ВОЗМОЖНОСТИ ИЗУЧЕНИЯ ПРОБЛЕМЫ СКРЫТОЙ ЭНЕРГИИ В МИССИИ «МИЛЛИМЕТРОН»

1. ВОЗМОЖНОСТИ ИЗУЧЕНИЯ ПРОБЛЕМЫ СКРЫТОЙ ЭНЕРГИИ В МИССИИ «МИЛЛИМЕТРОН» Н.А. Архипова АКЦ ФИАН Пущино, 10апреля 2013 г.

2. Первые наблюдательные указание на существование СЭ • Далекие Сверхновые SN Type Ia В 1998 году исследования яркости SN Type Ia показали нам, что во Вселенной доминирует то, что называется Темной Энергией, которая вызывает расширение Вселенной с ускорением. Нобелевская премия по физике 2011 г. присуждена астрономам Адаму Райссу, Солу Перлмуттеруи Брайану Шмидту «за открытие возрастания скорости расширения Вселенной посредством изучения отдаленных сверхновых звезд“. • Эволюционные треки функции масс скоплений галактик N(>M, z) Работы Нетты Бакал 1998 г. по построению эволюционной функции масс скоплений галактик показали, что без учета скрытой энергии эволюция теоретической функции масс скоплений галактик имеет больший наклон чем наблюдаемая. Возможная природа СЭ Космологическая постоянная или энергия вакуума, для которой P ∝ ρw, с w = -1. Динамическая скрытая энергия в форме скалярного поля – квинтэссенция, для которой w=w(z) и -1<w<0. Модифицированные теории гравитации на больших расстояниях. Различить модели 1 и 2 можно по поведению функции w(z). Различить модели 2 и 3 можно исследуя эволюцию роста возмущений плотности во Вселенной.

3. Тесты и искомые параметры для исследования СЭ Геометрические: Наблюдаемые расстояния до объектов D_obs(z) (или положение первого акустического пика L_obsв спектре CMBA) сравниваютсястеоретически рассчитываемыми D_тheor(z) (L_theor) инаходятся ограничение на (z) – плотность темной энергии,H(z) –постоянную Хаббла, w(z)=P/ρ, где P –давление и ρ –плотность ТЭ. Структурные: • Корреляционная функция галактик: Для выбранного каталога галактик с известными координатамиобъекта измеряется величина красного смещения объекта с максимально возможной точностью по спектральным наблюдениями линии Hα. Далее, из наблюдений находится спектр мощности или корреляционную функцию галактик: в исследуемом поле на небе по заданным координатам измеряются красные смещения галактик далее предполагается, P_redshift=(N-<N>)/<N>, где N- количество галактик в измеряемом объеме, <N> - среднее количество галактик в выборке.Взаимосвязь между наблюдаемым спектром мощности галактик и спектром мощности возмущений плотности предсказанных из линейнойтеории роста возмущений (P_real(k)= (k)), осложнено необходимостью учета трех физических эффектов:нелинейной стадииобразования структуры (вводится поправка из численного счета), галактический байсинг (соотношение между контрастом плотности галактик и контрастом полной массы в данной точке рассчитывается из физических соображений), и искажений в пространстве красных смещений за счет собственных движений галактик P_redshift(k)=P_real(k)(1+βμ) (Кайзер 1987г.), где параметр β связан с функцией роста линейных возмущений плотности f(a)=dlnδ(a)/dln(a) и галактическим байсингомb, μ косинус угла между лучом зрения наблюдателя и волновым вектором. Определенные методики позволяют из этого соотношения выделить функцию f(a) и, сравнив ее с теоретической f(z)= наложить ограничение не только на величину, но и на модель темной энергии: например, если верна ОТО, то для ΛCDM модели γ=0.545, для DPL модели гравитации γ=0.68,для f(R) модели γ=0.4. • Эволюция функции масс скоплений галактик Скопления галактик – это объекты, которые можно описывать в рамках линейной теории роста возмущений, поэтому они чувствительны к скорости роста возмущений плотности на данных масштабах. Сравнивая Теоретически рассчитанные эволюционные функции масс скоплений галактик N_theor(>M, z)с наблюдаемыми N_obs(>M, z), можно также получить функцию роста возмущений плотности по которой наложить ограничения величину и параметры модели ТЭ.

4. Текущие наземные экспериментыпо далеким галактикам • BOSS (1000-фабри-спектрограф, разрешение R~2000, длина волны 360-1000 нм, измерение красного смещения 1.5 миллионов галактик до z=0.7, спектр Lyman-α леса 160000 квазаров на красном смещении 2.2 < z < 3) • VIPERSкрупномасштабное распределение галактик плотностью и объемом сравнимо с каталогом галактик 2dFGRS, но для 0.5<z<1.2, измерено красное смещение около 100000 галактик в спектральном диапазоне (5500 А - 9500 A) на спектрометре низкого разрешения R=210 • WiggleZ (завершен) –инструмент AAOmega/2df multi-object спектрограф, измерено красное смещение для 238770 выбранных голубых эмиссионных галактик в пределах 0.2 < z < 1.0) Планируемые наземные экспериментыпо далеким галактикам • BigBOSSназемный эксперимент по изучению барионных акустических колебаний БАО и росту структуры по распределению далеких галактик на больших красных смещениях с использованием нового спектрографа с R=5000, покрывающего 3-х градусноеполе зрения и измеряющего красные смещения галактик на 0.2 < z < 3.5. • HETDEX – набор спектрографов, которые позволяют измерить красное смещение около 1 миллиона заранее отобранных Lyα(LAEs) галактик с известными координатами и красным смещением 1.9 < z < 3.5. Диапазон длин волн: 3500 до 5500 А. Спектральное Разрешение: 6.4 А (R = 800). Спектрограф ВИРУС будет измерять красное смещения 10 000 галактик каждую ночь, и миллион галактик в 100 ночей. Предел на чувствительность в линии излучения: 3,5 x 10-17 эрг/см2/sec. Предел на чувствительность в непрерывном спектре: S/N 10, при R = 22 mag. Время экспозиции в поле: 1200 секунд. Общее время наблюдений: 1200 часов (140 ночей). Wavelength 3500 A 4250 A 4850 A 5500 A Redshift for Lyα 1.9 2.5 3.0 3.5 Line Sensitivity (10-17 ergs/cm2/s) 9.5 3.9 3.4 3.5 Continuum Sensitivity (AB mag) 21.5 22.0 21.9 21.6

5. Планируемые космические экспериментыпо определению распределения далеких галактик и скоплений галактик по красным смещениям для изучения проблемы модели скрытой энергии EUCLID (ESA), WFIRST (NASA) – наблюдение в ближнем ИК-диапазоне распределения по красному смещению далеких Hα – эмиссионных галактик и скоплений галактик в поле 15000deg^2 для измерений с точностью в несколько процентов углового расстояния, параметра хаббла H(z), функций роста линейных возмущений плотности f(z) в большом диапазоне красных смещений z. • EUCLID будет исследовать эволюцию крупномасштабной структуры Вселенной по распределению галактик и скоплений галактик по красному смещению до z = 2, определяемому по спектрам галактик в ближнем ИК-диапазоне. Инструментальная база состоит из двух широкоугольных инструментов NISP P и NISP S спектральные каналы которых работают в диапазоне длин волн от 1.0 до 2.0 мкм со спектральным разрешением R=250 на 1 arcsec диаметра источника, с 0.300 arcsec на пиксел. • Астрофизическая обсерватория "Спектр - Рентген - Гамма" (СРГ) - ожидается, что в ходе наблюдений на которой будет открыто до 100 тысяч скоплений галактик, до которых будет необходимо измерить красное смещение, которое попадает в мкм диапазон. Возможные задачи для МИЛЛИМЕТРОНА В режиме одиночного зеркала наличие спектрометра со спектральным диапазоном 0.3-2 мкм позволило бы получать измерения красных смещений для отобранных заранее каталогов эмиссионных галактик с заданными координатами на небе для получения линейной скорости роста крупномасштабной структуры Вселенной для изучения свойств скрытой энергии. А также измерения красных смещений скоплений галактик для планируемых экспериментов для построения эволюции функции масс скоплений галактик в рамках изучения проблемы моделей темной энергии.