Le Reazioni Nucleari nella Nucleosintesi Primordiale - INFN Napoli

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6 CAPITOLO 1. RICHIAMI DI COSMOLOGIA STANDARD visto che esse si riferiscono tipicamente ad oggetti con z
1.2. RELATIVITÀ GENERALE E PRINCIPIO COSMOLOGICO 7 A queste va associata l’ equazione di compatibilità ∇µT µν = 0 (conservazione dell’ energia-impulso 8 ), che conduce a: d[(ρ + P)a 3 ] dt = ˙ Pa 3 (prima equazione di Friedmann) (1.16) Dalle due equazioni di Einstein si può ricavare un’ equazione per la sola ˙a: H 2 ≡ 2 ˙a a = 8πG 3 k ρ − (seconda equazione di Friedmann) (1.17) a2 Anzichè usare la 1.14 e la 1.15, si è soliti usare le due equazioni di Friedmann (dalle quali è possibile ricavare la 1.14). Perchè il precedente sistema di equazioni sia chiuso, è necessario fornire un’ altra condizione 9 , di natura fenomenologica; tipicamente si assegna ”l ’equazione di stato”: P = P(ρ). (1.18) Fornita tale equazione, la 1.16, riscritta di solito come: d(ρa 3 ) da = −3Pa2 , consente di determinare l’ evoluzione di ρ (e, quindi, anche di P) in funzione di a. Molto spesso, si assume che, per una singola specie i, l’ equazione sia esprimibile <strong>nella</strong> forma: Pi ρi = wi = γi − 1 = cost. (1.19) con γi detto esponente adiabatico (relativo alla specie i-esima). Casi tipici sono: • Materia o ”Polvere” (particelle non-relativistiche) Caratterizzata da PNR/ρNR T/m
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3.2. CALCOLI ANALITICI DI SEZIONI D
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4.5. REAZIONI DI STRIPPING/PICKUP (
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Appendice A Brevi Note di Relativit
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Bibliografia [1] S. Sarkar, Rept.Pr
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BIBLIOGRAFIA 153 [36] W.A. Fowler,
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BIBLIOGRAFIA 155 [81] S. A. Rakitya
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