Fluctuații primordiale - Primordial fluctuations

Fluctuațiile primordiale sunt variații ale densității în universul timpuriu, care sunt considerate semințele tuturor structurilor din univers. În prezent, explicația cea mai larg acceptată pentru originea lor se află în contextul inflației cosmice . Conform paradigmei inflaționiste, creșterea exponențială a factorului de scară în timpul inflației a făcut ca fluctuațiile cuantice ale câmpului de inflație să fie întinse la scări macroscopice și, la părăsirea orizontului , să „înghețe”. În etapele ulterioare de dominare a radiației și materiei, aceste fluctuații au reintrat în orizont și, astfel, au stabilit condițiile inițiale pentru formarea structurii .

Proprietățile statistice ale fluctuațiilor primordiale pot fi deduse din observațiile anizotropiilor în fundalul cosmic cu microunde și din măsurători ale distribuției materiei, de exemplu, sondaje de schimbare a roșu a galaxiei . Întrucât se crede că fluctuațiile provin din inflație, astfel de măsurători pot stabili, de asemenea, constrângeri asupra parametrilor din cadrul teoriei inflaționiste.

Formalism

Fluctuațiile primordiale sunt de obicei cuantificate printr-un spectru de putere care dă puterea variațiilor în funcție de scara spațială. În cadrul acestui formalism, de obicei se ia în considerare densitatea de energie fracționată a fluctuațiilor, dată de:

{\ 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}}}, }

în cazul în care este densitatea de energie, media și numărul de undă a fluctuațiilor. Spectrul de putere poate fi apoi definit prin media ansamblului componentelor 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).}

Există atât moduri de fluctuație scalare, cât și tensorale.

Moduri scalare

Modurile scalare au spectrul de putere

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

Multe modele inflaționiste prezic că componenta scalară a fluctuațiilor respectă o lege a puterii în care

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

Pentru fluctuațiile scalare, se numește indicele spectral scalar, cu fluctuații corespunzătoare invariante la scară . ${\ displaystyle n _ {\ mathrm {s}}}$ ${\ displaystyle n _ {\ mathrm {s}} = 1}$

Indicele spectral scalar descrie modul în care variațiile densității variază în funcție de scară. Deoarece mărimea acestor fluctuații depinde de mișcarea inflatonului atunci când aceste fluctuații cuantice devin super-orizontale, potențialii inflaționisti diferiți prezic indici spectrali diferiți. Acestea depind de parametrii de rulare lentă, în special de gradientul și curbura potențialului. La modelele în care curbura este mare și pozitivă . Pe de altă parte, modele precum potențialele monomiale prezic un indice spectral roșu . Planck oferă o valoare de 0,96. ${\ displaystyle n_ {s}> 1}$ ${\ displaystyle n_ {s} <1}$ ${\ displaystyle n_ {s}}$

Moduri de tensiune

Prezența fluctuațiilor primordiale ale tensorului este prezisă de multe modele inflaționiste. Ca și în cazul fluctuațiilor scalare, fluctuațiile tensorului sunt de așteptat să urmeze o lege a puterii și sunt parametrizate de indicele tensorului (versiunea tensorică a indicelui scalar). Raportul dintre spectrul tensorului și puterea scalară este dat de

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

unde 2 apare din cauza celor două polarizări ale modurilor tensoriale. Datele CMB 2015 din satelitul Planck oferă o constrângere de . ${\ displaystyle r <0,11}$

Fluctuații adiabatic / izocurvatură

Fluctuațiile adiabatice sunt variații ale densității în toate formele de materie și energie care au densități fracționale egale peste / sub densitatea numărului. De exemplu, o supra-densitate a fotonului adiabatic a unui factor de doi în densitatea numerică ar corespunde și unei supra-densități de doi electroni . Pentru fluctuațiile izocurvaturii, variațiile densității numerice pentru o componentă nu corespund neapărat variațiilor densității numerice în alte componente. Deși se presupune de obicei că fluctuațiile inițiale sunt adiabatice, posibilitatea fluctuațiilor izocurvaturii poate fi luată în considerare având în vedere datele cosmologice actuale. Datele actuale de fundal cosmice cu microunde favorizează fluctuațiile adiabatice și constrâng modurile de materie întunecată rece, izocurvatură necorelată , să fie mici.

Vezi si

Referințe

linkuri externe

Crotty, Patrick, „Se limitează la perturbațiile izocurvaturii din datele CMB și LSS”. Scrisori de revizuire fizică. arXiv : astro-ph / 0306286
Linde, Andrei, "Cosmologia cuantică și structura universului inflaționist". Discuție invitată. arXiv : gr-qc / 9508019
Peiris, Hiranya , "Primul an Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Inflation". Jurnal astrofizic. arXiv : astro-ph / 0302225
Tegmark, Max, „Parametri cosmologici din SDSS și WMAP”. Revizuire fizică D. arXiv : astro-ph / 0310723

Languages

In other projects