| 22 |
시차 방법에 관한 한마디:
이 방법은 독일인 베셀이 도입했다. 왼쪽은 지구의 궤도이다. S : 태양. s : 별.
지구 궤도의 두 반대 지점(예를 들어 7월과 12월에 해당하는 T1과 T2)에서 바라보면, 별 s는 배경을 이루는 아주 먼 별들에 대해 두 개의 서로 다른 위치를 차지한다.
천문학자는 각도 Dq를 계산하고 다음을 사용하여 별까지의 거리 D를 쉽게 계산할 수 있다:
(108 ter)
초기 우주의 문제.
소위 "기원"에 가까운 시각을 생각하자: t = 0
이 "우주의 아주 시작"에서 한 시험 입자가 빛의 속도 c로 팽창하는 전자기파를 방출한다고 가정하자. 시간 c 후에 이 파동은 반지름이 ct인 구가 된다. 이를 우주론적 지평선이라고 부른다. 한 입자로부터 "정보를 받으려면" 이웃 입자는 그 구형 지평선 안에 위치해야 한다.
팽창은 우주 "물질", 즉 공간을 팽창시킨다. "공간과 함께 움직이는" 두 개의 공동 이동 입자를 생각할 수 있다.
R(t)를 공간 팽창을 기술하는 특성 길이라고 하자.
(109)
이는 이 두 입자 사이의 거리를 나타낼 수 있다. R(t)를 ct와 비교하면 그림 (110)을 얻는다:
(110)
t < th이면 구형 지평선의 반지름은 두 이웃 입자 사이의 평균 거리보다 작다. 그들은 아무것도(에너지, 정보) 교환할 수 없고, 서로를 모른다: 완전히 자폐적인 우주이며, 그림 (111)에 나타나 있다.
t > th이면 상황이 바뀐다. ct >> 그들 사이의 평균 거리일 때 입자들은 소통할 수 있다.
t < th는 원시 우주에 해당한다. 2.7°K 우주 배경 복사(cbr)는 이 원시 우주의 화석 이미지이며, 이는 놀랍도록 균질하게 보인다. 왜일까?
당신이 마시는 공기가 그렇게 균질한 것은 충돌이 지배하기 때문이다. 중요한 온도 구배는 짧은 거리에서 오래 지속될 수 없다. 충돌이 그것을 빠르게 평탄화할 것이다.
당신이 같은 언어를 말하는 것은 당신의 조상들이 함께 많이 이야기했기 때문이다. 왜 이 원시 우주의 구성 요소들은 "과거에 함께 이야기하지 않았는데도" 그렇게 비슷해 보이는가?
오늘날 그 답은 인플레이션, 러시아인 린데의 이론이라고 불린다. 이는 원시 우주에 시간에 따라 변하는 일종의 초우주 상수, 일종의 진공의 반발적 성질을 부여하여 환상적인 팽창을 일으키는 것과 같다.
다음에서:
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, 1998년 3월
독자는 대안적 가능한 설명을 찾을 수 있을 것이다.
시간의 기원 문제.
t = 0
`무슨 뜻인가? "기원에 가까이"라는 것이 의미가 있는가?
과거로 거슬러 올라가면 우주 유체의 온도는 점점 더 높아진다. "비영 질량 입자"의 열 속도도 증가하며 온도가 무한대로 향할 때 c에 가까워진다.
비영 질량 입자는 "고유 시간"을 가진다:
(112)
이는 그들의 속도 v, 비율 v/c에 의존한다. v가 c에 가까워지면 고유 시간은 얼어붙는다. 그러한 조건에서 시계를 어떻게 상상할 수 있는가?
우리는 표준 모델이 모든 질문에 답하기에는 완벽과 거리가 멀다는 것을 알 수 있다(이것은 철저한 분석이 아니다).
_________________________________________________________
다음에서 우리는 개인적 작업을 제시할 것이다. 먼저 작업의 기반이 될 몇 가지 기하학적 개념을 도입해야 한다.
