Assouplissement des contraintes cosmologiques sur les masses actuelles des neutrinos : impact du couplage sur la perturbation

Tableau des liens

• Résumé et introduction
• Couplage de l’énergie noire aux neutrinos
• Impact du couplage sur les perturbations et les observables
• Estimation des paramètres
• Discussion
• Remerciements, annexe et références

III. IMPACT DU COUPLAGE SUR LES PERTURBATIONS ET OBSERVABLES

A. Équations de perturbation

La densité d'énergie perturbée et la pression des neutrinos en interaction ont été dérivées dans des études antérieures (voir par exemple [16, 19, 20]) :

où la contrainte anisotrope des neutrinos σν [46] n'est pas modifiée par le couplage. Nous avons ajusté en conséquence les équations d'approximation fluide de la matière noire non froide dans le code CLASS.

Au plus profond du régime non relativiste, lorsque wν = 0, le rapport q/ϵ disparaît asymptotiquement et les perturbations de pression dans le fluide neutrino, ainsi que la contrainte de cisaillement, deviennent négligeables par rapport aux perturbations de densité. Les équations de continuité et d'Euler sont analogues à celles du modèle couplé de matière noire froide [26, 48],

Pour le champ scalaire couplé, l'équation du mouvement des fluctuations est la suivante,

Comme en arrière-plan, nous faisons évoluer les perturbations de champ avec le potentiel via l'équation ci-dessus dans notre version du code CLASS.

B. Effets sur le spectre de puissance de la matière

Il y a trois étapes principales dans l'évolution du contraste de densité des neutrinos affectées par le couplage. À l'ère dominée par les rayonnements, lorsque les neutrinos sont découplés du bain thermique mais toujours relativistes, leurs perturbations augmentent sous forme de rayonnement. Plus tard, les neutrinos deviennent non relativistes et se regroupent dans les puits de potentiel gravitationnel de matière noire froide, qui est la composante cosmologique dominante. Cependant, en dessous de leur échelle de diffusion libre, ils ne se regroupent pas comme la matière noire froide [1]. Le flux libre de neutrinos atténue les fluctuations des neutrinos jusqu'à une échelle critique en fonction de la masse du neutrino et donne le modèle oscillatoire visible dans le panneau de gauche de la figure 4. Le nombre d'onde en flux libre du mode Fourrier atteint un minimum à la transition non relativiste, étant donné par [2]

pendant la domination de la matière ou de l’énergie noire. Ou de manière équivalente, en utilisant Eqs. (2.22) et (2.23), on obtient

pour notre paramétrisation de champ scalaire particulière. Au-dessus de la longueur de flux libre, les fluctuations des neutrinos se développent sans entrave. Pour les masses croissantes de neutrinos (β > 0, ligne pointillée verte), l'échelle de flux libre dans l'équation (3.14) est plus grande et la croissance des fluctuations est retardée par rapport à la diminution des masses de neutrinos (β < 0, ligne pointillée orange ).

De plus, la dépendance de la masse des neutrinos vis-à-vis de β modifie la fraction de matière dont les fluctuations ne croissent pas comme la matière noire froide à une échelle donnée. Les neutrinos ne contribuent pas à la création de puits de potentiel en dessous de l’échelle du flux libre, et toute formation de structure est amortie car les puits gravitationnels ne sont pas aussi profonds qu’ils le seraient en présence uniquement de matière non relativiste.

De plus, la fraction non négligeable de l’énergie noire elle-même (λ ̸ = 0 et β = 0, ligne continue bleue) réduit encore davantage la croissance des fluctuations pendant la domination de la matière, conduisant à une suppression accrue de puissance. D’un autre côté, le spectre de puissance de la matière à petite échelle dépend également de la taille de la masse du neutrino dans le passé. Les masses croissantes des neutrinos (β > 0, ligne pointillée verte) réduisent la suppression de puissance causée par le champ scalaire, tandis que les masses décroissantes des neutrinos augmentent la suppression (β < 0, ligne pointillée orange).

D. Effets sur le potentiel de lentille CMB

Parce que les neutrinos en flux libre effacent les perturbations de densité, ils affectent la lumière CMB qui est déformée par la lentille gravitationnelle provoquée par la distribution de matière intermédiaire entre nous et la dernière surface de diffusion [49]. Les neutrinos réduisent le potentiel de lentille du CMB, qui est une mesure de l'intégrale des potentiels gravitationnels le long de la ligne de visée entre le temps de recombinaison et le temps présent. L'effet de la lentille faible est de lisser le spectre de puissance des anisotropies de température du CMB à petite échelle. Notez sur la figure 6 que l'effet étant proportionnel à la densité d'énergie des neutrinos, il peut contraindre leur masse, dont l'évolution cosmologique est contrôlée par les deux paramètres λ et β. Par exemple, si la masse des neutrinos avait été trop élevée dans un passé récent, nous aurions eu moins de lentilles que ce que nous observons. La suppression déjà provoquée par le champ scalaire (β = 0, courbe pleine bleue) est soit renforcée par la diminution des masses des neutrinos (β < 0, ligne pointillée orange), soit compensée par l'augmentation des masses des neutrinos (β > 0, ligne pointillée verte). .

Il convient de noter que, contrairement à la paramétrisation indépendante du modèle pour la variation de masse des neutrinos étudiée dans la réf. [20], nous ne trouvons pas d'instabilités à grande échelle dans notre modèle [50], qui seraient déclenchées par de grandes valeurs de couplage provoquant une croissance rapide des perturbations des neutrinos aux plus grandes échelles observables.