Are Cosmological Data Excluding Sterile Neutrinos or Only the Fully Thermalized Limit?

Resumen Técnico: ¿Datos Cosmológicos Excluyen Neutrinos Estériles o Solo el Límite Completamente Termalizado?

Planteamiento del Problema
El modelo cosmológico estándar ($\Lambda$CDM) describe con éxito el Universo, pero deja sin respuesta algunas cuestiones fundamentales sobre el sector de los neutrinos. Aunque los experimentos terrestres (p. ej., KATRIN, MicroBooNE) han estrechado las restricciones sobre neutrinos estériles ligeros, no los han excluido por completo. En cosmología, la viabilidad de los neutrinos estériles depende no solo de su masa física ($m_s$), sino críticamente de su historia de producción y su distribución en el espacio de fases. Los análisis previos se han centrado mayoritariamente en el límite "completamente termalizado", donde se asume que los neutrinos estériles están en equilibrio térmico con los neutrinos activos, contribuyendo con $\Delta N_{\text{eff}} \simeq 1$. Este escenario específico es fuertemente desfavorecido por los datos actuales. Sin embargo, sigue sin estar claro si las observaciones cosmológicas excluyen genéricamente toda la clase de neutrinos estériles o meramente el supuesto específico de la termalización completa. Este artículo aborda si los datos actuales excluyen a los neutrinos estériles como una categoría física general o primordialmente el límite térmico totalmente poblado.

Metodología
Los autores realizan una reevaluación sistemática de los escenarios de neutrinos estériles ligeros utilizando un flujo de trabajo estadístico consistente a través de diferentes fondos cosmológicos y mecanismos de producción.

• Escenarios Considerados: Se analizan tres realizaciones distintas de una especie estéril masiva ligera:

  1. Neutrino Estéril Completamente Termalizado (FTS): El estado estéril sigue una distribución de Fermi-Dirac con la misma temperatura que los neutrinos activos ($T_s = T_\nu$), lo que produce $\Delta N_{\text{eff}} \simeq 1$ y una masa efectiva $m_s^{\text{eff}} = m_s$.
  2. Reliquia Térmica con Diferente Temperatura (DTS): El estado estéril sigue una distribución de Fermi-Dirac pero con una temperatura suprimida ($T_s < T_\nu$). Aquí, $\Delta N_{\text{eff}} = (T_s/T_\nu)^4$ y $m_s^{\text{eff}} = m_s (\Delta N_{\text{eff}})^{3/4}$.
  3. Tipo Dodelson–Widrow (DW): El estado estéril se produce fuera del equilibrio mediante oscilaciones activo-estériles, manteniendo la forma térmica pero con un factor de normalización suprimido $\chi$. Aquí, $\Delta N_{\text{eff}} = \chi$ y $m_s^{\text{eff}} = \chi m_s$.

• Marcos Cosmológicos: Los análisis se llevan a cabo tanto en el modelo estándar $\Lambda$CDM como en el modelo de energía oscura dinámica de Chevallier–Polarski–Linder (CPL) ($w(a) = w_0 + w_a(1-a)$).

• Conjuntos de Datos: El estudio combina:

  • Planck 2018 CMB: Datos de temperatura, polarización y lente gravitacional.
  • DESI DR2 BAO: Mediciones de Oscilaciones Acústicas de Bariones de trazadores de galaxias y cuásares, y el bosque Lyman-$\alpha$.
  • Supernovas de Tipo Ia (SNIa): Compilaciones PantheonPlus y Union3.
  • Prior Local de $H_0$: Se aplica un prior gaussiano ($H_0 = 73.5 \pm 0.81$ km s$^{-1}$ Mpc$^{-1}$) en análisis específicos de reponderación para probar la resolución de la tensión de Hubble.

• Enfoque Estadístico: Las restricciones de los parámetros se derivan mediante Monte Carlo por Cadenas de Markov (MCMC) a través de MontePython y el solver de Boltzmann CLASS. La comparación de modelos utiliza el $\chi^2_{\text{min}}$, el Criterio de Información de Akaike (AIC) y la evidencia bayesiana (factores de Bayes) para evaluar la preferencia estadística respecto a los modelos base sin componentes estériles.

Resultados Clave

1. Escenario Completamente Termalizado (FTS):

   • En los análisis base (sin el prior local de $H_0$), el escenario FTS es fuertemente desfavorecido tanto en los marcos $\Lambda$CDM como en CPL. La degradación en el ajuste es significativa ($\Delta \chi^2_{\text{min}} \approx 30\text{--}40$), y la evidencia bayesiana rechaza fuertemente el modelo ($\Delta \ln B \approx -18 \text{ a } -22$).
   • El modelo FTS impulsa la $H_0$ inferida hacia $\approx 73.5$ km s$^{-1}$ Mpc$^{-1}$, aliviando la tensión de Hubble, pero a costa de un ajuste deficiente con los datos de CMB y BAO.
   • Cuando se incluye el prior local de $H_0$ mediante reponderación por importancia, el modelo $\Lambda$CDM+FTS se vuelve estadísticamente competitivo con el $\Lambda$CDM estándar (los factores de Bayes son inconcluyentes o débilmente negativos). Sin embargo, la masa estéril sigue siendo consistente con cero; la mejora proviene de la densidad de energía relativista, no de un estado estéril masivo.

2. Reliquia Térmica con Temperatura Suprimida (DTS):

   • Este escenario es ampliamente compatible con las observaciones. La degradación del ajuste es mínima ($\Delta \chi^2_{\text{min}} \approx -0.5 \text{ a } +1.0$).
   • La evidencia bayesiana muestra que el DTS no está decisivamente excluido y, en algunas combinaciones (p. ej., CPL + Union3), exhibe una leve preferencia sobre el modelo base.
   • Las restricciones sobre la abundancia efectiva son estrictas ($\Delta N_{\text{eff}}^{\text{estéril}} \lesssim 0.03\text{--}0.09$), pero la masa física $m_s$ está débilmente restringida (hasta $\sim 4.7$ eV) porque la temperatura más fría suprime el impacto cosmológico.

3. Escenario Tipo Dodelson–Widrow (DW):

   • El escenario DW es moderadamente desfavorecido pero significativamente más viable que el FTS. La penalización bayesiana es de débil a moderada ($\Delta \ln B \approx -1.8 \text{ a } -3.8$).
   • Las restricciones sobre $\Delta N_{\text{eff}}^{\text{estéril}}$ son más débiles que en el DTS ($\lesssim 0.24\text{--}0.31$) debido a la diferente estructura del prior (muestreo directo de $\chi$), pero la masa efectiva permanece estrictamente restringida ($m_s^{\text{eff}} \lesssim 0.03\text{--}0.11$ eV).
   • El escenario DW permite un aumento modesto de $H_0$ ($\approx 69$ km s$^{-1}$ Mpc$^{-1}$ en $\Lambda$CDM), pero no resuelve la tensión de Hubble tan eficazmente como el FTS.

4. Jerarquía Global:

   • La evidencia bayesiana establece una jerarquía clara de viabilidad: FTS $\ll$ DW < DTS.
   • El escenario DTS genera la presión cosmológica más débil, seguido por el DW, mientras que el FTS está decisivamente excluido en los análisis base.

Significado y Conclusiones
El artículo concluye que los datos cosmológicos actuales no excluyen genéricamente a los neutrinos estériles como una clase. En cambio, la fuerte exclusión se aplica específicamente al supuesto de termalización completa (abundancia máxima y $\Delta N_{\text{eff}} \simeq 1$).

• La Historia de Producción Importa: El impacto cosmológico de un neutrino estéril está determinado por la interacción entre su masa física y su distribución en el espacio de fases (abundancia y temperatura). Los escenarios con poblaciones suprimidas (DTS y DW) pueden evadir las estrictas restricciones que descartan el límite completamente termalizado.
• Interpretación de las Restricciones: Las afirmaciones de que "la cosmología excluye los neutrinos estériles" son precisas solo cuando se refieren al punto de referencia completamente termalizado. Las realizaciones más generales y parcialmente pobladas siguen siendo consistentes con las observaciones actuales.
• Implicaciones Futuras: Los resultados resaltan que las conclusiones robustas sobre los neutrinos estériles requieren una consideración cuidadosa del mecanismo de producción microfísico específico y la historia térmica. Los futuros sondeos cosmológicos necesitarán distinguir entre estos diferentes historias de producción para probar definitivamente la existencia de neutrinos estériles.

Los autores enfatizan que, si bien el límite completamente termalizado es fuertemente desfavorecido, la puerta permanece abierta para los neutrinos estériles con abundancias suprimidas, particularmente aquellos con distribuciones térmicas más frías o una normalización reducida.