WWW.DISSERS.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

загрузка...
   Добро пожаловать!

Pages:     | 1 || 3 |

Статьи [1]. А. М. Малиновский, А.А. Воеводкин, В.Н. Лукаш, Е.В. Михеева, А.А. Вихлинин, "Космологические ограничения на массу нейтрино по анизотропии реликтового излучения и крупномасштабной структуре Вселенной", Письма в Астрон. Журн., 34, 7, стр. 490-495 (2008).

[2]. А.М. Малиновский, В.Н. Лукаш, Е.В. Михеева, "Космологические тесты на основе данных по обилию скоплений галактик", Астрон.

Журн., 85, 8, стр. 675-684 (2008).

[3]. A.M.Malinovsky, V.N.Lukash, E.V.Mikheeva, V.Muller, "A Generalized Inflation Model with Cosmic Gravitational Waves", Gravitation and Cosmology Suppl., 8, pp. 23-26 (2002).

[4]. Е.В.Михеева, В.Н.Лукаш, Н.А.Архипова, А.М.Малиновский, "Современный статус моделей с "горячим" и "холодным" скрытым веществом", Астрон. Журн., 78, 3, стр. 195-204 (2001).

[5]. V.N.Lukash, E.V.Mikheeva, V.Muller, A.M.Malinovsky, "Generalised inflation with a gravitational wave background", MNRAS, 317, pp. 795800 (2000).

Сборники трудов и тезисы конференций 1. Малиновский А.М., "Ограничения на массу нейтрино из космологических данных", Труды Всероссийской астрономической конференции ВАК-2007 "Космические рубежи XXI века", стр. 453-455, Казань: издательство Казанского государственного университета (2007).

2. Малиновский А.М., "Космологические тесты на основе данных по обилию скоплений галактик", Труды Российской школы-семинара по гравитации и космологии "GRACOS-2007", стр. 114-123, Казань:

Татарский гуманитарно-педадогический университет, ООО "Фолиантъ" (2007).

3. Малиновский А.М., Лукаш В.Н., Михеева Е.В., "Определение космологических параметров по наблюдаемому обилию скоплений галактик", Труды Международной конференции по гравитации, космологии и астрофизике, посвященной 90-летию со дня рождения профессора К.П. Станюковича, Москва: издательство РУДН (2006).

4. Малиновский А.М., Михеева Е.В., Лукаш В.Н., "Космологические модели формирования структуры Вселенной на основе данных по обилию скоплений галактик", Тезисы докладов Всероссийской астрономической конференции "Горизонты Вселенной", стр. 193, Москва:

Труды государственного астрономического института им. П.К. Штернберга, том LXXV (2004).

5. Mikheeva E.V., Lukash V.N., Arkhipova N.A., Malinovsky A.M., "Current status of cosmological MDM model", AIP Conference Proceedings, v. 555, p. 352 (2001).

6. Mikheeva E.V., Lukash V.N., Arkhipova N.A., Malinovsky A.M., "Current status of cosmological MDM model", Proceedings of XXXVth Rencontres de Moriond "Energy densities in the Universe", Les Arcs, France (2000).

7. Lukash V.N., Mikheeva E.V., Muller V., Malinovsky A.M., "A generalized inflation model with cosmic gravitational waves", Proceedings of XXXVth Rencontres de Moriond "Energy densities in the Universe", Les Arcs, France (2000).

8. Mikheeva E.V., Lukash V.N., Arkhipova N.A., Malinovsky A.M., "Current status of cosmological MDM model", JENAM-2000 Abstracts, p. 46, Moscow, Russia (2000).

Личный вклад автора. Все работы, перечисленные в списке публикаций по теме диссертации, выполнены в соавторстве. Во всех работах, кроме работы [5], автор диссертации участвовал в постановке задачи, и во всех работах он принимал участие в обсуждении полученных результатов. Кроме того, личный вклад автора диссертации заключался в следующем:

Работа [1]. Основной вклад. Разработка программного обеспечения и расчеты по анизотропии реликтового излучение, сведение воедино результатов по анизотропии реликтового излучения и крупномасштабной структуре Вселенной (функциям масс скоплений галактик) и совместная обработка данных, получение итогового результата по ограничению массы нейтрино, написание текста статьи.

Работа [2]. Основной вклад. Написание всего программного обеспечения, проведение всех расчетов, получение итогового результата (связи между нормировкой спектра космологических возмущений плотности и параметрами космологической модели), написание основной части статьи.

Работы [3] и [5]. Численные расчеты и получение итоговых аппроксимационных формул.

Работа [4]. Написание программного обеспечения и получение результатов, связанных с использованием переходной функции Ху и Эйзенштейна.

Структура диссертации. Диссертация состоит из Введения, четырех Глав, Заключения и трех Приложений. Общий объем составляет 121 страницу, включая рисунки, таблицы и библиографию из 172 наименований.

Содержание работы Во Введении обосновывается актуальность работы, перечисляются цели и задачи проведенного исследования. Уточняются новые элементы, отличающие данное исследование от других работ, обсуждается научная и практическая значимость диссертации. Формулируются положения, выносимые на защиту, приводится список публикаций, в которых изложены результаты исследования, рассказывается о проведенной апробации результатов. Также описывается структура диссертации и кратко излагается содержание ее основных разделов.

В Главе 1 (методологической) излагаются основные определения и методы анализа космологических моделей. Выписываются базовые уравнения Фридмана для модели Вселенной с учетом вклада космологической постоянной, приводится несколько частных случаев решения данных уравнений. Подробно рассматривается линейная теория космологических возмущений, особое внимание при этом уделяется проблеме калибровочной свободы возмущенных уравнений Эйнштейна. Вводятся понятия "спектра мощности", "функции окна", "переходной функции" и других характеристик поля контраста плотности. Рассказывается про анизотропию реликтового излучения и приводится способ вычисления данной анизотропии с помощью эффекта Сакса-Вольфа (Sachs and Wolfe 1967).

Детально описывается один из ключевых в данном исследовании метод Пресса-Шехтера (Press and Schechter 1974), который позволяет по базовым параметрам космологической модели построить соответствующую ей функцию масс гравитационно-связанных массивных гало. Что, в свою очередь, делает возможными попытки решения обратной задачи: восстановления по наблюдательным функциям масс (путем сравнения с теоретическими) исходных базовых параметров.

В Главе 2 рассмотрены нестандартные (с точки зрения современной парадигмы) модели: модель с нестепенным спектром космологических возмущений плотности, генерируемым -инфляцией (Lukash and Mikheeva 2000), и материально-доминированная модель с "горячей" темной материей. Обе модели предполагают значительный вклад первичных гравитационных волн.

Основанием для данного рассмотрения послужила относительно малая величина космологических эффектов, за которые ответственны массивные нейтрино. Таким образом, их влияние может быть выражено как поправки к базовой космологической модели – что, в свою очередь, настоятельно требует корректного ее определения.

Первой из перечисленных нестандартных моделей посвящен раздел 2.Главы 2. В ней рассмотрен потенциал -инфляции следующего вида:

V () = V0 + 4, (1) где – скалярное поле инфлатона, V0 > 0 и 4 – константы.

Было показано, что подобная модель инфляции приводит к генерации нестепенных спектров скалярной и тензорной моды возмущений (см.

1 4VРис. 1, где c – параметр, задаваемый выражением: c = 2, cr = ).

cr Важной особенностью этих спектров является возможность получить большое значение T/S (отношение тензорной и скалярной моды) на диапазоне масштабов, где локальный наклон спектра космологических возмущений плотности близок к масштабно-инвариантному. Тем самым достигается согласие с наблюдательными данными, отдающими предпочтение почти плоскому спектру, а также выполняются требования двойной нормировки – по дисперсии контраста плотности на масштабе 8h-1 Мпк, 8, и по анизотропии реликтового излучения на угловом масштабе 10 (Bennett et al.

1996).

Рис. 1: Спектры скалярной qk (толстые линии) и тензорной моды hk (тонкие линии) вблизи характеристического масштаба kcr, для c = 5, 9, ("точка", "точка-тире" и сплошная линия, соответственно).

В разделе 2.2 Главы 2 производится рассмотрение второй нестандартной модели – материально-доминированной модели с долей "горячей" темной материи и существенной величиной первичных гравитационных волн.

Для данной модели были заданы следующие свободные параметры:

• Дисперсия контраста плотности в сфере с радиусом 8h-1 Мпк 8.

• Плотность энергии горячей компоненты темной материи в единицах критической плотности Вселенной.

• Наклон спектра возмущений плотности n.

• Постоянная Хаббла h (в единицах 100 км · с-1 Мпк-1).

• Доля барионов b.

Для всех комбинаций параметров методом Пресса-Шехтера рассчитывались теоретические функции масс скоплений галактик, после чего производилось их сравнение с данными наблюдений (Bahcall and Cen 1993).

Также для всех комбинаций была рассчитана теоретическая величина анизотропии реликтового излучения на угловом масштабе 10 (масштаб миссии COBE). При этом на основе согласования нормировок спектра возмущений плотности на масштабе COBE ( 1000h-1 Мпк) и на масштабе скоплений галактик ( 8h-1 Мпк) была получена требуемая величина вклада первичных гравитационных волн в температурную анизотропию реликтового излучения.

Для обеих моделей вычислена ожидаемая величина первого акустического пика в анизотропии реликтового излучения и показано, что она должна быть сильно подавлена по сравнению с реально наблюдаемой (Hinshaw et al. 2003, Hinshaw et al. 2007). Таким образом, был сделан вывод, что, хотя обе модели удовлетворяют нормировкам по обилию скоплений галактик и анизотропии реликтового излучения, альтернативой общепринятой сегодня CDM модели они стать не могут.

В Главе 3 исследовано влияние на нормировку спектра космологических возмущений плотности параметров расширенной модели Вселенной и построена функциональная взаимосвязь между данными параметрами и дисперсией контраста плотности в сфере радиуса 8h-1 Мпк, 8, являющейся интегральной функцией спектра возмущений плотности.

В число рассматриваемых параметров входили:

• Относительная плотность материи m.

• Величина космологической постоянной, причем рассматривались модели с общей кривизной (т.е., в общем случае m + = 1).

• Относительное содержание нейтрино f.

m • Наклон спектра первичных возмущений плотности n.

• Постоянная Хаббла h (в единицах 100 км · с-1 Мпк-1).

• Доля барионов b.

Исследование велось путем построения теоретических функций масс (с помощью как стандартного аналитического формализма Пресса-Шехтера, так и формул Дженкинса (Jenkins et al. 2001) и Шета-Тормена (Sheth and Tormen 1999), представляющих собой аппроксимацию результатов численного моделирования) и сравнения их с наблюдательной функцией масс оптических скоплений галактик (Girardi et al. 1998a, Girardi et al. 1998b).

При этом была учтена зависимость порогового контраста плотности c в формализме Пресса-Шехтера и формуле Шета-Тормена от параметров m и космологической модели (Lokas and Hoffman 2000).

Особое внимание было уделено корректному переходу между различными способами определениями массы скопления галактик – так как эти способы отличаются как для разных теоретических функций масс, так и для наблюдательных данных.

Результатом стало получение следующих аппроксимационных формул:

1) Стандартный формализм Пресса-Шехтера:

80.32+0.15m+0.02 - 0.2(m - 0.9)(1 - 0.3h - 0.35n + 0.8f) = m = 0.61+0.-0.2) Аппроксимация Шета-Тормена:

80.54+0.15m-0.04 - 0.2(m - 0.75)(1 - 0.2h - 0.2n + 0.8f) = m = 0.53+0.-0.3) Аппроксимация Дженкинса:

80.50+0.12m-0.06 - 0.2(m - 0.80)(1 - 0.35h - 0.3n + 0.9f) = m = 0.56+0.-0.На основе анализа полученных результатов был также сделан общий вывод о предпочтительности использования для целей современных космологических исследований теоретической функции масс Шета-Тормена.

Глава 4 посвящена получению ограничений на массу нейтрино по данным по анизотропии реликтового излучения и крупномасштабной структуре Вселенной.

Источником данных по анизотропии реликтового излучения служили результаты третьего года миссии WMAP (Hinshaw et al. 2007). В качестве данных по крупномасштабной структуре Вселенной выступали функции масс рентгеновских скоплений галактик, полученные путем обработки данных миссии ROSAT (Voevodkin and Vikhlinin 2004), при этом методом получения полной массы скопления (включая темную материю) служило предположение об универсальности барионной фракции во Вселенной – т.е., что отношение барионной и полной плотности является постоянной величиной для всех областей Вселенной, равной ее космологическому (среднему) значению. Это предположение имеет хорошие теоретические основания (White et al. 1993) и находит подтверждение как в результатах численных моделирований (Bialek et al. 2001), так и в наблюдательных данных (Mohr et al. 1999, Allen et al. 2002, Ettori et al. 2004).

Плотность барионов во Вселенной с высокой степенью точности определяется последними наблюдательными данными по анизотропии реликтового излучения: bh2 = 0.0223 ± 0.08 (Tegmark et al. 2004, Spergel et al. 2007). Таким образом, для заданной космологической модели мы можем простым образом получить полную массу скоплений галактик по их наблюдательным характеристикам:

Mb b = fb.

Mtot m Так как современные космологические данные свидетельствуют, что кривизна Вселенной, даже если существует, невелика, при выполнении данной работы использовалась пространственно-плоская (m + = 1) модель Вселенной с адиабатическими начальными условиями. Число массивных сортов нейтрино было принято равным трем, с равными массами.

В тестируемом диапазоне масс (порядка эВ) эффект от возможного их различия для разных сортов нейтрино имеет крайне малую величину и не мог оказать сколь-нибудь значительного влияния на результаты работы.

Было рассмотрено 37485 моделей, соответствующих следующей сетке космологических параметров:

• Плотность материи: m = 0.2 - 0.36, с шагом 0.01.

• Масса одного сорта нейтрино: m = 0 - 0.7, с шагом 0.05.

• Наклон спектра первичных возмущений плотности: n = 0.96 - 1.02, с шагом 0.01.

• Постоянная Хаббла (в единицах 100 км · сек-1 · Мпк-1): h = 0.65 0.85, с шагом 0.01.

• Доля барионов: bh2 = 0.0223.

0,0 0,5 1,0 1,5 2,m Рис. 2: Величина 2 для различных значений суммы масс трех сортов нейтрино m.

В каждом узле данной сетки рассчитывался теоретический температурный спектр (для гармоник 2 < < 1000) анизотропии реликтового излучения и сравнивался (методом 2) с наблюдательным спектром. Также рассчитывалась и сравнивалась с наблюдательной теоретическая функция скоплений галактик. Итоговая величина 2, соответствующая каждому определенному набору космологических параметров, получалась, таким образом, сложением величин 2, полученных по температурному спектру реликтового излучения и функции масс скоплений галактик, соответственно: 2 = 2 + 2.

Pages:     | 1 || 3 |






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