Amedeo Balbi, Il buio oltre le stelle, 2010
concordanze di «densità»
| n | autore | testo | anno | concordanza |
|---|---|---|---|---|
1 | 2010 | possa propagarsi facilmente. La densità, da quelle parti, è | ||
2 | 2010 | centigradi, e la sua densità è molto minore di | ||
3 | 2010 | onde che alteravano la densità del plasma primordiale. Queste | ||
4 | 2010 | opponendosi all’aumento di densità (pensate alla fatica che | ||
5 | 2010 | esempio, qual è la densità media dell’universo, arrivando | ||
6 | 2010 | spazio viviamo, sia la densità media di tutta la | ||
7 | 2010 | l’universo avesse una densità media di circa 10-29 grammi | ||
8 | 2010 | di carta. Se la densità fosse maggiore, la curvatura | ||
9 | 2010 | sfera, mentre se la densità fosse più piccola, la | ||
10 | 2010 | universo o la sua densità media, dunque, è completamente | ||
11 | 2010 | della sua curvatura. ¶ La densità media dell’universo controlla | ||
12 | 2010 | un freno. Se la densità media fosse più grande | ||
13 | 2010 | Al contrario, se la densità fosse inferiore al valore | ||
14 | 2010 | questo legame tra geometria, densità e destino dell’universo | ||
15 | 2010 | una stima della sua densità media? Un modo fu | ||
16 | 2010 | nel tempo, e la densità delle galassie cambia. Inoltre | ||
17 | 2010 | qual è la sua densità media; e quindi, quanta | ||
18 | 2010 | invece che la sua densità media deve essere vicina | ||
19 | 2010 | implicava che la sua densità non fosse troppo lontana | ||
20 | 2010 | osserviamo. La vicinanza della densità media al valore critico | ||
21 | 2010 | il valore critico della densità è un valore molto | ||
22 | 2010 | molto instabile. Se la densità ha un valore diverso | ||
23 | 2010 | è nulla. Se la densità è esattamente uguale a | ||
24 | 2010 | in eterno. (Ma la densità non resta costante: sia | ||
25 | 2010 | resta costante: sia la densità media che il valore | ||
26 | 2010 | fin dall’inizio una densità fissata con grandissima precisione | ||
27 | 2010 | tanto il valore della densità media a quello critico | ||
28 | 2010 | di piccole fluttuazioni di densità, che avevano con il | ||
29 | 2010 | del valore critico di densità. Ma se l’universo | ||
30 | 2010 | di tipo piatto, con densità pari al valore critico | ||
31 | 2010 | a un valore di densità centinaia di volte più | ||
32 | 2010 | a far raggiungere alla densità dell’universo il tanto | ||
33 | 2010 | si voleva che la densità media dell’universo raggiungesse | ||
34 | 2010 | ha previsto che la densità di materia sia prossima | ||
35 | 2010 | il valore critico di densità. Inoltre, le velocità degli | ||
36 | 2010 | Le altissime temperature e densità disponibili a quell’epoca | ||
37 | 2010 | un parametro fisico: la densità di tutti i neutroni | ||
38 | 2010 | nell’universo. Se la densità è alta, viene prodotto | ||
39 | 2010 | al contrario, se la densità è bassa, aumenta la | ||
40 | 2010 | determinare molto accuratamente la densità di tutti i neutroni | ||
41 | 2010 | disorientante. La stima della densità di atomi è più | ||
42 | 2010 | il valore critico della densità richiesto dall’inflazione e | ||
43 | 2010 | piattezza dell’universo. La densità in atomi è circa | ||
44 | 2010 | critica. Non solo: questa densità è troppo piccola anche | ||
45 | 2010 | una misura indipendente della densità di atomi nell’universo | ||
46 | 2010 | cui le perturbazioni di densità potevano collassare sotto la | ||
47 | 2010 | hanno concluso che la densità di atomi nel plasma | ||
48 | 2010 | nell’universo, limitano la densità di tutti gli atomi | ||
49 | 2010 | fornito un contributo alla densità dell’universo tale da | ||
50 | 2010 | grandi le perturbazioni di densità da cui ha inizio | ||
51 | 2010 | casuale delle fluttuazioni di densità generate durante l’inflazione | ||
52 | 2010 | a raggiungere valori di densità catastroficamente elevati in prossimità | ||
53 | 2010 | distribuzione e la sua densità. In questo modo si | ||
54 | 2010 | cinque per cento della densità critica (il valore di | ||
55 | 2010 | critica (il valore di densità che, ricordiamolo, è necessario | ||
56 | 2010 | considerare trascurabile la sua densità rispetto alla costante cosmologica | ||
57 | 2010 | quello in cui la densità della materia era esattamente | ||
58 | 2010 | da determinare era la densità media dell’universo. Ancora | ||
59 | 2010 | certa epoca. Valutare la densità media era il modo | ||
60 | 2010 | trovarono comodo esprimere questa densità nei termini del valore | ||
61 | 2010 | di curvatura spaziale, la densità media era esattamente pari | ||
62 | 2010 | di Hubble e della densità media dell’universo. La | ||
63 | 2010 | che il valore della densità fosse inferiore o superiore | ||
64 | 2010 | critico. In sostanza, la densità media della materia contenuta | ||
65 | 2010 | tachimetro; il valore della densità media controllava invece con | ||
66 | 2010 | a una stima della densità media del cosmo. Ma | ||
67 | 2010 | una misura della sua densità media. ¶ Tutto questo in | ||
68 | 2010 | e univoco tra la densità media della materia, la | ||
69 | 2010 | dell’espansione. Se la densità è inferiore a quella | ||
70 | 2010 | universo euclideo, con una densità esattamente pari a quella | ||
71 | 2010 | anche una misura della densità media dell’universo e | ||
72 | 2010 | il legame tra geometria, densità di materia e destino | ||
73 | 2010 | sosteneva Sandage. Con una densità pari a quella critica | ||
74 | 2010 | ribasso le stime della densità media. Questo, d’altra | ||
75 | 2010 | il valore critico di densità. Sembrava dunque che l | ||
76 | 2010 | che richiedevano che la densità fosse pari al valore | ||
77 | 2010 | i modelli a bassa densità avevano seri problemi a | ||
78 | 2010 | decelerato, e se la densità media di materia era | ||
79 | 2010 | difficoltà con la bassa densità che emergeva, inequivocabilmente, dalle | ||
80 | 2010 | settanta per cento della densità necessaria per arrivare al | ||
81 | 2010 | un universo a bassa densità. Ma se invece si | ||
82 | 2010 | da qualche parte la densità che mancava. ¶ E la | ||
83 | 2010 | doveva perciò contribuire alla densità totale del cosmo. Bisognava | ||
84 | 2010 | strana repulsione gravitazionale. La densità di materia raccolta in | ||
85 | 2010 | sorta di sostanza con densità di energia costante, e | ||
86 | 2010 | passare del tempo, la densità di energia del vuoto | ||
87 | 2010 | qualsiasi disuniformità presente nella densità dell’universo e da | ||
88 | 2010 | magnetici fino a una densità così bassa che non | ||
89 | 2010 | del vuoto ha una densità pari a circa il | ||
90 | 2010 | con geometria euclidea e densità pari al valore critico | ||
91 | 2010 | settanta per cento della densità totale, otteniamo che l | ||
92 | 2010 | misurato nei termini della densità critica. I cosmologi coniarono | ||
93 | 2010 | che dava informazioni sulla densità totale del cosmo e | ||
94 | 2010 | ricollassare. La misura della densità media della materia nell | ||
95 | 2010 | un universo ad alta densità, che andava incontro a | ||
96 | 2010 | procedere della contrazione, la densità non sarebbe potuta aumentare | ||
97 | 2010 | significa che la sua densità deve essere prossima a | ||
98 | 2010 | il destino cosmico. Alla densità totale contribuisce tanto la | ||
99 | 2010 | Le stime attuali della densità di materia e dell | ||
100 | 2010 | l’universo abbia una densità media prossima al valore | ||
101 | 2010 | modelli classici con bassa densità di materia (anche se | ||
102 | 2010 | del vuoto. ¶ Mentre la densità di materia diminuisce con | ||
103 | 2010 | che lo contiene), la densità di energia associata al | ||
104 | 2010 | epoca in cui la densità di materia sarà diminuita | ||
105 | 2010 | i valori odierni della densità di materia e dell | ||
106 | 2010 | trenta per cento della densità critica, rispettivamente). Questo vuol | ||
107 | 2010 | stato trascurabile rispetto alla densità di materia, restando quindi | ||
108 | 2010 | la pressione e la densità di energia. Qualsiasi tipo | ||
109 | 2010 | rapporto tra pressione e densità più piccolo di meno | ||
110 | 2010 | rapporto tra pressione e densità pari a meno uno | ||
111 | 2010 | qualunque intuizione fisica, la densità della phantom energy aumenta | ||
112 | 2010 | negli universi a bassa densità. Ma non sappiamo quanto | ||
113 | 2010 | parametro w, che la densità di energia oscura diminuisca | ||
114 | 2010 | oscura aveva ancora una densità totalmente trascurabile rispetto a | ||
115 | 2010 | attraversare zone di alta densità (per esempio, quelle dove | ||
116 | 2010 | una maggiore diluizione della densità di materia e, di | ||
117 | 2010 | raggiungere il valore di densità critica che rende piatto | ||
118 | 2010 | la condizione iniziale di densità infinita prevista nel modello | ||
119 | 2010 | di fluttuazioni primordiali di densità, e il fatto stesso |