Cosmologia

Espectro de potência da RCFM

As perturbações na distribuição angular de temperatura da RCFM na esfera celeste podem ser representadas através de uma expansão em harmônicos esféricos, dada por

a qual expressa as flutuações de um campo de radiação em função de dois ângulos (θ, Φ), em que l ~ 180º/0 e os coeficientes α_lm apresentam média nula. O valor esperado dos coeficientes C_l ≡ (|α_lm|²), que representam a variância dos α_lm, define o espectro de potência das flutuações de temperatura da RCFM. Esse espectro é geralmente representado sob a forma l(l + 1)C_l x l (Figura 5).

A posição, altura e espaçamento relativo entre os picos são sensíveis aos parâmetros cosmológicos dos modelos que representam o Universo. O conhe-cimento da forma do espectro de potência da RCFM permite estimar esses parâmetros e separar diferentes classes de modelos cosmológicos. Por exemplo, no caso da classe de modelos baseada em matéria escura fria, o primeiro pico acústico está localizado em l ≈ 200 √Ω₀. Assim, a determinação da posição do primeiro pico permite estimar o parâmetro de densidade Ω_o. Pode-se estimar o valor de alguns parâmetros cosmológicos, tais como H_o, Ω_o, Ω_o, Λ pela determinação da posição e da amplitude dos picos do espectro de potência da RCFM.

Carlos Alexandre Wuensche - Criado em 2005-06-02