Flutuações primordiais - Primordial fluctuations

Flutuações primordiais são variações de densidade no universo primitivo, que são consideradas as sementes de todas as estruturas do universo. Atualmente, a explicação mais amplamente aceita para sua origem está no contexto da inflação cósmica . De acordo com o paradigma inflacionário, o crescimento exponencial do fator de escala durante a inflação fez com que as flutuações quânticas do campo inflacionário fossem esticadas para escalas macroscópicas e, ao sair do horizonte , "congelassem". Nos estágios posteriores de radiação e dominação da matéria, essas flutuações reentraram no horizonte e, assim, estabeleceram as condições iniciais para a formação da estrutura .

As propriedades estatísticas das flutuações primordiais podem ser inferidas de observações de anisotropias na radiação cósmica de fundo e de medições da distribuição de matéria, por exemplo, levantamentos de redshift de galáxias . Uma vez que se acredita que as flutuações surgem da inflação, essas medidas também podem definir restrições sobre os parâmetros da teoria inflacionária.

Formalismo

As flutuações primordiais são normalmente quantificadas por um espectro de potência que dá a potência das variações em função da escala espacial. Dentro desse formalismo, costuma-se considerar a densidade de energia fracionada das flutuações, dada por:

{\ displaystyle \ delta ({\ vec {x}}) \ {\ stackrel {\ mathrm {def}} {=}} \ {\ frac {\ rho ({\ vec {x}})} {\ bar { \ rho}}} - 1 = \ int {\ text {d}} k \; \ delta _ {k} \, e ^ {i {\ vec {k}} \ cdot {\ vec {x}}}, }

onde está a densidade de energia, sua média e o número de onda das flutuações. O espectro de potência pode então ser definido por meio da média do conjunto dos componentes de Fourier : ${\ displaystyle \ rho}$ ${\ displaystyle {\ bar {\ rho}}}$ ${\ displaystyle k}$ ${\ displaystyle {\ mathcal {P}} (k)}$

{\ displaystyle \ langle \ delta _ {k} \ delta _ {k '} \ rangle = {\ frac {2 \ pi ^ {2}} {k ^ {3}}} \, \ delta (k-k' ) \, {\ mathcal {P}} (k).}

Existem modos de flutuação escalar e tensorial.

Modos escalares

Os modos escalares têm o espectro de potência

{\ displaystyle {\ mathcal {P}} _ {\ mathrm {s}} (k) = | \ delta _ {R} | ^ {2}.}

Muitos modelos inflacionários prevêem que o componente escalar das flutuações obedece a uma lei de potência na qual

{\ displaystyle {\ mathcal {P}} _ {\ mathrm {s}} (k) \ propto k ^ {n _ {\ mathrm {s}} -1}.}

Para flutuações escalares, é referido como o índice espectral escalar, com o correspondente às flutuações invariantes de escala . ${\ displaystyle n _ {\ mathrm {s}}}$ ${\ displaystyle n _ {\ mathrm {s}} = 1}$

O índice espectral escalar descreve como as flutuações de densidade variam com a escala. Como o tamanho dessas flutuações depende do movimento do ínflaton quando essas flutuações quânticas estão se tornando do tamanho do super-horizonte, diferentes potenciais inflacionários predizem diferentes índices espectrais. Estes dependem dos parâmetros de rotação lenta, em particular o gradiente e a curvatura do potencial. Em modelos onde a curvatura é grande e positiva . Por outro lado, modelos como potenciais monomiais prevêem um índice espectral vermelho . Planck fornece um valor de 0,96. ${\ displaystyle n_ {s}> 1}$ ${\ displaystyle n_ {s} <1}$ ${\ displaystyle n_ {s}}$

Modos de tensor

A presença de flutuações de tensores primordiais é prevista por muitos modelos inflacionários. Tal como acontece com as flutuações escalares, espera-se que as flutuações do tensor sigam uma lei de potência e sejam parametrizadas pelo índice do tensor (a versão do tensor do índice escalar). A proporção do tensor para os espectros de potência escalar é dada por

{\ displaystyle r = {\ frac {2 | \ delta _ {h} | ^ {2}} {| \ delta _ {R} | ^ {2}}},}

onde o 2 surge devido às duas polarizações dos modos tensores. Os dados CMB de 2015 do satélite Planck fornecem uma restrição de . ${\ displaystyle r <0,11}$

Flutuações adiabáticas / isocurvatura

Flutuações adiabáticas são variações de densidade em todas as formas de matéria e energia que têm densidades acima / abaixo fracionais iguais na densidade numérica. Assim, por exemplo, uma sobredensidade de fótons adiabática de um fator de dois na densidade numérica também corresponderia a uma sobredensidade de elétrons de dois. Para flutuações de isocurvatura, as variações de densidade numérica para um componente não correspondem necessariamente às variações de densidade numérica em outros componentes. Embora seja normalmente assumido que as flutuações iniciais são adiabáticas, a possibilidade de flutuações de isocurvatura pode ser considerada, dados os dados cosmológicos atuais. Os dados atuais de fundo cósmico de micro-ondas favorecem as flutuações adiabáticas e restringem os modos de matéria escura fria de isocurvatura não correlacionada a serem pequenos.

Veja também

Referências

links externos

Crotty, Patrick, "Bounds on isocurvature perturbations from CMB and LSS data". Cartas de revisão física. arXiv : astro-ph / 0306286
Linde, Andrei, "Quantum Cosmology and the Structure of Inflationary Universe". Palestra convidada. arXiv : gr-qc / 9508019
Peiris, Hiranya , "First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Inflation". Astrophysical Journal. arXiv : astro-ph / 0302225
Tegmark, Max, "Cosmological parameters from SDSS and WMAP". Revisão Física D. arXiv : astro-ph / 0310723

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