Модели теплой темной материи в физике частиц и космологии

• Автор: Хмельницкий, Андрей Александрович
• Шифр специальности: 01.04.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2013
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 141 с. : ил.

ОГЛАВЛЕНИЕ
Введение

ГЛАВА 1. Происхождение крупномасштабной структуры Вселенной

1.1 Линейная теория эволюции возмущений

1.2 Нелинейная эволюция возмущений. Формирование структур

1.2.1 Массовый спектр объектов в формализме Пресса-Шехтера

1.2.2 Численные симуляции методом многих тел

1.3 Особенности эволюции неоднородностей в теплой темной материи

1.3.1 Линейная эволюция. Эффекты неидеальности

1.3.2 Массовый спектр компактных объектов

1.3.3 Трудности численного симулирования теплой темной материи
ГЛАВА 2. Ограничения на фазовую плотность
2.1 Статистическая механика образования гало
2.1.1 Приближение самосогласованного поля
2.1.2 Эволюция фазовой плотности
2.2 Ограничение Тремейна-Ганна
2.2.1 Ограничение на максимум функции распределения
2.2.2 Статистическое обобщение ограничения Тремейна-Ганна
2.3 Оценка фазовой плотности в гало темной материи. Сферические
карлики
ГЛАВА 3. Стерильные нейтрино в роли частиц теплой темной материи
3.1 Механизмы производства стерильных нейтрино в ранней Вселенной
3.1.1 Производство за счет осцилляций с активными нейтрино
3.1.2 Производство в рассеяниях
3.1.3 Производство в распадах равновесных релятивистских частиц .

3.1.4 Производство в распадах тяжелых частиц вне равновесия
3.2 Ограничения на фазовую плотность стерильных нейтрино
3.2.1 Нейтрино, произведенные в осцилляциях
3.2.2 Нейтрино, произведенные в рассеяниях термализованных частиц
3.2.3 Нейтрино, произведенные в распадах термализованных частиц .
3.2.4 Нейтрино, произведенные в распадах нерелятивистских частиц .
3.3 Астрофизические ограничения на стерильные нейтрино
ГЛАВА 4. Легкие гравитино в роли частиц теплой темной материи
4.1 Гравитино в теориях с нарушенной сурперсимметрией
4.2 Производство гравитино в ранней Вселенной
4.2.1 Производство в распадах
4.2.2 Производство в процессах рассеяния
4.3 Ограничения на фазовую плотность гравитино
ГЛАВА 5. Сверхлегкое скалярное поле как темная материя
5.1 Гравитационное поле скалярной темной материи в галактике
5.2 Детектирование скалярного поля в наблюдениях за пульсарами . .
Заключение
Литература

ВВЕДЕНИЕ
Последние два десятилетия были ознаменованы значительным прогрессом в области космологии. Это стало возможно благодаря ряду экспериментов, наблюдения которых превратили космологию в точную науку. Многие предсказания космологических моделей в настоящее время проверены с процентной точностью, чего невозможно было представить двадцать лет назад. Эти наблюдения также привели к формированию стандартной модели космологии с холодной темной материей и космологической постоянной ACDM (см., например, монографии [1-4]). Инфляционная теория, предложенная в начале 1980-х разрешила основные трудности теории большого взрыва, а также предложила механизм генерации первичных флуктуаций плотности. В 1989 с помощью спектрометра, установленного на спутнике СОВЕ (COsmic Background Explorer satellite), был измерен спектр реликтового излучения, что подтвердило его тепловую форму и позволило определить современную температуру Вселенной с высокой точностью [5]. Несколько позже, в 1992 с помощью другого инструмента спутника СОВЕ была обнаружена анизотропия реликтового излучения амплитудой 10~5 [6]. Анизотропия такой амплитуды незадолго до этого была предсказана в модели холодной темной материи [7]. Вычисление распространенности химических элементов во вселенной, произведенных в результате первичного нуклеосинтеза, в частности отношение дейтерия к водороду, позволило установить, что плотность барионов во Вселенной составляет одну пятую часть от плотности частиц темной материи (см., например, [8]). Открытие ускоренного расширения Вселенной с использованием наблюдений красных смещений сверхновых типа 1а в 1998 окончательно установило наличие ненулевой космологической постоянной [9, 10]. Дальнейшее точное определение космологических параметров стало возможным благодаря измерениям углового спектра анизотропии реликтового излучения экспериментом WMAP, а также новым глубоким обзорам галактик 2dFGRS

удается восстановить спектр возмущений плотности, соответствуют современным импульсам & ~ 0.2 — 5 Мпк-1. Для этого используют информацию о распространенности первичных облаков водорода при красных смещениях вплоть до 2 ~ 4. Тогда эти облака лишь начинали выходить на нелинейный режим. Их распространенность вычисляется по многочисленным линиям поглощения в спектрах удаленных квазаров, соответствующим линии перехода Лайман-а атома водорода [61]. Современное развитие последнего метода позволяет оценить спектр возмущений плотности на современных масштабах вплоть до сотен килопарсек [40, 41]. Такой современный масштаб имеют области, с которых вещество собиралось в карликовые галактики массами М ~ 107 — 108 М0. Как обсуждалось во Введении, недостаток наблюдаемых структур такого масштаба в современной Вселенной считается находящимся в противоречии с предсказаниями холодной темной материи [13-18].
Теоретическая кривая на рис. 1.1 соответствует модели с холодной темной материей и начальными неоднородностями, имеющим масштабно-инвариантный спектр Гаррисона-Зельдовича Р(&) ос &~3. Данная форма спектра первичных возмущений предсказывается в моделях инфляции с инфлатонным полем в режиме медленного скатывания [62-64, 1, 4]. Видно, что такой начальный спектр, совместно с современными представлениями об эволюции Вселенной и холодностью темной материи хорошо согласуется с наблюдениями на больших масштабах. В области коротких длин волн спектр мощности неоднородностей плотности в холодной темной материи имеет маштабно-инвариантную форму (с точностью до логарифмического фактора). То есть вклад возмущений из любого логарифмического интервала с достаточно большими импульсами практически не зависит от самих импульсов. Отсутствие обрезания спектра на наблюдаемых масштабах является показателем предрасположенности теплой темной материи к формированию большого количества структур малого размера. Для возмущений с современными импульсами & > 1 Мпк-1 линейная теория уже не применима, и спектр, полученный в линейном приближении,