Formação da estrutura - Structure formation

Na cosmologia física , a formação de estruturas é a formação de galáxias, aglomerados de galáxias e estruturas maiores a partir de pequenas flutuações de densidade iniciais. O universo , como agora é conhecido por observações da radiação cósmica de fundo em microondas , começou em um estado quente, denso e quase uniforme há aproximadamente 13,8 bilhões de anos . No entanto, olhando para o céu noturno hoje, estruturas em todas as escalas podem ser vistas, desde estrelas e planetas até galáxias. Em escalas ainda maiores, aglomerados de galáxias e estruturas semelhantes a folhas de galáxias são separados por enormes vazios contendo poucas galáxias. A formação da estrutura tenta modelar como essas estruturas são formadas pela instabilidade gravitacional de pequenas ondulações iniciais na densidade do espaço-tempo.

O moderno modelo Lambda-CDM é bem-sucedido em prever a distribuição observada em grande escala de galáxias, aglomerados e vazios; mas na escala de galáxias individuais existem muitas complicações devido a processos altamente não lineares envolvendo física bariônica, aquecimento e resfriamento de gás, formação de estrelas e feedback. Compreender os processos de formação de galáxias é um tópico importante da pesquisa cosmológica moderna, tanto por meio de observações como o Hubble Ultra-Deep Field quanto por meio de grandes simulações de computador.

Visão geral

Nos modelos atuais, a estrutura do universo visível foi formada nas seguintes etapas:

Universo bem primitivo

Nesse estágio, algum mecanismo, como a inflação cósmica , foi responsável por estabelecer as condições iniciais do universo: homogeneidade, isotropia e planura. A inflação cósmica também teria amplificado as flutuações quânticas mínimas (pré-inflação) em leves ondulações de densidade de sobredensidade e subdensidade (pós-inflação).

Crescimento da estrutura

O universo inicial foi dominado pela radiação; neste caso, as flutuações de densidade maiores que o horizonte cósmico crescem proporcionalmente ao fator de escala, pois as flutuações do potencial gravitacional permanecem constantes. Estruturas menores que o horizonte permaneceram essencialmente congeladas devido à dominação da radiação que impedia o crescimento. À medida que o universo se expande, a densidade da radiação cai mais rápido do que a matéria (devido ao desvio para o vermelho da energia do fóton); isso levou a um cruzamento chamado igualdade matéria-radiação em ~ 50.000 anos após o Big Bang. Depois disso, todas as ondulações de matéria escura podem crescer livremente, formando sementes nas quais os bárions podem cair mais tarde. O tamanho do universo nesta época forma um turnover no espectro de energia da matéria que pode ser medido em grandes levantamentos de redshift .

Recombinação

O universo foi dominado por radiação na maior parte deste estágio e, devido ao intenso calor e radiação, o hidrogênio e o hélio primordiais foram totalmente ionizados em núcleos e elétrons livres. Nesta situação quente e densa, a radiação (fótons) não poderia viajar muito antes de Thomson espalhar um elétron. O universo era muito quente e denso, mas se expandia rapidamente e, portanto, esfriava. Finalmente, pouco menos de 400.000 anos após o 'bang', ficou frio o suficiente (cerca de 3.000 K) para que os prótons capturassem elétrons carregados negativamente, formando átomos de hidrogênio neutros. (Os átomos de hélio se formaram um pouco mais cedo devido à sua maior energia de ligação). Uma vez que quase todas as partículas carregadas estavam ligadas a átomos neutros, os fótons não interagiam mais com eles e estavam livres para se propagar pelos próximos 13,8 bilhões de anos; atualmente detectamos esses fótons redshifted por um fator de 1090 até 2,725 K como a radiação cósmica de fundo de micro-ondas ( CMB ) preenchendo o universo de hoje. Várias missões espaciais notáveis ( COBE , WMAP , Planck ), detectaram variações muito pequenas na densidade e temperatura do CMB. Essas variações foram sutis, e o CMB parece quase uniformemente o mesmo em todas as direções. No entanto, as ligeiras variações de temperatura da ordem de algumas partes em 100.000 são de enorme importância, pois eram essencialmente as primeiras "sementes", a partir das quais todas as estruturas complexas subsequentes no universo se desenvolveram.

A teoria do que aconteceu após os primeiros 400.000 anos do universo é de formação de estrutura hierárquica: as estruturas menores ligadas gravitacionalmente, como picos de matéria contendo as primeiras estrelas e aglomerados estelares formados primeiro, e estes posteriormente se fundiram com gás e matéria escura para formar galáxias, seguido por grupos, aglomerados e superaglomerados de galáxias.

Universo bem primitivo

O início do universo ainda é uma época mal compreendida, do ponto de vista da física fundamental. A teoria prevalecente, a inflação cósmica , faz um bom trabalho explicando a planura observada , homogeneidade e isotropia do universo, bem como a ausência de partículas de relíquia exóticas (como monopólos magnéticos ). Outra previsão confirmada pela observação é que pequenas perturbações no universo primordial semeiam a formação posterior da estrutura. Essas flutuações, embora formem a base de toda a estrutura, aparecem mais claramente como pequenas flutuações de temperatura em uma parte em 100.000. (Para colocar isso em perspectiva, o mesmo nível de flutuações em um mapa topográfico dos Estados Unidos não mostraria nenhuma característica mais alta do que alguns centímetros.) Essas flutuações são críticas, porque fornecem as sementes a partir das quais as maiores estruturas podem crescer e, eventualmente, colapso para formar galáxias e estrelas. O COBE (Cosmic Background Explorer) forneceu a primeira detecção das flutuações intrínsecas na radiação cósmica de fundo em microondas na década de 1990.

Acredita-se que essas perturbações tenham um caráter muito específico: elas formam um campo aleatório gaussiano cuja função de covariância é diagonal e quase invariante em escala. As flutuações observadas parecem ter exatamente esta forma e, além disso, o índice espectral medido por WMAP - o índice espectral mede o desvio de um espectro invariante de escala (ou Harrison-Zel'dovich) - é quase o valor previsto pelos mais simples e modelos mais robustos de inflação. Outra propriedade importante das perturbações primordiais, que são adiabáticas (ou isentrópicas entre os vários tipos de matéria que compõem o universo), é prevista pela inflação cósmica e foi confirmada por observações.

Outras teorias do universo muito cedo têm sido propostas que são requeridas para fazer previsões semelhantes, tais como a cosmologia brana gás, modelo cíclico , modelo estrondo de pré-big e universo holográfico , mas permanecem nascente e não são amplamente aceitos. Algumas teorias, como as cordas cósmicas , foram amplamente refutadas por dados cada vez mais precisos.

O problema do horizonte

O tamanho físico do raio de Hubble (linha sólida) em função do fator de escala do universo. O comprimento de onda físico de um modo de perturbação (linha tracejada) também é mostrado. O gráfico ilustra como o modo de perturbação sai do horizonte durante a inflação cósmica para reentrar durante a dominação da radiação. Se a inflação cósmica nunca tivesse acontecido e a dominação da radiação continuasse até uma singularidade gravitacional , então o modo nunca teria saído do horizonte no início do universo.

Um conceito importante na formação de estruturas é a noção do raio de Hubble , muitas vezes chamado simplesmente de horizonte, pois está intimamente relacionado ao horizonte da partícula . O raio de Hubble, que está relacionado ao parâmetro de Hubble como , onde está a velocidade da luz , define, grosso modo, o volume do universo próximo que recentemente (no último tempo de expansão) esteve em contato causal com um observador. Uma vez que o universo está se expandindo continuamente, sua densidade de energia está diminuindo continuamente (na ausência de matéria verdadeiramente exótica , como a energia fantasma ). A equação de Friedmann relaciona a densidade de energia do universo ao parâmetro de Hubble e mostra que o raio de Hubble está aumentando continuamente. ${\ displaystyle H}$ ${\ displaystyle R = c / H}$ ${\ displaystyle c}$

O problema do horizonte da cosmologia do big bang diz que, sem inflação, as perturbações nunca estiveram em contato causal antes de entrarem no horizonte e, portanto, a homogeneidade e isotropia, por exemplo, das distribuições de galáxias em grande escala não podem ser explicadas. Isso ocorre porque, em uma cosmologia comum de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker , o raio de Hubble aumenta mais rapidamente do que o espaço se expande, então as perturbações só entram no raio de Hubble e não são empurradas para fora pela expansão. Este paradoxo é resolvido pela inflação cósmica, o que sugere que durante uma fase de rápida expansão no início do universo, o raio de Hubble era quase constante. Assim, a isotropia em grande escala é devida às flutuações quânticas produzidas durante a inflação cósmica que são empurradas para fora do horizonte.

Plasma primordial

O fim da inflação é chamado de reaquecimento , quando as partículas de inflação decaem em um plasma quente e térmico de outras partículas. Nesta época, o conteúdo de energia do universo é inteiramente radiação, com partículas do modelo padrão tendo velocidades relativísticas. À medida que o plasma esfria, acredita - se que a barogênese e a leptogênese ocorram, à medida que o plasma quark-gluon esfria, ocorre a quebra da simetria eletrofraca e o universo se torna principalmente composto de prótons , nêutrons e elétrons comuns . À medida que o universo esfria ainda mais, ocorre a nucleossíntese do Big Bang e pequenas quantidades de núcleos de deutério , hélio e lítio são criadas. À medida que o universo esfria e se expande, a energia dos fótons começa a se desviar para o vermelho, as partículas se tornam não relativísticas e a matéria comum começa a dominar o universo. Eventualmente, os átomos começam a se formar à medida que os elétrons livres se ligam aos núcleos. Isso suprime o espalhamento de fótons de Thomson . Combinado com a rarefação do universo (e conseqüente aumento no caminho livre médio dos fótons), isso torna o universo transparente e a radiação cósmica de fundo é emitida na recombinação (a superfície do último espalhamento ).

Oscilações acústicas

O plasma primordial teria superdensidades de matéria muito leves, supostamente derivadas do aumento das flutuações quânticas durante a inflação. Seja qual for a fonte, essas densidades excessivas atraem gravitacionalmente a matéria. Mas o intenso calor das interações fóton-matéria quase constantes dessa época buscam vigorosamente o equilíbrio térmico, o que cria uma grande quantidade de pressão externa. Essas forças contrárias da gravidade e da pressão criam oscilações, análogas às ondas sonoras criadas no ar por diferenças de pressão.

Essas perturbações são importantes, pois são responsáveis pela física sutil que resulta na anisotropia cósmica de fundo em microondas. Nessa época, a amplitude das perturbações que entram no horizonte oscila sinusoidalmente, com regiões densas tornando-se mais rarefeitas e voltando a se tornar densas, com frequência que está relacionada ao tamanho da perturbação. Se a perturbação oscila um número integral ou meio-integral de vezes entre chegar ao horizonte e a recombinação, ela aparece como um pico acústico da anisotropia cósmica de fundo em micro-ondas. (Uma meia oscilação, na qual uma região densa se torna uma região rarefeita ou vice-versa, aparece como um pico porque a anisotropia é exibida como um espectro de potência , então as densidades contribuem para a potência tanto quanto as densidades.) A física que determina a estrutura detalhada do pico do fundo de microondas é complicada, mas essas oscilações fornecem a essência.

Estrutura linear

Evolução de duas perturbações para o modelo ΛCDM homogêneo big bang. Entre a entrada no horizonte e o desacoplamento, a perturbação da matéria escura (linha tracejada) cresce logaritmicamente, antes que o crescimento acelere na dominação da matéria. Por outro lado, entre a entrada no horizonte e o desacoplamento, a perturbação no fluido bárion-fóton (linha sólida) oscila rapidamente. Após o desacoplamento, ele cresce rapidamente para se igualar à perturbação da matéria dominante, o modo da matéria escura.

Uma das principais descobertas feitas pelos cosmologistas nas décadas de 1970 e 1980 foi que a maior parte do conteúdo de matéria do universo era composta não de átomos , mas sim de uma forma misteriosa de matéria conhecida como matéria escura. A matéria escura interage por meio da força da gravidade , mas não é composta de bárions e sabe-se com altíssima precisão que não emite ou absorve radiação . Pode ser composto de partículas que interagem por meio da interação fraca , como os neutrinos , mas não pode ser composto inteiramente dos três tipos conhecidos de neutrinos (embora alguns tenham sugerido que é um neutrino estéril ). Evidências recentes indicam que há cerca de cinco vezes mais matéria escura do que matéria bariônica e, portanto, a dinâmica do universo nesta época é dominada pela matéria escura.

A matéria escura desempenha um papel crucial na formação da estrutura porque sente apenas a força da gravidade: a instabilidade gravitacional de Jeans, que permite a formação de estruturas compactas, não é oposta por nenhuma força, como a pressão da radiação . Como resultado, a matéria escura começa a entrar em colapso em uma rede complexa de halos de matéria escura bem antes da matéria comum, que é impedida por forças de pressão. Sem matéria escura, a época de formação da galáxia ocorreria substancialmente mais tarde no universo do que é observado.

A física da formação de estruturas nesta época é particularmente simples, pois as perturbações da matéria escura com diferentes comprimentos de onda evoluem independentemente. Conforme o raio de Hubble cresce no universo em expansão, ele abrange perturbações cada vez maiores. Durante a dominação da matéria, todas as perturbações causais da matéria escura crescem através do agrupamento gravitacional. No entanto, as perturbações de comprimento de onda mais curto que são incluídas durante a dominação da radiação têm seu crescimento retardado até a dominação da matéria. Neste estágio, espera-se que a matéria luminosa bariônica espelhe a evolução da matéria escura de maneira simples e suas distribuições devam se rastrear intimamente.

É fácil calcular este "espectro de potência linear" e, como uma ferramenta para a cosmologia, é de importância comparável ao fundo cósmico de micro-ondas. Os levantamentos de galáxias mediram o espectro de energia, como o Sloan Digital Sky Survey , e por levantamentos da floresta Lyman-α . Uma vez que esses estudos observam a radiação emitida por galáxias e quasares, eles não medem diretamente a matéria escura, mas a distribuição em grande escala das galáxias (e das linhas de absorção na floresta Lyman-α) deve espelhar de perto a distribuição da matéria escura. . Isso depende do fato de que as galáxias serão maiores e mais numerosas nas partes mais densas do universo, ao passo que serão comparativamente escassas em regiões rarefeitas.

Estrutura não linear

Quando as perturbações cresceram o suficiente, uma pequena região pode se tornar substancialmente mais densa do que a densidade média do universo. Nesse ponto, a física envolvida se torna substancialmente mais complicada. Quando os desvios da homogeneidade são pequenos, a matéria escura pode ser tratada como um fluido sem pressão e evolui por equações muito simples. Em regiões que são significativamente mais densas do que o fundo, a teoria newtoniana da gravidade completa deve ser incluída. (A teoria newtoniana é apropriada porque as massas envolvidas são muito menores do que as necessárias para formar um buraco negro , e a velocidade da gravidade pode ser ignorada, pois o tempo de passagem da luz para a estrutura ainda é menor do que o tempo dinâmico característico.) Um sinal de que as aproximações lineares e fluidas se tornam inválidas é que a matéria escura começa a formar cáusticas nas quais as trajetórias das partículas adjacentes se cruzam ou as partículas começam a formar órbitas. Essas dinâmicas são melhor compreendidas usando simulações de N- corpos (embora uma variedade de esquemas semianalíticos , como o formalismo de Press-Schechter , possam ser usados em alguns casos). Embora em princípio essas simulações sejam bastante simples, na prática são difíceis de implementar, pois exigem a simulação de milhões ou até bilhões de partículas. Além disso, apesar do grande número de partículas, cada partícula normalmente pesa 10 ⁹ massas solares e os efeitos de discretização podem se tornar significativos. A maior simulação desse tipo em 2005 é a simulação Millennium .

O resultado das simulações com N- corpos sugere que o universo é composto em grande parte de vazios , cujas densidades podem ser tão baixas quanto um décimo da média cosmológica. A matéria se condensa em grandes filamentos e halos que possuem uma intrincada estrutura semelhante a uma teia. Estes formam grupos de galáxias , aglomerados e superaglomerados . Embora as simulações pareçam concordar amplamente com as observações, sua interpretação é complicada pela compreensão de como o denso acúmulo de matéria escura estimula a formação de galáxias. Em particular, formam-se muito mais halos pequenos do que vemos em observações astronômicas como galáxias anãs e aglomerados globulares . Isso é conhecido como o problema da galáxia anã , e uma variedade de explicações foram propostas. A maioria considera isso um efeito na complicada física da formação de galáxias, mas alguns sugeriram que é um problema com nosso modelo de matéria escura e que algum efeito, como a matéria escura quente , impede a formação dos menores halos.

Evolução de gás

O estágio final da evolução ocorre quando os bárions se condensam nos centros dos halos de galáxias para formar galáxias, estrelas e quasares . A matéria escura acelera muito a formação de halos densos. Como a matéria escura não tem pressão de radiação, a formação de estruturas menores a partir da matéria escura é impossível. Isso ocorre porque a matéria escura não pode dissipar o momento angular, enquanto a matéria bariônica comum pode entrar em colapso para formar objetos densos, dissipando o momento angular por meio do resfriamento radiativo . Entender esses processos é um problema computacional extremamente difícil, porque eles podem envolver a física da gravidade, magnetohidrodinâmica , física atômica , reações nucleares , turbulência e até mesmo relatividade geral . Na maioria dos casos, ainda não é possível realizar simulações que possam ser comparadas quantitativamente com as observações, e o melhor que se pode conseguir são simulações aproximadas que ilustram as principais características qualitativas de um processo como a formação de estrelas.

Formação de estrutura de modelagem

Instantâneo de uma simulação de computador de formação de estrutura em grande escala em um universo Lambda-CDM .

Perturbações cosmológicas

Grande parte da dificuldade e muitas das disputas em compreender a estrutura em grande escala do universo podem ser resolvidas compreendendo melhor a escolha do medidor na relatividade geral . Pela decomposição de tensor de vetor escalar , a métrica inclui quatro perturbações escalares , duas perturbações de vetor e uma perturbação de tensor . Apenas as perturbações escalares são significativas: os vetores são exponencialmente suprimidos no início do universo, e o modo tensor dá apenas uma pequena (mas importante) contribuição na forma de radiação gravitacional primordial e os modos B da polarização cósmica de fundo em micro-ondas. Dois dos quatro modos escalares podem ser removidos por uma transformação de coordenadas fisicamente sem sentido. Quais modos são eliminados determinam o número infinito de possíveis fixações de manômetro . O calibre mais popular é o calibre newtoniano (e o calibre newtoniano conformal intimamente relacionado), no qual os escalares retidos são os potenciais newtonianos Φ e Ψ, que correspondem exatamente à energia potencial newtoniana da gravidade newtoniana. Muitos outros medidores são usados, incluindo medidor síncrono , que pode ser um medidor eficiente para computação numérica (ele é usado pelo CMBFAST ). Cada medidor ainda inclui alguns graus de liberdade não físicos. Existe um chamado formalismo invariante de calibre, no qual apenas as combinações invariantes de calibre de variáveis são consideradas.

Inflação e condições iniciais

Pensa-se que as condições iniciais para o universo surgem das flutuações da mecânica quântica invariáveis à escala da inflação cósmica . A perturbação da densidade de energia de fundo em um determinado ponto no espaço é então dada por um campo aleatório gaussiano isotrópico e homogêneo de zero médio . Isso significa que a transformada de Fourier espacial de - tem as seguintes funções de correlação ${\ displaystyle \ rho (\ mathbf {x}, t)}$ ${\ displaystyle \ rho}$ ${\ displaystyle {\ hat {\ rho}} (\ mathbf {k}, t)}$

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

,

onde é a função delta de Dirac tridimensional e é o comprimento de . Além disso, o espectro previsto pela inflação é quase invariante de escala , o que significa ${\ displaystyle \ delta ^ {(3)}}$ ${\ displaystyle k = | \ mathbf {k} |}$ ${\ displaystyle \ mathbf {k}}$

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

,

onde está um pequeno número. Finalmente, as condições iniciais são adiabáticas ou isentrópicas, o que significa que a perturbação fracionária na entropia de cada espécie de partícula é igual. As previsões resultantes se encaixam muito bem com as observações, no entanto, há um problema conceitual com a imagem física apresentada acima. O estado quântico do qual as flutuações quânticas são extraídas, é de fato completamente homogêneo e isotrópico, e portanto não se pode argumentar que as flutuações quânticas representam as inomogeneidades e anisotropias primordiais. A interpretação das incertezas quânticas no valor do campo da inflação (que é o que as chamadas flutuações quânticas realmente são) como se fossem flutuações estatísticas em um campo aleatório gaussiano não decorre da aplicação das regras padrão da teoria quântica. A questão às vezes é apresentada em termos de "transição quântica para clássica", que é uma maneira confusa de se referir ao problema em questão, pois há muito poucos físicos, se houver, que argumentariam que existe alguma entidade que é verdadeiramente clássico no nível fundamental. Na verdade, a consideração dessas questões nos coloca frente a frente com o chamado problema de medição na teoria quântica. Na verdade, o problema se torna exacerbado no contexto cosmológico, já que o universo primitivo não contém entidades que possam ser consideradas como desempenhando o papel de "observadores" ou de "dispositivos de medição", ambos essenciais para o uso padrão da mecânica quântica . A postura mais popular entre os cosmologistas, a esse respeito, é confiar em argumentos baseados na decoerência e em alguma forma de " Interpretação de Muitos Mundos " da teoria quântica. Há um intenso debate contínuo sobre a razoabilidade dessa postura. ${\ displaystyle n_ {s} -1}$

Veja também

Big Bang - modelo cosmológico
Cronologia do universo - História e futuro do universo
Formação e evolução de galáxias - Processos que formaram um universo heterogêneo a partir de um início homogêneo, a formação das primeiras galáxias, a forma como as galáxias mudam ao longo do tempo
Projeto Illustris - Universos simulados por computador
Evolução estelar - muda para uma estrela ao longo de sua vida
Linha do tempo do Big Bang

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Recombinação

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O problema do horizonte

Plasma primordial

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Estrutura não linear

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Veja também

Referências