[论文解读] 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 5

一句话总结

本硕士论文研究了在由新流体（φ）主导的非标准宇宙学情景下，通过错位机制产生的轴子暗物质。通过解析与数值分析表明，非标准宇宙学改变了轴子振荡温度，并通过熵注入稀释了轴子的遗迹密度，使可行的轴子质量窗口向更低值移动——尤其是对于较小的 ωφ 值——并改变了实验中可探测的轴子-光子耦合窗口。

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.

研究动机与目标

• 研究非标准宇宙学——特别是方程为 ωφ < 1/3 的流体 φ ——如何改变轴子暗物质的遗迹密度。
• 分析早期宇宙中流体主导对轴子振荡温度及后续遗迹丰度的影响。
• 确定 φ 衰变引起的熵注入如何稀释轴子能量密度，并改变轴子质量与光子耦合窗口。
• 将不同非标准宇宙学（β = 1, 2, 3）下的结果与标准宇宙学窗口进行比较。
• 通过评估轴子-光子耦合窗口的偏移，评估未来实验中轴子暗物质的可探测性。

提出的方法

• 以非标准流体 φ 在大爆炸核合成（BBN）之前主导能量密度的早期宇宙为模型，其状态方程为 ωφ = (β−1)/β。
• 求解 φ 主导下的弗里德曼方程，推导尺度因子与温度演化，区分三个区域：区域 1（高温，φ 主导）、区域 2（中间温度）、区域 3（低温，辐射主导）。
• 应用错位机制计算轴子产生，基于当哈勃参数 H(t) 与轴子质量 m_a(t) 匹配时确定场开始振荡的时间。
• 使用解析近似与数值积分计算轴子遗迹密度，考虑 φ 衰变期间的熵注入。
• 计算轴子-光子耦合强度 g_aγγ 作为轴子质量的函数，比较不同非标准宇宙学下的参数空间。
• 改变初始温度 T_i 和与 φ 的耦合常数 κ，以探索遗迹密度对初始条件的敏感性。

实验结果

研究问题

• RQ1 非标准流体 φ 的主导如何影响早期宇宙中轴子的振荡温度？
• RQ2 φ 衰变引起的熵注入对非标准宇宙学中轴子遗迹密度及其稀释有何影响？
• RQ3 不同状态方程（β = 1, 2, 3）与标准宇宙学相比，如何改变可行的轴子质量窗口？
• RQ4 非标准宇宙学是否允许更低的轴子质量，同时仍能产生观测到的暗物质遗迹密度？
• RQ5 非标准宇宙学中轴子-光子耦合窗口如何移动？哪些宇宙学情景最有利于实验探测？

主要发现

• 轴子振荡温度受非标准宇宙学强烈影响，特别是在区域 2 和区域 3，这是由于哈勃膨胀和温度-尺度因子关系发生变化所致。
• 在区域 1 和区域 2（φ 主导且 ωφ 较低时），由于熵注入，轴子遗迹密度显著稀释，且稀释程度随 β 减小（即 ωφ 更小）而增强。
• 对于 β = 3（ωφ ≈ 0.67），轴子窗口相比标准宇宙学向更低质量移动；而对于 β = 1（ωφ ≈ 0），移动最为显著。
• 在区域 3 中，遗迹密度对 κ 和 T_i 不敏感，但在区域 1 和区域 2 中，由于振荡发生在更高温度，其敏感性增强。
• 降低 T_i 和 κ 可使振荡发生在区域 2 或区域 1，从而在更低质量下实现可行的轴子窗口，但需精细调节参数，且存在暗物质产量不足的风险。
• 与 ωφ 较高（如 β = 3）的宇宙学相比，ωφ 较低（如 β = 1）的宇宙学使轴子窗口移动更显著，因此后者在实验探测方面更具前景，因其耦合窗口偏移更大。