Sachs, R. K.; Wolfe, A. M.Perturbations of a cosmological model and angular variations of the cosmic microwave background. Astrophysical Journal. 1967, 147 (73).引文使用过时参数coauthors (帮助)
外部連結编辑
Sam LaRoque, . University of Chicago, IL.
Aguiar, Paulo, and Paulo Crawford, Sachs-Wolfe effect in some anisotropic models （页面存档备份，存于互联网档案馆）. (PDF format)
White, Martin, and Wayne Hu, The Sachs-Wolfe effect （页面存档备份，存于互联网档案馆）. Astronomy and Astrophysics 321, 89. 1997. Enrico Fermi Institute, University of Chicago. (PDF format)
薩克斯, 瓦福效應, 薩克斯, 沃爾夫效應, 英語, sachs, wolfe, effect, 是宇宙微波背景輻射, 的一種性質, 來自cmb的光子由於重力紅移而使得cmb的光譜參差不齊, 這種效應是角度在10度以上的cmb波動的主要來源, 它以赖纳, 萨克斯和阿瑟, 沃尔夫的名字命名, 目录, 不完全薩克斯, 沃爾夫效應, 完全薩克斯, 沃爾夫效應, 參考資料, 外部連結不完全薩克斯, 沃爾夫效應, 编辑不完全的薩克斯, 沃爾夫效應是由重力紅移在表面發生的最後散射, 由於在當時物質, 能量密度的差異, 在天空各. 薩克斯 沃爾夫效應 英語 Sachs Wolfe effect 是宇宙微波背景輻射 CMB 的一種性質 來自CMB的光子由於重力紅移而使得CMB的光譜參差不齊 這種效應是角度在10度以上的CMB波動的主要來源 它以赖纳 萨克斯和阿瑟 M 沃尔夫的名字命名 目录 1 不完全薩克斯 沃爾夫效應 2 完全薩克斯 沃爾夫效應 3 參考資料 4 外部連結不完全薩克斯 沃爾夫效應 编辑不完全的薩克斯 沃爾夫效應是由重力紅移在表面發生的最後散射 由於在當時物質 能量密度的差異 在天空各處的最後散射效應並不是一個常數 完全薩克斯 沃爾夫效應 编辑完全薩克斯 沃爾夫效應也是由重力紅移造成的 但是此處發生的是在地球和表面最後散射之間 所以它不是CMB的基礎部份 完整的效應有兩種主要的貢獻 第一種發生在光子離開最後散射表面之後很短的時間 因為宇宙從由輻射主導轉變為由物質控制 因此可歸因於勢阱的演變 第二種 有時稱為遲滯完全薩克斯 瓦福效應 出現得比宇宙常數 或一般所謂的暗能量 開始感覺作用時為晚 或是宇宙曲率 如果宇宙不是如此的平坦 後者的效應在宇宙微波背景輻射和大尺度結構的交互作用上 在大尺度擾動的振幅上有一個可觀察的標記 參考資料 编辑Sachs R K Wolfe A M Perturbations of a cosmological model and angular variations of the cosmic microwave background Astrophysical Journal 1967 147 73 引文使用过时参数coauthors 帮助 外部連結 编辑Sam LaRoque The Integrated Sachs Wolfe Effect University of Chicago IL Aguiar Paulo and Paulo Crawford Sachs Wolfe effect in some anisotropic models 页面存档备份 存于互联网档案馆 PDF format White Martin and Wayne Hu The Sachs Wolfe effect 页面存档备份 存于互联网档案馆 Astronomy and Astrophysics 321 8 9 1997 Enrico Fermi Institute University of Chicago PDF format Sachs Wolfe effect 页面存档备份 存于互联网档案馆 Level 5 取自 https zh wikipedia org w index php title 薩克斯 瓦福效應 amp oldid 74785853, 维基百科，wiki，书籍，书籍，图书馆，
