Inom fysisk kosmologi är kosmologisk störningsteori teorin genom vilken strukturutvecklingen förstås i Big Bang- modellen . Den använder generell relativitetsteori för att beräkna gravitationskrafterna som gör att små störningar växer och så småningom bildar stjärnor , kvasarer , galaxer och kluster . Det gäller bara situationer där universum är övervägande homogent, till exempel under kosmisk inflation .och stora delar av Big Bang. Man tror att universum fortfarande är tillräckligt homogent för att teorin ska vara en bra approximation på de största skalorna, men på mindre skalor måste mer sofistikerade metoder som N-kroppsmodellering användas.
På grund av den generella relativitetsteorinens mätinvarians är den korrekta formuleringen av kosmologisk störningsteori subtil. I synnerhet när man beskriver inhomogen rumtid finns det ofta inget föredraget val av koordinater. Det finns för närvarande två olika tillvägagångssätt för störningsteori i klassisk allmän relativitetsteori:
Teorin om mätinvariant störning är baserad på utvecklingen av Bardeen (1980), Kodama och Sasaki (1984), baserad på Lifshitz (1946) arbete. Detta är standardinställningen till allmän relativitetsteori för störningar inom kosmologi. Detta tillvägagångssätt används ofta för att beräkna anisotropier i den kosmiska mikrovågsbakgrunden inom ett fysiskt kosmologiprogram och fokuserar på förutsägelser som härrör från linjäriseringar som bevarar mätinvarians med avseende på Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker (FLRW) modeller. Detta tillvägagångssätt förlitar sig starkt på användningen av den newtonska motsvarigheten och har vanligtvis som utgångspunkt FRW-bakgrunden kring vilken störningarna utvecklas. Tillvägagångssättet är icke-lokalt och koordinatberoende, men gauge-invariant eftersom den resulterande linjära strukturen är uppbyggd från en given familj av bakgrundshyperytor som är sammankopplade med gauge-bevarande avbildningar för rum-tidsfoliationen. Även om detta tillvägagångssätt är intuitivt, hanterar det inte bra de icke-linjäriteter som är naturliga för allmän relativitet.
Inom relativistisk kosmologi som använder den lagrangska dynamiken Ehlers (1971) och Ellis (1971) är det vanligt att använda den mätinvarianta kovarianta störningsteorin som utvecklats av Hawking (1966) och Ellis och Bruni (1989). här, snarare än att utgå från bakgrunden och störa från bakgrunden, börjar man med en fullständig generell relativitetsteori och reducerar systematiskt teorin till en linjär kring en viss kvalifikation. Tillvägagångssättet är lokalt och både kovariant och mätinvariant men kan vara icke-linjärt eftersom tillvägagångssättet är uppbyggt kring observatörens lokala följeslagare (se rambunt ) som används för att genomsyra hela rumtiden. Detta tillvägagångssätt för störningsteori skapar differentialekvationer som har den korrekta ordningen som behövs för att beskriva de verkliga fysiska frihetsgraderna, och därför existerar inte icke-fysiska mätlägen. Vanligtvis uttrycks teorin utan koordinater. För tillämpningar av kinetisk teori , eftersom det krävs att använda hela tangentbunten , blir det bekvämt att använda tetradformuleringen av relativistisk kosmologi. Tillämpningen av denna metod för beräkning av anisotropier i den kosmiska mikrovågsbakgrunden kräver en linearisering av den fullständiga relativistiska kinetiska teorin utvecklad av Thorne (1980) och Ellis, Matravers och Tretsiokas (1983)