Mevcut Nötrino Kütleleri Üzerindeki Kozmolojik Kısıtlamaların Gevşetilmesi: Karanlık Enerjinin Nötrinolara Bağlanması

Bağlantı Tablosu

• Özet ve Giriş
• Karanlık Enerjiyi Nötrinolara Bağlamak
• Bağlantının Pertürbasyonlar ve Gözlemlenebilirler Üzerindeki Etkisi
• Parametre Tahmini
• Tartışma
• Teşekkür, Ek ve Referanslar

II. KARANLIK ENERJİYİ NÖTRİNOLARA BAĞLAMAK

Genişlemesi Friedmann-Lemaitre-Roberson-Walker (FLRW) uzay-zaman ölçüsüyle ilişkili ölçek faktörü a tarafından parametrelendirilen, uzaysal olarak homojen ve izotropik, kaybolan eğriliğe sahip düz bir evreni ele alalım. Ayrıca genişlemenin fotonlar (γ), baryonlar (b), soğuk karanlık madde (c), nötrinolar (ν) ve mevcut ivmeden sorumlu skaler alan karanlık enerjisi (ϕ) tarafından kaynaklandığı göz önüne alındığında, Friedmann denklemi şu şekildedir:

Bu çalışmada, nötrino türleri ile karanlık enerji arasındaki olası etkileşimi, aktif nötrinoların skaler alana bağlandığı, kütlesi değişen bir nötrino modelinde test etmek istiyoruz [13-20]. Öncü sıra kozmolojik veriler yalnızca toplam nötrino kütlesine duyarlı olduğundan [36, 37], pratik amaçlar için [38] iki kütlesiz nötrino ve öz bileşenine minimum düzeyde bağlı olmayan büyük bir nötrino varsayıyoruz. Birleşik nötrino, skaler alanın değerine ve boyutsuz ve sabit bir β parametresine bağlı olarak değişen bir etkin kütleye sahiptir,

Nötrino sıvısının ve skaler alanın gerilim enerjisi tensörleri ayrı ayrı korunmaz. Sahibiz

burada pϕ alandaki basınçtır. Ekstra kaynak terimleri, etkileşim olmadan, β = 0'da veya büyük nötrino parçacıkları ultrarelativistik ise, izsiz radyasyon gibi davrandığında kaybolur.

Modeli gözlemlerle test etmek için, ilk olarak Ref. [22], burada skaler alan kozmolojik evrim boyunca e-kıvrımların sayısına (N ≡ ln a) doğrusal olarak bağlıdır. Ölçeklendirmenin eğimi için boyutsuz bir sabit λ sunuyoruz:

Bu basit yaklaşım, popüler CPL parametreleştirmesine [40, 41] güçlü bir alternatiftir, çünkü durum evrimlerinin çok çeşitli karanlık enerji denklemi yalnızca bir ek parametre [42] tarafından yakalanabilir, böylece Bayes çıkarımlarındaki dejenerasyonlar sınırlanır. Ek bir avantaj da skaler alan potansiyelinin Ref. [22, 24–26]. Bu, kısıt denklemi (2.1) kullanılarak ρϕ'yi bulmak için birinci dereceden diferansiyel denklemin (2.7) çözülmesi ve Denklem 2'ye göre ϕ˙ = λH olduğuna dikkat edilmesiyle yapılır. (2.9). Potansiyel üstel terimlerin toplamıdır,

kütle ölçeklerinin aşağıdaki analitik ifadelerle verildiği yer,

Şekil 2'de nötrinolarla eşleşmenin maddenin hakim olduğu dönemde wϕ değiştiğini görebiliriz. Büyüyen kütleler için (β > 0, noktalı çizgi), durum alan denklemi, bağlanmamış duruma (β = 0, düz çizgi) kıyasla daha küçüktür. Tersine, enerji aktarımı ters yönde, yani kütleleri küçülen nötrinolardan (β < 0, kesikli noktalı çizgi) gerçekleştiğinde wϕ daha büyüktür. Buna bağlı olarak Şekil 3, skaler alandan enerji alan (β > 0) göreli olmayan nötrinoların, enerji verdikleri zamana (β < 0) kıyasla aynı mevcut kütleye ulaşmak için daha düşük fraksiyonel enerji yoğunluğuna sahip olduklarını göstermektedir.

ile

burada ϵ nötrinoya gelen enerjidir.