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

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 Перлмуттеру и 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 1.Космологическая постоянная или энергия вакуума, для которой P ρw, с w = Динамическая скрытая энергия в форме скалярного поля – квинтэссенция, для которой w=w(z) и -1

Тесты и искомые параметры для исследования СЭ Геометрические: Наблюдаемые расстояния до объектов D_obs(z) (или положение первого акустического пика L_obs в спектре CMBA) сравниваются с теоретически рассчитываемыми D_тheor(z) (L_theor) и находятся 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 координатами объекта 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- )/, где N- количество галактик в измеряемом объеме, - среднее количество галактик в выборке. Взаимосвязь между наблюдаемым спектром мощности галактик и спектром мощности возмущений плотности предсказанных из линейной теории роста возмущений (P_real(k)= (k)), осложнено необходимостью учета трех физических эффектов: нелинейной стадии образования 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 байсингом b, 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.

Текущие наземные эксперименты по далеким галактикам BOSS (1000-фабри-спектрограф, разрешение R~2000, длина волны нм, измерение красного смещения 1.5 миллионов галактик до z=0.7, спектр Lyman-α леса квазаров на красном смещении 2.2 < z < 3) VIPERS крупномасштабное распределение галактик плотностью и объемом сравнимо с каталогом галактик 2dFGRS, но для 0.5

Планируемые космические эксперименты по 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 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 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.