Este documento está disponible en arxiv bajo licencia CC 4.0.   Autores:  (1) Vitor da Fonseca, Instituto de Astrof´ısica e Ciˆencias do Espa¸co, Faculdade de Ciˆencias da Universidade de Lisboa;  (2) Tiago Barreiro, Instituto de Astrof´ısica e Ciˆencias do Espa¸co, Faculdade de Ciˆencias da Universidade de Lisboa y 2ECEO, Universidade Lus´ofona;  (3)Nelson J. Nunes, Instituto de Astrof´ısica e Ciˆencias do Espa¸co, Faculdade de Ciˆencias da Universidade de Lisboa.  Tabla de enlaces   Resumen e introducción   Acoplamiento de energía oscura a neutrinos   Impacto del acoplamiento sobre perturbaciones y observables   Estimación de parámetros   Discusión   Reconocimiento, Apéndice y Referencias  II. ACOPLAMIENTO DE ENERGÍA OSCURA A NEUTRINOS  Consideremos un universo plano con curvatura evanescente, espacialmente homogéneo e isotrópico, cuya expansión está parametrizada por el factor de escala a asociado con la métrica espacio-temporal de Friedmann-Lemaˆıtre-Roberson-Walker (FLRW). Además, considerando que la expansión se debe a fotones (γ), bariones (b), materia oscura fría (c), neutrinos (ν) y un campo escalar de energía oscura (ϕ) responsable de la aceleración actual, la ecuación de Friedmann dice   En este estudio, queremos probar una posible interacción entre especies de neutrinos y energía oscura, en un modelo de neutrinos de masa variable donde los neutrinos activos están acoplados al campo escalar [13-20]. Debido a que los datos cosmológicos de orden principal sólo son sensibles a la masa total del neutrino [36, 37], asumimos para fines prácticos [38] dos neutrinos sin masa y un neutrino masivo acoplado no mínimamente al componente de quintaesencia. El neutrino acoplado tiene una masa efectiva variable, que depende del valor del campo escalar y de un parámetro β constante y adimensional,   Los tensores de energía de tensión del fluido de neutrinos y el campo escalar no se conservan por separado. Tenemos   donde pϕ es la presión en el campo. Los términos fuente adicionales desaparecen sin interacción, β = 0, o si las partículas masivas de neutrinos son ultrarelativistas y se comportan como radiación sin rastro.   Para probar el modelo con observaciones, adoptamos una parametrización fenomenológica conocida, propuesta por primera vez en la Ref. [22], donde el campo escalar depende linealmente del número de pliegues e, N ≡ ln a, a lo largo de la evolución cosmológica. Introducimos una constante adimensional λ para la pendiente de la escala:   Este enfoque simple es una poderosa alternativa a la popular parametrización CPL [40, 41], ya que una gran variedad de ecuaciones de evoluciones de estado de energía oscura pueden capturarse con solo un parámetro adicional [42], limitando así las degeneraciones en las inferencias bayesianas. Una ventaja adicional es que el potencial de campo escalar se puede reconstruir analíticamente siguiendo la Ref. [22, 24-26]. Esto se hace resolviendo la ecuación diferencial de primer orden (2.7) para encontrar ρϕ usando la ecuación de restricción (2.1) y observando que ϕ˙ = λH según la ecuación. (2.9). El potencial resulta ser una suma de términos exponenciales,   donde las escalas de masa están dadas por las siguientes expresiones analíticas,   Podemos ver en la Fig. 2 que el acoplamiento con neutrinos cambia wϕ durante la era dominada por la materia. Para masas en crecimiento (β > 0, línea punteada), la ecuación de estado de campo es más pequeña en comparación con el caso desacoplado (β = 0, línea continua). Por el contrario, wϕ es mayor cuando la transferencia de energía se produce en la dirección opuesta, es decir, a partir de neutrinos de masa cada vez menor (β < 0, línea de puntos y guiones). En consecuencia, la Fig. 3 muestra que los neutrinos no relativistas que reciben energía del campo escalar (β > 0) tienen una densidad de energía fraccional más baja para alcanzar la misma masa actual que cuando dan energía (β < 0).   con   donde ϵ es la energía comoving del neutrino. 

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Relajación de las restricciones cosmológicas sobre las masas actuales de neutrinos: acoplamiento de la energía oscura a los neutrinos

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