Исследование крупномасштабного распределения галактик на основе узкоугольных и широкоугольных обзоров тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат наук Широков Станислав Игоревич

• Широков Станислав Игоревич
• кандидат наук
• 2018

Оглавление диссертации кандидат наук Широков Станислав Игоревич

Актуальность темы

Цель и задачи исследования

Научная новизна

Научная и практическая ценность работы

Основные результаты, выносимые на защиту

Апробация результатов

Список публикаций автора по теме диссертации

1 Узкоугольные обзоры галактик

1.1 Каталоги галактик

1.1.1 COSMOS

1.1.2 UltraVISTA

1.1.3 ALHAMBRA

1.1.4 zCOSMOS & XMM-COSMOS

1.2 Описание метода

1.2.1 Альтернативные аппроксимации

1.2.2 Предсказания ACDM-модели, параметр смещения

1.2.3 Коэффициент корреляции

1.2.4 Приведенная дисперсия

2 Оценка размеров и амплитуды флуктуаций

числа галактик

2.1 Результаты расчета флуктуаций числа галактик

2.1.1 Корреляция COSMOS, UltraVISTA и ALH-F4

2.1.2 Корреляция c zCOSMOS и XMM-COSMOS

2.1.3 Поля HDF-N и ALH-F5

2.2 Сравнение с результатами других работ

3.1 Каталоги

3.1.1 Каталог ИГВ Swift

3.1.2 Каталог галактик CF-2

3.2 Методы

3.2.1 Условная плотность

3.2.2 Парные расстояния

3.2.3 Расчет расстояния и светимости

3.2.4 Модельные каталоги

3.2.5 Сравнение методов и оценка наклона

4 Оценка фрактальной размерности в all-sky

обзорах

4.1 Общие свойства каталога ИГВ

4.2 Общие свойства каталога CF-2

4.3 Фрактальная размерность ИГВ

4.4 Результаты для каталога CF-2

Заключение

Метод флуктуаций

Фрактальная размерность

Благодарности

Литература

Приложение

Введение

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Исследование крупномасштабного распределения галактик на основе узкоугольных и широкоугольных обзоров»

Общая характеристика работы Актуальность темы

Развитие техники наблюдений и увеличение вычислительных мощностей компьютеров позволили к концу XX - началу XXI века исследовать эволюцию крупномасштабной структуры Вселенной от момента зарождения галактик до современной эпохи. В ближайшее десятилетие предел чувствительности наблюдательной аппаратуры станет достаточным для обнаружения первых галактик (The James Webb Space Telescope1, ALMA, SKA). Новые диапазоны и инструменты наблюдений необходимы для сопоставления физических свойств Локальной Вселенной со свойствами объектов на больших красных смещениях. Наблюдательная космология, опираясь на многоволновые данные, позволяет проверять существующие космологические модели, а также формулировать новые концепции, которые будут лучше соответствовать реальности. Адекватность теоретических моделей и правильность понимания эволюции Вселенной определяется с помощью различных космологических тестов [52, 17].

Одним из наиболее важных наблюдательных космологических тестов является получение данных о пространственном распределении галактик и его эволюции во времени (сравнение структур на различных красных смещениях). Стандартная космологическая модель (СКМ - ACDM) предполагает однородное распределение вещества во Вселенной, включая холодное темное вещество (Cold Dark Matter) и темную энергию (Dark Energy) или вакуум, имеющий отрицательное давление. В рамках СКМ средний масштаб неоднородности должен составлять ~ 10 Мпк, после которого амплитуда флуктуаций плотности вещества становится малой öp/p << 1 и рост структур происходит в линейном режиме [4].

Современные наблюдения пространственного распределения видимого вещества (сверхскопления галактик, стены, филаменты) обнаруживают неоднородности c масштабами много большими стандартной длины корреляции элементов структуры ~ 10 Мпк. Так, например, the Sloan Great Wall имеет размер

1https://www.jwst.nasa.gov/

~ 300 Мпк на z ~ 0.07 [27, 24], см. Рис.1). Квази-периодические неоднородности с размерами ~ 100 Мпк были обнаружены в работе [32]. Большие неоднородности недавно были обнаружены в распределении галактик обзора SDSS/CMASS (the BOSS Great Wall, размер ~ 400 Мпк на z ~ 0.47 [40]). Для описания свойств крупномасштабного распределения вещества можно использовать анализ фрактальных свойств [5, 1, 25].

Рис. 1: Неоднородное распределение галактик согласно широкоугольному спектральному обзору красных смещений SDSS при z < 0.2: "Sloan Great Wall" ~ 300 Mpc/h. Схематично показано направление поля COSMOS/UltraVISTA размером 1х1 градус.

В последние годы появилась также возможность изучения неоднородного распределения массы в Локальной Вселенной, которая может быть независимо определена из анализа собственных движений галактик. Недавно в работе Тул-ли и др. [64] было обнаружено когерентное движение галактик, образующих сверх-скопление Ланиакеа диаметром 160 Мпк. Кроме того, степенной харак-

тер условной плотности распределения галактик Г(г) к r-1 на масштабах до 100 Мпк соответствует фрактальному характеру неоднородности распределения галактик с фрактальной размерностью D ~ 2 [27, 17, 12]

Широкоугольные спектральные обзоры (такие как SDSS, 2dF и т.п.) сильно ограничены по звёздной величине (mv < 19) и содержат галактики только на малых красных смещениях, что не дает возможности исследовать характер флуктуаций пространственного распределения галактик на z > 1.

Узкоугольные ("карандашные", beam survey) глубокие обзоры галактик дают такую возможность благодаря большому времени накопления сигнала (см., например, [17] гл.12; [11]). Флуктуации числа галактик в рассматриваемом объеме обусловлены как наличием пуассоновского шума, так и наличием крупномасштабной структуры, приводящей к "космической дисперсии" ("cosmic variance"), которая играет важную роль при сопоставлении ACDM моделей с наблюдениями. Амплитуда флуктуаций, соответствующих космической дисперсии, существенно зависит от геометрии рассматриваемого объема и определяется интегралом от пространственной корреляционной функции галактик [8, 25].

В ряде работ [57, 44, 46, 3, 31, 6, 7, 48, 49, 47] проводилась оценка величины космической дисперсии для некоторых глубоких обзоров галактик, а также получены предсказания численных ACDM моделей для различной геометрии и глубины искусственных выборок. Однако, в этих работах вид корреляционной функции считался фиксированным, и зависимость космической дисперсии от вариаций формы корреляционной функции галактик не исследовалась.

Неоднородности крупномасштабной структуры на больших красных смещениях были обнаружены начиная с работ Комберга и др. [35]. Наиболее удаленные квазары имеют z ~ 7 [26]. Обсуждение параметров групп квазаров с масштабами 10 - 100 Мпк приводятся в [21, 22, 23].

В рамках исследования крупномасштабной структуры галактик можно рассмотреть гамма-всплески. Согласно современным наблюдательным данным источниками гамма-всплесков (ИГВ) являются взрывы массивных сверхновых звезд (длинные ИГВ) и слияния нейтронных звезд (короткие ИГВ) в далеких галактиках [56]. Таким образом, пространственное распределение ИГВ отражает крупномасштабное распределение галактик, и анализ распределения гамма-всплесков в пространстве и времени является важной задачей в изучении эволю-

ции крупномасштабной структуры Вселенной. Экстремальная светимость ИГВ позволяет регистрировать их источники на больших красных смещениях, а имеющаяся полнота обзоров ИГВ (например Swift) позволяет использовать выборки ИГВ с известными красными смещениями для предварительного анализа их пространственного распределения в широком интервале масштабов.

В работах [39, 9, 16, 2] проводился анализ пространственного распределения гамма-всплесков. Так, в работе [39] анализировалось распределение 244 гамма-всплесков в рамках миссии Swift методом £-функции. Длина корреляции составила Го ~ 388 h-1 Мпк, y = 1.57±0.65 (при уровне 1а), а масштаб однородности r > 7700 h-1 Мпк. Другим подходом к изучению корреляционных свойств пространственных структур является метод условной плотности [25, 17] и метод парных расстояний [54]. В работе [9] он впервые был применен к 201 гамма-всплеску с известными на тот момент угловыми координатами и красным смещением. Была получена оценка фрактальной размерности D = 2.2 ^ 2.5, метод также позволяет регистрировать близкие пары и тройки точек. Так, например, была зарегистрирована пространственно изолированная группа из пяти гамма-всплесков с координатами 23h 50m < а < 0h 50m, 5° < в < 25° и красным смещением 0.81 < z < 0.97. Если расценивать события ГВ в качестве индикаторов наличия вещества в пространстве, то эта группа является косвенным указанием на сверх-скопление галактик в данном интервале координат.

В [16] было обнаружено гигантское кольцо из гамма-всплесков диаметром 1720 Мпк на красных смещениях 0.78 < z < 0.86. Вероятность того, что данная структура получилась случайно, составляет 2 х 10-6. В [2] 352 ГВ c оценкой размерности в рамках ACDM модели D ~ 2.3 ± 0.1. В других моделях D ~ 2.5. Как показали последние результаты численных предсказаний в рамках ACDM модели в [18], на больших красных смещениях уже можно наблюдать кластеризацию вещества, поэтому обнаружение структур в распределении гамма-всплесков является актуальной задачей.

Таким образом фактом современной наблюдательной космологии является открытие сверхбольших структур с масштабами более 100 Мпк в пространственном распределении галактик, как в Локальной Вселенной на красных смещениях z ~ 0.1, так и квазаров и гамма-всплесков на красных смещениях z ~ 2.

В работах [60, 50, 17, 51] отмечается принципиально важная роль обнару-

жения сверхбольших структур галактик для построения адекватной модели эволюции крупномасштабной структуры Вселенной. Необходимо исследовать зависимость амплитуды и масштаба флуктуаций числа галактик от космологического красного смещения, и сравнивать статистические характеристики кластеризации галактик на разных красных смещениях. Исследованию этих актуальных задач современной космологии и посвящена настоящая работа.

Цель и задачи исследования

Целью работы является развитие методов анализа крупномасштабной структуры Вселенной, дополняющих классический метод двухточечной корреляционной функции, которая подвержена сильному влиянию искажающих факторов, связанных с геометрией выборок и формой функции светимости галактик.

Поиск больших структур галактик в независимых между собой каталогах разными методами. Анализ амплитуды и линейных размеров флуктуаций, сравнение с теорией в рамках ACDM модели, определение фрактальной размерности и сравнение статистических свойств между каталогом красных смещений и каталогом с независимыми от z оценками расстояний до галактик. Для верификации результатов необходимо реализовать комплекс тестов определения фрактальной размерности на модельных множествах с известными параметрами.

Основные задачи исследования:

• Определение амплитуды и линейных размеров флуктуаций числа галактик на красных смещениях z ~ 1 в полях COSMOS и HDF-N с помощью метода флуктуаций.

• Расчет теоретической космической дисперсии для рассматриваемых каталогов с последующим сравнением с реальными данными.

• Оценка коэффициента корреляции флуктуационной картины между независимыми каталогами на одном и том же участке неба.

• Определение фрактальной размерности ИГВ с помощью методов условной плотности и попарных расстояний.

• Построение модельных каталогов ИГВ с фрактальным и однородным распределением при последующем наложении селекционных эффектов.

• Определение фрактальной размерности каталога галактик CF-2 с помощью методов условной плотности и попарных расстояний.

Научная новизна

Приводятся новые аргументы в пользу реальности существования крупномасштабных флуктуаций плотности видимой материи в глубоких обзорах галактик. Проведен статистический анализ радиальных распределений галактик в двух глубоких полях - COSMOS и HDF-N. Для каждого поля существуют независимые спектральные и фотометрические обзоры, использующие разные диапазоны волн и разные методики наблюдений. Для поля COSMOS в интервале красных смещений 0.1 < z < 3.5 были использованы каталоги фотометрических красных смещений в оптическом (COSMOS-Zphot) и инфракрасном (UltraVISTA) диапазонах, а также спектроскопические обзоры zCOSMOS (10kZ), XMMspec-COSMOS и другие обзоры фотометрических красных смещений: XMMphot-COSMOS и ALHAMBRA-F4. Для поля HDF-N использовались каталоги фотометрических красных смещений HDFN-Zphot и ALHAMBRA-F5.

Выполнен статистический анализ пространственного распределения источников гамма-всплесков (ИГВ) с известными красными смещениями методами условной плотности и парных расстояний. Впервые сделана оценка фрактальной размерности методом условной плотности для пространственного распределения ИГВ. Впервые рассматриваются приведенные графики плотности относительно однородного распределения, которые позволяют сравнить эффективность двух методов, а также более явно показывают степенную зависимость на большем интервале масштабов. Выборка ИГВ основана на данных миссии SWIFT и содержит потоки, координаты и красные смещения 384 источников ИГВ. Для учета эффектов селекции, искажающих истинное распределение источников ИГВ, проводится сравнение наблюдаемого распределения с модельными фрактальными и однородными каталогами. Для моделирования эффекта

Малмквиста используется аппроксимация видимой функции светимости ИГВ. Также рассмотрен случай с учетом поглощения в плоскости Галактики. Данный подход позволяет изучать пространственную структуру сразу всей выборки без искусственных усечений.

В результате моделирования искусственных неоднородных распределений галактик впервые было установлено, что метод анализа распределения пар взаимных расстояний обладает устойчивостью ко многим эффектам селекции. Этот результат имеет большую значимость для дальнейшего его применения в других обзорах галактик.

Научная и практическая ценность работы

В рамках данной работы были впервые обнаружены с большой степенью достоверности неоднородности пространственного распределения галактик с масштабами до 1 000 Мпк и амплитудой порядка 20%. Эти выводы принципиально важны для дальнейшего развития моделей образования и эволюции крупномасштабной структуры Вселенной. В частности для объяснения таких неоднород-ностей в рамках ACDM модели требуется разработать механизм значительного роста байеса с красным смещением.

Полученные результаты по анализу крупномасштабных неоднородностей в глубоком поле COSMOS, необходимо использовать для разработки более совершенных моделей эволюции крупномасштабной структуры в теоретической космологии. Разработанная методика анализа совокупности глубоких полей может быть использована многими группами исследующими неоднородное распределение галактик вдоль луча зрения узкоугольных обзоров.

Исследование метода попарных расстояний показало его устойчивость к эффектам селекции и работоспособности даже с малыми объемами выборок. Это свойство данного метода особенно ценно для трудоемких обзоров, в которых предварительный анализ малого числа имеющихся объектов существенно определяет стратегию планируемых дальнейших наблюдений.

Основные результаты, выносимые на защиту

В настоящей работе проводится расчет размеров и амплитуд неоднородностей радиального распределения галактик обзора COSMOS [31, 68] с учетом вариации формы пространственной корреляционной функции галактик и существенно не сферической геометрии выборки. Проведено сравнение наблюдаемых флуктуаций с предсказаниями ACDM модели и сделан вывод о наличии существенно больших размеров и амплитуд коррелированных структур, чем ожидалось в теоретических моделях эволюции небарионной темной материи, и, следовательно, о необходимости больших значений байеса на больших красных смещениях. Полученные результаты подтверждаются недавно опубликованными данными глубокого обзора галактик ALHAMBRA [47, 71], в котором поле Field 4 находится внутри области обзора COSMOS. Также есть согласие с результатами наблюдений поля COSMOS в субмиллиметровом диапазоне [19, 73].

Наличие положительной корреляции флуктуаций чисел галактик в независимых обзорах одного и того же глубокого поля указывает на реальность флуктуаций плотности видимой материи. Отсутствие корреляции между флук-туациями в разных полях свидетельствует о независимости структур, видимых в разных направлениях на небесной сфере. Это также указывает на отсутствие влияния универсальных систематических ошибок (типа "спектральной пустыни"), которые могли бы имитировать обнаруженные коррелированные структуры.

На защиту выносятся следующие основные результаты:

• Флуктуации плотности видимой материи (плотность числа галактик вдоль луча зрения) в глубоких обзорах галактик COSMOS, zCOSMOS, UltraVISTA, XMM-COSMOS, ALHAMBRA, HDF-N имеют размеры до 1 000 Мпк и амплитуду до 20% на красных смещениях z ~ 2.

• Коэффициент корреляции Пирсона между флуктуациями числа галактик, полученных в независимых выборках одного и того же поля COSMOS, достигает значения R = 0.70 ± 0.16, что является свидетельством реальности обнаруженных неоднородностей.

• Коэффициент корреляции между флуктуациями числа галактик в глубо-

ком поле COSMOS и находящемся от него на угловом расстоянии в 60 градусов глубоком поле HDF-N имеет значение R = -0.20 ± 0.31, что подтверждает независимость флуктуаций для сильно разнесенных направлений на небесной сфере, а также отсутствие одинаковых систематических ошибок фотометрических красных смещений, которые приводили бы к сильной корреляции флуктуаций в любых направлениях.

• Величина параметра галактического байеса относительно флуктуаций неба-рионной темной материи составляет b = 8, что требует развития ACDM теории образования крупномасштабной структуры, допускающей раннее формирование галактик.

• Создан комплекс программ для моделирования искусственных распределений галактик с учётом геометрии выборок и функции светимости, позволяющий оценивать точность определения фрактальной размерности.

• Фрактальная размерность ИГВ составляет D = 2.55 ± 0.06 на масштабах 2 ^ 6 Гпк. Методы условной плотности и попарных расстояний дают взаимно согласующиеся результаты. Сравнение с оценкой фрактальной размерности галактик в обзоре CF-2 свидетельствует об эволюции корреляционных свойств распределения галактик.

Апробация результатов

Результаты, полученные в работах [13] и [14] для оптических данных глубокого поля COSMOS, подтверждаются результатами исследований в других диапазонах волн: Неоднородности, обнаруженные с использованием фотометрических красных смещений, совпадают с неоднородностями, обнаруженными в спектральных обзорах исследуемых полей в интервале общих масштабов.

Результаты работы [15] имеют высокую степень достоверности, так как согласуются с результатами, полученными ранее другими авторами другими методами. Достоверность выводов, полученных в работе [15], проверена моделированием искусственных распределений галактик с заранее заданными свойствами.

Результаты диссертации докладывались на следующих международных конференциях:

• The International Student Conference "Science and Progress", Russia, Saint-Petersburg, SPbSU, 10-14 november 2014,

(http://www.phys.spbu.ru/files/Book-of-abstracts-2014.pdf);

• The International Conference "Sobolev-100 Conference, Radiation mechanisms of astrophysical objects", Russia, Saint-Petersburg, Pulkovo (MAO RAS), 2125 september 2015,

(http://www.astro.spbu.ru/Sobolev100/sites/default/files/Sobolev-100.pdf);

• The International Conference "SN 1987A, Quark Phase Transition in Compact Objects and Multimessenger Astronomy", Russia, Terskol (BNO INR RAS), Nizhnij Arkhyz (SAO RAS), 2-8 July 2017,

(https://www.sao.ru/hq/grb/conf_2017/proceedings.html).

Список публикаций автора по теме диссертации

• Широков С. И., Барышев Ю. В., Теханович Д. И. Флуктуации пространственного распределения галактик в глубоком поле COSMOS на масштабах в гигапарсеки, Вестник СПбГУ, Сер. 1. Математика, Механика, Астрономия, 59, c. 659-669 (2014);

• Shirokov S. I. Correlation of Radial Fluctuations in Deep Galaxy Redshift Surveys, in Proceedings of The International Student Conference "Science and Progress", Russia, Saint-Petersburg, SPbSU, 10-14 november 2014, B. 33 (2014);

• Shirokov S. I., Baryshev Yu. V. Correlation of radial fluctuations in deep galaxy surveys, in Proceedings of The International Conference "Sobolev-100 Conference, Radiation mechanisms of astrophysical objects", Russia, Saint-Petersburg, Pulkovo (MAO RAS), 21-25 september 2015, 105 (2015);

• Широков С. И., Ловягин Н. Ю., Барышев Ю. В., Горохов В. Л. Крупномасштабные флуктуации плотности галактик в независимых обзорах глубоких полей, Астрон. Ж., 93, c. 546-561 (2016),

(https://arxiv.org/abs/1607.02596);

• Широков С. И., Райков А. А., Барышев Ю. В. Свойства пространственного распределения источников гамма-всплесков, Астрофизика, 6G, c. 527539 (2017);

(https://arxiv.org/abs/1802.00953);

• Shirokov S. I., Raikov A. A. Spatial Distribution of GRB with Known Redshifts, in Proceedings of The International Conference "SN 1987A, Quark Phase Transition in Compact Objects and Multimessenger Astronomy", Russia, Terskol (BNO INR RAS), Nizhnij Arkhyz (SAO RAS), 2-8 July 2017, 157 (2018).

Материалы диссертации опубликованы в шести работах, из них три статьи - в рецензируемых журналах и три статьи опубликованы в сборнике трудов конференций, результаты представлены на трех международных конференциях. Обработка каталогов галактик и подготовка необходимых подвыборок объектов, написание программных кодов и моделирование искусственных фрактальных распределений галактик, результаты которых представлены в опубликованных работах и на конференциях, были выполнены автором (примеры программного кода на Рис. 57 и 58 в Приложении).

1 Узкоугольные обзоры галактик 1.1 Каталоги галактик

Рассматриваются следующие фотометрические обзоры: самый большой (более 600 000 галактик) и глубокий (z достигает 5) на сегодняшний день многополосный оптический обзор COSMOS [31], независимый инфракрасный обзор того же поля UltraVISTA [49] и попадающее в эту же область поле ALH-F4 [47].

Дополнительно были также проанализированы: каталог спектроскопических красных смещений zCOSMOS [37], каталог рентгеновских источников XMM-COSMOS [19], каталог HDF-N [66] и поле ALH-F5 [47]. Последние два каталога попадают в другую точку небесной сферы и поэтому картина флуктуаций числа галактик в них должна отличаться от той, которая наблюдается в поле COSMOS/UVISTA, что также показано в настоящей работе.

1.1.1 COSMOS

Глубокий обзор COSMOS (Hubble Space Telescope Cosmic Evolution Survey) [68, 44, 45] является самым большим карандашным (1.3 x 1.3 кв. градуса) многополосным обзором галактик и содержит фотометрические данные для более 600 000 галактик с видимой звездной величиной mi < 26.6. Благодаря совместным наземным и космическим наблюдениям были измерены звёздные величины галактик в 30 фильтрах и найдены фотометрические красные смещения zphot для 607 617 галактик. В работе [31] была опубликована выборка 385 065 галактик с i < 25 имеющих точность измерения фотометрических красных смещений ¿z < 0.03 для z < 1.25 и ¿z < 0.04 ^ 0.06 для z > 1.25.

Автором использовались более сильные ограничения на качество фотометрических красных смещений — наличие одного пика в распределении вероятности измеренной величины фотометрического красного смещения. Полное число галактик в первой выборке составляет 258 491 для z < 3.6 и во второй выборке 239 750 для z < 2.4. Выборки с разными предельными значениями красного смещения zmax продемонстрируют, как ведет себя метод флуктуаций при изменении глубины выборки, а также позволят более корректно сравнивать результаты метода флуктуаций для каталогов с разными предельными звёздными величинами (и, как следствие, разными zma

1.1.2 UltraVISTA

Обзор UltraVISTA (Ultra Deep Survey with the VISTA telescope) [49, 70] базирующийся на данных GALEX, Subaru, CFHT, VISTA (Паранальская обсерватория) и Spitzer, содержит фотометрические красные смещения 262 615 источников с видимой звёздной величиной Ks < 24.35. Точность фотометрической оценки красных смещений ~ 0.013(1 + z) (у COSMOS ~ 0.012(1 + z)). Угловые параметры каталога совпадают с обзором COSMOS, что сделано специально для возможности их сравнения. Дополнительным критерием отбора послужила вероятность корректного определения фотометрического красного смещения. Были взяты объекты, у которых peakprob > 0.9. Как и для COSMOS, сделано две выборки: 250 769 объектов для z < 3.6 и 247 594 для z < 2.4.

Уникальность глубоких обзоров COSMOS и UVISTA состоит в том, что каж-

дый из них содержит более двухсот тысяч однородно отобранных галактик с измеренными потоками в 30-ти фильтрах, что позволяет определить фотометрические красные смещения с точностью < 0.1. Этого достаточно для изучения неоднородностей распределения галактик в масштабах Az > 0.1, т.е. AR > 300 Mпк/h.

1.1.3 ALHAMBRA

Обзор The ALHAMBRA (Advance Large Homogeneous Area Medium Band Redshift Astro-nomical) [47, 71] охватывает 8 разных областей на небе, включающих участки полей SDSS, DEEP2, ELAIS, GOODS-N, COSMOS и GROTH поля, используя новую фотометрическую систему с 20 смежными ~ 300A фильтрами, покрывающую оптический диапазон в сочетании c глубокими JHK изображениями. Наблюдения выполнены на 3.5 м телескопе Calar Alto (Испания). Каталог содержит в общей сумме ~ 438 000 галактик с видимой звёздной величиной i < 24.5.

Для сравнения с обзорами COSMOS и UVISTA взято поле 30' х30' ALHAMBRA / Field 4 (четыре практически смежных снимка 15'х15'), содержащее 37854 объекта. В качестве селективного параметра для основной выборки был взят " stellar flag", принимающий значение 1, если это звезда и значения меньше 1, если это галактика. Было отобрано 36 627 источников с фотометрическими z < 2.4 и stellarflag < 0.9. В тех же рамках отбора было взято поле ALHAMBRA / Field 5, так как оно находится недалеко от обзора HDF-N [69, 66]. Для ALH-F5 использовались только два снимка из четырёх (ниже обозначающиеся как CCD-1 и CCD-2), соответственно, 10 064 и 10 655 объектов для всех z < 2.4.

Обзор ALHAMBRA-F5 содержит 4 изображения, отстоящих друг от друга примерно на градус. Для определенности было взято изображение с порядковым номером 1 (CCD-1), содержащее 10 510 объектов. Из них была сделана под-выборка с zmax = 1.8, включающая 9 827 объектов. Из каталога HDF-N была сделана под-выборка высококачественных фотометрических красных смещений (с вероятностью определения первого пика > 70%) до zmax = 3.6, которая содержит 1 761 объект.

1.1.4 zCOSMOS & XMM-COSMOS

Каталог спектроскопических красных смещений 10k zCOSMOS [37, 72], содержащий ~ 105 источников и ограниченный 15 < Iab < 22.5, попадает в поле COSMOS/UVISTA. Наблюдения проводились с использованием спектрографа VIMOS в течение 600 часов на 8 м VLT (Very Large Telescope) Паранальской обсерватории. Обзор покрывает 1.7 квадратного градуса небесной сферы и совпадает с полем COSMOS. Выборка содержит 9 167 галактик с известными красными смещениями в диапазоне 0.1 < z < 1.4.

Каталог The XMM-Newton Wide-Field Survey in the COSMOS field (или просто XMM-COSMOS) [19, 73] содержит ~ 1800 рентгеновских источников, ограниченных снизу потоками ~ 5 х 10-16, ~ 3 х 10-15, ~ 7 х 10-15 эрг/см2с в 0.5-2 кэВ, 2-10 кэВ, 5-10 кэВ, соответственно. В каталоге используются данные, взятые из обзора COSMOS. Произведено две выборки: в первой 1 666 качественных фотометрических и во второй 844 спектроскопических красных смещений, обе

до zmax = 3.6.

1.2 Описание метода

Метод флуктуаций плотности числа галактик (далее метод флуктуаций) позволяет получить отклонения количества галактик в бинах по красному смещению относительно однородного распределения вдоль луча зрения [6]. Флуктуации числа галактик в соседних элементах объема карандашного обзора обусловлены наличием пуассоновского шума (дискретность выборки), систематическими ошибками наблюдений (селекция), и наличием крупномасштабной структуры ("космической дисперсии" ), которая играет важную роль при сопоставлении моделей с наблюдениями. Главной трудностью выделения реальных флуктуа-ций плотности являются возможные скрытые эффекты селекции, присутствующие в каждом конкретном обзоре галактик, которые могут имитировать крупномасштабные неоднородности распределения галактик.

Метод (Рис. 3) позволяет оценить масштабы неоднородностей по глубоким обзорам галактик, используя большие бины по красному смещению (Az = 0.05 ^ 0.3), превышающие точность фотометрической оценки красного смещения (Sz ~ 0.012(1 + z)). Такие бины содержат большое число галактик

Список литературы диссертационного исследования кандидат наук Широков Станислав Игоревич, 2018 год

Список литературы

[1] Барышев Ю.В., Теерикорпи П. Фрактальный анализ крупномасштабного распределения галактик. // Бюллетень САО РАН. - 2006. - Т. 59. - С.92.

[2] Герасим Р.В., Орлов В.В., Райков А.А. Исследование крупномасштабного распределения источников гамма-всплесков методом попарных расстояний. // Астрофизика. - 2015. - Т. 58. - N 2.

[3] Ловягин Н.Ю. Статистические свойства пространственного распределения галактик. // 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 обзоров HUDF-FDF-COSMOS-HDF. // Астрофизика. - 2010. - Т. 53. - C.117.

[8] Пиблс Ф.Дж.Э. Структура Вселенной в больших масштабах. // Перевод с англ. - М: «Мир», 1983.

[9] Райков А.А., Орлов В.В., и Бекетов О.Б. О неоднородностях в пространственном распределении гамма-всплесков. // Астрофизика. - 2010. - Т. 53. - C.441.

[10] Райков А.А., Орлов В.В., and Герасим Р.В. Определение фрактальной размерности крупномасштабной структуры по сверхновым типа Ia методом попарных расстояний. // Астрофизика. - 2014. - Т. 57. - C.309.

[11] Решетников В.П. Обзоры неба и глубокие поля наземных и космических телескопов. // УФН. - 2005. - Т. 175. - C.1163.

[12] Теханович Д.И., Барышев Ю.В. Глобальная структура Локальной Вселенной согласно обзору 2MRS. // АБ САО РАН. - 2016. - Т. 71. - C.167.

[13] Широков С.И., Барышев Ю.В., Теханович Д.И. Флуктуации пространственного распределения галактик в глубоком поле COSMOS на масштабах в гигапарсеки. // Вестник СПбГУ. - 2014. - Т. 59. - C.659.

[14] Широков С.И., Ловягин Н.Ю., Барышев Ю.В., Горохов В.Л. Крупномасштабные флуктуации плотности галактик в независимых обзорах глубоких полей. // Астрон.Ж. - 2016. - Т. 93. - C.546.

[15] Широков С.И., Райков А.А., Барышев Ю.В. Свойства пространственного распределения источников гамма-всплесков. // Астрофизика. - 2017. -Т. 60. - C.527.

[16] Balazs L.G., Bagoly Z., Hakkila J.E., Horvath I., Kobori J., Racz I.I., Toth L.V. A giant ring-like structure at 0.78 < z < 0.86 displayed by GRBs. // Mon.Not.Roy.Astron.Soc. - 2015. - V. 452. - P.2236.

[17] Baryshev Yu.V. and Teerikorpi P. Fundamental questions of practical cosmology. // Springer Science, Dordrecht, Astrophysics and Space Science Library, V. 383, 2012. - 332 p.

[18] Bhowmick A.K., Matteo T.Di, Feng Y., Lanusse F. The clustering of z > 7 galaxies: Predictions from the BLUETIDES simulation. // Mon.Not.Roy.Astron.Soc. - 2018. - V. 474. - I. 4. P.5393.

[19] Brusa M., et al. The XMM-Newton Wide-Field Survey in the COSMOS field (XMM-COSMOS): demography and multiwavelength properties of obscured and unobscured luminous AGN. // Astrophys.J. - 2010. - V. 716. - P.348.

[20] Chiang Yi-Kuan, et al. Discovery of a Large Number of Candidate Protoclusters Traced by ~ 15 Mpc-scale Galaxy Overdensities in COSMOS. // Astrophys.J.Lett. - 2014. - V. 782. - L3.

[21] Clowes R.G., Harris K.A., Raghunathan Sr., Campusano L. E., Sochting I. K., Graham M. J. Two close large quasar groups of size ~ 350 Mpc at z ~ 1.2. // Mon.Not.Roy.Astron.Soc. - 2012. - V. 419. - P.556.

[22] Clowes R.G., Harris K.A., Raghunathan Sr., Campusano L. E., Sochting I. K., Graham M. J. A structure in the early Universe at z ~ 1.3 that exceeds the homogeneity scale of the R-W concordance cosmology. // Mon.Not.Roy.Astron.Soc. - 2013. - V. 429. - P.2910.

[23] Einasto M., Tago E., Lietzen H. Tracing a high redshift cosmic web with quasar systems. // Astron.Astrophys. - 2014. - V. 568. - A46.

[24] Einasto M., et al. Sloan Great Wall as a complex of superclusters with collapsing cores. // Astron.Astrophys. - 2016. - V. 595. - A70.

[25] Gabrielli A., Sylos Labini F., Joice M., Pietronero L. Statistical physics for cosmic structures. // Springer, Berlin, 2005. - 424 p.

[26] Gnedin Yu.N., Mikhailov A.G., Piotrovich M.Yu. The most distant quasar at z = 7.08: Probable retrograde rotation of an accreting supermassive black hole. // Astron.Nachr. - 2015. - V. 336. - I. 3. - P.312.

[27] Gott III J.R., Juric M., and Schlegel D. A Map of the Universe. // Astrophys.J.

- 2005. - V. 624. - P.463.

[28] Grassberger P., Procaccia I. Characterization of strange attractors. // Phys.Rev.Lett. - 1983. - V. 50. - P.346.

[29] Grassberger P., Procaccia I. Measuring the strangeness of strange attractors. // Physica D: Nonlinear Phenom. - 1983. - V. 9. - P.189.

[30] Guzzo L., Massey R., et al. The Cosmic Evolution Survey (COSMOS): A Large-Scale Structure at z=0.73 and the Relation of Galaxy Morphologies to Local Environment. // Astrophys.J.Suppl.Ser. - 2007. - V. 172. - P.254.

[31] Ilbert O., Capak P., et al. COSMOS photometric redshifts with 30-bands for 2-deg2. // Astrophys.J. - 2009. - V. 690. - P.1236.

[33] Kendall M.G. and Moran P.A.P. Geometrical Probability. // Griffin, London, 1963.

[34] Kocevski D. and Petrosian V. On the Lack of Time Dilation Signatures in Gamma-Ray Burst Light Curves. // Astrophys.J. - 2013. - V. 765. - P.116.

[35] Komberg B.V., Kravtsov A.V., Lukash V.N. The search for and investigation of large quasar groups. // Mon.Not.Roy.Astron.Soc. - 1996. - V. 282. - P.713.

[36] Koprowski M., et al. A reassessment of the redshift distribution and physical properties of luminous (sub-)millimetre galaxies. // Mon.Not.Roy.Astron.Soc. - 2014. - V. 444. - I.1. - P.117.

[37] Kovac K., et al. The Density Field of the 10k zCOSMOS Galaxies. // Astrophys.J. - 2010. - V. 708. - P.505.

[38] Kroupa P., et al. The Failures of the Standard Model of Cosmology Require a New Paradigm. // Int.J.Mod.Phys.D. - 2012. - V. 21. - I. 14. - 1230003.

[39] Li Ming-Hua and Lin Hai-Nan. Testing the homogeneity of the Universe using gamma-ray bursts. // Astron.Astrophys. - 2015. - V. 582. - A111.

[40] Lietzen H., Tempel E., Liivamagi L.J., et al. Discovery of a massive supercluster system at z - 0.47. // Astron.Astrophys. - 2016. - V. 588. - L4.

[41] Liske J. On the cosmological distance and redshift between any two objects. // Mon.Not.Roy.Astron.Soc. - 2000. - V. 319. - P.557.

[42] Mainieri V., et al. Black hole accretion and host galaxies of obscured quasars in XMM-COSMOS. // Astron.Astrophys. - 2011. - V. 535 - A80.

[43] Makarov D., Karachentsev I. Galaxy groups and clouds in the Local (z — 0.01) universe // Mon.Not.Roy.Astron.Soc. - 2011. - V. 412. - I. 4. - P.2498.

[44] Massey R., Rhodes J., Ellis R., et al. Dark matter maps reveal cosmic scaffolding. // Nature. - 2007. - V. 445. - P.286.

[45] Massey R., Rhodes J., Leauthaud A., et al. COSMOS: Three-dimensional Weak Lensing and the Growth of Structure. // Astrophys.J. - 2007. - V. 172. - P.239.

[46] Meneux B., et al. The zCOSMOS survey. The dependence of clustering on luminosity and stellar mass at z = 0.2 — 1. // Astron.Astrophys. - 2009. -V. 505. - P.463.

[47] Molino A., et al. The ALHAMBRA Survey: Bayesian photometric redshifts with 23 bands for 3 deg2. // Mon.Not.Roy.Astron.Soc. - 2014. - V. 441. - I. 4. -P.2891.

[48] Moster B., et al. A Cosmic Variance Cookbook. // Astrophys.J. - 2011. - V. 731.

- P.113.

[49] Muzzin A., at al. A public Ks-selected catalog in the COSMOS / ULTRAVISTA field: photometry, photometric redshifts and stellar population parameters. // Astrophys.J.Suppl.Ser. - 2013. - V. 206. - N 1.

[50] Park Changbom, Choi Yun-Young, Kim Juhan, Gott J. Richard III, Kim Sungsoo S., Kim Kap-Sung. The Challenge of the Largest Structures in the Universe to Cosmology. // Astrophys.J.Lett. - 2012. - V. 759. - N 1.

[51] Park Chan-Gyung, Hyun Hwasu, Noh Hyerim, Hwang Jai-chan. The cosmological principle is not in the sky. // Mon.Not.Roy.Astron.Soc. - 2017.

- V. 469. - P.1924.

[52] Peebles P.J.E. Principles of Physical Cosmology. // Princeton Univ.Press, 1993.

[53] Percival W.J., Robert N.C., Eisenstein D.J., et al. The Shape of the Sloan Digital Sky Survey Data Release 5 Galaxy Power Spectrum. // Astrophys.J. -2006. - V. 657. - P.645.

[54] Raikov A.A. and Orlov V.V. Method of pairwise separations and its astronomical applications. // Mon.Not.Roy.Astron.Soc. - 2011. - V. 418. -P.2558.

[55] Sokolov I.V., Castro-Tirado A.J., Verkhodanov O.V., Zhelenkova O.P., Baryshev Yu.V. Clustering of galaxies around the GRB 021004 sight-line at z ~ 0.5. // Proceedings of the International Workshop on Quark Phase Transition in Compact Objects and Multimessenger Astronomy: Neutrino

Signals, Supernovae and Gamma-Ray Bursts, KChR, Nizhnij Arkhyz (SAO), KBR, Terskol (BNO). - 2016. - P.111.

[56] Sokolov V.V., et al. The core collapse supernovae, gamma-ray bursts and SN 1987A. //in Proceedings of The International Conference "SN 1987A, Quark Phase Transition in Compact Objects and Multimessenger Astronomy", Russia, Terskol (BNO INR RAS), Nizhnij Arkhyz (SAO RAS), 2-8 July 2017. - 2018. https://www.sao.ru/hq/grb/conf_2017/program.html.

[57] Somerville R., et al. Cosmic Variance in the Great Observatories Origins Deep Survey. // Astrophys.J. - 2004. - V. 600. - L171.

[58] Sylos Labini F., Montuori M., Pietronero L. Scale-invariance of galaxy clustering. // Phys.Rept. - 1998. - V. 293 - P.61.

[59] Sylos Labini F., Vasilyev N.L. Extension and estimation of correlations in cold dark matter models. // Astron.Astrophys. - 2008. - V. 477. - P.381.

[60] Sylos Labini F., Baryshev Yu.V. Testing the Copernican and Cosmo-logical Principles in the local universe with galaxy surveys. // J.Cosmol.Astropart.Phys. - 2010. - I. 06. - id.021.

[61] Sylos Labini F. Inhomogeneities in the universe. // Class.Quant.Grav. - 2011. - V. 28. - I. 16. - 164003.

[62] Tasitsiomi A. The State of the Cold Dark Matter Models on Galactic and Subgalactic Scales. // Int.J.Mod.Phys.D. - 2003. - V. 12. - P.1157.

[63] Tully R. Brent, Courtois Helene M., Dolphin Andrew E., Fisher J. Richard, Heraudeau Philippe, Jacobs Bradley A., Karachentsev Igor D., Makarov Dmitry, Makarova Lidia, Mitronova Sofia, Rizzi Luca, Shaya Edward J., Sorce Jenny G., Wu Po-Feng. Cosmicflows-2: The Data. // Astron.J. - 2013. - V. 146. - P.86.

[66

[67

[68 [69 [70

[71

[72

[73

[74 [75 [76

Wang J.S., Wang F.Y., Cheng K.S., and Dai Z.G. Measuring dark energy with the Eiso — Ep correlation of gamma-ray bursts using model-independent methods. // Astron.Astrophys. - 2016. - V. 585. - A68.

Williams R.E. The Hubble Deep Field: Observations, Data Reduction, and Galaxy Photometry. // Astrophys.J. - 1996. - V. 112. - P.1335.

Yu H., Wang F.Y., Dai Z.G., Cheng K.S. An Unexpectedly Low-redshift Excess of Swift Gamma-ray Burst Rate. // Astrophys.J.Suppl.Ser. - 2015. - V. 218. -N 1.

http://cosmos.astro.caltech.edu

http://www.stsci.edu/ftp/science/hdf/hdf.html

http://www.strw.leidenuniv.nl/galaxyevolution/ULTRAVISTA/ Ultravista/Data_Products_Download.html

https://cloud.iaa.csic.es/alhambra

http://archive.eso.org/cms/eso-data/data-packages/ zcosmos-data-release-dr1.html

http://xmmssc-www.star.le.ac.uk/Catalogue/xcat_public_3XMM-DR4. html

https://swift.gsfc.nasa.gov/archive/grb_table/ http://www.grbcatalog.org

https://www.ipnl.in2p3.fr/projet/cosmicflows/

Приложение

module iura

implicit none

лалл moanlt

!= Prn rerflT*

: glottal рагалегегг parameters

lenerator, call

real ¡8) real(8) real (8) real(8) integer integer integer integer integer integer integer real (8) real(8) != Samples character(100) real (8) real(8) real (8) real(8) real (8) real(8) real (8) real(8) integer integer integer

!= Methods -

real (8) integer integer integer real (8) real(8) >= cons

D - 2 0

noise = 0 8 ! =

min lura = 4 8d0 f —

max lura = 54 dO t —

lurr. model = 2 ! =

realizations = 7 ! =

generations = 7 ! =

app uni = 1 ! =

xegenset = 1 ! =

cutting = 1 '.=

Dispersion FDE = 1 ! =

prob = 0 9SdO ! =

prob2 = 0 9SdO .1 —

Maker, call SM (s _L J-jS L 'SA

Luminosity loglO(L) Luminosity log10(L)

fractal dime, random noise minimal minimal kind of luminosity model max is 900

amount of itterations approach to uniform from al 1 for forced recalculation vrittinc 1 is on 0. 95 DTJL

edch n—points (def 1)

=1

=1

=1

=1

=1

0.S2 All =1

if luminosity Sanction =1

, SN, SD) J --------------------------------1

catalog = 1Catalogue\add-filesNxight-catalog-O'j-2017.dat1

z_VL z_VL L_VL m_VL L_iuax bduatll b_dustS scaleSM onlyfull

type_b reselect

= 2.4d0 = îd3 = 40.5d0 = DdO = 55.5d0 = 5d0 = -5d0 = 8.0d3 = 0 = 0 = 1

!= maximal а != selection by

ance

Jr

UHUnOiJ

!= selection by magnitude ■= maximal luminosity '.= North dust belt b != South dust belt b != normalization of coordinates != calculating onlv within full

maximal redshift or distance

sphere (1 or 0)

■= 1 for forced recalculation

=1

_-T

— 1

=1

=1

=1

=1

=1

=1

=1

=1

==1

CDbord

OdO != border in CDM

independent — 0 recountFDE = 1

in = 100 lbLS = 2.0d0 rbLS = 5.OdO

1 cula ting Tri thin

independent

Г7

= ca

= 1 for forced recalculation = amount of graph points = left border for approximation = right border for approximation

spheres

=1 =1 =1 =1 =1 =1

integer "L = (1 ! = Tide light model =1

integer Liske = 0 > = Liske's formulas =1

real (8) P1 = 4*datan{ld0) parameter =1

real(8) с = 3dl0 ! = sm/s -1

real(8) H_0 = 7 OdO ! = km/s/Md c — 1

real (8) a 0 = IdO ! = a scale factor -1

real(8) cL0 = 0. 5d0 > = cosmo 1 ogical parai leter — 1

real (8) 0 ш = 0.3d0 > = cosmo 1 ogical parai leter -1

real(8) 0 v 0. 7d0 ! = cosmo 1 ogical parai — 1

real (8) 0 к OdO ! = cosmo 1 ogical parai leter =1

integer lcgscale = 1 > = logscale for iinj =1

Рис. 57: Модуль FDEP.

subroutine FDE_method (fractal) '.=

use mm ; character(100) fractal,outNP,outHD,outCDd,outCDi ; character(1) key ; real(B),allocatable,dimension(:,:) :: Sample integer,allocatable,dimension(:,:,: ) :: mN_ind,Nm_pop ; real(8) st,ft

real (B) dist, Rad(m),minhord,maxbord,max,rb,alpha,DiffDensity(m),IntDensity(m),Int(m),Volumes(0 :m),Dispersion(4,m) integer i,ii,jj ,k,kNP, N,fix_p,existing,Nsph(m),Nseg(m),Norma(m),Sign(m),ind_pl,ind_p2,bordkey write(*,*) 'FDE-method is started..' ; call cpu_time(st) ; call filevolume (fractal,N)

call files_existing(fractal,outNP,outMD,outCDd,outCDi, existing) ; if (existing. tie.1) then call identify_key(fractal, key) ; call maxdist(rb) ; call makerad(Rad,minbord,maxbord,Volumes) allocate(Sample(N,7),Nm_pop(4,N,m),mN_ind(4,m,N)) ; call readfractal(fractal,Sample,N) Nsph(:)=0;Nseg(:)=0;Norma(:)=0;mN_ind(:,:,:)=0

DiffDensity(:)=0d0;IntDensity(:)=0d0;Nm_pop(:,:,:)=0;fix_p=0;ii=l;jj=l

do i=l,N ; Sign(:)=0 ; Int(:)=0d0 ; max=maxbord ; if (independent==l) call comp_mN_ind(i,rb,Sample,Rad,mN_ind,N) do j=l,N ; call cosmo_dist(fractal,Sample(i,:),Sample(j,:),dist) call check_pair(i,j,dist,Sample,N,fractal)

if (i.ne.j.and.Sample(i,6).le.rb.and.Sample(j,6).le.rb) then

call borders(Sample(i,5),Sample(j,5),key,bordkey)

if (bordkey==l) then ; if (dist,gt.2*minbord) call select_k(dist,2*minbord,2*maxbord,k) call countMD (mN_ind (2, k, i) , Nseg (k) , Nm_pop (2 , i, k) )

if (dist.ge.minbord.and.dist.le.maxbord) then ; call compute_alpha(Sample(i,5),alpha)

if (rb-Sample(i,6).ge.CDbord*dist.and.(dist.le.dsin(alpha)*Sample(i,6).or.key=='A')) then call select_k(dist,minbord,maxbord,k) if (rb-Sample(i,6).ge.CDbord*Rad(k)) then

call countCD(mN_ind(3,k,i),Int(k),Sign(k),Norma(k),Nm_pop(3,i,k),Nm_pop(4,i,k)) if (dist.It.max) then ; max=dist ; fix_p=l ; kNP=k ; endif endif ; endif ; endif ; endif ; endif enddo

call countNP(mN_ind(l, k,i),fix_p,Nsph(kNP), Nm_pop (1, i, kNP)) call comp_concentration(IntDensity,DiffDensity,Sign,Int,mN_ind(3,:,N)) enddo

call comp_disp(N,Nm_pop,mN_ind,Dispersion,Volumes) ; call comp_density(Norma,DiffDensity,IntDensity,Volumes) call writeNP(fractal,Rad,Nsph,Dispersion(1,:)) ; call writeMD(fractal,2*Rad,Nseg,Dispersion(2,:)) call writeCD(fractal,Rad,IntDensity,DiffDensity,Dispersion(3,:),Dispersion(4,:)) deallocate(Sample,Nm_pop,mN_ind) ; endif

call cpu_time(ft) ; write(*,'("FDE-method is complited, key = ",Al,", time = ",F5.1)') key,ft-st end subroutine FDE method

Piic. 58: OcHOBH8.,5i noflnporpa.MMa FDEP.

Таблица 15: Сравнение расчетных значений (тсогг для четырех комбинаций (7;го) = (1-8; 5); (1; 5); (1; 10); (1; 20) для каталогов COSMOS, UVISTA и ALH/F4 по бину Az = 0.1 с наблюдаемыми флуктуациями.

cosmos uvista alh/f4

Zs zf R,Mpk 5,1.8 5,1 10,1 20,1 s0bs 5, 1.8 5, 1 10, 1 20, 1 sobs 5, 1.8 5, 1 10, 1 20, 1 sobs

о.оо о.ю 0.20 о.зо

0.40 0.50 0.60 0.70 0.80 0.90 1.00 1.10 1.20 1.30 1.40 1.50 1.60 1.70 1.80 1.90 2.00 2.10 2.20 2.30 2.40 2.50 2.60 2.70 2.80 2.90

0.10 0.20 0.30 0.40 0.50 0.60 0.70 0.80 0.90 1.00 1.10 1.20 1.30 1.40 1.50 1.60 1.70 1.80 1.90 2.00 2.10 2.20 2.30 2.40 2.50 2.60 2.70 2.80 2.90 3.00

406.8 387.2 367.2

347.2

327.7

308.9 291 274.1

258.3

243.5

229.8

217.1

205.2

194.3 184.2 174.8 166.1

158.1

150.6

143.7

137.2

131.2 125.6

120.3

115.4

110.8

106.5 102.5 98.6 95.1

0.374 0.219 0.186 0.169 0.158 0.150 0.144 0.139 0.135 0.132 0.130 0.127 0.126 0.124 0.122 0.121 0.120 0.119 0.118 0.117 0.116 0.116 0.115 0.114 0.113 0.113 0.112 0.112 0.111 0.110

0.405 0.310 0.287 0.273 0.263 0.255 0.248 0.242 0.237 0.232 0.228 0.225 0.221 0.218 0.215 0.213 0.210 0.208 0.206 0.203 0.201 0.199 0.197 0.196 0.194 0.192 0.190 0.189 0.187 0.186

0.573 0.439 0.406 0.386 0.372 0.360 0.350 0.342 0.335 0.329 0.323 0.318 0.313 0.309 0.305 0.301 0.297 0.294 0.291 0.288 0.285 0.282 0.279 0.277 0.274 0.272 0.269 0.267 0.265 0.262

0.811 0.620 0.574 0.546 0.526 0.509 0.495 0.484 0.474 0.465 0.457 0.449 0.443 0.437 0.431 0.425 0.420 0.416 0.411 0.407 0.403 0.399 0.395 0.391 0.387 0.384 0.381 0.377 0.374 0.371

ь 0.276 0.352 0.104 ь 0.102 Ь 0.003 0.163 ь 0.062 ь 0.250 ь 0.186 ь 0.461 0.328 ь 0.856 Ь 0.330 0.620 ь 0.316 0.459 0.273 0.493 0.665 0.170 ь 0.254 0.610 0.428 0.401 0.443 ь 0.322 0.432 ь 0.168 Ь 0.111 0.107

0.365 0.213 0.181 0.165 0.154 0.146 0.140 0.136 0.132 0.129 0.126 0.124 0.122 0.121 0.119 0.118 0.117 0.116 0.115 0.114 0.113 0.113 0.112 0.111 0.111 0.110 0.109 0.109 0.108 0.108

0.400 0.306 0.283 0.269 0.259 0.251 0.244 0.238 0.233 0.229 0.225 0.222 0.218 0.215 0.212 0.210 0.207 0.205 0.203 0.201 0.198 0.197 0.195 0.193 0.191 0.189 0.188 0.186 0.184 0.183

0.565 0.432 0.400 0.381 0.366 0.355 0.345 0.337 0.330 0.324 0.318 0.313 0.309 0.304 0.300 0.297 0.293 0.290 0.287 0.284 0.281 0.278 0.275 0.273 0.270 0.268 0.265 0.263 0.261 0.259

0.800 0.611 0.566 0.538 0.518 0.502 0.489 0.477 0.467 0.458 0.450 0.443 0.436 0.430 0.425 0.419 0.415 0.410 0.405 0.401 0.397 0.393 0.389 0.386 0.382 0.379 0.375 0.372 0.369 0.366

f 0.157 0.223 0.141 f 0.146 0.172 0.170 0.050 f 0.033 f 0.250 f 0.241 0.137 f 0.305 f 0.012 f 0.112 f 0.088 f 0.100 0.088 0.125 0.077 0.115 0.216 0.231 0.197 0.185 0.090 0.042 f 0.213 f 0.220 f 0.063 0.043

0.477 0.271 0.231 0.213 0.203 0.195 0.190 0.186 0.182 0.180 0.178 0.176 0.175 0.174 0.174 0.173 0.172 0.172 0.172 0.171 0.171 0.171 0.171 0.171 0.171 0.171 0.171 0.171 0.171 0.171

0.424 0.322 0.301 0.291 0.283 0.277 0.272 0.268 0.265 0.262 0.259 0.257 0.255 0.253 0.251 0.249 0.248 0.246 0.245 0.244 0.242 0.241 0.240 0.239 0.238 0.236 0.235 0.234 0.233 0.232

0.599 0.456 0.426 0.411 0.400 0.392 0.385 0.380 0.375 0.371 0.367 0.363 0.360 0.358 0.355 0.353 0.351 0.348 0.346 0.345 0.343 0.341 0.339 0.338 0.336 0.334 0.333 0.331 0.330 0.328

0.847 0.645 0.603 0.581 0.566 0.554 0.545 0.537 0.530 0.524 0.519 0.514 0.510 0.506 0.502 0.499 0.496 0.493 0.490 0.487 0.485 0.482 0.480 0.477 0.475 0.473 0.471 0.468 0.466 0.464

0.267 ь 0.167 ь 0.185 ь 0.205 Ь 0.110 0.239 0.247 0.142 ь 0.167 ь 0.410 0.108 0.002 0.177 0.216 0.136 Ь 0.011 ь 0.014 Ь 0.300 ь 0.293 ь 0.043 0.347 0.273 ь 0.024 ь 0.014

Рис. 59: Распределение галактик на небесной сфере в обзоре СР2.

Рис. 60: Распределение галактик на небесной сфере в обзоре СР2.

2MASS Redshift Survey

Corona Borealls

Coma

Hercules Supercluster (0.037) Ursa Major Supercluster (0.058)

Supercluster (0.072) Supercluster Cluster Qphluchus (0-061) ft.—

(0.023) Cluster

Abell 634 Cluster (0.025)

Leo Supercluster (0.032)

Shapley Concentration (0.048+)

Centaurus Cluster (0.02)

CMB dipole

Abell 569 Cluster (0.019),

Hydra Cluster (001)

Columba Cluster (0.034)

Perseus-Pisces Supercluster (0.D17+)

(800 Kpc)

Pisces-Cetus Supercluster (0.063)

Sculptor Supercluster (0.054)

Horologlu .. Pavo-Indus Supercluster (0.067) Supercluster (0.015)

Norma & Great Attractor (0.016) Large Magellanic Cloud (50 Kpc) Fornax Cluster (20 Mpc)

Redshift (V„ / c)

о о r: ' r. <i o3 о си &.05 ooe o a/o.o

Legend: image shows 2MASS galaxies color coded by the 2MRS redshift (Huchra et al 2011); familiar galaxy dusters/superdusters are labeled (numbers in parenthesis represent redshift). Graphic created Uy T. Jarrett (IPAC/Caltech)

CO

СЛ

Рис. 61: Распределение галактик на небесной сфере в обзоре 2MRS.