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Ein paar Worte über die Parallaxenmethode:
Diese Methode wurde vom deutschen Astronomen Bessel eingeführt. Auf der linken Seite die Umlaufbahn der Erde. S: die Sonne. s: eine Stern.
Aus zwei entgegengesetzten Beobachtungspunkten auf der Erdumlaufbahn (T1 und T2, beispielsweise Juli bis Dezember), nimmt der Stern s zwei verschiedene Positionen ein, im Vergleich zu sehr weit entfernten Sternen, die den Beobachtungshintergrund bilden.
Der Astronom kann dann den Winkel Δq berechnen und mit der folgenden Formel leicht die Entfernung D zum Stern berechnen:
(108 ter)
Das Problem des frühen Universums.
Betrachten Sie einen Zeitpunkt nahe dem sogenannten „Anfangssingularität“: t = 0.
Nehmen wir an, dass zu diesem „Anfang des Universums“ eine Testpartikel eine elektromagnetische Welle emittiert, die sich mit Lichtgeschwindigkeit c ausbreitet. Nach einer Zeit t bildet diese Welle eine Kugel, deren Radius ct ist. Man nennt dies gewöhnlich das kosmologische Horizont. Um von einer Partikel „informiert“ zu werden, muss eine benachbarte Partikel innerhalb ihres sphärischen Horizonts liegen.
Die Expansion dehnt das kosmische „Material“, also den Raum selbst. Man kann zwei Partikel betrachten, die mitbewegt sind, also „mit dem Raum mitbewegen“.
Sei R(t) eine charakteristische Länge, die die Ausdehnung des Raums beschreibt.
(109)
Sie kann die Entfernung zwischen diesen beiden Partikeln darstellen. Wenn man R(t) mit ct vergleicht, erhält man folgende Abbildung (110):
(110)
Wenn t < tₕ, ist der Radius des sphärischen Horizonts kleiner als die durchschnittliche Entfernung zwischen zwei benachbarten Partikeln. Sie können dann keine Information (Energie, Daten) austauschen, sie ignorieren einander: ein vollständig autistisches Universum, dargestellt in Abbildung (111).
Wenn t > tₕ, ändert sich die Situation: Die Partikel können dann kommunizieren, da ct viel größer als die durchschnittliche Entfernung zwischen ihnen wird.
Der Fall t < tₕ entspricht dem frühen Universum. Die 2,7 K kosmische Hintergrundstrahlung (RCF) ist das fossile Bild dieses frühen Universums, das bemerkenswert homogen erscheint. Warum?
Wenn die Luft, die Sie atmen, so homogen ist, liegt es daran, dass sie von Kollisionen dominiert wird. Kein wichtiger Temperaturgradient kann sich über eine kurze Distanz lange halten; Kollisionen glätten ihn schnell.
Wenn Sie die gleiche Sprache sprechen wie Ihr Gesprächspartner, liegt es daran, dass Ihre Vorfahren viel miteinander gesprochen haben. Warum sehen die Komponenten dieses frühen Universums so ähnlich aus, obwohl „sie in der Vergangenheit nicht miteinander kommuniziert haben“?
Die heutige Antwort heißt Inflation, eine Theorie, entwickelt vom Russen Linde. Sie besteht darin, dem frühen Universum eine Art überlagerte kosmologische Konstante zuzuweisen, die sich mit der Zeit verändert, eine Art abstoßende Eigenschaft des Vakuums, die eine fantastische Ausdehnung verursacht.
In:
J.P. Petit & P. Midy : Astrophysique de la matière et de la matière fantôme, 3 : L’époque radiative : Le problème de la « singularité » de l’univers. Le problème de l’homogénéité de l’univers primordial. Physique géométrique A, 6, März 1998
wird der Leser eine alternative mögliche Erklärung finden.
Das Problem der Ursprungszeit.
**** t = 0. Was bedeutet das? Hat es einen Sinn, „nahe der Singularität“?
Wenn wir in die Vergangenheit zurückgehen, steigt die Temperatur des kosmischen Fluids ständig an. Die thermische Geschwindigkeit der Partikel mit nicht-null Masse steigt ebenfalls und nähert sich c, wenn die Temperatur gegen Unendlich geht.
Partikel mit nicht-null Masse besitzen eine „eigene Zeit“:
(112)
die von ihrer Geschwindigkeit v, genauer gesagt vom Verhältnis v/c, abhängt. Wenn v sich c nähert, erstarrt die eigene Zeit. Wie kann man sich eine Uhr unter solchen Bedingungen vorstellen?
So sehen wir, dass das Standardmodell weit davon entfernt ist, perfekt zu sein, um alle Fragen zu beantworten (dies ist nicht eine vollständige Analyse).
In der Folge werden wir unsere eigenen Arbeiten vorstellen. Zunächst müssen wir einige geometrische Konzepte einführen, auf denen diese Arbeiten basieren.
Originalversion (Englisch)
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A word about parallax method :****
This method was introduced by the german Bessel. Left, the orbit of the Earth. S : the sun. s : a star.
From two opposite points of view, on the Earth's orbit ( T1 and T2 corresponding for example to July to December) the star s occupies two different positions, with respect to very distant stars, forming the background.
The astronomer may compute the angle D q and compute easily the distance D to the star, using :
(108 ter)
The problem of the early universe.
Consider a time close to the so-called "origin" : t = 0
Suppose a particle, at this "very beginning of the universe" a test-particle emits an electromagnetic wave, expanding at light veolocity c. After a time c, this wave is a sphere whose radius is ct. One uses to call it cosmological horizon. To be "informed" by a particle, a neighbour one must be located in its spherical horizon.
The expansion dilates the cosmic "material", space. One can consider two particles which are comobile which "move with space".
Call R(t) a characteristic length describing space dilatation.
(109)
It may represent the distance between these two particles. If we compare R(t) to ct we get the figure (110) :
(110)
If t < th the radius of the spheric horizon is smaller than the mean distance between two neighbour particles. They cannot exchange anything ( energy, information ), they ignore each other : a fully autistic universe, shown on figure (111).
When t > th the situation changes. The particles can communicate for ct >> the mean distance between them.
t < th corresponds to primeval universe. The 2,7° K cosmic background radiation ( cbr) is the fossil image of this primeval universe, which appears remarkably homogeneous. Why ?
If the air you breath is so homogeneous it is because it is collision dominated. No important temperature gradient could stay a long time, on short distance. Collision would smooth it quickly.
If you talk the same language it is because your ancestors have talked a lot, together. Why the components of this primeval universe look so similar when "they did not talk together in the past ? ".
The answer today is called inflation, Russian Linde's theory. It is equivalent to give to the primeval universe some sort of super cosmological constant, varying in time, some sort of repulsive property of vacuum, which causes a fantastic expansion.
In :
J.P.Petit & P.Midy : Matter ghost-matter astrophysics.3 : The radiative era : The problem of the "origin" of the universe. The problem of the homogeneity of the early universe. Geometrical Physics A, 6, march 1998
the reader will find an alternative possible explanation.
The problem of the origin of time.
**** t = 0 `What does it means ? Does it make any sense, "close to the origin" ?
When we go back in the past, the temperature of the cosmic fluid grows and grows. The thermal velocity of "non zero mass particules" grows too and tends to c when the temperature tends to infinite.
The non zero-mass particles own a "proper time" :
(112)
which depends on their velocity v, on the ratio v/c. When v tends to c the proper time gets frozen. How can we imagine a clock in such conditions ?
We see that the Standard Model is far from perfect, to answer all questions ( this is not an exhaustive analysis). _________________________________________________________
In the following we will present personal works. We need to introduce first some geometric concepts, on which the job will be setlled.