вселенная-близнец астрофизика и космология Темная материя астрофизическая. 5: Результаты численных 2D-симуляций.
VLS. О возможной схеме формирования галактик. (стр. 3)
Если мы поместим на такую сферу равномерное распределение материи, поведение системы зависит от начального значения средней 2D-«тепловой скорости» Vth. Если эта последняя слабая или нулевая, материя образует скопление (рис. 9-а). Если эта скорость очень велика, скопление не образуется, и среда остается однородной. Переход соответствует определенному критическому значению Vth cr.
Рис. 9a: **2D-неустойчивость Джинса на сфере **S2. Чистая материя : V th = 0.2 V th cr
. Рис. 9b: Чистая материя. V th = 10 V th cr
Когда образуется скопление материи (рис. 9a), чем больше начальное значение Vth, тем больше его конечная протяженность. Это похоже на проблему Джинса. Мы можем вычислить некоторую 2D-длину Джинса и сказать, что скопление образуется, когда эта характерная длина меньше периметра 2p R сферы. Если она больше, тепловое движение стремится рассеять любое скопление массы. Когда образуется скопление, как и в 3D-неустойчивости Джинса, чем больше начальная плотность массы r, тем быстрее процесс. Теперь мы рассматриваем смесь двух видов, обычной материи (которую мы просто называем материя) и темной материи, согласно определенной выше схеме взаимодействия. Мы начинаем с однородных начальных условий, определяемых четырьмя параметрами:
(4)
r r* Vth Vth*
Если мы выбираем (r = r* ; Vth = Vth* ), результат зависит от начального общего значения Vth. Опять же, мы находим определенное критическое значение Vcr. У нас есть две крайние конфигурации, соответствующие рисункам 10-а и 10-б.
Рис. 10a : Смесь материи и темной материи V th = 0.25 V th cr** : Совместная гравитационная неустойчивость.**
. Рис. 10b** : Смесь материи и темной материи** V th = 15 V th cr** . Оба вида остаются тесно смешанными.**
Оригинальная версия (английский)
twin universe astrophysics and cosmology Matter ghost matter astrophysics. 5 : Results of numerical 2d simulations.
VLS. About a possible schema for galaxies' formation. (p3)
If we put on such a sphere an uniform distribution of matter, the behaviour of the system depends on the initial value of the mean 2d "thermal velocity" Vth . If this last is weak, or null, matter forms a clump (figure 9-a). If this velocity is very large the clump does not form and the medium remains uniform. The transition corresponds to some critical value Vth cr .
Fig.9a : **2d Jeans instability on a sphere **S2. Matter alone : V th = 0.2 V th cr
. Fig. 9b : Matter alone. V th = 10 V th cr
When a clump of matter forms (fig.9a), the larger is the initial value of Vth, the larger is irs final span. This is similar to the Jeans problem. We may compute some sort of 2d Jeans length and say that the clump forms when this characteristic length is smaller than the perimeter 2p R of the sphere. If it is larger, the thermal agitation tends to dissipate any mass concentration. When a clump forms, as in 3d Jeans instability, the larger is the initial mass density r the faster is the process. Now we consider a mixture of two species, normal matter (that we simply call matter) and ghost matter, according to the interaction schema defined above. We start from uniform initial conditions defined by the four parameters :
(4)
r r* Vth Vth*
If we choose (r = r* ; Vth = Vth* ) the result depends on the initial common value Vth . Here again, we find some critical value Vcr . We have two extreme configurations, corresponding to figures 10-a and 10-b.
Fig.10a : Mixture matter plus ghost matter V th = 0.25 V th cr : Joint gravitational instability.
. Fig.10b : Mixture matter plus ghost matter V th = 15 V th cr** . The two species remain closely mixed.**