a121
| 22 |
|---|
Algunas palabras sobre el método de paralaje :
Este método fue introducido por el astrónomo alemán Bessel. A la izquierda, la órbita de la Tierra. S: el Sol. s: una estrella.
Desde dos puntos de vista opuestos en la órbita terrestre (T1 y T2, por ejemplo, correspondientes a julio a diciembre), la estrella s ocupa dos posiciones diferentes con respecto a las estrellas muy lejanas, que constituyen el fondo de observación.
El astrónomo puede calcular el ángulo Δq y deducir fácilmente la distancia D a la estrella utilizando la siguiente fórmula:
(108 ter)
El problema del universo primitivo.
Consideremos un instante cercano a lo que se llama la "singularidad inicial": t = 0.
Supongamos que en este "todo comienzo del universo", una partícula de prueba emita una onda electromagnética que se propague a la velocidad de la luz c. Después de un tiempo t, esta onda forma una esfera cuyo radio es ct. Se la llama habitualmente horizonte cósmico. Para que una partícula se "informe" por otra partícula, esta última debe estar situada dentro de su horizonte esférico.
La expansión dilata el "material" cósmico, es decir, el espacio mismo. Se pueden considerar dos partículas llamadas comóviles, es decir, "que se mueven con el espacio".
Sea R(t) una longitud característica que describe la expansión del espacio.
(109)
Puede representar la distancia entre estas dos partículas. Si comparamos R(t) con ct, obtenemos la siguiente figura (110):
(110)
Si t < th, el radio del horizonte esférico es menor que la distancia media entre dos partículas cercanas. Entonces, no pueden intercambiar nada (energía, información), ignoran mutuamente: un universo completamente autista, representado en la figura (111).
Cuando t > th, la situación cambia: las partículas pueden comunicarse, ya que ct se vuelve mucho más grande que la distancia media que las separa.
El caso t < th corresponde al universo primitivo. La radiación cósmica de fondo a 2,7 K (RCF) es la imagen fósil de este universo primitivo, que aparece notablemente homogéneo. ¿Por qué?
Si el aire que respiras es tan homogéneo, es porque está dominado por las colisiones. No puede existir un gradiente de temperatura importante durante mucho tiempo en una corta distancia; las colisiones lo suavizarán rápidamente.
Si hablas el mismo idioma que tu interlocutor, es porque tus antepasados hablaron mucho juntos. ¿Por qué los componentes de este universo primitivo parecen tan similares, si "no se comunicaron entre sí en el pasado"?
La respuesta actual se llama inflación, teoría desarrollada por el ruso Linde. Consiste en atribuir al universo primitivo una especie de constante cosmológica superpuesta, variable en el tiempo, una especie de propiedad repulsiva del vacío, que provoca una expansión fantástica.
En:
J.P. Petit & P. Midy: Astrofísica de la materia y de la materia fantasma, 3: La época radiativa: El problema de la "singularidad" del universo. El problema de la homogeneidad del universo primitivo. Física geométrica A, 6, marzo de 1998
el lector encontrará una explicación alternativa posible.
El problema del origen del tiempo.
**** t = 0. ¿Qué significa? ¿Tiene sentido, "cerca de la singularidad"?
Cuando retrocedemos en el tiempo, la temperatura del fluido cósmico aumenta constantemente. La velocidad térmica de las partículas de masa no nula también aumenta y tiende a c cuando la temperatura tiende al infinito.
Las partículas de masa no nula poseen un "tiempo propio":
(112)
que depende de su velocidad v, más precisamente del cociente v/c. Cuando v tiende a c, el tiempo propio se congela. ¿Cómo podemos imaginar un reloj en tales condiciones?
Así vemos que el Modelo Estándar resulta lejos de ser perfecto para responder a todas las preguntas (esto no es un análisis exhaustivo).
En lo sucesivo, presentaremos nuestros propios trabajos. Primero debemos introducir algunos conceptos geométricos, sobre los cuales se fundamentarán estos trabajos.
Versión original (inglés)
a121
| 22 |
|---|
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.