Cтраница 3
В более сложных моделях начинают с подсчета числа скоплений, содержащих от N до N d / V галактик. Далее параметризуется распределение радиусов скоплений и ход плотности внутри их, например, согласно распределению Гаусса или степенному закону. Наконец, необходимо представить распределение центров скоплений. После этого вычисляется трехмерное распределение с желаемыми параметрами, проецируется на небесную сферу и сравнивается с тем, что мы видим. Хотя несколько таких моделей могут давать мгновенный снимок картины скучивания галактик, нелегко проверить, удовлетворяют ли они физическим требованиям. [31]