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  ABSTRACTO   1. INTRODUCCIÓN  Las partículas similares a axiones (ALP) son una amplia clase de partículas candidatas a materia oscura (DM) que poseen tanto una fuerte justificación teórica como una variedad de firmas potencialmente observables. Mientras que el axión tradicional de la cromodinámica cuántica (QCD) es un bosón pseudo-Nambu-Goldstone que surge de una simetría rota de Peccei-Quinn (Peccei y Quinn 1977), los ALP pueden surgir de simetrías rotas de manera más general y se producen naturalmente a partir de una variedad de cuerdas. teorías como resultado de dimensiones superiores compactadas, lo que las convierte en candidatas a partículas DM bien motivadas (Dine & Fischler 1983; Preskill et al. 1983; Abbott & Sikivie 1983; Svrcek & Witten 2006; Duffy & van Bibber 2009; Arvanitaki et al. 2010; Marsh 2016; Adams et al. A lo largo de este trabajo, usaremos axión y ALP indistintamente para referirnos a esta amplia clase de candidatos DM pseudo-bosón de Nambu-Goldstone de baja masa.   Se han realizado algunos trabajos para modelar la evolución del campo de axiones con estos ángulos iniciales extremos, como los trabajos de Cedeno et al. ˜ (2017); Zhang y Chiueh (2017b); Leong et al. (2019); Zhang y Chiueh (2017a). Sin embargo, la naturaleza de rápida oscilación de estos campos de axiones (tanto en el nivel de fondo como de perturbación) requiere una resolución temporal extremadamente alta para los cálculos, lo que requiere largos tiempos de cálculo para una solución de fuerza bruta Zhang y Chiueh (2017b,a). Esto hace que ejecutar estimaciones repetidas de la evolución del axión, del tipo requerido para una Cadena de Markov Monte Carlo (MCMC) u otro método de muestreo de probabilidad, sea prohibitivamente costoso.  En este trabajo, presentamos un método novedoso para modelar de manera eficiente y precisa el comportamiento de estos axiones extremos como un fluido cosmológico. Seguimos la estructura del código de modelado de axiones básico axionCAMB, explicado con más detalle en Hlozek et al. ˇ (2015). Implementamos una serie de innovaciones y mejoras en las predicciones informáticas de axionCAMB para observables cosmológicos como el MPS lineal. Estas innovaciones, descritas con más detalle en la Sección 2, incluyen una reestructuración de las condiciones iniciales y una nueva velocidad del sonido efectiva del fluido axión extremo. Todas estas innovaciones reducen el tiempo de ejecución para modelar axiones extremos a aproximadamente 7 segundos. Esto abre nuevas oportunidades para imponer restricciones de observación a modelos de axiones extremos con algoritmos MCMC de dimensiones superiores que requieren decenas de miles de llamadas al código de evolución de axiones. 

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Se revelan los axiones extremos: un nuevo enfoque fluido para el modelado cosmológico: resumen e introducción

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