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.Статистика: Добавлено Munin — 17 окт 2011, 20:04
]]>