"Плотность галактик" во Вселенной в прошлом.

[Sazan]

Примерно $4*10^9$ лет "назад" уже шло формирование "тверди" Земли. Наблюдая за "областью" Вселенной "соответствующего периода", сиречь, за галактиками на расстоянии в 4 млрд. световых лет, можно наблюдать процессы, которые могли происходить в нашей Галактике, Солнечной системе и на Земле 4 млрд. лет "назад". Но 4 млрд. лет "назад" расстояние между галактиками было меньше, чем в "настоящее время". Ведь и "последние" 4 млрд. лет Вселенная расширялась, и даже частично с ускорением, что есть научный факт. Из этого напрашивается (для меня) следующее.
Имеем три сферы с одним общим центром – Земля. Радиус первой сферы $r_1$, радиус второй сферы $r_2$, радиус третьей сферы $r_3$.
$r_1=1*10^9$ световых лет,
$r_2=3,5*10^9$ световых лет,
$r_3=4,5*10^9$ световых лет.
Пусть "внутри" первой сферы насчитывается $n_1$ галактик. Далее берем вторую и третью сферы. И вот в этом "слое" между второй и третьей сферами насчитывается некоторое $n_{2,3}$ количество галактик. Объем между второй и третьей сферами известен, во всяком случае, его можно "найти". Известно из наблюдений и количество $n_{2,3}$ галактик в этом объеме. Значит можно определить среднее количество $n_{ср. гал.}$ галактик в единице объема равной объему шара с радиусом в 1 млрд. световых лет. Как я понимаю, $n_{ср. гал.}$ может быть достаточно заметно больше, чем $n_1$. Подскажите, подтверждается ли астрономическими наблюдениями, что $n_{ср. гал.}>n_1$? Не ошибаюсь ли я? Если возможно, прошу ссылку. На русском.

[Munin]

Подтверждается. Но ссылки вам никто не даст. Дело в том, что вы выбрали весьма надуманное сочетание цифр и вычислений, и никто именно в таком виде расчётов не производил. Вы вполне можете сделать их сами, из известных космологических данных (вот они-то и подтверждаются наблюдениями). И сами космологические данные тоже наблюдаются на небе не напрямую, в виде начертанных циферок, а тоже извлекаются из других данных, косвенным образом. Вот на наблюдательные данные, и на космологические параметры, ссылок можно набрать множество, но извенити, все на английском. Сейчас вся наука англоязычная. Даже отечественные астрономы, даже публикуя самостоятельные, а не совместные с зарубежными коллегами, результаты, публикуют их в зарубежных изданиях по-английски. И даже некоторые уцелевшие отечественные издания часто предпочитают публиковать материалы по-английски. Так что на русском языке вы можете найти только научно-популярные материалы и изредка какие-нибудь обзоры уровня УФН.

Во-первых, на свете нет вообще такой величины, как "плотность" или "количество галактик". Галактики все разной яркости, и поэтому речь идёт о том, сколько есть галактик одной звёздной величины, другой звёздной величины, и т. п. (хоть галактика - и не звезда, её суммарный свет тоже можно оценить абсолютной звёздной величиной, характерные значения около $-20^m$). Как всегда, чем более дальние области Вселенной мы наблюдаем, тем более яркими объектами мы ограничены. К счастью, межгалактическая среда практически прозрачна, а то бы приходилось вводить поправку и на поглощение.

Во-вторых, никто не наблюдает дальние галактики по всей площади небесной сферы. Даже по половине не наблюдает. Чтобы "достреливать" до таких расстояний, поля зрения телескопов приходится делать настолько узкими, что наблюдения выглядят как точечные уколы. Даже крупнейшие обзоры дальних галактик, такие как и , охватывают не всё небо, а только пятна и "дорожки", причём выбранные вдали от плоскости Галактики, в которой велико поглощение пылью нашей собственной Галактики. Выводы об остальной сфере делаются на основании того, что в изучаемых участках расположение галактик равномерно.

В-третьих, основным параметром, указывающим на расстояние до галактики, является её красное смещение (redshift) $z.$ Никто не умеет измерять расстояние непосредственно. Но красное смещение само по себе указывает не на расстояние, а на скорость, а в расстояние его приходится пересчитывать через параметр Хаббла $H=v/d.$ Для сравнительно ближних галактик, <1 млрд св. лет, можно считать, что параметр Хаббла - константа, имеющая современное значение, но для более дальних (говорят - на космологических расстояниях) надо использовать некоторый закон изменения его от времени $H(t).$ А этот закон (да и современное значение параметра) извлекаются из космологических моделей, тоже косвенно рассчитанных из наблюдений. Так что возникает опасность начать ходить по кругу. Поэтому пересчитывать $z$ в расстояния стараются поменьше, это делают для любителей в популярных целях, или для наглядности представления результатов, а учёные стремятся работать непосредственно с положениями галактик по $z.$

Таким образом, непосредственные наблюдения - это обзоры типа 2dF и SDSS, и их результаты - это сколько галактик каких звёздных величин наблюдается на каких $z.$ Из этих наблюдений восстанавливаются космологические модели - законы расширения Вселенной от времени, включающие в себя зависимости $H(t)$ и $a(t).$ Восстанавливаются они методом подгонки (fit): для зависимостей получают, какие должны были бы быть графики числа галактик от $z,$ и сравнивают с реально наблюдаемыми. Кроме того, для некоторых тонких деталей, например, ускорения расширения Вселенной, и этих данных недостаточно, и привлекаются специальные исследования, типа наблюдений сверхновых на космологических расстояниях (проекты High-z Supernova Search Team и Supernova Cosmology Project), и другие. И наконец, имея такие зависимости, вы можете рассчитать непосредственно то, что вас интересует. Хотя надо ли вам это? Я подозреваю, вы просто хотите убедиться, что непосредственные наблюдения подтверждают какие-то космологические факты, но выбрали способ подтверждения, как раз напротив, очень далёкий от непосредственных наблюдений.

[Sazan]

[Munin]

[Sazan]

[Munin]

[Sazan]

[Munin]