वर्तमान न्यूट्रिनो द्रव्यमान पर ब्रह्माण्ड संबंधी बाधाओं को शिथिल करना: विक्षोभ पर युग्मन का प्रभाव

लिंक की तालिका

• सार और परिचय
• डार्क एनर्जी को न्यूट्रिनो से जोड़ना
• विक्षोभ और प्रेक्षणों पर युग्मन का प्रभाव
• पैरामीटर अनुमान
• बहस
• आभार, परिशिष्ट और संदर्भ

III. विक्षोभ और प्रेक्षणीयों पर युग्मन का प्रभाव

ए. गड़बड़ी समीकरण

परस्पर क्रिया करने वाले न्यूट्रिनो के विक्षुब्ध ऊर्जा घनत्व और दबाव को पिछले अध्ययनों में प्राप्त किया गया है (उदाहरण के लिए [16, 19, 20] देखें):

जहां न्यूट्रिनो अनिसोट्रोपिक तनाव σν [46] युग्मन द्वारा नहीं बदला जाता है। हमने CLASS कोड में गैर ठंडे डार्क मैटर के द्रव सन्निकटन समीकरणों को तदनुसार समायोजित किया है

गैर-सापेक्षतावादी शासन में, जब wν = 0 होता है, तो अनुपात q/ϵ असममित रूप से गायब हो जाता है और न्यूट्रिनो द्रव में दबाव गड़बड़ी, साथ ही कतरनी तनाव, घनत्व गड़बड़ी के संबंध में नगण्य हो जाता है। निरंतरता और यूलर समीकरण युग्मित ठंडे डार्क मैटर मॉडल [26, 48] के अनुरूप हैं,

युग्मित अदिश क्षेत्र के लिए, उतार-चढ़ाव की गति का समीकरण निम्नलिखित है,

जैसा कि पृष्ठभूमि में बताया गया है, हम CLASS कोड के अपने संस्करण में उपरोक्त समीकरण के माध्यम से विभव के साथ क्षेत्र विक्षोभ को विकसित करते हैं।

बी. पदार्थ शक्ति स्पेक्ट्रम पर प्रभाव

युग्मन से प्रभावित न्यूट्रिनो घनत्व कंट्रास्ट के विकास के तीन मुख्य चरण हैं। विकिरण-प्रधान युग के दौरान, जब न्यूट्रिनो थर्मल बाथ से अलग हो जाते हैं लेकिन फिर भी सापेक्षवादी होते हैं, तो उनकी गड़बड़ी विकिरण के रूप में बढ़ती है। बाद में, न्यूट्रिनो गैर-सापेक्षवादी हो जाते हैं और ठंडे काले पदार्थ के गुरुत्वाकर्षण संभावित कुओं में क्लस्टर हो जाते हैं, जो कि प्रमुख ब्रह्मांडीय घटक है। हालांकि, उनके फ्री-स्ट्रीमिंग स्केल के नीचे, वे ठंडे काले पदार्थ की तरह क्लस्टर नहीं करते हैं [1]। न्यूट्रिनो फ्री स्ट्रीमिंग न्यूट्रिनो के उतार-चढ़ाव को न्यूट्रिनो द्रव्यमान के आधार पर एक महत्वपूर्ण पैमाने तक कम कर देती है, और चित्र 4 के बाएं पैनल में देखा गया दोलन पैटर्न देती है। फूरियर मोड की फ्री-स्ट्रीमिंग वेवनंबर गैर-सापेक्षवादी संक्रमण पर न्यूनतम तक पहुँचती है, जिसे [2] द्वारा दिया गया है

पदार्थ या डार्क एनर्जी के वर्चस्व के दौरान। या समतुल्य रूप से, समीकरणों (2.22) और (2.23) का उपयोग करते हुए, हम पाते हैं

हमारे विशेष स्केलर क्षेत्र पैरामीटरीकरण के लिए। फ्री-स्ट्रीमिंग लंबाई से ऊपर, न्यूट्रिनो उतार-चढ़ाव बिना किसी बाधा के बढ़ते हैं। बढ़ते न्यूट्रिनो द्रव्यमान (β > 0, हरी धराशायी रेखा) के लिए समीकरण (3.14) में फ्री-स्ट्रीमिंग स्केल बड़ा है और घटते न्यूट्रिनो द्रव्यमान (β < 0, नारंगी डैश-डॉटेड लाइन) के संबंध में उतार-चढ़ाव की वृद्धि में देरी होती है।

इसके अलावा, न्यूट्रिनो द्रव्यमान की β पर निर्भरता पदार्थ के उस अंश को बदल देती है जिसके उतार-चढ़ाव किसी निश्चित पैमाने पर ठंडे काले पदार्थ की तरह नहीं बढ़ते हैं। न्यूट्रिनो मुक्त प्रवाह पैमाने के नीचे संभावित कुओं के निर्माण में योगदान नहीं करते हैं, और सभी संरचना निर्माण को रोक दिया जाता है क्योंकि गुरुत्वाकर्षण कुएं उतने गहरे नहीं होते जितने कि वे केवल गैर-सापेक्ष पदार्थ की उपस्थिति में होते।

इसके अलावा, डार्क एनर्जी का नगण्य अंश (λ ̸= 0 और β = 0, नीली ठोस रेखा) पदार्थ के प्रभुत्व के दौरान उतार-चढ़ाव की वृद्धि को और कम कर देता है, जिससे अधिक शक्ति दमन होता है। दूसरी ओर, छोटे पैमाने पर पदार्थ शक्ति स्पेक्ट्रम इस बात पर भी निर्भर करता है कि अतीत में न्यूट्रिनो का द्रव्यमान कितना बड़ा था। बढ़ते न्यूट्रिनो द्रव्यमान (β > 0, हरी धराशायी रेखा) स्केलर क्षेत्र के कारण होने वाले शक्ति दमन को कम करते हैं, जबकि घटते न्यूट्रिनो द्रव्यमान दमन को बढ़ाते हैं (β < 0, नारंगी धराशायी-बिंदीदार रेखा)।

डी. सीएमबी लेंसिंग क्षमता पर प्रभाव

क्योंकि फ्री-स्ट्रीमिंग न्यूट्रिनो घनत्व गड़बड़ी को मिटा देते हैं, वे सीएमबी प्रकाश को प्रभावित करते हैं जो हमारे और अंतिम बिखरने वाली सतह के बीच हस्तक्षेप करने वाले पदार्थ वितरण के कारण गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग द्वारा विकृत होता है [४९]। न्यूट्रिनो सीएमबी लेंसिंग क्षमता को कम करते हैं, जो पुनर्संयोजन समय और वर्तमान समय के बीच दृष्टि की रेखा के साथ गुरुत्वाकर्षण क्षमताओं के अभिन्न अंग का एक माप है। कमजोर लेंसिंग का प्रभाव छोटे पैमानों पर सीएमबी तापमान विषमता के पावर स्पेक्ट्रम को सुचारू करना है। चित्र 6 में ध्यान दें कि चूंकि प्रभाव न्यूट्रिनो के ऊर्जा घनत्व के समानुपाती होता है, यह उनके द्रव्यमान को बाधित कर सकता है, जिसका ब्रह्मांड संबंधी विकास दो मापदंडों λ और β द्वारा नियंत्रित होता है। स्केलर क्षेत्र (β = 0, नीला ठोस वक्र) के कारण पहले से उत्पन्न दमन या तो न्यूट्रिनो द्रव्यमान के सिकुड़ने से बढ़ जाता है (β < 0, नारंगी डैश-बिंदीदार रेखा) या न्यूट्रिनो द्रव्यमान के बढ़ने से इसकी क्षतिपूर्ति हो जाती है (β > 0, हरा डैश वाली रेखा)।

यह ध्यान देने योग्य है कि संदर्भ [20] में अध्ययन किए गए न्यूट्रिनो द्रव्यमान भिन्नता के लिए मॉडल-स्वतंत्र पैरामीटरीकरण के विपरीत, हम अपने मॉडल [50] में बड़े पैमाने पर अस्थिरता नहीं पाते हैं, जो कि बड़े युग्मन मूल्यों द्वारा ट्रिगर किया जाएगा जिससे न्यूट्रिनो गड़बड़ी सबसे बड़े पैमाने पर तेजी से बढ़ेगी।