[논문 리뷰] Cosmological production of ultralight dark matter axions

Alberto Díez-Tejedor, David J. E. Marsh|arXiv (Cornell University)|2017. 02. 07.

Dark Matter and Cosmic Phenomena인용 수 12

한 줄 요약

이 논문은 초경량의 양자수축입자(ultralight axion-like particles)가 흐린 어둠의 물질의 후보로써 우주에서 어떻게 생성되는지를 연구하며, 비어 있는 순간형 잠재력과 온도에 따라 변하는 질량을 고려한다. 이러한 효과들은 장의 진동을 지연시켜 물질 수률 스펙트럼에서 억제 스케일을 증가시키며, 플랑크 관측자료에서의 등온도 및 텐서 모드 제약 조건을 만족시키기 위해 필요한 양자수축입자 붕괴 상수를 $ f_a \gtrsim 10^{16}\,\text{GeV} $ (또는 $ \sim 10^{15}\,\text{GeV} $, $ T $-의존 질량를 고려할 경우)로 줄여준다.

ABSTRACT

The highly populated, low-energy excitations of a scalar field of mass $m_a\sim 10^{-22}\, extrm{eV}$ can represent the full dark matter content of the universe and alleviate some tensions in the standard cosmological scenario on small-scales. This {\it fuzzy dark matter} component is commonly assumed to arise as the consequence of a new axion-like particle in the matter sector, yet for simplicity it is usually modeled in terms of a simple free quadratic field. In this paper we consider how the cosmological constraints are modified when the effects of an instanton potential and temperature-dependent mass are included. Current isocurvature and tensor bounds confirms that this particle should be formed before the end of a low-scale inflation period with Hubble parameter $H_I\lesssim 2.5 imes 10^{12}\, extrm{GeV}$, in accordance with previous free-field analysis. The axion decay constant, $f_a$, which fixes axion couplings, appears in the instanton potential and determines the relic abundance, the stability of galaxy cores to axion emission, and the direct searches of fuzzy dark matter. If the axion mass is $T$-independent, we find that $f_a\gtrsim 10^{16}\, ext{GeV}$ is required in order to reach the observed relic density without fine tuning the initial conditions, while for a $T$-dependent case this bound can be lowered by an order of magnitude. However, the anharmonicities in the instanton potential, and mainly a $T$-dependent mass, can delay the onset of field oscillations, leading to larger physical suppression scales in the matter power spectrum for a fixed zero-temperature axion mass. This may favor a string or accidental axion over one emerging from a strongly coupled gauge sector if this model is required to provide large galactic halo cores while simultaneously satisfying observational constraints from cosmic structure formation.

연구 동기 및 목표

• 비항성적 순간형 잠재력과 온도에 따라 변하는 양자수축입자 질량이 초경량 양자수축입자 어둠의 물질의 잔여 밀도에 어떤 영향을 미치는지 평가하기 위해.
• 플랑크 2015년 데이터에서의 등온도 및 텐서 모드 제약 조건을 바탕으로 양자수축입자 붕괴 상수 $ f_a $, 初기 오차 각도 $ \theta_i $, 인플레이션 스케일 $ H_I $ 를 제약하기 위해.
• 이러한 수정 사항이 은하의 홀로 코어를 설명하는 데 있어 양자수축입자 모델의 타당성을 어떻게 변화시키는지 평가하기 위해.
• 이러한 정밀한 역학 하에서, 강한 상호작용을 가진 게이지 섹터 양자수축입자 모델에 비해 스트링 또는 의도된 양자수축입자 모델이 어느 정도 유리한지 결정하기 위해.

제안 방법

• 온도에 따라 변하는 질량과 비조화적인 순간형 항을 포함한 양자수축입자 잠재력을 모델링하며, 진동 시작 조건을 위해 $ m_a \propto T^n $ 과 다항식 $ q(x) = 1 - x^p $ 를 사용한다.
• 양자수축입자 장 $ \theta $ 의 운동 방정식을 수치적으로 해석하여 조화형 및 비조화형 잠재력을 모두 포함하며, $ t_f = 10 t_{\rm osc} $ 까지의 에너지 밀도 변화를 평가한다.
• 잔여 밀도 억제의 지표로 비조화형과 조화형 에너지 밀도의 비율인 $ f_{n_a} = \rho_{\rm anh}/\rho_{\rm har} $ 를 사용한다.
• 플랑크 2015년 제약 조건을 적용: 95% 신뢰수준에서 $ r < 0.168 $ 및 $ \alpha_0 < 0.037 $ 를 통해 등온도 및 텐서 스펙트럼을 바탕으로 $ H_I $, $ f_a $, $ \theta_i $ 를 제약한다.
• 인플레이션 스케일의 제약 조건인 $ H_I < 5.206 \times 10^{14}\,\text{GeV} $ 와 등온도 제약 조건으로부터 유도된 더 강력한 제약 조건인 $ H_I / (|\theta_i| f_a) < 2.885 \times 10^{-5} $ 를 유도한다.
• 물질 수률 스펙트럼의 물리적 억제 스케일을 은하의 코어 크기와 비교하여, $ T $-의존 질량 모델에서는 이들이 상호 연관성이 없음을 보여준다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 비조화적인 순간형 잠재력과 온도에 따라 변하는 양자수축입자 질량은 초기 우주에서 장의 진동 시작에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ2 초기 조건을 정밀 조정 없이도 관측된 어둠의 물질 잔여 밀도를 달성하기 위해 필요한 최소한의 양자수축입자 붕괴 상수 $ f_a $ 는 얼마인가?
• RQ3 플랑크 제약 조건인 등온도 및 텐서 모드는 인플레이션 스케일 $ H_I $ 와 곱 $ |\theta_i| f_a $ 를 어떻게 제약하는가?
• RQ4 양자수축입자 질량의 $ T $-의존성은 물질 수률 스펙트럼의 억제 스케일이 영온도에서의 양자수축입자 질량과 얼마나 분리되는지를 어느 정도로 설명하는가?
• RQ5 온도에 따라 변하는 질량과 비어 있는 순간형 잠재력을 포함할 경우, 스트링 또는 의도된 양자수축입자 모델이 강한 상호작용 게이지 섹터 양자수축입자 모델보다 어느 정도 유리한가?

주요 결과

• 온도에 따라 변하는 양자수축입자 질량을 포함함으로써 진동 시작 시점이 지연되며, 이는 진동 시간에 로그 발산을 유도하고 물질 수률 스펙트럼에서 물리적 억제 스케일을 증가시킨다.
• 온도에 따라 변하지 않는 양자수축입자 질량의 경우, $ \theta_i $ 를 정밀 조정 없이도 관측된 잔여 밀도를 달성하기 위해 $ f_a \gtrsim 10^{16}\,\text{GeV} $ 가 필요하며, 이는 이전의 자유장 분석과 일치한다.
• 온도에 따라 변하는 질량을 고려할 경우, 장의 진동 억제가 강화되어 필요한 $ f_a $ 는 한 계급 감소하여 약 $ \sim 10^{15}\,\text{GeV} $ 로 줄어든다.
• 등온도 제약 조건으로부터 유도된 제약 조건은 $ H_I / (|\theta_i| f_a) < 2.885 \times 10^{-5} $ 이며, 이는 $ f_a \sim 10^{16}\,\text{GeV} $ 일 경우 $ H_I \lesssim 2.5 \times 10^{12}\,\text{GeV} $ 를 의미하며, 저에너지 인플레이션과 일치한다.
• 온도에 따라 변하는 질량 효과를 포함할 경우, 물질 수률 스펙트럼의 억제 스케일은 더 이상 은하의 코어 크기와 직접적으로 연관되지 않으며, 이는 스트링 또는 의도된 양자수축입자 모델을 유리하게 만들 수 있다.
• 이 모델은 텐서 모드 및 등온도 변동에 대한 플랑크 데이터와 일관되며, 양자수축입자 생성이 저에너지 인플레이션의 끝 이전에 일어나야 한다는 것을 확인한다.