Formation des structures - Définition

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- Introduction - Généralités - Plasma primordial - L'Univers nouveau-né - Structure non-linéaire - Structure linéaire - Modélisation de la formation des structures - Evolution gastrophysique

Modélisation de la formation des structures

Perturbations cosmologiques

Une grande partie des difficultés et de nombreuses discussions sur la compréhension des structures à grande échelle de l'Univers peuvent être résolues par une meilleure compréhension du choix de la jauge en Relativité Générale. Selon la décomposition du vecteur-tenseur-scalaire (en), la métrique comprend quatre perturbations scalaires, deux perturbations vectorielles et une perturbation tensorielle. Seules les perturbations scalaires sont significatives : les vecteurs sont exponentiellement supprimés dans l'Univers initial, et le mode tensoriel n'effectue qu'une petite (mais importante) contribution, sous la forme de du rayonnement gravitationnel primordial et des modes-B de la polarisation du fond diffus cosmologique micro-ondes. Deux des quatre modes scalaires peuvent être éliminés par une transformation de coordonnées non significative au plan physique. Les modes qui sont éliminés déterminent le nombre infini des réglages de jauges (en) possibles. La jauge la plus populaire est la jauge de Newton (en) (et la jauge conformale de Newton qui lui est étroitement reliée), dans laquelle les scalaires retenus sont les potentiels de Newton Φ et Ψ, qui correspondent exactement au potentiel énergétique newtonien de la gravité newtonnienne. Beaucoup d'autres jauges sont utilisées, dont la jauge synchrone (en), qui peut être une jauge efficace pour des calculs numériques (on l'utilise pour CMBFAST (en)). Chaque jauge maintiennent quelques degrés de liberté non-physiques. Il existe un formalisme appelé à invariance de jauge, dans lequel seuls sont considérées les combinaisons de variables à invariance de jauge.

Inflation et conditions initiales

On pense que les conditions initiales de l'Univers sont survenues des fluctuations en mécanique quantique d'échelle invariante de l'inflation cosmique. La perturbation de la densité d'énergie du fond en un point donné $\rho(\mathbf{x},t)$ de l'espace est donnée par un champ gaussien aléatoire (en) isotrope, homogène à moyenne zéro. Ceci signifie que la transformation spatiale de Fourier de $ρ$ - $\hat{\rho}(\mathbf{k},t)$ doit avoir les fonctions de corrélation (en) suivantes : $\langle\hat{\rho}(\mathbf{k},t)\hat{\rho}(\mathbf{k}',t)\rangle=f(k)\delta^{(3)}(\mathbf{k}-\mathbf{k'})$ ,

où $δ (3)$ est la fonction delta de Dirac à trois dimensions,
et $k=|\mathbf{k}|$ est la longueur de $\mathbf{k}$ . De plus, le spectre prédit par l'inflation est presque d'échelle invariante, ce qui signifie : $\langle\hat{\rho}(\mathbf{k},t)\hat{\rho}(\mathbf{k}',t)\rangle=k^{n_s-1}\delta^{(3)}(\mathbf{k}-\mathbf{k'})$ ,
où $n s - 1$ est un nombre petit.

Finalement, les conditions initiales sont adiabatiques ou isentropiques, ce qui signifie que la perturbation fractionnelle de l'entropie de chaque espèce de particules est égale.

Evolution gastrophysique

Le stade final de l'évolution survient lorsque les baryons se condensent vers le centre des halos de galaxies pour former des galaxies, des étoiles et des quasars. Alors que, ne subissant pas la pression de radiation, la matière noire accélère énormément la formation de halos denses, la formation de plus petites structures est impossible à partir de la matière noire parce qu'elle ne peut dissiper le moment angulaire, alors que la matière baryonique ordinaire peut s'effondrer et former des objets denses en dissipant le moment angulaire à travers le refroidissement par rayonnement (en). La compréhension de ces processus constitue un problème de calcul d'une difficulté énorme, puisqu'elle suppose d'intégrer la physique de la gravitation, la magnétohydrodynamique, le physique atomique, les réactions nucléaires, les turbulences, et même la Relativité Générale. Dans la plupart des cas, il n'est pas encore possible de mettre en œuvre des simulations qui puissent se comparer quantitativement avec des observations, et les meilleures que l'on sache faire sont encore des simulations approximatives qui illustrent la caractéristique qualitative principale d'un processus tel que la formation d'étoiles.