이 문서는 CC 4.0 라이선스에 따라 arxiv에서 볼 수 있습니다.   저자:  (1) Vitor da Fonseca, Instituto de Astrof'ısica e Ciˆencias do Espa¸co, Faculdade de Ciˆencias da Universidade de Lisboa;  (2) Tiago Barreiro, Instituto de Astrof'ısica e Ciˆencias do Espa¸co, Faculdade de Ciˆencias da Universidade de Lisboa 및 2ECEO, Universidade Lus'ofona;  (3) Nelson J. Nunes, Instituto de Astrof'ısica e Ciˆencias do Espa¸co, Faculdade de Ciˆencias da Universidade de Lisboa.  링크 표   초록 및 소개   암흑 에너지를 중성미자에 결합   섭동 및 관측 가능 항목에 대한 결합의 영향   매개변수 추정   논의   감사의 글, 부록 및 참고 자료  III. 섭동과 관측값에 대한 결합의 영향  A. 섭동 방정식   상호작용하는 중성미자의 교란된 에너지 밀도와 압력은 이전 연구에서 도출되었습니다(예: [16, 19, 20] 참조).   여기서 중성미자 이방성 응력 σν[46]은 결합에 의해 변경되지 않습니다. 이에 따라 CLASS 코드에서 차갑지 않은 암흑물질의 유체 근사 방정식을 조정했습니다.  비상대론적 영역에서 wν = 0일 때 비율 q/ϵ는 점근적으로 사라지고 중성미자 유체의 압력 섭동과 전단 응력은 밀도 섭동에 비해 무시할 수 있게 됩니다. 연속성과 오일러 방정식은 결합된 차가운 암흑물질 모델의 방정식과 유사합니다[26, 48].   결합된 스칼라 필드의 경우 변동의 운동 방정식은 다음과 같습니다.   배경에서와 같이 우리는 CLASS 코드 버전에서 위의 방정식을 통해 잠재적인 필드 섭동을 발전시킵니다.  B. 물질 파워 스펙트럼에 미치는 영향  결합에 의해 영향을 받는 중성미자 밀도 대비의 진화에는 세 가지 주요 단계가 있습니다. 방사선이 지배하는 시대에 중성미자가 열탕에서 분리되었지만 여전히 상대론적일 때, 이들의 섭동은 방사선으로 증가합니다. 나중에 중성미자는 비상대론적이 되어 지배적인 우주 구성 요소인 차가운 암흑 물질의 중력 퍼텐셜 우물에 모여듭니다. 그러나 자유 스트리밍 규모 이하에서는 차가운 암흑 물질처럼 클러스터되지 않습니다 [1]. 중성미자 자유 스트리밍은 중성미자 질량에 따라 중성미자 변동을 임계 규모까지 완화하고 그림 4의 왼쪽 패널에 표시된 진동 패턴을 제공합니다. 푸리에 모드의 자유 스트리밍 파수는 다음과 같이 비상대론적 전이에서 최소에 도달합니다. [2] 기준  물질이나 암흑에너지가 지배하는 동안. 또는 동등하게 Eqs를 사용합니다. (2.22)와 (2.23)을 통해 우리는 다음을 얻는다.   특정 스칼라 필드 매개변수화를 위해. 자유 스트리밍 길이 이상에서는 중성미자 변동이 방해받지 않고 증가합니다. 중성미자 질량이 증가하는 경우(β > 0, 녹색 점선) 식(3.14)의 자유 스트리밍 규모는 더 크고 중성미자 질량이 줄어들면(β < 0, 주황색 점선) 변동의 성장이 지연됩니다. ).  더욱이, β에 대한 중성미자 질량의 의존성은 주어진 규모에서 차가운 암흑물질처럼 변동이 커지지 않는 물질의 비율을 변화시킵니다. 중성미자는 자유 흐름 규모 이하의 잠재적 우물 생성에 기여하지 않으며, 중력 우물이 비상대론적 물질만 존재하는 경우만큼 깊지 않기 때문에 모든 구조 형성이 감쇠됩니다.   더욱이, 암흑 에너지 자체의 무시할 수 없는 부분(λ ̸= 0 및 β = 0, 파란색 실선)은 물질 우세 동안 변동의 성장을 더욱 감소시켜 더 많은 전력 억제를 초래합니다. 반면, 작은 규모의 물질 전력 스펙트럼은 과거 중성미자 질량이 얼마나 컸는지에 따라 달라집니다. 중성미자 질량 증가(β > 0, 녹색 점선)는 스칼라 필드로 인한 전력 억제를 감소시키는 반면, 중성미자 질량 감소는 억제를 증가시킵니다(β < 0, 주황색 점선).   D. CMB 렌즈화 가능성에 대한 영향  자유 스트리밍 중성미자는 밀도 섭동을 제거하기 때문에 우리와 마지막 산란 표면 사이의 중간 물질 분포로 인해 발생하는 중력 렌즈에 의해 왜곡되는 CMB 빛에 영향을 줍니다[49]. 중성미자는 재결합 시간과 현재 시간 사이의 시선을 따라 중력 전위의 적분을 측정하는 CMB 렌즈 전위를 감소시킵니다. 약한 렌즈 효과는 작은 규모에서 CMB 온도 이방성의 파워 스펙트럼을 평탄하게 만드는 것입니다. 그림 6에서 효과는 중성미자의 에너지 밀도에 비례하기 때문에 중성미자의 질량을 제한할 수 있으며, 우주론적 진화는 두 매개변수 λ와 β에 의해 제어됩니다. 예를 들어, 최근에 중성미자 질량이 너무 높았다면 우리가 관찰한 것보다 렌즈 효과가 적었을 것입니다. 스칼라 필드(β = 0, 파란색 실선)로 인해 이미 발생한 억제는 중성미자 질량을 축소하여 강화되거나(β < 0, 주황색 점선) 중성미자 질량을 증가시켜 보상됩니다(β > 0, 녹색 점선). .   Ref.에서 연구된 중성미자 질량 변화에 대한 모델 독립적인 매개변수화와는 대조적으로 주목할 가치가 있습니다. [20], 우리는 모델 [50]에서 큰 규모의 불안정성을 발견하지 못했습니다. 이는 큰 결합 값에 의해 유발되어 중성미자 섭동이 관찰 가능한 가장 큰 규모에서 빠르게 증가하도록 합니다. 

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현재 중성미자 질량에 대한 우주론적 제약 완화: 섭동에 대한 결합의 영향

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