Contraste de densité

En astronomie extragalactique et en cosmologie, le Modèle:Terme défini est un paramètre utilisé dans l'étude de la formation des grandes structures pour indiquer où il existe des surcharges locales de densité de matière. Il est noté :

$\mathrm{\Delta }=\frac{\partial \varrho }{\varrho }$

Le contraste de densitéModèle:SfnModèle:,Modèle:Sfn est défini parModèle:SfnModèle:,Modèle:SfnModèle:,Modèle:Sfn :

$\delta =\frac{\rho -\overline{\rho }}{\overline{\rho }}=\frac{\mathrm{\Delta }\rho }{\overline{\rho }}=\frac{\rho }{\overline{\rho }}-1$,

oùModèle:SfnModèle:,Modèle:Sfn :

• $\overline{\rho }=\overline{\rho }(t)$ est la masse volumique moyenne de l'Univers, supposée constante,
• $\rho =\rho (\overrightarrow{x},t)$ est la masse volumique locale à une position $x$ et un instant $t$,

avecModèle:Sfn :

• $\mathrm{\Delta }\rho =\mathrm{\Delta }\rho (\overrightarrow{x},t)=\rho (\overrightarrow{x},t)-\overline{\rho }(t)$,

et oùModèle:SfnModèle:,Modèle:Sfn :

• $\delta =\delta (\overrightarrow{x},t)$ est le contraste de densité à la position $x$ et à l'instant $t$ considérés.

Ainsi défini, le contraste de densité est un nombre sans dimensionModèle:Sfn qui exprime l'écart relatif à la moyenneModèle:Sfn.

On pense qu'après la phase fulgurante de l'inflation, bien que l'Univers fût essentiellement uniforme, la densité de quelques régions ait pu marquer une très légère sur-densité (de l'ordre d'un millième de milliardième). L'horizon des distances s'élargissant, la masse le composant et en liaison causale (c'est-à-dire liées gravitationnellement) ont augmenté jusqu'à atteindre la masse de Jeans et a commencé à s'effondrer, ce qui a permis la formation des galaxies, des amas de galaxies, des superamas et des filaments de galaxies.

Voir aussi

Bibliographie

• Modèle:Chapitre.
• Modèle:Ouvrage.
• Modèle:Ouvrage.
• Modèle:Chapitre.

Articles connexes

• Spectre de Harrison-Zel'dovich
• Inflation cosmique

Liens externes

• Modèle:Lien web.
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