Ослабление космологических ограничений на текущие массы нейтрино: влияние связи на возмущение

Таблица ссылок

• Аннотация и введение
• Связь темной энергии с нейтрино
• Влияние связи на возмущения и наблюдаемые
• Оценка параметров
• Обсуждение
• Благодарность, Приложение и Ссылки

III. ВЛИЯНИЕ СВЯЗИ НА ВОЗМУЩЕНИЯ И НАБЛЮДАЕМЫЕ

А. Уравнения возмущений

Возмущенная плотность энергии и давление взаимодействующих нейтрино были получены в предыдущих исследованиях (см., например, [16, 19, 20]):

где нейтринное анизотропное напряжение σν [46] не изменяется в результате взаимодействия. Мы соответствующим образом скорректировали уравнения жидкостной аппроксимации нехолодной темной материи в коде CLASS.

В глубине нерелятивистского режима, когда wν = 0, отношение q/ϵ асимптотически обращается в нуль и возмущения давления в нейтринной жидкости, а также сдвиговое напряжение становятся пренебрежимо малыми по отношению к возмущениям плотности. Уравнения непрерывности и Эйлера аналогичны уравнениям связанной модели холодной темной материи [26, 48]:

Для связанного скалярного поля уравнение движения флуктуаций имеет вид:

Как и в фоновом режиме, мы развиваем возмущения поля с потенциалом посредством приведенного выше уравнения в нашей версии кода CLASS.

Б. Влияние на спектр мощности материи

Можно выделить три основных этапа эволюции контраста плотности нейтрино под влиянием связи. В эпоху доминирования радиации, когда нейтрино отделены от тепловой ванны, но остаются релятивистскими, их возмущения растут как излучение. Позже нейтрино становятся нерелятивистскими и группируются в гравитационных потенциальных ямах холодной темной материи, которая является доминирующим космологическим компонентом. Однако ниже масштаба свободного потока они не группируются, как холодная темная материя [1]. Свободный поток нейтрино ослабляет флуктуации нейтрино до критического масштаба, зависящего от массы нейтрино и давая колебательный характер, показанный на левой панели рис. 4. Волновое число свободного потока моды Фурье достигает минимума при нерелятивистском переходе, учитывая автор [2]

во время доминирования материи или темной энергии. Или, что то же самое, используя уравнения. (2.22) и (2.23), получаем

для нашей конкретной параметризации скалярного поля. Выше длины свободного потока флуктуации нейтрино растут беспрепятственно. Для растущих масс нейтрино (β > 0, зеленая пунктирная линия) масштаб свободного течения в уравнении (3.14) больше и рост флуктуаций задерживается по сравнению с уменьшением массы нейтрино (β < 0, оранжевая штрихпунктирная линия). ).

Кроме того, зависимость массы нейтрино от β изменяет долю материи, флуктуации которой не растут, как холодная темная материя, в данном масштабе. Нейтрино не способствуют созданию потенциальных ям ниже масштаба свободного потока, и все структурные образования затухают, поскольку гравитационные ямы не так глубоки, как они были бы в присутствии только нерелятивистской материи.

Более того, немалая доля самой темной энергии (λ ̸= 0 и β = 0, синяя сплошная линия) еще больше снижает рост флуктуаций во время доминирования материи, что приводит к еще большему подавлению мощности. С другой стороны, спектр мощности материи на малых масштабах также зависит от того, насколько велика была масса нейтрино в прошлом. Рост массы нейтрино (β > 0, зеленая пунктирная линия) уменьшает подавление мощности, вызванное скалярным полем, а уменьшение массы нейтрино увеличивает подавление (β < 0, оранжевая штрихпунктирная линия).

D. Влияние на потенциал линзирования реликтового излучения

Поскольку свободные нейтрино стирают возмущения плотности, они влияют на реликтовый свет, который искажается гравитационным линзированием, вызванным промежуточным распределением вещества между нами и последней рассеивающей поверхностью [49]. Нейтрино уменьшают потенциал линзирования реликтового излучения, который является мерой интеграла гравитационных потенциалов вдоль луча зрения между временем рекомбинации и настоящим временем. Эффект слабого линзирования заключается в сглаживании спектра мощности температурной анизотропии реликтового излучения на малых масштабах. Обратите внимание на рис. 6, что, поскольку эффект пропорционален плотности энергии нейтрино, он может ограничивать их массу, космологическая эволюция которой контролируется двумя параметрами λ и β. Например, если бы масса нейтрино была слишком велика в недавнем прошлом, у нас было бы меньше линзирования, чем мы наблюдаем. Подавление, уже вызванное скалярным полем (β = 0, синяя сплошная кривая), либо усиливается за счет уменьшения массы нейтрино (β < 0, оранжевая пунктирная линия), либо компенсируется ростом массы нейтрино (β > 0, зеленая пунктирная линия). .

Стоит отметить, что в отличие от модельно-независимой параметризации изменения массы нейтрино, изученной в [10]. В [20] мы не обнаруживаем в нашей модели нестабильностей на больших масштабах [50], которые были бы вызваны большими значениями связи, вызывающими быстрый рост нейтринных возмущений на самых больших наблюдаемых масштабах.