cosmología de los universos gemelos Cosmología de los universos gemelos (p 2) .
2) Estructura a gran escala y "modelo del universo gemelo".
...Hemos supuesto en el artículo anterior [1] que el Universo tenía una geometría S3 x R1. Cada región del Universo interactúa de manera antigravitacional con su región antípoda asociada, a través de la ecuación (1). Existe una sola forma de materia positiva m, que llena la esfera S3. Por lo tanto, la masa total del Universo no es nula. En la referencia [1], se proporcionaron varias imágenes didácticas en 2D (figuras 10, 11 y 12) con el fin de explicar los mecanismos de interacción entre los dos pliegues adyacentes.
...Utilizando una estación de trabajo HP mejorada y un conjunto de 2 x 5000 puntos interactivos, F. Lansheat confirmó los resultados de Pierre Midy (referencia [1], figura 8). Luego se concentró en una región más pequeña, indicada en la figura 3, en la cual la densidad de materia en el "pliegue adyacente" era mucho mayor que en el otro pliegue. Figura 3. Cuadrado punteado: enfoque en una porción de la estructura a gran escala, en la cual la densidad de materia en el primer pliegue (supuesto que es el nuestro, color gris) se considera menor que la densidad de materia en el pliegue adyacente (color blanco).
Como se esperaba, la inestabilidad gravitacional aún ocurre y da lugar a nuevas estructuras conjugadas. Véanse las figuras 4 y 5.
Figura 4: Resultados de las simulaciones realizadas por F. Lansheat, mostrando la estructura a gran escala del Universo, debido a la interacción de los dos pliegues adyacentes. Valor promedio de r = 50 veces el valor promedio de r (izquierda). Izquierda: estructura celular. Derecha: estructura en cúmulos.*
Figura 5: Lo mismo, superpuesto
...La materia del pliegue gemelo forma grandes aglomeraciones estables, que repelen la materia de nuestro pliegue del Universo, esta última tomando lugar en el espacio restante. A diferencia de las simulaciones numéricas del modelo "pancake", este patrón es bastante no lineal. Después de su formación, correspondiente al tiempo de Jeans del sistema de alta densidad (2 × 10⁹ años), no hay una evolución significativa del patrón general durante un período comparable a la edad del Universo, por lo que este modelo podría ser una buena candidata para explicar la apariencia esponjosa observada de nuestro pliegue del Universo a gran escala.
3) Simulaciones en 2D y 3D.
...A partir de los resultados de la simulación en 2D, F. Lansheat calculó una correlación de dos puntos y la comparó con la correlación de dos puntos obtenida a partir de una distribución aleatoria de puntos (distribución de Poisson). El resultado se presenta en la figura 6. La parte izquierda de la curva no es relevante, ya que la distancia entre los puntos se vuelve comparable a la distancia promedio de la distribución aleatoria. El crecimiento en la parte derecha es simplemente un artefacto debido a los bordes del campo (condiciones de frontera periódicas). Este resultado no puede compararse directamente con la ley empírica derivada de los datos observacionales (pendiente -1,8), véase los estudios de Bahcall (1988) [31], Bahcall y Soneira (1983) [32], Bahcall y West (1992) [33], Luo y Schramm (1992) [34]. Se deben realizar simulaciones en 3D, con un número mayor de puntos. Si es posible, el ajuste a los datos observacionales permitiría obtener la relación de las densidades de masa de los dos universos.
...¿Cómo esbozar un escenario para la formación de la estructura cosmológica a gran escala en este modelo? Mientras que el acoplamiento entre masa y luz permanezca fuerte (t < 10⁵ años), el Universo permanece homogéneo y todos los procesos relacionados con la inestabilidad gravitacional (formación de aglomeraciones, galaxias, estrellas y estructura esponjosa) están congelados. Cuando el Universo se vuelve transparente, podemos suponer que todos estos procesos ocurren, con sus propios tiempos característicos de formación y evolución. Todo lo que podemos decir es que la estructura muy a gran escala sugerida se forma en 2 × 10⁹ años.
**** Figura 6: La pendiente de la curva de la correlación de dos puntos (simulación numérica versus distribución aleatoria de Poisson)
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