En cosmología física , la formación de estructuras describe la creación de galaxias, cúmulos de galaxias y estructuras más grandes a partir de pequeñas fluctuaciones en la densidad de masa resultantes de procesos que crearon la materia. El universo , como se sabe ahora por las observaciones de la radiación cósmica de fondo de microondas , comenzó en un estado caliente, denso y casi uniforme hace aproximadamente 13.800 millones de años . [1] Sin embargo, al mirar el cielo nocturno de hoy, se pueden ver estructuras en todas las escalas, desde estrellas y planetas hasta galaxias. A escalas aún mayores, los cúmulos de galaxias y las estructuras en forma de láminas de galaxias están separados por enormes vacíos que contienen pocas galaxias. [2] La formación de estructuras modela la inestabilidad gravitacional de pequeñas ondas en la densidad de masa para predecir estas formas, confirmando la consistencia del modelo físico. [3] [4] [5] [6]
El moderno modelo Lambda-CDM logra predecir la distribución observada a gran escala de galaxias, cúmulos y vacíos; pero a escala de galaxias individuales existen muchas complicaciones debido a procesos altamente no lineales que involucran física bariónica, calentamiento y enfriamiento de gases, formación de estrellas y retroalimentación. Comprender los procesos de formación de galaxias es un tema importante en la investigación cosmológica moderna, tanto mediante observaciones como las del campo ultraprofundo del Hubble como mediante grandes simulaciones por ordenador.
La formación de estructuras comenzó algún tiempo después de la recombinación , cuando el universo primitivo se enfrió lo suficiente debido a la expansión como para permitir la formación de átomos estables de hidrógeno y helio. [7] : 6 En este punto se emite el fondo cósmico de microondas (CMB); Muchas mediciones cuidadosas del CMB proporcionan información clave sobre el estado inicial del universo antes de la formación de la estructura. Las mediciones respaldan un modelo de pequeñas fluctuaciones de densidad, semillas críticas para las estructuras futuras.
En esta etapa, algún mecanismo, como la inflación cósmica , se encargó de establecer las condiciones iniciales del universo: homogeneidad, isotropía y planitud. [4] [8] La inflación cósmica también habría amplificado las fluctuaciones cuánticas diminutas (preinflación) en ligeras ondas 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 gravitacional permanecen constantes. Las estructuras más pequeñas que el horizonte permanecieron esencialmente congeladas debido a que la dominación de la radiación impidió el crecimiento. A medida que el universo se expandió, la densidad de la radiación disminuye más rápido que la materia (debido al corrimiento al rojo de la energía de los fotones); esto condujo a un cruce llamado igualdad materia-radiación ~ 50.000 años después del Big Bang. Después de esto, todas las ondas de materia oscura podrían crecer libremente, formando semillas en las que luego podrían caer los bariones. El horizonte de partículas en esta época induce un cambio en el espectro de energía de la materia que puede medirse en grandes estudios de corrimiento al rojo .
El universo estuvo dominado por la radiación durante la mayor parte de esta etapa y, debido al intenso calor y la radiación, el hidrógeno y el helio primordiales quedaron completamente ionizados en núcleos y electrones libres. En esta situación tan cálida y densa, la radiación (fotones) no podía viajar muy lejos antes de que Thomson dispersara un electrón. El universo era muy caliente y denso, pero se expandía rápidamente y, por tanto, se enfriaba. Finalmente, poco menos de 400.000 años después de la "explosión", se enfrió lo suficiente (alrededor de 3.000 K) como para que los protones capturaran electrones cargados negativamente, 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 estuvieron unidas a átomos neutros, los fotones ya no interactuaron con ellas y quedaron libres para propagarse durante los siguientes 13.800 millones de años; Actualmente detectamos esos fotones desplazados al rojo en 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 notables ( COBE , WMAP , Planck ), han detectado variaciones muy leves en la densidad y la temperatura del CMB. Estas variaciones fueron sutiles y el CMB parece casi uniformemente igual en todas las direcciones. Sin embargo, las ligeras variaciones de temperatura del orden de unas pocas partes por 100.000 son de enorme importancia, porque esencialmente fueron las primeras "semillas" a partir de las cuales finalmente se desarrollaron todas las estructuras complejas posteriores del universo.
Después de que la primera materia se condensó, la radiación se alejó, dejando una materia oscura ligeramente no homogénea sujeta a interacción gravitacional. La interacción finalmente colapsa la materia oscura en "halos" que luego atraen la materia normal o bariónica , principalmente hidrógeno. A medida que la densidad del hidrógeno aumenta debido a la atracción gravitacional, las estrellas se encienden y emiten luz ultravioleta que reioniza los átomos circundantes. [7] : 6 La interacción gravitacional continúa en la formación de estructuras jerárquicas: se forman estructuras más pequeñas unidas gravitacionalmente, como las primeras estrellas y cúmulos estelares, luego galaxias, seguidas de grupos, cúmulos y supercúmulos de galaxias.
La materia oscura desempeña un papel crucial en la formación de estructuras porque sólo siente la fuerza de la gravedad: la inestabilidad gravitacional de Jeans , que permite que se formen estructuras compactas, no se opone a ninguna fuerza, como la presión de la radiación . Como resultado, la materia oscura comienza a colapsar en una compleja red de halos de materia oscura mucho antes que la materia ordinaria, lo que se ve impedido por fuerzas de presión. Sin materia oscura, la época de formación de galaxias ocurriría sustancialmente más tarde en el universo de lo que se observa.
La física de la formación de estructuras en esta época es particularmente simple, ya que las perturbaciones de la materia oscura con diferentes longitudes de onda evolucionan de forma independiente. A medida que el radio de Hubble crece en el universo en expansión, abarca perturbaciones cada vez mayores. Durante la dominación de la materia, todas las perturbaciones causales de la materia oscura crecen a través de agrupaciones gravitacionales. Sin embargo, las perturbaciones de longitud de onda más corta que se incluyen durante el dominio de la radiación ven suprimido su crecimiento hasta el dominio de la materia. En esta etapa, se espera que la materia bariónica luminosa refleje simplemente la evolución de la materia oscura, y sus distribuciones deberían seguir estrechamente una a la otra.
Es sencillo calcular este "espectro de potencia lineal" y, como herramienta para la cosmología, tiene una importancia comparable a la del fondo cósmico de microondas. Los estudios de galaxias han medido el espectro de energía, como el Sloan Digital Sky Survey , y mediante estudios del bosque Lyman-α . Dado que estos estudios observan la radiación emitida por galaxias y quásares, no miden directamente la materia oscura, pero se espera que la distribución a gran escala de las galaxias (y de las líneas de absorción en el bosque de Lyman-α) refleje fielmente la distribución de la materia oscura. . Esto depende del hecho de que las galaxias serán más grandes y más numerosas en las partes más densas del universo, mientras que serán comparativamente escasas en las regiones enrarecidas.
Cuando las perturbaciones hayan crecido lo suficiente, una pequeña región podría volverse sustancialmente más densa que la densidad media del universo. En este punto, la física involucrada se vuelve sustancialmente más complicada. Cuando las desviaciones de la homogeneidad son pequeñas, la materia oscura puede tratarse como un fluido sin presión y evoluciona mediante ecuaciones muy simples. En regiones que son significativamente más densas que el fondo, se debe incluir la teoría de la gravedad newtoniana completa. (La teoría newtoniana es apropiada porque las masas implicadas son mucho menores que las necesarias para formar un agujero negro , y la velocidad de la gravedad puede ignorarse ya que el tiempo de paso de la luz por la estructura es aún menor que el tiempo dinámico característico.) Uno Una señal de que las aproximaciones lineal y fluida dejan de ser válidas es que la materia oscura comienza a formar cáusticos en los que se cruzan las trayectorias de las partículas adyacentes, o las partículas comienzan a formar órbitas. Esta dinámica se comprende mejor mediante simulaciones de N -cuerpos (aunque en algunos casos se puede utilizar una variedad de esquemas semianalíticos, como el formalismo de Press-Schechter ). Si bien en principio estas simulaciones son bastante simples, en la práctica son difíciles de implementar, ya que requieren simular millones o incluso miles de millones de partículas. Además, a pesar del gran número de partículas, cada partícula normalmente pesa 10 9 masas solares y los efectos de discretización pueden llegar a ser significativos. La simulación más grande de este tipo hasta el año 2005 es la simulación Millennium . [9]
El resultado de las simulaciones de N cuerpos sugiere que el universo está compuesto en gran parte por vacíos , cuyas densidades podrían ser tan bajas como una décima parte de la media cosmológica. La materia se condensa en grandes filamentos y halos que tienen una intrincada estructura en forma de red. Estos forman grupos de galaxias , cúmulos y supercúmulos . Si bien las simulaciones parecen concordar en términos generales con las observaciones, su interpretación se complica por la comprensión de cómo las densas acumulaciones de materia oscura estimulan la formación de galaxias. En particular, se forman muchos más halos pequeños de los que vemos en las observaciones astronómicas como galaxias enanas y cúmulos globulares . Esto se conoce como el problema de las galaxias enanas y se han propuesto diversas explicaciones. La mayoría lo considera un efecto en la complicada física de la formación de galaxias, pero algunos han sugerido que es un problema con nuestro modelo de materia oscura y que algún efecto, como la materia oscura cálida , impide la formación de los halos más pequeños.
La etapa final de la evolución llega cuando los bariones se condensan en los centros de los halos de galaxias para formar galaxias, estrellas y quásares . La materia oscura acelera enormemente la formación de densos halos. Como la materia oscura no tiene presión de radiación, la formación de estructuras más pequeñas a partir de materia oscura es imposible. Esto se debe a que la materia oscura no puede disipar el momento angular, mientras que la materia bariónica ordinaria puede colapsar para formar objetos densos al disipar el momento angular mediante enfriamiento radiativo . Comprender estos procesos es un problema computacional enormemente difícil, porque pueden involucrar la física de la gravedad, la magnetohidrodinámica , la física atómica , las reacciones nucleares , la turbulencia e incluso la relatividad general . En la mayoría de los casos, todavía no es posible realizar simulaciones que puedan compararse cuantitativamente con las observaciones, y lo mejor que se puede lograr son simulaciones aproximadas que ilustren las principales características cualitativas de un proceso como la formación de una estrella.
Gran parte de la dificultad y muchas de las disputas para comprender la estructura a gran escala del universo pueden resolverse comprendiendo mejor la elección del calibre en la relatividad general . Mediante la descomposición escalar-vector-tensor , la métrica incluye cuatro perturbaciones escalares , dos perturbaciones vectoriales y una perturbación tensorial . Sólo las perturbaciones escalares son significativas: los vectores están exponencialmente suprimidos en el universo temprano, y el modo tensor hace sólo 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 calibre . El calibre más popular es el calibre newtoniano (y el calibre newtoniano conforme), estrechamente relacionado, en el 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 medidores, incluido el medidor síncrono , que puede ser un medidor eficiente para el cálculo numérico (lo utiliza CMBFAST ). Cada calibre todavía incluye algunos grados de libertad no físicos. Existe el llamado formalismo invariante de calibre, en el que sólo se consideran combinaciones de variables invariantes de calibre.
Se cree que las condiciones iniciales del universo surgen de las fluctuaciones mecánicas cuánticas invariantes de escala de la inflación cósmica . La perturbación de la densidad de energía de fondo en un punto dado del espacio viene dada por un campo aleatorio gaussiano isotrópico y homogéneo de media cero. Esto significa que la transformada espacial de Fourier de – tiene las siguientes funciones de correlación
donde es la función delta de Dirac tridimensional y es la longitud de . Además, el espectro predicho por la inflación es casi invariante de escala , lo que significa
donde es un número pequeño. Finalmente, las condiciones iniciales son adiabáticas o isentrópicas, lo que significa que la perturbación fraccionaria en la entropía de cada especie de partícula es igual. Las predicciones resultantes encajan muy bien con las observaciones.
