Исследование флюктуаций темной энергии методами

Исследование флуктуаций
темной энергии методами
наблюдательной астрономии.
Сажин М.В., Сажина О.С., Форофонтов К.И.
совместно с Либановым М.В. и Рубаковым В.А. (ИЯИ РАН)
Ломоносовские чтения 2010
22 апреля
ГАИШ МГУ
Возможные причины современого
ускоренного расширения Вселенной:



наличие космологической постоянной;
модификация общей теории
относительносьти на сверхбольших
масштабах;
существование новых легких полей.
Параметр
(Вихлинин и др., 2009)
w0.
p  w0 t с
2
w


1

квинтэс
ция
0
w


1

космоло
еская
пос
0
w


1

фантомн
энерг
0
Тахионная мода спектра малых возмущений
на однородном фантомном фоне и ее
гравитационный потенциал.
I .    p M  p 
2
II .   M  p
2
2
2
1
t,x
 3/2d
t,k
exp
ik


k

x
H
.c
.,
2


t



t,k




A
k
exp
t
'
dt
'



t
k

«Почти» стандартная
космологическая модель.
ds 2  dt 2  a 2 t dx 2 ,
31 w0 
3




 a t  






a
t
a
t

,

  H 02 Ωm  0   Ω phantom
  at  

 at  
 at0  
at0   a0  1, Ωm  0.27, Ω phantom  0.73.
2
Рост возмущений.
   p M  p 
2
k
t
a'
a
M
k
M

da
'
.
 t 'dt '  

3 w0
H
M
a
'
Ω

Ω
a
'
k
0
tk
m
phantom

M
a
w0  const  1
0.2
k
M
k
M
a  const  1
Рост возмущений.
   p M  p 
2
t

exp    t 'dt ' 
t

k

a
k
 0.2, w0  1
M
Рост возмущений.
  M p
2
2
2
1
t,x
 3/2d
t,k
exp
ik


k

x
H
.c
.,
2


t


t,k




A
k
exp
t'dt
'



t
k

t
 k 
a'2  
M 
2
 t 'dt '  M   da'


3
w
H0 k
a' Ωm  Ω phantoma' 0
tk

a
M
3/ 2
2


Ω
M
2
const
k
k




phantom
3



Arcsinh a

   O   
H 0 3 Ω phantom
Ωm
Ωm  M 
 M  
Мультипольные коэффициенты
реликтового излучения.
n 
T n  T0
  , x 
 2  d
x  n 0   .
T0

0
0
1 m l
Cl 
alm

2l  1 m   l
8 H 02X 2
Cl 
M 2 M Pl2
 l   
1

0
d

2
,
alm   dnnYlm n.
2l  ,
 d    a  exp    d j M 
0
l
k
jl  x  

k
J l 1/ 2  x , 
2x
M
0
  ,
Вклад тахионных флуктуаций в спектр
анизотропии реликтового излучения.
Лоренц-неинвариантный случай.
 2   p M  p 
Dl
Dl 
l l  1
1
Cl . Если параметр α  1, то lmax 
 1.
2
4 
 l  1 
Dl  A0  

 l  3 / 2 
z
l l  1
1  4
1 z 


1 z 
l 1 / 2
3 1 z 
1 1
F 2 , ;l  ;
,
2 2 
2 2
2 
,
1  4
A0  9.4  
lmax
2
3/ 4
 H0 


M


5/ 2

M

exp
0
.
78



M Pl2
H
0

X 2
Вклад тахионных флуктуаций в спектр
анизотропии реликтового излучения.
Лоренц-инвариантный случай.
 2  M 2  p2
 4M
H 02X 2 l l  1
Dl 
exp 
2
2
2 l 1
3M M Pl 2
 3H 0
 l  1 





l

3
/
2


2
 H 0 Ωm 


 2 M  const 


4/3
1
Ω phantom
Ω phantom 
Arcsinh

Ωm 

 4l 
 .
3
4
/3
M

D
1



15
.7
H
D
2
 0
Наблюдательные данные 5-ти лет
работы WMAP и спектр фантомных
возмущений.
Наблюдаемый спектр
анизотропии реликтового
излучения, K.2
Оптимизированный
адиабатический спектр
1
12
|  2 (k ) | AHZ|  3 (k ) | AHZ k 3
k
Оптимизированный
фантомный спектр
|  2 (k ) | Aphantom
1
exp{  }
k3
Сравнение с наблюдательными
данными.
Cl  ClCMBFast  Cl ph  ,  l  ClW MAP  ClCMBFast  Cl ph 
F ε   
 f     max

l
l  2 , 600
600
  l2   
. L   ln f  l  
f  l    exp  
2 
l 2
 2 l 
 l l  1  ph  
Cl .
Dmax  max 
l

 2
При   10  4 Dmax  0, при   10  4 Dmax  0.
Сравнение с наблюдательными данными.
   p M  p 
2
M
H0
Амплитуда 10
12



H 0  1.5 1033 eV
M  10-27 eV 95%c.l. 
K 2
10 6 K 2
Сравнение с наблюдательными данными.
 2  M 2  p2
obs
1
1

3
obs
2
3

5
D
D
m 1
7
a

1
.
6

10
,
 1m
2
m  1
m2
11
a

2
.
9

10
.
 2m
2
m  2
M
 135.9 95%c.l.
H0
M  2 10 31 eV
Основные результаты.





В работе рассмотрен возможный вклад тахионных
возмущений темной энергии в анизотропию реликтового
излучения. Возмущения испытывают экспоненциальный рост в
близкую космологическую эпоху.
В случае лоренц-нарушающего дисперсионного соотношения
спектр тахионных флуктуаций обладает выраженным
максимумом, что является общим свойством широкого класса
таких моделей.
В лоренц-инвариантном случае возможен вклад в дипольную
составляющую анизотропии. Так, даже если весь
наблюдаемый диполь образован тахионом, то
соответствующий ему квадруполь не противоречит
наблюдательным данным.
Если возмущения тахионного типа и существуют, то их вклад
в анизотропию ниже текущей точности наблюдений.
Получены ограничения на массу и амплитуду тахиона для
двух общих типов дисперсионных соотношений.