Классические космологические тесты на основе данных об объектах глубоких полей тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

604616270

САНКТ-ПЕТЕРБУРГСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ

На правах рукописи

Набоков Никита Валентинович

КЛАССИЧЕСКИЕ КОСМОЛОГИЧЕСКИЕ ТЕСТЫ НА ОСНОВЕ ДАННЫХ ОБ ОБЪЕКТАХ ГЛУБОКИХ ПОЛЕЙ

Специальность 01.03.02 астрофизика и звездная астрономия

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

-9 ДЕК 2010

Санкт-Петербург 2010

004616270

Работа выполнена па Кафедре астрофизики Математико-механнческого факультета Санкт-Петербургского государственного университета

Научный руководитель:

доктор физико-математических наук

Барышев Юрий Викторович

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук, профессор Гнедин Юрий Николаевич,

Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН;

доктор физико-математических наук Комберг Борис Валентинович,

Астрокосмический центр Физического института им. II.Н. Лебедева РАН.

Ведущая организация:

Специальная астрофизическая обсерватория РАН.

Защита состоится 21 декабря 2010 г. в 15 ч. 30 м. на заседании совета Д 212.232.15 по защите докторских и кандидатских диссертаций при Санкт-Петербургском государственном университете по адресу: 198504, Санкт-Петербург, Старый Петергоф, Университетский пр., 28, ауд. 2143 (Математико-мсханичсский факультет).

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке СПбГУ.

Автореферат разослан

Ученый секретарь диссертациоиого совета

Общая характеристика работы

Актуальность темы Одной из наиболее актуальных задач современной

космологии является изучение эволюции галактик и крупномасштабной структуры на больших красных смещениях. Прямые наблюдательные данные о сверхдалеких галактиках становятся в последние годы доступными благодаря использованию методики измерения фотометрических красных смещений большого количества слабых галактик, что недоступно обычным спектральным наблюдениям. В настоящее время завершен ряд многополосных фотометрических обзоров глубоких полей галактик, таких как HUDF, содержащего ~ 104 галактик с красными смещениями достигающими г « 10 (Beckwit.li et. al., 2006), (Bowens et al., 2009), и COSMOS содержащего ~ 10е галактик с красными смещениями достигающими z и 3 (Massey et al., 2007а),

(Massey et al., 2007b), общее описание глубоких обзоров галактик дано в работе Решетникова (Решетников, 2005).

Наблюдения предельно далеких галактик дают возможность применить классические космологические гесты к современным моделям Вселенной. Задача наблюдательной проверки космологических моделей была впервые сформулирована в работе (Hubble k Tolman, 1935), а также как главная программа для 5-ти метрового телескопа Хэйла в 60-е годы (Sandage, 1961). Главную роль в космологических тестах играют эталоны астрофизических величии, которые используются как неизменные реперы и позволяют находить правильную космологическую модель.

К сожалению эта идеализированная картина не работает. Изучение физических характеристик объектов на больших красных смещениях осложняется тем, что прямые наблюдательные данные включают нескольких компонент: «базисная космологическая модель + модель эволюции I эффекты селекции». Разделение их вкладов представляет труднейшую задачу, которую необходимо решать при использовании классических космологических тестов. Предыдущие работы, посвященные анализу классических космологических тестов (Sandage et al., 1988), (Yoshii & Takahara, 1988), (Baryshev et al., 1994) опирались на доступные в то время наблюдения галактик в интервале красных смещений 0.1 - 1.0. Уже тогда было установлено, что космологические тесты должны учитывать одновременно как

выбор космологической модели, так и эволюционные изменения параметров

галактик и возможные эффекты наблюдательной селекции. Продвижение в последние годы на порядок по красным смещениям в наблюдении глубоких полей галактик делает особенно актуальным анализ классических космологических тестов на основе новых наблюдательных данных.

Особая значимость классических космологических тестов в оптическом диапазоне связана с тем, что они опираются на непосредственно наблюдаемые оптические объекты, расстояния до которых можно измерить по сдвигу линейчатого и непрерывного спектра. Оптическая астрономия имеет- дело с: галактиками, находящимеся в интервале красных смещений от 0 до ~ 10, тогда как космологические тесты на основе данных о фоновом микроволновом излучении относятся к z ~ 1000 и опираются на модельные параметры выводимые из наблюдений флуктуаций МФИ. В оптической астрономии накоплено большое количество наблюдательных данных для красных смещений z < 10, поэтому актуальна задача поиска взаимно согласованной модели, в которой наблюдаемые характеристики локальных галактик и структур будут совместимы с предсказаниями модели, выводимой из анализа МФИ. Актуальность темы диссертации обусловлена тем, что результаты проведения классических космологических тестов на основе наблюдений предельно далеких галактик необходимы для построения адекватной модели Вселенной, согласованной как с наблюдениями МФИ так и с оптическими наблюдениями эволюции галактик и крупномасштабной структуры Вселенной.

Цель и задачи исследования Целью работы является построение и анализ космологических соотношений угловой размер - красное смещение Q(z), поверхностная яркость - красное смещение J(z) и число галактик - красное смещение N(z) на основе данных глубоких полей COSMOS, IIUDF, IiDF-N и FDF. Основной задачей исследования является получение количественной оценки вкладов от выбора космологической модели, модели эволюции галактик и возможных эффектов селекции.

В задачи исследования входило:

• Построение выборок галактик, необходимых для проведения космологических тестов.

• Проведение космологических тестов «Угловой размер - красное смещение» п «Поверхностная яркость - красное смещение» с использованием сетки космологических модели"! с разными наборами

параметров плотности н степенной модели эволюции линейного размера н поверхностной яркости галактик, разных спектральных / морфологических типов.

• Изучение радиальных распределений галактик в глубоких полях COSMOS, HUDF, HDF-N н FDF.

• Разработка метода поиска возможных сверхбольших структур в сетке глубоких полей в объеме Вселенной, доступном глубоким полям.

Научная новизна Основными новыми элементами исследования являются:

• Впервые построены единые выборки с необходимыми параметрами для проведения космологических тестов на основе глубоких полей: COSMOS - самого большого по числу галактик 10°) и HUDF - самого глубокого по красному смещению (до z ~ 10).

• Впервые на основе совместных данных нолей HUDF и COSMOS в интервале красных смещений 0.1 - 10 построены космологические соотношения «Угловой размер - красное смещение» и «Поверхностная яркость - красное смещение».

• Впервые получены оценки параметров эволюции линейных размеров п поверхностной яркости для различных типов и подтипов галактик для различных комбинаций параметров плотности ilm и il.,,.

• Впервые, на основе космологического теста N(z)u корреляционного анализа крупномасштабной структуры Вселенной разработан метод космической томографии для поиска возможных неоднородностей в трехмерном распределении галактик на масштабах в Гик. В качестве апробации разработанного метода, были выбраны глубокие поля COSMOS, HUDF, HDF-N и FDF.

Научная и практическая ценность работы Обзоры глубоких полей, таких как COSMOS и IIUDF чрезвычайно объемная задача выполняемая большими международными коллективами астрономов, включающая сотни ученых из десятков

стран, при этом используются огромные финансовые затраты. Полученные этими группами первичные наблюдательные данные доступны через соответствующие сайты, что дает возможность повысить эффективность этих обзоров через использование другими астрономами обзоров для выполнения оригинальных задач в космологии.

В настоящей работе использованы эти глубокие обзоры для проведения классических космологических тестов в оригинальной постановке, включая оценку эволюции параметров галактик разных морфологических типов, используя сетку космологических моделей с разными наборами параметров плотности. Разработанный метод отождествления возможных сверхбольших структур па расстояниях в Гик позволяет организовать наблюдательную программу Космической томографии, что является весьма перспективным направлением в изучении крупномасштабной структуры Вселенной в интервале красных смещений 0.5 — 5.

Результаты проведения классических космологических тестов на основе наблюдений предельно далеких галактик необходимы для построения адекватной модели Вселенной, согласованной как с наблюдениями МФИ так и с наблюдениями локальных галактик и структур.

Полученные в данной работе количественные ограничения на значения комбинаций параметров эволюции линейных размеров и поверхностной яркости галактик, совместимых с комбинацией параметров плотности ilm и

необходимы для

дальнейшего развития космологических моделей, моделей эволюции галактик и

структур. Оценки линейных размеров и амплитуд кандидатов в сверхбольшие

структуры дают наблюдательные ограничения на модели эволюции крупномасштабной структуры Вселенной.

Апробация результатов Результаты настоящей работы докладывались:

1. на семинарах кафедры астрофизики СПбГУ 2009, 2010 гг.

2. па семинаре обсерватории университета г. Турку 2009 г.

3. на конференции Физ.фака «Наука и прогресс», 2007 г.

4. на международной конференции Practical Cosmology, 2008 г.

Содержание диссертации Диссертация состоит из введения, семи глав списка цитируемой литературы. Полный объем диссертации 83 страницы машинописного текста, включая 30 рисунков, 19 таблиц и список цитируемой литературы из 94 наименований.

В первой(введение) главе дается краткое описание истории изучаемого вопроса, формулируются цели и задачи исследования, перечислены положения, выносимые на защиту, рассматривается актуальность темы исследования, описывается научная новизна и научная и практическая ценность работы. Указана апробация результатов и личный вклад автора.

Во второй главе дается обоснование выбора методов проверки Космологических моделей. Рассматривается постановка задачи о классических космологических тестах, дается символическая связь между наблюдаемыми и теоретическим величинами. Далее, рассматривается история изучения классических космологических тестов в сравнении с условиями проведения тестов на сегодняшний день, обсуждается вопрос о современных космологических моделях, эволюции галактик а также наблюдательной селекции, влияющей на результаты исследования.

В данной главе обосновывается использование глубоких полей COSMOS, HUDF, HDF-N и FDF, описывается каждое нз изучаемых нолей с подробными параметрами: координаты поля, дата и место проведения наблюдений, размеры поля, число фотометрических фильтров и глубина ноля по красным смещениям, общее число отождествленных галактик.

В третьей главе описывается методика формирования используемых каталогов галактик. Проводится построение выборок и подвыборок галактик глубоких полей необходимых для проведения космологических тестов «угловой размер красное смещение», «поверхностная яркость красное смещение» и «флуктуации чисел галактик». Отдельно показана схема, построения собственного каталога галактик па основе глубокого поля HUDF.

Приводятся таблицы иодвыборок галактик, используемые при проведении косм ологическi ix тестов.

Приводятся распределения основных величин 0, гщ и zph„i (угловые размеры, видимые звездные величины в фильтре i и фотометрические красные смещения соответственно) полет"! COSMOS и HUDF, включая абсолютные звездные величины, влияющие на построение иодвыборок галактик. Подробно рассмотрена задача получения фотометрических красных смещений. Здесь рассматривается вопрос о методике и точности получения фотометрических красных смещений.

Метод получения фотометрических красных смещений опирается на особенности непрерывных спектров далеких галактик, получение которых доступно на основе широкополосной фотометрии. Для оценки диапазона, длин воли (или фильтров), в которых могут возникать неопределенности при определении фото-z, рассматривается соотношение Arn = пц — т-в для различных типов шаблонных спектров галактик.

В заключении третьей главы, приводятся расчеты поправок и редукций, применяемых при определении фотометрических красных смещений.

В четвертой главе дается вывод теоретических соотношений используемых в космологических тестах «угловой размер — красное смещение», «поверхностная яркость красное смещение» и «флуктуации чисел галактик» на основе моделей Фридмана. Другие космологические модели, рассматриваемые в современной теоретической физике, могут быть включены в сетку фридмановс.ких моделей с различными наборами параметров плотности. Приводятся соотношения для метрического расстояния l(z) в случае различных комбинаций параметров плотности, в качестве опорных значений взяты: £lm = 1 и П„ = 0, ilm = 0 и Г2„ = 1, йт = 0 и 0„ = 0 и iiTO = 0.3 и ii„ = 0.7. Затем, для космологических тестов «угловой размер красное смещение» и «поверхностная яркость — красное смещение» приводятся теоретические соотношения B(z) и J(z) с учетом эволюции линейных размеров и поверхностной яркости. Также проведены расчеты k-поправок для галактик разных морфологических типов в широком интервале красных смещений z 0-6.

Далее разработан оригинальный метод поиска возможны сверхбольших структур, использующий радиальные распределения фотометрических красных смещений и методы корреляционного анализа пространственного распределения галактик. Описываются масштабы, доступные наблюдениям для сетки глубоких полей. Для моделирования однородного ограниченного

по звездной величине распределения галактик в глубоком поле используется эмпирическая формула с четырьмя свободными параметрами. Для определения областей повышенной и пониженной концентрации галактик используется формула ожидаемого отклонения от однородное™, которая дает возможность оценить размеры и амплитуды сверхбольших структур. Обсуждаются эффекты селекции и систематические ошибки определения фотометрических красных смещений, которые могут вносить существенный вклад в наблюдаемые отклонения от однородности. В качестве примера использования метода космической томографии обсуждаются наблюдения на телескопе БТА CAO РАН.

В пятой главе приводятся результаты определения параметра эволюции линейных размеров k, а также параметр эволюции поверхностной яркости р как с учетом k-ноиравки, так и без нее. Здесь используются выборки галактик полученные в предыдущих главах. Большие объемы выборок галактик глубоких полей позволяют проследить эволюцию отдельно для галактик разных типов. Результаты представлены различными графиками и таблицами.

В данной главе приводятся результаты применения метода поиска сверхбольших структур в полях COSMOS, HIJDF, HDF-N и FDF. Для каждого из полей указаны параметры модельного распределения галактик в радиальном направлении, а также выделены области повышенной и пониженной концентрации галактик. Результаты выделения сверхбольших структур в радиальном направлении приводятся в таблицах.

В шестой главе проводится анализ полученных результатов определения величины параметра эволюции линейных размеров и поверхностной яркости галактик. Согласно проведенному космологическому тесту «угловой размер -красное смещение»), галактики поздних типов (иррегулярные и спиральные) имеют наибольший параметр эволюции линейных размеров, в то время как ранних типов (эллиптические галактики) - наименьший параметр эволюции.

Согласно космологическому тесту «поверхностная яркость - красное смещение» величина параметра эволюции поверхностной яркости галактик поздних типов (иррегулярные и спиральные) имеет большее значение, чем для галактики ранних типов (эллиптические).

Согласно космологическому теслу «число галактик - красиое смещение» обнаружены кандидаты в сверхбольшие структуры в полях COSMOS, HUDF, HDF-N, FDF.

В седьмой (заключении) главе обсуждаются перспективы использования

классических космологических тестов в глубоких полях, которые становятся важнейшей частью современной наблюдательной космологии.

Основные результаты, выносимые на защиту

1. Создана объединенная выборка, и система подвыборок галактик, необходимых для проведения космологических тестов, на основе глубоких обзоров COSMOS и HUDF, включая оригинальную опорную выборку HUDF для изучения возможных эффектов селекции.

2. Построена сетка эмпирических моделей эволюции крупномасштабных характеристик галактик разных типов, размеров, поверхностных яркостей для разных космологических моделей.

3. Разработан метод космической томографии для системы глубоких полей, позволяющий проводить анализ трехмерного распределения галактик на масштабах в Гигапарсекн.

4. Применения метода космической томографии к наблюдательным данным полей COSMOS, HUDF, HDF-N, FDF позволило обнаружить кандидаты в сверхбольшие структуры в интервале красных смещений 1-5.

Список публикаций автора по теме диссертации

1. Набоков II.В., Барышев Ю.В., Классические космологические тесты для галактик сверхглубокого хаббловского поля, Астрофизический бюллетень, том 63, 3, 215 - 229, 2008.

2. Набоков Н.В., Барышев Ю.В., Метод анализа пространственного распределения галактик на масштабах в гнгапарсеки. Исходные принципы, Астрофизика, том 53, 1, 91 - 100, 2010.

3. Набоков Н.В., Барышев 10.В., Метод анализа пространственного распределения галактик на масштабах в гигапарсекн. Применение к сетке обзоров HUDF-FDF-COSMOS-HDF., Астрофизика, 2009, 53, 1, 117-129,2010.

Личный вклад автора Во всех принимал участие в обсуждении результатов. Все вычисления и их работы.

совместных работах автор работы постановки задачи и обсуждении представление принадлежат автору

Литература

iBeckwitli et al., 2006] Beckwith et al., 2006, AJ, 132, 5, pp. 1729-1755. [Bowens et al., 2009] R. J. Bouwens, G. D. Illingworth et al., astro-ph 0912.4263. |Massey et al., 2007a] R.Massey, J.Rhodes, R.Ellis et al., Nature, 2007, 445, 286.

[Massey et al., 2007b| R.Massey, J.Rhodes, A.Leauthaud et al., ApJ., 2007,172,

239.

[PcineTiniKOB, 2005] B.n.PemeTimKOB, Y$H, 2005, 175, 1163.

[Hubble k Tolinan, 1935] Hubble, E., Tolman R„ C., ApJ., 1935, 82, pp. 302337.

[Sandage, 1961] Sandage A., ApJ, 1961, 133, 355.

[Sandage et al., 1988] Annual review of astronomy and astrophysics, 1988, 26, pp. 561-630.

[Yoshii k Takahara, 1988] ApJ,1988, Part 1, 326, pp. 1-18. [Baryshev et al., 1994] Vistas in Astronomy, 1994, 38, 4, pp. 419-500.

Подписано в печать: 12.11.10 Формат 60x84 1/16 Бумага офсетная. Гарншура Times. Печать трафаретная. Печ.л. 1,0

Тираж 100 экз. Заказ: 1313 Отпечатано: Учреждение «Университетские Телекоммуникации» 197101, Санкт-Петербург, Саблннская ул., 14 +7 (812) 915-14-54, zakaz@TiBir.ru, www.TiBir.ru

1 Введение

1.1 Общая характеристика работы.

1.1.1 Актуальность темы.

1.1.2 Цель и задачи исследования.

1.1.3 Научная новизна.

1.1.4 Научная и практическая ценность работы.

1.1.5 Основные результаты, выносимые на защиту

1.1.6 Апробация результатов

1.2 Список публикаций автора по теме диссертации.

2 Обоснование выбора методов проверки космологических моделей

2.1 Выбор исследуемых космологических тестов.

2.1.1 Классические космологические тесты.

2.1.2 Тест Q-Z.

2.1.3 Тест J - z

2.1.4 Тест N-z.

2.2 Космологические модели, модели эволюции и эффекты селекции.

2.2.1 Современный подход к моделям Вселенной.

2.2.2 Сценарии эволюции галактик.

2.2.3 Эффекты наблюдательной селекции.

2.3 Выбор глубоких полей для проведения тестов

2.3.1 Поле COSMOS.

2.3.2 ПолеНШР.

2.3.3 Поле HDF-N

2.3.4 FDF.

3 Построение составных каталогов

3.1 Методика формирования выборок

3.2 Распределение величин в составных каталогах.

3.3 Оценка фотометрических красных смещений.

3.3.1 Точность метода фото-z.

3.3.2 Методика получения фото-z.

3.3.3 Особенности спектров далеких галактик на больших z.

3.3.4 Неопределенности при определении фото-z.

3.3.5 Поправки и редукции.

3.3.6 Сравнение фото-z.

4 Вывод основных теоретических соотношений

4.1 Метрическое расстояние - красное смещение.

4.2 Степенная эволюция углового размера.

4.3 Степенная эволюция поверхностной яркости.

4.4 К-поправка.

4.5 Метод космической томографии.

4.5.1 Наблюдаемые особенности крупномасштабной структуры.

4.5.2 Метод обнаружения сверхбольших структур

4.5.3 Модельные распределения для однородных и коррелированных структур.

4.5.4 Ожидаемые отклонения от однородности.

4.5.5 Эффекты селекции.

4.5.6 Применение метода объемной томографии.

5 Расчет параметров эволюции

5.1 Эволюция линейных размеров галактик.

5.2 Эволюция поверхностной яркости галактик.

5.3 Эволюция крупномасштабной структуры.

5.3.1 N(z) для выборки COSMOS.

5.3.2 N(z) для выборки FDF.

5.3.3 N(z) для выборок из HUDF.

5.3.4 N(z) для выборки HDF-N.

5.3.5 Сравнение полей.

5.3.6 Реальные скопления.

5.3.7 Другие глубокие обзоры.

6 Основные выводы

6.1 Линейные размеры галактик разных морфологических типов и светимостей в разных космологических моделях

В контексте стандартной космологической модели (f)m = 0.3, Q,v = 0.7) для галактик полей COSMOS и HUDF параметр эволюции линейных размеров к меняется в значительном диапазоне (от -1 до 2.5). Для галактик как с фотометрическими, так и со спектральными красными смещениями поля COSMOS (см. таблицы 10 и 11), параметр эволюции к имеет наибольшее значение для спиральных и эллиптических галактик, в то время как для галактик иррегулярных типов имеет наименьшее значение. Для галактик со спектральными красными смещениями параметр эволюции имеет отрицательные значения (спиральные и иррегулярные типы галактик), что объясняется малой глубиной выборок tzCMM2bs\ и tzCМM25S2 по красным смещениям (zspec < 1).

Для выборок thHpi и thHp2 поля HUDF параметр к (см. таблицу 12) имеет наибольшее значение для галактик спиральных и иррегулярных типов, наименьшее - для галактик эллиптических типов.

Из таблицы 13 видно, что в объединенной выборке галактик полей COSMOS и HUDF параметр эволюции к имеет наибольшее значение для галактик спиральных и иррегулярных типов, в то время как для галактик эллиптически типов - наименьшее.

Для других комбинаций параметров плотности, параметр эволюции к ведет себя аналогичным образом, т.о. видно, что эволюция линейных размеров галактик в большей степени проявляется у галактик поздних спектральных типов на больших красных смещениях (поле HUDF). На малых красных смещениях (поле COSMOS) эволюция линейных размеров проявляется неоднозначно, что может говорить о сложной модели эволюции галактик на различных красных смещениях.

6.2 Поверхностные яркости галактик разных морфологических типов и светимостей

Из таблиц 14 и 15 видно, что наименьшее значение параметра эволюции поверхностной яркости принадлежит галактикам иррегулярных типов, далее параметр р увеличивается для галактик спиральных и эллиптических типов. Таким образом, иррегулярные галактики имеют наибольшее значение поверхностной яркости, далее у спиральные галактик поверхностная яркость спадает, а у эллиптических она становится еще меньше.

Такое поведение параметра эволюции поверхностной яркости наблюдается для галактик различных выборок как по полям (COSMOS, HUDF), так и по диапазонам абсолютных звездных величин.

6.3 Сверхбольшие структуры галактик

В наблюдательной космологии в последнее время заметна тенденция к открытию все больших размеров структур в пространственном распределении галактик. В настоящей работе на основе предложенного метода, было показано, что распределения галактик по фотометрическим красным смещениям в сетке глубоких обзоров галактик могут быть использованы в качестве инструмента исследования сверхбольших структур во Вселенной с размерами достигающими тысяч Мпк.

Анализ распределений галактик по фотометрическим красным смещениям в глубоких полях COSMOS, FDF, HUDF и HDF-N показал, что наблюдаемые флуктуации чисел галактик в больших бинах красных смещений (0.1 - 0.3) значительно превышает уровень ар и, следовательно, могут быть обусловлены коррелированными структурами. Существенный вклад в наблюдаемые флуктуации так же могут давать систематические эффекты, которые требуют дополнительного исследования.

Интересным фактом является то, что относительные флуктуации плотности в полях COSMOS-HUDF-FDF имеют похожее поведение. Поскольку данные по этим полям получены на разных инструментах и обработаны с помощью разных программных систем, то представляется возможным, что существенный вклад в наблюдаемые флуктуации дают реальные сверхбольшие структуры. Таким образом, можно сделать предположение, что наблюдаемые флуктуации могут содержать так же сигнал соответствующий сверхбольшим структурам в пространственном распределении галактик с масштабами в Гигапарсеки. Например, поля HUDF и FDF разнесены на небе друг относительно друга на 36 градусов, следовательно поперечный размер сверх-болыной структуры на расстоянии z — 1 составляет около 1700 Мпк/h.

Существование сверхбольших структур согласуется с уже известными большими структурами во Вселенной, полученными различными наблюдательными методами. Например, хорошо известна структура размером около 500 Мпк/h, открытая в обзоре SDSS (Sloan Great Wall (Gott et al., 2005)). В работе (Sylos Labini et al., 1998) на основе каталогов красных смещений, доступных до 1998 г., найдено свидетельство наличия структур с размерами до 1000 Мпк/h. Из анализа каталога SDSS LRG DR5 в работе (Васильев, 2008) обнаружены большие флуктуации концентрации галактик на масштабах 100 - 300 Мпк/h. В работе (Padmanabhan et al., 2007) используя фотометрические красные смещения выборки галактик SDSS LRG найдено, что степенной закон спектра мощности продолжается до масштабов Л = 1200 Мпк.

Можно отметить, что открытие крупномасштабного «темного потока», как на основе наблюдений эффекта Сюняева-Зельдовича для рентгеновских скоплений галактик (Kashlinsky et al., 2008), так и пекулярных скоростей галактик (Watkins et al., 2009), означает существование крупномасштабного движения всего местного объема размером 300 Мпк/h, что согласуется с существованием сверхбольших структур с масштабами в 1000 Мпк/h.

Для будущего изучения пространственного распределения галактик на Гигапарсеках необходимы:

• организация наблюдений сетки глубоких многополосных обзоров, покрывающих большую область небесной сферы, с ячейкой ~ 10° х 10°, в узлах которых находятся поля размером ~ 10' х 10',

• использование разных телескопов и методик оценки фото-z для наблюдений одних и тех же глубоких полей,

• использование модельных радиальных распределений галактик, получаемых из LCDM моделей эволюции крупномасштабной структуры в интервале красных смещений 0.1 - 6,

• изучение распределения красных смещений гамма-всплесков (GRB) в различных областях неба,

• построение искусственных каталогов однородно распределенных галактик, в которых моделируется процесс наблюдения глубоких полей и систематические эффекты, связанные с оценкой фотометрических красных смещений.

7 Заключение

Перспективным методом исследования строения и эволюции Вселенной на красных смещениях х ~ 1 Ч- 10 является изучение галактик в глубоких полях и обзорах. Уже существуют наблюдения около десятка полей в некоторых направлениях. Наблюдения глубоких и сверх-глубоких полей галактик требуют больших финансовых вложений и проводятся большими интернациональными коллективами, поэтому особенно важным является извлечение всей доступной информации из реально наблюдаемых объектов на больших красных смещениях.

Основным достоинством оптических и ИК наблюдений является то, что красные смещения, т.е. космологические расстояния, измерены непосредственно по спектру (линейчатому или непрерывному). Постклассические космологические тесты выполнены с помощью радио измерений микроволнового фонового излучения. В радиодиапазоне невозможно измерить непосредственно красное смещение, и только принимая ряд модельных предположений, можно связать наблюдательные параметры МФИ с состоянием до его источников.

Классические космологические тесты оптической астрономии, предложенные еще Хабблом, Толменом и Сэндиджем в 1940-1960 годах, становятся еще более актуальными сейчас, когда глубина проникновения в мир галактик возросла в сотни раз. Проводимое в настоящей диссертации исследование показало, что наблюдения глубоких полей содержит важную информацию для построения моделей эволюции галактик и крупномасштабной структуры на гг ~ 1 -г 10. Эволюция линейных размеров и поверхностной яркости галактик разных спектральных типов, а также флуктуация числа галактик в радиальных распределениях требует дальнейших исследований для уточнения и исключения возможных систематических ошибок.

Наиболее интересным направлением является космологическая томография Вселенной на масштабах в Гигапарсеки с помощью наблюдений сетки полей. В частности, проведены наблюдения глубокого поля вокруг 7-всплесков с известными красными смещениями на ВТА ОАО РАН (Барышев и др., в печати). В перспективе число обнаруженных 7-всплесков будет расти до 1000 в год.

1. Барышев и др., в печати. Ю.В. Барышев , Соколов И.В, Москвитин

2. A.C., Набоков Н.В., Браджеш Кумар, Астрофизический Бюллетень САО РАН, в печати.

3. Васильев, 2008. Н. Васильев, Астрофизика, 51, N3, 320, 2008.

4. Ловягин, 2009. Н.Ю.Ловягин, Астрофизический Бюллетень САО РАН, 64, 213, 2009.

5. Решетников, 2005. В.П.Решетников, УФН, 175, 1163, 2005.

6. Решетников, 2003. Поверхностная фотометрия галактик, Решетников, СПб, СПбГУ, 152, 2003.

7. Москвитин, 2008. A.S.Moskvitin, E.Sonbas, I.V.Sokolov, T.A.Fatkhullin, In Practical Cosmology, 2, 228, 2008.

8. Фатхуллин и др., 2004. Т.А.Фатхуллин, А.А.Васильев,

9. B.П.Решетников, Письма в АЖ, 30, 323, 2004.

10. Appenzeller et al., 2004. ¡.Appenzeller, R.Bender, A.Böhm et al, Messenger, 116, 8, 2004.

11. Avila-Reese, 2007. V. Avila-Reese, Ap&SS Proceedings, pp. 115-165, 2007.

12. Baryshev et al., 1994. Y.V. Baryshev et al., Vistas in Astronomy, 38, 4, pp. 419-500, 1994.

13. Beckwith et al., 2006. Beckwith, Steven V. W., Stiavelli, Massimo; Koeke-moer, Anton M. et al. The AJ, 132, Issue 5, pp. 1729-1755, 2006.

14. Bloom, 2003. J.S.Bloom, AJ, 125, 2866, 2003.

15. Bolzonella et al., 2000. M.Bolzonella, J.-M.Miralles, R.Pello, A&ApJ, 363, 476, 2000.

16. Bekenstein, 2004. Bekenstein J. D. Phys. Rev. D, 70, 083509, 2004.

17. Benitez et al., 2009. N.Benitez, M.Moles, J.Aguerri et al., ApJ, 692, 5, 2009.

18. Benitez et al., 2009. N.Benitez, E.Gaztanaga, R.Miquel et al., ApJ, 691, 241, 2009.

19. Bouwens et al., 2009. R. J. Bouwens, G. D. Illingworth, I. Labbe et al., astro-ph/0912.4263, 2009.

20. Budavari, 2009. T.Budavari et al., ApJ, 695, Issue 1, pp. 747-754, 2009.

21. Buchert et al., 2009. T. Buchert, G. Ellis et al., Gen.Rel.Grav, 41, pp. 20172030, 2009.

22. Clochiatti et al., 2006. A. Clocchiatti, P. Schmidt, and A. Filippenko, ApJ. 642, 1, 2006.

23. Coe et al., 2006. Dan Coe, Narciso Benitez, Sebastian F. Sanchez et al., AJ, 132, pp. 926-959, 2006.

24. Coleman et al, 1980. G. D. Coleman, C. C. Wu , D. W. Weedman, ApJS, 43, 393, 1980.

25. Colless et al., 2001. M. Colless , et al., Mon.Not.R.Acad.Soc, 328, pp. 10391063, 2001.cosmos morp. cat., 2005. http://irsa.ipac.caltech.edu/data/COSMOS/-gatordocs/cosmosmorphology colDescriptions.html

26. Coward et al., 2008. D.M.Coward, D.Guetta, R.R.Burman, A.Imerito, MN-RAS, 386, 111, 2008.

27. Dvali et al., 2000. Dvali G., Gabadadze G., Porrati M., Physics Letters B, 485, 208, 2000.

28. Gott et al., 2005. J.R.Gott III, M. Juric, D.Schlegel, ApJ, 624, 463, 2005.

29. Einasto et al., 1993. J.Einasto, M.Gramann, ApJ., 407, 443, 1993.

30. Einasto et al., 2006. J.Einasto, M.Einasto, E.Saar, E.Tago et al., A&ApJ, 459, LI, 2006.

31. Fiore et al, 2007. F.Fiore, D.Guetta, S.Piranomonte, V.D'Elia, L.A.Antonelli, A&ApJ, 470, 515, 2007.

32. Gabrielli et al., 2005. A.Gabrielli, F.Sylos Labini, M.Joyce, L.Pietronero, Statistical Physics for Cosmic Structures, Springer, 2005.

33. Gefter, 2008. Gefter A., New Scientist, 08 March, 2008.

34. Gurvits, 1999. L. I. Gurvits, A&Ap., 342, 378, 1999.

35. Haojing et al., 2009. Haojing Yan, Rogier A. Windhorst, Nimish P. Hathi et al., astro-ph/0910.0077v2, 2009.

36. Heath et al., 2009. D. H. Jones, M. A. Read, W. Saunders et al., MNRAS, 399, 2, pp. 683-698, 2009.

37. Heidt et al., 2003. J.Heidt, ¡.Appenzeller, A.Gabasch, K.Jager, A&ApJ, 398, 49, 2003.

38. Heinamaki et al, 2005. P.Heinamaki et al., astro-ph/0507197, 2005.

39. Hildebrandt et al., 2008. H.Hildebrandt, C.Wolf, N.Benitez, A&ApJ, 480, 703, 2008.

40. Hoyle et al., 1959. The relation of radio astronomy to cosmology, in: Paris Symposium on Radio Astronomy (IAU Symp. 9, URSI Symp. 1), Ronald N. Bracewell, Ed., Stanford University Press, Stanford (CA), p. 529,1959.

41. Hubble k Tolman, 1935. Hubble, E., Tolman R., C., ApJ., 82, pp. 302-337, 1935.1.bert et al., 2009. Ilbert, Capak, Salvato et al., AJ, 690, pp. 1236-1249, 2009.irsa.ipac.caltech.edu. http://irsa.ipac.caltech.edu/data/COSMOS/datasets.html

42. Jackson, 1997. J. C. Jackson, Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 285, 806, 1997.

43. Jackson, 2004. J. C. Jackson, J. Cosm. Astropart. Phys., 7, 11, 2004.

44. Juhan et al., 2009. J.Kim et al., AJ., 701, 1547, 2009.

45. Kellermann, 1993. K. I. Kellermann, Radio Galaxies, Quasars, and Cosmology, AJ., 531, 77, 1972.

46. Kashlinsky et al., 2008. A.Kashlinsky, F.Atrio-Barandela, D.Kocevski, H.Ebeling, ApJ, 686, 49, 2008.

47. Kim et al., 2009. J.Kim et al, ApJ, 701, 1547, 2009.

48. Kovac et al., 2010. K.Kovac, S.Lilly, O.Cucciati et al., astro-ph/0903.3409, 2010.

49. Kroupa et al., 2010. Kroupa et al.

50. Marinoni et al., 2008. C. Marinoni et. al, A&Ap., 478, 43, 2008.

51. Massey et al., 2007a. R.Massey, J.Rhodes, R.Ellis et al., Nature, 445, 286, 2007.

52. Massey et al., 2007b. R.Massey, J.Rhodes, A.Leauthaud et al., ApJ., 172, 239, 2007.

53. Meneux et al., 2009. B.Meneux, L.Guzzo, S.Torre et al., astro-ph/0906.1807, 2009.

54. Moles et al., 2008. M.Moles, N.Benitez, J.A.L. Aguerri et al., ApJ, 136, 1325, 2008

55. McLure et al., 2010. McLure, R. J., Dunlop, J. S. et al., MNRAS, 403, Issue 2, pp. 960-983, 2010.

56. Miller et al., 1979. G. E.Miller & J. M. Scalo, ApJS, 41, 513, 1979.

57. Miley, 1971. Miley G., MNRAS, 152, 477, 1971.

58. Miritzis et al. 2010. Miritzis J., Giambo R., astro-ph/1001.1437.

59. Padmanabhan et al., 2007. N.Padmanabhan, D.J.Schlegel, U.Seljak et al., MNRAS, 378, 852, 2007.

60. Pashenko et al., 2009. Pashenko I., Kombery B., astro-ph/0907.5581.

61. Peacock, 2006. Peacock et al.,astro-ph/0610906, 2006.

62. Peebles, 1980. P.J.E.Peebles, The Large-Scale Structure of the Universe, Princeton Univ. Press, Princeton, NJ, 1980.

63. Percival et al., 2006. W.J.Percival, N.C.Robert, D.J.Eisenstein et al, ApJ, 657, 645, 2006.

64. Salpeter, 1955. E. E. Salpeter , ApJ, 121, 161, 1955.

65. Sandage, 1961. A. Sandage , ApJ, 133, 355, 1961.

66. Sandage et al., 1988. A. Sandage, ARAA, 26, pp. 561-630, 1988.

67. Scalo et al., 1986. Scalo J. M., Fundam. Cosmic Phys. 11, 1, 1986.

68. Scarlata et al., 2007. Scarlata, Carollo, Lilly et al., ApJS, 172, 406, 2007.

69. Scarlata et al., 2007. Scarlata, Carollo, Lilly et al, ApJS, 172, 406, 2007.

70. Schmidt, 1959. M. Schmidt , ApJ, 129, 243, 1959.

71. Somerville et al., 2004. R.S.Somerville, K.Lee, H.C.Ferguson et al., ApJ, 600, 171, 2004.

72. Spergel et al., 2007. Spergel et. al, ApJ.,170, 377, 2007.

73. Springel, 2005. Springel V. et al., Nature, 435, Issue, 7042, pp. 629-636, 2005.

74. Sylos Labini et al., 1998. F.Sylos Labini, et al., Phys. Rep., 293, 66, 1998.

75. Sylos Labini et al., 2009. Sylos Labini F. et al., Astron.Astrophys., 505, pp. 981-990, 2009.

76. Sylos Labini et al., 2010. Sylos Labini F., Invisible Universe : Proceedings of the Conference. AIP Conference Proceedings, 1241, pp. 981-990, 2010.

77. Szalay et al, 1993. A.S.Szalay, T.J.Broadhurst, N.Ellman et al., PNAS, 90, 4853, 1993.

78. Tasitsiomi, 2003. Tasitsiomi A., Int.J.Mod.Phys., D12 1157, 2003.

79. Yoshii к Takahara, 1988. ApJ, Part 1, 326, pp. 1-18, 1988.

80. York et al., 2000. D. York, et al., AJ., 120, pp. 1579-1587, 2000.

81. Watkins et al., 2009. R.Watkins, H.A.Feldman, M.J.Hudson, MNRAS, 392, 743, 2009.

82. Wolf et al., 2004. C.Wolf, K.Meisenheimer et al., Astron. ApJ, 421, 913,2004.www.deepsurveys.ru. www.deepsurveys.ru