Formació d'estructures: diferència entre les revisions

Contingut suprimit Contingut afegit
m Corregit: -d'Hubble +de Hubble
m Corregit: - com de denses són les + com són de denses les
Línia 47:
Quan les pertorbacions han crescut prou, una petita regió pot arribar a ser substancialment més densa que la densitat mitjana de l'univers. En aquest moment, la física involucrada arriba a ser substancialment més complicada. Quan les desviacions de l'homogeneïtat són petites, la matèria fosca pot tractar-se com un fluid sense pressió i evoluciona segons equacions molt simples. En regions que són significativament més denses que el fons, ha d'incloure's tota la [[teoria newtoniana de la gravetat]]. La teoria newtoniana és apropiada perquè les masses involucrades són molt menors que les que es requereixen per a formar un [[forat negre]] i la velocitat de la gravetat es pot ignorar, ja que el temps que triga la llum a creuar l'estructura continua sent menor que el temps de la característica dinàmica. Un signe que les aproximacions lineal i de fluid no són vàlides és que la matèria fosca comença a formar càustiques en les quals les trajectòries de partícules adjacents creuen, o les partícules comencen a formar òrbites. Aquestes dinàmiques es comprenen millor utilitzant simulacions N-individu, encara que una varietat d'esquemes semianalítics, com el formalisme de Press-Schechter, es poden utilitzar en alguns casos. Mentre que, en principi, aquestes simulacions són bastant senzilles, en la pràctica són molt difícils d'implementar, ja que requereixen la simulació de milions de partícules. A més, malgrat el gran nombre de partícules, cada partícula típicament pesa 10<sup>9</sup> [[massa solar|masses solars]] i els efectes de la [[discretització]] poden arribar a ser significatius. La major d'aquestes simulacions és la recent [[simulació Millennium]].<ref>[http://www.mpa-garching.mpg.de/galform/millennium/ Millennium Simulation<!-- Títol generat per un bot -->]</ref>
 
El resultat de les simulacions N-individu suggereix que l'univers està compost en gran mesura de buits, les densitats dels quals poden ser tan baixes com un dècim de la mitjana cosmològica. La matèria es condensa en grans filaments i halos que tenen una intricada estructura similar a una xarxa. Aquestes formen les [[galàxia|galàxies]], les [[agrupacions galàctiques]] i els [[supercúmul]]s. Mentre que les simulacions semblen estar d'acord àmpliament amb les observacions, la seva interpretació és complicada a causa de la comprensió de com són de denses són les acumulacions de matèria fosca que estimulen la formació de galàxies. En particular, molts petits halos formen el que veiem en observacions astronòmiques com a [[galàxia nana|galàxies nanes]] i [[cúmul globular|cúmuls globulars]]. Això es coneix com el ''problema de la tendència de les'' ''galàxies'' i s'han proposat una gran varietat d'explicacions. Molts diuen que és un efecte de la complicada física de la formació de galàxies, però alguns han suggerit que és un problema del nostre model d'[[energia fosca]] i que algun efecte, com la [[matèria fosca calenta]], evita la formació dels halos més petits.
 
== Evolució gastrofísica ==