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편차 방법에 대해 간략히 설명합니다.
이 방법은 독일 천문학자 벨셀에 의해 도입되었습니다. 왼쪽에는 지구의 궤도가 있습니다. S는 태양이고, s는 별입니다.
지구 궤도상의 두 반대편 지점(예를 들어 7월과 12월에 해당하는 T1과 T2)에서, 별 s는 매우 멀리 있는 별들(관측의 배경)에 비해 두 가지 다른 위치를 차지합니다.
천문학자는 각도 Δq를 계산하고, 다음 공식을 사용하여 별까지의 거리 D를 쉽게 계산할 수 있습니다:
(108 ter)
원시 우주의 문제.
"초기 특이점"이라고 불리는 시점에 가까운 순간을 고려해 봅시다. t = 0입니다.
이 "우주의 처음" 시점에서, 테스트 입자가 전자기파를 방출하고, 이 파동은 빛의 속도 c로 전파됩니다. 시간 t가 지나면 이 파동은 반지름이 ct인 구를 형성합니다. 이는 일반적으로 우주적 수평선이라고 불립니다. 한 입자가 다른 입자로부터 "정보"를 얻으려면, 그 입자가 그의 구형 수평선 내부에 있어야 합니다.
팽창은 우주적 "물질" 즉, 공간 자체를 확장시킵니다. "공간과 함께 이동하는" 두 입자를 고려할 수 있습니다.
R(t)를 공간 확장에 대한 특징적인 길이로 정의합니다.
(109)
이 길이는 이 두 입자 사이의 거리를 나타낼 수 있습니다. R(t)와 ct를 비교하면 다음 그림을 얻습니다(110):
(110)
t < tₕ일 때, 구형 수평선의 반지름은 이웃 입자들 간의 평균 거리보다 작습니다. 따라서 이들은 어떠한 정보(에너지, 데이터)도 교환할 수 없으며, 서로를 모르고 있습니다. 이는 그림(111)에 나타난 완전히 자폐적인 우주입니다.
t > tₕ가 되면 상황이 바뀝니다. 이 시점에서는 ct가 이들 입자들 간의 평균 거리보다 훨씬 커지기 때문에, 입자들은 서로 소통할 수 있습니다.
t < tₕ는 원시 우주에 해당합니다. 2.7 K의 우주 배경 복사(RCF)는 이 원시 우주의 화석 이미지로, 놀랄 정도로 균일합니다. 왜 그런가요?
당신이 마시는 공기가 그렇게 균일한 이유는 충돌에 의해 지배받기 때문입니다. 짧은 거리에서 중요한 온도 경향이 오래 지속될 수 없습니다. 충돌이 빠르게 이를 완화시킵니다.
당신이 대화 상대와 같은 언어를 사용하는 이유는 조상들이 자주 함께 대화했기 때문입니다. 왜 이 원시 우주의 구성 요소들이 서로 매우 유사하게 보이는지, "과거에 서로 소통하지 않았음에도 불구하고"요?
현재의 대답은 러시아인 린데가 개발한 팽창 이론입니다. 이는 원시 우주에 시간에 따라 변화하는 초우주 상수와 같은 특성을 부여하는 것으로, 진공의 반발성이라는 특성을 통해 놀랄 만큼의 팽창을 일으킵니다.
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
이 책의 독자는 다른 가능한 설명을 찾을 수 있습니다.
시간의 기원 문제.
**** t = 0. 이는 무엇을 의미합니까? "특이점 근처"에서 의미가 있습니까?
과거로 거슬러 올라가면, 우주 유체의 온도는 지속적으로 증가합니다. 질량이 있는 입자의 열 운동 속도도 증가하며, 온도가 무한대에 가까워질수록 빛의 속도 c에 가까워집니다.
질량이 있는 입자들은 "고유 시간"을 가지고 있습니다:
(112)
이 고유 시간은 그들의 속도 v, 구체적으로는 v/c의 비율에 따라 달라집니다. v가 c에 가까워질수록 고유 시간은 정지합니다. 이러한 조건에서 시계를 어떻게 상상할 수 있을까요?
이렇게 보면 표준 모델이 모든 질문에 완벽하게 대답하지 못한다는 것이 명백합니다(이 분석은 완전하지 않습니다).
이후 우리는 우리의 연구를 소개할 것입니다. 먼저 이 연구가 기반을 두고 있는 몇 가지 기하학적 개념을 소개해야 합니다.
원본(영어)
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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.