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Quelques mots à propos de la méthode du parallaxe :
Cette méthode a été introduite par l’astronome allemand Bessel. À gauche, l’orbite de la Terre. S : le Soleil. s : une étoile.
Depuis deux points de vue opposés sur l’orbite terrestre (T1 et T2, correspondant par exemple à juillet à décembre), l’étoile s occupe deux positions différentes par rapport aux étoiles très lointaines, qui constituent le fond d’observation.
L’astronome peut alors calculer l’angle Δq et en déduire facilement la distance D à l’étoile à l’aide de la formule suivante :
(108 ter)
Le problème de l’univers primordial.
Considérons un instant proche de ce qu’on appelle la « singularité initiale » : t = 0.
Supposons qu’à ce « tout début de l’univers », une particule de test émette une onde électromagnétique, qui se propage à la vitesse de la lumière c. Après un temps t, cette onde forme une sphère dont le rayon est ct. On l’appelle habituellement horizon cosmologique. Pour être « informé » par une particule, une particule voisine doit se situer à l’intérieur de son horizon sphérique.
L’expansion dilate le « matériau » cosmique, c’est-à-dire l’espace lui-même. On peut considérer deux particules dites comobiles, c’est-à-dire « qui se déplacent avec l’espace ».
Soit R(t) une longueur caractéristique décrivant la dilatation de l’espace.
(109)
Elle peut représenter la distance entre ces deux particules. Si l’on compare R(t) à ct, on obtient la figure suivante (110) :
(110)
Si t < tₕ, le rayon de l’horizon sphérique est inférieur à la distance moyenne entre deux particules voisines. Elles ne peuvent alors échanger aucune information (énergie, données), elles sont ignorantes l’une de l’autre : un univers entièrement autistique, représenté à la figure (111).
Lorsque t > tₕ, la situation change : les particules peuvent alors communiquer, car ct devient beaucoup plus grand que la distance moyenne qui les sépare.
Le cas t < tₕ correspond à l’univers primordial. Le rayonnement cosmologique de fond à 2,7 K (RCF) est l’image fossile de cet univers primordial, qui apparaît remarquablement homogène. Pourquoi ?
Si l’air que vous respirez est si homogène, c’est parce qu’il est dominé par les collisions. Aucun gradient de température important ne peut subsister longtemps sur une courte distance ; les collisions l’atténueront rapidement.
Si vous parlez la même langue que votre interlocuteur, c’est parce que vos ancêtres ont beaucoup parlé ensemble. Pourquoi les composants de cet univers primordial semblent-ils si semblables, alors « qu’ils n’ont pas communiqué entre eux dans le passé » ?
La réponse actuelle s’appelle l’inflation, théorie développée par le Russe Linde. Elle revient à attribuer à l’univers primordial une sorte de constante cosmologique superposée, variable dans le temps, une sorte de propriété répulsive du vide, provoquant une expansion fantastique.
Dans :
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, mars 1998
le lecteur trouvera une explication alternative possible.
Le problème de l’origine du temps.
**** t = 0. Que signifie-t-il ? A-t-il un sens, « près de la singularité » ?
Lorsque l’on remonte dans le passé, la température du fluide cosmique augmente sans cesse. La vitesse thermique des particules de masse non nulle augmente également et tend vers c lorsque la température tend vers l’infini.
Les particules de masse non nulle possèdent un « temps propre » :
(112)
qui dépend de leur vitesse v, plus précisément du rapport v/c. Lorsque v tend vers c, le temps propre se fige. Comment peut-on imaginer une horloge dans de telles conditions ?
Nous voyons ainsi que le Modèle Standard s’avère loin d’être parfait pour répondre à l’ensemble des questions (ceci n’est pas une analyse exhaustive).
Dans la suite, nous présenterons nos propres travaux. Il nous faut tout d’abord introduire quelques concepts géométriques, sur lesquels ces travaux seront fondés.
Version originale (anglais)
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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.