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  Abstracto   I. INTRODUCCIÓN  El modelo estándar del Big Bang caliente predice que el Universo está lleno de un fondo de neutrinos relictos térmicos, llamado fondo de neutrinos cósmicos (CνB), con una temperatura y densidad del orden de los fotones del fondo cósmico de microondas (CMB) [1, 2 ]. Los neutrinos se mantienen en equilibrio térmico con el plasma primordial mediante interacciones electrodébiles hasta que la temperatura del Universo cae a T ≃ 1 MeV. Por debajo de esta temperatura, se desacoplan del baño termal y fluyen libremente a lo largo de geodésicas del espacio-tiempo. Dado que los neutrinos siguen siendo ultrarelativistas cuando se desacoplan, conservan una distribución relativista de Fermi-Dirac aunque ya no estén en equilibrio térmico. Al no estar sujetos a la supresión exponencial de Boltzmann, tenemos muchos más neutrinos de los que cabría esperar. Aunque los neutrinos relictos son muy abundantes, todavía no hay evidencia directa de su origen porque es difícil de detectar a un nivel de energía bajo, dado que tienen una sección transversal muy pequeña con la materia. Sólo hay evidencia indirecta del CνB, principalmente a través de interacciones gravitacionales, para las cuales las predicciones teóricas concuerdan excelentemente con las observaciones del CMB y la estructura a gran escala.   En este trabajo, investigamos si es posible relajar el límite superior cosmológico existente en la masa de neutrinos a través de una posible interacción entre el fluido de neutrinos y el componente de energía oscura [11, 12] dada por un campo escalar. Consideramos un escenario de neutrino de masa variable (MaVaN), donde el acoplamiento conduce a una masa efectiva de neutrino que depende del valor del campo [13-21]. Empleamos una parametrización mínima donde el campo escalar depende linealmente del número de pliegues electrónicos [22]. Limita el número de parámetros adicionales con respecto al modelo de concordancia y alivia el problema de las condiciones iniciales [23] gracias al comportamiento de escalamiento del campo en los primeros tiempos. Esta parametrización se ha utilizado en el contexto de probar un acoplamiento entre la quintaesencia y el sector electromagnético, y las interacciones campo escalar-materia oscura [24-26], pero nunca se ha utilizado en el contexto de interacciones de neutrinos. Al probar el modelo con un conjunto de datos particular que combina observaciones del CMB, crecimiento de la estructura y expansión del fondo, mostramos que la restricción sobre la masa actual se ve debilitada por neutrinos de masa creciente [27, 28] que reciben energía del componente de quintaesencia. sobre el tiempo cósmico.  Se ha propuesto un mecanismo que acopla el campo escalar, como energía oscura temprana, a los neutrinos [29, 30] para aliviar la tensión de Hubble, es decir, la discrepancia entre las determinaciones de   0 de las sondas de alto y bajo corrimiento al rojo [9, 31–33 ], pero queda por probar con observaciones cosmológicas. Sin embargo, la tensión de Hubble no es el tema de este artículo, ya que el componente temprano de energía oscura en nuestro modelo es insuficiente para afectarla.  H

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Relajación de las restricciones cosmológicas sobre las masas actuales de neutrinos: resumen e introducción

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