Los puntos clave no están disponibles para este artículo en este momento.
Al combinar una exposición de 26 horas tomada con la cámara CCD RCA de enfoque primario en el telescopio Isaac Newton de 2.5 m y una exposición de 13 horas tomada con la cámara CCD Tektronix en el enfoque auxiliar de Cassegrain del telescopio William Herschel de 4.2 m, hemos extendido nuestra determinación de la forma de la relación entre el número de galaxias y la magnitud en un campo de CCD a un límite de magnitud azul de Bccd∼27.5 mag. Estos datos son más profundos que cualquier conteo previamente publicado en la banda B. Investigamos la fiabilidad y la completitud de nuestros datos al someter marcos de CCD simulados a los mismos procedimientos de análisis de datos que los datos reales. Observamos una clara evidencia de que la pendiente de la relación log N-m disminuye hacia magnitudes débiles de B∼25. Sin embargo, los conteos siguen aumentando en el límite de nuestros datos. Mostramos que, para valores altos de q0, no es posible conciliar la pendiente y el número de galaxias en B>25 con la pendiente de la función de luminosidad de galaxias débiles locales, a menos que esta haya sido más empinada en el pasado, o haya ocurrido una evolución de densidad. La pendiente de la función de luminosidad requerida está cerca de la pendiente empinada detectada para galaxias de tipo tardío y bajo desplazamiento al rojo. La presencia de un cambio en la pendiente de conteo de números es consistente con la idea de que se ha alcanzado un límite de desplazamiento al rojo, o al menos un desplazamiento al rojo donde el elemento de volumen cosmológico deja de aumentar drásticamente con el desplazamiento al rojo, en la distribución de galaxias. Mostramos que esta hipótesis está respaldada por un aplanamiento observado en la amplitud de agrupamiento de galaxias a magnitudes similares. Los modelos de luminosidad pura con bajo q0 aún son consistentes con los datos de conteo, siempre que los modelos de conteo tengan una normalización alta apropiada para los datos brillantes en B∼18.
Metcalfe et al. (Wed,) estudiaron esta cuestión.