Mevcut nötrino kütleleri üzerindeki kozmolojik kısıtlamaların gevşetilmesi: Eşleşmenin Pertürbasyon Üzerindeki Etkisi

Bağlantı Tablosu

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

III. BAĞLİNİN BOZUKLUKLAR VE GÖZLENEBİLİRLER ÜZERİNDEKİ ETKİSİ

A. Pertürbasyon denklemleri

Etkileşen nötrinoların bozulmuş enerji yoğunluğu ve basıncı önceki çalışmalardan elde edilmiştir (bkz. örneğin [16, 19, 20]):

burada nötrino anizotropik gerilimi σν [46] birleştirme ile değişmez. SINIF kodundaki soğuk olmayan karanlık maddenin akışkan yaklaşım denklemlerini buna göre ayarladık.

Göreli olmayan rejimin derinliklerinde, wν = 0 olduğunda, q/ϵ oranı asimptotik olarak kaybolur ve nötrino sıvısındaki basınç bozulmalarının yanı sıra kayma gerilimi de yoğunluk bozulmalarına göre ihmal edilebilir hale gelir. Süreklilik ve Euler denklemleri, birleşik soğuk karanlık madde modeline benzerdir [26, 48],

Birleşik skaler alan için dalgalanmaların hareket denklemi aşağıdaki gibidir:

Arka planda olduğu gibi, CLASS kodu versiyonumuzda yukarıdaki denklem aracılığıyla potansiyelli alan tedirginliklerini geliştiriyoruz.

B. Madde güç spektrumu üzerindeki etkiler

Eşleşmeden etkilenen nötrino yoğunluk kontrastının gelişiminin üç ana aşaması vardır. Radyasyonun hakim olduğu çağda, nötrinolar termal banyodan ayrıldığında ancak hala göreli olduklarında, bunların tedirginlikleri radyasyon olarak büyüyor. Daha sonra nötrinolar göreceli olmaktan çıkar ve baskın kozmolojik bileşen olan soğuk karanlık maddenin yerçekimsel potansiyel kuyularında kümelenir. Ancak serbest akış ölçeklerinin altında soğuk karanlık madde gibi kümelenmezler [1]. Nötrino serbest akışı, nötrino kütlesine bağlı olarak nötrino dalgalanmalarını kritik bir ölçeğe kadar sönümler ve Şekil 4'ün sol panelinde görülen salınım modelini verir. Fourrier modunun serbest akışlı dalga sayısı, verilen göreli olmayan geçişte minimuma ulaşır. tarafından [2]

madde veya karanlık enerji hakimiyeti sırasında. Veya eşdeğer olarak Denklemleri kullanarak. (2.22) ve (2.23), şunu elde ederiz:

özel skaler alan parametrelendirmemiz için. Serbest akış uzunluğunun üzerinde nötrino dalgalanmaları engellenmeden büyür. Büyüyen nötrino kütleleri için (β > 0, yeşil kesikli çizgi) Denk.(3.14)'teki serbest akış ölçeği daha büyüktür ve küçülen nötrino kütlelerine (β < 0, turuncu kesikli çizgi) göre dalgalanmaların büyümesi gecikir. ).

Dahası, nötrino kütlesinin β'ya bağımlılığı, belirli bir ölçekte dalgalanmaları soğuk karanlık madde gibi büyümeyen maddenin fraksiyonunu değiştirir. Nötrinolar, serbest akış ölçeğinin altındaki potansiyel kuyuların oluşumuna katkıda bulunmaz ve tüm yapı oluşumu sönümlenir çünkü yerçekimi kuyuları, yalnızca göreceli olmayan maddenin varlığında olacağı kadar derin değildir.

Üstelik, karanlık enerjinin ihmal edilemeyecek kısmı (λ̸= 0 ve β = 0, mavi düz çizgi), madde hakimiyeti sırasında dalgalanmaların büyümesini daha da azaltarak daha fazla güç bastırılmasına yol açar. Öte yandan, küçük ölçeklerdeki madde güç spektrumu, nötrino kütlesinin geçmişte ne kadar büyük olduğuna da bağlıdır. Büyüyen nötrino kütleleri (β > 0, yeşil kesikli çizgi), skaler alanın neden olduğu güç baskılanmasını azaltırken, küçülen nötrino kütleleri baskılamayı artırır (β < 0, turuncu kesikli çizgi).

D. CMB mercekleme potansiyeli üzerindeki etkiler

Serbest akışlı nötrinolar yoğunluk bozulmalarını sildiği için, bizimle son saçılma yüzeyi arasındaki araya giren madde dağılımının neden olduğu yerçekimsel mercekleme tarafından bozulan CMB ışığını etkilerler [49]. Nötrinolar, rekombinasyon zamanı ile şimdiki zaman arasındaki görüş hattı boyunca yerçekimsel potansiyellerin integralinin bir ölçüsü olan CMB mercekleme potansiyelini azaltır. Zayıf merceğin etkisi, CMB sıcaklık anizotropilerinin güç spektrumunu küçük ölçeklerde düzeltmektir. Şekil 6'da, etkinin nötrinoların enerji yoğunluğuyla orantılı olması nedeniyle kozmolojik evrimi λ ve β parametreleri tarafından kontrol edilen kütlelerini sınırlayabileceğine dikkat edin. Örneğin, yakın geçmişte nötrino kütlesi çok yüksek olsaydı, gözlemlediğimizden daha az merceklenmeye sahip olurduk. Skaler alanın (β = 0, mavi düz eğri) neden olduğu bastırma, ya nötrino kütlelerinin küçülmesiyle (β < 0, turuncu kesikli çizgi) artırılır ya da artan nötrino kütleleriyle (β > 0, yeşil kesikli çizgi) telafi edilir. .

Ref.'de incelenen nötrino kütle değişimi için modelden bağımsız parametrelendirmenin aksine şunu belirtmekte fayda var. [20], modelimizde [50] büyük ölçeklerde kararsızlıklar bulamıyoruz; bunlar, gözlemlenebilir en büyük ölçeklerde nötrino tedirginliklerinin hızla büyümesine neden olan büyük birleştirme değerleri tarafından tetiklenebilir.