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==Relazioni con il Big Bang==
Le misurazioni della radiazione cosmica di fondo hanno fatto della teoria inflazionistica del Big Bang il modello standard delle prime epoche dell'universo<ref>{{cite journal|last=Scott|first=D.|year=2005|title=The Standard Cosmological Model|bibcode=2005astro.ph.10731S|id={{arxiv|astro-ph/0510731}}}}</ref>. Questa teoria prevede che le condizioni iniziali per l'universo sono originariamente di natura casuale, e seguono una [[Variabile casuale normale|distribuzione di probabilità approssimativamente gaussiana]], la quale, messa in grafico a sezioni trasversali, mostra curve a forma di campana. Analizzando questa distribuzione a diverse frequenze, viene generato una densità spettrale, o spettro di potenza. Lo spettro di potenza di queste fluttuazioni è stato calcolato, e concorda con le osservazioni, ad esempio, l'ampiezza complessiva delle fluttuazioni, sono più o meno liberi parametri del modello dell'inflazione cosmica<ref>{{cite arxiv|last=Turner|first=M. S.|year=2002|title=The New Cosmology: Mid-term Report Card for Inflation|class=astro-ph|eprint=astro-ph/0212281}}</ref. Pertanto, le dichiarazioni significative circa la disomogeneità nell'universo devono essere di natura statistica. Questo porta a [[varianza cosmica]], in cui le incertezze nella varianza delle fluttuazioni osservate su grande scala nell'universo sono difficili da comparare con precisione alla teoria. Il modello utilizza un [[campo gaussiano casuale]] con una [[invarianza di scala]] o spettro di Harrison-Zel'dovich a rappresentare la disomogeneità primordiale<ref>{{cite arxiv|last=Torres|first=S.|year=1993|title=Topological Analysis of COBE-DMR CMB Maps|class=astro-ph|eprint=astro-ph/9311067}}</ref> <ref>{{cite book|last=Thompson|first=J. M. T.|year=2005|title=Advances in Astronomy|pages=24–25|publisher=[[Imperial College Press]]|isbn=1860945775 }}</ref>.
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