Ослабление космологических ограничений на текущие массы нейтрино: связь темной энергии с нейтрино

Таблица ссылок

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

II. СВЯЗЬ ТЕМНОЙ ЭНЕРГИИ С НЕЙТРИНО

Давайте рассмотрим плоскую Вселенную с исчезающей кривизной, пространственно однородную и изотропную, расширение которой параметризуется масштабным фактором a, связанным с метрикой пространства-времени Фридмана-Лематра-Роберсона-Уокера (FLRW). Учитывая далее, что расширение вызвано фотонами (γ), барионами (b), холодной темной материей (c), нейтрино (ν) и темной энергией скалярного поля (φ), ответственной за текущее ускорение, уравнение Фридмана имеет вид

В этом исследовании мы хотим проверить возможное взаимодействие между видами нейтрино и темной энергией в модели нейтрино с изменяющейся массой, где активные нейтрино связаны со скалярным полем [13–20]. Поскольку космологические данные ведущего порядка чувствительны только к полной массе нейтрино [36, 37], мы для практических целей предполагаем [38] два безмассовых нейтрино и массивное нейтрино, неминимально связанное с компонентом квинтэссенции. Связанное нейтрино имеет переменную эффективную массу, которая зависит от величины скалярного поля и от безразмерного и постоянного параметра β:

Тензоры энергии напряжений нейтринной жидкости и скалярного поля по отдельности не сохраняются. У нас есть

где pφ — давление в поле. Дополнительные источники источника исчезают без взаимодействия, β = 0, или, если массивные частицы нейтрино являются ультрарелятивистскими, ведут себя как бесследовое излучение.

Чтобы протестировать модель наблюдениями, мы принимаем известную феноменологическую параметризацию, впервые предложенную в [12]. [22], где скалярное поле линейно зависит от числа e-складок, N ≡ ln a, на протяжении всей космологической эволюции. Введем безразмерную константу λ для наклона масштабирования:

Этот простой подход является мощной альтернативой популярной параметризации CPL [40, 41], поскольку большое разнообразие уравнений эволюции состояний темной энергии может быть охвачено всего одним дополнительным параметром [42], тем самым ограничивая вырождения в байесовских выводах. Дополнительным преимуществом является то, что потенциал скалярного поля можно восстановить аналитически, следуя работе [11]. [22, 24–26]. Это делается путем решения дифференциального уравнения первого порядка (2.7) для нахождения ρφ с использованием уравнения связи (2.1) и учета того, что φ˙ = λH в соответствии с уравнением. (2.9). Потенциал представляет собой сумму экспоненциальных членов,

где масштабы масс определяются следующими аналитическими выражениями:

Из рис. 2 видно, что взаимодействие с нейтрино меняет wφ в эпоху доминирования материи. Для растущих масс (β > 0, пунктирная линия) уравнение состояния поля меньше по сравнению с несвязанным случаем (β = 0, сплошная линия). Напротив, wφ больше, когда передача энергии происходит в противоположном направлении, т.е. от нейтрино уменьшающейся массы (β < 0, штрихпунктирная линия). Соответственно, рис. 3 показывает, что нерелятивистские нейтрино, которые получают энергию от скалярного поля (β > 0), имеют меньшую относительную плотность энергии для достижения той же нынешней массы, чем когда они отдают энергию (β < 0).

с

где ϵ — сопутствующая энергия нейтрино.