Las perturbaciones de densidad primordiales o las fluctuaciones de densidad son variaciones de densidad en el universo primitivo que sirvieron como semillas para la formación de la estructura. Según la opinión más extendida, estas fluctuaciones tuvieron su origen en la inflación cósmica.
¿Cómo pueden las perturbaciones inflacionarias afectar la densidad de materia/radiación? La fase inflacionaria ocurrió y terminó mucho antes de que comenzara la era dominada por la radiación y la materia. ¿Cómo puede entonces (fluctuaciones del campo de inflación) las perturbaciones dejan huellas en la densidad o la materia y la radiación?
¿Por qué cuántica? A menudo, estas fluctuaciones se denominan fluctuaciones cuánticas en lugar de clásicas. Pero ¿no podemos considerar simplemente como perturbaciones clásicas no homogéneas en el fondo del campo inflatón clásico homogéneo?
Coincidentemente, un párrafo de mi tesis sirve exactamente para responder a esta pregunta:
Al comienzo de esta sección, mencioné que las fluctuaciones cuánticas en el campo inflatón proporcionan las semillas para el espectro de potencia observado en el CMB. Lo que observamos es un espectro de potencia de perturbaciones de temperatura que son gaussianas y tienen amplitudes casi invariantes de escala. Las fluctuaciones cuánticas surgen en el campo inflatón debido a la ambigüedad en cualquier definición de vacío en un espacio curvo. Como muestran Birrell y Davies en Quantum Fields in Curved Space, incluso en un universo FLRW simplista, la expansión del espacio provoca fluctuaciones cuánticas en los estados de vacío. En términos de nuestro campo de inflación durante la inflación, esto se explica como un acoplamiento de la expansión métrica al campo de inflación a través de su masa. A medida que la inflación avanza y la curvatura del espacio cambia, esto alimenta con energía cualquier perturbación en el campo inflatónico, lo que equivale a la generación de fluctuaciones cuánticas (Birrell y Davies). El acoplamiento del campo a la expansión métrica también significa que las perturbaciones en el campo inflatón se convierten en perturbaciones de la métrica, lo que les permite sobrevivir sin la presencia del campo inflatón (referencia arXiv). Debido a que las escalas más grandes que el horizonte de Hubble comóvil se "congelan" y debido a que el horizonte de Hubble comóvil disminuye a lo largo de la inflación, las perturbaciones a gran escala de la era inflacionaria han sobrevivido hasta la actualidad.
Repasemos lo que quise decir con todo esto. Como sugiere, esto significa que muchas perturbaciones comienzan como el clásico inhomogeneidades. Sin embargo, debido a que no puede definir adecuadamente un vacío en un espacio muy curvado (el tipo de curvatura presente durante el inflado), cualquier perturbación adicional o de escala extremadamente pequeña que surja en el campo durante el inflado recibe energía de la curvatura cambiante. Birrell y Davies realmente hicieron un buen trabajo al explicar esto, así que los animo a que lo lean, pero basta con decir que no encontrarán perturbaciones adicionales que se formen y crezcan a partir del espacio curvo de ningún mecanismo clásico. Solo los efectos cuánticos se aprovechan de la ambigüedad de un "vacío" en un espacio muy curvo; por lo que las fluctuaciones resultantes deben ser de naturaleza cuántica.
El párrafo de mi tesis debería haberte convencido de que las perturbaciones sobreviven al campo inflatónico del que se originan. Se convierten en perturbaciones en la métrica. Si el fondo después de la inflación conduce a una distribución homogénea de materia y radiación, entonces cualquier perturbación en la métrica (es decir, el factor de escala) - correspondiente a perturbaciones similares en el estado final del campo inflatón - produce sobredensidades y subdensidades en el Distribuciones de materia y radiación. Dado que prácticamente todas las escalas cruzaron el horizonte del Hubble durante la inflación, estas sobredensidades y subdensidades se "congelan" (lo que significa que no pueden homogeneizarse con el fondo) hasta que la expansión se ralentiza lo suficiente. Así es como las perturbaciones en convertirse en huellas en la densidad de la materia y la radiación. Entonces, dudo que necesite decirte cómo eso se convierte en las semillas para la formación de estructuras.
Referencias
Birrell, ND y Davies, PCW, Quantum Fields in Curved Space (1984) Cambridge: Cambridge University Press.
Baumann, Daniel, “Conferencias TASI sobre inflación”, (2012) [arXiv:0907.5424v2]
También mi tesis. Pero eso no está disponible públicamente, por lo que no tiene sentido dar el título, el autor y todo eso. Sin embargo, obtuve mi título, por lo que no puede haber estado completamente equivocado.