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パララックス法についてのいくつかの言葉：
この方法はドイツの天文学者ベッセルによって導入されました。左側に地球の軌道があります。S：太陽。s：星。
地球の軌道上の反対側の2点（T1とT2、例えば7月から12月に該当）から見ると、星sは非常に遠く離れた星たち（観測の背景）に対して異なる位置を占めます。
天文学者は角度Δqを計算し、次の式を用いて星までの距離Dを簡単に求めることができます：
(108 ter)
初期宇宙の問題。
「初期特異点」と呼ばれる時間に近い瞬間、t = 0を考えます。
この「宇宙の最初の時点」で、テスト粒子が電磁波を放出し、光速cで伝播すると仮定します。時間t経過後、この波は半径ctの球体を形成します。これを通常、宇宙的ホライズンと呼びます。ある粒子が他の粒子から「情報を得る」ためには、その粒子が自分の球状ホライズン内に存在しなければなりません。
膨張は「宇宙的物質」、つまり空間そのものを拡大します。空間と共に移動する2つの粒子、いわゆる「共動粒子（comobile）」を考えることができます。
R(t)を空間の拡大を記述する特徴的な長さとします。
(109)
これはこれらの2つの粒子の距離を表すことができます。R(t)とctを比較すると、次の図が得られます（110）：
(110)
t < tₕの場合、球状ホライズンの半径は、隣接する2つの粒子の平均距離よりも小さくなります。したがって、これらは情報（エネルギー、データ）を交換することができず、お互いを無視し合い、完全に自己中心的な宇宙となります（図111）。
t > tₕになると、状況は変わります。このとき、ctは粒子間の平均距離よりもはるかに大きくなるため、粒子は通信できるようになります。
t < tₕは初期宇宙に該当します。2.7 Kの宇宙背景放射（RCF）はこの初期宇宙の化石的な画像であり、驚くほど均一であることが観測されています。なぜでしょうか？
あなたが呼吸する空気が非常に均一であるのは、衝突が支配的であるためです。短い距離では、重要な温度勾配は長くは持続せず、衝突によってすぐに平滑化されます。
あなたが相手と同じ言語を話すのは、先祖たちがよく一緒に話したからです。なぜこの初期宇宙の成分は「過去に互いに通信しなかったにもかかわらず」非常に似ているのでしょうか？
現在の答えは「インフレーション」と呼ばれ、ロシア人のリンデによって開発された理論です。これは初期宇宙に時間的に変化する超宇宙定数のようなものを与えることで、空間の反発性というような性質によって、驚くほど膨張させたものです。
『J.P. Petit & P. Midy : 物質と幽霊物質の天体物理学、3：放射時代：宇宙の「特異点」の問題。初期宇宙の均一性の問題。幾何学的物理学A、6、1998年3月』
読者には別の説明が見つかるかもしれません。
時間の起源の問題。
**** t = 0。これは何を意味するのでしょうか？「特異点の近く」で意味があるのでしょうか？
過去に戻るにつれて、宇宙流体の温度は常に上昇します。質量を持つ粒子の熱運動速度も上昇し、温度が無限に近づくにつれて光速cに近づきます。
質量を持つ粒子は「固有時間」と呼ばれる時間を有します：
(112)
これはその速度v、より正確にはv/cの比率に依存します。vがcに近づくと、固有時間は凍結します。このような条件下で時計をどのように想像できるでしょうか？
これにより、標準モデルがすべての質問に完璧に答えているわけではないことがわかります（これは完全な分析ではありません）。
以降、私たちは自分の研究を紹介します。まず、これらの研究が基づくいくつかの幾何学的コンセプトを導入する必要があります。
オリジナル版（英語）
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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.