¿Cómo colapsaron el hidrógeno y el helio para formar el primer objeto celeste del universo primitivo?

Tiene razón: si el universo fuera completamente uniforme al final de la era de la recombinación (a 380,000 años después del Big Bang), entonces no estaríamos aquí hoy; tomaría mucho tiempo para que cualquier estructura se forme.

Afortunadamente, este problema se resuelve con dos cosas: el período inflacionario cósmico y la materia oscura. El período inflacionario cósmico pasó de [matemáticas] T = 10 ^ {- 36} segundos [/ matemáticas] a [matemáticas] 10 ^ {- 31} segundos [/ matemáticas] después del Big Bang. Durante la época inflacionaria, el universo habría aumentado de volumen en un factor de [matemáticas] 10 ^ {78} [/ matemáticas] o más. Más importante aún, las muy pequeñas fluctuaciones cuánticas del campo inflacionario al comienzo de la inflación cósmica se habrían convertido en las protuberancias mucho más grandes que son visibles en la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB) que puedes ver en esta imagen:


(vea mi respuesta a Tiempo: ¿Qué tan atrás en el tiempo es posible ver? para obtener más información sobre el CMB).

Cada una de estas protuberancias anaranjadas en esta imagen es una vasta región que es aproximadamente 1 parte en 100,000 más densa que el promedio. ¡Cada una de estas protuberancias se convertirá hoy en una galaxia o en un cúmulo de galaxias!

Si el universo estuviera hecho de materia ordinaria, todavía tendríamos un problema. El problema es que el universo se calentó justo después de la recombinación, alrededor de 3000 K. El gas de hidrógeno y helio a esa temperatura tiene presión y resistirá el colapso gravitacional.

Pero somos salvados nuevamente debido a la materia oscura. La materia oscura no genera presión ya que no interactúa consigo misma o con la materia ordinaria. Por lo tanto, estas protuberancias en la distribución de la materia oscura colapsarán bajo la autogravitación para formar sobredensidades más significativas de la materia oscura en un tiempo relativamente corto. Son estas sobredensidades de materia oscura las que atraerán materia ordinaria para formar galaxias y estrellas.

¡Así que cada una de esas protuberancias que ves en la imagen CMB ya se habrá convertido en galaxias y cúmulos de galaxias llenas de estrellas y planetas!

Así que le expliqué sobre la longitud de los jeans en mi respuesta a su última pregunta.

¿Era la gravedad lo suficientemente fuerte como para hacer colapsar el polvo cósmico en el universo primitivo?

La longitud de Jeans es la escala de longitud en la que una nube de gas autogravitante uniforme es inestable contra el colapso gravitacional, y se encuentra mediante un análisis de estabilidad lineal de la ecuación de equilibrio hidrostático.

Para ver si la nube se colapsa y cómo hacerlo, debe ir más allá del análisis de estabilidad lineal y resolver las ecuaciones de tasa de Saha-Boltzmann acopladas y las ecuaciones gravitacionales / hidrodinámicas para ver qué sucede. Ya se ha hecho en computadoras muy grandes, con una química y transporte de radiación bastante realistas.

Hay al menos un error importante en sus suposiciones sobre lo que sucederá cuando realmente resuelva esas ecuaciones.

Principalmente, es de gran importancia que se formen algunas moléculas de H2: esto no solo permite que la energía de la unión de las moléculas se irradie, sino que una vez que hay moléculas de H2 presentes, pueden continuar colisionando con otros átomos en el nube, y por lo tanto estar excitado a estados vibratorios y rotacionales más altos, construidos tanto en el estado fundamental de la molécula como en el primer estado excitado electrónico.

Y así, las moléculas de H2 irradiarán continuamente energía infrarroja y visible, enfriando así la nube y permitiendo que siga colapsando.

Por lo tanto, la presencia de incluso un pequeño porcentaje de moléculas de H2 ayuda mucho, y la nube continuará colapsándose si es lo suficientemente grande inicialmente, aunque esto puede llevar unos pocos millones de años o más.

Además, los átomos más energéticos abandonarán la nube, lo que también ayudará a enfriarla. Entonces habrá una tasa de pérdida de masa, pero esto no dominará.

Se cree que las temperaturas iniciales del gas en las regiones de formación estelar, en el momento de la formación de las primeras estrellas, que se llaman estrellas de población III, habrían sido de aproximadamente 1000 K. La masa de Jeans habría sido de aproximadamente 500-1000 masas solares

Entonces, las primeras estrellas habrían sido muy masivas y, por lo tanto, de muy corta duración.

Como dice Frank, se necesitarán algunas no uniformidades y algo de materia oscura en el universo temprano para ayudar a provocar el colapso inicial a mayor escala y la formación de las primeras protogalaxias. Dentro de esas protogalaxias habrá, naturalmente, más no uniformidades a menor escala, y es dentro de esas no uniformitas que se formarán las primeras estrellas. Habrá una gran cantidad de materia oscura presente en las protogalaxias, que se cree que fueron mucho más pequeñas que las galaxias de hoy.

Es muy difícil alejarse de la existencia de materia oscura: hay evidencia bastante sólida de ello en el universo actual en la escala de los cúmulos de galaxias, y evidencia muy sólida de halo de materia oscura en las curvas de rotación de las regiones HII, muy lejos de las partes visibles de las galaxias espirales.

Las teorías alternativas a la materia oscura, como MOND, que Bekenstein ha favorecido en el pasado, no parecen ser convincentes en este momento: requerirían violar la gravitación newtoniana en la escala de longitud de una galaxia espiral. Tendrá que invertir toda la cosmología para que estos modelos funcionen. Nadie está cuestionando muy seriamente la materia oscura en estos días.