Este artigo está disponível no arxiv sob licença CC 4.0.   Autores:  (1) HARRISON WINCH, Departamento de Astronomia e Astrofísica, Universidade de Toronto e Instituto Dunlap de Astronomia e Astrofísica, Universidade de Toronto;  (2) RENEE´ HLOZEK, Departamento de Astronomia e Astrofísica, Universidade de Toronto e Instituto Dunlap de Astronomia e Astrofísica, Universidade de Toronto;  (3) DAVID JE MARSH, Física Teórica de Partículas e Cosmologia, King's College London;  (4) DANIEL GRIN, Haverford College;  (5) KEIR K. ROGERS, Instituto Dunlap de Astronomia e Astrofísica, Universidade de Toronto.  Tabela de links   Resumo e introdução   Métodos   Fenomenologia   Discussão e Trabalho Futuro   Conclusão   Agradecimentos e Referências  4. DISCUSSÃO E TRABALHOS FUTUROS   Embora a comparação com as probabilidades LSS de levantamentos de galáxias e as probabilidades CMB para os espectros de lente, temperatura e potência de polarização sejam as mais diretas, as restrições de corrente mais rígidas sobre os áxions vêm de medições da floresta Ly-α, já que estas são capazes de sondar o MPS em escalas muito menores do que os levantamentos de galáxias ou o CMB (Rogers & Peiris 2021). No entanto, comparar as previsões MPS para áxions extremos com dados da floresta Ly-α é mais difícil, pois requer simulações hidrodinâmicas da estrutura não linear em pequena escala, que em princípio poderia depender do comportamento não linear do modelo de áxion extremo. Neste artigo, utilizamos as estimativas do MPS linear dos dados da floresta Ly-α, que presumiram o MDL para a evolução da estrutura em pequena escala, mas este método só é válido no regime de baixa densidade de áxis, onde o MDL constitui a maior parte. a matéria escura. Algum trabalho foi feito modelando a floresta Ly-α não linear para áxions extremos (Leong et al. 2019), mas esta simulação é computacionalmente cara. Idealmente, a melhor abordagem seria treinar um emulador para produzir previsões de axions extremos dos dados Ly-α, semelhante ao que foi feito em Rogers & Peiris (2021). Quando combinado com nosso axionCAMB modificado, isso poderia permitir um cálculo rápido e comparação direta com os dados da floresta Ly-α, o que daria as restrições mais informativas sobre o comportamento em pequena escala desses modelos extremos de axion. Além disso, a comparação direta com observáveis Ly-α permitir-nos-ia utilizar levantamentos espectroscópicos de maior resolução, como os realizados com Keck ou VLT Lu et al. (1996); Irsiˇc et al. ˇ (2017b).  Restrições simultâneas precisas na massa do axion, na fração de densidade e no ângulo inicial abordariam quantitativamente uma questão importante que, até agora, só foi abordada qualitativamente: a saber, o grau necessário de ajuste fino para que esses modelos de axions extremos funcionem. A Figura 10 mostra que uma boa concordância com os dados pode ser alcançada com ângulos iniciais do áxion próximos ao pico, separados por menos de 10%. Arvanitaki et al. (2020) propuseram um modelo que poderia fazer com que o campo axion começasse perto do pico em momentos extremamente iniciais, mas a plausibilidade desses modelos dependeria exatamente de quanto ajuste fino é necessário. Este grau necessário de ajuste fino depende da massa do áxion e da fração de densidade, como visto nas Figuras 9, 10 e 11, e também pode depender de outros parâmetros cosmológicos. Com nosso axionCAMB modificado, poderíamos criar estimativas do grau necessário de ajuste fino para uma gama de parâmetros axion e cosmológicos, ajudando a informar a plausibilidade desses modelos que produzem ângulos iniciais próximos de π.  Outra área que vale a pena explorar é comparar essas restrições com a previsão de sensibilidades por futuros experimentos CMB, como o Observatório Simons e CMB-S4 (Hlozek et al. ˇ 2017; Lee et al. 2019; Dvorkin et al. 2022; Abazajian et al. 2022). Embora o Planck já tenha variância cósmica limitada para temperaturas em ℓ baixo, pode haver melhorias substanciais a serem feitas com um experimento com melhor polarização e/ou dados de ℓ alto (Aghanim et al. 2016). As lentes CMB também oferecem a capacidade de sondar o DM MPS em uma variedade de escalas (Rogers et al. 2023). Poderíamos também experimentar restrições simultâneas de fontes CMB e MPS. Sondas diretas do MPS também podem ser usadas para restringir o modelo de axion extremo, incluindo o Dark Energy Survey (que usamos para restringir o modelo de axion vanilla em Dentler et al. 2022), Euclid (Amendola et al. 2018), JWST ( Parashari & Laha 2023) e o Observatório Vera Rubin (Mao et al. 2022).   Por último, poderíamos tentar restringir potenciais além da forma padrão do cosseno. Modelos foram propostos com áxions possuindo potenciais quárticos, cossenos hiperbólicos ou monodrômicos (Cembranos et al. 2018; Urena L ˜ opez ´ 2019; Jaeckel et al. 2017). Além disso, campos escalares semelhantes a áxions com uma variedade de potenciais foram propostos como um componente inicial da energia escura potencialmente capaz de aliviar a tensão de Hubble (Kamionkowski & Riess 2022; Poulin et al. 2023). As perturbações do axion em todos esses potenciais poderiam ser modeladas usando nosso axionCAMB modificado, uma vez que a função potencial é implementada genericamente. O único requisito seria que o potencial testado fosse simplificado para quadrático em pequenos valores de ϕ, para que a aproximação DM da partícula fosse válida em momentos posteriores.

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