Différences entre les versions de « Cosmologie/Le spectre de puissance des perturbations »

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===L'équation d'évolution des perturbations et le spectre de puissance===
 
Dans le chapitre précédent, nous avions vu que les perturbations se sont formées lors du découplage. Précisément, les perturbations ont évoluées avant le découplage, mais elles se sont gelées lors du découplage. Le spectre de puissance des perturbations est donc un reliquat du découplage et on doit en trouver la trace dans le fond diffus cosmologique (on en dira plus dans quelques chapitres). Les perturbations ayant cessé d'évoluer après le découplage, l'évolution de ces perturbations est donc guidée par l'équation suivante, vue dans le chapitre précédent, qui décrit l'évolution des perturbations après le découplage :
 
: <math>\frac{\partial^2 \delta}{\partial^2 t} + 2 H \frac{\partial \delta}{\partial t} - 4 \pi G \rho_m \cdot \delta = 0</math>
 
On a vu plus haut que le champ de densité est décrit par la transformée de Fourier suivante :
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