放宽对当前中微子质量的宇宙学限制：摘要和简介

链接表

• 摘要和简介
• 暗能量与中微子的耦合
• 耦合对扰动和可观测量的影响
• 参数估计
• 讨论
• 致谢、附录和参考文献

抽象的

一、引言

标准热大爆炸模型预测宇宙中充满了热遗迹中微子的背景，称为宇宙中微子背景 (CνB)，其温度和密度与宇宙微波背景 (CMB) 光子的数量级相当 [1, 2]。在宇宙温度降至 T ≃ 1 MeV 之前，中微子通过电弱相互作用与原始等离子体保持热平衡。低于此温度，它们会与热浴分离并沿着时空测地线自由流动。由于中微子在分离时仍然具有超相对论性，因此即使它们不再处于热平衡状态，它们仍会保留相对论费米-狄拉克分布。由于不受玻尔兹曼指数抑制的影响，我们拥有的中微子数量远远超出预期。尽管残留中微子非常丰富，但仍然没有直接证据证明其背景，因为它们与物质的截面非常小，很难在低能级探测到。只有间接证据证明 CνB，主要是通过引力相互作用，理论预测与 CMB 和大尺度结构的观测结果高度一致。

在本研究中，我们研究是否有可能通过中微子流体与标量场给出的暗能量成分 [11, 12] 之间的可能相互作用来放宽中微子质量的现有宇宙学上限。我们考虑质量变化的中微子 (MaVaN) 场景，其中耦合导致有效中微子质量取决于场的值 [13–21]。我们采用最小参数化，其中标量场线性依赖于 e 折叠的数量 [22]。它限制了与一致性模型相关的附加参数的数量，并缓解了初始条件问题 [23]，这要归功于场在早期的缩放行为。这种参数化已用于测试精髓与电磁部门之间的耦合以及标量场 - 暗物质相互作用 [24–26]，但从未用于中微子相互作用。通过使用结合了 CMB 观测、结构增长和背景膨胀的特定数据集来测试该模型，我们表明，随着宇宙时间的推移，质量不断增长的中微子从精髓成分中接收能量，削弱了对当今质量的限制 [27, 28]。

有人提出了一种将标量场（早期暗能量）与中微子耦合的机制 [29, 30]，以缓解哈勃张力，即高红移探测器和低红移探测器测定的H 0 之间的差异 [9, 31–33]，但它仍有待通过宇宙学观测进行检验。不过，哈勃张力不是本文的主题，因为我们模型中的早期暗能量成分不足以影响它。