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Algumas palavras sobre o método de paralaxe :
Este método foi introduzido pelo astrônomo alemão Bessel. À esquerda, a órbita da Terra. S: o Sol. s: uma estrela.
A partir de dois pontos de vista opostos na órbita terrestre (T1 e T2, correspondendo, por exemplo, a julho a dezembro), a estrela s ocupa duas posições diferentes em relação às estrelas muito distantes, que constituem o fundo de observação.
O astrônomo pode então calcular o ângulo Δq e deduzir facilmente a distância D até a estrela, utilizando a seguinte fórmula:
(108 ter)
O problema do universo primitivo.
Considere um instante próximo do que chamamos de "singularidade inicial": t = 0.
Suponha que, nesse "começo do universo", uma partícula de teste emita uma onda eletromagnética, que se propague com a velocidade da luz c. Após um tempo t, essa onda forma uma esfera cujo raio é ct. Costuma-se chamá-la de horizonte cósmico. Para que uma partícula seja "informada" por outra partícula, esta deve estar localizada dentro de seu horizonte esférico.
A expansão dilata o "material" cósmico, ou seja, o próprio espaço. Pode-se considerar duas partículas chamadas comóveis, ou seja, "que se movem com o espaço".
Seja R(t) um comprimento característico que descreve a expansão do espaço.
(109)
Pode representar a distância entre essas duas partículas. Se compararmos R(t) com ct, obtemos a figura a seguir (110):
(110)
Se t < th, o raio do horizonte esférico é menor que a distância média entre duas partículas vizinhas. Elas então não podem trocar nenhuma informação (energia, dados), ignorando-se mutuamente: um universo inteiramente autista, representado na figura (111).
Quando t > th, a situação muda: as partículas podem se comunicar, pois ct torna-se muito maior que a distância média que as separa.
O caso t < th corresponde ao universo primitivo. A radiação cósmica de fundo a 2,7 K (RCF) é a imagem fóssil desse universo primitivo, que aparece notavelmente homogênea. Por quê?
Se o ar que você respira é tão homogêneo, é porque é dominado pelas colisões. Nenhum gradiente de temperatura importante pode persistir por muito tempo em uma curta distância; as colisões o suavizam rapidamente.
Se você fala a mesma língua que seu interlocutor, é porque seus antepassados falaram muito juntos. Por que os componentes desse universo primitivo parecem tão semelhantes, "embora não tenham se comunicado entre si no passado"?
A resposta atual chama-se inflação, teoria desenvolvida pelo russo Linde. Ela se resume em atribuir ao universo primitivo uma espécie de constante cosmológica superposta, variável no tempo, uma espécie de propriedade repulsiva do vácuo, causando uma expansão fantástica.
Em:
J.P. Petit & P. Midy: Astrofísica da matéria e da matéria fantasma, 3: A época radiativa: O problema da "singularidade" do universo. O problema da homogeneidade do universo primitivo. Física geométrica A, 6, março de 1998
o leitor encontrará uma explicação alternativa possível.
O problema da origem do tempo.
**** t = 0. O que significa isso? Tem algum sentido, "próximo da singularidade"?
Quando voltamos no passado, a temperatura do fluido cósmico aumenta continuamente. A velocidade térmica das partículas de massa não nula também aumenta e tende a c quando a temperatura tende ao infinito.
As partículas de massa não nula possuem um "tempo próprio":
(112)
que depende de sua velocidade v, mais precisamente da razão v/c. Quando v tende a c, o tempo próprio se congela. Como podemos imaginar um relógio nessas condições?
Assim, vemos que o Modelo Padrão ainda está longe de ser perfeito para responder a todas as perguntas (esta não é uma análise exaustiva).
Na sequência, apresentaremos nossos próprios trabalhos. Primeiramente, precisamos introduzir alguns conceitos geométricos, sobre os quais esses trabalhos serão fundamentados.
Versão original (inglês)
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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.