spiral structure

structură spirală Materie fantomă astrofizică.6:

Spirală structură. (p10)

10. Impactul diferitelor parametri.

După cum am menționat anterior, valorile parametrilor sunt foarte precise. Dacă ne îndepărtăm prea mult de acestea, structura spirală nu va mai apărea. Nu va fi atins niciun echilibru. Am încercat să calculăm mai multe simulări în jurul acestor setări optime. Să rezumăm aici experiența noastră empirică:

• Frecvența epiciclică determină numărul brățarilor. O valoare w = 1 dă o structură cu două brațe, în timp ce w = 2 dă patru brațe. Când se află între două numere întregi, structura spirală devine foarte incertă.

• Raportul dintre masa negativă și cea pozitivă m controlează curbura brațelor. Structura exemplului anterior corespunde valorii m = 3.

Pentru valori sub 3, halo-ul devine instabil și se dizolvă înainte ca o structură spirală să apară. Acest lucru înseamnă că procesele de disipare (fricțiunea dinamică) încălzesc materia pozitivă, care scapă prin halo.

Pentru valori peste 3, galaxia va deveni tot mai compactă. Un „volant” apare în jurul valorii cinci. O spirală barată completează această structură. Pentru rapoarte de masă mai mari, clusterul este prea presat și nu pare să existe o structură spirală viabilă (dar, cum am menționat anterior, acest lucru ar putea fi un artifactual datorită numărului relativ mic de puncte).

Schemele diferite de galaxii au fost trasate în figura 15, în funcție de raportul de masă. Impactul parametrilor și (legat de vitezele termice) nu a fost explorat.

Fig. 17: Schema unei arhitecturi mari în funcție de raportul de masă.

11. Concluzie.

Aceste rezultate par interesante, dar trebuie să fim modesti din mai multe motive. În primul rând, lucrăm cu simulări 2D, nu 3D. Strict vorbind, acest lucru nu descrie comportamentul punctelor de masă aflate într-un plan, imersate în câmpul gravitațional propriu, ci comportamentul „firelor” care interacționează prin forțe gravitaționale (și antigravitaționale). Aceasta provine din forma ecuației lui Poisson (36), care se referă la un mediu tridimensional. Putem doar spera că simulările complet 3D, aplicate unui sistem plan cu mișcări în direcția z, ar oferi rezultate similare.

Să presupunem că ar fi așa. Acest model sugerează un mecanism nou care ar determina structura spirală a galaxiilor. Observăm două regimuri. În primul rând, fricțiunea dinamică încetinește nucleul central. Apoi, procesul de rezonanță gravitațională antrenează sistemul și se formează brațele, datorită efectelor de mară. Acestea nu se dizolvă datorită efectelor termice, cum se întâmplă în alte studii (halo-ul negativ acționează ca un barieră și împiedică dizolvarea lor). Aceste structuri rămân stabile pe un număr impresionant de rotații (50). În realitate, originea lor este destul de diferită. Observăm benzi, designuri de tip „volant”. Se pare că este o cale promițătoare de explorare.

Pe de altă parte, această „galaxie 2D” nu are gaz. În esență, este formată din 10.000 „stele” sau „grupuri de stele”. Interacțiunea cu al doilea set de 10.000 de obiecte (al căror tip nu este precizat, cu excepția faptului că au masă negativă) produce un efect neliniar, o structură spirală. Dacă am putea adăuga gaz în acest sistem, având masă pozitivă (cu o ordine de mărime mai mică decât masa „materiei stelare”: 10.000 de obiecte cu masă pozitivă), ale căror elemente ar avea o viteză termică mai mică, acest gaz ar trebui să se rotească mai repede, pentru a echilibra forța gravitațională și a compensa efectul slab al forței proprii de presiune. Acest gaz ar reacționa la câmpul neomogen generat de „setul de stele” și ar intensifica structura spirală. Dacă contrastul de viteză dintre gaz și materia stelară ar fi mare în toate părțile, ar putea apărea un model de unde de șoc spiralate, asemănător cu cele observate. Dacă un astfel de program ar fi realizabil, am putea obține o descriere mai realistă a unei galaxii.

Referințe

[1] PETIT J.P.: Efectul masei lipsă. Il Nuovo Cimento B Vol. 109 iulie 1994, pp. 697-710 [2] PETIT J.P.: Cosmologia Universurilor Părinte. Astrophysics and Space Science, ..... (1995), 35 pagini, acceptat 8 februarie 1995. Va fi publicat curând (preprint atașat) [3] Infeld Phys.Rev. 68 (1945) pp. 250-272 [4] Lévy-Leblond J.M. „A început Big Bang-ul?” Ann. J. Phys. 58 (1990) pp. 156-159 [5] Misner „Timpul zero absolut” Phys. Rev. 186 (1969) pp. 1328-1333 [6] Duke „Principiul maximului și invarianța față de transformarea unităților”. Phys. Rev 125 (1961) pp. 2163-2167 [7] B. Lindblad, Handbuch der Physik, 53, (1959) 21 [8] C.C. Lin și F.H. Shu: Astrophysics and Gen. Relat. Vol.2 Gordon and Breach Sc. Publ. 1971, p. 235 [9] Toomree A. (1981) Structura și dinamica galaxiilor normale. Cambridge University Press, p.111 [10] Toomree A. și Toomree J. (1972) Astrophys. J. 178, 623 [11] A. Toomree, Ann. Rev. Astronom. Astrophys. 15 (1977) 437 [12] E. Athanassoula: Spirale și benzi conduse de compari. Simpozionul Uniunii Astronomice Internaționale n° 146 (1991) [13] A. Toomree Astrophys. J. 158 (1969) 89 [14] R.H. Miller și 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 și K.J. Donner: Galaxii interacționante, Dinamica galaxiilor disc (1991) Sundelius ed. p. 195 [18] S. Engström: Vitezele caracteristice în simulări numerice, Dinamica galaxiilor disc (1991) Sundelius ed. p. 332 [19] A. Toomree Ann. Rev. Astron. Astrophys. 15 (1977) 437. [20] S. Chapman și T.G. Cowling: Teoria matematică a gazelor neuniforme. Cambridge University Press (1970) [21] R. Adler, M. Bazin & M. Schiffer: Introducere în teoria generală a relativității. Mc Graw Hill 1975 p. 122-123 [22] J.P. Petit și P. Midy: Materie întunecată repulsivă. Fizică geometrică A, 3, martie 1998.

Recunoștințe :

Această lucrare este susținută de CNRS francez și de compania A. Dreyer Brevets et Développement. Depus în plic închis la Academia Științelor din Paris, 1998.

Comentarii.

Această lucrare datează din 1994. A fost posibilă doar datorită accesului lui Frédéric Landsheat, care era atunci student la centrul german de fizică a particulelor DAISY, care avea acces la un sistem puternic. Activitatea a fost realizată în totală clandestinitate. Când, după ce a susținut teza sa despre sisteme de achiziție de date, a obținut un alt post, această activitate a fost întreruptă. Niciun lucru suplimentar nu a fost făcut de atunci și nu am reușit să atragem cercetătorii francezi, care dispun de resurse de calcul adecvate, pentru acest subiect de cercetare.

Dacă o echipă, în Franța sau în străinătate, ar dori să reia aceste studii exploratorii, am fi foarte bucuroși. Această lucrare a fost trimisă pentru publicare în numeroase reviste cu comisie de evaluare, fiind în fiecare caz însoțită de un film care arăta nașterea galaxiei barate, deși foarte sugestiv. Dar nicio revistă nu a trimis-o la un evaluator, mulțumindu-se cu răspunsuri stereotipe de genul:

• Scuze, nu publicăm lucrări speculative.

Această încercare este doar o schiță foarte grosolană. O galaxie nu este, departe de a fi, un sistem reducibil la o singură populație de puncte-masă. În plus, fenomenul structurii spirale nu afectează întreaga galaxie, ci în principal gazul interstelar, populația I fiind mult mai puțin sensibilă la acest fenomen. Ar trebui deci să se considere simulări cu două populații, care să descrie galaxia în sine. Ar fi, de asemenea, necesar să se reprezinte galaxia așa cum ar arăta în condițiile în care este confinată de materia fantomă, dacă acest model ar fi valabil, adică înconjurată de materie repulsivă și relativ caldă.

Parametrii care modulă condițiile inițiale sunt numeroși. Raportul dintre densitățile medii, viteza de agitație în cele două medii, profilul densităților în galaxie, profilul vitezelor. Trecerea la 3D ridică problema puterii sistemelor actuale, insuficiente.

Ce trebuie reținut dintr-o astfel de studie?

• Un scenariu de formare a galaxiilor spirale, fenomenul fiind astfel permanent, nu „tranzitoriu”, cum este în teoria franceză a lui Françoise Combe. O structură care s-ar forma destul de rapid, probabil chiar de la nașterea galaxiei.

• Persistența unei astfel de structuri pe un număr mare de rotații. Știm că alte modele se confruntă cu dificultatea de a menține această structură spirală. Este vorba de un fenomen disipativ, fie în faza inițială, care evocă o fricțiune dinamică, fie în faza următoare, dominată de efectele de mară. În timpul încetinirii din prima fază, momentul cinetic pierdut de galaxie este transferat materiei fantomă din apropiere. Ulterior, acest transfer rămâne minim.

• Prezența materiei fantomă constituie o barieră de potențial, la periferie, acolo unde puterea sa repulsivă este cea mai intensă (așa cum are loc în confinarea galaxiei, permițând viteze periferice mari, vezi articolul Materie întunecată repulsivă, Fizică geometrică A, 3). Acest lucru ar putea explica lipsa scăpării punctelor de masă accelerate de procesul disipativ.

• Este interesant de observat că, variind puțin condițiile inițiale (în special raportul dintre masele implicate), structura spirală evoluează spre un tip de volant barat, tipic în observațiile galaxiilor.

• În lucrările ulterioare vom studia efectele fluctuațiilor conjugate ale metricilor, care au ca efect modificarea raportului dintre masele aparente ale celor două specii. Când masa aparentă a materiei fantomă scade, confinarea este afectată și galaxia se dezintegrează. Am simulat acest fenomen în 1994 și am obținut imagini de galaxii neregulate (dar nu putem spune că există o „galaxie neregulată-tip”). O creștere a masei aparente a materiei fantomă, dacă pare să fie responsabilă pentru fenomenele QSO și galaxiile Seyfert, datorită acțiunii asupra gazului interstelar, ar putea, dacă se menține suficient de mult timp, transforma „volantii barati” în galaxii spirale, brațele „dezvoltându-se” într-un fel.

Este păcat că cercetări atât de pasionante, care ar putea deveni subiecte pentru numeroase teze de doctorat, sunt lăsate în urmă.