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Simulation des kosmischen Webs
Die Idee, dass Sterne in Inseluniversen zusammenballen, ist für die Astronomie relativ neu. Erst in den 1920er und 30er Jahren waren sich die Astronomen einig, dass Galaxien durch große Entfernungen voneinander getrennt sein müssen.
Aber erst in den letzten 10 Jahren haben Astronomen entdeckt, dass Galaxien selbst eine viel größere Struktur bilden. Die 100 Milliarden Galaxien, von denen wir wissen, sind zu einem dünnen, netzartigen Gefüge verwoben, das aus dichten kompakten Haufen, langgestreckten Filamenten und plattenförmigen Wänden inmitten großer, fast leerer Bereiche besteht.
Diese Struktur ist als Cosmic Web bekannt und eine der großen Herausforderungen in der modernen Kosmologie besteht darin, sie genau zu modellieren und zu simulieren.
Das erweist sich als knifflig.
Eines der wichtigen Merkmale des Cosmic Web ist, dass sich seine Strukturen über viele Größenordnungen erstrecken. Und da die größten Strukturen wie die wandartigen Strukturen aus den kleineren wie Filamenten und Clustern gebildet werden, ist es entscheidend, dass jedes Modell die Beziehung zwischen ihnen in all diesen Maßstäben verarbeiten kann.
Das ist einfacher gesagt als getan. Eine Möglichkeit, sich das Problem vorzustellen, besteht darin, aus einem bestimmten Galaxienhaufen herauszuzoomen, um die größeren Strukturen zu zeigen, eher in der Art des berühmten Powers of Ten-Films aus den 1970er Jahren.
Da die Strukturen im kleinen Maßstab zu klein werden, um sie aufzulösen, wenden die meisten Computermodelle einen statistischen Glättungsprozess an, um die Berechnungen im großen Maßstab zu vereinfachen.
Wenn Sie jedoch wieder heranzoomen, gibt es keine andere Möglichkeit, die durch den Glättungsprozess verloren gegangenen Informationen wiederzugewinnen, als das Bild aus den Originaldaten erneut aufzubauen.
Das ist in Ordnung, wenn Sie nur ein 3D-Modell des Universums wollen. Es ist jedoch ein Problem, wenn Sie simulieren möchten, wie sich die großskaligen Strukturen aus kleineren Strukturen bilden und wie die Form der großen Strukturen wiederum die Entwicklung kleinerer Strukturen beeinflusst.
Ein derartiger Rückkopplungsprozess ist unmöglich zu modellieren, wenn der Glättungsprozess zwischen verschiedenen Skalen im Wesentlichen jede sinnvolle Verbindung zwischen ihnen zerstört.
Betreten Rien van de Weygaert und Willem Schaap an der Universität Groningen in den Niederlanden. Diese Jungs haben eine Möglichkeit entwickelt, Strukturen über viele Skalen hinweg zu modellieren, ohne die unnatürliche Glättung, die andere Ansätze verwenden.
Ihr Trick besteht darin, sich Galaxien als Punkte im 3D-Raum vorzustellen und den Raum dazwischen mit Tetraedern zu füllen. Diese Tetraeder müssen so konstruiert sein, dass, wenn in jedem eine Kugel aufgeblasen würde, bis sie die Seiten berührte, sich in jeder Kugel keine Galaxien befinden würden.
Dies wird als Delauney-Tessellation bezeichnet. Das Besondere an Delauney-Tessellationen ist, dass es mit zunehmender Skala Regeln für die Kombination der Tetraeder zu größeren gibt. Das Besondere an diesen Regeln ist, dass sie reversibel sind, sodass die wichtigen Merkmale der ursprünglichen Struktur beim erneuten Vergrößern rekonstruiert werden können.
Das macht es viel einfacher, das Feedback zwischen Strukturen auf verschiedenen Skalen zu simulieren.
Kein Wunder also, dass Astronomen vom Potenzial des sogenannten Delaunay Tessellation Field Estimator (DTFE) begeistert sind. Wenn Sie mehr wissen möchten, geben de Weygaert und ein paar Kumpels heute auf der arXiv einen umfassenden Überblick über die Idee.
Es sollte bedeuten, dass wir ein viel besseres Modell der großräumigen Struktur des Universums haben werden.
Es sollte auch bedeuten, dass wir den Powers-of-Ten-Film aktualisieren können, der angesichts seines Alters verständlicherweise kein Detail im Universum jenseits unseres lokalen Galaxienhaufens zeigt.
Ref: arxiv.org/abs/0912.3448 : Geometrie und Morphologie des kosmischen Netzes: Analyse räumlicher Muster im Universum