Классические космологические тесты на основе данных об объектах глубоких полей тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат физико-математических наук Набоков, Никита Валентинович

• Набоков, Никита Валентинович
• кандидат физико-математических наук
• 2010

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Набоков, Никита Валентинович

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.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Набоков, Никита Валентинович

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.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Набоков, Никита Валентинович, 2010 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