a121
| 22 |
|---|
Несколько слов о методе параллакса :
Этот метод был введен немецким астрономом Бесселем. Слева — орбита Земли. S — Солнце. s — звезда.
С двух противоположных точек зрения на земной орбите (T1 и T2, например, июль — декабрь), звезда s занимает две различные позиции относительно очень удаленных звезд, составляющих фон наблюдения.
Астроном может вычислить угол Δq и легко определить расстояние D до звезды, используя следующую формулу:
(108 тер)
Проблема первоначального мира.
Рассмотрим момент, близкий к тому, что называется «начальной сингулярностью»: t = 0.
Предположим, что в этот «самый начальный момент Вселенной» частица испускает электромагнитную волну, которая распространяется со скоростью света c. Через время t эта волна образует сферу, радиус которой равен ct. Ее обычно называют космическим горизонтом. Чтобы «узнать» о частице, соседняя частица должна находиться внутри ее сферического горизонта.
Расширение растягивает «космический материал», то есть само пространство. Можно рассмотреть две частицы, называемые сопутствующими, то есть «двигающиеся вместе с пространством».
Пусть R(t) — характерная длина, описывающая расширение пространства.
(109)
Она может представлять расстояние между этими двумя частицами. Если сравнить R(t) с ct, получим следующую картину (110):
(110)
Если t < tₕ, радиус сферического горизонта меньше среднего расстояния между соседними частицами. Тогда они не могут обмениваться никакой информацией (энергией, данными), они не знают друг о друге: Вселенная полностью аутистическая, изображенная на рисунке (111).
Когда t > tₕ, ситуация меняется: частицы могут общаться, потому что ct становится намного больше среднего расстояния между ними.
Случай t < tₕ соответствует первоначальной Вселенной. Излучение космического фона при 2,7 К (КФИ) — это окаменелое изображение этой первоначальной Вселенной, которое кажется замечательно однородным. Почему?
Если воздух, который вы дышите, так однороден, то это потому, что он доминируем коллизиями. Никакой значительный градиент температуры не может долго существовать на коротком расстоянии; коллизии быстро сгладят его.
Если вы говорите на том же языке, что и ваш собеседник, то это потому, что ваши предки много разговаривали вместе. Почему компоненты этой первоначальной Вселенной выглядят так похожими, хотя «они не общались между собой в прошлом»?
Современный ответ называется инфляцией, теорией, разработанной русским Линде. Это эквивалентно присвоению первоначальной Вселенной некоторого вида сверхкосмологической постоянной, зависящей от времени, некоторого репульсивного свойства вакуума, вызывающего фантастическое расширение.
В :
J.P. Petit & P. Midy : Астрофизика материи и теневой материи, 3 : Радиационная эпоха : Проблема «сингулярности» Вселенной. Проблема однородности первоначальной Вселенной. Геометрическая физика A, 6, март 1998
читатель найдет возможное альтернативное объяснение.
Проблема происхождения времени.
**** t = 0. Что это означает? Имеет ли смысл, «рядом с сингулярностью»?
Когда мы возвращаемся в прошлое, температура космического вещества постоянно растет. Термальная скорость частиц с ненулевой массой также растет и приближается к c, когда температура стремится к бесконечности.
Частицы с ненулевой массой обладают «собственным временем» :
(112)
которое зависит от их скорости v, точнее, от отношения v/c. Когда v приближается к c, собственное время замерзает. Как можно представить часы в таких условиях?
Таким образом, мы видим, что Стандартная Модель далеко не идеальна для ответа на все вопросы (это не исчерпывающий анализ).
В дальнейшем мы представим наши собственные работы. Сначала нам нужно ввести некоторые геометрические понятия, на которых будут основаны эти работы.
Оригинальная версия (английский)
a121
| 22 |
|---|
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.