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Qualche parola sulla metodologia della parallasse :
Questo metodo fu introdotto dall'astronomo tedesco Bessel. A sinistra, l'orbita della Terra. S: il Sole. s: una stella.
Da due punti di vista opposti sull'orbita terrestre (T1 e T2, ad esempio corrispondenti a luglio e dicembre), la stella s occupa due posizioni diverse rispetto alle stelle molto lontane, che costituiscono il fondo osservativo.
L'astronomo può calcolare l'angolo Δq e dedurre facilmente la distanza D alla stella utilizzando la seguente formula:
(108 ter)
Il problema dell'universo primordiale.
Consideriamo un momento vicino a ciò che viene chiamato "singolarità iniziale": t = 0.
Supponiamo che a questa "origine dell'universo", una particella di prova emetta un'onda elettromagnetica che si propaga alla velocità della luce c. Dopo un tempo t, questa onda forma una sfera il cui raggio è ct. Viene normalmente chiamato orizzonte cosmologico. Per essere "informata" da una particella, una particella vicina deve trovarsi all'interno della sua sfera orizzontale.
L'espansione dilata il "materiale" cosmico, cioè lo spazio stesso. Si possono considerare due particelle dette comobiles, cioè "che si muovono con lo spazio".
Sia R(t) una lunghezza caratteristica che descrive l'espansione dello spazio.
(109)
Può rappresentare la distanza tra queste due particelle. Se si confronta R(t) con ct, si ottiene la seguente figura (110):
(110)
Se t < tₕ, il raggio dell'orizzonte sferico è inferiore alla distanza media tra due particelle vicine. Non possono quindi scambiare alcuna informazione (energia, dati), ignorandosi a vicenda: un universo completamente autistico, rappresentato nella figura (111).
Quando t > tₕ, la situazione cambia: le particelle possono comunicare, poiché ct diventa molto più grande della distanza media che le separa.
Il caso t < tₕ corrisponde all'universo primordiale. La radiazione cosmica di fondo a 2,7 K (RCF) è l'immagine fossile di questo universo primordiale, che appare notevolmente omogeneo. Perché?
Se l'aria che respiri è così omogenea, è perché è dominata dalle collisioni. Nessun gradiente di temperatura importante può persistere a lungo su una breve distanza; le collisioni lo attenueranno rapidamente.
Se parli la stessa lingua del tuo interlocutore, è perché i tuoi antenati hanno parlato molto insieme. Perché i componenti di questo universo primordiale sembrano così simili, se "non si sono mai comunicati nel passato"?
La risposta attuale si chiama inflazione, teoria sviluppata dal russo Linde. Si riduce ad attribuire all'universo primordiale una sorta di costante cosmologica sovrapposta, variabile nel tempo, una sorta di proprietà repulsiva del vuoto, che causa un'espansione fantastica.
Nel :
J.P. Petit & P. Midy : Astrofisica della materia e della materia fantasma, 3 : L'epoca radiativa : Il problema della "singolarità" dell'universo. Il problema dell'omogeneità dell'universo primordiale. Fisica geometrica A, 6, marzo 1998
il lettore troverà una spiegazione alternativa possibile.
Il problema dell'origine del tempo.
**** t = 0. Cosa significa? Ha senso, "vicino alla singolarità"?
Quando si risale nel passato, la temperatura del fluido cosmico aumenta costantemente. La velocità termica delle particelle di massa non nulla aumenta anch'essa e tende a c quando la temperatura tende all'infinito.
Le particelle di massa non nulla possiedono un "tempo proprio":
(112)
che dipende dalla loro velocità v, più precisamente dal rapporto v/c. Quando v tende a c, il tempo proprio si blocca. Come si può immaginare un orologio in tali condizioni?
Vediamo così che il Modello Standard si dimostra lontano dall'essere perfetto per rispondere a tutte le domande (questo non è un'analisi esaustiva).
Nel seguito presenteremo i nostri propri lavori. Dobbiamo innanzitutto introdurre alcuni concetti geometrici, su cui questi lavori saranno basati.
Versione originale (inglese)
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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.