宇宙論と天体物理学
宇宙構造と銀河の形成
成長因子 D を増やして、小さな密度ゆらぎが重力で増幅され銀河団・フィラメント・ボイドの宇宙網になる様子を見ます。初期と最終の点分布を比較してジーンズ不安定 を認識します。
器具
- 宇宙論的体積内の物質領域を表す点群
- 「成長因子 D」スライダー（1–10）
- 「視角」スライダーと 3D 回転
- 構造形成の「一時停止」ボタン
手順
ほぼ一様な初期状態を観察する
「成長因子 D」を 1 にすると、点は小さなゆらぎを伴いほぼ一様に分布します。密度コントラスト の初期宇宙のモデルです。後の比較のため「一様にランダム」な見た目を記録します。
D を上げて団・フィラメントの形成を見る
D を徐々に上げると、わずかに密な領域が周囲の点を引き寄せ——重力不安定の「富む者はさらに富む」——フィラメントで結ばれた団とボイドが生まれます。これは線形領域での のシミュレーション版です。
宇宙網を回して実際の観測と比較する
「視角」を変えて回転させ、網がどの方向からも統計的に同じに見える——大スケールで宇宙は等方的——ことを確かめます。実際の銀河マップ（2dF/SDSS サーベイ）と比較し、ガスが落ち込む重力井戸を提供する冷たい暗黒物質の役割を述べます。
シミュレーション
実験の歴史
1902年、ジェームズ・ジーンズは自己重力媒質がジーンズ波長より長い摂動に対し不安定であることを証明しました。これが全宇宙構造の理論的種です。エフゲニー・リフシッツは膨張宇宙の線形摂動論を展開し（1946）、1970–80年代ジェームズ・ピーブルズらが銀河分布のパワースペクトル＋相関関数の枠組みを標準化しました。
CfA サーベイ（1986）、2dF、SDSS はシミュレーション通りの「宇宙網」——団・フィラメント・ボイド——を明らかにしました。最後のピースは原始の種です。COBE-DMR が1992年に測定した CMB 異方性 δT/T ~ 10⁻⁵（ジョージ・スムート、ジョン・メイザー、ノーベル賞2006）が、重力で増幅され今日の構造になる初期ゆらぎ振幅を与えました。