Диссертация (1149494), страница 11
Текст из файла (страница 11)
В последнее десятилетие наблюдения крупномасштабной структурыВселенной приводят к открытию неоднородностей все больших размеров, образованных галактиками и их скоплениями [17]. С групп и скоплений галактик,имеющих размеры порядка 1 Мпк, современные исследования переместилисьна структуры размерами 100 – 400 Мпк (SDSS сверх-скопления, в частности,Слоановская Великая Стена размером 420 Мпк [25]).80Полученные результаты согласуются с размерами и амплитудами неоднородностей, найденными другими исследователями для рассматриваемого поля COSMOS в спектральном обзоре 10k-zCOSMOS [37, 46], фотометрическомобзоре ALHAMBRA [47], а также в рентгеновском диапазоне [48].
В обзореALHAMBRA одно из полей (ALH-F4) находится внутри области обзора COSMOS,и для него обнаружены флуктуации, совпадающие как по амплитуде, так и поразмеру с полученными нами в интервале красных смещений 0.2 − 1.2. Наблюдения поля COSMOS в субмиллиметровом диапазоне [36] обнаружили избытокчисла галактик в интервале красных смещений 2.5 < z < 3.5, что совпадает ссоответствующей неоднородностью в исследуемой автором области. В целом результаты согласуются с размерами и амплитудами неоднородностей, найденныхдругими исследователями для рассматриваемого поля COSMOS в спектральном обзоре 10k-zCOSMOS [37, 46], фотометрическом обзоре ALHAMBRA [47],а также в субмиллиметровом диапазоне [36] и в рентгеновском диапазоне [48].В статье [20] найдены значительные флуктуации плотности числа галактикв срезах обзора COSMOS на различных красных смещениях, и подчёркивается,что эти структуры действительно существуют.
Было найдено 36 кандидатов вструктуры в диапазоне красных смещений 1.5 < z < 3.1 с массами 1015 M .Размеры наблюдаемых в радиальном направлении структур существенно превышают размеры поперечного сечения карандашных обзоров. При этом обнаруженные отдельные скопления галактик попадают в области пиков флуктуацийс малыми размерами бинов по красному смещению [45]. В частности, пик наz = 0.73 соответствует скоплению галактик, выделенному с помощью спектроскопических наблюдений в [30], а также 3 пика на z ∼ 0.35, z ∼ 0.7 и z ∼ 0.85в [37], что также обнаруживается и в настоящей работе.Окончательная интерпретация результатов дело будущих (и проводимых внастоящее время) спектральных и широкополосных наблюдений глубоких полей, таких как ALHAMBRA, BOSS, GAMA, VVDS, VIPERS, совместно с обзорами в других диапазонах длин волн.
Тем не менее, уже сейчас получены наблюдательные данные, согласующиеся с нашим выводом о наличии сверхбольших неоднородностей на больших красных смещениях. В частности, в работе[37] из анализа спектрального обзора 10k zCOSMOS сделан вывод о существовании “a very large structure in the zCOSMOS, centered at z ∼ 0.9 and extending81in radial direction over ∆z ∼ 0.2”.Таким образом, обнаружение флуктуаций числа галактик, проявляющихсяодинаковым образом в независимых наблюдениях, использующих независимыеметодики обработки данных, значительно уменьшает возможность неизвестных систематических ошибок. Это позволяет предполагать с большой степенью определенности, что наблюдаемые в поле COSMOS/UVISTA флуктуациидействительно относятся к космической дисперсии и, таким образом, являютсясвидетельством наличия положительных корреляций в пространственном распределении галактик с масштабами в тысячи Мпк.Фрактальная размерностьСоздан комплекс программ для моделирования искусственных распределенийгалактик с учётом геометрии выборок и функции светимости, позволяющийоценивать точность определения фрактальной размерности.
Для модельныхмножеств с числом точек N > 103 точность оценки фрактальной размерности достигает ∆D = 0.06 для условной плотности и ∆D = 0.03 для парныхрасстояний до введения модельной функции светимости и до вырезания галактического пояса. После введения ограничения по геометрии и по светимостипри условии сохранения общего числа точек точность методов падает вдвое.Примечательно, что в условной плотности в качестве параметра рассматривается радиус шара, а не диаметр, поэтому при сравнении методов можно домножить горизонтальную ось на два.
Главными параметрами, определяющимиточность оценки фрактальной размерности является число точек и количествогенераций. В процессе проверки точности также было выявлено преимуществометода парных расстояний перед условной плотностью на малых масштабах.Таким образом, кривая парных расстояний выходит на степенную зависимость уже с масштаба, равного удвоенному размеру элементарной ячейки фрактальной структуры. В тот же момент условная плотность начинает работать смасштаба, который в 4 ÷ 8 раз больше размера элементарной ячейки, в зависимости от представительности выборки и величины фрактальной размерности.На больших масштабах оба метода испытывают проблемы. В условной плотности происходит усреднение по малому числу шаров, а в парных расстояниях82распределение ведет себя непредсказуемым образом или близким к однородному.Для случая полной небесной сферы оценка фрактальной размерности распределения источников ИГВ составила D = 2.6±0.12 на R = 1.5÷2.5 (d = 3÷5)Гпк для условной плотности и D = 2.6 ± 0.06 для l = 1.5 ÷ 6.0 Гпк.
В случаес вырезанным галактическим поясом условная плотность не дает однозначногорезультата, и ее распределение не отличимо от однородного. Парные расстояниядемонстрируют устойчивую степенную зависимость D = 2.6 ± 0.06 и практически не меняют интервал линейного участка l = 1.5 ÷ 5.5. Таким образом, намасштабах ≈ 3 ÷ 5 Гпк есть свидетельства степенного поведения корреляций.На размерностях близких к D = 3 с учетом селекционных эффектов методыдают систематически завышенную оценку для модельных множеств примернона ∆D = 0.1. С учетом данного смещения нужно сделать коррекцию результатадля получения более адекватной оценки. Таким образом, оценка фрактальнойразмерности наблюдаемого распределения ИГВ составляет D = 2.55 ± 0.06.Сравнение с оценкой фрактальной размерности галактик в обзоре CF-2 свидетельствует об эволюции корреляционных свойств распределения галактик.Наработки по исследованию устойчивости методов оценки фрактальной размерности, продемонстрированные на примере каталога Cosmicflows-2, будут использованы в дальнейших исследования каталога красных смещений 2MASS(2MRS) и каталога галактик с расстояниями, посчитанными без использованиякрасного смещения, Cosmicflows (2, 3, ...).БлагодарностиАвтор выражает искреннюю благодарность Ю.
В. Барышеву, А. А. Троню,А. Б. Шнейвайсу и А. А. Райкову, а также Н. Ю. Ловягину, К. С. Широковой, Д. И. Техановичу, И. А. Соловьеву и А. Д. Паруль за помощь и полезные советы. Отдельная благодарность сайтам за возможность использования каталогов: COSMOS [68], zCOSMOS [72], XMM-Newton [73], UVISTA [70],ALHAMBRA [71], HDF-N [69], GRB Swift [74], GRB-catalog by Tilan Ukwatta [75]и Cosmicflows 2 [76].83Список литературы[1] Барышев Ю.В., Теерикорпи П.
Фрактальный анализ крупномасштабногораспределения галактик. // Бюллетень САО РАН. – 2006. – Т. 59. – С.92.[2] Герасим Р.В., Орлов В.В., Райков А.А. Исследование крупномасштабногораспределения источников гамма-всплесков методом попарных расстояний.// Астрофизика. – 2015. – Т. 58. – N 2.[3] Ловягин Н.Ю. Статистические свойства пространственного распределениягалактик. // Астрофиз.Бюлл.
САО РАН. – 2009. – Т. 64. – C.223.[4] Лукаш В.Н., Михеева Е.В. Физическая космология. // М.: «Физматлит»,2010. – 404 с.[5] Мандельброт Б. Фрактальная геометрия природы. // М.: «Институт компьютерных исследований», 2002. – 676 c.[6] Набоков Н.В., Барышев Ю.В. Метод анализа пространственного распределения галактик на масштабах в гигапарсеки. I. Исходные принципы. //Астрофизика.
– 2010. – Т. 53. – C.105.[7] Набоков Н.В., Барышев Ю.В. Метод анализа пространственного распределения галактик на масштабах в гигапарсеки. II. Применение к сетке обзоровHUDF-FDF-COSMOS-HDF. // Астрофизика. – 2010. – Т. 53. – C.117.[8] Пиблс Ф.Дж.Э. Структура Вселенной в больших масштабах.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
