Utente:Vale maio/Sandbox3: differenze tra le versioni

Versione delle 15:57, 28 giu 2010

Versione delle 18:25, 28 giu 2010

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:la superdensità frazionale in ogni componente della materia (barioni, fotoni ...) è la stessa. Ovvero, se c'è l'1% di energia nei barioni in più rispetto alla media in un posto, con una densità adiabatica pura c'è anche l'1% in più di energia nei fotoni, e l'1% di energia in più nei neutrini, rispetto alla media. L'[[Inflazione (cosmologia)|inflazione cosmologica]] prevede che le perturbazioni primordiali sono adiabatiche.

*'''Isocurvature density perturbations'''

:la somma delle superdensità frazionali è pari a zero. Ovvero, una perturbazione in cui ad un certo punto vi è l'1% in più di energia in barioni rispetto alla media, l'1% in più di energia in fotoni rispetto alla media, e il 2% di energia in meno nei neutrini rispetto alla media, sarebbe una perturbazione '''isocurvature''' pura. Le stringhe cosmiche dovrebbero produrre per lo più perturbazioni primordiali '''isocurvature'''.

Lo spettro della CMB è in grado di distinguere questi due, perché queste due diverse perturbazioni producono differenti picchi in posizioni diverse. Le '''Isocurvature density perturbations''' producono una serie di picchi la cui scala angolare (valore ''l'' dei picchi) in rapporto di circa 1:2:3:...ref name="hu_white_1996">{{cite journal|last=Hu |first=W.|last2=White|first2=M.|year=1996|title=Acoustic Signatures in the Cosmic Microwave Background|journal=[[Astrophysical Journal]]|volume=471|pages=30–51|doi=10.1086/177951}}</ref>, mentre le perturbazioni di densità adiabatica producono picchi le cui posizioni sono in 1:2:3:...ref name="hu_white_1996">{{cite journal|last=Hu |first=W.|last2=White|first2=M.|year=1996|title=Acoustic Signatures in the Cosmic Microwave Background|journal=[[Astrophysical Journal]]|volume=471|pages=30–51|doi=10.1086/177951}}</ref>. Le osservazioni sono coerenti con le perturbazioni di densità primordiale, essendo completamente adiabatiche, fornendo un supporto chiave per l'inflazione, ed escludendo molti modelli di formazione delle strutture relative, come ad esempio le stringhe cosmiche.

*Isocurvature density perturbations

:the sum of the fractional overdensities is zero. That is, a perturbation where at some spot there is 1% more energy in baryons than average, 1% more energy in photons than average, and 2% ''lear'' energy in neutrinos than average, would be a pure isocurvature perturbation. [[Cosmic string]]s would produce mostly isocurvature primordial perturbations.

The CMB spectrum is able to distinguish these two because these two brands of perturbations produce different peak locations. Isocurvature density perturbations produce a series of peaks whose angular scales (''l''-values of the peaks) are roughly in the ratio 1:3:5:..., while adiabatic density perturbations produce peaks whose locations are in the ratio 1:2:3:...<ref name="hu_white_1996">{{cite journal|last=Hu |first=W.|last2=White|first2=M.|year=1996|title=Acoustic Signatures in the Cosmic Microwave Background|journal=[[Astrophysical Journal]]|volume=471|pages=30–51|doi=10.1086/177951}}</ref> Observations are consistent with the primordial density perturbations being entirely adiabatic, providing key support for inflation, and ruling out many models of structure formation involving, for example, cosmic strings.

Collisionless damping is caused by two effects, when the treatment of the primordial plasma as [[fluid]] begins to break down: