La formation des structures est le processus primordial de genèse des structures de l'Univers observable actuel à partir d'un état dense, chaud et surtout quasiment uniforme.. Comprendre ce passage de l'homogène et uniforme à une grande diversité de structures est un enjeu fondamental en cosmologie.....
Généralités Selon les modèles actuels, la structure de l'univers observable s'est formée au cours des étapes suivantes. Univers nouveau-né : à ce stade, un mécanisme tel que l'inflation cosmique est la cause des conditions initiales de l'Univers : l'homogénéité, l'isotropie et l'absence de courbure.. Plasma primordial : l'Univers est dominé par le rayonnement pendant la majeure partie de cette étape, et du fait du libre déplacement, les structures ne peuvent s'amplifier par gravitation. Néanmoins, une évolution importante se produit, la nucléosynthèse primordiale, qui crée les éléments primordiaux et l'émission du rayonnement du fond diffus cosmologique. La structure détaillée de l'anisotropie du fond diffus cosmologique est aussi créée lors de cette phase. Croissance linéaire des structures : une fois que domine la matière, en particulier la matière noire froide, l'effondrement gravitationnel de l'Univers peut commencer et amplifier les faibles défauts d'homogénéité demeurés après l'épisode d'inflation cosmique, causant la chute de la matière vers les régions denses et accentuant la rareté de la matière dans les régions où elle était initialement raréfiée. À ce stade, les inhomogénéités de densité sont décrites par une simple équation différentielle linéaire.. Croissance non linéaire des structures : au fur et à mesure de l'accroissement de densification des régions déjà denses, l'approximation linéaire qui décrit les inhomogénéités de densité commence à ne plus être valable (des particules adjacentes peuvent éventuellement commencer à se croiser selon des caustiques) et un traitement plus détaillé, utilisant pleinement la théorie newtonienne de la gravité, devient nécessaire. À côté de l'expansion de l'Univers en arrière-plan, causée par la relativité générale, l'évolution sur ces échelles comparativement réduites est habituellement bien approximée par la théorie newtonienne. C'est à ce stade que commencent à se former des structures telles que les amas de galaxies ou les halos galactiques. Pourtant, à ce régime, seules les forces gravitationnelles sont significatives parce que la matière noire, dont on pense qu'elle n'interagit que faiblement, joue un rôle dominant.. Évolution astrophysique : l'étape finale de l'évolution se déroule lorsque les forces électromagnétiques prennent de l'importance dans l'évolution de la structure, où la matière baryonique s'agglomère densément, comme dans les galaxies et les étoiles. Dans certains cas, tels que les noyaux actifs de galaxies et les quasars, la théories newtonienne ne fonctionnent plus convenablement et la relativité générale devient significative. On l'appelle du fait de sa complexité : il faut tenir compte de nombreux effets complexes différents, dont la gravité, la magnétohydrodynamique et les réactions nucléaires.
Ces trois dernières étapes se produisent à des moments différents qui dépendent de l'échelle. Les échelles les plus grandes de l'Univers sont encore bien approximées par la théorie linéaire, alors que les amas et superamas de galaxies et de nombreux phénomènes localisés dans les galaxies doivent être modélisés au cours d'une approche nuancée, en prenant bien en compte toutes les forces. Ceci s'appelle la formation hiérarchique des structures : les structures liées gravitationnellement les plus petites en premier, c'est-à-dire les quasars et les galaxies, suivies par les groupes et amas puis les superamas de galaxies. On pense qu'à cause de la présence d'énergie sombre dans l'Univers, aucune échelle de structure supérieure ne peut s'y former.
L'Univers nouveau-né Du point de vue de la physique fondamentale, les tout premiers instants de l'Univers restent encore une époque mal comprise. La théorie qui prévaut, l'inflation cosmique, contribue assez bien à expliquer la courbure plate, l'homogénéité et l'isotropie de l'Univers, de même que l'absence de particules exotiques qui seraient des reliques de cette époque (telles que les monopôles magnétiques). Par surcroît, elle a permis de faire une prédiction cruciale confirmée par l'observation : l'Univers primordial était porteur de faibles perturbations qui ont généré la formation des structures dans l'Univers ultérieur. Ces fluctuations, alors qu'elles fondent toutes structures de l'Univers apparaissent seulement comme de faibles fluctuations de température à une partie pour cent mille. Pour illustrer cet aspect, c'est comparable à une carte topographique d'un continent où les différences de niveaux ne dépasseraient pas le centimètre. Ces fluctuations sont critiques, car elles sont les éléments à partir desquels se formeront et croîtront et finalement s'effondreront les plus grandes structures dans l'Univers pour donner des étoiles et des galaxies. Dans les années 1990, le satellite COBE (Cosmic Background Explorer) a fourni la première détection des fluctuations propres au rayonnement de fond diffus cosmologique.
On pense que ces perturbations ont des caractéristiques très spécifiques : elles forment un dont la fonction de covariance est diagonale et presque d'échelle invariante. Les fluctuations observées se sont révélées comme ayant exactement cette forme, et de plus, l’indice spectral (qui mesure la déviation d'un spectre d'échelle invariante - ou Harrisson-Zel'Dovitch - mesuré par le satellite WMAP est très proche des valeurs prédites par le modèle d'inflation le plus simple et le plus robuste. Autre propriété importante des perturbations primordiales, le fait qu'elles soient adiabatiques (ou isentropiques entre les différentes variétés de matières qui composent l'Univers), est prédit par l'inflation cosmique et a reçu la confirmation des observations.
D'autres théories de l'Univers nouveau-né, qui prétendent effectuer des propositions très proches, ont été proposées telle que la cosmologie des branes gazeuses, le modèle cyclique, le modèle pré-Big Bang et l'Univers holographique. Mais elles en restent aux prémisses et ne sont pas très largement acceptées. Quelques théories comme celle des cordes cosmiques ont été très largement faussées par des données d'une précision croissante.
Le problème de l'horizon vignette|droite|300px|En trait plein, la dimension physique du rayon de Hubble comme fonction du facteur d'échelle de l'Univers. En pointillé, la longueur d'onde physique d'un mode de perturbation. Le croquis illustre comment le mode de perturbation sort de l'horizon durant la période de l'inflation cosmique pour y retourner durant la phase de domination du rayonnement. Si l'inflation cosmique n'avait jamais eu lieu, et si la domination du rayonnement se prolongeait dans le passé jusqu'à la singularité gravitationnelle, alors le mode de perturbation ne serait jamais sorti de l'horizon dans les tout premiers âges de l'Univers.
Un concept très important dans la théorie de la formation des structures est la notion de rayon de Hubble, souvent appelé plus simplement l’horizon, parce qu'il est en relation étroite avec l'horizon des particules. Le rayon de Hubble est lié au paramètre de Hubble puisque , où est la vitesse de la lumière. En simplifiant, il définit le volume de l'Univers proche qui a été récemment (dans la dernière période d'expansion) en contact causal avec l'observateur. Comme l'Univers est en expansion constante, sa densité d'énergie diminue constamment (en l'absence de véritable matière exotique telle que l'énergie fantôme). Les équations de Friedmann établissent la relation entre la densité d'énergie de l'Univers et le paramètre de Hubble, et montre que le rayon de Hubble est en augmentation continue.
Dans la cosmologie du Big Bang, le problème de l'horizon relève que, sans l'inflation, les perturbations n'auraient jamais été en contact causal avant d'entrer dans l'horizon, et donc que l'homogénéité et l'isotropie de, par exemple, la distribution à grande échelle des galaxies ne peut pas être expliquée. C'est parce que, dans une cosmologie de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker ordinaire, le rayon de Hubble croît plus rapidement que l'expansion de l'espace, ainsi les perturbations n'entrent absolument jamais dans le rayon de Hubble, et elles ne sont pas exclues lors de l'expansion de l'espace. Ce paradoxe est résolu par l'inflation cosmique, qui suggère qu'il y a eu une phase d'expansion très rapide de l'expansion dans l'Univers nouveau-né, dans lequel le rayon de Hubble était presque constant. Aussi, l'isotropie à grande échelle observée aujourd'hui est causée par des fluctuations quantiques qui sont sorties de l'horizon pendant l'inflation cosmique.
Plasma primordial La fin de l'inflation s'appelle le réchauffement, lorsque les particules de l'inflation se désintègrent en un plasma thermique chaud d'autres particules. À cette époque, le contenu énergétique de l'Univers se présente entièrement sous forme de rayonnement, avec les particules du modèle standard affectées de vitesses relativistes (proches de la vitesse de la lumière). On pense que, le plasma se refroidissant, la baryogénèse et la leptogénèse se produisent, en même temps que le plasma de quark-gluon se refroidit, la rupture de symétrie électrofaible se produit et l'Univers devient alors principalement composé de protons, de neutrons et d'électrons ordinaires. L'Univers se refroidissant encore, la nucléosynthèse du Big Bang survient et sont alors créées de petites quantités de noyaux de deutérium, hélium et lithium. L'Univers se refroidissant tout en s'agrandissant, l'énergie des photons commence à se décaler vers le rouge, les particules deviennent non relativistes, et la matière ordinaire devient dominante dans l'Univers. Finalement, les atomes se forment lorsque les électrons libres se lient à des noyaux. Ceci supprime la diffusion Thomson des photons. Se combinant avec la raréfaction de la matière (et en conséquence, l'augmentation des libres parcours moyens des photons), l'Univers devient transparent, et le rayonnement micro-ondes du fonds diffus est émis à l'instant de la recombinaison (la surface de la dernière dispersion).
Oscillations acoustiques
L'amplitude des structures ne croît pas de façon substantielle durant cette époque. Pour la matière noire, l'expansion de l'espace (causée par la composante des grandes radiations) est tellement rapide que la croissance est entièrement supprimée pour les particules de matière noire non relativiste. De plus, la matière noire n'étant pas sous pression, l' empêche la croissance de petites structures. D'autre part, dans le fluide relativiste, la très grande pression empêche la croissance de structures plus grandes que la , qui est très proche du rayon de Hubble pour les rayonnements. D'où l'atténuation des perturbations.