ある点のまわりに質量が球対称に分布している場合を考え,その非線形成長を 考える.現実のゆらぎは必ずしも球対称ではないが,ゆらぎの非線形成長のお おまかなふるまいを調べる簡単なモデルとしては極めて有用である.また,こ の球対称モデルをもとに,さらに進んだ天体の構造形成モデルが考えられてい る.ここでは球対称な密度ゆらぎがあった場合のゆらぎの進化について述べる.
いま,物質に固定されたある球殻の半径の変化 を追うことを考える.球 対称分布の場合,球殻にかかる力はその球殻の内部にある物質の質量 だけで 決まり,外部の分布には依存しない.球殻は物質に固定されているので が変 化しても,内部に含まれる質量 は一定である.したがって,その運動方程式 は
式(16.3.5)の解は初等的に求められる.まずこの方程式を一 回積分することで
さて,宇宙のある点での密度ゆらぎ はその点での密度 と宇宙全 体の平均密度 により で与えられ た.いま球殻内の密度は である.背景密度としては, 簡単のためアインシュタイン・ドジッター宇宙を考えると である.すると球殻内の密度ゆらぎに対応する量は
式(16.3.9)の非束縛解( )は時刻とともに に際限 なく近づいていく.すなわちこれは初期の球殻内の密度が宇宙の平均密度より もわずかに小さい領域の進化に対応し,ボイド領域の形成とみなすことができ る.したがって,この場合は天体の形成には対応しない.一方,束縛解( )は有限時間の間に密度が無限大になって崩壊する解である.だが,実際の宇 宙におけるゆらぎの崩壊においては,ここで無視している物質の粒子性や,圧 力あるいは速度分散によって密度が無限大になることはないと考えられる.そ のかわりに十分密度が高くなるとビリアル平衡に達して有限の半径を持つ広がっ た天体が形成されるであろう.そのような天体から熱が逃げて冷却すると、さ らに収縮して星や銀河などの天体になると考えられるのである.
束縛解において膨張がちょうど止まって収縮に転ずる転回点の時刻はパラメー タが となる時点である.式(16.3.7)より,このときの 時刻と球殻の半径は
また,崩壊する時刻は となる時点で,そのときの時刻と球殻の 半径は
ここで,この球対称なゆらぎは完全に半径ゼロまで崩壊せずに,最終的にビリ アル平衡に達し,半径 の天体になると考えてみる.ここまでどの 半径の球殻を選ぶかは任意であったが,最終的にビリアル平衡に達した天体の 質量を含むような球殻をとってあるものとしよう.すなわちこの天体の質量 を とする.ビリアル定理によると,この天体の運動エネルギー とポテンシャルエネルギー の間には の関係が成り立つ.また,球殻の転回点の時刻 におけるポテンシャルエネルギーを とする.この時刻 では運動エネルギーがゼロである.したがってエネルギー保存則によ り が成り立つ.これら2式か ら を消去して, が導かれる.ポ テンシャルエネルギーは半径に反比例するから,結局 が得られる.すなわち最終的にビリアル平衡に達した天体の半 径は転回点の半径のちょうど である.
球殻の半径がちょうど になるのは の時点 である.ただし,球殻が に達したときにすぐにビリアル平衡に達 するとは考えられない.少なくとも半径 を粒子が自由落下して中 心部分に到達する程度の時間が必要である.したがって,何の抵抗も受けずに 球殻が中心まで落ちる時刻である に平衡状態になったものと考 えてもよいであろう.このときの密度ゆらぎの値は
ここで線形理論との対応関係を導いておくと有用である.球対称モデルでは非
線形なゆらぎの成長まで追うことができたが,その初期の段階ではゆらぎが小
さいので線形理論と一致するはずである.式(16.3.9)により,
ゆらぎ
と時刻
をパラメータ
で展開することにより
ここで,球対称ゆらぎ
も線形ゆらぎ
も時間の単調増
加関数であることに注意すると,両者の間に対応関係が付けられることになる.
この関係をいったん導いておけば,線形ゆらぎの値から実際の非線形ゆらぎの
値を推定することができるようになる.この関係は
式(16.3.16)に式(16.3.7)あるいは
式(16.3.8)の
を代入した式と,式(16.3.8)を使えばパラ
メータ
を媒介変数として与えられる.特に転回点と崩壊点の時刻にお
ける線形ゆらぎの値は
この対応は球対称ゆらぎのときにしか正しくないが,一般のゆらぎの成長に対 しても非線形天体の形成時期を線形理論から見積もるモデルとして活用されて いる.つまり,一般の初期条件によるゆらぎの成長に対しても,線形理論によっ て成長させたゆらぎが1.69になった時点を天体形成時期とみなすというモデル がよく使われる.このモデルは後で述べるプレス・シェヒター理論でも用いら れている.なお,ここではアインシュタイン・ドジッター宇宙を考えたが,一 般の宇宙モデルに拡張してもこの1.69という数字はあまり変わらない.
一般のゆらぎに対しての非線形成長はあまりに複雑で解析的に厳密に取り扱う ことはできない.これに対してゼルトビッチは非線形領域をある程度記述する モデルとして比較的単純な近似法を与えた.この近似はゼルドビッチ近似と呼 ばれ,非線形領域のふるまいを調べるのによく用いられている.
上に述べた線形理論においては密度ゆらぎ を共動座 標 の点ごとに記述した.このような変数の扱いはオイラー的見方と呼 ばれる.この見方では,物質の運動の結果として密度が変化するが,物質がど のように運動したのかということはあらわな変数としては表れない.一方,物 質の運動そのものを変数にとることもでき,こちらはラグランジュ的見方と呼 ばれる.ゼルドビッチ近似はこのラグランジュ的見方に基づく近似である.
はじめに物質がまったく一様に分布していると仮想的に考えてみる.そのとき 個々の物質素片の座標値 をその物質素片を表すラベルと考える.実際 の一様でない物質分布は,この一様分布から物質素片を適当にずらすことによっ て実現される.この物質素片に固定された座標 をラグランジュ座標と いい,これは物質素片を固定すれば時間的に変化しない.一方,本来の空間座 標 をオイラー座標という.ある時刻 においてある物質素 片 が存在するオイラー座標を とする.ゼルドビッ チ近似とは,この物質素片の運動が
ここでまだ関数 と が未定であるが,ゆらぎが線形段階に あるときに,その成長が線形理論に一致するように選ばれる.ゆらぎの線形理 論はオイラー座標で表現されているので,式(16.3.19)で与えられる物 質素片の分布をオイラー座標でみるとどのような密度ゆらぎになるかを考える. オイラー座標の密度場は質量保存 により、ヤコビアンによって表され,
ここで,ゼルドビッチ近似の限界についても述べておこう.近似 式(16.3.20)からわかるように,線形成長因子 が成長してくると ヤコビアンが発散しうる.これはオイラー座標 の一点に,異なるラグ ランジュ座標 の物質が移動してくる場合に発生する.例えばある点に 異なる方向から物質が落ち込んできてぶつかるような場合である.このとき局 所的に密度は発散する.一般にこのような発散する場所の集合は面をなし,そ のような面を火面(caustic surface)という.球対称解のところでも述べたよう に、このような密度の発散は,実際には圧力や速度分散によって発生しないも のと考えられる.またゼルドビッチ近似では火面を物質が通り過ぎた後も,も ともと進んでいた方向へ進みつづける.だが,実際にはいったん密度の高いと ころを通り過ぎた物質には今度は逆向きに加速度が働き,物質は逆方向へ戻ろ うとするであろう.このような効果はゼルドビッチ近似では表現されていない. したがって,ゼルドビッチ近似は火面が形成される以前まで有効な近似法であ る.火面の形成前後でも成長をよりよく近似するように,ゼルドビッチ近似を 改良する方法もいくつか考えられている.