La cuestión es que la teoría de la perturbación cosmológica y la simulación del cuerpo N son dos herramientas diferentes para estudiar la evolución de las fluctuaciones cosmológicas y la formación de estructuras a gran escala.
Son diferentes porque las teorías de perturbación cosmológica solo son válidas en escalas lineales y cuasi lineales. Con eso me refiero a las escalas en las que el contraste de densidad de materia satisface la condición
[matemáticas] \ delta (\ textbf {x}, t) = \ frac {\ rho (\ textbf {x}, t) – \ bar {\ rho} (t)} {\ bar {\ rho} (t) } \ lesssim 1 [/ math].
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Esto se debe a que el supuesto subyacente de cualquier teoría de perturbación es que es válido expandir la cantidad de interés en torno a su solución lineal. En el caso del contraste de densidad,
[matemáticas] \ delta (\ textbf {x}, t) = \ sum_ {n = 1} ^ \ infty \ delta ^ {(n)} (\ textbf {x}, t) [/ math],
donde [matemáticas] \ delta ^ {(n)} \ propto \ delta ^ n (\ textbf {x}, t = 0) [/ matemáticas]. [1]
Como puede ver, si [math] \ delta (\ textbf {x}, t)> 1 [/ math] nuestra expansión, y por lo tanto, el enfoque de perturbación ya no tiene sentido.
En escalas lo suficientemente pequeñas como para que esto suceda, recurrimos a la otra arma para abordar el problema: las simulaciones de N cuerpos.
En la práctica, la teoría de la perturbación cosmológica se utiliza para extrapolar las condiciones iniciales a un desplazamiento al rojo muy alto, [math] z \ sim 99 [/ math], a un desplazamiento al rojo más bajo, pero no tan bajo como para que todavía estemos en el régimen lineal en escalas que nos interesan, típicamente, [matemáticas] z \ sim 49 [/ matemáticas] para estudios cosmológicos. [2] A partir de ahí, las configuraciones de materia se utilizan como entradas para nuestras simulaciones de N cuerpos, que llevan a cabo todo el camino hacia el desplazamiento al rojo 0.
[1] [astro-ph / 0112551] Estructura del universo a gran escala y teoría de la perturbación cosmológica
[2] http://www.personal.psu.edu/duj1…
