Cтраница 2
При выводе соотношений (96.7) предполагалось, что распределение галактик служит хорошей мерой флуктуации распределения вещества в масштабе ЮЛ 1 Мне ( это значение относится к современной эпохе) и что со стадии рекомбинации эти флуктуации вещества росли под действием только сил гравитации. Значения (96.9) зависят от дополнительного предположения, что спектр флуктуации плотности вещества является почти плоским. Таким образом, мы приходим к выводу, что при Z - 1000 Вселенная уже была сильно неоднородна в масштабе, соответствующем массе карликовой галактики. В меньших масштабах давление вещества стремится сгладить флуктуации. Сгущение, которое прекращает расширяться до рекомбинации, подходит к этому состоянию постепенно - по мере того как критическая плотность (94.17) становится меньше, чем плотность в сгущении, и излучение медленно ослабляет свои тиски. [16]
В реальной Вселенной подобная система отсчета задается крупно-масшабным распределением галактик и фоном реликтового радиоизлучения. Она является привилегированной в том смысле, что только в ней 3-пространство выглядит изотропным. [17]
Если верить тому, что можно эффективно описать распределение галактик с помощью нечаянно обнаруженных фрактальных моделей, не отличающихся ни сложностью, ни универсальностью, не стоит удивляться, что намеренно фрактальные случайные модели могут снабдить нас гораздо более эффективными описаниями. [18]
Автокорреляционная функция является полезной мерой, характеризующей природу распределения галактик, но она, конечно, несет лишь очень ограниченную информацию, поэтому интерпретация данной корреляционной функции ( г) не может быть однозначной. Один из последовательных способов получения более детальной информации состоит в том, чтобы исследовать корреляционные функции постепенно возрастающего порядка. [19]
Основная неопределенность этого значения Q связана с переходом от распределения больших галактик, расположенных вокруг скоплений, к распределению вещества. Проводя вычисления, мы предполагали, что внутри и вокруг яркой галактики сосредоточена в среднем одинаковая масса независимо от того, лежит ли галактика на расстоянии 1 или 2h - l Мпс от скопления или находится далеко от любого скопления. [20]
В этом свете возникает вопрос: может ли модель распределения галактик не быть фракталом с одним или двумя порогами. Если мы согласны с тем, что распределение должно быть масштабно-инвариантным ( причины необходимости этого изложены в главе 11), и с тем, что множество, на котором концентрируется материя, не является стандартным масштабируемым множеством, у нас не остается иного выбора, кроме признания фрактальности этого множества. [21]
Поскольку двухточечная корреляционная функция содержит лишь ограниченную информацию о распределении галактик и проследить ее на больших расстояниях трудно, с ее помощью невозможно получить точную меру однородности. [22]
Даже за это короткое время скучивание, начавшееся в первоначально нескученном распределении галактик, может стать значительным. Эти члены-источники в кинетическом уравнении соответствуют корреляции галактик с группами уже скучившихся галактик - процессу более эффективному, чем ранняя корреляция неэакоррелированных пар галактик. [23]
Будем также предполагать, что ранее найденные корреляционные функции описывают распределение достаточно слабых галактик ( или даже нуклонов; разд. [24]
Очень интересное замечание сделали Ганн [145] и Шехтман [384]: если распределение галактик определяет безразмерную автокорреляционную функцию плотности светимости, то из автокорреляционной функции внегалактического компонента свечения ночного неба можно найти среднюю пространственную плотность светимости. Эта величина измерена неточно, хотя она и важна при обсуждении средней плотности вещества во Вселенной ( ФК, гл. [25]
Тот факт, что мы сводим в этом эссе вместе перемежаемость турбулентности и распределение галактик, совершенно естествен и даже не нов. [26]
Решение этой проблемы было подсказано аналогичной критикой, направленной в адрес моей первой модели распределения галактик. На тот случай, когда для фрактала невозможна точная инвариантность при смещении, в главах 34 и 35 показано, что можно подойти к инвариантности сколько угодно близко, придав достаточно малое значение лакунарности. [27]
Уравнения (63.6) и (63.18) показывают, как в принципе автокорреляционные функции, оцененные по распределению галактик в масштабах, превышающих - ЮЛ 1 кис, можно сопоставить с автокорреляционными функциями плотности вещества, полученными из данных о структурах галактик. [28]
Если космологическое красное смешение связано с взаимным удалением галактик, то локальные неоднородности в распределении галактик работают против линейности закона Хаббла. [29]
Общая модель, в рамках которой устанавливается соотношение, связывающее поверхностную и пространственную корреляционные функции, характеризующие распределение галактик, строится следующим образом. Вероятность того, что галактика с абсолютной звездной величиной в диапазоне от М до М 8М обнаружена в произвольно выбранном элементе объема 61 /, равна [ ср. [30]