현재 중성미자 질량에 대한 우주론적 제약 완화: 요약 및 소개

링크 표

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

추상적인

I. 소개

표준 핫 빅뱅 모델은 우주가 우주 중성미자 배경(CνB)이라고 불리는 열 잔존 중성미자의 배경으로 채워져 있으며, 온도와 밀도는 우주 마이크로파 배경(CMB) 광자 정도라고 예측합니다[1, 2 ]. 중성미자는 우주 온도가 T ≃ 1 MeV로 떨어질 때까지 전기약력 상호작용에 의해 원시 플라즈마와 열평형을 유지합니다. 이 온도 이하에서는 열탕에서 분리되어 시공간 측지선을 따라 자유롭게 흐릅니다. 중성미자는 분리된 후에도 여전히 초상대론적이므로 더 이상 열평형 상태에 있지 않더라도 상대론적 페르미-디랙 분포를 유지합니다. 볼츠만 지수 억제를 받지 않으면 예상했던 것보다 훨씬 더 많은 중성미자를 갖게 됩니다. 유물 중성미자는 매우 풍부하지만 물질과의 단면적이 매우 작기 때문에 낮은 에너지 준위에서는 감지하기 어렵기 때문에 그 배경에 대한 직접적인 증거는 아직 없습니다. 주로 중력 상호 작용을 통해 CνB에 대한 간접적인 증거만 있으며 이에 대한 이론적 예측은 CMB 및 대규모 구조의 관찰과 매우 일치합니다.

이 연구에서 우리는 중성미자 유체와 스칼라 장에 의해 제공되는 암흑 에너지 구성 요소 [11, 12] 사이의 가능한 상호 작용을 통해 중성미자 질량에 대한 기존 우주론적 상한을 완화하는 것이 가능한지 여부를 조사합니다. 우리는 결합이 필드 값에 따라 달라지는 유효 중성미자 질량으로 이어지는 질량 변화 중성미자(MaVaN) 시나리오를 고려합니다[13-21]. 우리는 스칼라 필드가 e-fold 수에 선형적으로 의존하는 최소 매개변수화를 사용합니다[22]. 이는 일치 모델과 관련하여 추가 매개변수의 수를 제한하고 초기 필드의 스케일링 동작 덕분에 초기 조건 문제를 완화합니다[23]. 이러한 매개변수화는 정수와 전자기 부문, 스칼라장 - 암흑 물질 상호 작용 간의 결합을 테스트하는 맥락에서 사용되었지만 [24-26] 중성미자 상호 작용의 맥락에서는 활용되지 않았습니다. CMB 관찰, 구조 성장 및 배경 확장을 결합한 특정 데이터 세트로 모델을 테스트함으로써 오늘날의 질량에 대한 제약이 정수 성분으로부터 에너지를 받는 성장하는 질량의 중성미자[27, 28]에 의해 약화된다는 것을 보여줍니다. 우주 시간에 걸쳐.

허블 장력, 즉 높은 적색편이 프로브와 낮은 적색편이 프로브의 H 0 결정 사이의 불일치를 완화하기 위해 초기 암흑 에너지인 스칼라 장을 중성미자에 연결하는 메커니즘이 제안되었습니다[9, 31-33 ], 그러나 우주론적 관측을 통해 테스트해야 합니다. 그럼에도 불구하고 허블 장력은 이 논문의 주제가 아닙니다. 왜냐하면 우리 모델의 초기 암흑 에너지 구성 요소는 허블 장력에 영향을 미치기에는 충분하지 않기 때문입니다.