[¯|¯] Il disaccoppiamento radiazione-materia. La superficie di ultimo scattering

In una lezione precedente abbiamo visto che le principali informazioni sul comportamento dei modelli di Friedmann sono contenute nell'equazione differenziale:

Ricordiamo che

dove w è un indice che distingue i modelli a radiazione dominante (w=1/3) da quelli a materia dominante (w=0). In linea di principio, la densità totale dell'universo può essere espressa come somma dei contributi provenienti dalle singole componenti del plasma cosmologico in una data epoca. Quindi:

Conseguentemente, il parametro di densità si esprime come:

Se ci riferiamo all'epoca attuale le formule precedenti si scrivono:

Esplicitiamo i singoli termini.

Qui ρ_0m è la densità della materia, ρ_0r è la densità della radiazione, mentre ρ_0&bu; è il contributo proveniente dai neutrini. La presenza di ρ_0r si giustifica osservando che il modello standard hot big-bang prevede l'esistenza di una componente radiativa. Più precisamente, l'universo è riempito da una radiazione di corpo nero, detta radiazione di fondo cosmico (CBR o CMBR) di lunghezza d'onda 0.1cm =0r=2.75K. In altri termini, l'universo attuale emette come un corpo nero in equilibrio termodinamico alla temperatura T_0r=2.75K. Come è noto, l'energia emessa nell'unità di tempo (potenza) da un corpo nero in equilibrio alla temperatura T è:

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