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<math>\mathit{T}_r = 2,728 (1 + \mathit{z})\,</math>
=== Spettro di potenza ===
===Anisotropie primarie===▼
Lo strumento matematico che consente di studiare le anisotropie di temperatura è lo sviluppo in [[armoniche sferiche]] <math>Y_{lm}(\theta,\phi)</math> delle variazioni di temperatura <math>\Delta T (\theta,\phi)</math>:
<math>
\Delta T (\theta,\phi) = \sum_{lm} a_{lm} Y_{lm}(\theta,\phi) \qquad l=1\ldots+\infty; \qquad -l\leq m\leq l;
</math>
dove <math>\theta</math> e <math>\phi</math> sono le coordinate angolari, <math>l=180^\circ/\Delta\theta</math> rappresenta l'ordine di multipolo e <math>a_{lm}</math> rappresenta il momento di multipolo relativo ad un dato valore di <math>l</math> e ad uno dei <math>2l+1</math> valori di <math>m</math>. Per questi coefficienti è prevista media nulla <math>\langle a_{lm}\rangle = 0</math> e varianza <math>C_l\equiv\langle |a_{lm}|^2\rangle</math> diversa da zero. L'insieme dei <math>C_l</math> forma lo [[spettro di potenza]] che mostra l'intensità delle armoniche al variare dell'ordine di multipolo. Il fatto che i <math>C_l</math> non dipendano da <math>m</math> implica l'assenza di una direzione privilegiata.
== Anisotropie della CMBR ==
[[File:PowerSpectrumExt.svg|thumb|right|300px|Spettro di potenza delle anisotropie di temperatura della CMB in termini di scala angolare (o momenti di multipolo). La linea continua mostra l'andamento teorico mentre i punti i dati sperimentali. I dati provengono dale sonde [[WMAP]] (2006), [[Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver|Acbar]] (2004) [[esperimento BOOMERanG|Boomerang]] (2005), [[Telescopio CBI|CBI]] (2004), e [[Telescopio VSA|VSA]] (2004).]]
La radiazione cosmica di fondo presenta un'alta isotropia, indice di una notevole omogeneità del [[Fisica del plasma|plasma]] primordiale. Tale omogeneità però non avrebbe portato alla creazione di strutture come [[galassia|galassie]] e [[Ammasso stellare|ammassi]]. La presenza di questi oggetti implica delle [[anisotropia|anisotropie]] del plasma. La CMB presenta due tipologie di anisotropie, chiamate primarie e secondarie.
▲===Anisotropie primarie===
L'[[anisotropia]] della radiazione cosmica di fondo è divisa in due tipi: ''anisotropia primaria'', a causa degli effetti che si verificano sulla superficie di ultimo scattering e prima, e''anisotropia secondaria'', a causa di effetti quali le interazioni con gas caldo o il potenziale gravitazionale, tra la superficie di ultimo scattering e l'osservatore.
La struttura delle anisotropie è determinata principalmente da due effetti: ''oscillazioni acustiche'' e ''diffusione di smorzamento''. Le oscillazioni acustiche sorgono a causa di una concorrenza nel plasma [[fotone]]-[[barione]] nell'universo primordiale. La pressione dei fotoni tende a cancellare le anisotropie, mentre l'attrazione gravitazionale dei barioni, in movimento a velocità molto più basse della luce, li rende leggeri e tendono a collassare formando aloni densi. Questi due effetti concorrono a creare oscillazioni acustiche che danno al fondo a microonde la sua struttura caratteristica a picco. I picchi corrispondono, grosso modo, a risonanze in cui i fotoni si dissociano quando un particolare modo è al suo picco di ampiezza.
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