Fluctuaciones primordiales

Las fluctuaciones primordiales son variaciones de densidad en el universo primitivo que se consideran las semillas de toda estructura en el universo. Actualmente, la explicación más aceptada para su origen está en el contexto de la inflación cósmica . Según el paradigma inflacionario, el crecimiento exponencial del factor de escala durante la inflación provocó que las fluctuaciones cuánticas del campo inflatón se extendieran a escalas macroscópicas y, al salir del horizonte , se "congelaran". En las etapas posteriores de dominio de la radiación y la materia, estas fluctuaciones volvieron a entrar en el horizonte y, por lo tanto, establecieron las condiciones iniciales para la formación de la estructura .

Las propiedades estadísticas de las fluctuaciones primordiales se pueden inferir a partir de observaciones de anisotropías en el fondo cósmico de microondas y de mediciones de la distribución de la materia, por ejemplo, estudios de corrimiento al rojo de galaxias . Dado que se cree que las fluctuaciones surgen de la inflación, dichas mediciones también pueden establecer restricciones sobre los parámetros dentro de la teoría inflacionaria.

Formalismo

Las fluctuaciones primordiales se cuantifican normalmente mediante un espectro de potencia que da la potencia de las variaciones en función de la escala espacial. En este formalismo, se suele considerar la densidad de energía fraccionaria de las fluctuaciones, dada por:

${\displaystyle \delta ({\vec {x}})\ {\stackrel {\mathrm {def} }{=}}\ {\frac {\rho ({\vec {x}})}{\bar {\rho }}}-1=\int {\text{d}}k\;\delta _{k}\,e^{i{\vec {k}}\cdot {\vec {x}}},}$

donde es la densidad de energía, su valor medio y el número de onda de las fluctuaciones. El espectro de potencia puede definirse entonces a través del promedio del conjunto de los componentes de Fourier : ${\displaystyle \rho }$ ${\displaystyle {\bar {\rho }}}$ ${\displaystyle k}$ ${\displaystyle {\mathcal {P}}(k)}$

${\displaystyle \langle \delta _{k}\delta _{k'}\rangle ={\frac {2\pi ^{2}}{k^{3}}}\,\delta (k-k')\,{\mathcal {P}}(k).}$

Existen modos de fluctuación tanto escalares como tensoriales. ^{[ aclaración necesaria ]}

Modos escalares

Los modos escalares tienen el espectro de potencia definido como la fluctuación de densidad cuadrática media para un número de onda específico , es decir, la amplitud de fluctuación promedio en una escala dada: ${\displaystyle k}$

${\displaystyle {\mathcal {P}}_{\mathrm {s} }(k)=\langle \delta _{k}\rangle ^{2}.}$

Muchos modelos inflacionarios predicen que el componente escalar de las fluctuaciones obedece a una ley de potencia ^{[ ¿por qué? ]} en la que

${\displaystyle {\mathcal {P}}_{\mathrm {s} }(k)\propto k^{n_{\mathrm {s} }}.}$

Para las fluctuaciones escalares, se denomina índice espectral escalar, que corresponde a fluctuaciones invariantes de escala (no invariantes de escala en sino en la perturbación de curvatura comóvil para la cual la potencia es de hecho invariante con cuando ). ^[1] ${\displaystyle n_{\mathrm {s} }}$ ${\displaystyle n_{\mathrm {s} }=1}$ ${\displaystyle \delta }$ ${\displaystyle \zeta }$ ${\displaystyle {\mathcal {P}}_{\zeta }(k)\propto k^{n_{s}-1}}$ ${\displaystyle k}$ ${\displaystyle n_{s}=1}$

El índice espectral escalar describe cómo varían las fluctuaciones de densidad con la escala. Como el tamaño de estas fluctuaciones depende del movimiento del inflatón cuando estas fluctuaciones cuánticas alcanzan el tamaño de un superhorizonte, diferentes potenciales inflacionarios predicen diferentes índices espectrales. Estos dependen de los parámetros de rotación lenta, en particular el gradiente y la curvatura del potencial. En los modelos donde la curvatura es grande y positiva , . Por otro lado, los modelos como los potenciales monomiales predicen un índice espectral rojo . Planck proporciona un valor de . ^[2] ${\displaystyle n_{s}>1}$ ${\displaystyle n_{s}<1}$ ${\displaystyle n_{s}=0.968\pm 0.006}$

Modos tensoriales

Muchos modelos inflacionarios predicen la presencia de fluctuaciones tensoriales primordiales . Al igual que con las fluctuaciones escalares, se espera que las fluctuaciones tensoriales sigan una ley de potencia y estén parametrizadas por el índice tensorial (la versión tensorial del índice escalar). La relación entre los espectros de potencia tensorial y escalar se da por

${\displaystyle r={\frac {2|\delta _{h}|^{2}}{|\delta _{R}|^{2}}},}$

donde 2 surge debido a las dos polarizaciones de los modos tensoriales. Los datos CMB de 2015 del satélite Planck dan una restricción de . ^[2] ${\displaystyle r<0.11}$

Fluctuaciones adiabáticas/isocurvatura

Las fluctuaciones adiabáticas son variaciones de densidad en todas las formas de materia y energía que tienen densidades fraccionarias iguales de sobre/subdensidad en la densidad numérica. Por ejemplo, una sobredensidad adiabática de fotones de un factor de dos en la densidad numérica también correspondería a una sobredensidad electrónica de dos. Para las fluctuaciones de isocurvatura, las variaciones de densidad numérica para un componente no corresponden necesariamente a las variaciones de densidad numérica en otros componentes. Si bien se suele suponer que las fluctuaciones iniciales son adiabáticas, se puede considerar la posibilidad de fluctuaciones de isocurvatura dados los datos cosmológicos actuales. Los datos actuales del fondo cósmico de microondas favorecen las fluctuaciones adiabáticas y limitan los modos de materia oscura fría de isocurvatura no correlacionados a ser pequeños.

Véase también

• Portal de física

• Gran Explosión
• Teoría de la perturbación cosmológica
• Distorsiones espectrales del fondo cósmico de microondas
• Formalismo Press-Schechter
• Onda gravitacional primordial
• Agujero negro primordial

Referencias

1. Liddle & Lyth. Inflación cosmológica y estructura a gran escala . pág. 75.
2. Ade, PAR; Aghanim, N .; Arnaud, M.; Arroja, F.; Ashdown, M.; Aumont, J.; Baccigalupi, C.; Ballardini, M.; Banday, AJ; Barreiro, RB; Bartolo, N.; Battaner, E.; Benabed, K.; Benoît, A.; Benoît-Lévy, A.; Bernard, JP; Bersanelli, M.; Bielewicz, P.; Bock, JJ; Bonaldi, A.; Bonavera, L.; Enlace, JR; Borrill, J.; Bouchet, FR; Boulanger, F.; Bucher, M.; Burigana, C.; Mayordomo, RC; Calabrese, E.; et al. (2016). "Resultados de Planck 2015. XX. Restricciones a la inflación". Astronomía y Astrofísica . 594 : 1. arXiv : 1502.02114 . Código Bibliográfico :2016A&A...594A..20P. doi :10.1051/0004-6361/201525898. S2CID  119284788.

Enlaces externos

• Crotty, Patrick, "Límites de perturbaciones de isocurvatura a partir de datos CMB y LSS". Physical Review Letters. arXiv :astro-ph/0306286
• Linde, Andrei, "Cosmología cuántica y la estructura del universo inflacionario". Charla invitada. arXiv :gr-qc/9508019
• Peiris, Hiranya , "Primer año de observaciones con la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP): implicaciones para la inflación". Astrophysical Journal. arXiv :astro-ph/0302225
• Tegmark, Max, "Parámetros cosmológicos de SDSS y WMAP". Physical Review D. arXiv :astro-ph/0310723