Исследование тёмной энергии методами астрономии

• Автор: Сажина, Ольга Сергеевна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2012
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 334 с. : ил.

Оглавление
1 Тёмная энергия в ранней и современной Вселенной
1.1 Реликтовая тёмная энергия. Космические струны
1.1.1 Основные свойства космических струн
1.1.2 Механизм Киббла
1.1.3 Топологии вакуума
1.1.4 Глобальные и локальные струны
1.1.5 Линейная плотность струны
1.1.6 Сети струи
1.1.7 Космические струны как инструмент проверки многомерных теорий
1.2 Тёмная энергия в современную эпоху и статус се исследования
1.2.1 Открытие тёмной энергии и современные методы ее
исследования
1.2.2 Современные теоретические модели тёмной энергии .
1.2.3 Исследование зависимости тёмной энергии от времени
по наблюдениям сверхновых
1.2.4 Космологические тесты по поиску современной тёмной энергии
2 Обзор и развитие методов поиска космических струн
2.1 Эффект гравитационного линзирования на космической струне
2.1.1 Гравитационное линзирование точечного источника
на космической струне
2.1.2 Гравитационное линзирование протяженного источника на космической струне
2.2 Стандартный метод поиска космических струн в радиодиапазоне
2.2.1 Фоновая космологическая модель
2.2.2 Космическая струна внутри поверхности последнего
рассеяния
2.2.3 Движущаяся прямая струна как источник анизотропии
2.2.4 Эффект запаздывания и видимая кривизна струны .

2.2.5 Разложение анизотропии реликтового излучения, генерированной космической струной, по модифицированным функциям Хаара с циклическим сдвигом . .
2.3 Теоретические оценки наблюдательных параметров космических струн
2.3.1 Оценки количества струн в предположении существования сети струн
2.4 Вероятностные оценки количества струн
2.4.1 Оценки максимального количества струн с учетом данных оптических каталогов
2.4.2 Оценка количества струн вплоть до поверхности последнего рассеяния
2.4.3 Заключение
3 Объект CSL-1
3.1 Обнаружение объекта CSL-1 и его характеристики
3.1.1 Оптический обзор OACDF
3.1.2 Фотометрические данные
3.1.3 Спектроскопические данные
3.1.4 Гипотеза пылевой перемычки
3.2 CSL-1 как гравитационно-линзовая система
3.2.1 Модель гравитационного линзировапия на космической струне
3.3 Эффект проекции
3.3.1 Приливное взаимодействие компонент пары
3.3.2 Гравитационное линзирование одной компоненты пары на другой
3.4 Наблюдения на VLT
3.5 Кандидаты в гравитационно-линзовые события вблизи объекта CSL-1
3.5.1 Поиск и исследование кандидатов в гравитационные линзы
3.5.2 Зависимость углового расстояния между кандидатами
от разности их звездных величин
3.6 Исследование CSL-1 на телескопе HST
4 Новейшие методы поиска космических струн
4.1 Данные WMAP
4.2 Поиск космических струн с помощью порогового фильтра .
4.2.1 Теоретическая модель
4.2.2 Моделирование карт анизотропии
4.2.3 Пороговый фильтр

4.2.4 Статистический анализ модельных карт
4.3 Поиск струн с помощью модифицированных функций Хаара
4.4 Поиск струн в реальных картах
4.4.1 Кандидаты в космические струны
4.4.2 Проверка программы маржинального обнаружения
на карте ILC эксперимента WMAP
4.4.3 Разработка алгоритма обнаружения скачков яркости
в радио обзорах всего неба на примере карты WMAP
4.4.4 Анализ радиокарт эксперимента WMAP
4.5 Современные хранилища астрономических данных и методики их использования
4.5.1 Виртуальные обсерватории и технические параметры
предоставляемой ими информации
4.5.2 Серверы астрономических каталогов и изображений .
4.5.3 Средства исполнения массированных запросов к серверам астрономических данных
4.6 Анализ данных в оптическом диапазоне, собранных в Интернете на основе экспериментальных поисковых карт WMAP .
4.7 Поиск оптических проявлений космических струи в оптических обзорах. Составление предложения для проведения наблюдательных кампаний на оптических наземных телескопах
4.7.1 Статистика двойственности в обзорах галактик
4.7.2 Рекомендации по наблюдению космических струп на
наземных оптических телескопах
5 Современный статус тёмной энергии и ее влияние на эволюцию Вселенной
5.1 Масштабный фактор во Вселенной с тёмной энергией
5.1.1 Точные решения для масштабного фактора в стандартной космологической модели
5.1.2 Приближенные решения, оценка точности
5.1.3 Общий случай параметра w
5.1.4 Заключение
5.2 Видимые движения квазаров, вызванные микролинзированием
5.2.1 Введение
5.2.2 Видимые сверхсветовые движения источников
5.2.3 Статистические характеристики слабого микролинзи-
рования
5.2.4 Наблюдаемые характеристики микролинзирования .
5.2.5 Угловые скорости внегалактических источников
5.2.6 Заключение
5.3 Угловой спектр случайных скоростей источников ICRF

перируемых этими флуктуациями [53]:
Ф(('х) = (2Ц575,/ЛФ(г'к)е‘Ь’‘ + Э'С
Ф(£, к) = Л(к)ехр ш(і') йі' ,
(1.2.3)
где Л (к) — амплитуда первичных вакуумных флуктуаций на моде с конформным моментом к в момент Ьк начала усиления этой моды, ш(Ь) — частота соответствующей моды. Оценка амплитуды А(к) будет приведена ниже.
Важно заметить, что гравитационный потенциал (1.2.3) связан не с распределением видимого вещества, а с распределением флуктуаций тёмной энергии.
Вычисление величин мультиполей реликтового излучения, генерируемых гравитационными потенциалами (1.2.3) показало, что поведение гравитационного потенциала (1.2.3) резко выделяет модели с тахионными модами среди других космологических моделей.
В случае лоренц-нарушающего дисперсионного соотношения обсуждаемый механизм генерации анизотропии СМВИ дает вклад, отличный от вклада классических скалярных адиабатических возмущений плотности, генерируемых на инфляционной стадии (см. [54], [55], [56]).
Следствием вклада тахионных возмущений являются потенциально наблюдаемые особенности в спектре анизотропии СМВЯ в области низких мультиполей. С другой стороны, имеются указания на то, что в наблюдаемом спектре есть отклонения от предсказаний, основанных на стандартном представлении об адиабатических начальных возмущениях со спектром, близком к спектру Харрисона-Зельдовича [18], [57]. Модели с тахионной неустойчивостью можно использовать для объяснения этих отклонений, что является альтернативой другим объяснениям.
Рассматривался вклад в анизотропию СМВИ, на поздних космологических эпохах (г 0.05, а ^ 0.95), когда индуцированный тахионным полем гравитационный потенциал имел наблюдательные характеристики. Другими словами, единственный эффект, который мог быть ответственным за этот вклад, есть интегральный эффект Сакса-Вольфа [58]:
при X = п(ро — р), где щ есть современный момент времени. Сравнение с наблюдательными данными