Assouplir les contraintes cosmologiques sur les masses actuelles des neutrinos : résumé et introduction

Tableau des liens

• Résumé et introduction
• Couplage de l’énergie noire aux neutrinos
• Impact du couplage sur les perturbations et les observables
• Estimation des paramètres
• Discussion
• Remerciements, annexe et références

Abstrait

INTRODUCTION

Le modèle standard du Big Bang chaud prédit que l'Univers est rempli d'un fond de neutrinos reliques thermiques, appelé fond de neutrinos cosmiques (CνB), avec une température et une densité de l'ordre des photons du fond diffus cosmologique (CMB) [1, 2 ]. Les neutrinos sont maintenus en équilibre thermique avec le plasma primordial par des interactions électrofaibles jusqu'à ce que la température de l'Univers descende à T ≃ 1 MeV. En dessous de cette température, ils se découplent du bain thermal et circulent librement le long des géodésiques de l’espace-temps. Puisque les neutrinos sont encore ultrarelativistes lorsqu'ils se découplent, ils conservent une distribution de Fermi-Dirac relativiste même s'ils ne sont plus en équilibre thermique. N'étant pas soumis à la suppression exponentielle de Boltzmann, nous avons beaucoup plus de neutrinos que ce à quoi on pourrait s'attendre autrement. Bien que les neutrinos reliques soient très abondants, il n’existe toujours aucune preuve directe de leur fond car ils sont difficiles à détecter à faible niveau d’énergie, étant donné qu’ils ont une très petite section efficace avec la matière. Il n'existe que des preuves indirectes du CνB, principalement par le biais d'interactions gravitationnelles, pour lesquelles les prédictions théoriques sont en excellent accord avec les observations du CMB et de la structure à grande échelle.

Dans ce travail, nous étudions s'il est possible d'assouplir la limite cosmologique supérieure existante sur la masse des neutrinos grâce à une éventuelle interaction entre le fluide des neutrinos et la composante d'énergie noire [11, 12] donnée par un champ scalaire. Nous considérons un scénario de neutrinos à masse variable (MaVaN), dans lequel le couplage conduit à une masse effective de neutrinos qui dépend de la valeur du champ [13-21]. Nous utilisons une paramétrisation minimale où le champ scalaire dépend linéairement du nombre de plis e [22]. Il limite le nombre de paramètres supplémentaires par rapport au modèle de concordance et atténue le problème des conditions initiales [23] grâce au comportement d'échelle du champ aux premiers instants. Une telle paramétrisation a été utilisée dans le contexte de tests de couplage entre la quintessence et le secteur électromagnétique et les interactions champ scalaire – matière noire [24-26], mais jamais utilisée dans le contexte des interactions neutrinos. En testant le modèle avec un ensemble de données particulier combinant des observations du CMB, de la croissance de la structure et de l'expansion du bruit de fond, nous montrons que la contrainte sur la masse actuelle est affaiblie par les neutrinos de masse croissante [27, 28] qui reçoivent de l'énergie du composant quintessence. au cours du temps cosmique.

Un mécanisme qui couple le champ scalaire, en tant qu'énergie sombre précoce, aux neutrinos a été proposé [29, 30] pour atténuer la tension de Hubble, c'est-à-dire l'écart entre les déterminations de H 0 des sondes à redshift élevé et faible [9, 31-33 ], mais il reste à le tester avec des observations cosmologiques. Néanmoins, la tension de Hubble n’est pas le sujet de cet article, puisque la première composante d’énergie noire de notre modèle est insuffisante pour l’influencer.