Formació d'estructures: diferència entre les revisions
Contingut suprimit Contingut afegit
m Corregit: ignorar -> ignorar, ja que el |
m Corregit: -> , ja que es |
||
Línia 22:
{{AP|Problema de l'horitzó}}
[[Fitxer:Horizonte inflacionario.svg|thumb|right|300px|La mida física del radi de Hubble (línia contínua) com una funció del factor d'escala de l'univers. Es mostra també la longitud d'ona física d'una manera de pertorbació (línia discontínua). La trama mostra com la manera de pertorbació surt de l'horitzó durant la inflació còsmica, per tal de tornar a entrar durant la dominació de radiació. Si la inflació còsmica mai va ocórrer, i la dominació radiació va seguir de nou fins que tingués lloc una [[singularitat gravitatòria]], llavors la manera mai hauria sortit de l'horitzó en l'univers molt d'hora.]]
Un concepte extremadament important en la teoria de la formació d'estructures és la noció del [[volum de Hubble|radi de Hubble]], freqüentment anomenat simplement el ''horitzó'', ja que està íntimament relacionat amb l'horitzó de partícules. El radi de Hubble, que està relacionat amb el paràmetre de Hubble <math>H</math> mitjançant <math>R=c/H</math>, on <math>c</math> és la [[velocitat de la llum]], defineix, parlant de forma plana, el volum de l'Univers proper que ha estat recentment (en l'últim període d'expansió) en contacte causal amb un observador. Com l'Univers està continuamentent expandint-se, la seva densitat d'energia està contínuament decreixent (en l'absència de veritable matèria exòtica com l'[[energia fantasma]]). Les [[equacions de Friedmann]] relacionen la densitat d'energia de l'Univers amb el paràmetre de Hubble i demostra que el radi de Hubble està contínuament incrementant-se.
El [[problema de l'horitzó]] de la cosmologia del [[Big Bang]] diu que, sense inflació, les pertorbacions mai van estar en contacte causal abans d'entrar en l'horitzó i així l'homogeneïtat i la isotropia, per exemple, no es pot explicar les distribucions de galàxies a gran escala. Això és perquè, en una [[FLRW|cosmologia FLRW]] ordinària, el radi de Hubble s'incrementa més ràpidament del que l'espai s'expandeix, així que les pertorbacions fins i tot únicament estan entrant en el radi de Hubble i no estan sent extretes mitjançant l'expansió de l'espai. Aquesta paradoxa es resol amb la inflació còsmica, que suggereix que va haver-hi una fase d'expansió molt ràpida en l'Univers en què el radi de Hubble va ser gairebé constant. Així, la isotropia a gran escala que veiem avui dia és deguda a fluctuacions quàntiques produïdes durant la inflació còsmica expulsades cap a fora de l'horitzó.
| |||