Espectro de potência da RCFM

As perturbações na distribuição angular de temperatura da RCFM na esfera celeste podem ser representadas através de uma expansão em harmônicos esféricos, dada por

$$\frac{\Delta T}{T}(\theta,\phi)=\sum_{l=1}^{\infty}\sum_{m=-l}^{l}a_{lm}Y_{lm}(\theta,\phi),$$

a qual expressa as flutuações de um campo de radiação em função de dois ângulos $(\theta,\phi)$, em que $l\sim 180^{\circ}/\theta$ e os coeficientes $a_{lm}$ apresentam média nula. O valor esperado dos coeficientes $C_{l} \equiv \langle\vert a_{lm}\vert^{2} \rangle$, que representam a variância dos $a_{lm}$, define o espectro de potência das flutuações de temperatura da RCFM. Esse espectro é geralmente representado sob a forma $l(l+1)C_{l}~\times~l$ (Figura 5).

A posição, altura e espaçamento relativo entre os picos são sensíveis aos parâmetros cosmológicos dos modelos que representam o Universo. O conhe-cimento da forma do espectro de potência da RCFM permite estimar esses parâmetros e separar diferentes classes de modelos cosmológicos. Por exemplo, no caso da classe de modelos baseada em matéria escura fria, o primeiro pico acústico está localizado em $l\approx 200\sqrt{\Omega_{0}}$. Assim, a determinação da posição do primeiro pico permite estimar o parâmetro de densidade $\Omega_{0}$. Pode-se estimar o valor de alguns parâmetros cosmológicos, tais como $H_{0}$, $\Omega_{0}$, $\Omega_{b}$, $\Lambda$, pela determinação da posição e da amplitude dos picos do espectro de potência da RCFM.

 Figura 5: Espectro de potência das flutuações de temperatura da RCFM.