[論文レビュー] Relic Density of Axion Dark Matter in Standard and Non-Standard Cosmological Scenarios

Moira Venegas|arXiv (Cornell University)|Jun 14, 2021

Dark Matter and Cosmic Phenomena参考文献 78被引用数 5

ひとこと要約

この修士論文は、方程式状態 ωφ を持つ新しい流体 (φ) に支配される非標準的宇宙論的状況において、ミスアライメント機構によるアクシオン暗黒物質の生成を調査する。解析的および数値的に、非標準的宇宙論がアクシオンの振動温度を変化させ、エントロピー注入によってアクシオンの残存密度を希釈させることで、実現可能なアクシオン質量窓が低めにシフトすることを示している——特に ωφ が小さい場合に顕著であり、実験で検出可能なアクシオン-光子結合窓も変化する。

ABSTRACT

In this master's thesis we study the production of axion dark matter through the so-called misalignment mechanism by considering that during that time, the universe was dominated by a new kind of fluid, different than radiation. We perform a very detailed analysis of the oscillation temperature and the relic density today, both analytically and numerically. Our findings show that on the one hand, the oscillation temperature is strongly influenced by the non-standard cosmology, affecting the relic density, and on the other hand, the energy density of the axion gets diluted, because the new fluid eventually decays, injecting entropy into the thermal bath. We find the predicted parameter space of axion dark matter for different non-standard cosmologies and we show its impact on the coupling of axions to two photons.

研究の動機と目的

• 非標準的宇宙論——特に ωφ < 1/3 の流体 φ による支配——がアクシオン暗黒物質の残存密度に与える影響を調査すること。
• 初期宇宙における流体支配がアクシオンの振動温度およびその後の残存密度に与える影響を分析すること。
• φ の崩壊に伴うエントロピー注入がアクシオンエネルギー密度をどのように希釈させ、質量および光子への結合窓をシフトさせるかを特定すること。
• 標準的宇宙論の窓と比較して、異なる非標準的宇宙論（β = 1, 2, 3）における結果のアクシオンパラメータ空間を比較すること。
• アクシオン-光子結合窓のシフトを評価することで、将来の実験におけるアクシオン暗黒物質の検出可能性を評価すること。

提案手法

• ビッグバン核合成（BBN）以前にエネルギー密度を支配する非標準的流体 φ を用いて初期宇宙をモデル化し、方程式状態 ωφ = (β−1)/β をとる。
• φ 支配下でのフリードマン方程式を解き、スケール因子および温度の時間発展を導出し、3つの領域に分ける：領域1（高温、φ 支配）、領域2（中間）、領域3（低温、放射支配的）。
• ミスアライメント機構を適用してアクシオン生成を計算し、ハッブルパラメータ H(t) がアクシオン質量 m_a(t) と一致するタイミングで場の振動が開始されることを追跡する。
• 解析的近似と数値積分を用いて、φ の崩壊に伴うエントロピー注入を考慮したアクシオンの残存密度を計算する。
• アクシオン-光子結合定数 g_aγγ をアクシオン質量の関数として計算し、非標準的宇宙論におけるパラメータ空間を比較する。
• 初期温度 T_i と φ への結合定数 κ を変化させ、初期条件に依存する残存密度の感度を調査する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 非標準的流体 φ の支配が、初期宇宙におけるアクシオンの振動温度にどのように影響を与えるか？
• RQ2 φ の崩壊に伴うエントロピー注入が、非標準的宇宙論におけるアクシオンの残存密度に与える影響と希釈効果は何か？
• RQ3 異なる状態方程式（β = 1, 2, 3）は、標準的宇宙論と比較して、実現可能なアクシオン質量窓をどのようにシフトさせるか？
• RQ4 非標準的宇宙論では、観測された暗黒物質の残存密度を達成しつつも、より低いアクシオン質量を実現可能にすることができるか？
• RQ5 非標準的宇宙論において、アクシオン-光子結合窓はどのようにシフトするか？また、どの宇宙論が実験的検出に最も有望か？

主な発見

• アクシオンの振動温度は、非標準的宇宙論の影響を強く受けており、特に領域2および領域3で、ハッブル膨張および温度-スケール因子関係の変化により顕著に変化する。
• 領域1および領域2（φ が支配的で ωφ が小さい場合）、アクシオンの残存密度はエントロピー注入により顕著に希釈され、β が小さい（つまり ωφ が小さい）ほど希釈度が高まる。
• β = 3（ωφ ≈ 0.67）では、標準的宇宙論と比較してアクシオン窓が低質量側にシフトするが、β = 1（ωφ ≈ 0）ではそのシフトが最大となる。
• 領域3では、κ や T_i に対して残存密度は感度が薄いが、領域1および領域2では、高温で振動が開始されるため感度が高くなる。
• T_i や κ を低くすることで、領域2または領域1で振動が開始され、低質量での実現可能なアクシオン窓が得られるが、これは微調整を要し、暗黒物質の生成が不足するリスクを伴う。
• ωφ が大きい（例：β = 3）非標準的宇宙論では、アクシオン窓のシフトが小さいが、ωφ が小さい（例：β = 1）宇宙論ではシフトが顕著で、実験的検出に最も有望である。