结构形成
结构形成，在物理宇宙学中是指星系、星系团和更大的结构在早期的微小密度波动中形成。从对宇宙微波背景辐射的观测可知，宇宙大约在138亿年前于一个炙热、稠密、几乎均匀的状态中开始[1]。然而，在今天的天空中，我们可以看到所有尺度的结构，从恒星和行星到星系，在更大尺度上的星系团和星系的片状结构被包含少量星系的巨大空洞隔开。构造形成试图模拟这些结构是如何由早期微小密度波纹的引力不稳定性形成[2][3][4][5]。
现在的Lambda-CDM模型成功地预测了观测到的星系、星系团和空洞的大尺度分布；但是在单个星系的尺度上，由于涉及重子物理、气体加热和冷却、恒星形成和回响的高度非线性过程，存在许多复杂状况。无论是透过观测，如哈伯超深空，还是通过大型电脑模拟，了解星系形成过程是现代宇宙学研究的一个主要课题。
概述
在现在的模型，可见宇宙的结构经由以下的阶段形成：
极早期宇宙
在这一阶段，一些机制，如宇宙膨胀，负责建立宇宙的初始条件：均匀性、各向同性、和平坦性[3][6]。 宇宙膨胀也会将微小的量子波动（膨胀前）放大为密度过高和密度不足（膨胀后）的轻微密度波动。
结构生长
早期宇宙是由辐射控制的；在这种情况下，因为引力势能波动保持不变，密度波动大于宇宙视界增长比例尺度因数。由于辐射控制阻碍了生长，小于视界的结构基本上仍然处于冻结状态。 随着宇宙膨胀，辐射密度下降得比物质快（由于光子能量的红移）；这导致宇宙大爆炸后约50,000年出现了一种称为物质-辐射相等的交叉现象。在这之后，所有的暗物质涟漪都可以自由生长，形成种子，重子随后会落入其中。在这个时代的宇宙大小，在物质功率谱中形成一个转换，可以用大的红移量测来测量。
复合
宇宙在这一阶段的大部分时间里都是由辐射控制的，由于强烈的热量和辐射，原始的氢和氦完全被电离成原子核和自由电子。在这种热且密集的情况下，在电子的汤姆森散射结束之前，辐射（光子）不能传播得很远。宇宙非常热，密度很高，但膨胀得也很快，因此温度持续下降而冷却。最后，在大爆炸之后约40万年，它变得足够冷（大约3,000K），质子可以捕获带负电的电子，形成中性的氢原子（由于氦原子有较大的结合能，在更早就形成）。一但几乎所有的带电粒子都被束缚在中性原子中，光子就不再与它们相互作用，在接下来的138亿年中自由传播；我们现在检测到这些光子红移了1,090倍，温度降至2.725K。它们成为宇宙微波背景（CMB，Cosmic Microwave Background），充塞在宇宙各处。几次引人注目的太空任务 （COBE、WMAP、Planck），已经探测到CMB有非常微小的密度和温度变化。虽然CMB在各个方向上几乎是一致的，但这些变化是微妙的。然而，这十万分之几的微小温度变化是非常重要的，因为它们基本上是早期的种子。宇宙中随后所有的复杂结构与变化，最终都是从这些种子发展出来的。
在最初40万年之后，宇宙发生的事情，层级结构的形成理论：较小的引力约束结构，像是包含第一颗恒星和星团的物质峰首先形成，以及随后的气体和暗物质合并形成星系，接着是星系群和星系团和星系的超星系团。
非常早期宇宙
相关条目
参考资料
- ^ Cosmic Detectives. The European Space Agency (ESA). 2013-04-02 [2013-04-15]. （原始内容存档于2019-02-11）.
- ^ Dodelson, Scott. Modern Cosmology. Academic Press. 2003. ISBN 978-0-12-219141-1.
- ^ 3.0 3.1 Liddle, Andrew; David Lyth. Cosmological Inflation and Large-Scale Structure. Cambridge. 2000. ISBN 978-0-521-57598-0.
- ^ Padmanabhan, T. Structure formation in the universe. Cambridge University Press. 1993. ISBN 978-0-521-42486-8.
- ^ Peebles, P. J. E. The Large-Scale Structure of the Universe. Princeton University Press. 1980. ISBN 978-0-691-08240-0.
- ^ Kolb, Edward; Michael Turner. The Early Universe. Addison-Wesley. 1988. ISBN 978-0-201-11604-5.