Wie ist der Prozess, durch den sich die im CMB nachgewiesenen Dichteschwankungen zu den ersten Sternen entwickelt haben?

Die Schwankungen im CMB, auf die Sie sich beziehen, sind (unter anderem) Über- und Unterdichten in der Materieverteilung des frühen Universums. Eine Überdichte liegt vor, wenn eine Region des Raums eine dichtere Verteilung der Materie aufweist als der Durchschnittswert des restlichen Raums. Die Dichte liegt buchstäblich über dem Hintergrundwert.

Wenn die Massenverteilung des Universums vollkommen gleichmäßig gewesen wäre, gäbe es keine Netto-Gravitationskraft auf irgendetwas, weil eine gleiche Menge an Masse in alle Richtungen einen Netto-Aufhebungseffekt hätte. Wenn Sie jedoch Über- und Unterdichten haben, lässt die ungleiche Verteilung zu, dass es lokale Schwerpunkte gibt. Denken Sie daran, dass sich die Schwerkraft mit Lichtgeschwindigkeit bewegt. Denken Sie auch daran, dass die Inflation (die lange vor der Rekombination stattfand) das Universum um einen Faktor von etwa vergrößerte$e^{60}$In$10^{-34}s$. So ziemlich die einzigen Dinge, von denen ein Objekt danach eine Gravitationskraft spüren konnte, waren diejenigen, die sich innerhalb des Radius befanden, den das Licht nach der Inflation hätte zurücklegen können. Dies bedeutet, dass bei$380,000$Jahre, nur Dinge bis ca$380,000$Lichtjahre entfernt könnte irgendeinen Einfluss auf etwas haben (das ist eine Region, die ein paar Galaxien entfernt ist). Wenn diese kleinen Regionen in einem Bereich mehr Masse angehäuft hätten als in einem anderen (sie könnten sich beispielsweise auf einer Seite des "Hügels" einer der großen Überdichten befinden, die im CMB zu sehen sind), würde die Materie zu diesen Zentren hingezogen werden . Offensichtlich würde die Materie innerhalb von ein paar Lichtjahren die Gravitationszentren erreichen, bevor die Materie Tausende von Lichtjahren entfernt ist, also finden Sie heraus, dass sich kleine Körper in den überdichten Regionen zu bilden begannen.

Diese ersten kleinen Körper hatten vielleicht nicht genug Masse, um zu Sternen zu kollabieren, aber im Laufe der Zeit und mit der Ausweitung des Einflussbereichs der Gravitation nach außen bildeten sie zumindest lokale Kerne in größeren, überdichten Regionen. Als mehr Materie in jedes System fiel (und einige Körper würden auch zusammenfallen und eins werden), wurden sie schließlich groß genug, um Sterne zu bilden.

Die Entstehung der ersten Sterne vor 50 Millionen Jahren führte auch dazu, dass sich der Einfluss der Schwerkraft nun noch weiter ausdehnte, auf über 50 Millionen Lichtjahre. Dabei entstanden größere Muster in der Materiedichte; der Schwerpunkt eines überdichten Bereichs würde sich in manchen Fällen verschieben. Das bedeutet, dass auch die Sterne und andere Körper begannen, um diese Zentren herum zusammenzufallen und Sternsysteme zu bilden.

Im Laufe der Zeit setzt sich dieser Prozess fort, wobei sich der Gravitationseinfluss immer weiter ausdehnt und immer mehr die Form der Über- und Unterdichten in der Materieverteilung auf die darin befindlichen Objekte offenbart. Sterne und einfache Sterngruppen fielen zusammen, um Protogalaxien zu bilden ("Proto-" kann als "Baby" übersetzt werden). Protogalaxien fielen schließlich zusammen, um Galaxien zu bilden, die dann Galaxienhaufen, Superhaufen und (im derzeit größten Maßstab) galaktische Filamente bildeten .

Kommen Sie natürlich nicht auf die Idee, dass es nur Wasserstoff und Helium sind, die die ganze Schwerkraft dazu gebracht haben, die ersten Sterne zusammenfallen zu lassen. Dunkle Materie war extrem wichtig. Es lieferte den größten Teil der Masse in Überdichten und ist wirklich und wahrhaftig der Keim für den Gravitationskollaps in all die interessanten Objekte, die danach kamen.

Um Ihre Fragen zu beantworten, hat die Schwerkraft die ersten Sterne nach der Rekombination gebildet. Und Sie haben Recht, die Hot Spots im CMB sind zu groß, um sich direkt zu Sternen geformt zu haben, aber zum Glück ist die Schwerkraft nicht augenblicklich und sie bewegt sich mit Lichtgeschwindigkeit, nur kleine Regionen konnten zunächst miteinander kommunizieren, was erlaubte zuerst die Bildung kleiner Objekte und ermöglichte die Bildung von Sternen, als sich der Gravitationseinfluss nach außen ausdehnte. Somit konnten sich kleine Strukturen vor den großen bilden und die vielen gravitativ gebundenen Strukturen, die wir heute im Universum sehen, konnten sich auf natürliche Weise bilden.

Die Fluktuationen, die im CMB zu sehen sind, sind räumlich zu groß, um zu Sternen zu kollabieren. Sie sind die Protocluster und Proto-Supercluster unseres Universums. Die Amplitude der CMB-Fluktuationen ist jedoch nicht groß genug, um überhaupt durch Gravitation in die Haufen und Galaxien einzudringen, die wir heute sehen. (Kalte) Dunkle Materie ist dabei essentiell. Sie war vom Strahlungsfeld und thermischen Druck des frühen Universums entkoppelt und konnte so weit früher als baryonische Materie mit dem Prozess der Strukturbildung beginnen. Die Haufen und Galaxien fallen in die bereits bestehenden Gravitationspotentialtöpfe, die von der Dunklen Materie gebildet werden. Genau dieser Prozess wird durch einen Fadenkollaps beschrieben – dieses Bild aus numerischen Simulationen (gefunden beihttp://www.mpa-garching.mpg.de/galform/virgo/millennium/index.shtml ) zeigt, dass dieser Prozess bei Rotverschiebungen von etwa 20 begonnen hat, wenn die erste Sternentstehung begonnen haben könnte.

Von da an geht es darum, genügend Materie an einem Ort zusammenzubringen, damit sie gravitativ instabil wird, um weiter zu kollabieren. Die Schlüsselgröße ist die Jeansmasse, die proportional ist$T^{3/2} \rho^{-1/2}$. Gaswolken, die massereicher sind als die Masse der Jeans, neigen dazu, sich zusammenzuziehen, und wenn sie abkühlen und isotherm bleiben können, steigt die Dichte beim Kollaps und die Masse der Jeans wird kleiner - die Wolke kann in eine Ansammlung von Protosternen zersplittern.

Damit die Jeans-Masse stellare Größen erreicht, bedeutet dies für eine bestimmte Temperatur, dass die Dichte auf einen bestimmten Wert ansteigen muss. Dies wird die Bildung der ersten Sterne auslösen, irgendwann etwa 50-100 Millionen Jahre nach dem Urknall (man nimmt an).