În cosmologia fizică , teoria perturbației cosmologice este teoria prin care evoluția structurii este înțeleasă în modelul Big Bang . Folosește relativitatea generală pentru a calcula forțele gravitaționale care provoacă mici perturbații să crească și în cele din urmă să formeze stele , quasari , galaxii și clustere . Se aplică doar situațiilor în care universul este predominant omogen, cum ar fi în timpul inflației cosmice .și mari părți ale Big Bang-ului. Se crede că universul este încă suficient de omogen pentru ca teoria să fie o bună aproximare la cele mai mari scări, dar la scări mai mici trebuie folosite metode mai sofisticate, cum ar fi modelarea N-corpi.
Din cauza invarianței gauge a relativității generale, formularea corectă a teoriei perturbațiilor cosmologice este subtilă. În special, atunci când se descrie spațiu-timp neomogen, adesea nu există o alegere preferată de coordonate. În prezent, există două abordări diferite ale teoriei perturbațiilor în relativitatea generală clasică:
Teoria perturbației invariante de gauge se bazează pe dezvoltările lui Bardeen (1980), Kodama și Sasaki (1984), bazate pe lucrările lui Lifshitz (1946). Aceasta este abordarea standard a teoriei perturbațiilor relativității generale pentru cosmologie. Această abordare este utilizată pe scară largă pentru a calcula anizotropiile în fundalul cosmic cu microunde în cadrul unui program de cosmologie fizică și se concentrează pe predicțiile care decurg din liniarizări care păstrează invarianța gabaritului în raport cu modelele Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker (FLRW). Această abordare se bazează în mare măsură pe utilizarea omologului newtonian și are de obicei ca punct de plecare fundalul FRW în jurul căruia se dezvoltă perturbațiile. Abordarea este non-locală și dependentă de coordonate, dar invariantă de gabarit, deoarece structura liniară rezultată este construită dintr-o familie dată de suprafețe de fundal care sunt conectate prin mapări care păstrează gabaritul pentru folierea spațiu-timp. Deși această abordare este intuitivă, nu gestionează bine neliniaritățile care sunt naturale relativității generale.
În cosmologia relativistă utilizând firul lagrangian al dinamicii Ehlers (1971) și Ellis (1971) este obișnuită să se folosească teoria perturbației covariante invariante de gauge dezvoltată de Hawking (1966) și Ellis și Bruni (1989). aici, mai degrabă decât să plecăm de la fundal și să perturbăm departe de fundal, începe cu o teorie completă a relativității generale și reduce sistematic teoria la una liniară în jurul unei anumite calificări. Abordarea este locală și atât covariantă, cât și invariantă de ecartament, dar poate fi neliniară, deoarece abordarea este construită în jurul cadrului însoțitor local al observatorului (vezi pachetul de cadre ) care este folosit pentru a pătrunde întregul spațiu-timp. Această abordare a teoriei perturbațiilor creează ecuații diferențiale care au ordinea corectă necesară pentru a descrie adevăratele grade fizice de libertate și, prin urmare, moduri de măsurare non-fizice nu există. De obicei, teoria este exprimată fără coordonate. Pentru aplicațiile teoriei cinetice , deoarece este necesar să se utilizeze întregul fascicul tangent , devine convenabil să se utilizeze formularea tetradă a cosmologiei relativiste. Aplicarea acestei abordări la calculul anizotropiilor în fondul cosmic cu microunde necesită o liniarizare a teoriei cinetice relativiste complete dezvoltate de Thorne (1980) și Ellis, Matravers și Tretsiokas (1983)