WWW.DISSERS.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

загрузка...
   Добро пожаловать!

Pages:     || 2 | 3 |
РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ФИЗИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ им. П.Н. ЛЕБЕДЕВА АСТРОКОСМИЧЕСКИЙ ЦЕНТР

На правах рукописи

Малиновский Александр Михайлович Влияние массивных нейтрино на крупномасштабную структуру Вселенной Специальность 01.03.02 астрофизика, радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Москва 2008

Работа выполнена в Астрокосмическом центре Физического института им. П.Н. Лебедева РАН

Научный консультант:

доктор физико-математических наук профессор В.Н. Лукаш

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук С.И. Блинников кандидат физико-математических наук М.И. Зельников

Ведущая организация:

Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова

Защита состоится “13" октября 2008 года в 1500 часов на заседании Диссертационного совета Д002.023.01 Физического института им. П.Н. Лебедева РАН по адресу: 119991, Москва, Ленинский проспект, д. 53.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Физического института им. П.Н. Лебедева РАН.

Автореферат разослан “12" сентября 2008 г.

Ученый секретарь Диссертационного совета Д002.023.01 д.ф.-м.н. Ю.А. Ковалев

Общая характеристика работы

Актуальность темы. Существование элементарной частицы, спустя небольшое время получившей название "нейтрино", впервые было предположено Паули (Pauli 1930). Основанием для данного предположения послужила необходимость выполнения законов сохранения энергии и момента количества движения в процессах бета-распада. Таким образом, с момента своего теоретического предсказания нейтрино заняло одно из ключевых мест в понимании и анализе механизма слабых взаимодействий.

Теория бета-распада с участием нейтрино была разработана Ферми (Fermi 1933), им же было придумано само название "нейтрино" – как уменьшительное от "нейтрона", в переводе с итальянского это слово означает "маленькая нейтральная частица". На основе данной теории Бете и Пайерлсом (Bethe and Peierls 1934) было рассчитано сечение взаимодействия нейтрино с веществом, оказавшееся крайне малым, что обусловило исключительную сложность экспериментального обнаружения нейтрино. Впервые взаимодействие, вызванное нейтрино, было зарегистрировано только спустя почти четверть века – в 1956 году, в эксперименте Рейнеса и Коуэна (Reines and Cowan 1956).

В 1946 году Понтекорво предложил хлор-аргоновый метод регистрации нейтрино (Pontecorvo 1946). Эксперимент, основанный на данном методе, был проведен в 1968 году и в ходе него были зарегистрированы нейтрино, рожденные в солнечных термоядерных реакциях (Davis et al. 1968). Однако их число оказалось меньше, чем следовало из предсказаний теории, и долгое время данное несоответствие служило плодородной почвой для различных гипотез и предположений.

В 1943 году Саката и Иноуе выдвинули гипотезу, что число сортов нейтрино может быть больше одного (Sakata and Inoue 1943). Схожее предположение, что нейтрино, излученные в процессе бета-распада нейтрона, отличаются от излученных при распаде мюона, было высказано Понтекорво (Понтекорво 1959). Эти гипотезы получили экспериментальное подтверждение в 1962 году, когда было показано (Danby et al. 1962), что нейтрино, рожденные при распаде мюонов, в ходе вторичных взаимодействий могут порождать только мюоны, но не электроны.

В свою очередь, таонное нейтрино, чье существование позволило предположить открытие тау-лептона (Perl et al. 1975), было обнаружено в ходе эксперимента лишь в 2000 году (DONUT Collaboration 2000).

Из экспериментов по измерению ширины распада невидимого Z0-бозона было получено следующее ограничение на число активных (т.е. участвующих в слабом взаимодействии) сортов нейтрино: N = 2.994 ± 0.(Particle Data Group 2004). Таким образом, можно считать установленным, что на настоящий момент времени нам известны все возможные сорта активных нейтрино – электронное (e), мюонное (µ), таонное (), соответствующие трем поколениям элементарных частиц. Не исключена, однако, возможность существования стерильных (не участвующих в слабом взаимодействии) сортов нейтрино (Volkas 2002).

В 1957 году Понтекорво, по аналогии с осцилляциями K0-мезона и K0антимезона, была предположена возможность ( - )-осцилляций (Понте корво 1957). А, после подтверждения существования мюонного нейтрино, Маки, Накагава и Саката предположили существование e µ осцилляций (Maki et al. 1962).

Однако необходимым условием для существования нейтринных осцилляций является наличие массы у нейтрино, в то время как Стандартная теория элементарных частиц, разработанная трудами Глэшоу, Салама, Вайнберга и других ученых, включает в себя лишь безмассовые нейтрино.

Таким образом, после того, как нейтринные осцилляции были обнаружены в ходе эксперимента Super-Kamiokande (Fukuda et al. 1998), современная физика была поставлена перед фактом существования явления, не укладывающегося в рамки Стандартной Модели. И, на сегодняшний день, поведение нейтрино (в первую очередь, наличие у них массы) – единственный из известных феноменов такого рода, что обуславливает крайнюю его важность для дальнейшего развития физики (Gonzlez-Garca and Nir 2003, Altarelli and Feruglio 2004, Hirsh and Valle 2004). Это может помочь как объяснению загадок Стандартной Модели (например, почему существуют несколько поколений фермионов и почему их массы именно такие), так и возможному установлению новой фундаментальной теории, в которой современная Стандартная Модель будет играть роль низкоэнергетического предела.

Как уже было сказано, открытие нейтринных осцилляций позволяет считать факт наличия у нейтрино массы установленным с весьма высокой степенью достоверности. Однако ключевым и до сих пор не решенным остается вопрос о величине этой массы. Эксперименты по нейтринным осцилляциям не могут дать на него определенный ответ, будучи чувствительными лишь к разности квадратов масс различных сортов нейтрино (Fogli et al. 2006). Другие наземные эксперименты, позволяющие определить абсолютную величину массы – например, бета-распад трития (Lobashev 2003) или безнейтринный двойной бета-распад (02) (Elliott and Vogel 2002), пока не достигли необходимой степени точности и полученные ими ограничения являются достаточно свободными.

Одним из способов преодоления данной проблемы является использование космологических наблюдательных данных для получения ограничений на массу нейтрино, так как эти данные чувствительны именно к абсолютной величине массы (Герштейн и Зельдович 1966).

Целью работы являлось получение возможно более строгих ограничений на сумму масс активных сортов нейтрино по космологическим данным – анизотропии реликтового излучения и крупномасштабной структуре Вселенной.

Важным этапом при выполнении данной задачи, результаты которого могут использоваться также и независимым способом, было исследование зависимости нормировки спектра космологических возмущений плотности от расширенного набора космологических параметров. В число рассматриваемых параметров модели Вселенной с общей кривизной входили:

относительная доля материи m, вклад космологической постоянной, доля барионов b, нормированная (на 100 км·с-1·Мпк-1) постоянная Хаббла h, наклон спектра первичных возмущений плотности n, относительное содержание массивных нейтрино f /m.

Кроме того, было проведено исследование трех наиболее широко используемых в современной космологии теоретических функций масс гравитационно-связанных массивных гало – Пресса-Шехтера, Шета-Тормена и Дженкинса. Помимо значимой роли в решении основной задачи, результаты данного исследования также могут быть использованы и в широком классе новых работ в области космологии.

Основу исследований составляло изучение поведения теоретических моделей и их сопоставление с наблюдательными данными. Широко использовались методы компьютерного моделирования.

Научная новизна работы. Все основные научные результаты, вынесенные на защиту, являются новыми.

Хотя практически все исследования по получению космологических ограничений на массу нейтрино используют данные по анизотропии реликтового излучения, лишь в очень небольшом количестве работ в качестве данных по крупномасштабной структуре Вселенной использовались функции масс скоплений галактик. И данная работа является первой, где в качестве способа получения полной массы скопления используется предположение об универсальности барионной фракции во Вселенной.

Все ранее выполненные работы по изучению влияния космологических параметров на нормировку спектра космологических возмущений плотности, как правило, исследовали влияние лишь одного (доминирующего) параметра – относительной плотности материи (m). Столь широкий набор космологических параметров (m,, b, n, h, f) в рассмотрение был введен впервые.

Впервые также было проведено изучение влияния выбора теоретической функции масс гравитационно-связанных массивных гало (ПрессаШехтера, Шета-Тормена, Дженкинса) на конкретный результат (нормировку спектра мощности возмущений плотности), полученный путем сравнения теоретических моделей и наблюдательных данных. Ранее теоретические функциями масс сравнивались лишь непосредственно (относительный "переизбыток" или "недостаток" числа гравитационно-связанных гало в данном диапазоне масс), оценка влияния этих различий на прикладной результат носила неочевидный характер.

Научная и практическая ценность работы. Ограничения на массу нейтрино, полученные в данной диссертационной работе, были найдены с помощью нового метода, свободного от возможных систематических ошибок методик, использованных в исследованиях, выполненных другими авторами. Большую ценность, таким образом, представляет то обстоятельство, что результаты данной работы и предыдущих исследований оказались совместимыми. Это независимым образом подтверждает и усиливает достоверность оценок массы нейтрино по космологическим наблюдениям.

Результаты по нормировке спектра мощности космологических возмущений плотности могут быть использованы не только в дальнейших исследованиях по массе нейтрино, но и в большом количестве самых разнообразных работ в области космологии. Декларируемая в настоящий момент времени погрешность определения космологических величин достигла уровня меньше 10%, и начавшаяся, таким образом, эра прецизионной космологии настоятельно требует корректного учета вклада всех входящих в исследование параметров.

Демонстрация влияния выбора теоретической функции гравитационно-связанных массивных гало на прикладной результат позволит как сделать выбор нужной функции масс в будущих космологических исследованиях, так и оценить уровень систематических эффектов, связанных с подобным выбором.

Основные результаты, выносимые на защиту 1. По анизотропии реликтового излучения (данные третьего года миссии WMAP) и крупномасштабной структуре Вселенной (функции масс скоплений галактик из каталога ROSAT) получено новое независимое ограничение на сумму масс трех сортов активных нейтрино в расширенной космологической модели Вселенной: m < 1.05 эВ (уровень достоверности 95%). При этом методом определения полной массы скопления галактик служило предположение об универсальности барионной фракции во Вселенной.

2. Исследовано влияние на нормировку спектра мощности космологических возмущений плотности параметров расширенной модели Вселенной. С использованием наблюдательной функции масс оптических скоплений галактик получена аппроксимационная формула, связывающая данные космологические параметры (m,, f, n, h) с дисперсией контраста плотности в сфере радиуса 8h-1 Мпк, 8, являющейся интегральной функцией спектра возмущений плотности.

3. Исследованы три теоретические функции масс гравитационно-связанных гало, наиболее широко используемые в современной космологии (Пресса-Шехтера, Дженкинса, Шета-Тормена). Путем анализа влияния выбора теоретической функции масс на практический результат (нормировку спектра мощности космологических возмущений плотности) показано, что в современных космологических исследованиях предпочтение должно быть отдано функции масс ШетаТормена. Эта функция масс обеспечивала наилучшее согласие с наблюдательными данными (функциями масс оптических скоплений галактик) и обладала наиболее универсальным характером – при ее использовании зависимость результата от дополнительных (помимо m) параметров была наименьшей среди рассмотренных теоретических функций масс.

Апробация результатов. Результаты, изложенные в диссертации, докладывались автором на семинарах теоретического отдела АКЦ ФИАН, общих семинарах АКЦ ФИАН, астрофизическом семинаре ОТФ ФИАН, семинаре "Нейтринная и ядерная физика" ФИАН, семинаре им. Зельманова ГАИШ МГУ, на российских и международных конференциях. В число конференций, на которых докладывались, обсуждались и в чьих трудах были опубликованы результаты диссертации, входили следующие:

1. 15th International Seminar on High Energy Physics "Quarks-2008", Сергиев Посад (2008).

2. Всероссийская астрономическая конференция ВАК-2007 "Космические рубежи XXI века", Казань (2007).

3. Российская школа-семинар по современным проблемам гравитации и космологии "GRACOS-2007", Казань-Яльчик (2007).

4. 24-я конференция "Актуальные проблемы внегалактической астрономии", Пущино (2007).

5. Международная конференция по гравитации, космологии и астрофизике, посвященная 90-летию со дня рождения профессора К.П. Станюковича, Москва (2006).

6. Всесоюзная астрономическая конференция ВАК-2004 "Горизонты Вселенной", Москва (2004).

7. 21-я конференция "Актуальные проблемы внегалактической астрономии", Пущино (2004).

8. Всесоюзная астрономическая конференция ВАК-2001, Санкт-Петербург (2001).

9. Международная конференция по космомикрофизике "Космион-2001", Москва (2001).

10. XXXVth Rencontres de Moriond "Energy densities in the Universe", Les Arcs, France (2000).

11. Cosmology and Particle Physics "CAPP 2000", Verbier, Switzerland (2000).

12. Joint European and National Astronomy Meeting "JENAM-2000", Moscow (2000).

13. Ежегодные научные сессии АКЦ ФИАН, Пущино (2000, 2001, 2002, 2003, 2004, 2005, 2006, 2007, 2008).

Список публикаций. Результаты автора по теме диссертации опубликованы в научных журналах и трудах отечественных и международных конференций. Общее число публикаций: 13, в том числе 5 – в реферируемых российских и международных журналах из списка ВАК, 8 – в сборниках трудов и тезисах конференций.

Pages:     || 2 | 3 |






© 2011 www.dissers.ru - «Бесплатная электронная библиотека»