Der game changer für das Standardmodell?

Für mich war es neu...

Hallo!

Es ist gerade mal 10 Jahre her, dass „Laniakea“ - hawaiianisch für open sky oder immense heaven - von einem Forscherteam von der Universität von Hawaii in einer im September 2014 publizierten Arbeit beschrieben wurde: mit der Masse von 10^17 M☉, ca. 100 000 anderen Galaxien, 100 Trillionen Sternen, erstreckt sich über eine halbe Milliarde LJ…
en.wikipedia.org/wiki/Laniakea_Supercluster
cdn.mos.cms.futurecdn.net/XuC2DzaG4Kjc3RLRLuWsrA.jpg

Laniakea sollte aber nicht lange die größte Struktur des Universums bleiben…

Die Entdeckerin von "Giant Arc" & "Big Ring":


Das Standardmodell wackelt mal wieder. -

Wie auch immer, time will tell!!!
Mondlicht

Das erinnert mich an Sternzeichen.

Schauen wir mal, wie oft diese Arbeit zitiert wird[Submitted on 12 Feb 2024]
A Big Ring on the Sky
arxiv.org/abs/2402.07591

Hier Sabines Kommentar

Genau, freut mich, das klingt konstruktiv. Vielleicht komme ich morgen dazu, das/die Paper(s) zu lesen. 

2023 wenige CITED BY
scholar.google.com/citations?user=PaPfR4sAAAAJ&hl=en

Das 1. Paper A Giant Arc on the Sky
2022
arxiv.org/abs/2201.06875
-
 

DS = 500 Mly ist der comoving Schallhorizont zur Zeit der CMB. (im Video NSN erwähnt)
Sabine gibt dementsprechend die gängige Skala mit 1 Gly an.

Dieser Radius gibt allerdings an, welche Strukturen zur damaligen Zeit durch BAO entstehen konnten. Er besagt nicht, dass sich kleinere Strukturen seither nicht miteinander verbinden könnten. Auch anders entstandene Strukturen (gedehnte Quantenfluktuationen) sind dadurch nicht ausgeschlossen.

Der erste Peak der CMB hat einen damaligen Radius von r.1 = 590 kly, das ist comoving r.1/a = 644 Mly, also bereits größer als der Schallhorizont. Das liegt daran, dass der Schallhorizont ja statisch gelten würde, dies jedoch real mit der Expansion überlagert wird.

Größere Strukturen sind durchaus nicht ausgeschlossen, sie sind nur statistisch unauffällig. Je größer die Struktur, desto unauffälliger und zufälliger wird es. Derartige Strukturen können sogar durch die BAO entstanden sein, ihre Bildung war zu dieser Zeit nur noch nicht abgeschlossen. Denn nur vollendete Oszillationen werden statistisch signifikant.

Das bedeutet, dass sich eine derartige Struktur noch in Bewegung befand, sich danach also nicht nur gravitativ zusammenzieht, sondern auch dynamisch die Kontraktionsbewegung fortsetzt, und zwar ab diesem Zeitpunkt ohne den Gegendruck der Strahlung und vor allem auch ohne die vorherige Beschränkung auf die Schallgeschwindigkeit im Plasma c/²3.

Rainer schrieb:
Größere Strukturen sind durchaus nicht ausgeschlossen, sie sind nur statistisch unauffällig. Je größer die Struktur, desto unauffälliger und zufälliger wird es. Derartige Strukturen können sogar durch die BAO entstanden sein, ihre Bildung war zu dieser Zeit nur noch nicht abgeschlossen. Denn nur vollendete Oszillationen werden statistisch signifikant.

Nur kurz, mein Lieber, ich bin ziemlich beschäftigt, werde aber später ausführlich auf die Arbeit von Lopez & Co eingehen; Strukturen im Universum sind eben eines meiner Lieblingsthemen. Das Kosmische Prinzip wird jedenfalls, wie ich schon annahm, nicht so bald (oder nie) fallen. Dazu bedarf es schon noch einiger Forschungsarbeit und zuallerst, die Antwort der Community auf Lopez' 2. Arbeit. BAO wird von den Wissenschaftlern ausgeschlossen und begründet. Hast du den Artikel gelesen? 

Wie Jim Al Khalili im Interview mit Lopez sagt: 56:38 
(ich weiß nicht weshalb es nicht klappt: ich klicke "an dieser Stelle, hier 56:38, kopieren an und es funktioniert wenn ich den Link in den Browser eingebe, aber im Forum beginnt das Video von vorn - na, nicht so wild)


(it beginns 51:33)
Secrets of Size: Atoms to Supergalaxies 2/4 - Going Big - BBC Science Documentary

Bis bald, Mondlicht

 

Mondlicht2 schrieb:

Hast du den Artikel gelesen?

Nein, nur überflogen. Meine Ausführungen waren auch rein theoretischer Natur, nicht dirket auf den GA bezogen. Aber das interessiert mich schon, wieso das nicht so sein soll.
Morgen lese ich den Artikel hoffentlich.

Lieber Rainer!

Lopez Arbeiten "Big Ring" (und Giant Arc) sind wirklich spannend. -
Der Wirbel mit Pressekonferenz wird sich legen. -
Da ich morgen keine Zeit habe, will ich noch zwei Posts loswerden:

Überlegungen, Strukturbildung

BR = Big Ring
uLSS = ultra large Scale structure
GA = Giant Arc
SDSS = Sloan Digital Sky Survey
LSS = Large Scale structure
DMH = Dark Matter Halos

Cluster und Supercluster bestehen aus Galaxien, Gas und Dunkler Materie*, die durch ihre gegenseitige Gravitationsanziehung gebildet werden. >
LSS & uLSS bestehen hypothetisch aus demselben „Material“ und sie werden ebenso gebildet.
*DM bildet zunächst große Ansammlungen bzw. „Halos“.
Innerhalb dieser DM Halos sammelt sich gewöhnliche Materie, hauptsächlich Gas, an. Im Laufe der Zeit kühlt dieses Gas ab, kollabiert und bildet Sterne und Galaxien. Diese Galaxien sammeln sich um die zentralen Bereiche der DMH. Die Galaxien innerhalb dieser Halos beeinflussen sich gegenseitig durch ihre Gravitation. Sie ziehen sich an und bilden Cluster, die aus einer Ansammlung von Galaxien bestehen und Tausende von Galaxien umfassen können. Supercluster sind noch größere Strukturen, die aus mehreren Clustern bestehen, auch sie entstehen durch die Anziehungskraft der Cluster untereinander. Innerhalb eines Superclusters können sich viele Cluster und einzelne Galaxien befinden, die durch ihre gemeinsame Gravitation aneinandergebunden sind. Die Bildungsprozesse finden über Jahrmilliarden statt, während sich das Universum ausdehnt und die Gravitationskräfte zwischen den Galaxien und der DM wirken.
LSSs & uLSSs sind die derzeit größten bekannten Strukturen.

Sind Supercluster definitiv und absolut sicher nicht gravitativ gebunden? Wenn nicht, wie sollten es GA & BR sein? Sind GA & BR ebenfalls in DMH befindlich?

In der CMB gab es winzige Dichteschwankungen, die später zu den Strukturen im Universum führten. Es ist möglich, dass sich alle Strukturen bis hin zu LSS & uLSS aus diesen Fluktuationen bildeten, die in CMB beobachtet werden können. Ich könnte mir auch vorstellen, das LSSs & uLSSs aus Mergings hervorgegangen sind – Hierarchisches Wachstum – kleinere Strukturen verschmelzen durch Gravitationskollaps und bilden größere Strukturen!
Andere Faktoren könnten ebenfalls eine Rolle spielen, darunter kosmische Strings, lt. Lopez, die sich während der kosmischen Inflation gebildet haben könnten und als Vorläufer für einige der größten Strukturen dienen könnten. (immer hypothetisch)

 

Vorbereitet für die Einreichung bei JCAP

Ein großer Ring am Himmel
A.M. Lopez, - R.G. Clowes and G.M.Willigerb

Jeremiah Horrocks Institute, University of Central Lancashire, Preston, PR1 2HE, United Kingdom bDepartment of Physics and Astronomy, University of Louisville, Louisville, KY 40292, USA

Auf Deutsch

Abkürzungen:
BR = Big Ring
uLSS = ultra large Scale structure
GA = Giant Arc
SDSS = Sloan Digital Sky Survey
LSS = Large Scale structure
ΛCDM = Lambda Cold Dark Matter
CP = Kosmologisches Prinzip
CS = Kosmischen Strings
CCC = konforme zyklische Kosmologie (Penrose)
CHMS - Algorithm = Convex Hull of Member Spheres
MST = Minimal Spanning Tree
CE = Cuzick & Edwards
Mg-II-Absorber-Kataloge, die auf DR16Q-Quasare beschränkt sind.
BAO = Baryonen-Akustikoszillation
SLHC-identified absorbers SLHC algorithm
LHS des Bogens (Arc)
LOS = Line of Sight

Abstrakt.

Wir präsentieren die Entdeckung von 'A Big Ring on the Sky' (BR), der zweiten ultra-großskaligen Struktur (uLSS), die in Mg-II-Absorber-Katalogen gefunden wurde, nach dem zuvor berichteten Riesenbogen Giant Arc (GA). In kosmologischen Begriffen ist die BR nahe am GA – bei gleicher Rotverschiebung z ∼ 0,8 und mit einem Abstand am Himmel von nur ∼ 12◦. Zwei außergewöhnliche uLSS in solch enger Konfiguration lassen die Möglichkeit aufkommen, dass sie zusammen ein noch außergewöhnlicheres kosmologisches System bilden.
Der BR ist eine markante kreisförmige, ringförmige Struktur mit einem Durchmesser von ∼ 400 Mpc (Eigengröße, gegenwärtige Epoche). Die Methode der Entdeckung ist die, wie in der GA-Veröffentlichung beschrieben, aber hier unter Verwendung der neuen Mg-II-Absorber-Kataloge, die auf DR16Q-Quasare beschränkt sind. Mit Hilfe des CHMS-Algorithmus (Convex Hull of Member Spheres) schätzen wir, dass der Ring(raum) und der innere Absorber des BR von zufälligen Erwartungen, bei der Dichte des Kontrollfeldes, Abweichungen von bis zu 5,2σ aufweisen. Wir stellen die Entdeckung der BR vor, bewerten ihre Bedeutung mit den Methoden CHMS, Minimal Spanning Tree (MST), FilFinder und Cuzick & Edwards (CE), zeigen sie im Kontext des GA+BR-Systems und schlagen einige Implikationen für die Ursprünge von uLSS und für unser Verständnis der Kosmologie vor. Es kann zum Beispiel sein, dass ungewöhnliche geometrische Muster, wie diese uLSSs, ihren Ursprung in kosmischen Strings haben. 

1 Einleitung 1. Teil

Wir verwenden weiterhin die Methode der intervenierenden Mg-II-Absorber in den Spektren von Quasare, um schwache Materie bei mittleren Rotverschiebungen aufzuspüren [1, 2]. Die Mg-II-Methode stützt sich sowohl auf die spektroskopischen Messungen leuchtkräftiger Quasare mit hoher Rotverschiebung aus dem Sloan Digital Sky Survey (SDSS) als auch auf die hochgenauen, spektroskopischen Rotverschiebungen der dazwischenliegenden Mg-II-Absorptionsdubletten in den Quasar-spektren, die von unabhängigen Autoren dokumentiert wurden [3,4]. Das dazwischenliegende Mg-II-Absorptions-dublett deutet auf das Vorhandensein von Galaxien und Galaxien-Cluster hin [5–7].Zusammen mit den Quasaren und den Mg-II-Absorbern haben wir die Informationen über die Position der dazwischenliegenden Materie am Himmel und die Rotverschiebung der dazwischenliegenden Materie, sodass wir bei der Kartierung der 3D-Verteilung der Mg-II-Absorptionsmerkmale in den Spektren der Quasare auf der LSS der mittleren bis hohen Rotverschiebung der schwachen (nur undeutlich bis gar nicht sichtbaren) Materie schließen können.Es ist bekannt, dass die zahlreichen Entdeckungen von LSSs, die in den letzten Jahrzehnten gemacht wurden, unser Verständnis des kosmologischen Standardmodells (ΛCDM) [2, 8–12] in Frage stellen, insbesondere aufgrund einer möglichen Verletzung einer grundlegenden Annahme, des Kosmologischen Prinzips (CP), das besagt, dass unser Universum auf großen Skalen sowohl homogen als auch isotrop ist.Darüber hinaus gibt es zahlreiche Ergebnisse in der Kosmologie, die ähnliche Herausforderungen und Spannungen (Tensions wie T8 oder H0) für unser derzeitiges Standardmodell darstellen (siehe [13] für eine aktuelle Übersichtsarbeit). Große Strukturen im Universum sind aus mehreren Gründen interessant, wie zum Beispiel: Wie haben sich die Strukturen so früh in der Entwicklung des Universums gebildet, wenn man das heutige Verständnis der CDM-Strukturbildung bedenkt? Wie konnten sich die Strukturen bis heute entwickeln? Liegen die Keime solch großer LSS in den Dichtestörungen, die durch die Inflation verstärkt wurden? [14, 15]Antworten auf solche Fragen könnten außerhalb der Konkordanzkosmologie liegen, entweder durch die Einbeziehung von Erweiterungen des Standardmodells, z. B. kosmische Strings (CS) [9, 16–18], oder alternative Theorien zum ΛCDM-Modell, z. B. die konforme zyklische Kosmologie (CCC) [19] und modifizierte Gravitätstheorien [20–22].
Während der Entdeckung des Riesenbogens GIANT ARC (GA) [2] (im Folgenden Lopez22) wurde die SDSS Data Release 16 Quasar-Datenbank (DR16Q) verfügbar [23]. Anschließend erstellten unabhängige Autoren die aktuellste Mg-II-Datenbank aus den DR16Q-Quasaren [3] (im Folgenden Anand21).Nach der Entdeckung der GA, die mit der älteren Mg-II-Datenbank aus [4] (im Folgenden Z&M, auch die entsprechenden DR7QSO- und DR12Q-Quasarkataloge aus [24, 25]) durchgeführt wurde, haben wir sind nun in der Lage, LSS-Untersuchungen mit der neuen DR16Q-Datenbank und der entsprechenden DR16Q-Mg-II-Datenbank fortzusetzen.
Wir haben eine interessante Ringform in den Mg-II-Absorbern gefunden, die auf eine LSS von Galaxien und Galaxienhaufen hinweist, die einen Durchmesser von ∼ 400 Mpc bis in die heutige Epoche skaliert. Übrigens ist die geschätzte Größe der BR nahe an der zu erwartenden Detektion einer individuellen Baryonen-Akustikoszillation (BAO), r ∼ 150 Mpc [26–30], aber später vermuteten wir, dass es unwahrscheinlich ist, dass die BR ihren Ursprung in BAOs hat. 
Sowohl die Form als auch die Größe der BR sind in unserem derzeitigen theoretischen Rahmen schwer zu verstehen. Darüber hinaus befindet sich der BR im selben Rotverschiebungsschnitt wie der GA und nördlich des GA um ∼ 12◦, was weitere Fragen über ihren Ursprung sowohl zusammen als auch unabhängig voneinander aufwirft. Für die Arbeit, die zur ursprünglichen Entdeckung des GA führte, hatten wir unter Verwendung der Z&M-Datenbank nur einige kleine Bereiche von Himmels- und Rotverschiebungsschichten untersucht [1], im Wesentlichen, um die Durchführbarkeit des Mg-II-Ansatzes selbst zu testen.
Nach der Entdeckung der GA und nun unter Verwendung der Anand21-Datenbank haben wir uns bisher auf das GA-Feld und die Rotverschiebungsscheibe konzentriert, da wir dort sofort die weitere Entdeckung der BR gemacht haben; die einzigen Ausnahmen von dieser Aussage sind (i) die Verwendung benachbarter Rotverschiebungsschichten, um zu testen, ob der BR nicht aus Artefakten entstanden ist, und um auf Ausdehnungen des BR in benachbarte Rotverschiebungsschichten zu testen, und (ii) die Verwendung benachbarter Felder mit derselben Rotverschiebung wie das GA/BR-Feld zum Vergleich der räumlichen Clustering-Ergebnisse des Cuzick- und Edwards-Tests (siehe Abschnitt 3.4). Folglich sollte ein ‘look-elsewhere’-Effekt auf die statistischen Bewertungen keine Rolle spielen. In Zukunft beabsichtigen wir natürlich, beide Datenbanken in ihrer Gesamtheit zu untersuchen.Die Mg-II-Daten, die wir hier verwenden, sind kompliziert und ziemlich schwierig zu verwalten.
Die Vorteile sind natürlich die präzisen Rotverschiebungen und die damit einhergehende Möglichkeit, faszinierende Strukturen wie den Großen Ring und den Riesenbogen zu entdecken. In Zukunft sollte der Mg-II-Ansatz für LSS durch DESI-Spektren [31] verbessert werden, die mit dem 4m-Teleskop KPNO aufgenommen wurden, um die Detektion von Mg II bis zu niedrigeren äquivalenten Breiten zu ermöglichen und damit die Erforschung feinerer Details in der Morphologie von Strukturen zu ermöglichen. In dieser Arbeit untersuchen wir die Realität des BR und seine statistische Signifikanz in Bezug auf die angenommene, homogene großräumige Verteilung von Materie.

1.1 Kosmologisches Modell
Das Konkordanzmodell wird für kosmologische Berechnungen verwendet, mit ΩT0 = 1, ΩM0 = 0,27, ΩΛ0 = 0,73 und H0 = 70 km s−1Mpc−1. Alle angegebenen Größen sind in der gegenwärtigen Epoche angemessene Größen.(Aus Gründen der Konsistenz verwenden wir für die kosmologischen Parameter die gleichen Werte, die in Lopez22 verwendet wurden.)

2. Der große Ring

Die Existenz einer großen, kreisförmigen Struktur von Mg-II-Absorbern, dem Großen Ring (BR), wurde bei der Untersuchung der neuen SDSS-DR16Q-Kataloge und der entsprechenden Mg-II-Datenbanken bei der gleichen Rotverschiebung und Position wie des zuvor dokumentierte Riesenbogen GIANT ARC (GA) deutlich.In Abbildung 1 sehen wir den BR, die visuell überdichte Ringform von Mg-II-Absorbern, die bei etwa x = 0 Mpc und y = 240 Mpc zentriert sind.(Besonders auffällig ist auch der große "Hohlraum" (VOID) im Südwesten des BR.) In dieser und anderen Abbildungen stellen die um den Faktor zwei zunehmenden grauen Konturen die Dichteverteilung von Mg-II-Absorbern im spezifizierten Rotverschiebungsschnitt und Sichtfeld (FOV) dar. Die Mg-II-Konturen wurden mit einem Gaußschen Kern von σ = 11 Mpc geglättet und in Bezug auf die Verteilung der Hintergrundsonden (Quasare) flachfeldrig dargestellt. Die Glättung vermittelt einen brauchbaren Eindruck der Konnektivität. Die Hintergrundsonden (Quasare) werden durch die kleinen, blauen Punkte dargestellt…
… Die Achsen sind in Mpc beschriftet, skaliert auf die heutige Epoche; Details zur Erlangung der Mpc-Skalierung finden Sie im GA-Paper (Lopez22). Der Osten ist nach rechts und der Norden nach oben. Aus Abbildung 1 können wir abschätzen, dass der BR-Durchmesser ∼ 300−400 Mpc beträgt, was seinen Umfang mit der Ausdehnung der GA vergleichbar machen würde.

www.directupload.net/file/d/8498/ga66ludb_jpg.htm

Abbildung 1: Die Tangentialenverteilung von Mg-II-Absorbern in der Rotverschiebungsscheibe z = 0,802 ± 0,060. Die um den Faktor zwei ansteigenden grauen Konturen stellen die Dichteverteilung der Absorber dar, die mit einem Gaußschen Kern von σ = 11 Mpc geglättet und in Bezug auf die Verteilung der Hintergrundsonden (Quasare) flachfeldrig dargestellt wurden. Die dunkelblauen Punkte stellen die Hintergrundsonden dar. S/N-Grenzwerte von: 4, 2 und 4 wurden auf die λ2796-, λ2803 Mg-II-Linien bzw. das Quasarkontinuum angewendet (Details zu S/N-Schnitten werden in Abschnitt 3.1 diskutiert). Nördlich des Mittelpunkts ist der BR mit einem Durchmesser von ∼ 400 Mpc zu sehen. Das Sichtfeld entspricht dem kleinen, rosafarbenen Bereich, der in Abbildung 5 zu sehen ist.

 2.1 DatenquellenDie Verwendung von Mg-II-Absorbern zur Analyse von LSS hat den besonderen Vorteil, dass sie sehr präzise Rotverschiebungen liefern. Ein Nachteil, der eine sehr vorsichtige Handhabung erfordern kann, ist natürlich, dass man die Hintergrundsonden – die Quasare – dorthin bringen muss, wo sie in den Katalogen angegeben sind. Die Kataloge haben jetzt eine entsprechend dichte Abdeckung des Himmels, aber sie werden in der Regel von Variationen der Auswahlkriterien beeinflusst.Bei zabs ∼ 0,8 zeigt der Parameter in den Anand21-Katalogen für den Rotverschiebungsfehler (Z_ABS_ERR) einen Medianfehler von σzabs ≈ 4,2 × 10−5 an. (Der Emissions-Rotverschiebungsfehler für einen Quasarkatalog könnte mit ∼ 0,004 etwa zwei Größenordnungen größer sein.) Dieses σzabs entspricht einer Geschwindigkeitsdifferenz von ∼ 7 km s−1. Ein Vergleich wiederholter Beobachtungen in der Basisdatenbank von Anand21 deutet darauf hin, dass eine praktische Schätzung des Rotverschiebungsfehlers bei zabs ∼ 0,8 bei σzabs etwas größer ist ≈ 1,7 × 10−4, was einem Geschwindigkeitsunterschied von ∼ 28 km s−1 entspricht.Betrachtet man die feineren Details der Morphologie einzelner LSSs, so wird jede Unschärfe auf eigentümliche Geschwindigkeiten zurückzuführen sein, für die plausible Werte ∼ 400 km s−1 sein könnten, was σzpec ∼ 0,0024 bei z ∼ 0,8 oder ∼ 7 Mpc in der richtigen Entfernung für die gegenwärtige Epoche entspricht.
Wir gehen daher davon aus, dass etwaige Unschärfeeffekte gering sein sollten.Die BR wird in der neuen Anand21 Mg II-Datenbank nachgewiesen, während die zuvor dokumentierte GA in der älteren Z&M Mg II-Datenbank nachgewiesen wurde, sodass wir die Unterschiede in den Datenbanken (z.B. die Mg-II-Absorber, die von Sonden detektiert wurden, die beiden Datenbanken gemeinsam waren) auf folgende Weise untersuchen. Zuerst wählen wir das Standard-BR-FOV bei z = 0,802 ± 0,060 wie in Abbildung 1. Dann wählen wir die Absorber und Sonden, die im gewählten Feld entstehen, sowohl aus Anand21 als auch aus Z&M aus (ohne zusätzliche Kürzungen der S/N- oder i-Magnitude). Mit TOPCAT1 [32] werden die Sonde (Quasar) und die Mg-II-Dateien in verschiedenen Möglichkeiten zum Vergleich.
Eine Zusammenfassung der Ergebnisse lautet wie folgt. (1) Es gibt mehr als dreimal so viele Hintergrundsonden im Feld für Anand21 wie für Z&M. (Dies sind die Sonden, die ursprünglich von den Autoren nach Mg-II-Absorbern durchsucht wurden.) Fast alle zusätzlichen Sonden, die von Anand21 durchsucht wurden, waren neue Beobachtungen zwischen SDSS DR12 und DR16. Ein kleiner Bruchteil (nur 37 von 7257 Sonden) wurde jedoch nicht in die Mg-II-Suche von Anand21 einbezogen. (2) Es gibt etwas mehr als doppelt so viele Mg-II-Absorber, die von Anand21 nachgewiesen werden als von Z&M: 852 Mg-II-Absorber in Anand21 und 359 Mg-II-Absorber in Z&M. Von diesen Absorbern waren 597 einzigartig für Anand21 und 104 für Z&M. (3)

www.directupload.net/file/d/8498/jv7yeuoa_jpg.htm

Abbildung 2: Die Mg-II-Absorber im visuell identifizierten BR (blau), das innere Filament (orange) und die zusätzlichen Absorber im Inneren des BR (schwarz) aus der Himmelsperspektive. Drei der blauen Punkte (BR) entsprechen zwei Absorbern, die in einem Spektrum vorkommen (siehe Abbildung . 

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Zitate und Abbildungen Teil 2

2.2 Erste Überprüfungen der Daten – Seite 5

www.directupload.net/file/d/8498/x8cnikpk_jpg.htm

Abbildung 3: Die Tangentialenverteilung von Sonden (Hintergrundquasaren) im BR-FOV mit der Rotverschiebungsbedingung z > 0,862 – d.h. die Sonden, die für die im BR-Feld entstehenden Mg-II-Absorber verantwortlich sind. Die blauen Konturen, die um den Faktor zwei ansteigen, stellen die Dichteverteilung der Sonden dar, die mit einem Gaußschen Kern von σ = 11 Mpc geglättet wurden. S/N-Grenzen wurden auf das Quasarkontinuum angewendet, so dass S/Ncon 4 > (Details zu S/N werden in Abschnitt 3.1 diskutiert). Das Sichtfeld entspricht dem kleinen, rosafarbenen Bereich, der in Abbildung 5 zu sehen ist. Die Abbildung zeigt viele Bereiche mit Über- und Unterdichten. Insbesondere gibt es einige wenige überdichte Regionen (kleine, dunkle Klumpen), die auf der x-Achse bei 0 Mpc und auf der y-Achse zwischen etwa 100 Mpc und 400 Mpc zentriert sind, von denen einige mit dem inneren Filament von BR zusammenzufallen scheinen. Es gibt auch einen viel größeren Bereich von unterdichten Sonden, der sich über −100 Mpc bis 400 Mpc in der y-Achse erstreckt und bei −200 Mpc in der x-Achse zentriert ist, was mit dem linken Teil des BR übereinstimmt.

www.directupload.net/file/d/8498/p6ptd7y6_jpg.htm

Abbildung 4: Der FilFinder-Algorithmus, angewandt auf die Tangentialenverteilung von Mg-II-Absorbern in der nächsten, nicht überlappenden Rotverschiebungsschicht zum BR-Feld – d.h. das Feld, das bei z = 0,682 ± 0,060 zentriert ist und dem üblichen BR-Sichtfeld entspricht. Die Achsen werden in Pixeln bezeichnet, wobei 1 Pixel = 42 Mpc2 ist. S/N-Grenzwerte von: 4, 2 und 4 wurden auf die λ2796, λ2803 Mg II-Linien bzw. das Quasarkontinuum angewendet (Details zu den S/N-Schnitten werden in Abschnitt 3.1 diskutiert).

Die Sonden (Quasare), die für das hier entstehende Mg II verantwortlich sind, haben Rotverschiebungen z > 0,862, so dass es sich um die gleichen Sonden handelt, die für die Mg-II-Absorber im BR-Feld verantwortlich sind, zentriert auf der üblichen Rotverschiebungsscheibe (z = 0,802 ± 0,060).
Die Abbildung zeigt, dass es keine Filamente gibt, die mit der BR korrelieren, was darauf hindeutet, dass der BR nicht das Ergebnis von Artefakten in den Sonden ist.

3 Statistische Analyse

Die Entdeckung des BR erfolgte zufällig, als man sich das zuvor dokumentierte GA-Feld mit den Anand21-Daten ansah. Wir präsentieren nun die statistische Analyse der BR und verfolgen dabei einen ähnlichen Ansatz wie die vorherige Arbeit in Lopez22. Angesichts der Art der Entdeckung ist die Analyse notwendigerweise eine Post-hoc-Analyse. Aufgrund der vorangegangenen Arbeiten, die in Lopez22 vorgestellt wurden, sind wir jedoch in der Lage, die dort festgelegten Richtlinien zu befolgen und somit viele der Probleme zu lindern im Zusammenhang mit der Post-hoc-Analyse.Simulationen werden in der zeitgenössischen Astrophysik und Kosmologie oft befürwortet, aber wir halten sie hier nicht für effektiv oder effizient. Ihre Komplexität wäre zu groß und hätte zu viele Unbekannte und Unsicherheiten. Bedenken Sie beispielsweise, die Simulationen müssten Folgendes umfassen: Simulation des Universums im Allgemeinen; das Vorkommen von Quasaren in diesem simulierten Universum; die Beobachtungsparameter der bildgebenden und spektroskopischen Durchmusterungen und ihre Variationen am Himmel; und die Detektion des Mg II durch Software.
Stattdessen haben wir den praktischeren Ansatz gewählt, (i) die Daten zu verwenden, um die Daten zu korrigieren, und (ii) eine unabhängige Bestätigung von Merkmalen mit Hilfe unabhängiger Tracer zu suchen.Dieser Abschnitt ist wie folgt unterteilt.

(3.1) Wir beurteilen die BR auf den ersten Blick
(3.2) Wir verwenden die Signifikanzberechnungen für die konvexe Hülle von Mitgliedskugeln (CHMS) und den Minimalspannbaum (MST), um die Signifikanz von der BR.Wir wenden diese beiden Methoden der Signifikanzberechnung auf vier Sätze von BR-Absorbermember-Schätzungen an: die SLHC-Gruppen; die visuell gekennzeichneten BR-Absorber (sowohl mit als auch ohne die inneren Absorber); und die FilFinder-identifizierten Absorber.
(3.3) Der 2D-FilFinder-Algorithmus wird auf das Pixelbild angewendet, das die BR enthält, um Filamente im Feld objektiv zu identifizieren.
(3.4) Schließlich wenden wir den 2D-Cuzick- und Edwards-Test auf das BR-Feld an, um die Signifikanz der Clusterbildung im Feld zu bestimmen (nicht die Kandidatenstruktur selbst).

www.directupload.net/file/d/8498/uhmsavwz_jpg.htm

Abbildung 5: Der SDSS-DR16Q-Footprint. Die grauen Punkte sind die Input-quasare für das Kontrollfeld und die rosa Punkte entsprechen den Mg-II-Absorbern im interessierenden Feld. Die Kontrollfelder sind durch Linien in Rot (Overdense Region, Version-1) und Blau (Underdense Region, Version-2).

www.directupload.net/file/d/8498/uy8zpqjo_jpg.htm

Tabelle 1: Ergebnisse des SLHC/CHMS auf fünf überlappenden Rotverschiebungsschichten, um die optimale Rotverschiebungsschicht für das BR-Signal zu bestimmen. Das Sichtfeld jedes Rotverschiebungsschnitts entspricht dem kleinen, rosafarbenen Bereich, der in Abbildung 5 zu sehen ist. S/N-Grenzwerte von 4, 2 und 6 wurden auf die λ2796-, λ2803 Mg-II-Linien bzw. das Quasarkontinuum angewendet. Alle Rotverschiebungsschichten haben eine Dicke von ∆z = ±0,060.Die Spalten von links nach rechts sind: die zentrale Rotverschiebung des zu bewertenden Feldes; Die Verknüpfung Skala für das zu beurteilende Feld, berechnet als s = (ρ0/ρ) 1/3 s0 (siehe Haupttext); die Anzahl der in Frage kommenden Strukturen, die vor Ort ermittelt wurden; die Anzahl der im Feld identifizierten Kandidatenstrukturen mit einer CHMS-Signifikanz von 3,5σ oder mehr; die maximale CHMS-Signifikanz, die aus den Kandidatenstrukturen berechnet wird; die maximale Mg-II-Absorbermitgliedschaft, die aus den Kandidatenstrukturen identifiziert wurde.

 

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Zitate und Abbildungen Teil 3

3.2 Bedeutung: CHMS und MST
Seite 15 

3.2.1 SLHC-identifizierte Mg-II-Absorber

www.directupload.net/file/d/8498/kzagjn83_jpg.htm

Tabelle 2: Wie bei Tabelle 1. Leicht gelockerte S/N-Grenzwerte von 4, 2, 4 wurden auf die λ2796, λ2803 Mg II-Linien bzw. das Quasarkontinuum angewendet. Alle Rotverschiebungsschichten haben eine Dicke von ∆z = ±0,060. Die Spalten von links nach rechts sind: die zentrale Rotverschiebung des zu bewertenden Feldes; Die für das zu bewertende Feld verwendete Kopplungsskala, berechnet als s = (ρ0/ρ) 1/3 s0 (siehe Haupttext); die Zahl der in Frage kommenden Strukturen, die vor Ort ermittelt wurden; die Anzahl der im Feld identifizierten Kandidatenstrukturen mit einer CHMS-Signifikanz von 3,5σ oder mehr; die maximale CHMS-Signifikanz, die aus den Kandidatenstrukturen berechnet wird; die maximale Mg-II-Absorbermitgliedschaft, die aus den Kandidatenstrukturen identifiziert wurde.

www.directupload.net/file/d/8498/ptvj8nwa_jpg.htm

Abbildung 6: Alle Mg-II-Absorber, die zu einer Kandidatenstruktur gehören, die durch den SLHC-Algorithmus aus Ergebnissen-2 in der Rotverschiebungsschicht identifiziert wurden, zentriert bei z = 0,802 ± 0,060. Das hier gezeigte Sichtfeld entspricht den rosafarbenen Punkten in Abbildung 5. S/N-Grenzwerte von: 4, 2, 4 wurden auf die λ2796, λ2803 Mg II-Linien bzw. das Quasar-Kontinuum angewendet. Nördlich des Mittelpunkts ist der BR zu sehen. Das visuell identifizierte BR ist hier mit einer zusätzlichen Ausdehnung in Richtung Nordwesten zu sehen, und das visuell identifizierte innere Filament ist das zentrale Linie, die hier die BR durchschneidet. Der BR erstreckt sich über ∼ 10 Grad in RA- und Dec-Koordinaten. Das große Strukture südlich der BR gehört zur zuvor identifizierten GA.

www.directupload.net/file/d/8498/ob759tuy_jpg.htm

Abbildung 7: Eight of the 10 highest membership candidate structures, die von den SLHC/CHMS-Algorithmen aus Ergebnissen 2 in der Rotverschiebungsscheibe identifiziert wurden, zentriert bei z = 0,802 ± 0,060. Die Farben stellen die Mitgliedschaften dar, die wie folgt von hoch nach niedrig geordnet sind: Schwarz, Rot, Grün, Blau, Türkis, Rosa, Gelb, Grau. Das Sichtfeld entspricht hier den rosafarbenen Punkten in Abbildung 5. Das BR und das innere Filament werden detektiert, aber in fünf unterteilt Strukturen, die visuell nebeneinander oder überlappend zu sehen sind. In dieser Abbildung sind nur die schwarzen Punkte, die die zum GA gehörenden Absorber darstellen, statistisch signifikant.

 

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Zitate und Abbildungen Teil 4

www.directupload.net/file/d/8498/i9rkbalv_jpg.htm

Abbildung 8:
Die visuell identifizierten BR-Absorber (lila) und die SLHC-identifizierten Absorber, die zu den 5 Kandidatenstrukturen aus Ergebnis-2 bei z = 0,802 ± 0,060 (schwarze Kreuze) gehören, die dem visuell identifizierten BR entsprechen. Die rosa Punkte zeigen die Positionen an, an denen zwei Absorber in einem einzigen Spektrum auftreten. Es gibt 46 von 59 Absorbern gemeinsam mit den SLHC-identifizierten und visuell identifizierten BR- und inneren Filamentabsorbern.Von den 13 Absorbern in den visuell identifizierten BR- und Innenfilamentabsorbern, die nicht 9 davon treten an den äußersten Rändern des Rotverschiebungsbereichs auf, was möglicherweise ihren Ausschluss erklärt. 3.2.2 Optisch identifizierte Mg-II-AbsorberSeite 16

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Abbildung 9: Die 6 Kandidatenstrukturen, die vom SLHC-Algorithmus aus Ergebniss-1 in der Rotverschiebungsscheibe identifiziert wurden, zentriert bei z = 0,862 ± 0,060. Die verschiedenen Farben stellen die Bedeutungen dar und sind wie folgt von hoch nach niedrig geordnet: Schwarz, Rot, Grün, Blau, Türkis, Rosa. Die beiden signifikantesten Strukturen gehören zur BR bzw. GA, die beide auch statistisch signifikant sind.

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Abbildung 10: Die 7 Kandidatenstrukturen, die vom SLHC-Algorithmus aus Ergebnissen-2 in der Rotverschiebungsscheibe identifiziert wurden, zentriert bei z = 0,862 ± 0,060. Die verschiedenen Farben stellen die Bedeutungen dar und sind von hoch nach niedrig wie folgt geordnet: Schwarz, Rot, Grün, Blau, Türkis, Rosa, Gelb. Die zum GA gehörenden Absorber sind statistisch signifikant, schwarz dargestellt.Wenn wir diese Abbildung mit Abbildung 9 vergleichen, können wir sehen, dass die Absorber, die durch die 3 einzelnen, überlappenden oder benachbarten Strukturen identifiziert werden, die rot, blau und türkis gefärbt sind, eindeutig die gleichen Absorber sind, die durch eine vollständige, statistisch signifikante Struktur identifiziert wurden, die in Ergebnissen-1 gefunden wurde, die in Ergebnissen-1 gefunden wurde, was die Komplikationen bei der Anwendung des SLHC-Algorithmus auf einen im Wesentlichen unvollständigen Datensatz unterstreicht.   

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Abbildung 11:  Mg-II-Absorber in der Rotverschiebungsscheibe z = 0,862 ± 0,060, die zu dem Bogen gehört, der vom SLHC-Algorithmus als eine vollständige Kandidatenstruktur aus Ergebnis-1 (türkis) und als drei überlappende oder benachbarte Kandidatenstrukturen aus Ergebnissen-2 (schwarzes Kreuz) identifiziert wird. Es gibt 42 Absorber, die zu Ergebnis-1 gehören, von denen vier als Vielfache pro Sonde in zwei Quasaren erscheinen, und 40 Absorber, die zu Ergebnissen-2 gehören, von denen die gleichen vier als Vielfache pro Sonde in zwei Quasaren erscheinen. Beide Ergebnisse verbinden viele der gleichen Absorber, aber in Ergebniss1, wo die Kopplungsskala höher ist, gibt es zusätzliche Absorber, die durch den SLHC -Algorithmus verbunden sind, die alle auf dem LHS des Bogens erscheinen.Die zusätzlichen Absorber in Ergebnis-2 treten in der Mitte des Bogens auf, und es gibt viel weniger zusätzliche Absorber als für Ergebnisse-1, was darauf hindeutet, dass diese Absorber aufgrund der verringerten Beschränkung des Signal-Rausch-Verhältnisses auf dem Kontinuum identifiziert wurden.

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Tabelle 3: Die CHMS- und MST-Signifikanz für die BR-all- und BR-only-Absorber. Die CHMS-Signifikanz hängt vom Volumen und der Anzahl der Absorber ab, so dass das Entfernen der inneren Absorberelemente und das Beibelassen des Volumens die CHMS-Signifikanz eindeutig verringert. Für die MST-Signifikanz steht das Volumen jedoch nicht in direktem Zusammenhang, sondern in Beziehung zu den mittleren MST-Kantenlängen. Dies zeigt sich deutlich in den Ergebnissen, da die MST-Signifikanz mit ∼ 4σ weitgehend gleich bleibt und die CHMS-Signifikanz von 5,2σ abnimmt auf 3,3σ unter Ausschluss der von der BR umhüllten Absorber.  

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Abbildung 12: Die Mg-II-Absorber, die zum gesamten BR-Feld gehören, werden durch hellblaue Punkte dargestellt, und die von FilFinder identifizierten BR-Absorber werden durch dunkelblaue Punkte dargestellt.
Überschätzung des Volumens des BR (und Unterschätzung der Überdichte und Bedeutung der Strukture). Nichtsdestotrotz erhalten wir mit dieser Methode ein Volumen von 21,8×106 Mpc3, eine Überdichte von 0,75 und eine Signifikanz von 4,0σ für die Anzahl der Absorber in diesem Volumen basierend auf der Poisson-Statistik. Die hier aus der Alpha-Hülle berechnete Signifikanz stimmt zwar einfach, stimmt aber mit den MST-Signifikanz der SLHC-identifizierten Absorber und der visuell identifizierten Absorber überein, was die statistische Bewertung dieser Struktur weiter bestätigt.

3.2.3 FilFinder-identified Mg II absorbersSeite 20


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Tabelle 4: Die CHMS- und MST-Signifikanz des BR, berechnet für jeden Satz identifizierter Absorber (SLHC, visueller BR-all, visueller BR-only und FilFinder).

3.2.4 Zusammenfassung der Signifikanzen
 Wir haben unsere Anwendung der CHMS- und MST-Signifikanzberechnungen auf vier Sätze eindeutig identifizierter BR-Absorberelemente gezeigt. Tabelle 4 fasst alle oben genannten Signifikanzberechnungen zusammen. Die Ergebnisse sind: Die mittlere Gesamtsignifikanz der BR (alle Ergebnisse aus Tabelle 4 berücksichtigt) beträgt (3,88 ± 0,83) σ; die mittlere CHMS-Signifikanz beträgt (3,65 ± 1,13)σ; und die mittlere MST-Signifikanz beträgt (4,10 ± 0,45)σ.Aus diesen Ergebnissen können wir ersehen, dass die Variation der CHMS-Signifikanz einen beträchtlichen Bruchteil des Durchschnitts ausmacht, was darauf hindeutet, dass ihre Ergebnisse mit Vorsicht zu genießen sind. Auf der anderen Seite hat die MST-Signifikanz eine viel geringere Streuung,Dies deutet darauf hin, dass für die Zwecke der Analyse der BR der MST-Signifikanztest besser geeignet sein könnte, da es schwierig ist, ein Volumen um eine ringförmige Struktur herum zu definieren, ohne das Volumen zu überschätzen (wie es beim CHMS-Algorithmus der Fall ist).

3.3 Filament identification algorithm
FilFinder ist ein Filament-Identifizierungsalgorithmus, der von [36] entwickelt wurde. Es verwendet mathematische Morphologie, um Filamente unterschiedlicher Größe, Form und Helligkeit auf einem 2D-Pixelbild zu identifizieren. Der Algorithmus war für den Einsatz in kleinen (101 – 103 pc), gasförmigen Bereichen, wie Sternentstehungsgebieten und dem interstellaren Medium gedacht [37–39]. Die Anwendung auf kosmologische LSS ist also neu, und wir mussten Anpassungen in den Parametereinstellungen vornehmen, um den Daten gerecht zu werden. Wir verwenden die folgenden Eingabeparametereinstellungen. (1) Adaptiver Schwellenwert – die erwartete Breite eines typischen Filaments.Wir wählen einen Wert (in der Anzahl der Pixel), der einem Filament entspricht, das nur einen Absorber breit ist. Da die Mg-II-Absorber in den Mg-II-Bildern einen Durchmesser von ca. 12 Pixeln haben, wird der adaptive Schwellenwert auf 12 gesetzt. (2)
Glatte Größe — Skala, auf der die Daten geglättet werden sollen. Unsere Daten sind bereits geglättet und flachfeldrig, so dass es möglicherweise unnötig ist, über die Größe eines Mg-II-Absorbers hinaus zu glätten: d.h. wir werden eine Glättungsgröße implementieren, die die bereits geglätteten Mg-II-Absorber nicht beeinflusst. Daher legen wir die glatte Größe auf einen Wert von 12 Pixel fest. (3) Größenschwelle – die kleinste Fläche, die als Filament zu betrachten ist. Wenn wir wieder den geschätzten Wert für die Anzahl der Pixel in einem einzelnen Mg-II-Absorber verwenden, setzen wir diesen Wert auf 4× 122 = 576 Pixel. Das heißt, die Mindestfläche, um als Filament zu gelten, besteht aus 4 Mg II-Absorbern (wobei die Absorber der Einfachheit halber als Quadrate und nicht als Kreise vorgestellt werden).Wir verwenden das in Python verfügbare FilFinder-Paket, um die im BR-Feld vorhandenen Filamente objektiv zu identifizieren. Für die oben genannten Parameter stellen wir fest, dass es keine visuell offensichtlichen Konsequenzen für relativ kleine Änderungen gibt (z.B. innerhalb weniger Prozent des gewählten Wertes).
Viel größere Änderungen in der Parameterauswahl führen jedoch zu deutlich unterschiedlichen und folgenreichen Ergebnissen. Aus diesem Grund experimentieren wir mit der Änderung der oben genannten Standardparameterwerte, um ein besseres Verständnis des FilFinder-Algorithmus zu erlangen, wenn er auf kosmologische Daten angewendet wird. Der FilFinder-Algorithmus wird mehrfach mit unterschiedlichen Parametereinstellungen auf das Mg-II-Bild angewendet, das die BR enthält (Abbildung 1), und die Ergebnisse werden im Folgenden erläutert.Erstens sind der adaptive Schwellenwert und die Glättungsgröße in einer Weise miteinander verbunden, dass eine Erhöhung des einen fast ununterscheidbaren Effekt von der Verringerung des anderen hat, und zwar für vernünftige Werte (z. B. < 40 Pixel, da größere Werte eine Warnung innerhalb des FilFinder-Algorithmus kennzeichnen). Genauer gesagt lassen sich die aussagekräftigsten und interessantesten Effekte finden, wenn man sich auf das Verhältnis zwischen den Werten konzentriert. Dies kann intuitiv verstanden werden, da die Glättungsgröße die Skala ist, auf der die Filamente geglättet werden sollen, und der adaptive Schwellenwert die typische Breite dieser Filamente ist, deren Größe von der Glättungsgröße beeinflusst wird.Wenn der adaptive Schwellenwert und das Glättungsgrößenverhältnis 1 : 2 ist, gibt es einen unerwünschten Effekt, dass "verschwommene" Maskierungsränder über den Filamenten entstehen; Dies ist der Fall, wenn die Ränder der Maske um einzelne Filamente überlappen. Das Gegenteil ist jedoch der Fall, wenn der adaptive Schwellenwert und das Glättungsgrößenverhältnis 2 : 1 betragen, was zu prägnanteren Rändern um die Filamente führt, aber auch die Anzahl der erkannten Filamente drastisch reduziert. In diesem Sinne die adaptive Schwelle von 12, einem einzelnen Mg-II-Absorber, auf 18, 1,5 leicht erhöhen mal einen Mg-II-Absorber, wobei die Glättungsgröße wie üblich bei 12 gehalten wird, so dass ein Verhältnis von 3 : 2 für die adaptive Schwelle und die glatte Größe.Zweitens bestimmt die Größenschwelle einfach die Mindestgröße, um als Filament zu gelten. Die schrittweise Erhöhung der Größenschwelle und der Vergleich der Ergebnisse zeigen den Eliminierungsprozess kleiner Filamente. Mit den aktualisierten Parameterwerten, bei denen der adaptive Schwellenwert auf 18 Pixel und die Glättungsgröße auf 12 Pixel festgelegt ist, erhöhen wir den Größenschwellenwert schrittweise und zeigen die Filamente, die den Eliminierungsprozess überleben (siehe Abbildungen 13a – 13d). Sofort wird klar, dass das BR das größte und dichteste Filament im Feld ist. Das BR-Filament ist das einzige verbliebene Filament mit der größten Größengrenze. Tatsächlich wird der BR erst entfernt, wenn der Größenschwellenwert 4200 Pixel überschreitet. Die Verwendung des Eliminierungsprozesses mit dem FilFinder-Algorithmus hat einen beeindruckenden Hinweis auf die Größe und Einzigartigkeit des BR im Vergleich zum Rest des Feldes gegeben.Als nächstes wenden wir die gleiche Analysemethode auf die SDSS DR16Q-Quasare im gleichen Feld und in der gleichen Rotverschiebungsschicht wie die Mg-II-Absorber an, die den BR enthalten, um sie mit einer unabhängigen Datenquelle zu vergleichen. Wir wollen das Rauschen der hohen Anzahldichte von Quasaren reduzieren, also wenden wir eine i-Magnitude (i)-Grenze von i ≤ 20,0 an, so dass nur die an sich sehr hellen Quasare einbezogen werden. Die Feldgröße und das Rotverschiebungsintervall für die Erzeugung des Quasarbildes sind die gleichen wie für die Mg-II-Absorber aus Abbildung 1: Das heißt, die Quasare werden so ausgewählt, dass sie solche, die im selben Bereich wie Mg-II-Absorber liegen, nicht zu verwechseln mit dem Hintergrund Quasare, die für die Mg-II-Absorber verantwortlich sind.Das Bild des Quasars ist in Abbildung 14 zu sehen. Der FilFinder-Algorithmus wird auf die gleiche Weise auf das Quasarbild angewendet, wie oben mit den Mg-II-Absorbern beschrieben, mit den folgenden Parametereinstellungen: adaptive Schwelle = 18, Glättungsgröße = 12 und Größenschwellenwert = 576 (siehe Abbildung 15a). Aufgrund der viel höheren Dichte der Feldquasare im Vergleich zu den Mg-II-Absorbern können wir sehen, dass auch nach i-Magnitude-Schnitten im Allgemeinen mehr Filamente identifiziert wurden (Abbildung 15a).Wenn Sie die Größenschwelle schrittweise erhöhen, werden die kleinen Filamente entfernt und nur diejenigen übrig, die die Schnitte überleben können – also nur die großen Filamente, die von Interesse sind. Die Abbildungen 15a — 15d zeigen die Ergebnisse von FilFinder, angewandt auf die Feldquasare mit steigender Größenschwelle.Wenn der FilFinder-Algorithmus auf die Feldquasare angewendet wird und die Größenschwelle schrittweise erhöht wird, bleibt nur ein ringförmiges Filament übrig, das mit dem BR übereinstimmt.Dies ist besonders interessant, da es durch unabhängige Bestätigung zeigt, dass auch die Quasare eine ähnliche Form wie die Mg-II-Absorber haben. Wir können auch die Beziehung der Mg-II-Absorber zu den Hellfeld-Quasaren visualisieren, indem wir das Quasar-Bild mit dem Mg-II-Bild überlagern (siehe Abbildung 16). In Abschnitt 4.1 untersuchen wir die Beobachtungseigenschaften sowohl von Feldquasaren als auch von DESI-Haufen im BR-Feld.Seite 22 unten – geht es auf Seite 24 weiter


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Abbildung 13: Anwendung des FilFinder-Algorithmus auf das Standard-BR-Feld und schrittweise Erhöhung des Größenschwellenwerts, um den Eliminierungsprozess kleiner Filamente zu zeigen. Alle Achsen sind in Pixeln beschriftet, wobei 1 Pixel = 42 Mpc2 ist. (a) Die Standardparameter, für die der adaptive Schwellenwert 18 Pixel, die glatte Größe 12 Pixel und der Größenschwellenwert 576 Pixel beträgt. Für die restlichen Zahlen erhöhen wir schrittweise den Größenschwellenwert. (b) Die Größenschwelle liegt bei 800 Pixeln. (c) Die Größenschwelle liegt bei 1000 Pixeln. (d) Die Größenschwelle beträgt 2000 Pixel. 

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Abbildung 14: Die Verteilung der Tangentialebene von Quasaren im Rotverschiebungsschnitt z = 0,802±0,060. Die blauen Konturen, die um den Faktor zwei zunehmen, stellen die Dichteverteilung der Feld-Quasare, die mit einem Gaußschen Kern von σ = 11 Mpc geglättet wurden. Auf die Quasare wurden Magnitudengrenzen angewendet, so dass i 20,0 ≤. Das Sichtfeld entspricht dem kleinen, rosafarbenen Bereich, der in Abbildung 5 zu sehen ist. Es gibt keine auffallend offensichtliche Struktur mit dem Auge, aber wenn der FilFinder-Algorithmus auf dieses Feld angewendet wird, kann er eine fadenförmige, ringförmige Form erkennen, die mit dem BR übereinstimmt.3.4 Cuzick and Edwards test
Seite 24


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Abbildung 15: Anwendung des FilFinder-Algorithmus auf die Feldquasare, die dem Standard-BR-Feld entsprechen, und schrittweise Erhöhung der Größenschwelle, um den Eliminierungsprozess kleiner Filamente zu zeigen. Alle Achsen sind in Pixeln beschriftet, wobei 1 Pixel = 42 Mpc2 ist. (a) Verwendung der standardmäßigen FilFinder-Parameter, wobei der adaptive Schwellenwert 18 Pixel, die glatte Größe 12 Pixel und der Größenschwellenwert 576 Pixel beträgt. Für die restlichen Zahlen erhöhen wir schrittweise den Größenschwellenwert. (b) Die Größenschwelle liegt bei 1000 Pixeln. (c) Die Größenschwelle beträgt 2000 Pixel. (d) Die Größenschwelle liegt bei 4000 Pixeln.

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Abbildung 16: Die Tangentialenverteilung der Mg-II-Absorber in der Rotverschiebungsschicht z = 0,802 ± 0,060 überlagert mit der Tangentialebenenverteilung der Quasarpositionen in derselben Rotverschiebungsschicht (nicht zu verwechseln mit den Hintergrundsonden). Die um den Faktor zwei ansteigenden grauen Konturen stellen die Dichteverteilung der Absorber dar, die mit einem Gaußschen Kern von σ = 11 Mpc geglättet und in Bezug auf die Verteilung der Hintergrundsonden (Quasare) flach dargestellt wurden. Die um den Faktor zwei ansteigenden blauen Konturen stellen die Dichteverteilung der Feldquasare dar, die mit einem Gaußschen Kern von σ = 11 Mpc geglättet wurden. Im Mg-II-Bild wurden S/N-Grenzwerte von 4, 2 und 4 angewendetzu den λ2796-, λ2803 Mg-II-Linien bzw. dem Quasar-Kontinuum. Im Quasarbild wurden Magnitudengrenzen angewendet, so dass i 20,0 ≤. Im Allgemeinen stellen wir fest, dass die blauen Konturen den grauen Konturen folgen.

4 Observational properties - Beobachtungseigenschaften
4.1 Corroboration with independent data - Untermauerung mit unabhängigen Daten

Zuvor haben wir in Abschnitt 3.3 gesehen, dass die Quasare des hellen Feldes Filamente identifiziert haben, die denen der MG II -Absorber ähneln. Es wurde auch gezeigt, dass es eine plausible visuelle Assoziation der Feldquasare und MG II -Absorber gibt, indem es die Konturkarten jedes Datensatzes überlagert (Abbildung 16). Wir können die Konturkarten weiterhin von den Quasaren und jetzt auch die DESI -Cluster [48] verwenden, die einen größeren FOV betrachten und die visuelle Assoziation der unabhängigen Datensätze mit den MGII -Absorber in größerem Maßstab untersuchen (siehe Abbildungen 18a zu 18d).

Die visuell auffälligste Assoziation ist in Abbildung 18d zu sehen, wo die grünen Konturen der DESI-Cluster in vielen Fällen der gleichen filamentären Flugbahn zu folgen scheinen wie die Mg-II-Absorber. Interessanterweise ist jedoch auch in Abbildung 18c ein ähnlicher Verlauf zu sehen, jedoch auf anderen Mg-II-Absorbern, die in Abbildung 18d übersehen wurden.Auf die beiden DESI-Cluster-Abbildungen (c und d) werden Reichhaltigkeitsgrenzen von R ≤ 22,5 bzw. R ≥ 22,5 angewendet, so dass die Überschneidung der beiden Zahlen minimal ist. Wir könnten also eine potenziell nützliche Technik haben, um die Mg-II-Absorber und ihre Assoziation mit Clustern mit geringer und hoher Reichhaltigkeit zu untersuchen, aus der wir mehr über den physikalischen Ursprung der Mg-II-Absorber erfahren könnten. Natürlich werden die DESI-Haufen viel größere Rotverschiebungsfehler (∆z ∼ 0,04) aufweisen als die Mg-II-Absorber und Quasare, so dass die Strukturen in den DESI-Haufen unscharf sein werden. Da die Assoziation recht klar erscheint, würden vermutlich kleinere Rotverschiebungsfehler zu einer noch klareren Assoziation führen.

4.2 Viewing the BR from other angles

Die Entdeckungen bei BR und GA wurden unerwartet mit der Methode des intervenierenden Mg II –Absorber erstellt und unterliegen daher einer Beobachtungsverzerrung – wir haben zuerst das Signal eines LSS durch die Beobachtung einer merkwürdigen Form und/oder visuellen Überdichte in den ersten Mg-II-Bildern, die wir später statistisch auswerteten. Konkret beobachten wir diese LSS-Kandidaten nur von einer Sichtlinie (LOS), d.h. einer 2D-Projektion der 3D-Materieverteilung am Himmel. So könnten die LSS-Kandidaten aus einem anderen Blickwinkel oder LOS völlig anders aussehen, oder darüber hinaus könnte es LSS-Kandidaten geben, die eine scheinbar durchschnittliche oder "uninteressante" Verteilung von Absorberelementen aus unserem LOS haben, die Bögen, Ringe oder interessante fadenförmige (Filamente)- Formen aus einem anderen Betrachtungswinkel sein können.

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Abbildung 17: Der Cuzick- und Edwards-Test (CE) wurde zum Vergleich auf den zweiten "Zoom" des BR-Feldes und ein Zufallsfeld (a bzw. b) angewendet. Die Abbildungen zeigen den medianen p-Wert über 100 Durchläufe von 2000 Simulationen in Abhängigkeit vom gewählten q (k)-Wert. Das BR-Feld zeigt eine vorläufige signifikante Clusterbildung (p ≤ 0,05) bei q = 58, 59, 60 und erreicht ein Minimum von p = 0,043 bei q = 58. Das Zufallsfeld zeigt keine signifikante Clusterbildung auf irgendeiner Skala.  


 

 

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Abbildung 18: Dichteverteilung der Mg-II-Absorber in der Rotverschiebungsscheibe z = 0,802 ± 0,060 in einem großen Gesichtsfeld, dargestellt durch die grauen Konturen, die mit einem Gaußschen Kern von σ = 11 Mpc geglättet und in Bezug auf die Hintergrundquasare flach geflächig gemacht wurden. Die zusätzlichen Konturen (blau und grün) stellen die überlagerte Dichteverteilung der Feldquasare (a und b) bzw. der DESI-Haufen (c und d) dar. (a) Die Feldquasare, dargestellt durch die blauen Konturen, sind auf i ≤ 20,0 beschränkt. Die blauen Konturen scheinen eine plausible Assoziation mit den grauen Konturen zu haben.Die i-Magnitudengrenze ist nicht sehr restriktiv, so dass die blauen Konturen im Vergleich zu die Mg-II-Absorber. Beachten Sie, dass diese Quasare ein FilFinder-Filament haben, das eng mit der Form des BR verbunden ist, so dass es eindeutig der visuelle Eindruck ist, der aufgrund des Rauschens schwer zu bestimmen ist.(b) Die Feldquasare, dargestellt durch die blauen Konturen, sind auf i ≤ 19.5 beschränkt. Mit den reduzierten Quasaren (im Vergleich zu a) kann ein deutlicherer Trend der Quasar- und Mg-II-Absorber-Assoziation gesehen werden. Im Allgemeinen scheinen die dichten Klumpen der Mg-II-Absorber eher assoziierte Quasare als die dünnen Mg-II-Filamente zu haben. c) Die DESI-Cluster, dargestellt durch die grünen Konturen, beschränken sich auf R ≤ 22.5. Die grünen Konturen folgen im Allgemeinen den grauen Konturen, obwohl die Reichhaltigkeitsgrenze die Anzahl der DESI-Cluster im Feld reduziert. d) Die DESI-Cluster, dargestellt durch die grünen Konturen, sind auf R ≥ 22.5 beschränkt. Auch hier ist zu erkennen, dass die grünen Konturen im Allgemeinen den grauen Konturen folgen. Insbesondere die untere Hälfte des BR weist ein starkes Filament aus DESI-Clustern auf, das der fadenförmigen Form der Mg-II-Absorber folgt. Beachten Sie, dass das größere Sichtfeld der obigen Abbildungen zwei der SDSS-Grenzen kreuzt, an denen die Quasarbedeckung stark abnimmt (siehe Abbildung 5).


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Abbildung 19: Die visuell identifizierten BR-Absorberelemente werden auf die Ebene projiziert, die senkrecht zum anfänglichen Normalenvektor w0 steht. Die x-Achse zeigt in Richtung u0 und die y-Achse zeigt in Richtung v0. Vergleicht man die Abbildung hier mit Abbildung 2, so fällt die leichte Drehung der BR-Projektion auf, die auf die kleine Fehlausrichtung des Koordinatensystems der Tangentialebene mit dem neuen System u0, v0, w0 hinweist. Der Schlüssel oben, LHS der Abbildung, gibt die Rotverschiebungen der Absorber an, die den Farben zugeordnet sind, und die kleinen Zahlen, die mit jedem Datenpunkt gepaart sind, geben ihre eindeutige ID-Nummer an.

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Abbildung 20: Die BR-Absorber Mitglieder werden senkrecht zu u0 auf die Ebene projiziert. Die neue u-Richtung zeigt wie üblich auf den östlichsten Absorber. Die Farben repräsentieren die Rotverschiebungen der Absorber (siehe Schlüssel oben, RHS der Abbildung) und die kleinen Zahlen gepaart mit jedem Datenpunkt, geben Sie ihre eindeutige ID-Nummer an.

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Alle drei Betrachtungswinkel sowie die ursprüngliche Frontalansicht (face-on-view) des BR deuten darauf hin, dass es sich bei der BR-Struktur um eine Spiralen (oder Spulen-)form mit einer dünnen, flachen, dichten, zentralen Komponente handelt. Die Flachheit der zentralen Komponente ist besonders interessant angesichts der jüngsten Arbeit zur Suche nach flachen Mustern in kosmischen Strukturen, die in [17] vorgestellt wurde. Es ist noch nicht klar, wie sich ein solches Gebilde gebildet haben kann; eine Möglichkeit könnte jedoch kosmische Strings sein, die vorgeschlagen wurden, um andere jüngste Entdeckungen und Daten zu erklären [16, 17, 40–45].Zuvor wurde festgestellt, dass der Durchmesser des BR der erwarteten Größe einer BAO ähnelt. Die Spulenform scheint jedoch nicht mit einer Herkunft in BAOs vereinbar zu sein. Zum Schluss kann eine Ellipse auf den BR aufgesetzt werden (Bild 23). Die Ellipse berechnet die große und die kleine Halbachse als 184 Mpc bzw. 162 Mpc. Angesichts der Tatsache, dass die Signatur einer individuellen BAO eine charakteristische Größe von 150 Mpc hat, argumentieren wir erneut gegen die Möglichkeit, dass die BR aus einer BAO hervorgeht. Angesichts der Ellipsenberechnungen der großen und kleinen Halbachsen können wir den approximativen Umfang von Ramanujan verwenden, um den Umfang der Ellipse zu approximieren.


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Abbildung 21: Die BR -Absorber -Mitglieder, die senkrecht zu v0 auf die Ebene projiziert wurden. Die neue u -Richtung zeigt wie immer auf den östlichsten Absorber. Die Farben repräsentieren die Rotverschiebungen der Absorber (siehe Taste oben, RHS der Abbildung) und die kleinen Zahlen, die mit jedem Datenpunkt gepaart sind, geben ihre eindeutige ID -Nummer an.  

 

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5 Discussions and conclusions
Seite 33

In dieser Arbeit haben wir einen "Großen Ring am Himmel" vorgestellt, der die zweite ultra-großskalige Struktur (uLSS) ist, die in den Mg-II-Katalogen nachgewiesen wurde. Die BR wird am deutlichsten in der Rotverschiebungsscheibe redshift slice z = 0,802 ± 0,060 detektiert. Die Rotverschiebungsschicht, die die BR enthält, ist genau die gleiche Rotverschiebungsschicht, die die zuvor entdeckte GA enthält, und beide Strukturen am Himmel sind nur durch ∼ 12◦ voneinander getrennt, was bedeutet, dass sich diese beiden faszinierenden Strukturen in der gleichen kosmologischen Nachbarschaft befinden.Wir haben mehrere Inspektionstests und statistische Tests auf den BR angewendet, um ihn als ultragroßes LSS zu unterstützen. Eine Zusammenfassung der Ergebnisse lautet wie folgt. (1) Jeder der visuell identifizierten BR+Filament-Absorber wurde in den entsprechenden Spektren visuell bestätigt, wodurch festgestellt wurde, dass es sich bei 100 % der Absorber um echte Detektionen und nicht um falsch positive Ergebnisse handelt. (2) Der SLHC-Algorithmus identifizierte 46 von 59 der visuell identifizierten BR+Filament-Absorber in 5 einzelnen, überlappenden oder benachbarten Gruppen. Der SLHC-Algorithmus detektierte auch einen statistisch signifikanten Bogen in den Rotverschiebungsschichten, die bei z = 0,862±0,060 und z = 0,922±0,060 zentriert waren. Der Bogen scheint eine Verlängerung des unteren Bogens des BR zu sein, wenn man bedenkt, dass die Übereinstimmung in der Position am Himmel übereinstimmt und dass sich die Rotverschiebungsschnitte um 50 % überlappen. (3)Wir berechneten die CHMS- und MST-Signifikanz der SLHC-identifizierten Absorber, der visuell identifizierten BR-Absorber (zwei Versionen) und der FilFinder-identifizierten Absorber. Es wurde festgestellt, dass die CHMS-Methode aufgrund der Art der Methode eine viel größere Variation in ihren berichteten Signifikanzen aufweist: Das CHMS berechnet das Volumen der einzigartigen Struktur, die alle Absorber enthält, so dass im Beispiel einer ringförmigen Struktur ein großes Volumen in der Mitte des Rings mit viel weniger Absorbern als im Ringraum vorhanden ist….


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Abbildung 22: Die BR -Absorber -Mitglieder projizierten senkrecht zu u0 – v0 auf die Ebene.Die neue u -Richtung zeigt wie immer auf den östlichsten Absorber. Die Farben repräsentieren die Rotverschiebungen der Absorber (siehe Taste oben, RHS der Abbildung) und die kleinen Zahlen, die mit jedem Datenpunkt gepaart sind, geben ihre eindeutige ID -Nummer an. 

… Der CHMS (algorythm) berechnet eine (3,65 ± 1,13) σ Signifikanz. Durch die Verwendung der visuell identifizierten Absorber und die Beibehaltung der BR-Innereien (BR innards) berechnet der CHMS eine (wahrscheinliche) Obergrenze von 5,2σ Signifikanz. Die MST-Signifikanz hingegen war konsistenter, da diese Methode nur auf der mittleren MST-Kantenlänge beruht und diese Methode eine Signifikanz berechnetvon (4,10 ± 0,45)σ. (4) Der FilFinder-Algorithmus wurde auf das Mg-II-Bild des BR-Feldes angewendet, um Filamente objektiv zu identifizieren. Durch die schrittweise Erhöhung der Größenschwelle ließ der Algorithmus nur ein identifiziertes Filament – einen Ring – übrig, und dieser Ring entsprach dem visuell identifizierten BR.Auf diese Weise wurde der BR etabliert als: (i) ein Ring, unabhängig von der visuellen Wahrnehmung; und (ii) das am besten verbundene und größte Filament im image. Wir haben den FilFinder-Algorithmus auch auf die Feldquasare (nicht zu verwechseln mit den Hintergrundsonden) angewendet und dabei festgestellt, dass es ein großes, verbundenes, ringförmiges Filament gibt, das größtenteils mit dem BR übereinstimmt. (5) Wir haben den CE-Test auf das Feld angewendet, das den BR enthält, und dann den BR "vergrößert", um den Beitrag des BR zur räumlichen Clusterbildung im Feld zu bewerten.Eine vorläufige signifikante Häufung im Feld wurde im zweiten Zoom der BR bei einem p-Wert p = 0,043 festgestellt. …... Wir verglichen vier weitere zufällige Felder mit der gleichen Rotverschiebung wie die BR und fanden keine signifikante räumliche Clusterbildung. Die CE-Testergebnisse für das BR-Feld sind jedoch bei einem Signifikanzniveau von σ > 3,0 immer noch nicht schlüssig, was darauf hindeutet, dass die Clusterbildung im BR-Feld im Gegensatz zum GA-Feld statistisch nicht signifikant ist. Beachten Sie, dass dieser Test die Clusterbildung im Feld  bewertet und nicht die statistische Signifikanz einer einzelnen Kandidatenstruktur. (6) Durch die Überlagerung der Mg-II-Absorber-bilder mit Konturkarten der Feldquasare und DESI-Haufen konnten wir eine plausible Assoziation zwischen den Datensätzen zeigen und so eine unabhängige Bestätigung liefern.Wir fanden insbesondere heraus, dass die DESI-Cluster, die Reichhaltigkeitsgrenzen unterlagen, verschiedene Mg-II-Absorber kartierten, was darauf hindeutet, dass es Spielraum für die Verwendung von DESI-Clustern geben könnte, um die physikalische Umgebung um die Mg-II-Absorber herum zu untersuchen. (7) Mit Hilfe einer Projekt-ebenen-methode (project plane method) konnten wir die 3D-Verteilung der BR untersuchen. Die Betrachtung der BR unter verschiedenen Winkeln zeigte, dass es 3 verschiedene Rotverschiebungsbänder gibt, wobei das zentrale Rotverschiebungsband die Mehrheit der Absorber in einer Ringform in einem dünnen, flachen Bereich enthält. Das Beinahe-Rotverschiebungsband ist fast vollständig auf der rechten Seite des BR enthalten und scheint sogar nach hinten in den zentralen Rotverschiebungsbereich des BR zu fallen.BR erzeugt eine spiralförmige Form. Das am weitesten entfernte Rotverschiebungsband hatte einen ähnlichen Wickeleffekt, schien aber zufällig über den BR verteilt zu sein (es ergab eine gebrochene, ringförmige Form).Wir haben auch mit der Projektionsebenen-Methode (project plane method)  merkwürdige rückwärts gerichtete "S"-Formen gefunden, wenn wir die BR-Seite betrachteten. Die S-Formen sind am deutlichsten in den nahen und fernen Rotverschiebungsbändern, aber auch im zentralen Rotverschiebungsband zu sehen. Die Daten und Analysen zeigen, dass die BR von besonderem Interesse für LSS-Studien in der Kosmologie ist. In der Kosmologie gehen wir von statistischer Homogenität im Kosmologischen Prinzip (CP) als Grundlage des ΛCDM-Modells aus. Wir haben gezeigt, dass die BR real und statistisch signifikant ist, und haben sie zu einer wachsenden Liste von LSS-Kandidaten hinzugefügt, die in Spannung/Tension mit der CP stehen.Die wachsende Liste von LSS deutet auch darauf hin, dass die Wahrscheinlichkeit, dass all diese Strukturen statistisch gestört werden, abnimmt. (The growing list of LSSs also indicates that the chance of all of these structures being a matter of statistical noise is decreasing)Darüber hinaus ist auch die Liste der LSS in Spannung zum CP im Allgemeinen schwer zu verstehen, da es Wissenslücken gibt, um die Bildung dieser ultragroßen Strukturen zu erklären. (In addition, the list of LSS in tension with the CP is also generally difficult to understand as there are gaps in the knowledge for explaining the formation of these ultra-large structures. )Vielleicht könnten wir spekulieren, dass die Existenz dieser Strukturen eine Erweiterung des Standardmodells erfordert, vielleicht in Form von kosmischen Strings. (Perhaps we could speculate that the existence of these structures requires an extension to the standard model, perhaps in the form of cosmic strings.)BR und GA zusammen erzählen uns aufgrund ihrer Größe und Morphologie vermutlich etwas Faszinierendes und möglicherweise Wichtiges über das Universum, aber im Moment können wir nur spekulieren, was das sein könnte. (The BR and GA together, given their sizes and morphologies, are presumably telling us something intriguing, and quite possibly important, about the Universe, but at the moment we can only speculate what that might be.)


www.directupload.net/file/d/8498/ycrf3tm3_jpg.htm

Abbildung 23: Die visuell identifizierten BR-Absorber-Mitglieder prognostizierten mit einer zusätzlichen Anpassungs-Ellipse auf die Ebene senkrecht zu w0. 

Moin,

habe da mal eine Artikel und ein nettes Bild zu gefunden:


www.scinexx.de/news/kosmos/was-steckt-hi...smischen-riesenring/

Habe die Ehre ...

Mondlicht2 schrieb:

(ich weiß nicht weshalb es nicht klappt: ich klicke "an dieser Stelle, hier 56:38, kopieren an und es funktioniert wenn ich den Link in den Browser eingebe, aber im Forum beginnt das Video von vorn - na, nicht so wild) 

Um das Video an der gewünschten Stelle zu starten, muss man den URL so wie hier  mit Linktext einfügen (das Kettensymbol oben im Editierfenster klicken). Dann erscheint der Link halt nicht als Bild im Beitrag. So war es schon in der vorigen Version vom Forum. Solche Links sind jetzt leider nicht mehr automatisch blau und unterstrichen, so dass man sie kaum findet. Ich formatiere dann halt noch selber.

Für eine Diskussion über beide Arbeiten von Lopez und Team, habe ich besonders gründlich ihre 2. Arbeit „The Big Ring“, „Abstrakt und Einleitung“ #51 sowie „Diskussion und Ergebnisse“ #61 gelesen.

Auch wenn bei der Beschreibung von Strukturen im kosmischen Maßstab eine gewisse Vorsicht geboten ist, da sie sich oft von dem unterscheiden, was sie zu sein scheinen. Der Gravitationslinseneffekt kann dazu führen, dass ein Bild in eine andere Richtung als seine tatsächliche Quelle zu entstehen scheint, wenn Objekte im Vordergrund die umgebende Raumzeit krümmen (wie von der Allgemeinen Relativitätstheorie vorhergesagt) und vorbeiziehende Lichtstrahlen ablenken – können wir über die möglichen Ursachen für Ultra Large Scale Struktures (uLSS) wie „Giant Arc“ und „Big Ring“ diskutieren, wie sie Lopez vorschlägt - CCC, Strings - ziemlich unverständlich, finde ich - oder eine Erweiterung des Standardmodells -  oder Vorschläge von Usern.

Auf der Grundlage der aktuellen kosmologischen Theorie sollten diese Strukturen nicht möglich sein -  oder wenn überhaupt, „extrem selten“; sie verstoßen gegen das Kosmologische Prinzip: Das Universum ist homogen und isotrop: 
de.wikipedia.org/wiki/Kosmologisches_Prinzip

Aber sind die genannten beiden uLSS wirklich statistische „Ausrutscher“?

Dazu ein kurzer historischer Abriss:

Walls, filaments, nodes, and voids
en.wikipedia.org/wiki/Observable_universe#References  

Die Organisation der Struktur beginnt wohl auf der Ebene der Sterne, Sterne sind in Galaxien organisiert, die wiederum Galaxiengruppen, Galaxienhaufen, Superhaufen, Schichten, Wände und Filamente bilden, die durch riesige Hohlräume getrennt sind, wodurch eine riesige schaumartige Struktur entsteht, die als "kosmisches Netz" bezeichnet wird.

Vor 1989 ging man allgemein davon aus, dass virialisierte Galaxienhaufen ( virialized  galaxy cluster) die größten existierenden Strukturen sind und dass sie mehr oder weniger gleichmäßig in alle Richtungen über das Universum verteilt sind.

Seit Anfang der 1980er Jahre wurden jedoch immer mehr Strukturen entdeckt. Im Jahr 1983 identifizierte Adrian Webster das Webster LQG, eine große Quasargruppe, die aus 5 Quasaren besteht. Die Entdeckung war die erste Identifizierung einer großräumigen Struktur und hat die Informationen über die bekannte Gruppierung von Materie im Universum erweitert.

-          Im Jahr 1987 identifizierte Robert Brent Tully den Fische-Cetus-Superhaufen-Komplex, das Galaxienfilament, in dem sich die Milchstraße.
-          Im selben Jahr wurde eine ungewöhnlich große Region mit einer viel unterdurchschnittlichen Verteilung von Galaxien entdeckt, die Riesenleere ( Giant Void ) mit einem Durchmesser von 1,3 Milliarden Lichtjahren.
-          Basierend auf Daten der Rotverschiebungsvermessung entdeckten Margaret Geller und John Huchra 1989 die "Große Mauer",[61]
-          Zwei Jahre später (1991) entdeckten die Astronomen Roger G. Clowes und Luis E. Campusano das Clowes-Campusano LQG, eine große Quasargruppe, die an ihrer breitesten Stelle zwei Milliarden Lichtjahre misst und zum Zeitpunkt ihrer Ankündigung die größte bekannte Struktur im Universum war.
-          Im April 2003 wurde ein weiteres großes Bauwerk entdeckt, die Sloan Great Wall. Im August 2007 wurde ein möglicher Supervoid im Sternbild Eridanus entdeckt. [62]
-          Er fällt mit dem "CMB Cold Spot" zusammen, einer kalten Region am Mikrowellenhimmel, die nach dem derzeit favorisierten kosmologischen Modell höchst unwahrscheinlich ist. Diese Superleere (Giant Void) könnte den kalten Fleck verursachen, aber dazu müsste er unwahrscheinlich groß sein, möglicherweise eine Milliarde Lichtjahre im Durchmesser, fast so groß wie die oben erwähnte Riesenleere.
-          Eine weitere großräumige Struktur ist der Protohaufen SSA22, eine Ansammlung von Galaxien und riesigen Gasblasen mit einem Durchmesser von etwa 200 Millionen Lichtjahren.
-          Im Jahr 2011 wurde eine große Quasargruppe entdeckt, U1.11, die einen Durchmesser von etwa 2,5 Milliarden Lichtjahren hat.
-          Am 11. Januar 2013 wurde eine weitere große Quasargruppe entdeckt, das Huge-LQG, das mit einem Durchmesser von vier Milliarden Lichtjahren die größte bekannte Struktur im Universum zu diesem Zeitpunkt darstellte. [63]
-          Im November 2013 entdeckten Astronomen die Chinesische Mauer Herkules-Corona Borealis,[64][65] eine noch größere Struktur, die doppelt so groß ist wie die erste.
-          Im Jahr 2021 gab die American Astronomical Society die Entdeckung des Riesenbogens bekannt; eine sichelförmige Reihe von Galaxien, die sich über eine Länge von 3,3 Milliarden Lichtjahren erstreckt und 9,2 Milliarden Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Boötes liegt, wie Beobachtungen des Sloan Digital Sky Survey zeigen. [67]

Bevor ich konkret Probleme anspreche will ich die in Lopez Arbeiten angewandten Methoden und Algorithmen und Databases näher kennenlernen, und mehr noch, ausarbeiten, welche Strukturen, jenseits von Cluster, gravitativ gebunden sind, denn es gibt auch Supercluster mit hohen Dichten, die es sind. Dem stehen Viods und Giant Voids gegenüber und Supercluster mit geringer Dichte, deren Raum zwischen einzelnen Objekten wegen der beschleunigten Expansion immer größer wird und aus heutiger Sicht, endlos...

siehe Teil 2.  

Mondlicht

Teil 2

Nach aktuellem Wissensstand sind Strukturen jenseits von Clusters - Superclusters - nicht gravitativ gebunden. Oder man nahm es zumindest wegen der beschleunigten Expansion an.
Seit ca. 5 Mrd. Jahren expandiert das Universum beschleunigt, so dass der Raum zwischen einzelnen Objekten der Superclusters immer größer wird, eine Änderung nicht absehbar ist und sie möglicherweise für immer mitbewegt/comoving - auseinanderfliegen…
en.wikipedia.org/wiki/Supercluster

The large size and low density of superclusters means that they, unlike clusters, expand with the  Hubble expansion .

Das ist nicht mehr korrekt, sehen wir uns die Entdeckungen von Large Scale Structures (LSS) und Ultra Large Scale Struktures (uLSS) der letzten Jahrzehnte einschließlich der von Lopez (GA & BR) an! Die Gravitation scheint (auch hier) zu dominieren…!?
Zweitens, der Raum zwischen den einzelnen Galaxien und Galaxienhaufen in einem Superhaufen vergrößert sich weitaus langsamer als mit H0. (...)
en.wikipedia.org/wiki/Shapley_Supercluster

It appears as a striking overdensity in the distribution of galaxies in the  constellation  of  Centaurus . It is 650 million  light-years  away ( z=0.046 ).

en.wikipedia.org/wiki/Great_Attractor

Der große Attraktor ist ein  Superhaufen  und eine der massereichsten bekannten Strukturen im beobachtbaren  Universum . Er hat eine Masse in der Größenordnung von 10 Billiarden Sonnenmassen (1016 M☉) …
Das heißt, dass sich die  Galaxienhaufen  in diesem Bereich weniger schnell voneinander entfernen, als dies bei einer homogenen  Expansion des Universums  der Fall wäre...
Da die vermutliche Masse des Norma-Galaxienhaufens und anderer bekannter Strukturen allein nicht auszureichen scheint, um den Effekt zu erklären, werden weitere, durch die Milchstraße verdeckte Strukturen als Anziehungsquellen vermutet. Als möglicher Verursacher der Anziehungskräfte wird der  Shapley-Superhaufen  angenommen...
Im Februar 2016 gab ein von Lister Staveley-Smith geleitetes Team von Wissenschaftlern der  Universität von Westaustralien  sowie der australischen  Curtin-Universität  auf der Website des Internationalen Zentrums für  Radioastronomie -Forschung (ICRAR) bekannt, 883 bisher hinter der Milchstraße verborgene Galaxien im Bereich des Großen Attraktors registriert zu haben, davon ein Drittel bisher unbekannte Galaxien. 
Diese Entdeckung lieferte jedoch nicht die erhoffte Erklärung für die fehlende Masse im Großen Attraktor. [3]

Billiarden Sonnenmassen? 

Ausgehend von den beiden Planckgrafiken: 
de.wikipedia.org/wiki/Planck-Weltraumtel...240_after_Planck.jpg

Wie kann die ungeheure (und bis vor kurzem unbekannte) Masse der LSSs und uLSSs- Entdeckungen einschließlich der von Lopez, siehe letzten Beitrag von mir, in den Angaben der Grafiken „380 000 JndU“ = 12% Atome und „heute“ = 4.9%, enthalten sein, da man sie gar nicht kannte? Speziell in den 4,9% „heute“... wie kam man überhaupt auf diese Zahl?
Und wie viel DM ist in genannten Strukturen? (dazu fand ich keine Angaben)
Spielen die sogenannten „Knoten“ (nodes) im Kosmischen Netz (Kreuzungen von Filamenten) eine zentrale Rolle bei genannten Strukturen?

de.wikipedia.org/wiki/Laniakea