En cosmología física , la formación de estructuras es la formación de galaxias, cúmulos de galaxias y estructuras más grandes a partir de pequeñas fluctuaciones tempranas de densidad. 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 intenta modelar cómo se formaron estas estructuras por la inestabilidad gravitacional de pequeñas ondas tempranas en la densidad del espacio-tiempo [3] [4] [5] [6] u otra emergencia. [7]
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.
Según los modelos actuales, la estructura del universo visible se formó en las siguientes etapas:
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 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, ya que esencialmente fueron las primeras "semillas" a partir de las cuales finalmente se desarrollaron todas las estructuras complejas posteriores del universo.
La teoría de lo que sucedió después de los primeros 400.000 años del universo es la de la formación de estructuras jerárquicas: las estructuras más pequeñas unidas gravitacionalmente, como los picos de materia que contienen las primeras estrellas y cúmulos estelares, se formaron primero, y estos posteriormente se fusionaron con gas y materia oscura para formar galaxias. seguido de grupos, cúmulos y supercúmulos de galaxias.
El universo primitivo es todavía una época poco comprendida desde el punto de vista de la física fundamental. La teoría predominante, la inflación cósmica , hace un buen trabajo al explicar la planitud , homogeneidad e isotropía observadas del universo, así como la ausencia de partículas reliquias exóticas (como los monopolos magnéticos ). Otra predicción confirmada por la observación es que pequeñas perturbaciones en el universo primordial siembran la formación posterior de estructuras. Estas fluctuaciones, si bien forman la base de toda estructura, aparecen más claramente como pequeñas fluctuaciones de temperatura de una parte en 100.000. (Para poner esto en perspectiva, el mismo nivel de fluctuaciones en un mapa topográfico de los Estados Unidos no mostraría ninguna característica de más de unos pocos centímetros. [ se necesita aclaración ] ) Estas fluctuaciones son críticas, porque proporcionan las semillas a partir de las cuales se forman las estructuras más grandes. puede crecer y eventualmente colapsar para formar galaxias y estrellas. COBE (Cosmic Background Explorer) detectó por primera vez las fluctuaciones intrínsecas de la radiación cósmica de fondo de microondas en los años 1990.
Se cree que estas perturbaciones tienen un carácter muy específico: forman un campo aleatorio gaussiano cuya función de covarianza es diagonal y casi invariante en escala. Las fluctuaciones observadas parecen tener exactamente esta forma y, además, el índice espectral medido por WMAP (el índice espectral mide la desviación de un espectro invariante de escala (o Harrison-Zel'dovich)) es muy cercano al valor predicho por los sistemas más simples y modelos más robustos de inflación. Otra propiedad importante de las perturbaciones primordiales, que son adiabáticas (o isentrópicas entre los distintos tipos de materia que componen el universo), está predicha por la inflación cósmica y ha sido confirmada por observaciones.
Se han propuesto otras teorías del universo primitivo que supuestamente hacen predicciones similares, como la cosmología de la brana de gas, el modelo cíclico , el modelo anterior al big bang y el universo holográfico , pero siguen siendo incipientes y no son ampliamente aceptadas. Algunas teorías, como la de las cuerdas cósmicas , han sido refutadas en gran medida por datos cada vez más precisos.
Un concepto importante en la formación de estructuras es la noción de radio de Hubble , a menudo llamado simplemente horizonte, ya que está estrechamente relacionado con el horizonte de partículas . El radio de Hubble, que está relacionado con el parámetro de Hubble como , donde es la velocidad de la luz , define, en términos generales, el volumen del universo cercano que recientemente (en el último tiempo de expansión) ha estado en contacto causal con un observador. Dado que el universo se expande continuamente, su densidad de energía disminuye continuamente (en ausencia de materia verdaderamente exótica como la energía fantasma ). La ecuación de Friedmann relaciona la densidad de energía del universo con el parámetro de Hubble y muestra que el radio de Hubble aumenta continuamente.
El problema del horizonte de la cosmología del big bang dice que, sin inflación, las perturbaciones nunca estuvieron en contacto causal antes de entrar en el horizonte y, por lo tanto, no se puede explicar la homogeneidad e isotropía de, por ejemplo, las distribuciones de galaxias a gran escala. Esto se debe a que, en una cosmología ordinaria de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker , el radio de Hubble aumenta más rápidamente de lo que se expande el espacio, por lo que las perturbaciones sólo entran en el radio de Hubble y no son expulsadas por la expansión. Esta paradoja se resuelve mediante la inflación cósmica, que sugiere que durante una fase de rápida expansión en el universo primitivo el radio de Hubble era casi constante. Por lo tanto, la isotropía a gran escala se debe a fluctuaciones cuánticas producidas durante la inflación cósmica que son empujadas fuera del horizonte.
El fin de la inflación se llama recalentamiento , cuando las partículas de inflación se descomponen en un plasma térmico caliente de otras partículas. En esta época, el contenido energético del universo es enteramente radiación, y las partículas del modelo estándar tienen velocidades relativistas. A medida que el plasma se enfría, se cree que ocurren la bariogénesis y la leptogénesis ; a medida que el plasma de quarks-gluones se enfría, se produce una ruptura de la simetría electrodébil y el universo queda compuesto principalmente de protones , neutrones y electrones ordinarios . A medida que el universo se enfría aún más, se produce la nucleosíntesis del Big Bang y se crean pequeñas cantidades de núcleos de deuterio , helio y litio . A medida que el universo se enfría y se expande, la energía de los fotones comienza a desplazarse hacia el rojo, las partículas se vuelven no relativistas y la materia ordinaria comienza a dominar el universo. Con el tiempo, los átomos comienzan a formarse cuando los electrones libres se unen a los núcleos. Esto suprime la dispersión de fotones de Thomson . Combinado con la rarefacción del universo (y el consiguiente aumento en el camino libre medio de los fotones), esto hace que el universo sea transparente y el fondo cósmico de microondas se emite en la recombinación (la superficie de la última dispersión ).
El plasma primordial habría tenido muy ligeras sobredensidades de materia, que se cree derivan del aumento de las fluctuaciones cuánticas durante la inflación. Cualquiera que sea la fuente, estas sobredensidades atraen gravitacionalmente la materia. Pero el intenso calor de las interacciones casi constantes fotón-materia de esta época busca con bastante fuerza el equilibrio térmico, lo que crea una gran cantidad de presión hacia afuera. Estas fuerzas contrarias de gravedad y presión crean oscilaciones, análogas a las ondas sonoras creadas en el aire por diferencias de presión.
Estas perturbaciones son importantes, ya que son responsables de la física sutil que resulta en la anisotropía del fondo cósmico de microondas. En esta época, la amplitud de las perturbaciones que entran en el horizonte oscilan de forma sinusoidal, con regiones densas que se vuelven más enrarecidas y luego vuelven a ser densas, con una frecuencia que está relacionada con el tamaño de la perturbación. Si la perturbación oscila un número entero o semiintegral de veces entre su aparición en el horizonte y la recombinación, aparece como un pico acústico de la anisotropía del fondo cósmico de microondas. (Una media oscilación, en la que una región densa se convierte en una región enrarecida o viceversa, aparece como un pico porque la anisotropía se muestra como un espectro de potencia , por lo que las subdensidades contribuyen a la potencia tanto como las sobredensidades). La estructura detallada de los picos del fondo de microondas es complicada, pero estas oscilaciones proporcionan la esencia. [9] [10] [11] [12] [13]
Una de las principales conclusiones de los cosmólogos en las décadas de 1970 y 1980 fue que la mayor parte de la materia del universo no estaba compuesta de átomos , sino de una forma misteriosa de materia conocida como materia oscura. La materia oscura interactúa mediante la fuerza de la gravedad , pero no está compuesta de bariones , y se sabe con muy alta precisión que no emite ni absorbe radiación . Puede estar compuesto de partículas que interactúan a través de la interacción débil , como los neutrinos , [14] pero no puede estar compuesto enteramente por los tres tipos conocidos de neutrinos (aunque algunos han sugerido que es un neutrino estéril ). La evidencia reciente indica que hay aproximadamente cinco veces más materia oscura que materia bariónica y, por lo tanto, la dinámica del universo en esta época está dominada por la materia oscura.
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 la dominación de la radiación ven retardado su crecimiento hasta la dominación 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 . [15]
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.
