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  III. IMPACTO DEL ACOPLAMIENTO SOBRE LAS PERTURBACIONES Y OBSERVABLES  A. Ecuaciones de perturbación   La densidad de energía perturbada y la presión de los neutrinos que interactúan se han obtenido en estudios previos (ver, por ejemplo, [16, 19, 20]):   donde el acoplamiento no modifica la tensión anisotrópica del neutrino σν [46]. Hemos ajustado las ecuaciones de aproximación de fluidos de la materia oscura no fría en el código CLASS en consecuencia.  En lo profundo del régimen no relativista, cuando wν = 0, la relación q/ϵ desaparece asintóticamente y las perturbaciones de presión en el fluido de neutrinos, así como el esfuerzo cortante, se vuelven insignificantes con respecto a las perturbaciones de densidad. Las ecuaciones de continuidad y de Euler son análogas a las del modelo de materia oscura fría acoplada [26, 48],   Para el campo escalar acoplado, la ecuación de movimiento de las fluctuaciones es la siguiente,   Como en el fondo, evolucionamos las perturbaciones de campo con el potencial a través de la ecuación anterior en nuestra versión del código CLASS.  B. Efectos sobre el espectro de potencia de la materia  Hay tres etapas principales en la evolución del contraste de densidad de neutrinos afectadas por el acoplamiento. Durante la era dominada por la radiación, cuando los neutrinos están desacoplados del baño termal pero aún son relativistas, sus perturbaciones crecen como radiación. Más tarde, los neutrinos se vuelven no relativistas y se agrupan en los pozos de potencial gravitacional de la materia oscura fría, que es el componente cosmológico dominante. Sin embargo, por debajo de su escala de flujo libre, no se agrupan como la materia oscura fría [1]. La transmisión libre de neutrinos amortigua las fluctuaciones de los neutrinos hasta una escala crítica dependiendo de la masa del neutrino, y dando el patrón oscilatorio que se ve en el panel izquierdo de la Fig. 4. El número de onda de transmisión libre del modo Fourrier alcanza un mínimo en la transición no relativista, dada por [2]  durante la dominación de la materia o la energía oscura. O de manera equivalente, usando las Ecs. (2.22) y (2.23), obtenemos   para nuestra parametrización de campo escalar particular. Por encima de la longitud de la corriente libre, las fluctuaciones de neutrinos crecen sin obstáculos. Para masas de neutrinos en crecimiento (β > 0, línea discontinua verde), la escala de flujo libre en la ecuación (3.14) es mayor y el crecimiento de las fluctuaciones se retrasa con respecto a masas de neutrinos que se contraen (β < 0, línea de puntos y guiones naranja ).  Además, la dependencia de la masa del neutrino de β cambia la fracción de materia cuyas fluctuaciones no crecen como la materia oscura fría a una escala determinada. Los neutrinos no contribuyen a la creación de pozos potenciales por debajo de la escala de flujo libre, y toda formación de estructuras se ve amortiguada porque los pozos gravitacionales no son tan profundos como lo serían en presencia únicamente de materia no relativista.   Además, la fracción no despreciable de la energía oscura en sí (λ ̸= 0 y β = 0, línea continua azul) reduce aún más el crecimiento de las fluctuaciones durante la dominancia de la materia, lo que lleva a una mayor supresión de energía. Por otro lado, el espectro de potencia de la materia a pequeña escala también depende de cuán grande era la masa del neutrino en el pasado. Las masas de neutrinos en crecimiento (β > 0, línea discontinua verde) reducen la supresión de potencia causada por el campo escalar, mientras que las masas de neutrinos que se reducen aumentan la supresión (β < 0, línea de puntos y guiones naranja).   D. Efectos sobre el potencial de lente del CMB  Debido a que los neutrinos que fluyen libremente borran las perturbaciones de densidad, afectan la luz del CMB, que se distorsiona por la lente gravitacional causada por la distribución de materia intermedia entre nosotros y la última superficie de dispersión [49]. Los neutrinos reducen el potencial de lente del CMB, que es una medida de la integral de los potenciales gravitacionales a lo largo de la línea de visión entre el tiempo de recombinación y el tiempo actual. El efecto de la lente débil es suavizar el espectro de potencia de las anisotropías de temperatura del CMB en pequeñas escalas. Obsérvese en la Fig. 6 que, dado que el efecto es proporcional a la densidad de energía de los neutrinos, puede limitar su masa, cuya evolución cosmológica está controlada por los dos parámetros λ y β. Por ejemplo, si la masa del neutrino hubiera sido demasiado alta en el pasado reciente, habríamos tenido menos lentes de lo que observamos. La supresión ya causada por el campo escalar (β = 0, curva sólida azul) se ve reforzada por la reducción de las masas de neutrinos (β < 0, línea naranja de puntos y guiones) o se compensa con masas de neutrinos en crecimiento (β > 0, línea discontinua verde) .   Vale la pena señalar que, en contraste con la parametrización independiente del modelo para la variación de masa de neutrinos estudiada en la Ref. [20], no encontramos inestabilidades a gran escala en nuestro modelo [50], que serían provocadas por grandes valores de acoplamiento que provocarían que las perturbaciones de neutrinos crecieran rápidamente en las escalas más grandes observables. 

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Relajación de las restricciones cosmológicas sobre las masas actuales de neutrinos: impacto del acoplamiento en la perturbación

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