Ослабление космологических ограничений на текущие массы нейтрино: Аннотация и введение

Таблица ссылок

• Аннотация и введение
• Связь темной энергии с нейтрино
• Влияние связи на возмущения и наблюдаемые
• Оценка параметров
• Обсуждение
• Благодарность, Приложение и Ссылки

Абстрактный

ВВЕДЕНИЕ

Стандартная модель горячего Большого взрыва предсказывает, что Вселенная заполнена фоном тепловых реликтовых нейтрино, называемым фоном космических нейтрино (CνB), с температурой и плотностью порядка фотонов космического микроволнового фона (CMB) [1, 2]. ]. Нейтрино удерживаются в тепловом равновесии с первичной плазмой за счет электрослабых взаимодействий до тех пор, пока температура Вселенной не упадет до T ≃ 1 МэВ. Ниже этой температуры они отделяются от термической ванны и свободно текут по геодезическим линиям пространства-времени. Поскольку нейтрино все еще остаются ультрарелятивистскими, когда они отделяются, они сохраняют релятивистское распределение Ферми-Дирака, даже если они больше не находятся в тепловом равновесии. Не подвергаясь экспоненциальному подавлению Больцмана, мы имеем гораздо больше нейтрино, чем можно было бы ожидать в противном случае. Хотя реликтовые нейтрино очень распространены, прямых доказательств их происхождения до сих пор нет, поскольку их трудно обнаружить на низком уровне энергии, поскольку они имеют очень малое сечение с веществом. Существуют только косвенные доказательства существования CνB, в основном через гравитационные взаимодействия, теоретические предсказания которых прекрасно согласуются с наблюдениями реликтового излучения и крупномасштабной структуры.

В этой работе мы исследуем, возможно ли ослабить существующий космологический верхний предел массы нейтрино за счет возможного взаимодействия между нейтринной жидкостью и компонентом темной энергии [11, 12], задаваемым скалярным полем. Мы рассматриваем сценарий нейтрино с изменяющейся массой (MaVaN), где взаимодействие приводит к эффективной массе нейтрино, которая зависит от величины поля [13–21]. Мы используем минимальную параметризацию, при которой скалярное поле линейно зависит от количества e-складок [22]. Это ограничивает количество дополнительных параметров по отношению к модели согласования и облегчает проблему начальных условий [23] благодаря масштабному поведению поля на ранних этапах. Такая параметризация использовалась в контексте проверки связи между квинтэссенцией и электромагнитным сектором, а также взаимодействия скалярного поля и темной материи [24–26], но никогда не использовалась в контексте взаимодействий нейтрино. Тестируя модель на конкретном наборе данных, объединяющем наблюдения реликтового излучения, роста структур и фонового расширения, мы показываем, что ограничение на сегодняшнюю массу ослабляется нейтрино растущей массы [27, 28], которые получают энергию от компонента квинтэссенции. за космическое время.

Механизм, который связывает скалярное поле, как раннюю темную энергию, с нейтрино, был предложен [29, 30] для облегчения хаббловского напряжения, т.е. несоответствия между определениями H 0 зондов с высоким и низким красным смещением [9, 31–33]. ], но это еще предстоит проверить космологическими наблюдениями. Тем не менее, напряженность Хаббла не является предметом данной статьи, поскольку ранняя компонента темной энергии в нашей модели недостаточна, чтобы повлиять на нее.