Kosma fona radiado: Malsamoj inter versioj
[kontrolita revizio] | [kontrolita revizio] |
Enhavo forigita Enhavo aldonita
DidCORN (diskuto | kontribuoj) e Malizotropeco ---> neizotropeco |
DidCORN (diskuto | kontribuoj) eNeniu resumo de redakto |
||
Linio 76:
== Polarizo ==
[[Dosiero:WMAP 3yr EE.png|
La kosma fona radiado estas [[polarizo de ondo|polarizita]] je la nivelo de kelkaj mikrokelvinoj. Estas du specoj de polarizo de la ondo, nomataj kiel ''E''-reĝimoj kaj ''B''-reĝimoj. Ĉi tiu estas en analogeco al [[elektrostatiko]], en kiu la elektra kampo (''E''-kampo) havas nulan [[kirlo (matematiko)|kirlon]] kaj la magneta kampo (''B''-kampo) havas nulan [[diverĝenco]]n. La ''E''-reĝimoj aperas de [[verŝado de Thomson]] en nehomogena plasmo. La ''B''-reĝimoj, kiu ne estas mezuritaj kaj estas opiniataj al havi amplitudon de maksimume 0,1 µK, ne estas produktitaj sole de la plasmaj efikoj. Ili estas signaloj de [[kosma inflacio]] kaj estas difinitaj per la denseco de denaskaj [[gravita ondo|gravitaj ondoj]]. Detektado de la ''B''-reĝimoj estas ege malfacila, aparte pro tio ke ilia forteco estas nekonata, kaj la [[malforta gravita lensado]] miksas la relative fortan ''E''-reĝiman signalon kun la ''B''-reĝima signalo.
Linio 85:
La norma interpretado de ĉi tiu temperatura variado estas simpla rapida [[ŝovo de Doppler]] - [[ruĝenŝoviĝo]] kaj [[bluenŝoviĝo]] pro moviĝo relative al la kosma fona radiado.
De la datumoj pri kosma fona radiado sekvas, ke nia loka grupo
Tamen ekzistas ankaŭ alternativaj kosmosciencaj modeloj, kiuj povas ekspliki iun parton de la observita dupolusa temperatura distribuo de la kosma fona radiado.
== Historio de malkovro ==
|