La diferencia relativa entre la densidad local y la densidad promedio del universo.El contraste de densidad es un número adimensional que mide cuánto más densa o menos densa es una región del universo en comparación con el promedio cósmico. Se define como la diferencia entre la densidad local y la densidad media, dividida por la densidad media. Un valor positivo significa que la región es sobredensa, un valor negativo que es subdensa, y cero que es exactamente promedio. Esta cantidad es central en cosmología porque cuantifica las semillas de la estructura: pequeñas fluctuaciones iniciales en el contraste de densidad, impresas poco después del Big Bang, crecieron durante miles de millones de años bajo la gravedad para formar galaxias, cúmulos y la vasta red cósmica.
El concepto fue formalizado en la década de 1940 por Yakov Zeldovich y otros, basándose en trabajos anteriores de James Jeans y Georges Lemaître. El marco moderno de la teoría de perturbaciones lineales se desarrolló en las décadas de 1960 y 1970, con contribuciones clave de James Peebles y otros.
En el universo temprano, las fluctuaciones cuánticas se estiraron a escalas cósmicas durante la inflación, creando pequeñas variaciones en la densidad. Las regiones con un contraste de densidad ligeramente positivo ejercen una atracción gravitatoria más fuerte, atrayendo más materia y aumentando aún más su contraste. Este crecimiento descontrolado es contrarrestado por la presión en el plasma caliente, pero después de la recombinación (cuando el universo se enfrió lo suficiente para que se formaran átomos), el soporte de presión disminuyó y las regiones sobredensas colapsaron. La evolución del contraste de densidad se describe mediante la teoría de perturbaciones lineales para valores pequeños, y mediante simulaciones no lineales para valores grandes, lo que permite a los cosmólogos conectar las condiciones iniciales con la distribución observada de galaxias.
Se utiliza para analizar las anisotropías del fondo cósmico de microondas y los estudios de galaxias, lo que permite a los cosmólogos medir parámetros cosmológicos como la densidad de materia y la amplitud de las fluctuaciones primordiales.
El contraste de densidad del fondo cósmico de microondas es solo de aproximadamente una parte en 100,000, y sin embargo, esas diminutas fluctuaciones son las semillas de cada galaxia que vemos hoy.
| kappa | variable | weak lensing convergence — convergencia |
| theta | variable | angular position on the sky — angular position radian |
| chi | variable | comoving distance to the source — comoving distance metre |
| chi' | variable | comoving distance along the line of sight — comoving distance metre |
| q | variable | lensing efficiency function — lensing efficiency |
| a | variable | scale factor — factor de escala |
| f_K | variable | comoving angular diameter distance — comoving angular diameter distance metre |
| delta | variable | matter density contrast — contraste de densidad |
| H_0 | constante | current expansion rate of the universe — constante de Hubble = 2.2e-18 per second |
| Omega_m | constante | ratio of matter density to critical density today — matter density parameter = 0.315 |
| c | constante | speed of light in vacuum — velocidad de la luz = 299792458 metre per second |
| ∫ | operador | summation over infinitesimal elements — integral |
| h | variable | Dimensionless Hubble constant (H0/100 km/s/Mpc) — hubble constant dimensionless |
| \Omega_{\rm GW} | variable | Gravitational wave energy density parameter — energy density parameter |
| \Delta\rho/\rho | variable | Density contrast (relative density perturbation) — contraste de densidad |
| \propto | operador | Indicates proportionality between the left and right sides — proportional to |
