spirální struktura

spirální struktura hmota, temná hmota, astrofyzika.6:

Spirální struktura. (str. 10)

10. Vliv různých parametrů.

Jak bylo zmíněno dříve, hodnoty parametrů jsou ostré. Příliš od nich odchýlíme a spirální struktura se již neobjeví. Nebude dosaženo rovnováhy. Zkoušeli jsme počítat několik simulací kolem těchto optimálních nastavení. Shrňme zde naše empirické zkušenosti:

• Epicyklická frekvence určuje počet ramen. Hodnota w = 1 dává strukturu se dvěma rameny, zatímco w = 2 dává čtyři ramena. Když leží mezi dvěma celými čísly, stává se spirální struktura velmi neurčitou.

• Poměr záporné k kladné hmotě m ovlivňuje zakřivení ramen. Struktura z předchozího příkladu odpovídá m = 3.

Při m < 3 je halo nestabilní a rozptýlí se předtím, než se objeví spirální struktura. To znamená, že disipativní proces (dynamické tření) ohřívá kladnou hmotu, která uniká skrz halo.

Pro hodnoty m > 3 bude galaxie stále více kompaktní. Okolo m = 5 se objeví tvar podobný řídícímu kolečku. Barvová spirála dokončí tuto strukturu. Pro vyšší poměry hmotnosti m je shluk příliš zatížen a spirální struktura se zdá být nevyhovující (ale, jak bylo již zmíněno, to může být artefakt způsobený relativně malým počtem bodů).

Různé schémata galaxií jsou znázorněny na obrázku 15 v závislosti na poměru hmotnosti. Vliv parametrů a (související s tepelnými rychlostmi) nebyl prozkoumán.

Obr. 17: Schématický návrh velké spirály v závislosti na poměru hmotnosti.

11. Závěr.

Tyto výsledky vypadají zajímavě, ale musíme být opatrní z několika důvodů. Nejprve se jedná o 2D simulace, nikoli 3D. Přesně řečeno, nepopisují chování hmotných bodů v rovině v jejich vlastním gravitačním poli, ale chování „řetězců“ působících přes gravitační (a anti-gravitační) síly. To plyne z tvaru Poissonovy rovnice (36), která odkazuje na třírozměrné prostředí. Můžeme jen doufat, že plné 3D simulace, aplikované na plochý systém s pohyby ve směru z, by poskytly podobné výsledky.

Předpokládejme, že by tomu tak bylo. Tento model navrhuje nový mechanismus, který by mohl vést ke vzniku spirální struktury galaxií. Zjistili jsme dva režimy. Nejprve dynamické tření zpomaluje centrální jádro. Poté gravitační rezonance pohání systém a ramena se tvoří díky přílivovým účinkům. Neztrácejí se tepelnými účinky, jako v jiných pracích (záporné halo působí jako bariéra a brání jejich rozptylu). Tyto struktury zůstávají stabilní po úžasném počtu otáček (50). Ve skutečnosti je jejich původ zcela odlišný. Nacházíme tyče, podobné řídícím kolečkům. Připadá to být velmi slibným směrem pro další zkoumání.

Na druhé straně tato „2D galaxie“ nemá žádné plyny. Základně se skládá z 10 000 „hvězd“ nebo „skupin hvězd“. Interakce s druhou sadou 10 000 objektů (jejichž povaha není přesně určena, kromě toho, že mají zápornou hmotu) způsobuje nelineární efekt, spirální vzor. Kdybychom do tohoto systému mohli přidat plyn s kladnou hmotností (řádově nižší než hmotnost „hvězdného materiálu“: 10 000 objektů s kladnou hmotností), jehož částice by měly nižší tepelnou rychlost, tento plyn by se měl otáčet rychleji, aby vyvážil gravitační sílu a kompenzoval slabost vlastní tlakové síly. Tento plyn by reagoval na nerovnoměrné pole způsobené „skupinou hvězd“ a zvýšil by spirální strukturu. Pokud by byla rychlostní rozdíl mezi plynem a hvězdným materiálem všude velký, mělo by to vyvolat spirálové rázové vlny, jak je pozorováno. Pokud by se takový program podařilo realizovat, mohli bychom získat realističtější popis galaxie.

Odkazy

[1] PETIT J.P.: Efekt chybějící hmoty. Il Nuovo Cimento B, sv. 109, červen 1994, str. 697–710
[2] PETIT J.P.: Kosmologie dvojitého vesmíru. Astrophysics and Space Science, ..... (1995), 35 stran, přijato 8. únor 1995. Brzy bude publikováno (předtisk přiložen)
[3] Infeld Phys.Rev. 68 (1945) str. 250–272
[4] Lévy-Leblond J.M. „Začal velký třesk?“ Ann. J. Phys. 58 (1990) str. 156–159
[5] Misner „Absolutní nula času“ Phys. Rev. 186 (1969) str. 1328–1333
[6] Duke „Maximální princip a invariance vůči transformaci jednotek“. Phys. Rev. 125 (1961) str. 2163–2167
[7] B. Lindblad, Handbuch der Physik, 53, (1959) str. 21
[8] C.C. Lin a F.H. Shu: Astrophysics and Gen. Relat. sv. 2 Gordon and Breach Sc. Publ. 1971, str. 235
[9] Toomree A. (1981) Struktura a dynamika normálních galaxií. Cambridge University Press, str. 111
[10] Toomree A. a Toomree J. (1972) Astrophys. J. 178, 623
[11] A. Toomree, Ann. Rev. Astronom. Astrophys. 15 (1977) 437
[12] E. Athanassoula: Spirály a tyče řízené kompanií. Mezinárodní astronomická unie. Sympozium č. 146 (1991)
[13] A. Toomree Astrophys. J. 158 (1969) 89
[14] R.H. Miller a B.F. Smith, Astrophys. J. 277 (1979) 785
[15] F. Hohl, Astrophys. Sp. Sc. 14 (1971) 91
[16] Holmberg E. (1941) Astrophys. J. 94, 385
[17] B. Sundelius a K.J. Donner: Interagující galaxie, Dynamika diskových galaxií (1991) Sundelius ed. str. 195
[18] S. Engström: Rychlosti charakteristik v numerických simulacích, Dynamika diskových galaxií (1991) Sundelius ed. str. 332
[19] A. Toomree Ann. Rev. Astron. Astrophys. 15 (1977) 437
[20] S. Chapman a T.G. Cowling: Matematická teorie nerovnoměrných plynů. Cambridge University Press (1970)
[21] R. Adler, M. Bazin & M. Schiffer: Úvod do obecné teorie relativity. Mc Graw Hill 1975, str. 122–123
[22] J.P. Petit a P. Midy: Odpudivá temná hmota. Goemetrical Physics A, 3, březen 1998.

Poděkování:

Tento výzkum je podporován francouzským CNRS a společností A. Dreyer Brevets et Développement. Podáno v uzavřeném obálce na Akademii věd v Paříži, 1998.

Poznámky.

Tento výzkum pochází z roku 1994. Byl možný jen díky tomu, že Frédéric Landsheat, který tehdy studoval na německém středisku pro částicovou fyziku DAISY, měl přístup k velkému počítačovému systému. Práce byla provedena výhradně tajně. Když po obhájení své disertační práce o systémech pro získávání dat přešel na jiné středisko, byla tato činnost přerušena. Od té doby nebyl proveden žádný další výzkum a nepodařilo se nám zaujmout francouzské vědce, kteří disponují vhodnými výpočetními prostředky, tímto tématem.

Pokud by tým, v Francii nebo v zahraničí, chtěl tyto průzkumné studie znovu zahájit, byli bychom velmi rádi. Tento výzkum byl předložen mnoha recenzovaným časopisům, vždy s přiloženým filmem zobrazujícím vznik barvové galaxie, který byl velmi náznakový. Nicméně žádný z nich nevydal práci recenzentovi a omezil se pouze na stereotypní odpovědi typu:

• Sorry, we don't publish speculative works.

Tento pokus je jen velmi hrubý náčrt. Galaxie není ani zdaleka systémem redukovatelným na jednu populaci hmotných bodů. Navíc jev spirální struktury neovlivňuje celou galaxii, ale především mezihvězdný plyn, zatímco populace I je mnohem méně citlivá na tento jev. Bylo by tedy nutné zvážit simulace s dvěma populacemi, popisující samotnou galaxii. Bylo by také nutné znázornit galaxii tak, jak by vypadala její uzavřenost vlivem temné hmoty, pokud by tento model byl platný, tedy obklopenou odpudivou a relativně horkou hmotou.

Parametry ovlivňující počáteční podmínky jsou mnohé. Poměr průměrných hustot, rychlost agitace v obou prostředích, profil hustoty v galaxii, profil rychlostí. Přechod do 3D přináší problém nedostatečné výpočetní síly současných systémů.

Co bychom měli z takové studie vybrat?

• Scénář vzniku spirálních galaxií, přičemž jev je trvalý a ne „přechodný“, jak v teorii francouzského vědce Françoise Combe. Struktura by se tvořila poměrně rychle, pravděpodobně již při samotném vzniku galaxie.

• Trvalost takové struktury po velkém počtu otáček. Víme, že jiné modely se potýkají s obtížemi udržení spirální struktury. Jde o disipativní jev, ať už v první fázi, která připomíná dynamické tření, nebo ve druhé fázi dominované přílivovými účinky. Při zpomalení v první fázi je kinetický moment ztracený galaxií předán okolní temné hmotě. Později je tento přenos minimální.

• Přítomnost temné hmoty tvoří potenciální bariéru na okraji, kde je její odpudivý účinek největší (stejně jako při uzavření galaxie, které umožňuje vyšší okrajové rychlosti, viz článek Repulsive dark matter, Geometrical Physics A, 3). To by mohlo vysvětlit, proč se hmotné body zrychlené disipativním procesem nevytrácejí.

• Je zajímavé pozorovat, že při drobné změně počátečních podmínek (zejména poměru hmotností) se spirální struktura vyvíjí směrem k něčemu podobnému barvovému kolu, typickému pro pozorování galaxií.

• V budoucích pracích budeme zkoumat účinky společných fluktuací metrik, které mají za následek změnu poměru zdánlivých hmotností obou druhů. Když se zdánlivá hmotnost temné hmoty sníží, je uzavření ovlivněno a galaxie se rozpadá. Tento jev jsme simulovali již v roce 1994 a získali jsme obrázky neregulárních galaxií (ale nelze říci, že by existovala „typická neregulární galaxie“). Zvýšení zdánlivé hmotnosti temné hmoty, které se nám zdá může být zodpovědné za jevy QSO a Syfertových galaxií díky jejímu působení na mezihvězdný plyn, by mohlo, pokud by trvalo dostatečně dlouho, přeměnit „barvová kola“ na spirály, přičemž ramena by se „rozvinula“.

Je škoda, že tak zajímavé výzkumy, které by mohly být základem mnoha disertačních prací, jsou takto opuštěny.