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Grafo 5W: Evoluzione dell’universo: modelli cosmologici e inflazione

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Come · Dove

Combinando relatività generale, principio cosmologico, equazioni FLRW/Friedmann, modello ΛCDM e una classe di modelli inflazionari. ↔ Su scala cosmica, dall’Universo primordiale alla distribuzione su larga scala di galassie e ammassi.

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Quando · Perché

Dai primissimi istanti dell’inflazione alle ere dominate da radiazione e materia, fino all’attuale espansione accelerata. ↔ Per spiegare espansione, omogeneità, quasi piattezza e origine dei semi delle strutture distinguendo dati solidi e microfisica ancora incerta.

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Chi · Come

Spazio-tempo, radiazione, materia ordinaria e oscura, energia oscura e fluttuazioni primordiali descritti dalla cosmologia moderna. ↔ Combinando relatività generale, principio cosmologico, equazioni FLRW/Friedmann, modello ΛCDM e una classe di modelli inflazionari.

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Dove · Quando

Su scala cosmica, dall’Universo primordiale alla distribuzione su larga scala di galassie e ammassi. ↔ Dai primissimi istanti dell’inflazione alle ere dominate da radiazione e materia, fino all’attuale espansione accelerata.

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Nodi disponibili per tipo

Chi

1
  • Spazio-tempo, radiazione, materia ordinaria e oscura, energia oscura e fluttuazioni primordiali descritti dalla cosmologia moderna. 1 occorrenze · 1 articoli

Come

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  • Combinando relatività generale, principio cosmologico, equazioni FLRW/Friedmann, modello ΛCDM e una classe di modelli inflazionari. 1 occorrenze · 1 articoli

Dove

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  • Su scala cosmica, dall’Universo primordiale alla distribuzione su larga scala di galassie e ammassi. 1 occorrenze · 1 articoli

Quando

1
  • Dai primissimi istanti dell’inflazione alle ere dominate da radiazione e materia, fino all’attuale espansione accelerata. 1 occorrenze · 1 articoli

Perché

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  • Per spiegare espansione, omogeneità, quasi piattezza e origine dei semi delle strutture distinguendo dati solidi e microfisica ancora incerta. 1 occorrenze · 1 articoli

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