[논문 리뷰] Relic Density of Axion Dark Matter in Standard and Non-Standard Cosmological Scenarios

Moira Venegas|arXiv (Cornell University)|2021. 06. 14.

Dark Matter and Cosmic Phenomena참고 문헌 78인용 수 5

한 줄 요약

이 석사학위 논문은 비표준 우주론적 시나리오에서 새로운 유체(φ)가 상태방정식 ωφ를 가진 우주에서 축합자 어둠료물질의 비일치 메커니즘을 통한 생성을 조사한다. 이 논문은 분석적이고 수치적으로 비표준 우주론이 축합자 진동 온도를 변화시키고, 엔트로피 주입을 통해 축합자 잔여 밀도를 희석시켜 타당한 축합자 질량 창을 더 낮은 값으로 이동시킴을 보여주며, 특히 작은 ωφ일수록 더 두드러진다. 또한 실험에서 감지 가능한 축합자-광자 결합 창도 수정된다.

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.

연구 동기 및 목표

• 비표준 우주론—특히 ωφ < 1/3인 유체 φ—이 축합자 어둠료물질의 잔여 밀도에 어떻게 영향을 미치는지 조사하기.
• 초기 우주에서 유체 지배가 축합자 진동 온도와 그 후 잔여 밀도에 미치는 영향 분석하기.
• φ 붕괴에서 발생하는 엔트로피 주입이 축합자 에너지 밀도를 어떻게 희석시키고 축합자 질량 및 광자와의 결합 창을 어떻게 이동시키는지 규명하기.
• 다양한 비표준 우주론(β = 1, 2, 3)에서 유도된 축합자 매개변수 공간을 표준 우주론 창과 비교하기.
• 축합자-광자 결합 창의 이동을 평가하여 향후 실험에서 축합자 어둠료물질의 감지 가능성 평가하기.

제안 방법

• 빅뱅 핵합성(BBN) 이전에 에너지 밀도를 지배하는 비표준 유체 φ를 모델링하며, 상태방정식 ωφ = (β−1)/β를 가진다.
• φ 지배 하에서 프리드만 방정식을 해결하여 척도 인자와 온도의 진화를 유도하며, 세 영역으로 나눈다: 영역 1(고온, φ 지배), 영역 2(중간), 영역 3(저온, 복사 유사).
• 비일치 메커니즘을 적용하여 축합자 생성을 계산하며, 허블 파라미터 H(t)가 축합자 질량 m_a(t)와 일치할 때의 진동 시작 시점을 추적한다.
• 분석적 근사와 수치 적분을 사용하여 엔트로피 주입을 고려한 축합자 잔여 밀도를 계산한다.
• 축합자-광자 결합 강도 g_aγγ를 축합자 질량의 함수로 계산하며, 비표준 우주론 간의 매개변수 공간을 비교한다.
• 초기 온도 T_i와 φ와의 결합 상수 κ를 변화시켜 잔여 밀도가 초깃값에 얼마나 민감한지 탐색한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 비표준 유체 φ의 지배가 초기 우주에서 축합자 진동 온도에 어떻게 영향을 미치는가?
• RQ2 φ 붕괴에서 발생하는 엔트로피 주입이 비표준 우주론에서 축합자 잔여 밀도에 미치는 영향과 희석 효과는 무엇인가?
• RQ3 다른 상태방정식(β = 1, 2, 3)이 표준 우주론과 비교해 타당한 축합자 질량 창을 어떻게 이동시키는가?
• RQ4 비표준 우주론은 관측된 어둠료물질 잔여 밀도를 유지하면서도 낮은 축합자 질량을 허용할 수 있는가?
• RQ5 비표준 우주론에서 축합자-광자 결합 창은 어떻게 이동하며, 어떤 우주론이 실험 감지에 가장 유망한가?

주요 결과

• 축합자 진동 온도는 비표준 우주론에 의해 강하게 영향을 받으며, 특히 영역 2와 영역 3에서 허블 팽창과 온도-척도 인자 관계의 변화로 인해 영향을 받는다.
• φ 지배가 이루어지는 영역 1과 2에서는 낮은 ωφ일수록 엔트로피 주입으로 인해 축합자 잔여 밀도가 크게 희석되며, β가 작을수록(즉, ωφ가 작을수록) 희석 정도가 증가한다.
• β = 3(ωφ ≈ 0.67)일 경우 표준 우주론과 비교해 축합자 창이 더 낮은 질량으로 이동하지만, β = 1(ωφ ≈ 0)일 경우 이동이 가장 뚜렷하다.
• 영역 3에서는 κ와 T_i에 대해 잔여 밀도가 민감하지 않지만, 영역 1과 2에서는 진동이 고온에서 발생하므로 민감해진다.
• T_i와 κ를 낮추면 영역 2 또는 영역 1에서 진동이 발생할 수 있어 낮은 질량에서 타당한 축합자 창이 가능해지지만, 이는 정밀조정이 필요하며 어둠료물질의 부족 생성 위험도 수반한다.
• 더 높은 ωφ(예: β = 3)를 가진 비표준 우주론은 낮은 ωφ(예: β = 1)를 가진 경우보다 축합자 창을 덜 이동시키지만, 후자는 더 큰 결합 창 이동으로 인해 실험 감지에 더 유망하다.