Formación de estructuras

En esta etapa, algún mecanismo, como la inflación cósmica , fue responsable de establecer las condiciones iniciales del universo: homogeneidad, isotropía y planitud. ^{[ 4 ] [ 6 ]} La inflación cósmica también habría amplificado las fluctuaciones cuánticas minúsculas (preinflación) en leves ondulaciones de densidad de sobredensidad y subdensidad (postinflación).

El universo primitivo estuvo dominado por la radiación; en este caso, las fluctuaciones de densidad mayores que el horizonte cósmico crecen proporcionalmente al factor de escala, ya que las fluctuaciones del potencial gravitatorio permanecen constantes. Las estructuras menores que el horizonte permanecieron esencialmente congeladas debido a que el dominio de la radiación impedía su crecimiento (conocido como el efecto Mészáros ). A medida que el universo se expandió, la densidad de la radiación disminuyó más rápido que la de la materia (debido al corrimiento al rojo de la energía de los fotones); esto condujo a un cruce llamado igualdad materia-radiación a ~ 50 000 años después del Big Bang. Después de esto, todas las ondulaciones de materia oscura pudieron crecer libremente, formando semillas en las que los bariones podrían caer más tarde. El horizonte de partículas en esta época induce un cambio en el espectro de potencia de la materia que puede medirse en grandes estudios de corrimiento al rojo .

Durante la mayor parte de esta etapa, el universo estuvo dominado por la radiación, y debido al intenso calor y la radiación, el hidrógeno y el helio primordiales se ionizaron completamente en núcleos y electrones libres. En esta situación de alta temperatura y densidad, la radiación (fotones) no podía viajar muy lejos antes de que un electrón dispersara la radiación de Thomson . El universo era muy caliente y denso, pero se expandía rápidamente y, por lo tanto, se enfriaba. Finalmente, poco menos de 400 000 años después del "bang", se enfrió lo suficiente (alrededor de 3000 K) para que los protones capturaran electrones con carga negativa, formando átomos de hidrógeno neutros. (Los átomos de helio se formaron algo antes debido a su mayor energía de enlace). Una vez que casi todas las partículas cargadas se unieron en átomos neutros, los fotones dejaron de interactuar con ellos y pudieron propagarse libremente durante los siguientes 13 800 millones de años; actualmente detectamos esos fotones con un desplazamiento al rojo de un factor de 10⁹⁰ hasta 2,725 K como la radiación cósmica de fondo de microondas ( CMB ) que llena el universo actual. Varias misiones espaciales destacadas ( COBE , WMAP , Planck ) han detectado variaciones muy leves en la densidad y la temperatura del fondo cósmico de microondas (CMB). Estas variaciones fueron sutiles, y el CMB parece ser prácticamente uniforme en todas las direcciones. Sin embargo, las leves variaciones de temperatura, del orden de unas pocas partes en 100 000, son de enorme importancia, ya que trazan variaciones en la densidad que fueron las primeras "semillas" a partir de las cuales se desarrollaron todas las estructuras complejas posteriores del universo.

La materia oscura desempeña un papel crucial en la formación de estructuras porque solo experimenta la fuerza de la gravedad: la inestabilidad gravitacional de Jeans , que permite la formación de estructuras compactas, no encuentra oposición a ninguna fuerza, como la presión de radiación . Como resultado, la materia oscura comienza a colapsar en una compleja red de halos mucho antes que la materia ordinaria, que se ve obstaculizada por las fuerzas de presión. Sin la materia oscura, la época de formación de galaxias ocurriría mucho más tarde en el universo de lo que se observa.

La física de la formación de estructuras en esta época es particularmente sencilla, ya que las perturbaciones de materia oscura con diferentes longitudes de onda evolucionan de forma independiente. A medida que el radio de Hubble aumenta en el universo en expansión, abarca perturbaciones cada vez mayores. Durante el predominio de la materia, todas las perturbaciones causales de materia oscura crecen mediante agrupamiento gravitacional. Sin embargo, las perturbaciones de menor longitud de onda que se incluyen durante el predominio de la radiación ven su crecimiento suprimido hasta el predominio de la materia. En esta etapa, se espera que la materia bariónica luminosa refleje de forma sencilla la evolución de la materia oscura, y sus distribuciones deberían ser muy similares.

It is straightforward to calculate this "linear power spectrum" and, as a tool for cosmology, it is of comparable importance to the cosmic microwave background. Galaxy surveys have measured the power spectrum, such as the Sloan Digital Sky Survey, and by surveys of the Lyman-α forest. Since these studies observe radiation emitted from galaxies and quasars, they do not directly measure the dark matter, but the large-scale distribution of galaxies (and of absorption lines in the Lyman-α forest) is expected to mirror the distribution of dark matter closely. This depends on the fact that galaxies will be larger and more numerous in denser parts of the universe, whereas they will be comparatively scarce in rarefied regions.

When the perturbations have grown sufficiently, a small region might become substantially denser than the mean density of the universe. At this point, the physics involved becomes substantially more complicated. When the deviations from homogeneity are small, the dark matter may be treated as a pressureless fluid and evolves by very simple equations. In regions which are significantly denser than the background, the full Newtonian theory of gravity must be included. (The Newtonian theory is appropriate because the masses involved are much less than those required to form a black hole, and the speed of gravity may be ignored as the light-crossing time for the structure is still smaller than the characteristic dynamical time.) One sign that the linear and fluid approximations become invalid is that dark matter starts to form caustics in which the trajectories of adjacent particles cross, or particles start to form orbits. These dynamics are best understood using N-body simulations (although a variety of semi-analytic schemes, such as the Press–Schechter formalism, can be used in some cases). While in principle these simulations are quite simple, in practice they are tough to implement, as they require simulating millions or even billions of particles. Moreover, despite the large number of particles, each particle typically weighs 10⁹solar masses and discretization effects may become significant. The largest such simulation as of 2005 was the Millennium simulation.^[7]

Los resultados de las simulaciones de N cuerpos sugieren que el universo está compuesto principalmente de vacíos , cuyas densidades podrían ser tan bajas como una décima parte de la media cosmológica. La materia se condensa en grandes filamentos y halos con una intrincada estructura reticular. Estos forman grupos de galaxias , cúmulos y supercúmulos . Si bien las simulaciones parecen coincidir en líneas generales con las observaciones, su interpretación se complica al comprender cómo las densas acumulaciones de materia oscura impulsan la formación de galaxias.

Gran parte de la dificultad para comprender la estructura a gran escala del universo está asociada con la elección de la gauge en la relatividad general . Mediante la descomposición escalar-vector-tensorial , la métrica incluye cuatro perturbaciones escalares , dos vectoriales y una tensorial . Solo las perturbaciones escalares son significativas: los vectores se suprimen exponencialmente en el universo temprano, y el modo tensorial solo hace una pequeña (pero importante) contribución en forma de radiación gravitacional primordial y los modos B de la polarización del fondo cósmico de microondas. Dos de los cuatro modos escalares pueden eliminarse mediante una transformación de coordenadas físicamente sin sentido. Los modos que se eliminan determinan el número infinito de posibles fijaciones de gauge . La gauge más popular es la newtoniana (y la estrechamente relacionada gauge newtoniana conforme), en la que los escalares retenidos son los potenciales newtonianos Φ y Ψ, que corresponden exactamente a la energía potencial newtoniana de la gravedad newtoniana. Se utilizan muchos otros calibres, incluido el calibre síncrono , que puede ser un calibre eficiente para el cálculo numérico (lo utiliza CMBFAST ). Cada calibre aún incluye algunos grados de libertad no físicos. Existe un formalismo denominado invariante de calibre, en el que solo se consideran combinaciones de variables invariantes de calibre.

Se cree que las condiciones iniciales del universo surgen de las fluctuaciones cuánticas invariantes de escala de la inflación cósmica . La perturbación de la densidad de energía de fondo en un punto dado${\displaystyle \rho (\mathbf {x} ,t)}$en el espacio viene dado entonces por un campo aleatorio gaussiano isotrópico y homogéneo de media cero. Esto significa que la transformada de Fourier espacial de${\displaystyle \rho }$–${\displaystyle {\hat {\rho }}(\mathbf {k} ,t)}$tiene las siguientes funciones de correlación

${\displaystyle \langle {\hat {\rho }}(\mathbf {k} ,t){\hat {\rho }}(\mathbf {k} ',t)\rangle =f(k)\delta ^{(3)}(\mathbf {k} -\mathbf {k'} )}$,

dónde${\displaystyle \delta ^{(3)}}$es la función delta de Dirac tridimensional y${\displaystyle k=|\mathbf {k} |}$es la longitud de${\displaystyle \mathbf {k} }$Además, el espectro predicho por la inflación es casi invariante de escala , lo que significa

${\displaystyle \langle {\hat {\rho }}(\mathbf {k} ,t){\hat {\rho }}(\mathbf {k} ',t)\rangle =k^{n_{s}-1}\delta ^{(3)}(\mathbf {k} -\mathbf {k'} )}$,

dónde${\displaystyle n_{s}-1}$es un número pequeño. Finalmente, las condiciones iniciales son adiabáticas o isoentrópicas, lo que significa que la perturbación fraccional en la entropía de cada tipo de partícula es igual. Las predicciones resultantes concuerdan muy bien con las observaciones.