Revisió del 00:13, 15 ago 2015 modifica JoRobot (discussió \| contribucions) Bots 1.374.428 edits m Robot treu enllaç igual al text enllaçat ← Edició anterior		Revisió del 17:01, 20 feb 2016 modifica desfés Langtoolbot (discussió \| contribucions) Bots 1.187.114 edits m Corregit: -d'Hubble +de Hubble Edició següent →
Línia 21: === El problema de l'horitzó === {{AP\|Problema de l'horitzó}} [[Fitxer:Horizonte inflacionario.svg\|thumb\|300px\|La mida física del radi d'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 d'de Hubble]], freqüentment anomenat simplement l'''horitzó'', ja que està íntimament relacionat amb l'horitzó de partícules. El radi d'de Hubble, que està relacionat amb el paràmetre d'de Hubble <math>H</math> mitjançant <math>R=c/H</math>, en què <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 contínuament 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 d'de Hubble i demostra que el radi d'de Hubble està contínuament incrementant-se. El [[problema de l'horitzó]] de la cosmologia del [[Big Bang\|''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 poden explicar les distribucions de galàxies a gran escala. Això és perquè, en una [[FLRW\|cosmologia FLRW]] ordinària, el radi d'de Hubble s'incrementa més ràpidament de com l'espai s'expandeix; així que les pertorbacions fins i tot únicament estan entrant en el radi d'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 d'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. == Plasma primigeni == Línia 30: === Oscil·lacions acústiques === L'amplitud de les estructures no creix substancialment durant aquesta època. Per a la matèria fosca, l'expansió de l'espai (que és causada pel gran component de radiació) és tan ràpida que el creixement és altament suprimit per les partícules de matèria fosca no relativista. A més, a causa que la matèria fosca no té pressió, els corrents lliures prevenen el creixement de petites estructures. En el fluid relativista, d'altra banda, les grans pressions prevenen el creixement d'estructures majors que la [[longitud de Jeans]], que és gairebé igual que el radi d'de Hubble per a la radiació. Això causa que les pertorbacions minven. Aquestes pertorbacions continuen sent molt importants, no obstant això, com són responsables per a la física subtil que resultava de l'anisotropia del fons còsmic de microones. En aquesta època, l'amplitud de les pertorbacions que van entrar en l'horitzó van oscil·lar sinusoïdalment, amb regions denses rarificant-se i tornant-se denses una altra vegada, amb una freqüència que està relacionada amb la grandària de la pertorbació. Si la pertorbació oscil·la un nombre enter o sencer mitjà de vegades entre arribar a l'horitzó i la recombinació, sembla com un pic acústic de l'anisotropia del fons còsmic de microones. (Una semioscil·lació en què una regió densa es converteix en una regió rarificada o viceversa apareix com un pic perquè l'anisotropia és visualitzada com un ''espectre de potència'', de tal manera que les densitats contribueixen a la potència només com a sobredensitats.) La física que determina l'estructura detallada del pic del fons de microones és complicada, però aquestes oscil·lacions proporcionen l'essència.<ref>I. R. Harrison, "Fluctuacions en el llindar de la cosmologia clàssica," ''Phys. Rev.'' '''D1''' (1970), 2726.</ref><ref>P. J. I. Peebles i J. T. Yu, "Pertorbacions adiabáricas primigènies en un Univers en expansió," ''Astrophysical Journal'' '''162''' (1970), 815.</ref><ref>Ja. B. Zel'dovich, "Una hipòtesi, unificant l'estructura i l'entropia de l'Univers," ''Notícies Mensuals de la Royal Astronomical Society'' '''160''' (1972).</ref><ref>R. A. Sunyaev, "Fluctuacions de la radiació del fons de microones," en ''Estructura a gran escala de l'Univers'' ed. M. S. Longair i J. Einasto, 393. Dordrecht: Reidel 1978.</ref><ref>{{cita publicació\| autor = O. Seljak i M. Zaldarriaga \| títol = Una aproximació d'integració de la línia de vista de les anisotropies del fons còsmic de microones \| publicació = Astrophysics J. \| volum = 469 \| pàgines = 437-;444 \| any = 1996 \| url = http://arxiv.org/abs/astro-ph/9603033}}</ref> Línia 40: La matèria fosca juga un paper important en la formació d'estructures perquè únicament sent la força de la gravetat: a la [[inestabilitat de Jeans]] gravitacional que permet formar estructures compactes no se li oposa cap força, com la [[pressió de radiació]]. Com a resultat, la matèria fosca comença a col·lapsar-se en una xarxa complexa d'halos de matèria fosca abans que en matèria ordinària, que és impedida per forces de pressió. Sense matèria fosca, l'època de la formació de galàxies ocorreria substancialment després en l'univers que el que es pensava. La física de la formació d'estructures en aquesta època és particularment simple, ja que les pertorbacions de matèria fosca amb diferents [[longitud d'ona\|longituds d'ona]] evolucionen independentment. Com el radi d'de Hubble creix en l'univers en expansió, envolta pertorbacions cada vegada majors. Durant la dominació de matèria, totes les pertorbacions causals de matèria fosca creixen a través de l'agrupació gravitacional. No obstant això, les pertorbacions de longitud d'ona curta que són envoltades durant la dominació de radiació van retardar el seu creixement fins a la dominació de matèria. En aquesta etapa, la matèria bariònica lluminosa s'espera que simplement copiï l'evolució de la matèria fosca i les seves distribucions haurien de traçar-se gairebé iguals unides a unes altres. És una qüestió simple calcular aquest "espectre de potència lineal" i, com a eina per a la cosmologia, és d'importància comparable per al fons còsmic de microones. L'espectre de potència ha estat mesurat per les expedicions galàctiques, com la [[Sloan Digital Sky Survey]], i per expedicions de bosc Lyman-alpha. Com que aquestes expedicions han observat la radiació emesa des de les galàxies i els quàsars, no mesuren directament la matèria fosca, sinó les distribucions de galàxies a gran escala (i les línies d'absorció en el bosc Lyman-α), s'espera que copiï de manera fidel la distribució de matèria fosca. Això depèn del fet que les galàxies siguin majors i més nombroses en les parts més denses de l'univers, mentre que seran comparativament escasses en regions rarificades.

Formació d'estructures: diferència entre les revisions