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

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.