Formación de la estructura

Formación de galaxias, cúmulos de galaxias y estructuras más grandes a partir de pequeñas fluctuaciones de densidad tempranas

En la 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 materia. El universo , como se sabe ahora a partir de las observaciones de la radiación de fondo de microondas cósmica , comenzó en un estado caliente, denso y casi uniforme hace aproximadamente 13.800 millones de años . ^[1] Sin embargo, al mirar el cielo nocturno actual, se pueden ver estructuras en todas las escalas, desde estrellas y planetas hasta galaxias. En escalas aún mayores, los cúmulos de galaxias y las estructuras en forma de lámina de galaxias están separadas por enormes vacíos que contienen pocas galaxias. ^[2] La formación de estructuras modela la inestabilidad gravitacional de pequeñas ondulaciones en la densidad de masa para predecir estas formas, lo que confirma la consistencia del modelo físico. ^[3]^[4]^[5]^[6]

El modelo moderno Lambda-CDM es exitoso en la predicción de 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 de la investigación cosmológica moderna, tanto a través de observaciones como el Campo Ultraprofundo del Hubble como a través de simulaciones por computadora a gran escala.

Antes de las primeras estructuras

La formación de estructuras comenzó algún tiempo después de la recombinación , cuando el universo primitivo se enfrió lo suficiente debido a la expansión 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 en la densidad, semillas críticas para las estructuras futuras.

Universo muy temprano

En esta etapa, algún mecanismo, como la inflación cósmica , fue responsable de establecer las condiciones iniciales del universo: homogeneidad, isotropía y planitud. ^[4]^[8] La inflación cósmica también habría amplificado pequeñas fluctuaciones cuánticas (preinflación) en ligeras ondas de densidad de sobredensidad y subdensidad (postinflación).

Crecimiento de la estructura

El universo primitivo estaba 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 gravitatorio permanecen constantes. Las estructuras más pequeñas que el horizonte permanecieron esencialmente congeladas debido a que la dominancia de la radiación impidió el crecimiento. A medida que el universo se expandió, la densidad de la radiación cayó más rápido que la materia (debido al desplazamiento al rojo de la energía de los fotones); esto condujo a un cruce llamado igualdad materia-radiación aproximadamente 50.000 años después del Big Bang. Después de esto, todas las ondulaciones de materia oscura pudieron crecer libremente, formando semillas en las que los bariones pudieron caer más tarde. El horizonte de partículas en esta época induce un recambio en el espectro de potencia de la materia que puede medirse en grandes estudios de desplazamiento al rojo .

Recombinación

Durante la mayor parte de esta etapa, el universo estuvo dominado por la radiación y, debido al intenso calor y la radiación, el hidrógeno y el helio primigenios se ionizaron por completo en núcleos y electrones libres. En esta situación cálida y densa, la radiación (fotones) no podía viajar lejos antes de que la radiación de Thomson dispersara un electrón. El universo era muy caliente y denso, pero se expandía rápidamente y, por lo tanto, se enfriaba. Finalmente, poco menos de 400.000 años después del "bang", se enfrió lo suficiente (alrededor de 3000 K) 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 estaban ligadas a átomos neutros, los fotones ya no interactuaron con ellos y quedaron libres para propagarse durante los siguientes 13.800 millones de años; Actualmente, detectamos esos fotones desplazados hacia el rojo por un factor de 1090 hasta 2,725 K como la radiación de fondo de microondas cósmica ( CMB ) que llena el universo actual. Varias misiones espaciales notables ( COBE , WMAP , Planck ) han detectado variaciones muy ligeras en la densidad y la temperatura del CMB. Estas variaciones eran 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 en 100.000 son de enorme importancia, ya que esencialmente fueron "semillas" tempranas a partir de las cuales se desarrollaron finalmente todas las estructuras complejas posteriores en el universo.

Estructura de la materia oscura

Después de que la primera materia se condensó, la radiación viajó, dejando una materia oscura ligeramente no homogénea sujeta a la interacción gravitacional. La interacción eventualmente 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, emitiendo luz ultravioleta que reioniza cualquier átomo circundante. ^[7]^{: 6} La interacción gravitacional continúa en la formación de una estructura jerárquica: se forman las estructuras más pequeñas unidas gravitacionalmente, como las primeras estrellas y los cúmulos estelares, luego las galaxias, seguidas de grupos, cúmulos y supercúmulos de galaxias.

Estructura lineal

La materia oscura desempeña un papel crucial en la formación de estructuras porque solo siente la fuerza de la gravedad: la inestabilidad gravitacional de Jeans que permite la formación de estructuras compactas no se opone a ninguna fuerza, como la presión de radiación . Como resultado, la materia oscura comienza a colapsar en una red compleja de halos de materia oscura mucho antes que la materia ordinaria, que se ve impedida por las 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 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 el predominio de la materia, todas las perturbaciones causales de materia oscura crecen mediante agrupamiento gravitacional. Sin embargo, las perturbaciones de longitud de onda más corta que se incluyen durante el predominio de la radiación tienen su crecimiento suprimido hasta el predominio de la materia. En esta etapa, se espera que la materia luminosa y bariónica refleje la evolución de la materia oscura de forma sencilla, y sus distribuciones deberían seguir de cerca unas a otras.

El cálculo de este "espectro de potencia lineal" es sencillo 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 potencia, como el Sloan Digital Sky Survey , y mediante estudios del bosque Lyman-α . Dado que estos estudios observan la radiación emitida por galaxias y cuásares, no miden directamente la materia oscura, pero se espera que la distribución a gran escala de galaxias (y de líneas de absorción en el bosque Lyman-α) refleje de cerca 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.

Estructura no lineal

Cuando las perturbaciones han 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 ser tratada como un fluido sin presión y evoluciona mediante ecuaciones muy simples. En regiones que son significativamente más densas que el fondo, debe incluirse la teoría newtoniana completa de la gravedad. (La teoría newtoniana es apropiada porque las masas involucradas son mucho menores que las requeridas para formar un agujero negro , y la velocidad de la gravedad puede ignorarse ya que el tiempo de cruce de la luz para la estructura es aún menor que el tiempo dinámico característico). Una señal de que las aproximaciones lineales y de fluidos se vuelven inválidas es que la materia oscura comienza a formar cáusticos en los que las trayectorias de partículas adyacentes se cruzan, o las partículas comienzan a formar órbitas. Estas dinámicas se entienden mejor utilizando simulaciones de N cuerpos (aunque una variedad de esquemas semianalíticos, como el formalismo de Press-Schechter , se puede utilizar en algunos casos). Aunque 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 de la gran cantidad de partículas, cada partícula pesa típicamente 10 ⁹ masas solares y los efectos de discretización pueden llegar a ser significativos. La simulación más grande de este tipo hasta 2005 es la simulación Millennium . ^[9]

El resultado de las simulaciones de N cuerpos sugiere que el universo está compuesto en gran parte de 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 similar a una red. Estos forman grupos de galaxias , cúmulos y supercúmulos . Si bien las simulaciones parecen estar de acuerdo en general 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 explica como 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.

Evolución de gas

La etapa final de la evolución llega cuando los bariones se condensan en los centros de los halos galácticos para formar galaxias, estrellas y cuásares . La materia oscura acelera enormemente la formación de halos densos. Como la materia oscura no tiene presión de radiación, la formación de estructuras más pequeñas a partir de la 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 disipando el momento angular a través del 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, aún no es posible realizar simulaciones que se puedan comparar 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.

Modelado de la formación de estructuras

Instantánea de una simulación por computadora de la formación de estructuras a gran escala en un universo Lambda-CDM .

Perturbaciones cosmológicas

Gran parte de la dificultad, y muchas de las disputas, en la comprensión de la estructura a gran escala del universo se pueden resolver mediante una mejor comprensión de la elección del calibre en la relatividad general . Mediante la descomposición escalar-vectorial-tensor , la métrica incluye cuatro perturbaciones escalares , dos perturbaciones vectoriales y una perturbación tensorial . Solo las perturbaciones escalares son significativas: los vectores se suprimen exponencialmente en el universo temprano, y el modo tensorial hace solo 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 calibres, incluido el calibre sincrónico , que puede ser un calibre eficiente para el cálculo numérico (lo utiliza CMBFAST ). Cada calibre incluye algunos grados de libertad no físicos. Existe un formalismo denominado invariante de calibre, en el que solo se consideran combinaciones de variables invariantes de calibre.

Inflación y condiciones iniciales

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 está dada por un campo aleatorio gaussiano isótropo y homogéneo de media cero. Esto significa que la transformada de Fourier espacial de – tiene las siguientes funciones de correlación $\rho (\mathbf {x} ,t)$ $\rho$ ${\hat {\rho }}(\mathbf {k} ,t)$

\langle {\hat {\rho }}(\mathbf {k} ,t){\hat {\rho }}(\mathbf {k} ',t)\rangle =f(k)\delta ^{(3)}(\mathbf {k} -\mathbf {k'} )

,

donde es la función delta de Dirac tridimensional y es la longitud de . Además, el espectro predicho por la inflación es casi invariante en escala , lo que significa $\delta ^{(3)}$ $k=|\mathbf {k} |$ $\mathbf {k}$

\langle {\hat {\rho }}(\mathbf {k} ,t){\hat {\rho }}(\mathbf {k} ',t)\rangle =k^{n_{s}-1}\delta ^{(3)}(\mathbf {k} -\mathbf {k'} )

,

donde es un número pequeño. Finalmente, las condiciones iniciales son adiabáticas o isentrópicas, lo que significa que la perturbación fraccional en la entropía de cada especie de partícula es igual. Las predicciones resultantes encajan muy bien con las observaciones. $n_{s}-1$

Véase también

Big Bang – Teoría física
Cronología del universo – Historia y futuro del universo
Formación y evolución de las galaxias
Proyecto Illustris – Universos simulados por computadora
Evolución estelar : cambios en las estrellas a lo largo de su vida
Cronología del Big Bang – Historia y futuro del universoPages displaying short descriptions of redirect targets

Referencias

^ "Detectives cósmicos". Agencia Espacial Europea (ESA). 2 de abril de 2013. Consultado el 15 de abril de 2013 .
^ Einasto, J.; Longair, MS (1978). "Simposio sobre la estructura a gran escala del universo". Estructuras a gran escala en el universo . 79 . Reidel: 247. Bibcode :1978IAUS...79..241J.
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^ ab Liddle, Andrew; David Lyth (2000). Inflación cosmológica y estructura a gran escala . Cambridge. ISBN 978-0-521-57598-0.
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^ Peebles, PJE (1980). La estructura a gran escala del universo . Princeton University Press . ISBN 978-0-691-08240-0.
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[1] "Detectives cósmicos". Agencia Espacial Europea (ESA). 2 de abril de 2013. Consultado el 15 de abril de 2013 .

[2] Einasto, J.; Longair, MS (1978). "Simposio sobre la estructura a gran escala del universo". Estructuras a gran escala en el universo . 79 . Reidel: 247. Bibcode :1978IAUS...79..241J.

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[9] Springel, V.; et al. (2005). "Simulaciones de la formación, evolución y agrupamiento de galaxias y cuásares". Nature . 435 (7042): 629–636. arXiv : astro-ph/0504097 . Bibcode :2005Natur.435..629S. doi :10.1038/nature03597. PMID 15931216. S2CID 4383030.