Cosmologia dos universos gêmeos
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- Estrutura em grande escala e "modelo do universo gêmeo".
Assumimos no artigo anterior [1] que o Universo tinha uma geometria S3 × R1. Cada região do universo interage antigravitacionalmente com sua região antípoda associada, segundo a equação (1). Existe uma única espécie de matéria positiva m, preenchendo a esfera S3. Assim, a massa total do Universo é não nula. Na referência [1], foram fornecidas várias imagens didáticas em 2D (figuras 10, 11 e 12) para explicar os mecanismos de interação entre os dois dobras adjacentes.
Usando uma estação de trabalho HP otimizada e um conjunto de 2 × 5000 pontos interagentes, F. Lansheat confirmou os resultados de Pierre Midy (referência [1], figura 8). Em seguida, ele se concentrou em uma região menor, indicada na figura 3, na qual a densidade de matéria na "dobra adjacente" era muito maior que na outra dobra.
Figura 3: Quadrado tracejado: foco em uma parte da estrutura em grande escala, na qual a densidade de matéria na primeira dobra (suposta ser a nossa, cor cinza) é supostamente menor que a densidade de matéria na dobra adjacente (cor branca).
Como esperado, a instabilidade gravitacional ainda ocorre e dá origem a novas estruturas conjugadas. Veja as figuras 4 e 5.
Figura 4: Resultados das simulações realizadas por F. Lansheat, mostrando a estrutura em grande escala do Universo devido à interação entre as duas dobras adjacentes. Valor médio de
r * = 50 vezes o valor médio de
r
(à esquerda). Esquerda: estrutura celular. Direita: estrutura em aglomerados.
Figura 5: O mesmo, sobreposto.
A matéria da dobra gêmea forma grandes aglomerados estáveis, que repelem a matéria da nossa dobra do Universo, esta última ocupando o espaço restante. Ao contrário das simulações numéricas do modelo "panqueca", este padrão é claramente não linear. Após sua formação, correspondendo ao tempo de Jeans do sistema de alta densidade (2 × 10⁹ anos), não há evolução significativa do padrão geral durante um período comparável à idade do Universo, de modo que este modelo poderia constituir uma boa candidata para explicar o aspecto esponjoso observado em nossa dobra do Universo em grande escala.
- Simulações em 2D e 3D.
A partir dos resultados da simulação em 2D, F. Lansheat calculou uma correlação de dois pontos e a comparou com a correlação de dois pontos obtida a partir de uma distribuição aleatória de pontos (distribuição de Poisson). O resultado é apresentado na figura 6. A parte esquerda da curva não é relevante, pois a distância entre os pontos torna-se comparável à distância média da distribuição aleatória. O crescimento à direita é simplesmente um artefato devido às bordas do campo (condições de contorno periódicas). Este resultado não pode ser comparado diretamente à lei empírica derivada dos dados observacionais (inclinação -1,8), veja os estudos de Bahcall (1988) [31], Bahcall e Soneira (1983) [32], Bahcall e West (1992) [33], Luo e Schramm (1992) [34]. Devem ser realizadas simulações em 3D, com um maior número de pontos. Se possível, o ajuste aos dados observacionais permitiria obter a razão das densidades de massa dos dois universos.
Como esboçar um cenário para a formação da estrutura cósmica em grande escala neste modelo? Enquanto o acoplamento entre massa e luz permanecer forte (t < 10⁵ anos), o Universo permanece homogêneo e todos os processos relacionados à instabilidade gravitacional (formação de aglomerados, galáxias, estrelas e estrutura esponjosa) estão congelados. Quando o Universo se torna transparente, podemos supor que todos esses processos ocorram, com seus próprios tempos característicos de formação e evolução. Tudo o que podemos dizer é que a estrutura muito grande sugerida forma-se em 2 × 10⁹ anos.
Figura 6: A inclinação da curva da correlação de dois pontos (simulação numérica em comparação com a distribuição aleatória de Poisson)