Respuesta corta : porque la gravedad es una fuerza de largo alcance y, en contraste con la fuerza electromagnética, siempre es atractiva.
Respuesta larga (más de una historia realmente):
El universo fue una vez como lo describe. De hecho, el asunto estaba “igualmente disperso por todo el universo” (el término técnico que utilizamos es homogéneo). Sabemos esto porque podemos verlo. Aquí hay una imagen de nuestro universo infantil, solo 380,000 años después del Big Bang (ahora somos 13.8 mil millones de años después del Big Bang):
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Este es el Fondo Cósmico de Microondas (CMB). No se deje engañar con estas fluctuaciones, son alrededor de 1 parte en 100,000. Aquí está la misma imagen antes de cualquier procesamiento:
Bastante homogéneo, ¿verdad? (los bits blanquecinos en el medio son fuentes de radio en nuestra propia galaxia, puedes ignorarlos con seguridad).
¿Entonces qué pasó? ¿Cómo llegó el universo a formar estructuras que actualmente observamos?
La temperatura en el universo temprano era muy alta y la materia estaba ionizada. Los fotones no podían viajar libremente, ya que los electrones libres los dispersaban muy rápidamente (en promedio, un fotón solo podía viajar una fracción de nanómetro antes de dispersarse). Esto significaba que el universo primitivo era opaco, similar a por qué no ves mucho en tu vuelo cuando estás en medio de una nube, a pesar de que hay luz a tu alrededor, y no podemos ver una instantánea anterior de el universo que la imagen de arriba. También significaba que la materia y la radiación estaban acopladas . La radiación ejerce presión sobre la materia. Cuando una sobre-densidad en la distribución de la materia atrae gravitacionalmente la materia y comienza a crecer, la presión de radiación actuaría en la dirección opuesta y la sobre-densidad comenzaría a oscilar entre un valor mínimo y un valor máximo. No se pudieron formar estructuras, y el universo permaneció bastante homogéneo.
A medida que el universo se expandió, se enfrió hasta el punto en que los átomos se formaban a un ritmo más rápido de lo que son destruidos por la radiación (cuando la radiación era de aproximadamente 3000 kelvin). Esto se llama la época de la recombinación (el nombre es muy engañoso, no hay nada al respecto. Pero los astrónomos simplemente no pueden nombrar las cosas correctamente). A medida que los átomos se formaron y capturaron los electrones, los fotones fueron libres de viajar sin obstáculos y nos alcanzaron 13.800 millones de años más tarde, produciendo la imagen de arriba.
Esto significa que poco después de la recombinación, se permite que las sobredensidades en la materia (lo que llamamos perturbaciones de densidad) crezcan atrayendo gravitacionalmente la materia. A medida que crecen las densidades excesivas, también lo hace su efecto gravitacional, y cuanto más rápido crecen más. Por supuesto, la materia también tiene una presión, que ayuda a contrarrestar la gravedad y evita un colapso gravitacional de toda la materia. Pero aún así no es tan eficiente como la presión de radiación en la era previa a la recombinación. Entonces las estructuras crecen gradualmente, de abajo hacia arriba (ver Formación de estructura jerárquica), produciendo galaxias y cúmulos de galaxias que vemos en el universo moderno:
* El cúmulo de galaxias Perseus
La formación de estructuras funciona en escalas cósmicas. Un proceso muy similar funciona en escalas mucho más pequeñas para formar estrellas (y eventualmente planetas) a partir de nubes moleculares dentro de las galaxias. Lo que es crucial en ese proceso es que el núcleo recientemente colapsado se enfría lo suficientemente rápido como para que el colapso continúe hasta la formación de estrellas en la vida típica de las nubes moleculares (alrededor de 10-20 millones de años).
Probablemente debería dejarlo así. Pero me siento culpable por dejar de lado una parte muy importante del rompecabezas: Dark Matter.
Si ejecuta una simulación cosmológica con solo materia y radiación normal (bariónica), comience con condiciones iniciales similares a las que observamos en el CMB, y deje que se ejecute durante 13.800 millones de años (en tiempo de simulación, por supuesto, no en tiempo real. Este tipo de simulaciones en realidad se usa ampliamente en la investigación cosmológica actual), formará estructuras, pero no se parecerá en nada a lo que vemos en el universo actual.
La imagen que comenzó a surgir desde los años 80 (y confirmada por recientes misiones de observación de CMB como WMAP y PLANCK) es que Dark Matter desempeñó un papel importante en la formación de la estructura jerárquica. La materia oscura se desacopla de la radiación mucho antes que la materia bariónica y, por lo tanto, su colapso comenzó antes. Luego formó lo que llamamos la red cósmica, con filamentos y láminas que se cruzan en los nodos que forman las semillas para la formación de cúmulos de galaxias.
Solo cuando incluimos este ingrediente en nuestras simulaciones cosmológicas podemos reproducir (estadísticamente) las características de las galaxias que observamos en el universo moderno.