Formation des structures et des galaxies

Matériel

• Nuée de points représentant les régions de matière dans un volume cosmologique
• Curseur « Facteur de croissance D » (1–10)
• Curseur « Angle de vue » et rotation 3D
• Bouton « Pause » de l'évolution des structures

Protocole

1. Observer l'état initial quasi uniforme

   Réglez « Facteur de croissance D » à 1 : les points sont quasi uniformes avec de faibles fluctuations — cela modélise l'univers primordial où le contraste $\delta = \Delta\rho/\bar\rho \ll 1$. Notez l'aspect « aléatoire homogène » pour la comparaison suivante.

2. Augmenter D et voir amas et filaments se former

   Augmentez D progressivement : les régions légèrement surdenses attirent les points voisins — l'effet « les riches s'enrichissent » de l'instabilité gravitationnelle — formant des amas reliés par des filaments et séparés par des vides. C'est la version simulée de $\delta \propto D(a)$ en régime linéaire.

3. Pivoter la toile cosmique et comparer aux relevés

   Changez « Angle de vue » et faites pivoter : vérifiez que la toile semble statistiquement identique dans toutes les directions — l'univers est isotrope à grande échelle. Comparez aux cartes réelles de galaxies (relevés 2dF/SDSS) et indiquez le rôle de la matière noire froide fournissant les puits de potentiel où tombe le gaz.

Simulation

Histoire de l’expérience

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