এই কাগজটি CC 4.0 লাইসেন্সের অধীনে arxiv-এ উপলব্ধ।
লেখক:
(1) Vitor da Fonseca, Instituto de Astrof´ısica e Ciencias do Espa¸co, Faculdade de Ciencias da Universidade de Lisboa;
(2) Tiago Barreiro, Instituto de Astrof´ısica e Ciencias do Espa¸co, Faculdade de Ciencias da Universidade de Lisboa এবং 2ECEO, Universidade Lus´ofona;
(3) নেলসন জে. নুনেস, ইনস্টিটিউটো ডি অ্যাস্ট্রোফিসিকা ই সিএনসিয়াস ডো এসপা¸কো, ফ্যাকুল্ডেড ডি সিএনসিয়াস দা ইউনিভার্সিডে ডি লিসবোয়া।
লিঙ্কের টেবিল
- বিমূর্ত এবং ভূমিকা
- নিউট্রিনোতে ডার্ক এনার্জি কাপলিং
- Perturbations এবং অবজারভেবলের উপর কাপলিং এর প্রভাব
- পরামিতি অনুমান
- আলোচনা
- স্বীকৃতি, পরিশিষ্ট, এবং রেফারেন্স
III. বিভ্রান্তি এবং পর্যবেক্ষণযোগ্যদের উপর সংযোগের প্রভাব
উঃ বিক্ষিপ্ততা সমীকরণ
মিথস্ক্রিয়াকারী নিউট্রিনোগুলির বিরক্তিকর শক্তি ঘনত্ব এবং চাপ পূর্ববর্তী গবেষণায় প্রাপ্ত হয়েছে (উদাহরণস্বরূপ [16, 19, 20] দেখুন):
যেখানে নিউট্রিনো অ্যানিসোট্রপিক স্ট্রেস σν [৪৬] কাপলিং দ্বারা পরিবর্তিত হয় না। আমরা সেই অনুযায়ী ক্লাস কোডে অ-কোল্ড ডার্ক ম্যাটারের তরল অনুমান সমীকরণ সামঞ্জস্য করেছি
অ-আপেক্ষিক শাসনের গভীরে, যখন wν = 0, অনুপাতটি q/ϵ অনুপাতহীনভাবে অদৃশ্য হয়ে যায় এবং নিউট্রিনো ফ্লুইডের চাপের ব্যাঘাত, সেইসাথে শিয়ার স্ট্রেস, ঘনত্বের ব্যাঘাতের ক্ষেত্রে নগণ্য হয়ে যায়। ধারাবাহিকতা এবং অয়লার সমীকরণগুলি মিলিত কোল্ড ডার্ক ম্যাটার মডেলের সাথে সাদৃশ্যপূর্ণ [26, 48],
সংযুক্ত স্কেলার ক্ষেত্রের জন্য, ওঠানামার গতির সমীকরণটি নিম্নরূপ,
পটভূমির মতো, আমরা ক্লাস কোডের আমাদের সংস্করণে উপরের সমীকরণের মাধ্যমে সম্ভাব্যতার সাথে ক্ষেত্রের বিভ্রান্তিগুলিকে বিকশিত করি।
B. ব্যাপার পাওয়ার স্পেকট্রামের উপর প্রভাব
কাপলিং দ্বারা প্রভাবিত নিউট্রিনো ঘনত্বের বৈসাদৃশ্যের বিবর্তনের তিনটি প্রধান পর্যায় রয়েছে। বিকিরণ-প্রধান যুগে, যখন নিউট্রিনোগুলি তাপীয় স্নান থেকে বিচ্ছিন্ন হয়ে যায় কিন্তু এখনও আপেক্ষিক থাকে, তখন তাদের বিরক্তিগুলি বিকিরণ হিসাবে বৃদ্ধি পায়। পরবর্তীতে, নিউট্রিনোগুলি অ-আপেক্ষিক হয়ে ওঠে এবং ঠান্ডা অন্ধকার পদার্থের মহাকর্ষীয় সম্ভাব্য কূপের মধ্যে গুচ্ছ হয়ে যায়, যা প্রভাবশালী মহাজাগতিক উপাদান। যাইহোক, তাদের ফ্রি-স্ট্রিমিং স্কেলের নীচে, তারা ঠান্ডা অন্ধকার পদার্থের মতো ক্লাস্টার করে না [1]। নিউট্রিনো ফ্রি স্ট্রিমিং নিউট্রিনো ভরের উপর নির্ভর করে একটি সমালোচনামূলক স্কেল পর্যন্ত নিউট্রিনো ওঠানামাকে স্যাঁতসেঁতে করে এবং চিত্র 4 এর বাম প্যানেলে দেখা দোলনীয় প্যাটার্ন দেয়। ফোরিয়ার মোডের ফ্রি-স্ট্রিমিং তরঙ্গসংখ্যা নন-রিলেটিভিস্টিক ট্রানজিশনে সর্বনিম্ন পৌঁছে যায় দ্বারা [2]
পদার্থ বা অন্ধকার শক্তির আধিপত্যের সময়। বা সমানভাবে, Eqs ব্যবহার করে। (2.22) এবং (2.23), আমরা পাই
আমাদের নির্দিষ্ট স্কেলার ফিল্ড প্যারামেট্রিাইজেশনের জন্য। ফ্রি-স্ট্রিমিং দৈর্ঘ্যের উপরে, নিউট্রিনো ওঠানামা বাধাহীনভাবে বৃদ্ধি পায়। ক্রমবর্ধমান নিউট্রিনো ভরের জন্য (β > 0, সবুজ ড্যাশড লাইন) Eq. (3.14) তে ফ্রি-স্ট্রিমিং স্কেল বড় এবং ওঠানামা বৃদ্ধিতে দেরি হয় নিউট্রিনো ভর সঙ্কুচিত (β <0, কমলা ড্যাশ-ডটেড লাইন) )
তদুপরি, β-এর উপর নিউট্রিনো ভরের নির্ভরতা পদার্থের ভগ্নাংশকে পরিবর্তন করে যার ওঠানামা একটি নির্দিষ্ট স্কেলে ঠান্ডা অন্ধকার পদার্থের মতো বৃদ্ধি পায় না। নিউট্রিনোগুলি মুক্ত স্ট্রিমিং স্কেলের নীচে সম্ভাব্য কূপ তৈরিতে অবদান রাখে না, এবং সমস্ত কাঠামোর গঠন স্যাঁতসেঁতে হয় কারণ মহাকর্ষীয় কূপগুলি ততটা গভীর নয় যতটা তারা শুধুমাত্র অ-আপেক্ষিক পদার্থের উপস্থিতিতে হবে।
তদুপরি, অন্ধকার শক্তির অ-তুচ্ছ ভগ্নাংশ (λ ̸= 0 এবং β = 0, নীল কঠিন রেখা) পদার্থের আধিপত্যের সময় ওঠানামার বৃদ্ধিকে আরও কমিয়ে দেয়, যা আরও শক্তি দমনের দিকে পরিচালিত করে। অন্যদিকে, ছোট স্কেলে ম্যাটার পাওয়ার স্পেকট্রাম অতীতে নিউট্রিনো ভর কত বড় ছিল তার উপরও নির্ভর করে। ক্রমবর্ধমান নিউট্রিনো ভর (β > 0, সবুজ ড্যাশড লাইন) স্কেলার ফিল্ডের কারণে সৃষ্ট শক্তি দমনকে হ্রাস করে, যখন নিউট্রিনো ভর সঙ্কুচিত হওয়া দমনকে বৃদ্ধি করে (β <0, কমলা ড্যাশ-ডটেড লাইন)।
D. CMB লেন্সিং সম্ভাবনার উপর প্রভাব
যেহেতু ফ্রি-স্ট্রিমিং নিউট্রিনোগুলি ঘনত্বের বিক্ষিপ্ততাগুলিকে মুছে ফেলে, তারা CMB আলোকে প্রভাবিত করে যা আমাদের এবং শেষ বিক্ষিপ্ত পৃষ্ঠের মধ্যে হস্তক্ষেপকারী পদার্থ বিতরণের কারণে সৃষ্ট মহাকর্ষীয় লেন্সিং দ্বারা বিকৃত হয় [49]। নিউট্রিনোগুলি সিএমবি লেন্সিং সম্ভাব্যতা হ্রাস করে, যা পুনর্মিলন সময় এবং বর্তমান সময়ের মধ্যে দৃষ্টি রেখা বরাবর মহাকর্ষীয় সম্ভাবনার অবিচ্ছেদ্য পরিমাপ। দুর্বল লেন্সিংয়ের প্রভাব হল ছোট স্কেলে CMB তাপমাত্রা অ্যানিসোট্রপির পাওয়ার স্পেকট্রামকে মসৃণ করা। চিত্র 6-এ উল্লেখ্য যে যেহেতু প্রভাবটি নিউট্রিনোর শক্তি ঘনত্বের সমানুপাতিক, তাই এটি তাদের ভরকে সীমাবদ্ধ করতে পারে, যার মহাজাগতিক বিবর্তন দুটি পরামিতি λ এবং β দ্বারা নিয়ন্ত্রিত হয়। উদাহরণস্বরূপ, সাম্প্রতিক অতীতে যদি নিউট্রিনো ভর খুব বেশি হতো, তাহলে আমাদের পর্যবেক্ষণের চেয়ে কম লেন্সিং হতো। স্কেলার ফিল্ড (β = 0, নীল কঠিন বক্ররেখা) দ্বারা সৃষ্ট দমনটি হয় নিউট্রিনো ভর (β <0, কমলা ড্যাশ-ডটেড লাইন) সঙ্কুচিত করে বা বর্ধিত নিউট্রিনো ভর (β > 0, সবুজ ড্যাশড লাইন) দ্বারা ক্ষতিপূরণ করা হয়। .
এটি লক্ষণীয় যে, রেফ-এ অধ্যয়ন করা নিউট্রিনো ভর বৈচিত্রের জন্য মডেল-স্বাধীন প্যারামেট্রিাইজেশনের বিপরীতে। [২০], আমরা আমাদের মডেলে বৃহৎ স্কেলে অস্থিরতা খুঁজে পাই না [৫০], যা বৃহৎ কাপলিং মান দ্বারা ট্রিগার হবে যা পর্যবেক্ষণযোগ্য বৃহত্তম স্কেলে নিউট্রিনো বিক্ষিপ্ততা দ্রুত বৃদ্ধি পাবে।
