Resumo
Propomos neste trabalho uma revisão e motivação para o uso de modelos com neutrinos de massa variável (MaVaN). Apresentamos assim um exemplo de modelo, desenvolvido por Cirelli et al., e um modelo elaborado por nós com maiores possibilidades de exploração. Buscamos limites para a massa do vácuo dos neutrinos usando estes modelos e os dados de Kamiokande-II da supernova de SN1987A.
Referências
A. G. Riess et al. [Supernova Search Team Collaboration], Astron. J. 116, 1009 (1998) [arXiv:astro-ph/9805201].
S. Perlmutter et al. [Supernova Cosmology Project Collaboration], Astrophys. J. 517, 565 (1999) [arXiv:astro-ph/9812133].
P. de Bernardis et al. [Boomerang Collaboration], Nature 404, 955 (2000) [arXiv:astro-ph/0004404].
J. Dunkley et al. [WMAP Collaboration], Astrophys. J. Suppl. 180, 306 (2009) [arXiv:0803.0586 [astro-ph]].
A. Einstein, Sitzungsber. Preuss. Akad. Wiss. Berlin (Math. Phys. ) 1917, 142 (1917).
S. Weinberg, Rev. Mod. Phys. 61, 1 (1989).
M. Kowalski et al. [Supernova Cosmology Project Collaboration], Astrophys. J. 686, 749 (2008) [arXiv:0804.4142 [astroph]].
E. J. Copeland, M. Sami e S. Tsujikawa, Int. J. Mod. Phys. D 15, 1753 (2006) [arXiv:hep-th/0603057].
R. R. Caldwell e M. Kamionkowski, arXiv:0903.0866 [astroph.CO].
P. J. E. Peebles e B. Ratra, Rev. Mod. Phys. 75, 559 (2003) [arXiv:astro-ph/0207347].
J. Frieman, M. Turner e D. Huterer, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 46, 385 (2008) [arXiv:0803.0982 [astro-ph]].
G. W. Anderson e S. M. Carroll, arXiv:astro-ph/9711288.
J. A. Casas, J. Garcia-Bellido e M. Quiros, Class. Quant. Grav. 9, 1371 (1992) [arXiv:hep-ph/9204213].
J. Garcia-Bellido, Int. J. Mod. Phys. D 2, 85 (1993) [arXiv:hepph/ 9205216].
D. Comelli, M. Pietroni e A. Riotto, Phys. Lett. B 571, 115 (2003) [arXiv:hep-ph/0302080].
M. Kawasaki, H. Murayama e T. Yanagida, Mod. Phys. Lett. A 7, 563 (1992).
R. Fardon, A. E. Nelson e N. Weiner, JCAP 0410, 005 (2004) [arXiv:astro-ph/0309800].
S. Singh e C. P. Ma, Phys. Rev. D 67, 023506 (2003) [arXiv:astro-ph/0208419].
G. J. . Stephenson, J. T. Goldman e B. H. J. McKellar, Mod. Phys. Lett. A 12, 2391 (1997) [arXiv:hep-ph/9610317].
G. J. . Stephenson, J. T. Goldman e B. H. J. McKellar, Int. J. Mod. Phys. A 13, 2765 (1998) [arXiv:hep-ph/9603392].
P. Gu, X. Wang e X. Zhang, Phys. Rev. D 68, 087301 (2003) [arXiv:hep-ph/0307148].
R. F. Sawyer, Phys. Lett. B 448, 174 (1999) [arXiv:hepph/ 9809348].
P. Q. Hung, arXiv:hep-ph/0010126.
G. T. Zatsepin, Pisma Zh. Eksp. Teor. Fiz. 8, 333 (1968).
M. z. Li, X. l. Wang, B. Feng e X. m. Zhang, Phys. Rev. D 65, 103511 (2002) [arXiv:hep-ph/0112069].
R. D. Peccei, Phys. Rev. D 71, 023527 (2005) [arXiv:hepph/ 0411137].
D. B. Kaplan, A. E. Nelson e N. Weiner, Phys. Rev. Lett. 93, 091801 (2004) [arXiv:hep-ph/0401099].
M. Cirelli, M. C. Gonzalez-Garcia e C. Pena-Garay, Nucl. Phys. B 719, 219 (2005) [arXiv:hep-ph/0503028].
U. Franca, M. Lattanzi, J. Lesgourgues e S. Pastor, Phys. Rev. D 80, 083506 (2009) [arXiv:0908.0534 [astro-ph.CO]].
M. M. Guzzo, P. C. de Holanda, O. L. G. Peres e F. Rossi Torres, em preparação.
N. Cabibbo, In *Rome 1980, Proceedings, Astrophysics and Elementary Particles*, 299-307
T. Piran, Phys. Lett. B 102, 299 (1981).
K.S. Hirata et al., Phys. Rev. D 38 (1988) 448; K. Hirata et al. [Kamiokande-II Collaboration], Phys. Rev. Lett. 58 (1987) 1490.
R.M. Bionta et al., Phys. Rev. Lett. 58 (1987) 1494; C.B. Bratton et al. [IMB Collaboration], Phys. Rev. D 37 (1988) 3361.
D. N. Schramm, Comments Nucl. Part. Phys. 17, 239 (1987).
G. Pagliaroli, F. Rossi-Torres e F. Vissani, Astropart. Phys. 33, 287 (2010) [arXiv:1002.3349 [hep-ph]].
G. Pagliaroli, F. Vissani, M.L. Costantini e A. Ianni, Astropart. Phys. 31 (2009) 163.
J. N. Bahcall e S. L. Glashow, Nature 326, 476 (1987).
M. Takahara e K. Sato, Mod. Phys. Lett. A 2, 293 (1987) [Erratum-ibid. A 2, 449 (1987)].
W. D. Arnett e J. L. Rosner, Phys. Rev. Lett. 58, 1906 (1987).
K. Sato e H. Suzuki, Phys. Rev. Lett. 58, 2722 (1987).
D. N. Spergel e J. N. Bahcall, Phys. Lett. B 200, 366 (1988).
L. M. Krauss, Nature 329, 689 (1987).
L. F. Abbott, A. De Rujula e T. P. Walker, Nucl. Phys. B 299, 734 (1988).
Nesta referência também se apresenta uma crítica ao problema da constante cosmológica.
Tal construção é baseada num modelo em que fazemos a variação do Dm2, uma vez que estamos interessados em mecanismos de oscilação em supernovas [30].
Aqui não consideramos o sexto evento, porque em diversas análises o mesmo não é considerado como sinal.
A publicação é de acesso aberto, sendo os autores responsáveis pelo seu conteúdo. Utiliza-se a licença do Creative Commons para a disseminação da publicação em relação aos direitos autorais.