Este artigo está disponível no arxiv sob licença CC 4.0.   Autores:  (1) Vitor da Fonseca, Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Faculdade de Ciências da Universidade de Lisboa;  (2) Tiago Barreiro, Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Faculdade de Ciências da Universidade de Lisboa e 2ECEO, Universidade Lusófona;  (3) Nelson J. Nunes, Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Faculdade de Ciências da Universidade de Lisboa.  Tabela de Links   Resumo e introdução   Acoplamento de energia escura a neutrinos   Impacto do Acoplamento em Perturbações e Observáveis   Estimativa de parâmetros   Discussão   Agradecimentos, Apêndice e Referências  Abstrato   I. INTRODUÇÃO  O modelo quente padrão do Big Bang prevê que o Universo é preenchido com um fundo de neutrinos de relíquia térmica, chamado fundo de neutrino cósmico (CνB), com temperatura e densidade da ordem dos fótons cósmicos de fundo em micro-ondas (CMB) [1, 2 ]. Os neutrinos são mantidos em equilíbrio térmico com o plasma primordial por interações eletrofracas até que a temperatura do Universo caia para T ≃ 1 MeV. Abaixo desta temperatura, eles se desacoplam do banho termal e fluem livremente ao longo da geodésica do espaço-tempo. Como os neutrinos ainda são ultrarelativísticos quando se desacoplam, eles mantêm uma distribuição relativística de Fermi-Dirac mesmo que não estejam mais em equilíbrio térmico. Não estando sujeitos à supressão exponencial de Boltzmann, temos muito mais neutrinos do que seria esperado. Embora os neutrinos relíquias sejam muito abundantes, ainda não há evidências diretas da sua origem porque são difíceis de detectar em níveis de energia baixos, uma vez que têm uma secção transversal muito pequena com a matéria. Existem apenas evidências indiretas para o CνB, principalmente através de interações gravitacionais, para as quais as previsões teóricas estão em excelente concordância com as observações do CMB e da estrutura em grande escala.   Neste trabalho, investigamos se é possível relaxar o limite superior cosmológico existente na massa do neutrino através de uma possível interação entre o fluido do neutrino e o componente da energia escura [11, 12] dada por um campo escalar. Consideramos um cenário de neutrinos de massa variável (MaVaN), onde o acoplamento leva a uma massa efetiva de neutrinos que depende do valor do campo [13–21]. Empregamos uma parametrização mínima onde o campo escalar depende linearmente do número de e-folds [22]. Limita o número de parâmetros adicionais em relação ao modelo de concordância e alivia o problema das condições iniciais [23] graças ao comportamento de escala do campo nos primeiros tempos. Tal parametrização tem sido usada no contexto de testar um acoplamento entre a quintessência e o setor eletromagnético, e interações campo escalar - matéria escura [24–26], mas nunca utilizada no contexto de interações de neutrinos. Ao testar o modelo com um conjunto de dados específico que combina observações da CMB, crescimento da estrutura e expansão de fundo, mostramos que a restrição à massa atual é enfraquecida por neutrinos de massa crescente [27, 28] que recebem energia do componente quintessência ao longo do tempo cósmico.  Um mecanismo que acopla o campo escalar, como energia escura inicial, aos neutrinos foi proposto [29, 30] para aliviar a tensão de Hubble, ou seja, a discrepância entre as determinações de   0 de sondas de alto e baixo redshift [9, 31–33 ], mas ainda precisa ser testado com observações cosmológicas. No entanto, a tensão de Hubble não é o tema deste artigo, uma vez que a componente inicial da energia escura no nosso modelo é insuficiente para a afectar.  H

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