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    Cosmologie
    Cosmologie
    Cosmologie
    Livre électronique136 pages1 heure

    Cosmologie

    Par Simone Malacrida

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    À propos de ce livre électronique

    Ce livre présente les principaux aspects de la cosmologie tels que :
    le principe cosmologique, la loi de Hubble et la récession des galaxies
    Cosmologie newtonienne et relativiste
    les problèmes de planéité et d'horizon, les modèles De Sitter et Lemaitre
    les théories cosmologiques du Big Bang et de l'état stationnaire
    thermodynamique cosmologique et ères cosmologiques
    le rôle de la matière noire

    LangueFrançais
    ÉditeurSimone Malacrida
    Date de sortie13 janv. 2023
    ISBN9798215224410
    Cosmologie
    Auteur

    Simone Malacrida

    Simone Malacrida (1977) Ha lavorato nel settore della ricerca (ottica e nanotecnologie) e, in seguito, in quello industriale-impiantistico, in particolare nel Power, nell'Oil&Gas e nelle infrastrutture. E' interessato a problematiche finanziarie ed energetiche. Ha pubblicato un primo ciclo di 21 libri principali (10 divulgativi e didattici e 11 romanzi) + 91 manuali didattici derivati. Un secondo ciclo, sempre di 21 libri, è in corso di elaborazione e sviluppo.

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      Aperçu du livre

      Cosmologie - Simone Malacrida

      Cosmologie

      SIMONE MALACRIDA

      Ce livre présente les principaux aspects de la cosmologie tels que :

      le principe cosmologique, la loi de Hubble et la récession des galaxies

      Cosmologie newtonienne et relativiste

      les problèmes de planéité et d'horizon, les modèles De Sitter et Lemaitre

      les théories cosmologiques du Big Bang et de l'état stationnaire

      thermodynamique cosmologique et ères cosmologiques

      le rôle de la matière noire

      Simone Malacrida (1977)

      Ingénieur et écrivain, il a travaillé sur la recherche, la finance, la politique énergétique et les installations industrielles.

      INDEX ANALYTIQUE

      ––––––––

      INTRODUCTION

      ––––––––

      I - CONCEPTS DE BASE

      Principe cosmologique

      Décalage vers le rouge

      loi de Hubble

      Récession des galaxies

      ––––––––

      II - COSMOLOGIE NEWTONIENNE

      Introduction

      Modèles cosmologiques newtoniens

      Densité critique et densité effective

      Évolution dans le cas newtonien

      ––––––––

      III - COS M OLOGIE REL ATIVISTIQUE

      Introduction

      La courbure de l'espace-temps

      Facteur d'échelle et métrique

      Densité de matière-énergie et pression

      Problème de planéité

      Problème d'horizon

      Modèles De Sitter et Lemaitre

      ––––––––

      IV - THÉORIES COSMOLOGIQUES

      Théorie du Big Bang et de l'état stationnaire

      ––––––––

      V - ÈRE COSMOLOGIQUE

      Thermodynamique cosmologique

      Bref aperçu des particules et des interactions fondamentales

      Epoques cosmologiques

      ––––––––

      VI - MATIÈRE NOIRE ET ORIGINE DES GALAXIES

      Premiers modèles _

      Matière noire

      INTRODUCTION

      La cosmologie est la science qui traite de l'étude de la structure, de l'origine et de l'évolution de l'Univers et, à ce titre, représente l'un des points culminants des connaissances physiques actuelles.

      En fait, toutes les théories précédentes y convergent, comme la mécanique, la thermodynamique, la relativité générale, mais aussi la physique quantique, nucléaire et des particules.

      Par conséquent, une compréhension complète de la cosmologie ne peut être séparée d'une connaissance des rudiments de ces secteurs de la physique.

      Néanmoins, dans ce livre, des références à la physique nucléaire et des particules et à la relativité générale seront présentées, au moins dans leurs aspects spécifiques.

      Pour une étude approfondie de ces secteurs, veuillez plutôt vous référer à d'autres écrits spécialisés.

      Le but de la cosmologie n'est pas d'étudier les solutions des équations d'Einstein pour le champ gravitationnel, mais d'appliquer ces solutions à une échelle universelle et de tirer des conclusions sur la structure globale de l'espace-temps.

      Ce livre présente les principales études cosmologiques qui ont été considérablement investiguées au cours des cent dernières années, avec les apports fondamentaux de la relativité générale et de la physique quantique.

      Les théories cosmologiques issues du rapprochement de ces deux secteurs au niveau de la structure de l'Univers ont permis de faire une classification thermodynamique et temporelle de l'évolution de l'Univers, sans toutefois résoudre tous les problèmes à cet égard.

      Le rôle encore mystérieux de la matière noire, son entité et sa composition, reste l'un des défis les plus fascinants de la science contemporaine.

      I

      CONCEPTS DE BASE

      Principe cosmologique

      ––––––––

      La cosmologie étudie la structure, l'origine et l'évolution de l'univers.

      Le fondement de la cosmologie moderne est le soi-disant principe cosmologique énoncé par Milne en 1933.

      Selon ce principe, l'univers doit être fondamentalement homogène (son aspect ne dépend pas du point d'observation) et isotrope (son aspect est le même dans toutes les directions) à grande échelle et soumis partout aux mêmes lois physiques, de sorte que tout observateur, placé en un point quelconque de celle-ci, est capable d'observer les mêmes caractères et d'arriver aux mêmes résultats.

      C'est, si l'on veut, une extension du principe copernicien selon lequel la terre n'est pas une place privilégiée dans notre système solaire.

      Le principe cosmologique n'est pas une loi démontrable, mais une exigence rationnelle de notre intellect, qui ne saurait faire de l'objet de la connaissance scientifique un univers non soumis partout aux mêmes lois de la nature.

      Une conséquence directe du principe cosmologique est que l'univers, pour respecter les conditions d'homogénéité et d'isotropie, doit être statique ou caractérisé par un mouvement homogène (expansion ou contraction).

      Les données expérimentales recueillies dans la deuxième décennie du XXe siècle confirment cette prédiction en démontrant que l'univers est dans un état d'expansion homogène.

      Le terme homogène ne fait pas référence au taux d'expansion (qui en fait, comme nous le verrons, diminue avec le temps), mais au fait que l'expansion affecte uniformément l'univers entier (il n'y a pas de portion qui se dilate plus vite qu'une autre ).

      Décalage vers le rouge

      ––––––––

      Lorsque nous observons les spectres provenant de corps en mouvement par rapport à nous, ils apparaissent déformés.

      En particulier, les raies se déplacent vers des longueurs d'onde plus grandes si la source lumineuse a un éloignement relatif, tandis qu'elles se déplacent vers des longueurs d'onde plus courtes si la source est animée d'un rapprochement relatif.

      Étant donné que dans le spectre visible, les longueurs d'onde plus longues correspondent au rouge, tandis que les longueurs d'onde plus courtes correspondent au bleu, le phénomène d'« étirement » de longueur d'onde à partir d'un corps en retrait est appelé décalage vers le rouge ou décalage vers le rouge, tandis que le phénomène de « compression » de la longueur d'onde provenant d'un corps qui s'approche est appelée décalage vers le bleu ou décalage vers le bleu.

      Naturellement, cela ne signifie pas qu'un rayonnement qui a subi un décalage vers le rouge ou un décalage vers le bleu nous apparaît réellement rouge ou bleu, cela signifie seulement qu'il nous apparaît avec une longueur d'onde respectivement supérieure ou inférieure à celle qu'il possédait à l'origine. instant d'émission.

      L'intensité du phénomène est d'autant plus grande que la vitesse radiale de départ ou d'approche est grande.

      Le phénomène est analogue, comme le signale Doppler en 1842 et comme le démontre expérimentalement Fizeau en 1848, à celui qui se produit dans les ondes acoustiques.

      Il est en effet connu qu'une source sonore qui s'approche produit un son plus aigu, tandis qu'un éloignement produit un son plus grave (effet Doppler).

      Supposons maintenant qu'une source lumineuse émette des ondes électromagnétiques de période T et que la source s'éloigne de l'observateur à une vitesse v.

      Après avoir

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