Formazione della struttura - Structure formation

Nella cosmologia fisica , la formazione della struttura è la formazione di galassie, ammassi di galassie e strutture più grandi da piccole fluttuazioni di densità iniziali. L' universo , come è ora noto dalle osservazioni della radiazione cosmica di fondo a microonde , iniziò in uno stato caldo, denso e quasi uniforme circa 13,8 miliardi di anni fa . Tuttavia, guardando il cielo notturno oggi, si possono vedere strutture su tutte le scale, dalle stelle e dai pianeti alle galassie. Su scale ancora più grandi, gli ammassi di galassie e le strutture simili a fogli di galassie sono separate da enormi vuoti contenenti poche galassie. La formazione della struttura tenta di modellare come queste strutture si siano formate dall'instabilità gravitazionale di piccole increspature iniziali nella densità dello spaziotempo.

Il moderno modello Lambda-CDM riesce a prevedere la distribuzione su larga scala osservata di galassie, ammassi e vuoti; ma sulla scala delle singole galassie ci sono molte complicazioni dovute a processi altamente non lineari che coinvolgono la fisica barionica, il riscaldamento e il raffreddamento del gas, la formazione di stelle e il feedback. La comprensione dei processi di formazione delle galassie è un argomento importante della moderna ricerca cosmologica, sia tramite osservazioni come il campo ultra-profondo di Hubble che tramite grandi simulazioni al computer.

Panoramica

Sotto i modelli attuali, la struttura dell'universo visibile si è formata nelle seguenti fasi:

Universo primordiale

In questa fase, un meccanismo, come l'inflazione cosmica , era responsabile di stabilire le condizioni iniziali dell'universo: omogeneità, isotropia e piattezza. L'inflazione cosmica avrebbe anche amplificato le minuscole fluttuazioni quantistiche (pre-inflazione) in lievi increspature di densità di sovradensità e sottodensità (post-inflazione).

Crescita della struttura

L'universo primordiale era dominato dalla radiazione; in questo caso le fluttuazioni di densità maggiori dell'orizzonte cosmico crescono proporzionalmente al fattore di scala, poiché le fluttuazioni del potenziale gravitazionale rimangono costanti. Le strutture più piccole dell'orizzonte sono rimaste sostanzialmente congelate a causa della dominazione delle radiazioni che ne impedisce la crescita. Man mano che l'universo si espande, la densità della radiazione diminuisce più velocemente della materia (a causa dello spostamento verso il rosso dell'energia dei fotoni); questo ha portato a un crossover chiamato uguaglianza materia-radiazione a circa 50.000 anni dopo il Big Bang. Dopo questo, tutte le increspature della materia oscura potrebbero crescere liberamente, formando semi in cui i barioni potrebbero successivamente cadere. La dimensione dell'universo in questa epoca forma un ricambio nello spettro di potenza della materia che può essere misurato in grandi indagini sul redshift .

Ri combinazione

L'universo è stato dominato dalla radiazione per la maggior parte di questo stadio e, a causa dell'intenso calore e della radiazione, l'idrogeno primordiale e l'elio sono stati completamente ionizzati in nuclei ed elettroni liberi. In questa situazione calda e densa, la radiazione (fotoni) non poteva viaggiare lontano prima che Thomson diffondesse un elettrone. L'universo era molto caldo e denso, ma in rapida espansione e quindi si raffreddava. Infine, poco meno di 400.000 anni dopo il "botto", divenne abbastanza freddo (circa 3000 K) perché i protoni catturassero elettroni caricati negativamente, formando atomi di idrogeno neutri. (Gli atomi di elio si sono formati un po 'prima a causa della loro maggiore energia di legame). Una volta che quasi tutte le particelle cariche furono legate in atomi neutri, i fotoni non interagirono più con esse e furono liberi di propagarsi per i successivi 13,8 miliardi di anni; attualmente rileviamo quei fotoni spostati verso il rosso di un fattore 1090 fino a 2,725 K come la radiazione cosmica di fondo a microonde ( CMB ) che riempie l'universo di oggi. Diverse notevoli missioni spaziali ( COBE , WMAP , Planck ), hanno rilevato leggerissime variazioni nella densità e nella temperatura della CMB. Queste variazioni erano sottili e il CMB appare quasi uniformemente lo stesso in ogni direzione. Tuttavia, le lievi variazioni di temperatura dell'ordine di poche parti su 100.000 sono di enorme importanza, poiché essenzialmente erano i primi "semi" da cui alla fine si svilupparono tutte le successive strutture complesse nell'universo.

La teoria di ciò che è accaduto dopo i primi 400.000 anni dell'universo è quella della formazione della struttura gerarchica: le strutture più piccole legate gravitazionalmente come i picchi di materia contenenti le prime stelle e gli ammassi stellari si sono formate per prime, e queste successivamente si sono fuse con il gas e la materia oscura per formare galassie, seguito da gruppi, ammassi e superammassi di galassie.

Universo primordiale

L'universo primordiale è ancora un'epoca poco conosciuta, dal punto di vista della fisica fondamentale. La teoria prevalente, l'inflazione cosmica , fa un buon lavoro spiegando la piattezza , l'omogeneità e l' isotropia dell'universo osservate , nonché l'assenza di particelle reliquie esotiche (come i monopoli magnetici ). Un'altra previsione confermata dall'osservazione è che minuscole perturbazioni nell'universo primordiale generano la successiva formazione della struttura. Queste fluttuazioni, mentre costituiscono la base di tutta la struttura, appaiono più chiaramente come minuscole fluttuazioni di temperatura in una parte su 100.000. (Per mettere questo in prospettiva, lo stesso livello di fluttuazioni su una mappa topografica degli Stati Uniti non mostrerebbe alcuna caratteristica più alta di pochi centimetri). Queste fluttuazioni sono critiche, perché forniscono i semi da cui possono crescere le strutture più grandi e alla fine collassano per formare galassie e stelle. COBE (Cosmic Background Explorer) ha fornito la prima rivelazione delle fluttuazioni intrinseche nella radiazione di fondo a microonde cosmiche negli anni '90.

Si ritiene che queste perturbazioni abbiano un carattere molto specifico: formano un campo casuale gaussiano la cui funzione di covarianza è diagonale e quasi invariante di scala. Le fluttuazioni osservate sembrano avere esattamente questa forma, e inoltre l' indice spettrale misurato da WMAP - l'indice spettrale misura la deviazione da uno spettro invariante di scala (o Harrison-Zel'dovich) - è molto vicino al valore predetto dal più semplice e modelli di inflazione più robusti. Un'altra importante proprietà delle perturbazioni primordiali, che sono adiabatiche (o isoentropiche tra i vari tipi di materia che compongono l'universo), è prevista dall'inflazione cosmica ed è stata confermata dalle osservazioni.

Sono state proposte altre teorie dell'universo primordiale che si afferma abbiano fatto previsioni simili, come la cosmologia del gas di brana, il modello ciclico , il modello pre-big bang e l' universo olografico , ma rimangono nascenti e non sono ampiamente accettate. Alcune teorie, come le stringhe cosmiche , sono state ampiamente confutate da dati sempre più precisi.

Il problema dell'orizzonte

La dimensione fisica del raggio di Hubble (linea continua) in funzione del fattore di scala dell'universo. Viene mostrata anche la lunghezza d'onda fisica di una modalità di perturbazione (linea tratteggiata). Il grafico illustra come la modalità perturbativa esce dall'orizzonte durante l'inflazione cosmica per rientrare durante la dominazione delle radiazioni. Se l'inflazione cosmica non fosse mai avvenuta e la dominazione della radiazione fosse continuata fino a una singolarità gravitazionale , allora la modalità non sarebbe mai uscita dall'orizzonte nell'universo primordiale.

Un concetto importante nella formazione della struttura è la nozione del raggio di Hubble , spesso chiamato semplicemente orizzonte, poiché è strettamente correlato all'orizzonte delle particelle . Il raggio di Hubble, che è correlato al parametro Hubble in quanto , dov'è la velocità della luce , definisce, grosso modo, il volume dell'universo vicino che è stato recentemente (nell'ultimo tempo di espansione) in contatto causale con un osservatore. Poiché l'universo è in continua espansione, la sua densità di energia è in continua diminuzione (in assenza di materia veramente esotica come l'energia fantasma ). L' equazione di Friedmann mette in relazione la densità di energia dell'universo con il parametro Hubble e mostra che il raggio di Hubble è in continuo aumento. ${\ displaystyle H}$ ${\ displaystyle R = c / H}$ ${\ displaystyle c}$

Il problema dell'orizzonte della cosmologia del big bang afferma che, senza inflazione, le perturbazioni non sono mai state in contatto causale prima di entrare nell'orizzonte e quindi l'omogeneità e l'isotropia, ad esempio, delle distribuzioni galattiche su larga scala non possono essere spiegate. Questo perché, in una normale cosmologia di Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker , il raggio di Hubble aumenta più rapidamente di quanto lo spazio si espanda, quindi le perturbazioni entrano solo nel raggio di Hubble e non vengono espulse dall'espansione. Questo paradosso è risolto dall'inflazione cosmica, il che suggerisce che durante una fase di rapida espansione nell'universo primordiale il raggio di Hubble era quasi costante. Pertanto, l'isotropia su larga scala è dovuta alle fluttuazioni quantistiche prodotte durante l'inflazione cosmica che vengono spinte al di fuori dell'orizzonte.

Plasma primordiale

La fine dell'inflazione viene chiamata riscaldamento , quando le particelle di gonfiaggio decadono in un plasma caldo e termico di altre particelle. In quest'epoca, il contenuto energetico dell'universo è interamente radiazione, con particelle del modello standard aventi velocità relativistiche. Quando il plasma si raffredda, si pensa che si verifichino bariogenesi e leptogenesi , mentre il plasma quark-gluone si raffredda, si verifica la rottura della simmetria elettrodebole e l'universo diventa principalmente composto da protoni , neutroni ed elettroni ordinari . Quando l'universo si raffredda ulteriormente, si verifica la nucleosintesi del Big Bang e vengono create piccole quantità di nuclei di deuterio , elio e litio . Mentre l'universo si raffredda e si espande, l'energia nei fotoni inizia a spostarsi verso il rosso, le particelle diventano non relativistiche e la materia ordinaria inizia a dominare l'universo. Alla fine, gli atomi iniziano a formarsi quando gli elettroni liberi si legano ai nuclei. Questo sopprime la diffusione di Thomson dei fotoni. Combinato con la rarefazione dell'universo (e conseguente aumento del cammino libero medio dei fotoni), ciò rende l'universo trasparente e il fondo cosmico a microonde viene emesso alla ricombinazione (la superficie dell'ultimo scattering ).

Oscillazioni acustiche

Il plasma primordiale avrebbe avuto una leggerissima sovradensità di materia, che si pensava fosse derivata dall'ampliamento delle fluttuazioni quantistiche durante l'inflazione. Qualunque sia la fonte, queste sovradensità attraggono gravitazionalmente la materia. Ma il calore intenso delle interazioni fotoni-materia quasi costanti di quest'epoca cerca piuttosto con forza l'equilibrio termico, che crea una grande quantità di pressione verso l'esterno. Queste forze contrastanti di gravità e pressione creano oscillazioni, analoghe alle onde sonore create nell'aria dalle differenze di pressione.

Queste perturbazioni sono importanti, poiché sono responsabili della fisica sottile che si traduce nell'anisotropia cosmica di fondo a microonde. In quest'epoca, l'ampiezza delle perturbazioni che entrano nell'orizzonte oscilla sinusoidalmente, con regioni dense che diventano più rarefatte per poi ridiventare dense, con una frequenza che è correlata all'entità della perturbazione. Se la perturbazione oscilla un numero intero o mezzo integrale di volte tra l'arrivo all'orizzonte e la ricombinazione, appare come un picco acustico dell'anisotropia di fondo cosmica a microonde. (Una mezza oscillazione, in cui una regione densa diventa una regione rarefatta o viceversa, appare come un picco perché l'anisotropia viene visualizzata come uno spettro di potenza , quindi le sottodensità contribuiscono alla potenza tanto quanto le sovradensità.) La fisica che determina la struttura dettagliata dei picchi del fondo a microonde è complicata, ma queste oscillazioni forniscono l'essenza.

Struttura lineare

Evoluzione di due perturbazioni al modello omogeneo di big bang ΛCDM . Tra l'ingresso nell'orizzonte e il disaccoppiamento, la perturbazione della materia oscura (linea tratteggiata) cresce logaritmicamente, prima che la crescita acceleri nel dominio della materia. D'altra parte, tra l'ingresso nell'orizzonte e il disaccoppiamento, la perturbazione nel fluido barione-fotone (linea continua) oscilla rapidamente. Dopo il disaccoppiamento, cresce rapidamente per adattarsi alla perturbazione della materia dominante, la modalità della materia oscura.

Una delle principali realizzazioni fatte dai cosmologi negli anni '70 e '80 è stata che la maggior parte del contenuto di materia dell'universo non era composta da atomi , ma piuttosto da una misteriosa forma di materia nota come materia oscura. La materia oscura interagisce attraverso la forza di gravità , ma non è composta da barioni ed è noto con altissima precisione che non emette né assorbe radiazioni . Può essere composto da particelle che interagiscono attraverso l' interazione debole , come i neutrini , ma non può essere composto interamente dai tre tipi noti di neutrini (sebbene alcuni abbiano suggerito che sia un neutrino sterile ). Prove recenti indicano che ci sono circa cinque volte più materia oscura della materia barionica, e quindi le dinamiche dell'universo in quest'epoca sono dominate dalla materia oscura.

La materia oscura gioca un ruolo cruciale nella formazione della struttura perché sente solo la forza di gravità: l' instabilità gravitazionale dei Jeans che consente la formazione di strutture compatte non è contrastata da alcuna forza, come la pressione delle radiazioni . Di conseguenza, la materia oscura inizia a collassare in una complessa rete di aloni di materia oscura ben prima della materia ordinaria, che è ostacolata dalle forze di pressione. Senza la materia oscura, l'epoca della formazione delle galassie si verificherebbe nell'universo sostanzialmente più tardi di quanto si osservi.

La fisica della formazione della struttura in quest'epoca è particolarmente semplice, poiché le perturbazioni della materia oscura con diverse lunghezze d'onda si evolvono indipendentemente. Man mano che il raggio di Hubble cresce nell'universo in espansione, comprende disturbi sempre più grandi. Durante il dominio della materia, tutte le perturbazioni causali della materia oscura crescono attraverso il raggruppamento gravitazionale. Tuttavia, le perturbazioni di lunghezza d'onda più corta incluse durante il dominio delle radiazioni hanno la loro crescita ritardata fino al dominio della materia. In questa fase, ci si aspetta che la materia luminosa e barionica rispecchi semplicemente l'evoluzione della materia oscura e le loro distribuzioni dovrebbero essere strettamente tracciate l'una nell'altra.

È semplice calcolare questo "spettro di potenza lineare" e, come strumento per la cosmologia, è di importanza paragonabile al fondo cosmico a microonde. Le indagini sulle galassie hanno misurato lo spettro di potenza, come lo Sloan Digital Sky Survey , e le indagini della foresta di Lyman-α . Poiché questi studi osservano la radiazione emessa da galassie e quasar, non misurano direttamente la materia oscura, ma ci si aspetta che la distribuzione su larga scala delle galassie (e delle linee di assorbimento nella foresta di Lyman-α) rispecchi da vicino la distribuzione della materia oscura. . Ciò dipende dal fatto che le galassie saranno più grandi e più numerose nelle parti più dense dell'universo, mentre saranno relativamente scarse nelle regioni rarefatte.

Struttura non lineare

Quando le perturbazioni sono cresciute a sufficienza, una piccola regione potrebbe diventare sostanzialmente più densa della densità media dell'universo. A questo punto, la fisica coinvolta diventa sostanzialmente più complicata. Quando le deviazioni dall'omogeneità sono piccole, la materia oscura può essere trattata come un fluido senza pressione e si evolve mediante equazioni molto semplici. Nelle regioni che sono significativamente più dense dello sfondo, deve essere inclusa l'intera teoria della gravità newtoniana. (La teoria newtoniana è appropriata perché le masse coinvolte sono molto inferiori a quelle richieste per formare un buco nero e la velocità di gravità può essere ignorata poiché il tempo di attraversamento della luce per la struttura è ancora inferiore al tempo dinamico caratteristico.) segno che le approssimazioni lineari e fluide diventano invalide è che la materia oscura inizia a formare caustiche in cui le traiettorie delle particelle adiacenti si incrociano, o le particelle iniziano a formare orbite. Queste dinamiche sono meglio comprese utilizzando simulazioni di corpi N (sebbene in alcuni casi sia possibile utilizzare una varietà di schemi semi-analitici, come il formalismo Press-Schechter ). Sebbene in linea di principio queste simulazioni siano abbastanza semplici, in pratica sono difficili da implementare, poiché richiedono la simulazione di milioni o addirittura miliardi di particelle. Inoltre, nonostante il gran numero di particelle, ciascuna particella pesa tipicamente 10 ⁹ masse solari e gli effetti di discretizzazione possono diventare significativi. La più grande simulazione di questo tipo nel 2005 è la simulazione Millennium .

Il risultato delle simulazioni a N corpi suggerisce che l'universo è composto in gran parte da vuoti , le cui densità potrebbero essere inferiori a un decimo della media cosmologica. La materia si condensa in grandi filamenti e aloni che hanno una struttura intricata simile a una ragnatela. Questi formano gruppi di galassie , ammassi e superammassi . Mentre le simulazioni sembrano concordare ampiamente con le osservazioni, la loro interpretazione è complicata dalla comprensione di come densi accumuli di materia oscura stimolino la formazione delle galassie. In particolare, si formano molti più piccoli aloni di quelli che vediamo nelle osservazioni astronomiche come galassie nane e ammassi globulari . Questo è noto come il problema del problema della galassia nana e sono state proposte una varietà di spiegazioni. La maggior parte lo considera un effetto nella complessa fisica della formazione delle galassie, ma alcuni hanno suggerito che è un problema con il nostro modello di materia oscura e che alcuni effetti, come la materia oscura calda , impediscono la formazione degli aloni più piccoli.

Evoluzione del gas

La fase finale dell'evoluzione arriva quando i barioni si condensano nei centri degli aloni delle galassie per formare galassie, stelle e quasar . La materia oscura accelera notevolmente la formazione di aloni densi. Poiché la materia oscura non ha pressione di radiazione, la formazione di strutture più piccole dalla materia oscura è impossibile. Questo perché la materia oscura non può dissipare il momento angolare, mentre la materia barionica ordinaria può collassare per formare oggetti densi dissipando il momento angolare attraverso il raffreddamento radiativo . Comprendere questi processi è un problema computazionale enormemente difficile, perché possono coinvolgere la fisica della gravità, la magnetoidrodinamica , la fisica atomica , le reazioni nucleari , la turbolenza e persino la relatività generale . Nella maggior parte dei casi, non è ancora possibile eseguire simulazioni che possano essere confrontate quantitativamente con le osservazioni, e il meglio che si può ottenere sono simulazioni approssimative che illustrano le principali caratteristiche qualitative di un processo come una formazione stellare.

Modellazione della formazione della struttura

Istantanea da una simulazione al computer della formazione di strutture su larga scala in un universo Lambda-CDM .

Perturbazioni cosmologiche

Gran parte delle difficoltà, e molte delle controversie, nel comprendere la struttura su larga scala dell'universo possono essere risolte comprendendo meglio la scelta del misuratore nella relatività generale . Per decomposizione scalare-vettore-tensore , la metrica include quattro perturbazioni scalari , due perturbazioni vettoriali e una perturbazione tensoriale . Solo le perturbazioni scalari sono significative: i vettori sono soppressi in modo esponenziale nell'universo primordiale e il modo tensore fornisce solo un piccolo (ma importante) contributo sotto forma di radiazione gravitazionale primordiale e le modalità B della polarizzazione di fondo cosmica a microonde. Due delle quattro modalità scalari possono essere rimosse da una trasformazione di coordinate fisicamente priva di significato. Le modalità eliminate determinano il numero infinito di possibili fissaggi del misuratore . Il gauge più popolare è il gauge newtoniano (e il gauge newtoniano conforme strettamente correlato), in cui gli scalari trattenuti sono i potenziali newtoniani Φ e Ψ, che corrispondono esattamente all'energia potenziale newtoniana della gravità newtoniana. Vengono utilizzati molti altri misuratori, incluso il misuratore sincrono , che può essere un misuratore efficiente per il calcolo numerico (è utilizzato da CMBFAST ). Ogni indicatore include ancora alcuni gradi di libertà non fisici. Esiste un cosiddetto formalismo invariante di gauge, in cui vengono considerate solo le combinazioni di variabili invarianti di gauge.

Inflazione e condizioni iniziali

Si pensa che le condizioni iniziali dell'universo derivino dalle fluttuazioni quantistiche invarianti su scala dell'inflazione cosmica . La perturbazione della densità bassa energia in un determinato punto nello spazio è quindi data da un isotropo , omogeneo campo casuale gaussiana di media zero. Ciò significa che la trasformata di Fourier spaziale di - ha le seguenti funzioni di correlazione ${\ displaystyle \ rho (\ mathbf {x}, t)}$ ${\ displaystyle \ rho}$ ${\ displaystyle {\ hat {\ rho}} (\ mathbf {k}, t)}$

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

,

dove è la funzione delta di Dirac tridimensionale ed è la lunghezza di . Inoltre, lo spettro previsto dall'inflazione è quasi invariante di scala , il che 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 '})}

,

dove è un piccolo numero. Infine, le condizioni iniziali sono adiabatiche o isentropiche, il che significa che la perturbazione frazionaria nell'entropia di ciascuna specie di particella è uguale. Le previsioni risultanti si adattano molto bene alle osservazioni, tuttavia c'è un problema concettuale con l'immagine fisica presentata sopra. Lo stato quantistico da cui vengono estratte le fluttuazioni quantistiche, è infatti completamente omogeneo e isotropo, e quindi non si può sostenere che le fluttuazioni quantistiche rappresentino le disomogeneità e le anisotropie primordiali. L'interpretazione delle incertezze quantistiche nel valore del campo di inflazione (che è ciò che sono realmente le cosiddette fluttuazioni quantistiche) come se fossero fluttuazioni statistiche in un campo casuale gaussiano non deriva dall'applicazione delle regole standard della teoria quantistica. La questione è talvolta presentata in termini di "transizione dal quantum alla classica", che è un modo confuso per riferirsi al problema in questione, poiché ci sono pochissimi fisici, se ce ne sono, che sosterrebbero che esiste un'entità che è veramente classico a livello fondamentale. In effetti, la considerazione di questi problemi ci pone di fronte al cosiddetto problema di misurazione nella teoria quantistica. Semmai, il problema si aggrava nel contesto cosmologico, poiché l'universo primordiale non contiene entità che potrebbero essere considerate come aventi il ruolo di "osservatori" o di "dispositivi di misurazione", entrambi essenziali per l'uso standard della meccanica quantistica . La postura più popolare tra i cosmologi, a questo proposito, è quella di fare affidamento su argomenti basati sulla decoerenza e su qualche forma di " interpretazione a molti mondi " della teoria quantistica. C'è un intenso dibattito in corso sulla ragionevolezza di quella postura. ${\ displaystyle n_ {s} -1}$

Guarda anche

Big Bang - Modello cosmologico
Cronologia dell'universo - Storia e futuro dell'universo
Formazione ed evoluzione delle galassie - Processi che hanno formato un universo eterogeneo da un inizio omogeneo, la formazione delle prime galassie, il modo in cui le galassie cambiano nel tempo
Progetto Illustris - Universi simulati al computer
Evoluzione stellare : si trasforma in una stella nel corso della sua vita
Cronologia del Big Bang

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Contenuti

Panoramica

Universo primordiale

Crescita della struttura

Ri combinazione

Universo primordiale

Il problema dell'orizzonte

Plasma primordiale

Oscillazioni acustiche

Struttura lineare

Struttura non lineare

Evoluzione del gas

Modellazione della formazione della struttura

Perturbazioni cosmologiche

Inflazione e condizioni iniziali

Guarda anche

Riferimenti