El universo fue, de hecho, muy, muy homogéneo para comenzar. Sin embargo, las pequeñas fluctuaciones de la mecánica cuántica al principio hicieron que algunas secciones del universo fueran un poco más densas que otras. La teoría predominante es que el universo se expandió extraordinariamente rápido después del Big Bang en un proceso conocido como inflación. En este universo más grande, les tomó varios cientos de miles de años para que estas pequeñas perturbaciones de materia se unieran gravitacionalmente en las primeras estrellas y, finalmente, en las primeras galaxias. El resto de la estructura siguió desde allí.
No abordaré toda la cuestión de energía / materia, pero aplicamos absolutamente estadísticas a la distribución de la materia en el universo. PJE Peebles analiza la “función de correlación” de la agrupación de galaxias en su libro Principios de cosmología física . Responde a la pregunta, “dado que una galaxia está en alguna posición, ¿cuál es la probabilidad de que haya otra galaxia a cierta distancia?”
Una estadística muy relacionada se conoce como el “espectro de potencia”. En un mundo con información perfecta, conocer la función de correlación determina completamente el espectro de potencia dado que las dos son transformadas de Fourier entre sí. El espectro de potencia básicamente le dice cuánta estructura existe en cada escala de longitud. Esta estadística se usa tanto para describir la distribución de galaxias a través del universo, como también para describir las fluctuaciones de temperatura del fondo cósmico de microondas (CMB). La distribución de temperaturas en el CMB se utiliza para restringir los modelos que describen la evolución del universo temprano y, por lo tanto, para comprender la física fundamental que subyace al universo en el que vivimos hoy.
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