Cet article est disponible sur arxiv sous licence CC 4.0.   Auteurs:  (1) HARRISON WINCH, Département d'astronomie et d'astrophysique, Université de Toronto et Dunlap Institute for Astronomy and Astrophysics, Université de Toronto ;  (2) RENEE´ HLOZEK, Département d'astronomie et d'astrophysique, Université de Toronto et Dunlap Institute for Astronomy and Astrophysics, Université de Toronto ;  (3) DAVID JE MARSH, Physique théorique des particules et cosmologie, King's College de Londres ;  (4) DANIEL GRIN, Collège Haverford;  (5) KEIR K. ROGERS, Dunlap Institute for Astronomy and Astrophysics, Université de Toronto.  Tableau des liens   Résumé et introduction   Méthodes   Phénoménologie   Discussion et travaux futurs   Conclusion   Remerciements et références  4. DISCUSSION ET TRAVAUX FUTURS   Bien que la comparaison avec les probabilités LSS issues des études de galaxies et les probabilités CMB pour les spectres de lentilles, de température et de puissance de polarisation soient les plus simples, les contraintes de courant les plus strictes sur les axions proviennent des mesures de la forêt Ly-α, car celles-ci sont capables de sonder la MPS à des échelles beaucoup plus petites que les relevés de galaxies ou le CMB (Rogers & Peiris 2021). Cependant, comparer les prédictions MPS pour les axions extrêmes aux données de la forêt Ly-α est plus difficile, car cela nécessite des simulations hydrodynamiques de la structure non linéaire à petite échelle, qui pourraient en principe dépendre du comportement non linéaire du modèle d'axion extrême. Dans cet article, nous avons utilisé les estimations du MPS linéaire à partir des données forestières Ly-α, qui supposaient le CDM pour l'évolution de la structure à petite échelle, mais cette méthode n'est valide que dans le régime de faible densité d'axions, où le CDM constitue la majeure partie de la matière noire. Certains travaux ont été réalisés pour modéliser la forêt non linéaire Ly-α pour les axions extrêmes (Leong et al. 2019), mais cette simulation est coûteuse en calcul. Idéalement, la meilleure approche serait de former un émulateur pour produire des prédictions d’axions extrêmes des données Ly-α, similaires à ce qui a été fait dans Rogers & Peiris (2021). Lorsqu'il est combiné avec notre axionCAMB modifié, cela pourrait permettre un calcul rapide et une comparaison directe avec les données forestières Ly-α, ce qui donnerait les contraintes les plus informatives sur le comportement à petite échelle de ces modèles d'axions extrêmes. De plus, une comparaison directe avec les observables Ly-α nous permettrait d'utiliser des études spectroscopiques à plus haute résolution, telles que celles réalisées avec Keck ou VLT Lu et al. (1996) ; Irsiˇc et al. ˇ (2017b).  Des contraintes simultanées précises sur la masse de l'axion, la fraction de densité et l'angle de départ permettraient de répondre quantitativement à une question importante qui, jusqu'à présent, n'a été abordée que qualitativement : à savoir le degré de réglage fin requis pour que ces modèles d'axions extrêmes fonctionnent. La figure 10 montre qu'un bon accord avec les données peut être atteint avec des angles de départ des axions proches du pic, séparés de moins de 10 %. Arvanitaki et al. (2020) ont proposé un modèle qui pourrait amener le champ d'axions à démarrer près du pic à des moments extrêmement précoces, mais la plausibilité de ces modèles dépendrait du niveau exact de réglage précis requis. Ce degré de réglage précis dépend de la masse et de la fraction de densité des axions, comme le montrent les figures 9, 10 et 11, et pourrait également dépendre d'autres paramètres cosmologiques. Avec notre axionCAMB modifié, nous pourrions créer des estimations du degré de réglage fin nécessaire pour une gamme de paramètres axionaux et cosmologiques, contribuant ainsi à éclairer la plausibilité de ces modèles qui produisent des angles de départ proches de π.  Un autre domaine qui mérite d’être exploré est la comparaison de ces contraintes aux sensibilités prévues par les futures expériences CMB, telles que l’Observatoire Simons et CMB-S4 (Hlozek et al. ˇ 2017 ; Lee et al. 2019 ; Dvorkin et al. 2022 ; Abazajian et al. 2022). Bien que Planck soit déjà limité par la variance cosmique pour la température à faible ℓ, des améliorations substantielles pourraient être apportées grâce à une expérience avec une meilleure polarisation et/ou des données à ℓ élevé (Aghanim et al. 2016). La lentille CMB offre également la possibilité de sonder le DM MPS à différentes échelles (Rogers et al. 2023). Nous pourrions également expérimenter des contraintes simultanées provenant de sources CMB et MPS. Des sondes directes du MPS peuvent également être utilisées pour contraindre le modèle d'axion extrême, notamment le Dark Energy Survey (que nous avons utilisé pour contraindre le modèle d'axion vanille dans Dentler et al. 2022), Euclid (Amendola et al. 2018), JWST ( Parashari & Laha 2023), et l'Observatoire Vera Rubin (Mao et al. 2022).   Enfin, nous pourrions essayer de contraindre les potentiels au-delà de la simple forme cosinusoïdale standard. Des modèles ont été proposés avec des axions possédant des potentiels quartique, cosinus hyperbolique ou monodromique (Cembranos et al. 2018 ; Urena L ˜ opez ´ 2019 ; Jaeckel et al. 2017). De plus, des champs scalaires de type axion avec une variété de potentiels ont été proposés comme un premier composant d'énergie sombre potentiellement capable de soulager la tension de Hubble (Kamionkowski & Riess 2022 ; Poulin et al. 2023). Les perturbations des axions dans tous ces potentiels pourraient éventuellement être modélisées à l'aide de notre axionCAMB modifié, puisque la fonction de potentiel est implémentée de manière générique. La seule exigence serait que le potentiel testé se simplifie en quadratique à de petites valeurs ϕ, afin que l'approximation DM des particules soit valide à des moments tardifs.

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