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  II. ACOPLANDO ENERGIA ESCURA A NEUTRINOS  Consideremos um universo plano com curvatura nula, espacialmente homogêneo e isotrópico, cuja expansão é parametrizada pelo fator de escala a associado à métrica espaço-tempo de Friedmann-Lemaˆıtre-Roberson-Walker (FLRW). Considerando ainda que a expansão é originada por fótons (γ), bárions (b), matéria escura fria (c), neutrinos (ν) e um campo escalar de energia escura (ϕ) responsável pela aceleração da corrente, a equação de Friedmann diz   Neste estudo, queremos testar uma possível interação entre espécies de neutrinos e energia escura, em um modelo de neutrinos de massa variável, onde neutrinos ativos são acoplados ao campo escalar [13–20]. Como os dados cosmológicos de ordem principal são sensíveis apenas à massa total do neutrino [36, 37], assumimos para fins práticos [38] dois neutrinos sem massa e um neutrino massivo não minimamente acoplado ao componente de quintessência. O neutrino acoplado possui massa efetiva variável, que depende do valor do campo escalar e de um parâmetro β adimensional e constante,   Os tensores de energia de tensão do fluido neutrino e do campo escalar não são conservados separadamente. Nós temos   onde pϕ é a pressão no campo. Os termos extras da fonte desaparecem sem interação, β = 0, ou se as partículas massivas de neutrinos forem ultrarelativísticas, comportando-se como radiação sem traços.   Para testar o modelo com observações, adotamos uma parametrização fenomenológica conhecida, proposta pela primeira vez na Ref. [22], onde o campo escalar depende linearmente do número de dobras e, N ≡ ln a, ao longo da evolução cosmológica. Introduzimos uma constante adimensional λ para a inclinação da escala:   Esta abordagem simples é uma alternativa poderosa à popular parametrização CPL [40, 41], uma vez que uma grande variedade de equações de evolução de estado da energia escura pode ser capturada por apenas um parâmetro adicional [42], limitando assim as degenerescências nas inferências Bayesianas. Uma vantagem adicional é que o potencial do campo escalar pode ser reconstruído analiticamente seguindo a Ref. [22, 24–26]. Isso é feito resolvendo a equação diferencial de primeira ordem (2.7) para encontrar ρϕ usando a equação de restrição (2.1) e observando que ϕ˙ = λH de acordo com a Eq. (2.9). O potencial passa a ser uma soma de termos exponenciais,   onde as escalas de massa são dadas pelas seguintes expressões analíticas,   Podemos ver na Figura 2 que o acoplamento com neutrinos muda wϕ durante a era dominada pela matéria. Para massas crescentes (β > 0, linha pontilhada), a equação de estado do campo é menor comparada ao caso desacoplado (β = 0, linha sólida). Pelo contrário, wϕ é maior quando a transferência de energia ocorre na direção oposta, ou seja, a partir de neutrinos de massa cada vez menor (β < 0, linha tracejada-pontilhada). Correspondentemente, a Figura 3 mostra que os neutrinos não relativísticos que recebem energia do campo escalar (β > 0) têm menor densidade de energia fracionária para atingir a mesma massa presente do que quando fornecem energia (β < 0).   com   onde ϵ é a energia móvel do neutrino. 

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