La formación de la estructura del refiere a un problema fundamental en el cosmología físico . El universo, como ahora se sabe de las observaciones de la radiación de fondo cósmica de la microonda, comenzó en un estado caliente, denso, casi uniforme hace Gyr aproximadamente 13. Sin embargo, mirando en el cielo hoy, vemos las estructuras en todas las escalas, todavía Stars y los planetas a las galaxias y, en escalas mucho más grandes, los racimos de la galaxia y los vacíos enormes entre las galaxias. ¿Cómo hicieron todo el esto viene alrededor del universo temprano casi uniforme?

Descripción

Bajo actuales modelos, la estructura del universo visible fue formada en las etapas siguientes:
El el universo muy temprano en esta etapa, un cierto mecanismo, tal como inflación cósmica es responsable de establecer las condiciones iniciales del universo: homogeneidad, isotropía y llanura.
El el plasma primordial el universo es dominado por la radiación para la mayor parte de esta etapa, y debido a las estructuras Libre-que fluyen no puede ser amplificado gravitacional. No obstante, la evolución importante ocurre, por ejemplo nucleosynthesis grande de la explosión crea los elementos primordiales y se emite el fondo cósmico de la microonda. La estructura detallada de la anisotropía del fondo cósmico de la microonda también se crea en esta época.
El que el crecimiento no linear de la estructura como las regiones densas llega a ser más denso, la aproximación linear que describe inhomogeneidades de la densidad comienza a analizar el – las partículas adyacentes pueden incluso comenzar a cruzar en &ndash de los cáusticos ; y un tratamiento más detallado, usar la teoría neutoniana completa de la gravedad, llega a ser necesario. (Aparte de la extensión del fondo del universo, que es debido a la relatividad general, la evolución en estas pequeñas escalas generalmente es aproximada comparativamente bien por la teoría neutoniana.) Aquí es donde las estructuras, tales como racimos de la galaxia y halos de la galaxia comienzan a formar. No obstante, en este régimen solamente las fuerzas gravitacionales son significativas porque la materia oscura, que se piensa para tener interacciones muy débiles, es el jugador dominante.
" del ; Gastrophysical" la evolución el paso final de la evolución es cuando las fuerzas electromágneticas llegan a ser importantes en la evolución de la estructura, donde la materia de Baryonic arracima denso, como en las galaxias y las estrellas en algunos casos, por ejemplo los núcleos galácticos activos y la teoría neutoniana de los cuasares trabaja mal y la relatividad general llega a ser significativa. Se llama " gastrophysical" debido a su complejidad: muchos efectos diversos, complicados, incluyendo gravedad, la magnetohidrodinámica y las reacciones nucleares deben ser considerados.

Estructura linear

Una de las realizaciones dominantes hechas por los cosmólogos en los años 70 y los años 80 era que compusieron a la mayoría del contenido de la materia del universo no de los átomos, pero algo una forma misteriosa de materia conocida como materia oscura. La materia oscura obra recíprocamente a través de la fuerza de la gravedad, pero no se compone de los Baryons y se sabe con exactitud muy alta que no emite ni absorbe la radiación . Puede ser compuesto de partículas ese interactivo con la interacción débil, tal como neutrinos pero no puede ser compuesto enteramente de las tres clases sabidas de neutrinos (aunque algo ha sugerido que es un neutrino estéril ). La evidencia reciente sugiere que haya materia ḿas oscura de cerca de cinco veces como materia baryonic, y las dinámicas del universo en esta época son dominadas así por la materia oscura.

La materia oscura desempeña un papel dominante en la formación de la estructura porque siente solamente la fuerza de la gravedad: la inestabilidad gravitacional de los pantalones vaqueros que permite que las estructuras compactas formen no es opuesta por ninguna fuerza, tal como presión de radiación . Consecuentemente, la materia oscura comienza a derrumbarse en una red compleja de los halos de la materia oscura mucho antes la materia ordinaria, que es impedida por las fuerzas de la presión. Sin materia oscura, la época de la formación de la galaxia ocurriría substancialmente más adelante en el universo que se observa.

La física de la formación de la estructura en esta época es particularmente simple, pues las perturbaciones de la materia oscura con diversas longitudes de onda se desarrollan independiente. Mientras que el radio de Hubble crece en el universo de extensión, abarca perturbaciones más grandes y más grandes. Durante la dominación de la materia, todas las perturbaciones causales de la materia oscura crecen con el agrupamiento gravitacional. Sin embargo, las perturbaciones de la corto-longitud de onda que se abarcan durante la dominación de la radiación tienen su de crecimiento retardado hasta la dominación de la materia. En esta etapa, se espera que la materia luminosa, baryonic refleje simplemente la evolución de la materia oscura, y sus distribuciones deben remontar de cerca uno otro.

Es algo fácil calcular este " spectrum" linear de la energía; y, como herramienta para el cosmología, es de importancia comparable al fondo cósmico de la microonda. El espectro de energía ha sido medido por encuestas sobre la galaxia, tales como la encuesta sobre el cielo de Sloan Digital, y por los exámenes Lyman-α bosque . Puesto que estos exámenes observan la radiación emitida de galaxias y de cuasares, no miden directo la materia oscura, sino la distribución del gran escala de galaxias (y de las rayas de absorción en el Lyman-α se espera que el bosque) refleje de cerca la distribución de la materia oscura. Esto depende del hecho de que las galaxias serán más grandes y más numerosas en partes más densas del universo, mientras que serán comparativamente escasas en regiones enrarecidas.

Estructura no linear

Cuando las perturbaciones han crecido suficientemente, una pequeña región pudo llegar a ser substancialmente más densa que la densidad mala del universo. A este punto, la física implicada llega a ser substancialmente más complicada. Cuando las desviaciones de la homogeneidad son pequeñas, la materia oscura se puede tratar como líquido pressureless y se desarrolla por ecuaciones muy simples. En las regiones que son más densas que el fondo, la teoría neutoniana completa de la gravedad debe ser incluida. (La teoría neutoniana es apropiada porque las masas implicadas son mucho menos que ésos requeridos para formar un calabozo, y la velocidad de la gravedad se puede no hacer caso como la época de la luz-travesía para la estructura es todavía más pequeña que el tiempo dinámico característico.) Una muestra que las aproximaciones lineares y flúidas llegan a ser inválidas es que la materia oscura comienza a formar los cáusticos en los cuales la trayectoria de partículas adyacentes cruza, o las partículas comienza a formar órbitas. Estas dinámicas son generalmente las mejores entendidas usar simulaciones del N-cuerpo que (aunque una variedad de esquemas semi-analíticos, tales como el Presionan-Schechter el formalismo, puede ser utilizado en algún caso). Mientras que en principio estas simulaciones son absolutamente simples, son en la práctica muy difíciles de ejecutar, pues requieren la simulación de millones o aún de mil millones de partículas. Por otra parte, a pesar de el gran número de partículas, cada partícula pesa típicamente las masas solares 10⁹ y los efectos de la discretización pueden llegar a ser significativos. El más grande tal simulación es la simulación reciente del milenio.

El resultado de las simulaciones del N-cuerpo sugiere que el universo esté compuesto en gran parte de los vacíos cuyas densidades pudieron ser tan bajas como un décimo del medio cosmológico. La materia condensa en los filamentos grandes y los halos que tienen una estructura web-like intrincada. Éstos forman los grupos de la galaxia, racimos y el Superclusters mientras que las simulaciones aparecen convenir amplio con observaciones, su interpretación es complicado por la comprensión de cómo las acumulaciones densas de formación de la galaxia del estímulo de la materia oscura. Particularmente, muchos más pequeños halos forman que vemos en observaciones astronómicas mientras que las galaxias enanas y los racimos globulares esto se conocen como el problema del diagonal de la galaxia, y se han propuesto una variedad de explicaciones. La mayoría lo explican como efecto en la física complicada de la formación de la galaxia, pero algunos han sugerido que es un problema con nuestro modelo de la materia oscura y que un cierto efecto, tal como materia oscura caliente, previenen la formación de los halos más pequeños.

Evolución de Gastrophysical

El estadio final en la evolución viene cuando los baryons condensan en los centros de los halos de la galaxia para formar galaxias, las estrellas y el aspecto paradójico de los cuasares A de la formación de la estructura es que mientras que la materia oscura acelera grandemente la formación de halos densos, porque materia oscura no tiene presión de radiación, la formación de estructuras más pequeñas de la materia oscura es imposible porque la materia oscura no puede disipar ímpetu angular, mientras que la materia baryonic ordinaria puede derrumbarse para formar objetos densos disipando ímpetu angular a través de enfriamiento radiativo. La comprensión de estos procesos es un problema de cómputo enorme difícil, porque pueden implicar la física de la gravedad, de la magnetohidrodinámica, de la física atómica, de las reacciones nucleares, de la turbulencia e incluso de la relatividad general . En la mayoría de los casos, no es todavía posible realizar las simulaciones que se pueden comparar cuantitativo con observaciones, y el mejor que puede ser alcanzado es las simulaciones aproximadas que ilustran las características cualitativas principales de un proceso tales como formación de estrella.

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estelar de la galaxia de la evolución

Modelado de la formación de la estructura

Perturbaciones cosmológicas

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cosmológico de la teoría de perturbación

Mucha de la dificultad, y muchas de los conflictos, en la comprensión de la estructura en grande del universo pueden ser resueltas entendiendo la opción del calibrador en la relatividad general mejor. Por la descomposición del Escalar-vector-tensor, el métrico incluye cuatro perturbaciones escalares, dos perturbaciones del vector, y una perturbación del tensor . Solamente las perturbaciones escalares son significativas: los vectores exponencial se suprimen en el universo temprano, y el modo del tensor hace solamente una contribución pequeña (pero importante) bajo la forma de radiación gravitacional primordial y B-modos de la polarización cósmica del fondo de la microonda. Dos de los cuatro modos escalares se pueden quitar por una transformación coordinada físicamente sin setido. Se eliminan qué modos determinar el número infinito de las fijaciones posibles del calibrador que el calibrador más popular es el calibrador neutoniano (y el calibrador neutoniano conformal estrechamente vinculado), en el cual los escalares conservados son el &Phi neutoniano de los potenciales; y Ψ, que corresponden exactamente a la energía potencial neutoniana de la gravedad neutoniana. Muchos otros calibradores se utilizan, incluyendo el calibrador síncrono, que puede ser un calibrador eficiente para el cómputo numérico (es utilizado por CMBFAST ). Cada calibrador todavía incluye algunos grados de libertad unphysical. Hay un formalismo calibrar-invariante supuesto, en el cual solamente las combinaciones invariantes del calibrador de variables se consideran.

Inflación y condiciones iniciales

Las condiciones iniciales para el universo se piensan para presentarse de las fluctuaciones mecánicas del quántum invariante de la escala de la inflación cósmica . La perturbación de la densidad de energía del fondo en un $\backslash \; un\; rho\; dados\; del\; punto\; (\backslash \; mathbf\; \{x\},\; t)$ en espacio entonces es dado por un isotrópico, campo al azar gausiano homogéneo del medio cero. Esto significa que el Fourier espacial transforma de &ndash del $\backslash \; rho$; el $\backslash \; elsombrero\{\backslash \; rho\}\; (\backslash \; mathbf\; \{k\},\; t)$ tiene el $\backslash \; el\; langle\; \backslash \; el\; sombrero\; siguientes\; del\; de\; las\; funciones\; de\; correlación\; \{\backslash \; rho\}\; (\backslash \; mathbf\; \{k\},\; t)\; \backslash \; sombrero\; \{\backslash \; rho\}\; (\backslash \; mathbf\; \{k\}\; “,\; t)\; \backslash \; rangle=f\; (k)\; \backslash \; -\; \backslash \; mathbf\; \{k\; del\; delta^\; \{(3)\}\; (\backslash \; mathbf\; \{k\}”\})$, donde está la función de delta tridimensional de Dirac y $k=\; el$ \backslash \; el\; delta^\; \{(3)\}$|\backslash \; mathbf\; \{k\}|$ es la longitud del $\backslash \; del\; mathbf\; \{k\}$. Por otra parte, el espectro previsto por la inflación es casi la escala invariante, que significa el $\backslash \; el\; langle\; \backslash \; el\; sombrero\; del\; \{\backslash \; rho\}\; (\backslash \; mathbf\; \{k\},\; t)\; \backslash \; sombrero\; \{\backslash \; rho\}\; (\backslash \; mathbf\; \{k\}\; “,\; t)\; \backslash \; -\; \backslash \; mathbf\; \{k\; del\; rangle=k^\; \{n\_s-1\}\; \backslash \; del\; delta^\; \{(3)\}\; (\backslash \; mathbf\; \{k\}”\})$, donde está un pequeño $n\_s-1$ numerar. Finalmente, las condiciones iniciales son adibáticas o isentrópicas, así que significa que la perturbación fraccionaria en la entropía de cada especie de partícula es igual.