Το πρόβλημα της ελλείπουσας μάζας (σ.4)
- Η δομή μεγάλης κλίμακας του σύμπαντος
Από την εξίσωση (24), βλέπουμε ότι στην περίπτωση που υπάρχει ένα σμήνος σε μια πτυχή, μια συνδεδεμένη διάχυτη δομή υπάρχει στην συζυγή περιοχή της δεύτερης πτυχής. Αν αυτό το μοντέλο είναι σωστό, θα έπρεπε να βρούμε δομές άλω στη δική μας πτυχή του σύμπαντος. Με τη βοήθεια του Δρ. Pierre Midy, από το πανεπιστήμιο του Orsay, στη Γαλλία, εκτελέσαμε αριθμητικές προσομοιώσεις, χρησιμοποιώντας έναν υπολογιστή Cray-1. Θεωρούμε δύο κατανομές 350 σημείων. Η πρώτη αναπαρίσταται από μικρούς κύκλους και η δεύτερη από μικρούς σταυρούς. Στην αρχή, τα σημεία κατανέμονται τυχαία στην οθόνη και υποτίθεται ότι αναπαριστούν δύο ομοιόμορφα αέρια. Κάθε μάζα κατέχει μια τυχαία ταχύτητα που αντιστοιχεί σε μια ισότροπη κατανομή Maxwell με μέση θερμική ταχύτητα . Ας ονομάσουμε m1 τα στοιχεία του πρώτου πληθυσμού και m2 τα στοιχεία του δεύτερου πληθυσμού. Εφαρμόζουμε τον νόμο του Νεύτωνα με:
m1 έλκει m1: βαρυτικό φαινόμενο
m2 έλκει m2: βαρυτικό φαινόμενο
m1 και m2 απωθούνται αμοιβαία: αντιβαρυτικό φαινόμενο
Θεωρούμε αυτό το δισδιάστατο σύστημα ως περιοδικό στον χώρο. Με άλλα λόγια, το άνω όριο συνδέεται με το κάτω όριο και το δεξί με το αριστερό (ευκλείδειος δισδιάστατος τόρος). Έτσι, μπορούμε να υπολογίσουμε το άθροισμα των αμοιβαίων δράσεων των σωματιδίων. Σε κάθε χρονικό διάστημα Δt, υπολογίζουμε την επιτάχυνση κάθε σωματιδίου και προσδιορίζουμε την τροχιά μέσω ανάπτυξης Taylor. Κάθε σωματίδιο που εξέρχεται από το δεξί όριο επανεμφανίζεται από το αριστερό όριο, και ομοίως για τα άνω και κάτω όρια. Αυτό επιτρέπει τη μελέτη της βαρυτικής αστάθειας αυτών των δύο συζευγμένων συστημάτων σε ένα πεπερασμένο τμήμα του χώρου (με τοροειδή τοπολογία). Το χρονικό διάστημα προσδιορίζεται με τρόπο ώστε να λαμβάνονται σημαντικά αριθμητικά αποτελέσματα. Με άλλα λόγια, απαιτούμε η τροχιά ενός σωματιδίου να είναι κατά προσέγγιση κανονική. Τα ακόλουθα σχήματα δείχνουν την τυπική συμπεριφορά του συστήματος μετά από 4000 χρονικά διαστήματα. Στα σχήματα 4 και 5 βρίσκουμε τόσο σμήνη όσο και κυψελοειδή μοτίβα. Αυτό ενισχύεται στα σχήματα 7 και 8.
Εικ. 4: Επίδραση της βαρυτικής αστάθειας στο σύστημα 1
Εικ. 5: Επίδραση της βαρυτικής αστάθειας στο σύστημα 2
Εικ. 6 (ga3127): Υπέρθεση των δύο.
Εικ. 7: Ενισχυμένη χωρική κατανομή των δύο πληθυσμών.
Εικ. 8: Λευκό: πληθυσμός 1. Γκρι: πληθυσμός 2
Προτείνουμε ότι ένας τέτοιος μηχανισμός θα μπορούσε να εξηγήσει τη δομή μεγάλης κλίμακας του σύμπαντος και την παρατηρούμενη κατανομή των γαλαξιών. Ας υποθέσουμε ότι η δική μας πτυχή του σύμπαντος αντιστοιχεί στον πληθυσμό 1. Στο κάτω δεξί τμήμα της οθόνης, αυτή η ύλη είναι διατεταγμένη γύρω από μεγάλες «κενές» φυσαλίδες. Αυτές οι φυσαλίδες αντιστοιχούν σε μια διάταξη σμηνών στον πληθυσμό 2, που υποτίθεται ότι βρίσκεται στη δεύτερη πτυχή του σύμπαντος (στην πραγματικότητα στην αντιποδική περιοχή), σύμφωνα με τη θεωρία μας. Αλλά, όπως φαίνεται στο σχήμα 8, για έναν δεδομένο πληθυσμό, η ύλη μπορεί σε ορισμένα σημεία να είναι διατεταγμένη σαν ελβετικό τυρί «γκρουγιέρ», και σε άλλα σημεία σαν γαλάκτωμα.
Αυτές οι πρώτες στοιχειώδεις αριθμητικές προσομοιώσεις πρέπει να αναπτυχθούν με μεγαλύτερο αριθμό σημείων και σε τρισδιάστατη αναπαράσταση. Γνωρίζουμε ότι η συμπεριφορά ενός συστήματος σε τρεις διαστάσεις μπορεί να διαφέρει κάπως από εκείνη σε δύο διαστάσεις. Αλλά πιστεύουμε ότι τα συμπεράσματα θα είναι παρόμοια. Πιστεύουμε ότι με μεγαλύτερο αριθμό σημείων θα μπορούσαμε να λάβουμε ένα φράκταλ σύστημα, όπως υποδεικνύεται στο σχήμα 14, αλλά διευκρινίζουμε ότι αυτός ο συγκεκριμένος υπολογισμός δεν έχει ακόμη εκτελεστεί, αν και βρίσκεται υπό μελέτη. Σύμφωνα με αυτή την ιδέα, οι γαλαξίες θα έπρεπε να βρίσκονται στις οπές του συνδεδεμένου νέφους αντιύλης, το οποίο θα εξασφάλιζε τον περιορισμό τους, όπως προτάθηκε προηγουμένως.