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Exploring the Dark Universe
constraining the scalar field dark matter model and explaining the Hubble tension as well as the spatial curvature as measured by the final Planck data release
Horst Foidl
Art der Arbeit
Dissertation
Universität
Universität Wien
Fakultät
Fakultät für Geowissenschaften, Geographie und Astronomie
Studiumsbezeichnung bzw. Universitätlehrgang (ULG)
Doktoratsstudium Naturwissenschaften: Astronomie
Betreuer*innen
Werner Zeilinger ,
Tanja Rindler-Daller
DOI
10.25365/thesis.78253
URN
urn:nbn:at:at-ubw:1-22420.90742.678594-7
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(Print-Exemplar eventuell in Bibliothek verfügbar)
Abstracts
Abstract
(Deutsch)
In den letzten 20 Jahren hat sich das Λ-kalte dunkle Materie (ΛCDM) Konkordanz-Modell aufgrund seiner Übereinstimmung mit vielen Beobachtungen, insbesondere auf großen kosmischen Skalen, zum Standardmodell der Kosmologie entwickelt und ist durch die folgenden zwei Komponenten gekennzeichnet: kalte dunkle Materie (CDM) und Λ, die kosmologische Konstante, die oft als die einfachste Realisierung der dunklen Energie (DE) interpretiert wird. Die physikalische Natur beider Komponenten, die das „dunkle Universum“ umfassen, sind zwei tiefgreifende offene Fragen in der Kosmologie. Diese Arbeit untersucht beide Komponenten. Im ersten Teil wird die Strukturbildung im Universum untersucht und diskutiert weiters Skalarfeld-Dunkle-Materie (SFDM) als alternatives Modell zu dunkler Materie (DM). Der zweite Teil diskutiert die Hubble-Spannung und schlägt ein dynamisches Modell dunkler Energie (DDE) als Alternative zu Λ vor. Darüber hinaus wird eine Erweiterung des ΛCDM-Modells vorgestellt, die eine Erklärung für die Phänomenologie der beschleunigten Expansion des Universums und für die räumliche Krümmung liefert, wie sie in der finalen Datenveröffentlichung PR4 der Planck-Mission berichtet wird. Der erste Teil, bestehend aus den Kapiteln II und III, untersucht SFDM, und deren Auswirkungen auf die Strukturbildung, als alternatives Modell für DM. Zu diesem Zweck betrachten wir ΛSFDMKosmologien, die sich von ΛCDM darin unterscheiden, dass CDM durch SFDM ersetzt wird, wobei wir die Entwicklung des Hintergrunduniversums sowie lineare Störungen, mit Schwerpunkt auf skalare Moden, berechnen. Wir betrachten Modelle mit komplexem Skalarfeld mit einer abstoßenden, quartischen Selbstwechselwirkung (SI) im Thomas-Fermi-Regime, auch bekannt als „SFDM-TF“ und Modelle ohne SI, die als Fuzzy-Dunkle-Materie (FDM) bezeichnet werden und vergleichen sie mit der ΛCDM-Kosmologie. Wir modifizieren den Boltzmann-Code Cosmic Linear Anisotropy Solving System (CLASS), um die Physik komplexer SFDM zu inkludieren. Diese zeichnet sich dadurch aus, dass ihre Zustandsgleichung im sehr frühen Universum maximal steif ist und damit über alle anderen kosmischen Komponenten, sogar über die Strahlung, dominiert. Wir berechnen die Leistungsspektren des kosmischen Mikrowellenhintergrunds(CMB) und der Materie, sowie die Press-Schechter-Halo-Massenfunktionen für verschiedene Modelle und erweitern damit die bisherige Literatur, die sich entweder auf den Hintergrund oder auf einen semi-analytischen Ansatz für SFDM-Dichtestörungen beschränkte, bei dem die frühe steife Phase vernachlässigt wurde. Unsere Berechnungen bestätigen frühere Ergebnisse der aktuellen Literatur und deuten darauf hin, dass SFDM-Modelle im Thomas-Fermi-Regime, in denen eine starke, abstoßende 2-Partikel-SI enthalten ist und welche das Potenzial haben das „cusp-core“-Problem von CDM zu lösen, eine wertvolle Alternative zu CDM-Modellen darstellen, welche gegen ≳ 1 kpc große Halo-Kerne sprechen, was ihre Fähigkeit, die kleinräumigen Probleme auf Zwerggalaktischen Skalen zu erklären, in Frage stellt. Anschließend präsentieren wir DM-only 3D-Simulationen der Halo-Bildung und -Entwicklung in ΛSFDM-Kosmologien, wobei wir hydrodynamische Näherungen für SFDM verwenden. In der bisherigen Literatur wurden zwei Fluid-Approximationen für SFDM sowie Simulationen der Halo-Bildung vorgestellt, bei denen jedoch Diskrepanzen berichtet wurden. Daher führen wir gezielte kosmologische 3D-Simulationen für das SFDM-Modell durch, wobei wir für diese sowohl beide Fluid-Approximationen der SFDM als auch CDM verwenden. Unsere Ergebnisse stehen in sehr guter Übereinstimmung mit früheren Arbeiten und erweitern diese, indem wir die berichteten Diskrepanzen erklären können. Wir stellen fest, dass die Entwicklung von SFDM- und CDM-Halos in einem zweistufigen Prozess erfolgt. Im frühen Stadium nähert sich das Dichteprofil im Zentrum einem (n = 1.5)-polytropischen Kern an. Anschließend geht der Kern bei CDM-Halos in eine zentrale Spitze über. Bei SFDM-Halos bestimmt der zusätzliche Druck, aufgrund von SI, das zweite Stadium der Entwicklung, in dem der zentrale Bereich sehr gut einem (n = 1)-polytropischen Kern folgt. Beide Kerne sind in eine nahezu isotherme Hülle eingebettet. Wir stoßen auch auf einen neuen Effekt, nämlich eine Ausdehnung sowohl des polytropischen Kerns als auch der Hülle in der späteren Phase der Entwicklung, da die Größe der nahezu isothermen Halo-Hülle durch die abnehmende durchschnittliche Dichte des Hintergrunduniversums beeinflusst wird. Die Kapitel IV und V widmen sich der Erforschung von DE, indem sie sich zunächst mit den großskaligen Problemen von ΛCDM, insbesondere mit dem Problem der Hubble-Spannung, befassen. Kosmologische Beobachtungsprogramme vergleichen ihre Daten häufig nicht nur mit ΛCDM, sondern auch mit Erweiterungen, die DDE-Modelle mit einem zeitabhängigen Zustandsgleichungs (EoS)-parameter w anwenden. Wir haben eine Entartung im üblichen Rechenverfahren für die Expansionsgeschichte festgestellt, sofern DDE-Modelle verwendet werden. Diese Entartung liefert eine unendliche Anzahl kosmologischer Modelle, die das von Planck gemessene CMB-Spektrum reproduzieren. Wir präsentieren einen komplementären Rechenansatz, der diese Entartung aufhebt: der „Ansatz mit vorgegebenen frühen Dichten (EDs)“ entwickelt kosmologische Modelle vom frühen Universum bis zur Gegenwart, im Gegensatz zum üblichen „Ansatz mit vorgegebenem H_0“, welcher kosmologische Modelle in umgekehrter Richtung entwickelt. Wir implementieren ein verfeinertes Verfahren, bei dem beide Ansätze in einer geänderten Version des Codes CLASS umgesetzt werden. Unsere Ergebnisse zeigen, dass das Chevallier-Polarski-Linder-Modell (CPL) w(a) = −0.9+0.1(1−a) eine Lösung für das Problem der Hubble-Spannung bieten könnte. Darüber hinaus stellen wir fest, dass die Kombination beider Ansätze, die konsistente Ergebnisse und Übereinstimmung mit Beobachtungen über die gesamte kosmische Zeit hinweg fordert, als eine Art Konsistenzprüfung für kosmologische Modelle dienen kann und die Genauigkeit der abgeleiteten kosmologischen Parameter erheblich erhöht, insbesondere für ΛCDM-Erweiterungen. In Kapitel V setzen wir mit der Untersuchung der beobachteten beschleunigten Expansion des Universums, die DE zugeschrieben wird, fort, indem wir die Interpretation des flachen Universums von ΛCDM neu bewerten. Dabei berücksichtigen wir, dass die Friedmann-Gleichung die Expansionsgeschichte von FLRW-Universen im lokalen Bezugssystem mitbewegter Beobachter beschreibt, die in ihrem lokalen Inertialsystem, in dem die spezielle Relativitätstheorie (SRT) gilt, einen flachen, homogenen und isotropen Raum wahrnehmen, was eine Konsequenz des Äquivalenzprinzips ist. Folglich bestätigt die Beobachtung der Flachheit des Raums durch die Messungen der CMB, dass wir das Kriterium eines mitbewegten Beobachters erfüllen. Wir nutzen diese Tatsache, um eine Erweiterung von ΛCDM vorzustellen, die wir zur Diskussion stellen möchten und welche die Anfangsbedingungen des Hintergrunduniversums in das Modell integriert. Die Anfangsbedingungen bestehen aus dem anfänglichen Materie- und Strahlungsinhalt des Universums sowie der anfänglichen Expansionsrate. Die beobachtete beschleunigte Expansion im späteren Verlauf der Expansionsgeschichte wird einem kinematischen Effekt zugeschrieben, der dem Beitrag einer DE-Komponente ähnlich ist. Wenn wir dasselbe Ω_m,0 ≃ 0.3 wie bei ΛCDM wählen, ist seine Zustandsgleichung w_de ≃−0.8. Darüber hinaus berücksichtigen wir den Einfluss des kosmischen Netzes, des “cosmic webs”, im späten Universum auf die Expansionsgeschichte, sobald Voids das Volumen des Universums dominieren. Dabei stellen wir fest, dass die anfänglich konstante Zustandsfunktion wde zeitabhängig wird und sich zu einem Wert von w_de ≃−0.9 in der Gegenwart entwickelt. Obwohl der Einfluss durch Voids gering ist, reicht er aus, um eine Lösung für das Problem der Hubble-Spannung zu liefern, wie wir bereits in Kapitel IV festgestellt haben. Wir verwenden CLASS, um die Expansionsgeschichte und die Leistungsspektren unserer ΛCDM-Erweiterung zu berechnen und untersuchen unsere Ergebnisse auf Übereinstimmung mit ΛCDM und mit Beobachtungen. Wir stellen fest, dass unser Modell gut mit den aktuellen Daten übereinstimmt, insbesondere mit der finalen Datenveröffentlichung PR4 der Planck-Mission, wo es die von PR4 bestimmte räumliche Krümmung Ω_k,0 = −0.012 ± 0.010 erklärt.
Abstract
(Englisch)
Over the last 20 years, the Λ cold dark matter (ΛCDM) concordance model has become the standard model of cosmology, given its accordance with many observations, particularly on large cosmic scales and it is characterized by the following two components: cold dark matter (CDM) and Λ, the cosmological constant, which is often interpreted as the simplest realization of dark energy (DE). The physical nature of both components, encompassing the “dark universe,” are two profound open questions in cosmology. This thesis explores both components. The first part investigates the formation of structures in the Universe, while discussing scalar field dark matter (SFDM) as an alternative model for dark matter (DM). The second part discusses the Hubble tension and proposes a dynamical model of dark energy (DDE) as an alternative to Λ. It presents an extension to the ΛCDM model that provides an explanation to the phenomenology of accelerated expansion of the Universe and to the spatial curvature as reported by the final data release PR4 of the Planck mission. The first part, consisting of the Chapters II and III, explores the SFDM as an alternative model for DM via its impact on structure formation. To this end, we investigate ΛSFDM cosmologies, which differ from ΛCDM in that CDM is replaced by SFDM, by calculating the evolution of the background universe, as well as linear perturbations, focusing on scalar modes. We consider models with a complex scalar field with a repulsive, quartic self-interaction (SI) in the ThomasFermi regime, also known as “SFDM-TF,” and models without SI, referred to as fuzzy dark matter (FDM) and compare it to ΛCDM cosmology. We modify the Boltzmann code Cosmic Linear Anisotropy Solving System (CLASS), to incorporate the physics of complex SFDM, which has as one of its characteristics that its equation of state is maximally stiff in the very early Universe, dominating then over all the other cosmic components, even over radiation. We calculate cosmic microwave background (CMB) and matter power spectra as well as unconditional Press-Schechter halo mass functions for various models, expanding previous literature that were limited either to the background, or to a semi-analytical approach to SFDM density perturbations neglecting the early stiff phase. Our calculations confirm previous results of recent literature, implying that SFDM models in the Thomas-Fermi regime, where a strong repulsive 2-particle SI is included, have the potential to resolve the “cusp-core” problem, being a valuable alternative to CDM models where ≳ 1 kpc-size halo cores are disfavored, questioning their ability to explain the small-scale problems on dwarf-galactic scales. Subsequently, we present DM-only 3D-simulations of halo formation and evolution in ΛSFDM cosmologies, applying fluid approximations for SFDM. Previous literature has presented two fluid approximations for SFDM, as well as simulations of halo formation, where discrepancies were also reported. Therefore, we perform dedicated 3D cosmological simulations for the SFDM model, applying both fluid approximations, as well as for CDM. Our results are very well in accordance with previous works and extend upon them, in that we can explain the reported discrepancies. We find that the evolution of both SFDM and CDM halos follows a two-stage process. In the early stage, the density profile in the center becomes close to a (n = 1.5)-polytropic core. Consecutively, for CDM halos, the core transitions into a central cusp. In SFDM halos, the additional pressure, due to SI, determines the second stage of the evolution, where the central region follows closely a (n = 1)-polytropic core. Both cores are embedded in a nearly isothermal envelope. We also encounter a new effect, namely a late-time expansion of both polytropic core plus envelope, because the size of the almost isothermal halo envelope is affected by the decreasing average density of the background universe. The Chapters IV and V address the exploration of DE, at first, by considering the large-scale problems of ΛCDM, in particular the Hubble tension problem. Cosmological observational programs often compare their data not only with ΛCDM, but also with extensions applying models of DDE, with a time-dependent equation of state (EoS) parameter w. We found a degeneracy in the customary computational procedure for the expansion history, once DDE models are applied. This degeneracy provides an infinite number of cosmological models reproducing the Planck-measured CMB spectrum. We present a complementary computational approach, which breaks this degeneracy: the “fixed early densities (EDs) approach” evolves cosmological models from the early Universe to the present, in contrast to the customary “fixed H_0 approach” which evolves cosmological models in reverse order. We implement a refined procedure, applying both approaches, in an amended version of the code CLASS, where our results reveal that the Chevallier-Polarski-Linder (CPL) model w(a) = −0.9 + 0.1(1 − a) could provide a resolution to the Hubble tension problem. Moreover, we find that combining both approaches, while requesting to yield consistent results and being in agreement with observations across cosmic time, can serve as a kind of consistency check for cosmological models, and will increase the accuracy of inferred cosmological parameters significantly, in particular for ΛCDM extensions. In Chapter V we continue with the exploration of the observed late-time accelerated expansion of the Universe, attributed to DE, by reassessing ΛCDM’s flat universe interpretation, where we consider that the Friedmann equation describes the expansion history of FLRW universes in the local reference frame of freely falling comoving observers, which perceive flat, homogeneous and isotropic space in their local inertial system, where special relativity (SR) applies, as a consequence of the equivalence principle. Consequently, the observation of the flatness of space by the measurements of the CMB, confirms us to fulfill the criterion of comoving observers. We use this fact to propose an extension to ΛCDM, which we would like to put up for discussion, which incorporates the initial conditions of the background universe, comprising the initial matter and radiation content in the early Universe, as well as the initial expansion rate. The observed late-time accelerated expansion is then attributed to a kinematic effect akin to a dark energy component. Choosing the same Ω_m,0 ≃ 0.3 as ΛCDM, its equation of state w_de ≃−0.8. Furthermore, we include the impact on the expansion history caused by the cosmic web of the late Universe, once voids dominate its volume, and find that the initially constant wde becomes time-dependent, evolving to a value of w_de ≃−0.9 at the present. While this impact by voids is minor, it is sufficient to provide a solution to the Hubble tension problem, which we already introduced in Chapter IV. We use CLASS to calculate the expansion history and power spectra of our extension and compare our results to concordance ΛCDM and to observations. We find that our model agrees well with current data, in particular with the final data release PR4 of the Planck mission, where it explains the reported spatial curvature of Ω_k,0 = −0.012 ± 0.010.
Schlagwörter
Schlagwörter
(Deutsch)
Kosmologie Dunkle Materie Dunkle Energie Raumkrümmung Hubble-Spannung Strukturbildung Inflation
Schlagwörter
(Englisch)
cosmology dark matter dark energy curvature of space Hubble tension structure formation inflation
Autor*innen
Horst Foidl 
Haupttitel (Englisch)
Exploring the Dark Universe
Hauptuntertitel (Englisch)
constraining the scalar field dark matter model and explaining the Hubble tension as well as the spatial curvature as measured by the final Planck data release
Paralleltitel (Deutsch)
Erforschung des dunklen Universums
Paralleluntertitel (Deutsch)
Eingrenzung des Skalarfeldmodells der Dunklen Materie und Erklärung der Hubble-Spannung sowie der räumlichen Krümmung, gemessen durch die finalen Planck-Daten
Publikationsjahr
2024
Umfangsangabe
xii, 266 Seiten : Illustrationen
Sprache
Englisch
Beurteiler*innen
Tonatiuh Matos Chassin ,
David Fajman
Klassifikationen
39 Astronomie > 39.22 Astrophysik ,
39 Astronomie > 39.30 Kosmologie
AC Nummer
AC17501086
Utheses ID
73905
Studienkennzahl
UA | 796 | 605 | 413 |