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Extreme Axions revelados: discusión y trabajo futuro

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