« Cosmologie/L'évolution des perturbations avant le découplage » : différence entre les versions
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Pour commencer ce chapitre, nous allons partir de l'équation
: <math>\frac{\partial^2 \delta}{\partial^2 t} + 2 H \frac{\partial \delta}{\partial t} = \frac{1}{a^2} \left[ c_s^2 \cdot d^2 \delta + \frac{\alpha \cdot d^2S}{p_m} + 4 \pi G \rho_m \delta \right]</math>
Dans le chapitre précédent, nous avons vu que le découplage a changé la dynamique des perturbations. Avant le découplage, l'évolution de l'univers était adiabatique. Du fait des interactions entre rayonnement et matière, le rayonnement restait prisonnier des surdensités de matière. Ne pouvant s'échapper sous forme de rayonnement, la chaleur restait coincée dans les surdensités. Ce n'est qu'après le découplage des photons que la matière et le rayonnement ont commencé à évoluer indépendamment l'une de l'autre. Le rayonnement a pu alors quitter les zones de sur-densité, vu qu'il n'interagissaient plus avec elles, et échanger de la chaleur avec l'environnement. Le rayonnement s'est progressivement dilué dans l'espace, alors que les sur-densités de matière sont restées, donnant des perturbations de matière pure. Les perturbations ne sont alors ni isothermes, ni adiabatiques.
Avant la recombinaison, le rayonnement et la matière étaient fortement couplé au point que toute sur-densité attirait aussi des photons en plus de la matière. Les photons ne pouvaient pas fuir de la sur-densité et ne pouvaient donc pas transférer la chaleur vers l'environnement. L'évolution du fluide cosmologique était donc adiabatique, ce qui a pour conséquence que l'entropie du fluide ne pouvait pas varier. Sous cette hypothèse, l'équation précédente se simplifie et devient :
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