La formación de estructuras se refiere a un problema fundamental en cosmología física. El Universo, como se conoce actualmente a partir de las observaciones de la radiación de fondo de microondas, empezó en un estado caliente, denso y casi uniforme hace 13 800 millones de años. Sin embargo, mirando el cielo actual, vemos estructuras a todas las escalas, desde estrellas y planetas hasta galaxias y a escalas mucho mayores, agrupaciones galácticas y enormes vacíos entre galaxias. ¿Cómo se han formado todas estas estructuras a partir del uniforme Universo primigenio?

Introducción Bajo los modelos actuales, la estructura del Universo visible se formó siguiendo los siguientes pasos: El Universo muy primigenio: Es esta etapa, algunos mecanismos, como la inflación cósmica son responsables de establecer las condiciones iniciales del Universo: homogeneidad, isotropía y forma plana. El plasma primigenio: El Universo está dominado por la radiación durante gran parte de esta etapa y debido a ello las estructuras que fluyen libremente no pueden ser amplificadas gravitacionalmente. No obstante, existe una importante evolución, como la nucleosíntesis primordial crea los elementos primigenios y se emite la radiación de fondo de microondas. La anisotropía estructural detallada del fondo cósmico de microondas también se crea en esta época. Crecimiento de estructuras lineales: Una vez que la materia, en particular la materia oscura fría, domina el colapso del Universo gravitacional puede empezar a amplificar las heterogeneidades minúsculas dejadas por la inflación cósmica, causando que la materia caiga hacia las regiones densas y haciendo que las regiones rarificadas estén más rarificadas. En esta época, la densidad de heterogeneidades es descrita mediante una simple ecuación diferencial lineal. Crecimiento de estructuras no lineales: Según se vuelven las regiones más densas, la aproximación lineal que describe las heterogeneidades de las densidades empieza a fallar, las partículas adyacentes pueden incluso empezar a cruzar en cáusticas, y un tratamiento más detallado, utilizando la teoría newtoniana de la gravedad al completo llega a ser necesario. (Aparte de la expansión de fondo del Universo, que es debida a la relatividad general, la evolución en estas escalas comparablemente pequeñas normalmente está bien aproximada por la teoría newtoniana). Esto es cuando las estructuras, como las agrupaciones galácticas y los halos galácticos se empiezan a formar. Continuando, en este régimen las fuerzas únicamente gravitacionales son significantes debido a que la materia oscura, que se piensa que tiene iteraciones muy débiles, es el papel dominante.

"Evolución gastrofísica": El paso final de la evolución es cuando las fuerzas electromagnéticas se convierten importantes en la evolución de estructuras, cuando la materia bariónica se agrupa densamente, como en las galaxias y las estrellas. En algunos casos, como con los núcleos de galaxias activas y cuásares, la teoría newtoniana funciona mal y la relatividad general empieza a ser significante. El nombre de "gastrofísica" es debido a su complejidad: muchos diferentes y complicados efectos que incluyen la gravedad, la magnetohidrodinámica y los procesos nucleares tienen que tenerse en cuenta.

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. Esto es lo que se llama la formación de estructuras jerárquica: las estructuras más pequeñas acotadas gravitacionalmente, los cuásares y las galaxias, primero, seguidas de las agrupaciones galácticas y los supercúmulos de galaxias. Se piensa que debido a la presencia de energía oscura en nuestro Universo, no se formarán estructuras mayores en nuestro Universo.

El Universo pre-primigenio El Universo pre-primigenio sigue siendo una época paupérrimamente comprendida, desde el punto de vista de la física fundamental. La teoría prevaleciente, la inflación cósmica, hace un buen trabajo explicando la planitud observada, la homogeneidad y la isotropía del Universo así como la ausencia de partículas reliquia exóticas (como los monopolos magnéticos). 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 fluctuaciones, aunque formaron la fundación de todas las estructuras del Universo, parece que son claramente fluctuaciones de temperatura de una parte entre 100 000. (Para poner esto en perspectiva, el mismo nivel de fluctuaciones en un mapa topográfico de EE. UU. no mostraría ninguna característica mayor de unos metros). Estas fluctuaciones son críticas, porque proporcionan las semillas de las grandes estructuras dentro del Universo que pueden crecer y finalmente colapsarse para formar galaxias y estrellas. El COBE proporcionó la primera detección de las fluctuaciones intrínsecas en la radiación de fondo de microondas en los años 1990.

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 aceptadas. Algunas teorías, como las cuerdas cósmicas han sido ampliamente refutadas por datos más precisos.

El problema del horizonte

Un concepto extremadamente importante en la teoría de la formación de estructuras es la noción del radio de Hubble, frecuentemente llamado simplemente el horizonte ya que está íntimamente relacionado con el horizonte de partículas. El radio de Hubble, que está relacionado con el parámetro de Hubble mediante , donde es la velocidad de la luz, define, hablando de forma llana, el volumen del Universo cercano que ha estado recientemente (en el último periodo de expansión) en contacto causal con un observador. Como el Universo está continuamente expandiéndose, su densidad de energía está continuamente decreciendo (en la ausencia de verdadera materia exótica como la energía fantasma). Las ecuaciones de Friedmann relacionan la densidad de energía del Universo con el parámetro de Hubble y demuestra que el radio de Hubble está continuamente incrementándose.

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 así la homogeneidad y la isotropía de, por ejemplo, no se puede explicar las distribuciones de galaxias a gran escala. Esto es porque, en una cosmología FLRW ordinaria, el radio de Hubble se incrementa más rápidamente de lo que el espacio se expande, así que las perturbaciones incluso únicamente están entrando en el radio de Hubble y no están siendo extraídas mediante la expansión del espacio. Esta paradoja se resuelve con la inflación cósmica, que sugiere que hubo una fase de expansión muy rápida en el Universo en que el radio de Hubble fue casi constante. Así, la isotropía a gran escala que vemos hoy en día es debida a fluctuaciones cuánticas producidas durante la inflación cósmica expulsadas hacia fuera del horizonte.

Plasma primigenio El final de la inflación se llama recalentamiento, cuando la inflación desintegra las partículas en un plasma térmico caliente de otras partículas. En esta época, el contenido de energía del Universo es completamente radiación, con los modelos de partículas convencionales teniendo velocidades relativistas. Según se enfría el plasma, se piensa que ocurren la bariogénesis y la leptogénesis, según se enfría el plasma de cuarks y gluones, aparece la ruptura de la simetría electrodébil y el Universo principalmente se compone de ordinarios protones, neutrones y electrones. Cuando el Universo se enfría más, ocurre la nucleosíntesis del Big Bang y se crean pequeñas cantidades de núcleos de deuterio, helio y litio. Según el Universo se enfría y se expande, la energía de los fotones empieza a alejarse hacia el rojo, las partículas llegan a ser no relativistas y la materia ordinaria empieza a dominar el Universo. Finalmente, los átomos empiezan a formarse como electrones libres asociados a núcleos. Esto suprime el efecto Compton de fotones. Combinado con la rarefacción del Universo (y el consecuente incremento del camino libre medio de fotones), esto hace al Universo transparente y el fondo cósmico de microondas es emitido durante la recombinación (la superficie de la última dispersión).

Oscilaciones acústicas La amplitud de las estructuras no crece substancialmente durante esta época. 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 el fluido relativista, por otra parte, las grandes presiones previenen el crecimiento de estructuras mayores que la longitud de Jeans, que es casi igual que el radio de Hubble para la radiación. Esto causa que las perturbaciones se agüen.

Estas perturbaciones siguen siendo muy importantes, sin embargo, como son responsables para la física sutil que resultaba de la anisotropía del fondo cósmico de microondas. 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. Si la perturbación oscila un número entero o entero medios de veces entre llegar al horizonte y la recombinación, parece como un pico acústico de la anisotropía del fondo cósmico de microondas. (Una semioscilación, en que una región densa se convierte en una región rarificada o vice-versa, aparece como un pico porque la anisotropía es visualizada como un espectro de potencia, de tal manera que las densidades contribuyen a la potencia sólo como sobredensidades.) La física que determina la estructura detallada del pico del fondo de microondas es complicada, pero estas oscilaciones proporcionan la esencia.E. R. Harrison, "Fluctuaciones en el umbral de la cosmología clásica," Phys. Rev. D1 (1970), 2726.P. J. E. Peebles y J. T. Yu, "Perturbaciones adiabáricas primigenias en un Universo en expansión," Astrophysical Journal 162 (1970), 815.Ya. B. Zel'dovich, "Una hipótesis, unificando la estructura y la entropía del Universo," Noticias Mensuales de la Royal Astronomical Society 160 (1972).R. A. Sunyaev, "Fluctuaciones de la radiación del fondo de microondas," en Estructura a Gran Escala del Universo ed. M. S. Longair y J. Einasto, 393. Dordrecht: Reidel 1978.

Estructura lineal