宇宙中的結構起源於早期的密度擾動，初期的擾動分為絕熱擾動和熵擾動。
絕熱擾動：參加擾動的各種組分之間沒有熱交換，因此每個組分的熵不變。絕熱擾動中的每個組分對平均密度的偏離正比於該組分的平均密度，即平均密度越大，擾動就越大。此類擾動也叫曲率擾動，因為在擾動理論中，總密度擾動（從而每組分的擾動）正比於空間曲率。
熵擾動：擾動過程中，熵不再是不變數，而是改變的量。對於每種組分而言，粒子數的相對擾動減去光子數的相對擾動叫做熵擾動。
cmb中存在十萬分之一的擾動，這個擾動和今天宇宙中複雜的結構直接存在聯絡，即今天星系和星系團等質量龐大結構是由原初微小的密度擾動在引力不穩定性作用下增長起來的。
我們知道，宇宙中的熵主要**於光子，所以就是組分所佔的熵的比重，而就是這個比重的擾動。根據定義，光子本身沒有熵擾動，這不等於說光子的熵不變。
為了將兩類擾動分開，通常要求熵擾動中總的密度擾動為零，從而熵擾動引起的空間曲率為零。所以這類擾動又叫做等曲率擾動。宇宙學觀測告訴我們，宇宙中的大部分擾動起源於絕熱擾動，也就是說，每個都很小。重子數的擾動可以直接觀測到，暗物質擾動可以間接觀測到，中微子的擾動只能通過cmb（微波背景輻射）間接地觀測到。
原初功率譜p（k）=ak^n-1,標度不變n=1對應於絕熱（等熵）擾動，等曲率n=-3.inflation模型預言絕熱譜（即n=1）
大尺度上，熵擾動可以轉化為絕熱擾動，而反過來則不行。
基於暴脹（inflation）的宇宙學擾動理論
預言了乙個原初擾動，它是產生微波背景和大尺度漲落的原初「種子」，大量天文觀測資料表
明，這個擾動在大尺度上是近標度不變、絕熱和近高斯的。而現存的暴脹模型有很多種，可
以利用今天的天文觀測資料對其預言的暴脹模型引數和原初非高斯引數進行研究
參考文獻：
有莘野人的部落格
宇宙大尺度結構和原初擾動非高斯性
研究進展
宇宙學擾動理論中若干問題研究 [中科院理論物理所博士學位答辯報告](2010)
擾動法 BZOJ3157 國王奇遇記
求 sum ni mm i n leq 1e9,m leq 200 其實我也不知道這東西為啥叫 擾動法 大概是在黑暗的邊緣試探？就是那種，人家再多一點就被您看破了，然後您就一定要搞他那麼一點去試探他的限度，一不小心給他搞爆了，這種感覺。擾動三連 等比數列求和 sum na i,a i a 1 q 令...
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