Kosmologie dvojčat vesmírů
(s. 2)
.
- Velkorozměrová struktura a „model dvojčat vesmírů“.
V předchozím článku [1] jsme předpokládali, že vesmír má geometrii S3 × R1. Každá oblast vesmíru na sebe antigravitačně působí se svou přidruženou antipodální oblastí podle rovnice (1). Existuje jediný druh pozitivní hmoty m, která vyplňuje sféru S3. Celková hmotnost vesmíru je tedy nenulová. V odkazu [1] bylo uvedeno několik didaktických 2D obrázků (obrázky 10, 11 a 12), aby se vysvětlily mechanismy interakce mezi oběma sousedními vrstvami.
Pomocí výkonné pracovní stanice HP a souboru 2 × 5000 vzájemně působících bodů F. Lansheat potvrdil výsledky Pierra Midyho (odkaz [1], obrázek 8). Poté se zaměřil na menší oblast vyznačenou na obrázku 3, v níž byla hustota hmoty v „sousední vrstvě“ mnohem vyšší než v druhé vrstvě.
Obrázek 3: Tečkovaný čtverec: zaměření na část struktury ve velmi velkém měřítku, v níž se předpokládá, že hustota hmoty v první vrstvě (předpokládá se, že jde o tu naši, šedá barva) je nižší než hustota hmoty v sousední vrstvě (bílá barva).
Podle očekávání gravitační nestabilita stále nastává a dává vzniknout novým konjugovaným strukturám. Viz obrázky 4 a 5.
Obrázek 4: Výsledky simulací provedených F. Lansheatem ukazující velkorozměrovou strukturu vesmíru v důsledku interakce mezi oběma sousedními vrstvami. Střední hodnota
r * = 50násobek střední hodnoty
r
(vlevo). Vlevo: buněčná struktura. Vpravo: klastrová struktura.
Obrázek 5: Totéž, superponováno.
Hmota dvojčecí vrstvy vytváří velké stabilní shluky, které odpuzují hmotu naší vrstvy vesmíru, jež zaujímá zbývající prostor. Na rozdíl od numerických simulací modelu „vaflové mřížky“ je toto schéma výrazně nelineární. Po jeho vytvoření, které odpovídá Jeansově času systému s vysokou hustotou (2 × 10⁹ let), nedochází k významnému vývoji obecného schématu po dobu srovnatelnou se stářím vesmíru, takže by tento model mohl být dobrým kandidátem pro vysvětlení pozorovaného houbovitého vzhledu naší vrstvy vesmíru ve velkém měřítku.
- 2D a 3D simulace.
Na základě výsledků 2D simulace F. Lansheat vypočítal dvoubodovou korelaci a porovnal ji s dvoubodovou korelací získanou z náhodného rozdělení bodů (Poissonovo rozdělení). Výsledek je uveden na obrázku 6. Levá část křivky není relevantní, protože vzdálenost mezi body se stává srovnatelnou se střední vzdáleností náhodného rozdělení. Růst na pravé straně je pouhým artefaktem způsobeným okraji pole (periodické okrajové podmínky). Tento výsledek nelze přímo srovnávat s empirickým zákonem odvozeným z pozorovacích dat (sklon -1,8), viz studie Bahcalla (1988) [31], Bahcalla a Soneiry (1983) [32], Bahcalla a Westa (1992) [33], Lua a Schramma (1992) [34]. Je třeba provést 3D simulace s větším počtem bodů. Pokud možno, proložení pozorovacími daty by umožnilo získat poměr hustot hmoty obou vesmírů.
Jak načrtnout scénář vzniku velkorozměrové kosmologické struktury v tomto modelu? Dokud zůstává vazba mezi hmotou a světlem silná (t < 10⁵ let), vesmír zůstává homogenní a všechny procesy spojené s gravitační nestabilitou (vznik shluků, galaxií, hvězd a houbovité struktury) jsou zmrazeny. Když se vesmír stane průhledným, můžeme předpokládat, že všechny tyto procesy proběhnou se svými vlastními charakteristickými časy vzniku a vývoje. Vše, co můžeme říci, je, že navrhovaná velmi velká struktura vzniká za 2 × 10⁹ let.
Obrázek 6: Sklon křivky poměru dvoubodových korelací (numerická simulace vůči Poissonovu náhodnému rozdělení)