La formación de estructuras se refiere a un problema fundamental en cosmología física.
¿Cómo se han formado todas estas estructuras a partir del uniforme Universo primigenio?
[1][2][3][4] Bajo los modelos actuales, la estructura del Universo visible se formó siguiendo los siguientes pasos: Las últimas tres etapas ocurren en diferentes momentos dependiendo de la escala.
Las escalas más grandes del Universo se aproximan bien utilizando la teoría lineal, mientras que los cúmulos galácticos y los supercúmulos no son lineales y muchos fenómenos en la galaxia local tienen que modelizarse mediante una aproximación mucho más matizada, teniendo en cuenta todas las fuerzas.
Además, se hizo una predicción crucial que se ha corroborado con observaciones: el Universo primigenio tendría débiles perturbaciones que serían la semilla de la formación estructura en el Universo tardío.
Estas perturbaciones se piensa que 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 del índice espectral medido por el WMAP, el índice espectral mide la desviación de un espectro invariante en escala (o de Harrison-Zel'dovich), está muy cerca del valor predicho por los modelos más simples y robustos de la inflación.
Otra propiedad importante de las perturbaciones primigenias, es que son adiabáticas (o isentrópico entre los varios tipos de materia que componen el Universo), es predicho por la inflación cósmica y ha sido confirmado por las observaciones.
Se han propuesto otras teorías del Universo pre-primigenio, que afirman hacer predicciones muy similares, como la cosmología brana, el modelo cíclico, el modelo pre-Big Bang y el Principio Holográfico, pero permanecen en su nacimiento y no son ampliamente aceptados.
Algunas teorías, como las cuerdas cósmicas han sido ampliamente refutadas por datos más precisos.
Para la materia oscura la expansión del espacio (que está causada por la gran componente de radiación) es tan rápida que el crecimiento es altamente suprimido por las partícula de materia oscura no relativista.
Además, debido a que la materia oscura no tiene presión, las corrientes libres previenen el crecimiento de pequeñas estructuras.
En esta época, la amplitud de las perturbaciones que entraron en el horizonte oscilaron sinusoidalmente, con regiones densas rarificándose y volviéndose densas otra vez, con una frecuencia que está relacionada con el tamaño de la perturbación.
La materia oscura interactúa a través de la gravedad, pero no está compuesta de bariones y se conoce con mucha precisión que no emite ni absorbe radiación.
Como el radio de Hubble crece en el Universo en expansión, rodea perturbaciones cada vez mayores.
Esto depende del hecho de que las galaxias sean mayores y más numerosas en las partes más densas del Universo, mientras que serán comparativamente escasas en regiones rarificadas.
Cuando las perturbaciones han crecido lo suficiente, una pequeña región puede llegar a ser substancialmente más densa que la densidad media del Universo.
En este momento, la física involucrada llega a ser substancialmente más complicada.
Cuando las desviaciones de la homogeneidad son pequeñas, la materia oscura puede tratarse como un fluido sin presión y evoluciona según ecuaciones muy simples.
Además, a pesar del gran número de partículas, cada partícula típicamente pesa 109 masas solares y los efectos de la discretización pueden llegar a ser significativos.
La materia se condensa en grandes filamentos y halos que tienen una intrincada estructura similar a una red.
En particular, muchos pequeños halos forman lo que vemos en observaciones astronómicas como galaxias enanas y cúmulos globulares.
La etapa final en la evolución llega cuando los bariones se condensan en los dencros de los halos galácticos para formar galaxias, estrellas y quasars.
La comprensión de estos procesos es un problema computacional enormemente difícil, porque pueden involucrar a la física de la gravedad, la magnetohidrodinámica, la física atómica, las reacciones nucleares, las turbulencias e incluso la relatividad general.
Mediante la descomposición escalar-vectorial-tensorial, la métrica incluye cuatro perturbaciones escalares, dos vectoriales y una tensorial.
Los modos que son eliminados determinan el infinito número de posibles soluciones gauge.
en el espacio se considera entonces un campo aleatorio gaussiano homogéneo e isótropo de media nula.