cosmologie de l'univers jumeau astrophysique de la matière fantôme.3 : L'ère radiative : le problème de l'« origine » de l'univers.
Le problème de l'homogénéité de l'univers primitif. (p5) **
Fig. 4 : Évolution de la constante de Planck durant l'ère radiative.**
Si nous traçons la courbe ensemble :
Fig. 5 : L'ère radiative. ** **
...Ceci constitue une nouvelle description de l'ère radiative. L'ère (t < tcr) correspond à l'univers primitif et aux phénomènes de nucléosynthèse. Comme les énergies sont supposées constantes durant cette période, tous les processus associés (nucléosynthèse) devraient être reformulés en termes de « constantes variables ».
...Et la désionisation ? Appelons td la valeur du temps où la désionisation a lieu (dans le modèle standard »105 ans). Supposons tcr £ td /10. Alors, lorsque t > 10 tcr, les constantes se comportent comme des constantes absolues. Les énergies individuelles des particules ne sont plus constantes et la température du mélange devient inférieure à 3000°. La désionisation a lieu, la matière et le rayonnement se désaccouplent, etc.
Et le fond diffus cosmologique ?
...Dans cette nouvelle description de l'ère radiative, l'énergie des photons est constante lorsque t < tcr. Mais les photons du fond diffus cosmologique ne sont pas des « photons primordiaux », mais des « photons secondaires », émis au moment de la désionisation. Pour t > td, leur énergie diminue et Tr tend vers 2,7°K.
...Afin de comparer le modèle standard à celui-ci, notons Rcr la valeur du facteur d'échelle de l'espace lorsque t = tcr et Rd sa valeur lorsque t = td (désionisation).
** ** Fig. 6 : Évolutions comparées : densités de matière et de rayonnement.
Des courbes similaires, pour l'ère dominée par la matière et l'univers fantôme
(rm » 1/R3 et rr » 1/R4). Fig. 7 : Cette figure est identique à la figure 1 sauf que R » t2/3 pendant l'(courte) ère radiative (au lieu de t1/2).
...Après la transition, avant la formation des amas de matière fantôme (voir l'article [7]), la température de la matière Tm » 1/R2, (alors que Tm » 1/R2). Si l'on suppose une expansion isentropique :
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Version originale (anglais)
twin universe cosmology 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.(p5) **
Fig. 4 : Evolution of the Planck constant during radiative era.**
If we plot the curve together :
Fig. 5 : Radiative era. ** **
...This is a new description of the radiative era. The era (t < tcr) corresponds to the primeval universe and nucleosynthesis phenomena. As the energies are assumed to be constant during this period, all associated processes (nucleosynthesis) should be rephrased in terms of "variable constants".
...What about the dezionization ? Call td the value of time when desionization occurs (in the standard model »105 yrs). Assume tcr £ td /10 . Then, when t > 10 tcr the constants behave like absolute constants. The individual energies of particles are no longer constant and the mixture temperature become less than 3000°. Then desionization occurs, matter and radiation are discoupled, etc.
What about the cosmic background radiation ?
...In that new description of the radiative era, the photon energy is constant when t < tcr. But the cosmic background radiation photons are not "primeval photons" but "secondary ones", emitted at the desionization time. For t > td their energy falls down and Tr tends to 2,7°K.
...In order to compare the standard model to that new one, call Rcr the value of the space scale factor when t = tcr and Rd its value when t = td (desionization).
** ** Fig. 6 : Compared evolutions : matter and radiation densities.
Similar curves, for matter dominated era and ghost universe
(rm » 1/R3 and rr » 1/R4). **Fig. **7 : This figure is identical to figure 1 except R » t2/3 **during the (short) radiative era **(instead t1/2).
...After the transition, before ghost matter clumps formation (see paper [7]) ,matter temperature Tm » 1/R2, (while Tm » 1/R2) . If we assume an isentropic expansion :
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