Классические космологические тесты на основе данных об объектах глубоких полей

• Автор: Набоков, Никита Валентинович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2010
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 82 с.

Содержание
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 О — 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 Поле HUDF
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 .
6.2 Поверхностные яркости галактик разных морфологических типов и светимостей
6.3 Сверхбольшие структуры галактик
7 Заключение
Литература

1 Введение
1.1 Общая характеристика работы
1.1.1 Актуальность темы
Одной из наиболее актуальных задач современной космологии является изучение эволюции галактик и крупномасштабной структуры на больших красных смещениях. Прямые наблюдательные данные о сверх-далеких 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 z и 10 (Beckwith et al., 2006), (Bouwens et al., 2009), и COSMOS содержащего ~ 106 галактик с красными смещениями достигающими z ~ 3 (Massey et al., 2007a), (Massey et al., 2007b),
общее описание глубоких обзоров галактик дано в работе Решетникова (Решетников, 2005).
Наблюдения предельно далеких галактик дают возможность применить классические космологические тесты к современным моделям Вселенной. Задача наблюдательной проверки космологических моделей была впервые сформулирована в работе (Hubble & 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 величин, которые используются как неизменные реперы и позволяют находить правильную космологическую
МОДбЛЬ.
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 + 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

где fl = д/ва-it определяется ПОЛНОЙ ПЛОТНОСТЬЮ в = вт + Qv, критическая плотность Qa-it — SH2/8ttG, параметр плотности кривизны
= kc2/S2H2. Параметр Хаббла Н — S/S, а масштабный фактор S(t) задается 4-интервалом Робертсона-Уолкера, имеющего вид:
ds2 = c2dt2 — S2(t)dx
S'2(t)llix)(d02 + sin2 вв,ф2), (11)
где h(x) — sin(x)! X> sh(x), для к — +1,0, —1 соответственно.
Собственное метрическое расстояние г от наблюдателя до галактики с безразмерной сопутствующей координатой х в метрике (11) дается выражением
r(t,x) = S(t)x, (12)
при этом собственное метрическое расстояние г (измеряемое внутри трехмерной гиперсферы) и масштабный фактор S имеют физическую размерность длины: [г] = [ В наблюдательной космологии для описания соотношения угловой размер-красное смещение используется «внешнее» метрическое расстояние I
= S(t)n, (13)
где безразмерное сопутствующее расстояние д входит явно в 4-интервал
ds2 = c2dt2 - S2(t)^4-^ -1 — кдг
S(t)2fi2(d62 + sin2 вйф2). (14)
Согласно выражению (14), расстояние I — Sfjt измеряется в объемлющем внешнем евклидовом четырехмерном пространстве. Используя связь между X 11 в {х — = 1к(х)) можно записать
соотношения между метрическими расстояниями (12) и (13) в виде
г = S(t)I^(l/S), I = S(t)Ik(r/S), (15)
где ДГ1 есть обратная функция для Д. Для к = 0 имеем г = I.
Общее выражение для метрического расстояния в модели Фридмана имеет вид: