La formació d'estructures es refereix a un problema fonamental en cosmologia física. L'univers, com es coneix actualment a partir de les observacions de la radiació de fons de microones, va començar en un estat calent, dens i gairebé uniforme, fa 13.700 milions d'anys. No obstant això, mirant el cel actual, veiem estructures a totes les escales, des d'estels i planetes fins a galàxies i a escales molt majors, agrupacions galàctiques i enormes buits entre galàxies. Com s'ha format totes aquestes estructures a partir de l'uniforme univers primigeni?
Introducció Sota els models actuals, l'estructura de l'univers visible es va formar seguint els passos següents: L'univers molt primigeni: en aquesta etapa, alguns mecanismes, com la inflació còsmica, són responsables d'establir les condicions inicials de l'univers: homogeneïtat, isotropia i forma plana. El plasma primigeni: l'univers està dominat per la radiació durant gran part d'aquesta etapa i, a causa d'això, les estructures que flueixen lliurement no poden ser amplificades gravitacionalment. No obstant això, existeix una important evolució, com la nucleosíntesi primordial, que crea els elements primigenis i s'emet la radiació de fons de microones. L'anisotropia estructural detallada del fons còsmic de microones també es crea en aquesta època. Creixement d'estructures lineals: una vegada que la matèria, en particular la matèria fosca freda, domina el col·lapse de l'univers gravitacional, pot començar a amplificar les heterogeneïtats minúscules deixades per la inflació còsmica, causant que la matèria caigui cap a les regions denses i fent que les regions rarificades ho estiguin més. En aquesta època, la densitat d'heterogeneïtats és descrita mitjançant una simple equació diferencial lineal. Creixement d'estructures no lineals: segons es tornen les regions més denses, l'aproximació lineal que descriu les heterogeneïtats de les densitats comença a fallar, les partícules adjacents poden fins i tot començar a creuar en càustiques, i un tractament més detallat, utilitzant la teoria newtoniana de la gravetat al complet arriba a ser necessari. (A part de l'expansió de fons de l'univers, que és deguda a la relativitat general, l'evolució en aquestes escales comparablement petites, normalment, està ben aproximada per la teoria newtoniana). Això és quan les estructures, com les agrupacions galàctiques i els halos galàctics es comencen a formar. Continuant, en aquest règim, les forces únicament gravitacionals són significants a causa que la matèria fosca, que es pensa que té iteracions molt febles, és el paper dominant.
"Evolució gastrofísica": el pas final de l'evolució és quan les forces electromagnètiques es converteixen en importants en l'evolució d'estructures, quan la matèria bariònica s'agrupa densament, com les galàxies i els estels. En alguns casos, com amb els nuclis de galàxies actives i quàsars, la teoria newtoniana funciona malament i la relativitat general comença a ser significant. El nom de gastrofísica és a causa de la seva complexitat: molts diferents i complicats efectes que inclouen la gravetat, la magnetohidrodinàmica i els processos nuclears han de tenir-se en compte.
Les últimes tres etapes ocorren en diferents moments depenent de l'escala. Les escales més grans de l'univers s'aproximen bé utilitzant la teoria lineal, mentre que els cúmuls galàctics i els supercúmuls no són lineals i molts fenòmens en la galàxia local han de modelitzar-se mitjançant una aproximació molt més matisada, tenint-ne en compte totes les forces. Això és el que es diu la formació d'estructures jeràrquica: les estructures més petites fitades gravitacionalment, els quàsars i les galàxies, primer, seguides de les agrupacions galàctiques i els supercúmuls de galàxies. Es pensa que, a causa de la presència de l'energia fosca en el nostre univers, no es formaran estructures majors en el nostre univers.
L'univers preprimigeni L'univers preprimigeni continua sent una època minsament compresa, des del punt de vista de la física fonamental. La teoria prevalent, la inflació còsmica, fa un bon treball explicant la planor observada, l'homogeneïtat i la isotropia de l'univers, així com l'absència de partícules relíquia exòtiques (com els monopols magnètics). A més, es va fer una predicció crucial que s'ha corroborat amb observacions: l'univers primigeni tindria febles pertorbacions, que serien la llavor de la formació estructural en l'univers tardà. Aquestes fluctuacions, encara que van formar la fundació de totes les estructures de l'univers, semblen que són clarament fluctuacions de temperatura d'una part entre 100.000. (Per posar això en perspectiva, el mateix nivell de fluctuacions en un mapa topogràfic dels Estats Units no mostraria cap característica major d'uns metres.) Aquestes fluctuacions són crítiques, perquè proporcionen les llavors de les grans estructures dins de l'univers que poden créixer i eventualment col·lapsar-se per formar galàxies i estels. El COBE va proporcionar la primera detecció de les fluctuacions intrínseques en la radiació de fons de microones en els anys 1990.
Aquestes pertorbacions, es pensa que tenen un caràcter molt específic: formen un camp aleatori gaussià, la funció del qual de covariància és diagonal i gairebé invariant en escala. Les fluctuacions observades semblen tenir exactament aquesta forma i, a més de l'índex espectral mesurat pel WMAP, l'índex espectral mesura la desviació d'un espectre invariant en escala (o de Harrison-Zel'dovich), està molt prop del valor predit pels models més simples i robusts de la inflació. Una altra propietat important de les pertorbacions primigènies és que són adiabàtiques (o isentròpiques, entre els diversos tipus de matèria que componen l'univers), és predita per la inflació còsmica i ha estat confirmada per les observacions.
S'han proposat altres teories de l'univers preprimigeni, que afirmen fer prediccions molt similars, com la cosmologia brana, el model cíclic, el model anterior al big-bang i el principi hologràfic, però romanen en el seu naixement i no són àmpliament acceptades. Algunes teories, com les cordes còsmiques, han estat àmpliament refutades per dades més precises.
El problema de l'horitzó
miniatura|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 radi de Hubble, freqüentment anomenat simplement l'horitzó, ja que està íntimament relacionat amb l'horitzó de partícules. El radi de Hubble, que està relacionat amb el paràmetre de Hubble mitjançant , en què 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 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 poden explicar les distribucions de galàxies a gran escala. Això és perquè, en una cosmologia FLRW ordinària, el radi 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 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.
Plasma primigeni El final de la inflació es diu reescalfament, quan la inflació desintegra les partícules en un plasma tèrmic calent d'altres partícules. En aquesta època, el contingut d'energia de l'univers és completament radiació, amb els models de partícules convencionals tenint velocitats relativistes. Segons es refreda el plasma, es pensa que ocorren la bariogènesi i la leptogènesi; segons es refreda el plasma de quarks i gluons, apareix la ruptura de la simetria electrodèbil i l'univers principalment es compon d'ordinaris protons, neutrons i electrons. Quan l'univers es refreda més, ocorre la nucleosíntesi del big-bang i es creen petites quantitats de nuclis de deuteri, heli i liti. A mesura que l'univers es refreda i s'expandeix, l'energia dels fotons comença a allunyar-se cap al vermell, les partícules arriben a ser no relativistes i la matèria ordinària comença a dominar l'univers. Eventualment, els àtoms comencen a formar-se com a electrons lliures associats a nuclis. Això suprimeix l'efecte Compton de fotons. Combinat amb la rarefacció de l'univers (i el consegüent increment del camí lliure mitjà de fotons), això fa l'univers transparent i el fons còsmic de microones és emès durant la recombinació (la superfície de l'última dispersió).
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 de Hubble per a la radiació. Això causa que les pertorbacions minven.