현재 중성미자 질량에 대한 우주론적 제약 완화: 암흑 에너지를 중성미자에 결합

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• 초록 및 소개
• 암흑 에너지를 중성미자에 결합
• 섭동 및 관측 가능 항목에 대한 결합의 영향
• 매개변수 추정
• 논의
• 감사의 글, 부록 및 참고 자료

II. 중성미자에 암흑 에너지 결합

공간적으로 균질하고 등방성이며 소실 곡률을 갖는 평평한 우주를 생각해 보겠습니다. 이 우주의 팽창은 FLRW(Friedmann-Lemaıtre-Roberson-Walker) 시공간 측정법과 관련된 축척 인자 a에 의해 매개변수화됩니다. 또한 팽창이 현재 가속도를 담당하는 광자(γ), 중입자(b), 차가운 암흑 물질(c), 중성미자(ν) 및 스칼라 필드 암흑 에너지(ψ)에 의해 발생한다는 점을 고려하면 프리드만 방정식은 다음과 같습니다.

이 연구에서 우리는 활성 중성미자가 스칼라 장에 결합된 질량 변화 중성미자 모델에서 중성미자 종과 암흑 에너지 사이의 가능한 상호 작용을 테스트하려고 합니다[13-20]. 순차 우주론적 데이터는 총 중성미자 질량에만 민감하기 때문에[36, 37], 실용적인 목적을 위해[38] 두 개의 질량이 없는 중성미자와 하나의 거대 중성미자가 정수 성분에 최소한으로 결합되어 있지 않다고 가정합니다. 결합된 중성미자는 스칼라 필드의 값과 무차원 및 상수 매개변수 β에 따라 달라지는 다양한 유효 질량을 갖습니다.

중성미자 유체와 스칼라장의 응력 에너지 텐서는 별도로 보존되지 않습니다. 우리는

여기서 pψ는 현장의 압력입니다. 추가 소스 항은 상호작용(β = 0) 없이 사라지거나, 거대한 중성미자 입자가 초상대론적이어서 추적 없는 방사선처럼 행동하는 경우 사라집니다.

관찰을 통해 모델을 테스트하기 위해 Ref.에서 처음 제안된 알려진 현상학적 매개변수화를 채택합니다. [22], 여기서 스칼라 장은 우주 진화 전반에 걸쳐 e-fold 수 N ñ ln a에 선형적으로 의존합니다. 스케일링의 기울기에 대해 무차원 상수 λ를 도입합니다.

이 간단한 접근법은 대중적인 CPL 매개변수화[40, 41]에 대한 강력한 대안입니다. 왜냐하면 다양한 암흑 에너지 상태 진화 방정식이 단 하나의 추가 매개변수로 포착될 수 있기 때문입니다[42]. 이에 따라 베이지안 추론의 퇴화를 제한합니다. 추가적인 이점은 스칼라 필드 전위가 Ref.에 따라 분석적으로 재구성될 수 있다는 것입니다. [22, 24–26]. 이는 1차 미분 방정식(2.7)을 풀어 제약 방정식(2.1)을 사용하여 ρψ를 찾고 방정식에 따라 ψ˙ = λH임을 확인함으로써 수행됩니다. (2.9). 잠재력은 지수항의 합이 됩니다.

여기서 질량 규모는 다음 분석 표현으로 제공됩니다.

그림 2에서 중성미자와의 결합이 물질 지배 시대에 w ψ 를 변화시키는 것을 볼 수 있습니다. 질량이 커지는 경우(β > 0, 점선), 장 상태 방정식은 결합되지 않은 경우(β = 0, 실선)에 비해 더 작습니다. 반대로, 에너지 전달이 반대 방향, 즉 수축하는 질량의 중성미자(β < 0, 점선)에서 발생할 때 w 는 더 커집니다. 이에 따라, 그림 3은 스칼라 장으로부터 에너지를 받는(β > 0) 비상대론적 중성미자가 에너지를 줄 때(β < 0)보다 동일한 현재 질량에 도달하기 위한 에너지 밀도의 분수가 더 낮다는 것을 보여줍니다.

~와 함께

여기서 ϵ는 중성미자 이동 에너지입니다.