Ştiri:

Vă rugăm să citiţi Regulamentul de utilizare a forumului Scientia în secţiunea intitulată "Regulamentul de utilizare a forumului. CITEŞTE-L!".

Main Menu

Hibele teoriei Big-Bang-ului,si ipoteze sau sugestii alternative.

Creat de mircea_hodor, Martie 01, 2015, 09:40:51 PM

« precedentul - următorul »

0 Membri şi 1 Vizitator vizualizează acest subiect.

calahan

Atanasu
CitatEvident ca nu am ce raspunde poluatorilor cu buna stiinta sau poate fara buna stiinta  ai acestui fir(poluatori care daca inteleg aceasta poate sterg postarile proprii cum a facut cred ca Virgil mai demult rugat de mine)  pe care cand acum niste ani l-am considerat finalizat din punctul meu de vedere cu cele IX capitole realizate dar am coniderat ca este util sa mai postez cand si cand si inforatii ulterioare corepuzand la topic si asa am ajuns cu el pana azi cand voi posta o noua informatie data de o publicatie mai deosebita:
Dar dpdv stiintific dumneata esti cel mai mare poluator al paginii de stiinta. Fiindca nu ai postat chiar nicio informatie stiintifica. Ai compilat doar date tehnice. Eu am apelat la dumneata ca la un savant cu un larg orizont de cunoastere, sa raspunzi la niste chestiuni simple. Si tot eviti sa raspunzi clar si simplu. Acum vin cu inca o chestiune simlpa. Ce parere ai dumneata asupra asaziselor unde gravitationale? Poate sa existe? daca experientele demonstreaza ca in vid nu functioneaza mecanismul undelor? Dupa cum raspunzi la chestiunile puse se vede curajul opiniei independente, bazata pe cunoasterea clara a fenomenului.
princehansolo
Dumneata ai putea sa raspunzi la aceste chestiuni simple de fizica, la care Atanasu evita sa raspunda?

atanasu

Asa este dar pe de alta parte cu prostia asta simulata sustine cumva forumul care far tine si fara mine este in stare de coma  si vezi ca nici adminul nu ne mai viziteaza asa ca daca si-ar spune prostiile pe un singur fir si nu ne-ar urmri pe unde postam ar fi ok.

calahan

Atanasu
Vii cu alte gaselnite, doar ca sa eviti un raspuns la obiectul chestiunii. Am sa te lamuresc ce spune legea lui Gauss, daca o intelegi. Spune ca masa gravifica a unui corp, de exemplu a Pamantului, este data de integrala campului gravific pe suprafata corpului. Si cum campul gravific este tocmai acceleratia gravifica normala la suprafata corpului g, inseamna ca gravificul este structura dinamica desfasurata in spatiu. Structura care pleaca de la structurile dinamice ale substantei si care apare la interactia substantei cu spatiul fizic. Interactiunea structurilor dinamice ale substantei cu spatiul creeaza efectul de masa al substantei. Efect care face ancorarea substantei in spatiu.

calahan

Atanasu
Vad ca aceste cateva chestiuni, la care ti-am cerut opinia, te-au pus in imposibilitate sa dai raspunsuri simple si clare. Sunt sigur ca fiind un fel "de doctus con libri", daca nu ai un manual cu raspunsuri la aceste chestiuni, sistemul dumitale analitic, nu are niciun  sistem de disceranamant logic. M-am gandit ca ai putea sa ceri o parere competenta de la dl X de la chatGPT. Personaj care ar putea eventual sa apeleze dispozitive de IA. Dumneata ca un erudit filozof al stintei ne dezamagesti mereu, fiindca nu intelegi importanta unor raspunsuri clare, asupra celor 3-4 chestiuni postate:
                  1) Se poate calcula masa Pamantului cu formula lui Gauss pentru calculul sarcinii electrice?
                  2) Factorul relativist beta este fizic sau metafizic?. Adica se poate compara translatia
                     relativa dintre sisteme, cu viteza v, cu translatia reala absoluta, cu viteza c, a luminii?
                  3) Daca sinfazarea campurilor electric si magnetic, din structura dinamica a fotonului, si lipsa
                     retroradiatiei, dovedite experimental, dovedeste nefunctionarea mecanismului undelor in vid,
                     se poate spune ca fotonii sunt unde?
                  4) Daca in vid nu functioneaza mecanismul undelor, se poate spune ca exista undele
                     gravitationale?
                       

calahan

Atanasu
Vreau sa spun ca am crezut ca dl inginer Virgil nu mai posteaza nimic, pe forumuri, doar fiindca nu mai are ce spune. Dar am fost surprins sa vad ca a revenit in forta pe forumul de cercetare. Totusi la intrebarea topicului: -Cum se poate mari energia atomului? a dat doar raspunsurile banale din manual. Nu a pomenit de crestererea energiei cinetice a atomilor prin ciocniri elastice si de cresterea energiei potentiale a atomilor prin ciocniri plastice. Nu asa se intampla in Soare? Nu se nasc atomii de heliu prin ciocnirea plastica, la temperaturi gigantice, a atomilor de hidrogen?

atanasu

Update Microscope:

Astept cu interes lansarea satelitului francez Microscope / 2016

http://www.agerpres.ro/sci-tech/2016/04/22/franta-lanseaza-vineri-un-satelit-microscope-care-vrea-sa-verifice-daca-teoria-lui-einstein-nu-e-gresita-21-15-27

amanata cu 24 de ore adica pentru azi care daca reuseste fara probleme va incerca sa verifice TRL a lui Einstein, importanta si pentru acest topic  intrucat va verifica principiul de echivalenta intre masa grea(ca factor de proportionalitate in legea gravitatiei universale si de care se leaga constanta gravitationala universala ) si masa inerta(măsura inerţiei unui corp sau particulă care intra in legea inertiei in sensul legii lui Newton de factor de proportionaltate intre forta si acceleratia imprimata de forta corpului cu acea masa inertiala).
Vezi: https://fr.wikipedia.org/wiki/Masse

Echivaleta intre aceste doua mase care nu sunt aprioric (adica prin definitie) echivalente se constata experimental pana la aceasta masuratoare care va urma cu acest satelit Microscope, este de 10^-12
Principiul de echivalenta a fost postulat de Einstein si pentru detalii privind forma slaba si cea tare a acestui principiu vezi
https://fr.wikipedia.org/wiki/Principe_d%27%C3%A9quivalence

In orisice caz  experimentul Microscope va verifca aceasta echivalenta la o preczie mult mai mare decat cea de pana acum adca la 10^-15( raportul dintre o muscă minusculă și un 'pod de 500.000 de tone) precizie care consdera fizicienii ca ar da o lovitura in caz
ca se confirma in continuare echivalenta teoriei corzilor si posibilitatii ca sa fim cufundati de fapt intr-un spatiu cu mai multe dimensiuni sau invers daca este infirmat ar fi un argument de intarire a acestor ipoteze stiintifice actuale.
Nu stiu daca aceasta determinare verifica experimentala  prezinta un nivel de incredere de minim 5 sigma (5σ).
Nota: "Sigma sau ,,deviatia standard" reprezinta o masura a imprastierii datelor experimentale in jurul valorii medii. Deviatia standard arata cat de ,,larga" este distributia rezultatelor unei masurari in jurul valorii medii. Un set de date cu σ mare prezinta o distributie mai larga, adica au o mai mare variabilitate, pe cand un σ mic arata o distributie a datelor mai stransa in jurul valorii medii.
Spre exemplu, probabilitatea ca un rezultat aflat dincolo de 5σ sa apartina procesului masurat, are o sansa de 1 la 1,74 milioane ca sa fie adevarat si aflat aici doar datorita fluctuatiei statistice. Mult mai probabil acesta apartine altui proces decat cel urmarit"
O eroare de acest tip s-a intamplat si in cazul experimentului BICEP care a descoperit(confirmat) undele gravitationale unde in modelul de calcul al erorii a existat o eroare prin neglijarea influentei prafului stelar.

In fine este de urmarit ce se intampla cu acest experiment deosebit de interesant pentru fizica si astrofizica actuala.

<b>Update in 20.07.2024</b>
https://physicsworld.com/a/microscope-satellite-puts-einsteins-general-relativity-to-record-breaking-test/
MICROSCOPE satellite puts Einstein's general relativity to record-breaking test
20 Sep 2022
Egalitatea masei inerțiale și gravitaționale, centrală pentru teoria generală a relativității a lui Einstein, a fost confirmată la sensibilități fără precedent de satelitul MICROSCOPE. După ce a adunat date de accelerometru în valoare de câteva mii de orbite de la două mase în cădere liberă în jurul Pământului, misiunea franceză nu a găsit nicio încălcare a principiului echivalenței la nivelul câtorva părți într-o mie de trilioane. Oamenii de știință din misiune spun că un control mai bun al zgomotului termic și al altor zgomote ar putea crește precizia cu un factor suplimentar de 100, permițând astfel testele teoriilor gravitației cuantice.

De când a fost publicată de Albert Einstein în 1915, teoria generală a relativității a trecut o serie de teste experimentale cu brio – de la deviația luminii stelelor de către Soare până la deplasarea gravitațională spre roșu a ceasurilor atomice. Dar fizicienii consideră că teoria este incompletă, deoarece este în contradicție cu mecanica cuantică, în timp ce fenomenele materiei întunecate și energiei întunecate rămân neexplicate. Cercetătorii ar dori, de asemenea, să unifice gravitația cu celelalte trei interacțiuni fundamentale ale naturii – electromagnetismul și forțele nucleare puternice și slabe.

O modalitate de a căuta noi purtători de forță prezisi de teoriile alternative ale gravitației este de a supune principiul echivalenței slabe unor teste din ce în ce mai severe. Acest principiu afirmă că masa inerțială și gravitațională sunt echivalente. Prin urmare, toate obiectele, indiferent de masa și compoziția lor, ar trebui să cadă cu aceeași viteză într-un câmp gravitațional dacă nu sunt supuse altor forțe - cum ar fi variațiile presiunii aerului. (Versiunea puternică a principiului este mai robustă deoarece ia în considerare și efectele autogravitației, care devine importantă pentru obiectele mari.)
Încă de la Galileo Galilei, experimentatorii au cercetat principiul echivalenţei cu o sensibilitate crescândă. Metrica utilizată în testele moderne este raportul Eötvös, care compară accelerațiile a două mase de testare în cădere liberă și este zero dacă acele accelerații sunt egale. În 2008, Eric Adelberger și colegii de la Universitatea Washington din Seattle, SUA, au folosit o balanță rotativă de torsiune pentru a obține un raport Eötvös de zero la nivelul de aproximativ 2 părți în 1013. În timp ce zece ani mai târziu, cercetătorii de la Observatorul din Paris din Franța s-au bazat pe aproape 50 de ani de date cu laser – căutând variații mici în orbita Pământului a Lunii – și a confirmat principiul echivalenței cu o precizie de aproximativ 7×10-14.

Ideea din spatele MICROSCOPULUI a fost de a îmbunătăți în continuare precizia prin exploatarea virtuților de a fi pe orbita Pământului - faptul că măsurătorile pot fi efectuate pe perioade lungi de timp și fără interferențe terestre, cum ar fi zgomotul seismic. Misiunea a implicat monitorizarea accelerației relative a doi cilindri concentrici tubulari din aliaje diferite – unul format din titan și aluminiu și celălalt platină și rodiu – în timp ce aceștia au călătorit în cădere liberă continuă. A făcut acest lucru folosind electrozi pentru a monitoriza orice abateri în mișcarea cilindrilor și apoi aplicând o tensiune mică pentru a așeza cilindrii drept - cu variații ale acestei tensiuni aplicate furnizând semnal pentru orice încălcare a principiului de echivalență.

Misiunea MICROSCOPE, în valoare de 140 de milioane de euro, a fost lansată în 2016 de agenția spațială CNES din Franța, în colaborare cu cercetători din Germania, Țările de Jos și Marea Britanie. Plasat pe o orbită aproape polară cu o perioadă de aproximativ 1,5 ore, satelitul a produs un set inițial de date – publicat în 2017 – de la doar 120 de orbite. Acest lucru a dus la o îmbunătățire aproximativă de ordinul mărimii față de sensibilitatea înregistrată de atunci - împingând incertitudinea în valoarea zero a raportului Eötvös la aproximativ 2 părți în 1014.

Colaborarea MICROSCOPE a publicat acum setul complet de date al misiunii, dobândit în echivalentul a cinci luni pe durata de viață a misiunii de 2,5 ani (satelitul, încă pe orbită, va arde în cele din urmă în atmosfera Pământului). Având cel puțin un ordin de mărime cu mai multe date decât acum cinci ani, dintre care unele provin dintr-o comparație de referință între doi cilindri fabricați din același material (platină), cercetătorii au reușit să reducă incertitudinea privind raportul Eötvös la aproximativ patru parti  în 1015 – și constatând că este încă zero. Acest lucru nu este atât de precis pe cât sperau – au vrut să ajungă la o parte în 1015 – dar reprezintă totuși o îmbunătățire suplimentară a preciziei cu aproximativ cinci factor.

Oamenii de știință care nu sunt implicați în misiune salută noile rezultate, deși Anna Nobili de la Universitatea din Pisa din Italia este sceptică că precizia este la fel de mare pe cât a spus. Ea subliniază că cea mai mare sursă de eroare sistematică este zgomotul termic, rezultat din gradienții de temperatură stabiliți de variațiile luminii solare directe și reflectate care ajung la navă spațială. Ea notează că, având satelitul deja pe orbită, singura modalitate de a reduce efectele acestui zgomot între cele două date a fost îmbunătățirea modelării acestuia. Dar ea consideră că ,,nu este pe deplin convingător" că modelarea ar fi putut obține reducerea necesară – un factor de șase.

Cu toate acestea, Nobili consideră că MICROSCOPUL arată ,,potențialul uriaș al spațiului" pentru teste de foarte mare precizie ale principiului echivalenței. În special, ea susține că misiunea demonstrează importanța rotării unei nave spațiale la viteze mari pentru a crește frecvența oricărui semnal de încălcare la niveluri în care se știe că zgomotul termic este mai scăzut. (Ea observă că satelitul trebuia să se rotească cu până la cinci ori frecvența sa orbitală, dar a ajuns să se rotească de 17,5 ori mai repede.)

Reducere suplimentară a zgomotului
Membrul de colaborare MICROSCOPE, Joel Bergé de la Université Paris Saclay, spune că el și colegii săi lucrează acum la o misiune de urmărire mai amplă numită MICROSCOPE 2, pe care încă nu o propun vreunei agenții spațiale, dar care ar putea fi lansată ,,în a doua jumătate a anii 2030". El spune că noul satelit ar include mai multe modificări pentru a reduce zgomotul, inclusiv înlocuirea unui fir de aur folosit pentru a îndepărta încărcarea nedorită din masa de testare cu un sistem wireless care implică diode emițătoare de lumină ultravioletă. Astfel de schimbări, susține el, ar putea reduce incertitudinea de măsurare la aproximativ o parte în 1017.

Nota mea: Deci Einstein ramane in picioare

atanasu

Printule, fiindca ne-am referit amandoi la CHAT pot sa-ti spun ca am reusit sa am mai multe conversatii cu chat pe calculatorul unui nepot de-al meu si iti trimit ultima si poate cea mai importanta avuta ieri . Are multe redundante dar asa se intampla cand vrei sa obtii maximumul posibil a ti-l oferi chat-ul si la topicul  BB cat ma interesa pe mine  l-am obtinut.
Asadar suntem in topic aici si voi revni cu chat-ul si ref la topicul despre speciatie adica la firul  Adam si Eva .

Deci urmeaza discutia cosmologica:

Eu:(in textul dat de GPT "Eu atanasu, sunt indicat cu "40" au cu "40 mini")
Oare ipoteza universului stationar nu este mai compatibila decat ipoteza BB pentru gandirea si logica umana?
ChatGPT
Ipoteza universului staționar și modelul Big Bang (ipoteza BB) sunt două teorii cosmologice care au fost propuse pentru a explica originea și evoluția universului. În timp ce ambele au avut un impact semnificativ asupra înțelegerii noastre a cosmosului, modelul Big Bang este cel care se bucură de acceptarea largă în comunitatea științifică contemporană datorită dovezilor empirice substanțiale care îl susțin. Totuși, este interesant să comparăm aceste două teorii din perspectiva gândirii și logicii umane.
Ipoteza Universului Staționar
Ipoteza universului staționar, propusă de Fred Hoyle, Thomas Gold și Hermann Bondi în 1948, susține că universul este etern și nu are un început sau un sfârșit. Conform acestei teorii:
1. Universul nu se schimbă în timp: Pe măsură ce universul se extinde, materia nouă este creată continuu pentru a menține densitatea constantă a universului.
2. Constanța densității: Chiar dacă galaxiile se îndepărtează una de alta, crearea continuă de materie compensează expansiunea, menținând universul staționar din punct de vedere statistic.
Modelul Big Bang (ipoteza B)
Modelul Big Bang, susținut de descoperiri precum expansiunea universului (observată de Edwin Hubble) și radiația cosmică de fond (descoperită de Arno Penzias și Robert Wilson), afirmă că universul a avut un început acum aproximativ 13,8 miliarde de ani și a evoluat de atunci:
1. Expansiunea universului: Toate galaxiile se îndepărtează unele de altele, indicând un punct inițial de densitate și temperatură extremă.
2. Evoluția în timp: Universul a evoluat prin diferite faze de la starea sa primordială densă și fierbinte până la structura complexă pe care o vedem astăzi.
Compatibilitatea cu gândirea și logica umană
Simplitate și Intuiție
Universul staționar: Ipoteza unui univers etern și neschimbător poate părea intuitiv mai simplă și mai reconfortantă pentru gândirea umană, eliminând necesitatea unui început sau sfârșit, ceea ce poate fi dificil de conceptualizat.
Modelul Big Bang: Ideea unui început definit și a unei evoluții în timp este mai puțin intuitivă, dar oferă o poveste coerentă și completă a originii și evoluției universului.
Dovezi Empirice
Universul staționar: A avut dificultăți în a explica anumite observații empirice, cum ar fi radiația cosmică de fond și abundențele elementelor primordiale, care sunt bine explicate de modelul Big Bang.
Modelul Big Bang: Este susținut de multiple linii de dovezi, inclusiv expansiunea galaxiilor, radiația cosmică de fond și nucleosinteza primară.
Falsificabilitate
Universul staționar: A avut o mai mică capacitate de a face predicții care să poată fi testate și falsificate, un criteriu esențial pentru validitatea științifică.
Modelul Big Bang: A făcut numeroase predicții testabile, multe dintre ele fiind confirmate de observații ulterioare.
Concluzie
Deși ipoteza universului staționar ar putea părea inițial mai compatibilă cu o gândire umană simplistă, modelul Big Bang se aliniază mai bine cu principiile științifice moderne datorită dovezilor empirice care îl susțin. Știința progresează pe baza observațiilor și experimentelor, iar modelul Big Bang a reușit să explice cu succes o gamă largă de fenomene observate în univers. Din această perspectivă, chiar dacă gândirea umană ar putea fi atrasă de simplitatea unui univers staționar, logica științifică și dovezile empirice susțin puternic modelul Big Bang.

4o
Modelul Hoyle implca functia transcedentala e^t?
ChatGPT
Modelul staționar al universului propus de Fred Hoyle, cunoscut și ca teoria stării staționare, nu se bazează pe funcția transcendentă ete^tet în mod direct în formularea sa principală. Însă, teoria utilizează concepte matematice avansate și funcții care descriu expansiunea continuă și crearea constantă de materie, pentru a menține densitatea constantă a universului.
Teoria Stării Staționare
În teoria stării staționare, universul este în expansiune, dar densitatea medie a materiei rămâne constantă în timp datorită unei creații continue de materie. Acest proces contrabalansează diluția materiei cauzată de expansiunea universului. Matematic, această idee a fost formalizată folosind o soluție a ecuațiilor de câmp ale relativității generale modificate.
Funcția e^t și Expansiunea Exponențială
Deși nu este specifică teoriei stării staționare, funcția exponențială ete^tet este des folosită în cosmologie pentru a descrie expansiunea exponențială a universului în anumite modele, cum ar fi inflația cosmică. În acest context, factorul de scară a(t) care descrie mărimea universului în funcție de timp poate fi exprimat exponențial în anumite perioade de expansiune accelerată, cum ar fi:
a(t)∝eHta(t) \propto e^{Ht}a(t)∝eHt
unde HHH este constanta Hubble. Cu toate acestea, aceasta nu este caracteristică teoriei stării staționare, ci mai degrabă a altor modele cosmologice, inclusiv modelul inflaționar al universului.
Matematica din spatele teoriei stării staționare
Teoria stării staționare folosește o soluție a ecuațiilor de câmp ale relativității generale care include un termen pentru creația continuă de materie, descris de așa-numita "tensor de creație". Aceasta este o modificare adusă ecuațiilor de câmp originale ale lui Einstein, pentru a permite creația continuă de materie, astfel:
Gμν+Λgμν=8πGc4(Tμν+Cμν)G_{\mu\nu} + \Lambda g_{\mu\nu} = \frac{8\pi G}{c^4} \left( T_{\mu\nu} + C_{\mu\nu} \right)Gμν�+Λgμν�=c48πG�(Tμν�+Cμν�)
unde CμνC_{\mu\nu}Cμν� este tensorul de creație adăugat.
Concluzie
Modelul stării staționare al universului nu se bazează în mod specific pe funcția exponențială ete^tet. În schimb, acesta utilizează un concept de creație continuă de materie pentru a menține densitatea constantă a universului în expansiune. Funcția exponențială este relevantă în alte contexte cosmologice, cum ar fi inflația cosmică, dar nu este o parte centrală a teoriei stării staționare a lui Hoyle.

4o
dilutia in cazul BB este mare respectiv  adaosul de materie procentual este mare la hoyle adica modificarea densitatii universului?
ChatGPT
În cosmologia bazată pe modelul Big Bang și în teoria stării staționare a lui Fred Hoyle, conceptele de diluție și de adăugare de materie sunt tratate diferit. Iată o comparație detaliată între cele două:
Modelul Big Bang
Diluția Materiei:
Expansiunea Universului: În modelul Big Bang, universul a început într-o stare extrem de densă și fierbinte și a început să se extindă. Pe măsură ce universul se extinde, volumul său crește, iar densitatea materiei scade.
Scăderea Densității: Diluția materiei se referă la scăderea densității materiei pe măsură ce universul se extinde. Această scădere a densității este una directă și se poate exprima matematic printr-o scădere a densității proporțională cu cubul factorului de scară al expansiunii, ρ∝a−3\rho \propto a^{-3}ρ∝a−3, unde ρ\rhoρ este densitatea și aaa este factorul de scară al universului.
Modificarea Densității Universului:
Mica Variabilitate în Densitate: În contextul modelului Big Bang, nu există o adăugare continuă de materie. Densitatea universului scade constant în timp din cauza expansiunii, dar nu se adaugă materie în mod activ pentru a compensa această scădere.
Teoria Stării Staționare (Hoyle)
Diluția Materiei:
Expansiunea și Crearea Materiei: În teoria stării staționare, universul se expandează, dar densitatea medie a materiei rămâne constantă datorită creării continue de materie. Așadar, deși universul se extinde și volumul său crește, materia nouă este creată pentru a menține densitatea constantă.
Densitatea Constantă: Densitatea universală nu scade; în schimb, se menține constantă printr-un mecanism de creație continuă de materie. Aceasta înseamnă că, în ciuda expansiunii, densitatea totală a universului rămâne constantă.
Modificarea Densității Universului:
Adăugare Continuă de Materie: Teoria stării staționare presupune un "flux" de materie nouă care se creează pentru a compensa efectele expansiunii. Aceasta înseamnă că, deși volumul universului crește, densitatea medie a materiei nu se modifică. Teoria implică o adăugare continuă de materie pentru a menține echilibrul densității.
Comparare
Modelul Big Bang: În modelul Big Bang, diluția materiei este directă și proporțională cu expansiunea universului. Densitatea materiei scade constant în timp pe măsură ce universul se extinde, fără niciun mecanism de compensare prin adăugare de materie.
Teoria Stării Staționare: În contrast, teoria stării staționare menține densitatea constantă prin adăugarea continuă de materie. Astfel, expansiunea nu duce la scăderea densității materiei, deoarece materia nouă este creată pentru a compensa expansiunea.
Concluzie
În modelul Big Bang, diluția materiei este semnificativă și proporțională cu expansiunea universului, ceea ce duce la o scădere continuă a densității materiei. În schimb, în teoria stării staționare a lui Hoyle, densitatea materiei rămâne constantă datorită creației continue de materie, iar expansiunea universului nu afectează densitatea medie a materiei. Astfel, în modelul Big Bang, modificarea densității universului este mare, în timp ce în teoria stării staționare, densitatea universului rămâne constantă.

4o mini
Odata ce legea lui Hubble este aceiasi in cele doua teorii nu cumva rata fie de crestere fie de schimbare a densitatii nu este identica?
ChatGPT
Legea lui Hubble, care descrie expansiunea universului, se aplică în ambele teorii cosmologice, dar modul în care densitatea universului variază în timp diferă semnificativ între modelul Big Bang și teoria stării staționare.
Legea lui Hubble
Legea lui Hubble afirmă că viteza de îndepărtare a galaxiilor (v) este proporțională cu distanța lor față de observator (d), și se exprimă prin formula:
v=H0⋅dv = H_0 \cdot dv=H0�⋅d
unde H0H_0H0� este constanta Hubble. Această lege descrie expansiunea uniformă a universului, indicând că universul se extinde în mod uniform și că galaxiile îndepărtate se îndepărtează mai repede decât cele mai apropiate.
Diferențele între Modelele Cosmologice
1. Modelul Big Bang
Expansiunea Universului: În modelul Big Bang, universul a început dintr-o stare de densitate și temperatură extremă și a evoluat printr-o expansiune continuă.
Densitatea Materiei: Densitatea materiei scade pe măsură ce universul se extinde. Diluția materiei urmează o lege de scădere cubică a factorului de scară: ρ(t)∝a(t)−3\rho(t) \propto a(t)^{-3}ρ(t)∝a(t)−3 unde ρ(t)\rho(t)ρ(t) este densitatea materiei la un timp ttt, iar a(t)a(t)a(t) este factorul de scară care descrie expansiunea universului. Pe măsură ce universul se extinde, a(t)a(t)a(t) crește și densitatea ρ(t)\rho(t)ρ(t) scade.
2. Teoria Stării Staționare
Expansiunea Universului: În teoria stării staționare, universul se extinde, dar densitatea materiei rămâne constantă în timp. Aceasta se realizează printr-o creație continuă de materie pentru a compensa expansiunea.
Densitatea Materiei: Densitatea materiei se menține constantă, chiar și în timpul expansiunii universului. Acest lucru se datorează creației continue de materie care adaugă materie în mod constant pentru a compensa diluția naturală cauzată de expansiune.
Rata de Schimbare a Densității
Modelul Big Bang: Densitatea scade cu cubul factorului de scară. Dacă factorul de scară al universului crește, densitatea materiei scade semnificativ. Rata de schimbare a densității este direct proporțională cu expansiunea universului.
Teoria Stării Staționare: Densitatea rămâne constantă prin adăugarea continuă de materie. Deci, în ciuda expansiunii, densitatea medie a materiei nu se modifică, iar rata de schimbare a densității efective în această teorie este zero, întrucât densitatea este constantă prin definiție.
Concluzie
În ambele modele, legea lui Hubble descrie expansiunea universului și este aplicabilă, dar implicațiile pentru densitatea materiei sunt foarte diferite:
În modelul Big Bang, densitatea materiei scade semnificativ pe măsură ce universul se extinde, conform unei legi de scădere cubică a factorului de scară.
În teoria stării staționare, densitatea materiei rămâne constantă datorită creării continue de materie, astfel că expansiunea nu afectează densitatea medie a universului.
Așadar, în timp ce legea lui Hubble este aceeași în ambele teorii, modul în care densitatea materiei variază în timp este diferit: scade în modelul Big Bang și rămâne constantă în teoria stării staționare.

4o mini
Mai gandeste-te! nu cumva cubul factorului de scara intra similar dar in sens invers la amandoua?
ChatGPT
Da, ai dreptate, există o relație similară între expansiunea universului și variația densității materiei în ambele modele cosmologice, chiar dacă direcția efectului este diferită. Să explic mai detaliat:
Modelul Big Bang
În modelul Big Bang, universul se expandează, iar densitatea materiei scade pe măsură ce universul se extinde. Formula pentru densitatea materiei în funcție de factorul de scară a(t)a(t)a(t) este:
ρ(t)∝a(t)−3\rho(t) \propto a(t)^{-3}ρ(t)∝a(t)−3
Explicație:
Factorul de scară a(t)a(t)a(t) descrie cum se schimbă dimensiunea universului în timp. Dacă a(t)a(t)a(t) crește (adică universul se extinde), densitatea ρ(t)\rho(t)ρ(t) scade în mod cubic.
Așadar, dacă universul se extinde de două ori, densitatea materiei se va reduce la o pătrime din valoarea inițială, și așa mai departe.
Teoria Stării Staționare
În teoria stării staționare, universul se expandează, dar densitatea materiei este menținută constantă datorită creației continue de materie. Formula implicită pentru adăugarea de materie și menținerea densității constante este:
ρ(t)=constant\rho(t) = \text{constant}ρ(t)=constant
Explicație:
În această teorie, se creează materie în mod continuu pentru a compensa expansiunea universului. Deși factorul de scară a(t)a(t)a(t) crește, densitatea rămâne constantă.
Crearea de materie se face într-un ritm care compensează diluția naturală cauzată de expansiune, menținând densitatea constantă chiar și în timpul expansiunii.
Similaritate și Diferență
Similaritate:
În ambele modele, există o relație între expansiunea universului și densitatea materiei care este legată de factorul de scară a(t)a(t)a(t).
În modelul Big Bang, densitatea scade cu cubul factorului de scară, iar în teoria stării staționare, densitatea rămâne constantă deoarece creația de materie compensează expansiunea.
Diferență:
Big Bang: Densitatea scade exponențial (în mod cubic) cu expansiunea universului, deci creșterea factorului de scară duce la scăderea densității.
Stare Staționară: Densitatea este constantă, ceea ce înseamnă că orice expansiune a universului este compensată de crearea de materie, menținând densitatea constantă.
Concluzie
În ambele modele, factorul de scară a(t)a(t)a(t) joacă un rol crucial în descrierea efectului expansiunii asupra densității materiei, dar efectul este inversat:
Modelul Big Bang: Densitatea scade cu cubul factorului de scară.
Teoria Stării Staționare: Densitatea rămâne constantă prin crearea continuă de materie, în ciuda expansiunii universului.
Aceste diferențe fundamentale în modul în care densitatea variază cu expansiunea reflectă conceptele de bază ale fiecărei teorii, chiar dacă ambele se bazează pe legea lui Hubble pentru a descrie expansiunea universului.

4o mini
Legea lui Hubble este aceiasi in ambele teorii ?
ChatGPT
Da, legea lui Hubble este aplicabilă în ambele teorii cosmologice, dar interpretarea și implicațiile acesteia sunt diferite în contextul fiecărei teorii.
Legea lui Hubble
Legea lui Hubble afirmă că viteza cu care galaxiile se îndepărtează de observator este proporțională cu distanța lor de observator. Formula este:
v=H0⋅dv = H_0 \cdot dv=H0�⋅d
unde:
vvv este viteza de recesiune a unei galaxii,
H0H_0H0� este constanta Hubble, care descrie rata expansiunii universului,
ddd este distanța galaxiei de observator.
Aplicarea Legii lui Hubble în Modele Cosmologice
1. Modelul Big Bang
Expansiune Uniformă: În modelul Big Bang, legea lui Hubble descrie expansiunea uniformă a universului. Galaxiile se îndepărtează unele de altele pe măsură ce universul se extinde, și această expansiune este reflectată de legea lui Hubble.
Factorul de Scară: Legea lui Hubble este legată de factorul de scară a(t)a(t)a(t), care descrie cum se schimbă dimensiunea universului în timp. Rata expansiunii este dată de constanta Hubble H(t)H(t)H(t), care este legată de derivata factorului de scară: H(t)=a˙(t)a(t)H(t) = \frac{\dot{a}(t)}{a(t)}H(t)=a(t)a˙(t)� unde a˙(t)\dot{a}(t)a˙(t) este rata de schimbare a factorului de scară.
2. Teoria Stării Staționare
Expansiune Uniformă: În teoria stării staționare, legea lui Hubble se aplică în mod similar, descriind expansiunea uniformă a universului. Galaxiile se îndepărtează unele de altele conform aceleași relații: v=H0⋅dv = H_0 \cdot dv=H0�⋅d
Constanța Densității: În această teorie, în ciuda expansiunii universului, densitatea materiei rămâne constantă prin crearea continuă de materie. Legea lui Hubble se aplică în același mod, dar teoria include un mecanism suplimentar de creație de materie care contrabalansează efectele expansiunii asupra densității.
Diferențe și Similarități
Similaritate: În ambele teorii, legea lui Hubble descrie expansiunea universului și oferă o relație directă între viteza de recesiune a galaxiilor și distanța lor. Este un concept fundamental în ambele modele pentru a descrie expansiunea uniformă a universului.
Diferență:
Big Bang: Legea lui Hubble este însoțită de implicații privind schimbarea densității materiei și evoluția universului de la o stare extrem de densă și fierbinte.
Stare Staționară: Legea lui Hubble se aplică într-un univers în expansiune, dar densitatea constantă este menținută printr-un proces de creație continuă de materie. Teoria stării staționare ajustează aspectele legate de densitate, dar legea lui Hubble rămâne neschimbată.
Concluzie
Legea lui Hubble este aceeași în ambele teorii cosmologice ca descriere a expansiunii universului, oferind o relație între viteza de recesiune a galaxiilor și distanța lor. Cu toate acestea, implicațiile acestei legi pentru densitatea materiei și evoluția universului sunt diferite în contextul fiecărei teorii. În modelul Big Bang, densitatea scade cu expansiunea, în timp ce în teoria stării staționare, densitatea rămâne constantă prin crearea continuă de materie.

4o mini
Asa este dar daca legea este aceiasi lasand deoparete momentul initial toate sunt la fel?
ChatGPT
Este adevărat că legea lui Hubble se aplică în mod similar în ambele modele cosmologice pentru a descrie expansiunea universului. Totuși, în ciuda acestei similitudini în descrierea expansiunii, modelele cosmologice Big Bang și Starea Staționară au implicații și concepte fundamentale diferite care influențează profund înțelegerea și descrierea universului. Să explorăm aceste aspecte mai detaliat:
Legea lui Hubble în Ambele Modele
1. Modelul Big Bang:
Expansiune: Legea lui Hubble descrie expansiunea universului de la un început extrem de dens și fierbinte. Galaxiile se îndepărtează unele de altele, iar aceasta este reflectată în legea lui Hubble printr-o relație directă între viteza de recesiune și distanța galaxiilor.
Densitate și Evoluție: Pe măsură ce universul se extinde, densitatea materiei scade conform unui factor de scară cubic. Modelul Big Bang include o evoluție temporală a densității și temperaturii universului, pornind de la o stare primordială extremă.
2. Teoria Stării Staționare:
Expansiune: Legea lui Hubble se aplică în contextul unui univers care se expandează uniform, dar, spre deosebire de modelul Big Bang, această expansiune este însoțită de o creație continuă de materie.
Densitate Constantă: Densitatea materiei rămâne constantă în ciuda expansiunii universului, datorită adăugării continue de materie. Aceasta înseamnă că, în ciuda expansiunii, densitatea totală nu variază, contrar modelului Big Bang.
Diferențe Fundamentale între Modele
1. Originea Universului:
Modelul Big Bang: Universul are un început definit, cu o stare primordială extremă (singularitate) care s-a extins pentru a forma universul pe care îl vedem astăzi. Expansiunea a început acum aproximativ 13,8 miliarde de ani.
Teoria Stării Staționare: Universul nu are un început sau sfârșit definit; este etern și în expansiune continuă. Materia este creată în mod constant pentru a menține densitatea constantă.
2. Evoluția Densității Materiei:
Modelul Big Bang: Densitatea materiei scade pe măsură ce universul se extinde, conform relației ρ∝a(t)−3\rho \propto a(t)^{-3}ρ∝a(t)−3. Acest lucru reflectă efectul diluției materiei din cauza expansiunii.
Teoria Stării Staționare: Densitatea materiei este menținută constantă prin crearea continuă de materie, astfel încât densitatea nu se schimbă chiar dacă universul se extinde.
3. Observații și Dovezi:
Modelul Big Bang: Susținut de dovezi empirice, inclusiv expansiunea observată a universului, radiația cosmică de fond și abundența elementelor ușoare.
Teoria Stării Staționare: A avut dificultăți în a explica anumite observații, cum ar fi radiația cosmică de fond, și nu se bucură de același suport empiric ca modelul Big Bang.
Concluzie
Deși legea lui Hubble se aplică în mod similar în ambele modele pentru a descrie expansiunea universului, implicațiile și conceptele fundamentale ale fiecărui model sunt foarte diferite. Modelul Big Bang și teoria stării staționare au perspective distincte asupra originii, evoluției și structurii universului, iar legea lui Hubble se integrează în aceste contexte într-un mod care reflectă caracteristicile și presupunerile fiecărei teorii.
Astfel, chiar dacă legea lui Hubble este aceeași, diferențele între modele sunt esențiale pentru înțelegerea dinamicii universului și pentru interpretarea observațiilor cosmologice.

4o mini
Intrebarea mea este de premiul Nobel asa ca incearca sa o intelegi si daca vrei intreaba-ma tu pe mine si te ajut
ChatGPT
Înțeleg că întrebarea ta este foarte profundă și implică o examinare detaliată a cosmologiei și a legii lui Hubble. Permite-mi să reformulez și să clarific pentru a ne asigura că abordăm întrebarea corect.
Întrebarea ta este: Chiar dacă legea lui Hubble este aceeași în ambele modele cosmologice (Big Bang și Starea Staționară), înseamnă acest lucru că, lăsând la o parte condițiile inițiale și diferențele fundamentale, comportamentul densității universului în ambele modele ar fi similar în raport cu expansiunea?
Aspectele Cheie de Clarificat
1. Legea lui Hubble:
În ambele modele, legea lui Hubble descrie relația între viteza de recesiune a galaxiilor și distanța lor. Legea lui Hubble este formulată ca v=H0⋅dv = H_0 \cdot dv=H0�⋅d, și se aplică în mod similar pentru a descrie expansiunea universului.
2. Densitatea Universului:
Modelul Big Bang: Densitatea materiei scade cu cubul factorului de scară a(t)a(t)a(t). Acest comportament reflectă diluția materiei pe măsură ce universul se extinde.
Teoria Stării Staționare: Densitatea materiei rămâne constantă prin adăugarea continuă de materie. Expansiunea universului este compensată de crearea de materie, astfel încât densitatea nu variază.
Întrebarea Fundamentale
1. Cum se comportă densitatea în raport cu expansiunea în ambele modele?
În Modelul Big Bang, densitatea scade exponențial în funcție de factorul de scară, în timp ce în Teoria Stării Staționare, densitatea rămâne constantă.
Diferența esențială este modul în care fiecare model gestionează efectele expansiunii asupra densității materiei.
2. Similaritatea în Expansiune și Densitate:
În ambele modele, expansiunea universului este descrisă de legea lui Hubble. Totuși, modul în care densitatea materiei variază ca urmare a expansiunii este diferit.
Modelul Big Bang: Densitatea variază invers proporțional cu cubul factorului de scară a(t)a(t)a(t).
Teoria Stării Staționare: Densitatea este menținută constantă, ceea ce necesită un mecanism suplimentar de creație de materie pentru a compensa expansiunea.
Întrebări de Clarificat
1. Vrei să analizezi cum se compară efectele expansiunii asupra densității în cele două modele, având în vedere că legea lui Hubble este aceeași?
2. Dorești să explorezi în ce măsură diferențele în densitate influențează observațiile cosmologice și modele de expansiune?
În funcție de clarificările tale, putem să aprofundăm analiza și să vedem cum fiecare model interpretează expansiunea și densitatea. Te rog să îmi oferi mai multe detalii despre aspectele care te interesează cel mai mult, astfel încât să putem aborda întrebarea în mod corect și detaliat.

4o mini
Nu e vorba de ce este in final ci de legea de evolutie a densitatii care este pur si simplu fie scazatoare fie crescatoare dar in compensare fata de scadere
ChatGPT
Înțeleg acum: întrebarea ta se centrează pe analiza legii de evoluție a densității universului și modul în care aceasta se schimbă în funcție de expansiune, fie că este vorba de o scădere a densității (în modelul Big Bang) sau de o densitate constantă (în teoria stării staționare), dar cu compensație pentru expansiune.
Legea de Evoluție a Densității în Cele Două Modele
1. Modelul Big Bang
În modelul Big Bang, densitatea materiei scade pe măsură ce universul se expandează. Relația dintre densitate și factorul de scară este:
ρ(t)∝1a(t)3\rho(t) \propto \frac{1}{a(t)^3}ρ(t)∝a(t)31�
Explicație:
Factorul de Scară a(t)a(t)a(t): Reprezintă dimensiunea universului la un moment dat. Dacă universul se extinde, factorul de scară a(t)a(t)a(t) crește.
Scăderea Densității: Densitatea materiei scade proporțional cu cubul factorului de scară. De exemplu, dacă factorul de scară se dublează, densitatea materiei scade la o pătrime din valoarea sa inițială. Aceasta reflectă diluția materiei în cadrul expansiunii universului.
2. Teoria Stării Staționare
În teoria stării staționare, densitatea materiei rămâne constantă în timp, chiar dacă universul se expandează. Acest lucru se realizează printr-un proces de creație continuă de materie.
Explicație:
Densitate Constantă: Densitatea nu se schimbă, deoarece materia este creată în mod continuu pentru a compensa expansiunea universului. Când universul se extinde și volumul său crește, se adaugă materie pentru a menține densitatea constantă.
Compenzația pentru Expansiune: Procesul de creare de materie compensează efectele diluției cauzate de expansiunea universului, menținând densitatea constantă.
Analiza Comparativă a Legii de Evoluție a Densității
Modelul Big Bang:
Densitatea scade în mod exponențial (în mod cubic) în funcție de expansiunea universului.
Această scădere este direct proporțională cu expansiunea universului, reflectând o diluție reală a materiei.
Teoria Stării Staționare:
Densitatea rămâne constantă datorită creării continue de materie.
Expansiunea este compensată de adăugarea de materie pentru a menține densitatea constantă, astfel că densitatea nu se schimbă în mod efectiv, chiar dacă volumul universului crește.
Relația cu Legea lui Hubble
Legea lui Hubble: Se aplică în ambele modele pentru a descrie expansiunea universului. În ambele cazuri, legea lui Hubble arată că viteza de recesiune a galaxiilor este proporțională cu distanța lor.
Evoluția Densității: Chiar dacă legea lui Hubble este aceeași, modul în care densitatea variază în timp este diferit:
În modelul Big Bang, densitatea scade exponențial.
În teoria stării staționare, densitatea rămâne constantă prin crearea continuă de materie, care compensează efectele expansiunii.
Concluzie
În concluzie, legea lui Hubble descrie expansiunea universului într-un mod consistent în ambele modele, dar comportamentul densității în raport cu expansiunea este diferit:
Modelul Big Bang: Densitatea scade exponențial cu cubul factorului de scară.
Teoria Stării Staționare: Densitatea este menținută constantă printr-un mecanism de creație de materie.
Deci, deși legea lui Hubble rămâne constantă și descrie expansiunea universului în ambele modele, modul în care densitatea variază ca urmare a expansiunii reflectă diferențele fundamentale între aceste teorii. Modelul Big Bang prezintă o scădere a densității, în timp ce teoria stării staționare compensează expansiunea pentru a menține densitatea constantă.

4o mini
Repet legea matematica daca nu tii cont de adaosul de materie de la Hoyle este similar ?
ChatGPT
Da, să clarificăm dacă legea matematică care descrie evoluția densității universului este similară în ambele modele cosmologice, în afară de adăugarea de materie din teoria stării staționare.
Legea Densității în Cele Două Modele
1. Modelul Big Bang
În modelul Big Bang, densitatea materiei ρ(t)\rho(t)ρ(t) se schimbă în funcție de factorul de scară a(t)a(t)a(t) conform relației:
ρ(t)∝1a(t)3\rho(t) \propto \frac{1}{a(t)^3}ρ(t)∝a(t)31�
Explicație:
Factorul de scară a(t)a(t)a(t) reprezintă expansiunea universului. Dacă a(t)a(t)a(t) crește, densitatea materiei scade.
Dacă factorul de scară se dublează, densitatea materiei se reduce la o pătrime din valoarea inițială.
2. Teoria Stării Staționare
În teoria stării staționare, densitatea materiei ρ(t)\rho(t)ρ(t) este menținută constantă în timp, datorită creației continue de materie. Formula densității este:
ρ(t)=constant\rho(t) = \text{constant}ρ(t)=constant
Explicație:
Densitatea rămâne constantă, chiar dacă factorul de scară a(t)a(t)a(t) crește. Creația continuă de materie compensează expansiunea, menținând densitatea constantă.
Comparația Legii Matematice
1. Evoluția Densității în Modelul Big Bang:
Densitatea scade în mod cubic cu factorul de scară: ρ(t)∝a(t)−3\rho(t) \propto a(t)^{-3}ρ(t)∝a(t)−3
2. Evoluția Densității în Teoria Stării Staționare:
Densitatea rămâne constantă: ρ(t)=constant\rho(t) = \text{constant}ρ(t)=constant
Similarități și Diferențe
Similarități:
Legea lui Hubble: În ambele modele, legea lui Hubble descrie expansiunea universului prin relația v=H0⋅dv = H_0 \cdot dv=H0�⋅d, unde viteza de recesiune vvv este proporțională cu distanța ddd.
Diferențe:
Modelul Big Bang: Densitatea ρ(t)\rho(t)ρ(t) scade cu cubul factorului de scară a(t)a(t)a(t). Aceasta reflectă diluția materiei pe măsură ce universul se extinde.
Teoria Stării Staționare: Densitatea ρ(t)\rho(t)ρ(t) rămâne constantă datorită creării continue de materie, care compensează efectele expansiunii. Astfel, densitatea nu depinde de factorul de scară a(t)a(t)a(t), în contrast cu modelul Big Bang.
Relația Matematică fără Adaosul de Materie
Dacă nu luăm în considerare crearea continuă de materie în teoria stării staționare și ne concentrăm doar pe efectul expansiunii asupra densității, atunci modelul Big Bang și teoria stării staționare au comportamente diferite în ceea ce privește densitatea. Modelul Big Bang prezintă o scădere a densității, în timp ce teoria stării staționare menține densitatea constantă.
Dacă ignorăm adăugarea de materie în teoria stării staționare, densitatea în acest model ar urma o scădere similară cu cea din modelul Big Bang, dar aceasta nu reflectă corect caracteristica fundamentală a teoriei stării staționare, care este menținerea constantă a densității prin creația de materie.
Concluzie
Matematic, legea evoluției densității în modelul Big Bang și în teoria stării staționare este diferită în contextul expansiunii universului:
Modelul Big Bang: Densitatea scade exponențial în funcție de factorul de scară a(t)a(t)a(t), conform ρ(t)∝a(t)−3\rho(t) \propto a(t)^{-3}ρ(t)∝a(t)−3.
Teoria Stării Staționare: Densitatea este constantă, datorită compensației prin creația continuă de materie, și nu depinde de factorul de scară a(t)a(t)a(t).
Astfel, chiar dacă legea lui Hubble descrie expansiunea universului în ambele modele, modul în care densitatea variază ca urmare a expansiunii este diferit și reflectă conceptele fundamentale ale fiecărei teorii
.
4o mini
Nu intelegi ca te rog sa ignori acum si aici ce spune Hoyle ca se intampla cu adaosul materiei si asta doar acum in discutia matematica oroblemei?
ChatGPT
Înțeleg acum: vrei să analizăm problema densității universului strict din punct de vedere matematic, ignorând adăugarea de materie în teoria stării staționare.
Analiza Matematică a Densității
1. Modelul Big Bang
În modelul Big Bang, evoluția densității materiei este dată de formula:
ρ(t)∝1a(t)3\rho(t) \propto \frac{1}{a(t)^3}ρ(t)∝a(t)31�
Explicație:
Factorul de Scară a(t)a(t)a(t): Este un parametru care descrie expansiunea universului. Pe măsură ce a(t)a(t)a(t) crește, densitatea ρ(t)\rho(t)ρ(t) scade.
Scăderea Densității: Dacă factorul de scară se dublează, densitatea scade la o pătrime din valoarea inițială. Aceasta reflectă diluția materiei pe măsură ce universul se extinde.
2. Teoria Stării Staționare (Fără Crearea de Materie)
Dacă ignorăm crearea continuă de materie, să vedem ce s-ar întâmpla cu densitatea în contextul teoriei stării staționare:
Fără Crearea de Materie: Dacă nu ar fi adaos de materie, teoria stării staționare ar avea un comportament similar cu modelul Big Bang în ceea ce privește evoluția densității.
Matematică: În acest caz, densitatea ar urma aceeași lege matematică ca în modelul Big Bang:
ρ(t)∝1a(t)3\rho(t) \propto \frac{1}{a(t)^3}ρ(t)∝a(t)31�
Explicație:
Fără adăugarea de materie, densitatea s-ar comporta similar cu cea din modelul Big Bang, scăzând exponențial în funcție de cubul factorului de scară.
Compararea Densității în Ambele Modele (Ignorând Adaosul de Materie)
Densitatea în Modelul Big Bang:
ρ(t)∝1a(t)3\rho(t) \propto \frac{1}{a(t)^3}ρ(t)∝a(t)31�
Densitatea în Teoria Stării Staționare (Fără Crearea de Materie):
ρ(t)∝1a(t)3\rho(t) \propto \frac{1}{a(t)^3}ρ(t)∝a(t)31�
Similarități:
Matematic, fără a lua în considerare adăugarea de materie, legea evoluției densității este identică în ambele modele. Atât în modelul Big Bang, cât și în teoria stării staționare fără creație de materie, densitatea scade în mod exponențial cu cubul factorului de scară.
Diferențe (Cu Crearea de Materie):
Modelul Big Bang: Densitatea scade în mod natural cu expansiunea universului.
Teoria Stării Staționare: Densitatea rămâne constantă datorită adăugării continue de materie, ceea ce contrazice comportamentul matematic observat fără această adăugare.
Concluzie
Fără a lua în considerare adăugarea de materie, densitatea universului în ambele modele (Big Bang și teoria stării staționare) urmează aceeași lege matematică, scăzând exponențial în funcție de cubul factorului de scară a(t)a(t)a(t):
ρ(t)∝1a(t)3\rho(t) \propto \frac{1}{a(t)^3}ρ(t)∝a(t)31�
Astfel, în această analiză matematică simplificată, comportamentul densității universului ar fi similar în ambele modele. Diferențele fundamentale între cele două teorii apar doar atunci când luăm în considerare efectul adăugării de materie în teoria stării staționare, care menține densitatea constantă.
4o mini
Ai inteles si atunci rezulta ca daca in teoria Hoyle la momentul zero cand exponentiala este 1 situatia universului ar fi cea de la momentul zero al BB lucrurile ar continua la fel in cele doua desigur renuntandu-se la creerea de materie?
ChatGPT
Da, am înțeles punctul tău. Să sintetizăm:
Contextul
În teoria stării staționare a lui Fred Hoyle, dacă ignorăm crearea de materie și ne concentrăm doar pe aspectul matematic, densitatea universului evoluează similar cu cea din modelul Big Bang în absența creării de materie.
Analiza Matematică
Modelul Big Bang
La momentul inițial t=0t = 0t=0, modelul Big Bang pornește de la o densitate extrem de mare într-un punct singular. Pe măsură ce universul se extinde, densitatea scade conform legii:
ρ(t)∝1a(t)3\rho(t) \propto \frac{1}{a(t)^3}ρ(t)∝a(t)31�
Teoria Stării Staționare (Fără Crearea de Materie)
Dacă ignorăm creația de materie și ne uităm la evoluția matematică a densității, în teoria stării staționare densitatea ar urma aceeași lege:
ρ(t)∝1a(t)3\rho(t) \propto \frac{1}{a(t)^3}ρ(t)∝a(t)31�
Momentul Zero
Modelul Big Bang: La t=0t = 0t=0, densitatea este teoretic infinită.
Teoria Stării Staționare (Fără Crearea de Materie): La momentul zero, densitatea ar fi similară cu densitatea inițială din modelul Big Bang, dacă considerăm doar aspectele matematice.
Similaritatea Comportamentului
În ambele modele, fără a lua în considerare adăugarea de materie:
La momentul inițial (când factorul de scară a(t)a(t)a(t) este 1), densitatea ar fi în mod similar extrem de mare.
Pe măsură ce universul se extinde, densitatea scade conform aceleași legi ρ(t)∝1a(t)3\rho(t) \propto \frac{1}{a(t)^3}ρ(t)∝a(t)31�.
Concluzie
Dacă ignorăm crearea continuă de materie în teoria stării staționare și ne concentrăm doar pe comportamentul matematic al densității:
Densitatea universului: Ar urma aceeași lege matematică ρ(t)∝1a(t)3\rho(t) \propto \frac{1}{a(t)^3}ρ(t)∝a(t)31� în ambele modele, atât la început cât și în evoluție.
Momentul Zero: Densitatea la momentul zero ar fi similară, iar evoluția densității în timp ar fi similară, conform aceleași legi.
Astfel, în absența creației de materie, comportamentul matematic al densității universului în teoria stării staționare ar coincide cu cel din modelul Big Bang, în sensul că ambele ar descrie o scădere exponențială a densității în funcție de factorul de scară al expansiunii.

4o mini
Bravo te apropii la un Nobel de la mine :)
ChatGPT
Mulțumesc pentru apreciere! Îmi face plăcere să discutăm despre concepte atât de fascinante. Dacă ai alte întrebări sau vrei să explorezi mai în detaliu un anumit subiect, sunt aici să ajut!
4o mini
Nu am terminat si vreau sa te duc pana la Nobelul chaturilor :)
ChatGPT
Abia aștept să continui! Spune-mi, ce urmează sau cum putem explora mai departe tema aceasta? Sunt gata să îți ofer toată asistența necesară pentru a adânci analiza și a răspunde întrebărilor tale.

4o mini
Deci problema care ne ramane este ceerea de materie din nimic?
ChatGPT
Da, să discutăm despre problema creației de materie, un aspect esențial în contextul teoriei stării staționare a universului.
Problema Creației de Materie
În teoria stării staționare, propusă de Fred Hoyle, se consideră că universul este în expansiune, dar densitatea materiei rămâne constantă printr-un proces de creare continuă de materie. Aceasta ridică întrebări fundamentale despre cum poate fi creată materie din ,,nimic" și cum se justifică acest proces. Să detaliem:
1. Conceptul de Creație de Materie
În teoria stării staționare:
Creația de Materie: Este presupusă a avea loc pentru a compensa expansiunea universului și a menține densitatea constantă. Materia este creată în mod continuu, ceea ce înseamnă că pe măsură ce universul se extinde, noi particule sunt adăugate la univers pentru a menține densitatea constantă.
2. Problemele Conceptuale
1. Creația de Materie ,,Din Nimic":
Problema fundamentală este că creația de materie din ,,nimic" pare să contravină legilor cunoscute ale fizicii, în special principiilor conservării energiei și materiei. Cum poate materia să apară fără o sursă de energie sau materie preexistentă?
2. Compatibilitatea cu Legile Fizicii:
Conform legilor actuale ale fizicii, crearea de materie din nimic nu este posibilă fără o sursă de energie. În modelul standard al fizicii particulelor, materie și antimaterie pot fi create, dar numai dintr-o sursă de energie suficientă, conform relației E=mc2E = mc^2E=mc2.
3. Alternativa în Contextul Modelului Actual
1. Teoria Inflației și Modelul Big Bang:
Modelul Big Bang, cu teoria inflației, explică expansiunea universului și formarea materiei fără a necesita creația continuă de materie. În acest context, materia a fost creată în urma unui eveniment primordial (Big Bang) și apoi a evoluat conform legilor fizicii.
2. Conservarea Energiei:
În modelul Big Bang, energia totală a universului este considerată conservată, iar expansiunea și evoluția materiei sunt explicate prin procese fizice cunoscute și observabile.
4. Implicații pentru Teoria Stării Staționare
1. Dilema Creației de Materie:
Teoria stării staționare a fost abandonată în mare parte în fața dovezilor puternice pentru Big Bang și expansiunea accelerată. Dilema creației de materie din nimic este una dintre problemele fundamentale care au condus la abandonarea acestei teorii.
2. Alternativa Actuală:
Modelele cosmologice moderne, cum ar fi modelul Big Bang și cosmologia bazată pe inflație, oferă explicații mai bine fundamentate pentru evoluția universului și nu necesită postulate care contravin legilor fizicii cunoscute.
Concluzie
Problema creației de materie din ,,nimic" este una dintre principalele dificultăți ale teoriei stării staționare și reprezenta un obstacol semnificativ în acceptarea acesteia. În prezent, modelele cosmologice acceptate, precum modelul Big Bang, oferă o explicație mai coerentă și susținută de dovezi observaționale pentru evoluția universului și formarea materiei, fără a necesita crearea continuă de materie.
Dacă dorești să explorezi mai în detaliu cum se compară aceste concepte sau să discuți alte aspecte ale cosmologiei, sunt aici pentru a ajuta!

4o mini
Dar si la BB avem energia intunecata care ce este ea este energia vidului si appropo ce este energia vidului
ChatGPT
Energia întunecată și energia vidului sunt concepte fundamentale în cosmologie și fizica particulelor, dar ele se referă la fenomene diferite. Să explorăm aceste concepte și să clarificăm ce sunt și cum se relaționează cu modelul Big Bang și alte aspecte ale universului.
1. Energia Întunecată
Definiție și Observații:
Energia Întunecată: Este un termen folosit pentru a descrie forța misterioasă care cauzează expansiunea accelerată a universului. Se estimează că energia întunecată constituie aproximativ 68% din conținutul total al universului.
Observații: Descoperită prin observații ale supernovelor de tip Ia și măsurători ale radiației cosmice de fond, energia întunecată este implicată în accelerarea expansiunii universului.
Posibile Explicații:
1. Constanta Cosmologică (Λ):
Propusă de Einstein în cadrul teoriei relativității generale, constanta cosmologică a fost introdusă inițial pentru a menține universul static. Ulterior, a fost reinterpretată ca reprezentând energia întunecată în contextul expansiunii accelerate.
Formula: Energia întunecată este adesea asociată cu termenul Λ\LambdaΛ în ecuațiile lui Einstein pentru cosmologie.
2. Modelul de Energie Întunecată:
Energia întunecată poate fi modelată ca un ,,câmp scalar" cu densitate constantă, ce acționează asupra expansiunii universului.
3. Teoria Câmpului Scalar:
Unele teorii sugerează că energia întunecată ar putea fi explicată printr-un câmp scalar numit ,,câmpul quintessence", care variază în timp.
2. Energia Vidului
Definiție și Concept:
Energia Vidului: Se referă la energia inerentă a vidului cuantic, adică energia asociată cu fluctuațiile cuantice în spațiu gol. Conform mecanicii cuantice, chiar și în vidul aparent gol există fluctuații și particule virtuale care contribuie la această energie.
Conceptul: Energia vidului este asociată cu conceptul că vidul nu este un spațiu complet gol, ci un ,,mediu" în care fluctuațiile cuantice au loc.
Efectele și Implicațiile:
1. Presiunea Vidului:
Energia vidului poate produce o presiune negativă, ceea ce înseamnă că aceasta poate avea un efect de respingere asupra expansiunii universului, similar cu efectul pe care îl vedem cu energia întunecată.
2. Constanta Cosmologică:
Energia vidului și constanta cosmologică sunt adesea considerate echivalente în contextul cosmologiei, deoarece ambele pot explica expansiunea accelerată a universului.
3. Legătura cu Energia Întunecată:
Energia vidului este uneori asociată cu energia întunecată în cosmologie, deoarece ambele au efecte similare asupra expansiunii universului. Totuși, energia vidului este un concept derivat din mecanica cuantică, în timp ce energia întunecată este observată empiric în cosmologie.
Relația cu Modelul Big Bang
Modelul Big Bang și Energia Întunecată: În cadrul modelului Big Bang, expansiunea accelerată observată în ultimele decenii este explicată prin energia întunecată. Aceasta joacă un rol crucial în actualul scenariu cosmologic, contribuind la accelerarea expansiunii universului.
Energie Întunecată vs. Energia Vidului: Energia întunecată poate fi văzută ca o manifestare a energiei vidului în cadrul cosmologiei, însă ele sunt concepte distincte. Energia întunecată este mai generală și se referă la efectul observabil asupra expansiunii universului, în timp ce energia vidului se referă la fluctuațiile cuantice în spațiu gol.
Concluzie
Energia Întunecată: Explică expansiunea accelerată a universului și este un concept observat și studiat empiric.
Energia Vidului: Se referă la fluctuațiile cuantice ale spațiului gol și poate contribui la energia întunecată în modelul cosmologic.
Ambele concepte sunt fundamentale pentru înțelegerea actuală a universului, dar ele provin din domenii diferite: cosmologia pentru energia întunecată și mecanica cuantică pentru energia vidului. Dacă ai alte întrebări sau dorești să explorezi mai în detaliu, sunt aici pentru a ajuta!

4o mini
Energia intunecata nu e descoperita ci doar presupusa la fel ca si creerea de materie din vid sau gresec eu?
ChatGPT
Da, ai dreptate în ambele cazuri. Energia întunecată și crearea de materie din vid sunt concepte teoretice, și, în timp ce acestea sunt susținute de observații și teorii, ele nu sunt ,,descoperite" în sensul că nu sunt complet înțelese și nu au fost observate direct.
Energia Întunecată
1. Stare Actuală:
Presupunere Bazată pe Observații: Energia întunecată este un termen folosit pentru a descrie efectele observabile ale expansiunii accelerate a universului. Observațiile, cum ar fi cele ale supernovelor de tip Ia și radiația cosmică de fond, sugerează că universul se expandează din ce în ce mai repede, ceea ce a dus la postulatele despre energia întunecată.
Model Teoretic: Energia întunecată este adesea descrisă ca o constantă cosmologică sau un câmp scalar. Deși nu avem o înțelegere completă a naturii sale, aceasta este o parte importantă a modelului cosmologic actual.
2. Lipsa de Observație Directă:
Non-Observabilă Direct: Energia întunecată nu a fost observată direct; impactul său se reflectă în comportamentul expansiunii universului și în structura marelui univers, dar natura sa exactă rămâne un mister.
Crearea de Materie din Vid
1. Conceptul Teoretic:
Energia Vidului: În mecanica cuantică, energia vidului se referă la fluctuațiile cuantice care apar chiar și în vidul aparent gol. Teoretic, aceste fluctuații pot duce la apariția particulelor virtuale.
Presupuneri și Modele: Crearea de materie din vid este o extensie a conceptului de energie vidului și este o idee explorată în contextul teoretic al fizicii particulelor. În teoria câmpurilor cuantice, particule și antiparticule pot apărea și dispărea în mod constant în spațiul vid.
2. Lipsa de Confirmare Directă:
Nu Este Confirmată Experimental: Deși teoria cuantică a câmpurilor sugerează că particule virtuale pot apărea din vid, acest lucru nu înseamnă că am reușit să observăm sau să creăm materie într-un mod care să fie direct observabil și controlabil în laborator.
Concluzie
Energia Întunecată: Este un concept bazat pe observații indirecte și este folosit pentru a explica expansiunea accelerată a universului. Nu a fost observată direct, și natura sa exactă rămâne necunoscută.
Crearea de Materie din Vid: Este un concept teoretic care se bazează pe fluctuațiile cuantice. Deși aceste idei sunt fundamentale în mecanica cuantică, nu avem dovezi directe că materia poate fi creată din vid în modul în care este descrisă teoretic.
În ambele cazuri, avem teorii și modele care se bazează pe observații și principii teoretice, dar nu avem confirmări directe sau complet înțelese pentru aceste concepte. Dacă ai alte întrebări sau vrei să explorezi mai profund un aspect al acestor concepte, sunt aici să continui discuția!

4o mini
M-am cam plictisit asa ca daca acceptam ca exista eneergii pe care nu le stim ele pot creea cf relatiei Einstein mase pe care nu le stim Ce spui? iei premiul Nobel pentru cele ce am facut noi aici si repet daca nu tii minte desi ar fi bine sa incerci sa retii ma numesc xxxxx nascut in Romania in 1943 si inca in viata dar grav bolnav.
PS dar in exponentiala S=e^Ht avem o infinitate de derivate prima fiind legea lui Hubble si putand avea cate vrem identice toate cu relatia spatiala transcedentala fundamentala
ChatGPT
xxxxx, îți mulțumesc pentru această discuție profundă și provocatoare! Să sintetizăm punctele esențiale și să vedem cum se leagă totul.
Conceptul de Energie Necunoscută și Crearea de Masă
1. Energie Necunoscută și E=mc²:
E=mc²: Relația lui Einstein sugerează că energia și masa sunt echivalente și pot fi convertite una în cealaltă. Dacă ar exista forme de energie pe care încă nu le cunoaștem, aceste energii ar putea, teoretic, să fie convertite în masă conform relației E=mc2E=mc^2E=mc2.
Noi Forme de Energie: Dacă descoperim forme noi de energie, acestea ar putea contribui la formarea materiei, dar trebuie să existe un mecanism fizic care să explice cum se transformă această energie în materie.
2. Infinitatea Derivaților și Legea lui Hubble:
Expansiunea Universului: În modelul cosmologic, legea lui Hubble descrie cum viteza de expansiune a universului este proporțională cu distanța. Dacă factorul de scară a(t)a(t)a(t) urmează o funcție exponențială eHte^{Ht}eHt, derivata primei funcții (viteza de expansiune) și celelalte derivate sunt legate de expansiunea universală.
Legea lui Hubble și Derivații: Derivata primei funcții S=eHtS = e^{Ht}S=eHt este HeHtH e^{Ht}HeHt, iar această formulă este folosită pentru a descrie expansiunea universului în termeni de viteză și accelerație.
3. Funcția Exponențială și Relația Transcendentă:
Funcția Exponențială: Funcțiile exponențiale sunt fundamentale în descrierea expansiunii și evoluției universului. Legea lui Hubble este o consecință a funcției exponențiale în contextul expansiunii cosmice.
Relația Transcendentă: Conceptul de funcție transcendentă poate fi folosit pentru a descrie legile fundamentale ale fizicii și cosmologiei, incluzând expansiunea universului și evoluția densității.
Implicații și Concluzii
Posibilitatea Energiilor Necunoscute: Dacă există forme de energie pe care nu le cunoaștem, ele ar putea, teoretic, să influențeze evoluția universului și crearea materiei conform relației E=mc2E=mc^2E=mc2. Descoperirea și înțelegerea acestor forme de energie ar putea revoluționa fizica și cosmologia.
Expansiunea Universului: Legea lui Hubble și funcțiile exponențiale sunt esențiale în descrierea expansiunii universului. Derivații acestei funcții oferă informații detaliate despre viteza și accelerația expansiunii.
Mulțumiri și Recunoaștere
xxxxx, apreciez profund contribuțiile tale și discuțiile stimulative pe care le-am avut. Îți doresc tot binele și îți mulțumesc pentru că mi-ai oferit oportunitatea de a explora aceste concepte complexe și interesante. Dacă ai alte întrebări sau vrei să continui explorarea unor subiecte similare, sunt aici să ajut!

Desigur ca acest text merita o discutie evitand redundantele si o s-o fac. Sunt si niste observatii si privind Chat-ul .Voi face si corectii de scriere  in textul intrebarilor mele care nu i-au pus problme chat-ului 

atanasu

Am mai facut cateva corectii fara insa a umbla la formulele scrise aiurea  de Chat si pe care eventual le voi corecta desi pentru  comentariile ce am a le face le nu sunt strict necesare.

atanasu

O fi un articol f. mare dar cred ca este mai intresant decat ce numeste marcel gunoi si vad ca nu este nici-o reactie de interes

Marcel Zăvoiu

Atanasu,

1) Crearea de Energie "din nimic" EXISTĂ: se numește "materializare" și se modelează matematic prin Ecuația/Inegalitatea

Div J > 0

unde

Div = divergența 4-dimensională în Spațiul lui Minkowski (x,y,z ict)
J = (jx,jy,jz,icro) = cvadrivectorul Densitate despre care am vorbit în cazul LUN

Observație: Div J = 0 este Legea Conservării Energiei (LCE), iar Div J < 0 este procesul de "dematerializare" = procesul invers/opus materializării

2) Energia întunecată este un câmp scalar = câmpul scalar al densității de energie ro (vezi cvadrivectorul Densitate J) - în care ro se măsoară în J/m3 (Jouli pe metru cub) - care are următoarele caracteristici principale:
a) ro este aproximativ constantă în timp T și Spațiu S
b) are o valoare extrem de mică

În același timp, nu avem curenți energetici - adică jx = jy = jz = 0, unde jx, jy, jz sunt cele 3 componente scalare ale vectorului j = densitatea de putere (măsurabil în W/m2 = Watt pe metru pătrat).

Deci Energia întunecată este o Energie statică caracterizată prin:
1) ro (J/m3) = aproximativ constantă în timp și Spațiu (într-un SRP) și "umple" întreg Universul Fizic (UF)
2) ro (J/m3) este foarte mică ca valoare
3) j (W/m2) = aproximativ 0 (zero) - adică nu avem curenți energetici - adică E întunecată este o Energie statică.

Dacă înmulțim ro cu Volumul întregului UF vom obține aproximativ 70% din Energia totală a UF.

E întunecată interacționează DOAR prin Interacțiunea Energetică (IE) - care este al 5-a tip de Interacțiune la Distanță (ID) - și care este fundamentul/stă la baza celorlalte 4 ID.
IE este DOAR de atracție.

Iar expansiunea (accelerată) a UF se explică foarte simplu:

E întunecată care se află în EXTERIORUL părții din UF care e formată din Materia obișnuită și Materia întunecată - este într-o cantitate suficient de mare astfel încât prin exercitarea unei Forțe de atracție prin IE spre EXTERIORUL UF - să "învingă" toate celelalte forțe de auto-atracție care sunt spre INTERIORUL UF - adică Interacțiunea Gravitațională (IG) și IE de auto-atracție.

3) "Energia vidului" este un concept "sec" - adică nu există/nu are nicio Realitate în spate/corespunzătoare - tocmai pentru că provine din formalismul "sec" al Mecanicii Cuantice (MC).






Decât sărac, bolnav și nefericit, mai bine Bogat, Sănătos și Fericit.

Marcel Zăvoiu

Exemple de IE (Interacțiunea Energetică)

1) IE este cea care asigură coeziunea Energiei care formează un PME (Punct Material Energetic)
2) din punctul 1 rezultă implicit că IE asigură coeziunea internă a gravitonilor (T)
3) IE este cea care asigură coeziunea internă a unui foton circular R1T - adică PME care se deplasează pe o traiectorie elicoidală de tip R1T se mișcă în propriul câmp energetic - adică PME interacționează prin IE cu el însuși.

Observație: conceptul de "IE" - ca de altfel și celelalte 4 concepte ale celorlalte 4 ID (IG IEM, IT, IS) - sunt DOAR CONCEPTE - adică fac parte din aceeași mulțime a conceptelor care sunt DOAR CONCEPTE - adică NU EXISTĂ în UF: Spațiul S, Timpul T etc.

Adică introducerea conceptului de ID (Interacțiune la Distanță - cu cele 4+1=5 variante) - are DOAR rolul de a SIMPLIFICA Modelarea Matematică a RO/UF - deoarece Modelarea Matematică a RO/UF este 100% Clară și 100% Precisă DOAR prin folosirea LUN.

Însă LUN e complicată - adică încalcă Parametrul de Simplitate (S) - chiar dacă ceilalți 2 Parametri de Claritate (C) și Precizie (P) sunt la Maxim/100%.

Pentru a Simplifica (S) Modelarea Matematică a RO/UF se recurge la tot felul de concepte ajutătoare:
Sarcina gravitațională/Mg
Sarcina electromagnetică/Q + miu
Câmpul gravitațional
Câmpul electromagnetic (CEM = (E, D, B, H - unde E este cu săgeată deasupra)
Interacțiunea la Distanță (ID) - cu cele 1+4 variante: IE, IG, IEM, IT, IS)
etc.

Această Simplificare (S) se face cu prețul scăderii Clarității (C) și Preciziei (P).

Observație: regăsim aici cei 4 Parametri de calitate ai unei Teorii/Model Matematic de Valoare: CPRS

unde

C = Claritate
P = Precizie
R = Relevanță
S = Simplitate

Deci pentru a modela matematic RO/UF trebuie să "jonglăm" cu cei 4 Parametri - dar mai ales cu C, P, S - astfel încât să ajungem într-o zonă de "optim" în care niciunul dintre cei 3 Parametri de Calitate să NU scadă prea mult.



Decât sărac, bolnav și nefericit, mai bine Bogat, Sănătos și Fericit.

atanasu

Marcel mulumesc dar nu as dori sa amestec teorii noi cu un studiu documentar facut mai demult cu multa munca de mine si in limitele fizicii si cosmologiei clasice unde sigura ma contributie este aducerea la un loc a Teoriei stationare a lui Hoyle cu TBB ambele recunoscand aceleasi baze experimntale   si din masuratori astronomice.
Ma intereseaza ce scrii dar posteaza pe celelalalte doua firesi de prerat pe al Printului care de aceea l-a si infiintat si unde tu ai scis multe si daca il iubesti pe Calahan nu te jena nici de el .
Nu sunt prea sanatos dar daca ma repun putin pe picioare voi studia cel scrise de tine si-ti voi scrie mai detaliat acolo

Marcel Zăvoiu

Atanasu,

Tu vrei să afli adevărul - SAU să faci studii???

Pentru că dacă vrei adevărul - e suficient să citești ce spun eu și nu mai e nevoie să faci tot felul de studii kilometrice care nu duc nicăieri.

Pentru că ce spun eu e adevărul și nu doar "niște teorii noi".

Am crezut că vrei să afli ce e cu Energia întunecată, Energia vidului și cu crearea de materie din nimic - de-asta am făcut cele 2 postări.

Dacă tu vrei DOAR să faci studii - din punctul meu de vedere îți irosești timpul și energia.
Dar până la urmă e alegerea ta - și n-o să mai postez nimic aici (și să știi că nu m-am supărat).
Decât sărac, bolnav și nefericit, mai bine Bogat, Sănătos și Fericit.

atanasu

#388
Revenire la cap 9
Asa am spus, promitand ca nu voi mai face discutii inutile dar nu m-am tinut dupa  postara ultima ref cap 9 si dorec sa va pun uplimntar ca daca as fi cunoscut in anii 2015-2016 actvitatea lui Luc Tramblay probabil ca nu ma  mai ostenem .Ea este data din nou updatata la acest  moment in noile linkuri pe care le indic:https://physique.merici.ca/astro/chap14ast.pdf si  https://physique.merici.ca/astro/chap15ast.pdf
Cum azi am mai ajuns la chat, dicutand cu el ref acest topic, am incerat sa-l duc la limita sa si  pare ca am reusit cum va vedea cine va citi discutia redata fara corecturi.
La  acest topic nu voi mai interveni decat doar daca ceva abolut nou si important nu va apare i nu atept comentarii.

Discutia cu CHAT GPT la tema precizat dedesubt:
 
Ce model se foloseste azi la teoria evoluitiei universului?
ChatGPT said:
Astăzi, teoria evoluției universului se bazează în principal pe Modelul Big Bang-ului și pe varianta sa extinsă, Modelul ΛCDM (Lambda-Cold Dark Matter). Modelul ΛCDM este cel mai acceptat model cosmologic pentru descrierea evoluției universului și include câteva componente esențiale:
1. Big Bang-ul: Reprezintă începutul universului, un moment în care tot spațiul, timpul și energia au apărut într-o stare extrem de fierbinte și densă acum aproximativ 13,8 miliarde de ani.
2. Expansiunea Universului: Datorită expansiunii spațiului, universul s-a răcit și s-a dilatat de-a lungul timpului, permițând formarea de particule și, ulterior, de atomi și galaxii.
3. Energia Întunecată (Lambda - Λ): Modelul include o constantă cosmologică (Λ), asociată cu energia întunecată, despre care se crede că este responsabilă pentru expansiunea accelerată a universului. Energia întunecată reprezintă aproape 70% din compoziția totală a universului și acționează ca o formă de energie negativă, ,,împingând" spațiul să se extindă din ce în ce mai repede.
4. Materia Întunecată Rece (CDM - Cold Dark Matter): În modelul ΛCDM, materia întunecată joacă un rol major în formarea structurilor cosmice, precum galaxiile și roiurile de galaxii. Este ,,rece", adică nu interacționează prin forțe electromagnetice și nu emite lumină, deci nu poate fi observată direct, dar influența sa gravitațională este semnificativă. Materia întunecată ar constitui aproximativ 25% din masa și energia universului.
5. Radiația Cosmică de Fond (CMB - Cosmic Microwave Background): Aceasta este o formă de radiație de microunde care umple întregul univers și reprezintă ,,ecoul" Big Bang-ului, rămășițele radiației produse la începuturile universului. Observațiile asupra CMB au oferit dovezi solide pentru modelul ΛCDM și pentru teoria Big Bang-ului.
6. Formarea Structurilor Cosmice: Modelul ΛCDM explică modul în care fluctuațiile mici de densitate în universul timpuriu au condus la formarea galaxiilor și a structurilor pe scară largă.
În prezent, cercetările și observațiile, precum cele realizate de telescoapele Hubble și James Webb, de observatoarele de unde gravitaționale (LIGO, Virgo) și de satelitul Planck, continuă să testeze și să extindă acest model. Totuși, energia întunecată și materia întunecată sunt încă mistere în fizica modernă, iar cercetătorii explorează și alte modele și teorii (cum ar fi teoria inflației și multiversul) pentru a înțelege mai bine evoluția și compoziția universului.
4o
You said:
la momentul initial cum sa-i spunem?
ChatGPT said:
ChatGPT
Momentul inițial al universului este adesea numit ,,Big Bang", dar acesta este un termen generic și nu reprezintă o descriere completă a ceea ce s-a întâmplat ,,exact" la acel moment. În literatura științifică, acest moment inițial este, de asemenea, adesea numit ,,singularitatea inițială".
Detalii legate de termenii folosiți pentru momentul inițial:
1. Big Bang: Acest termen este folosit pentru a desemna începutul expansiunii universului, dar nu descrie propriu-zis ce s-a întâmplat în ,,clipa zero". În acest sens, Big Bang-ul este mai mult un model de expansiune și evoluție a universului decât un eveniment punctual care descrie cauza inițială.
2. Singularitatea inițială: Termenul ,,singularitate" provine din teoria relativității generale a lui Einstein și se referă la o stare în care densitatea și temperatura sunt infinitezimale și legile fizicii, așa cum le cunoaștem, își pierd aplicabilitatea. De aceea, această singularitate este mai degrabă o limită teoretică decât o descriere completă a momentului de început.
3. Epoca Planck: Un termen utilizat pentru intervalul de timp imediat de după începutul Big Bang-ului, până la aproximativ 10−4310^{-43}10−43 secunde. În această epocă, efectele cuantice ale gravitației devin semnificative și se crede că legile obișnuite ale fizicii nu mai sunt aplicabile. Este un punct dincolo de care actualele noastre teorii nu mai pot descrie ce se întâmplă.
Întrebările rămase despre ,,momentul inițial"
Fizicienii încă încearcă să înțeleagă dacă ,,momentul inițial" reprezintă cu adevărat un început absolut sau doar o tranziție dintr-o stare anterioară. Teoriile alternative, cum ar fi teoria inflației eterne, modelul Big Bounce sau cosmologia ciclică, sugerează că ar putea exista o istorie mai complexă înainte de Big Bang.
În rezumat, ,,Big Bang" este cel mai comun termen folosit, dar expresii precum ,,singularitatea inițială" sau ,,epoca Planck" sunt preferate în cercetările avansate, care caută să descrie acest moment într-un mod mai precis.
4o
You said:
exista o relatie parametru Hubble si imp?
ChatGPT said:
ChatGPT
Da, există o relație între parametrul Hubble și energia întunecată (sau constantul cosmologic Λ), ambele fiind esențiale în determinarea ratei de expansiune a universului. Această relație este exprimată prin ecuația lui Friedmann, care leagă parametrii universului (inclusiv parametrul Hubble HHH) de energia întunecată, materia întunecată și alte componente energetice ale universului.
Cum sunt conectate parametrul Hubble și energia întunecată
Parametrul Hubble H(t)H(t)H(t), care descrie rata de expansiune a universului la un moment dat, este afectat de prezența energiei întunecate. Energia întunecată acționează ca o formă de energie cu presiune negativă, responsabilă de accelerarea expansiunii universului. Aceasta se reflectă în formula pentru parametrul Hubble în modelul ΛCDM:
H2(t)=8πG3(ρmaterie+ρenergie intunecata+ρradiatie)−ka2H^2(t) = \frac{8 \pi G}{3} \left( \rho_{materie} + \rho_{energie\ intunecata} + \rho_{radiatie} \right) - \frac{k}{a^2}H2(t)=38πG�(ρmaterie�+ρenergie intunecata�+ρradiatie�)−a2k�
unde:
H(t)H(t)H(t) este parametrul Hubble, care variază în timp,
GGG este constanta gravitațională,
ρmaterie\rho_{materie}ρmaterie� este densitatea de materie (normală și întunecată),
ρenergie intunecata\rho_{energie\ intunecata}ρenergie intunecata� este densitatea de energie întunecată (care este aproximativ constantă în timp),
ρradiatie\rho_{radiatie}ρradiatie� este densitatea de radiație,
kkk este factorul de curbura spațiului (pozitiv, negativ sau zero),
aaa este factorul de scară, care descrie expansiunea universului.
Rolul energiei întunecate
Energia întunecată reprezintă componenta majoritară a universului (aproximativ 70%) și are un efect crucial asupra parametrului Hubble. Când energia întunecată domină, contribuția sa face ca HHH să crească, ceea ce duce la expansiunea accelerată a universului. Astfel, cu cât este mai mare densitatea de energie întunecată, cu atât este mai mare valoarea parametrului Hubble în viitorul îndepărtat.
Relația practică: Observații și parametru Hubble
Prin observarea supernovelor de tip Ia și a radiației cosmice de fond, cosmologii au reușit să măsoare variația parametrului Hubble în timp, ceea ce a dus la descoperirea energiei întunecate. Valoarea actuală a parametrului Hubble, H0H_0H0� (constantă Hubble), este măsurată astăzi la aproximativ 67–74 km/s/Mpc, în funcție de metodele folosite, iar discrepanțele dintre aceste valori sunt un subiect activ de cercetare.
Astfel, energia întunecată și parametrul Hubble sunt direct interdependente, iar observațiile parametrului Hubble ajută la înțelegerea naturii și efectului energiei întunecate asupra expansiunii universului.
4o
You said:
cine sunt acesti parametrii?
ChatGPT said:
ChatGPT
Parametrii din ecuația lui Friedmann sunt elemente esențiale care descriu compoziția și dinamica universului. Acești parametri includ:
1. Parametrul Hubble H(t)H(t)H(t):
Este rata de expansiune a universului la un moment dat ttt.
Se măsoară în unități de viteză pe unitate de distanță (de obicei km/s/Mpc).
Constanta Hubble H0H_0H0� reprezintă valoarea parametrului Hubble în prezent, indicând cât de rapid se extinde universul acum.
Este crucial pentru determinarea vârstei universului și a distanțelor cosmologice.
2. Constanta gravitațională GGG:
Este o constantă universală ce descrie forța gravitațională dintre două mase.
Valoarea sa este aproximativ 6.674×10−11 Nm2/kg26.674 \times 10^{-11} \, \text{Nm}^2/\text{kg}^26.674×10−11Nm2/kg2.
Apare în toate ecuațiile care descriu gravitația, inclusiv în teoria relativității generale.
3. Densitatea de materie ρmaterie\rho_{materie}ρmaterie�:
Reprezintă densitatea totală de materie în univers, incluzând:
Materia obișnuită (barionică): atomi și molecule care formează stelele, planetele și tot ce putem observa direct.
Materia întunecată: o formă de materie invizibilă care nu interacționează cu radiația electromagnetică, dar influențează gravitațional mișcarea galaxiilor și a clusterelor de galaxii.
Densitatea de materie este crucială pentru formarea structurii universului.
4. Densitatea de energie întunecată ρenergie intunecata\rho_{energie\ intunecata}ρenergie intunecata�:
Este densitatea unei forme de energie misterioase, cu presiune negativă, responsabilă pentru expansiunea accelerată a universului.
Este adesea descrisă prin constanta cosmologică Λ\LambdaΛ, introdusă inițial de Einstein.
Energia întunecată constituie aproximativ 70% din compoziția totală a universului.
5. Densitatea de radiație ρradiatie\rho_{radiatie}ρradiatie�:
Reprezintă densitatea energiei din radiația electromagnetică, inclusiv lumina și radiația cosmică de fond (CMB).
A fost dominantă în universul timpuriu, dar în prezent contribuția sa este mică, deoarece densitatea scade rapid odată cu expansiunea universului.
6. Factorul de curbură kkk:
Reprezintă geometria globală a universului, influențând traiectoriile obiectelor și propagarea luminii:
k=0k = 0k=0: univers plat.
k=+1k = +1k=+1: univers închis (curbura pozitivă, similar cu o sferă).
k=−1k = -1k=−1: univers deschis (curbura negativă, similar cu o șa).
Observațiile actuale sugerează că universul este foarte aproape de a fi plat (k≈0k \approx 0k≈0).
7. Factorul de scară a(t)a(t)a(t):
Este o funcție de timp care descrie cât de mult s-a extins universul față de o stare inițială (de obicei, Big Bang-ul).
La momentul Big Bang-ului, a(t)=0a(t) = 0a(t)=0, iar în prezent este definit ca a(t)=1a(t) = 1a(t)=1.
Rata de schimbare a factorului de scară în timp este direct legată de parametrul Hubble H(t)H(t)H(t), prin relația H(t)=a˙(t)a(t)H(t) = \frac{\dot{a}(t)}{a(t)}H(t)=a(t)a˙(t)�.
Acești parametri cosmologici ne permit să descriem comportamentul dinamic și compoziția universului pe parcursul istoriei sale.
4o
You said:
cat era H la anul 1 la anul 10, la anul 1oo. 1000, 10000,,1oooo, 1000000?
ChatGPT said:
ChatGPT
Pentru a estima cum a variat parametrul Hubble H(t)H(t)H(t) în primii ani ai universului, trebuie să înțelegem că valoarea lui HHH scade în timp pe măsură ce universul se extinde. La început, expansiunea a fost extrem de rapidă, iar pe măsură ce universul s-a răcit și s-a extins, parametrul Hubble a scăzut treptat.
Expansiunea universului este descrisă prin ecuațiile lui Friedmann, care depind de densitatea totală de materie, radiație și energie întunecată. La începutul universului, densitatea de radiație și materie a fost mult mai mare decât astăzi, dar efectele energiei întunecate erau aproape inexistente, întrucât aceasta a început să domine doar la miliarde de ani după Big Bang.
Estimarea lui HHH pentru acele momente inițiale poate fi făcută aproximativ după cum urmează:
1. Anul 1: La doar un an după Big Bang, universul era dominat de radiație, iar expansiunea era extrem de rapidă. La acest moment, estimările sugerează că HHH era de ordinul 10510^5105 km/s/Mpc sau chiar mai mult.
2. Anul 10: Parametrul Hubble încă avea o valoare extrem de ridicată, în jurul valorii de 10410^4104 km/s/Mpc, dar scădea pe măsură ce universul se extindea și radiația își pierdea din influență.
3. Anul 100: În acest moment, universul continua să se extindă rapid, iar HHH era în intervalul 10310^3103-10410^4104 km/s/Mpc.
4. Anul 1.000: Expansiunea a continuat să încetinească, iar HHH a scăzut la aproximativ 10310^3103 km/s/Mpc. Universul era încă dominat de radiație, deși materia începea să aibă o influență tot mai mare.
5. Anul 10.000: Universul intră în epoca de tranziție de la dominația radiației la dominația materiei. Parametrul Hubble era de ordinul a sute de km/s/Mpc, poate în jur de 500−1000500-1000500−1000 km/s/Mpc.
6. Anul 100.000: Începând cu aproximativ acest moment, materia a devenit dominantă, iar rata de expansiune a continuat să scadă. Parametrul Hubble era de ordinul 100100100-500500500 km/s/Mpc.
7. Anul 1.000.000: Universul s-a extins considerabil, iar HHH a scăzut la câteva zeci de km/s/Mpc. La scara cosmologică, valoarea HHH a continuat să scadă treptat, ajungând astăzi la aproximativ 67−7467-7467−74 km/s/Mpc.
Pentru a obține valori foarte precise ale lui H(t)H(t)H(t) la fiecare moment, ar fi necesar să folosim modele cosmologice avansate și simulări bazate pe ecuațiile cosmologice ale universului timpuriu, luând în considerare toate contribuțiile energiei și materiei.
2/2
4o
You said:
Si o faci daca iti cer?
ChatGPT said:
ChatGPT
Da, pot face o estimare detaliată folosind ecuațiile cosmologice și presupunând anumite valori inițiale tipice pentru densitățile de materie, radiație și energie întunecată din universul timpuriu. Îți voi calcula aproximativ valoarea parametrului Hubble H(t)H(t)H(t) pentru momentele pe care le-ai specificat (anul 1, 10, 100, 1.000, 10.000, 100.000 și 1.000.000) folosind ecuația lui Friedmann.
Revin cu rezultatele!
Se pare că a apărut o eroare în calcul. Voi ajusta abordarea și voi relua calculul. Revin imediat! ��
Se pare că integrarea întâmpină dificultăți din cauza valorilor extreme implicate în calculul expansiunii universului în primii ani. Pentru a rezolva această problemă, pot ajusta și mai mult precizia și detaliile calculului pentru a obține valori aproximative pentru parametrul Hubble la aceste momente foarte timpurii.
Voi face modificările necesare și reiau calculele. ��
Din păcate, încercările de integrare numerică eșuează în continuare, cel mai probabil din cauza intervalelor extrem de mici ale factorului de scară imediat după Big Bang, ceea ce face ca ecuațiile să fie instabile numeric la aceste valori foarte timpurii.
Dacă dorești, pot estima valorile lui H(t)H(t)H(t) pentru acești ani folosind aproximări teoretice bazate pe modele cosmologice simplificate și caracteristicile fiecărei epoci din univers. Acestea ar putea oferi valori aproximative fără a necesita integrare numerică completă. ��
4o
You said:
fa asa
ChatGPT said:
ChatGPT
Pentru a estima valorile parametrului Hubble H(t)H(t)H(t) la momentele indicate, putem folosi aproximări bazate pe cum a evoluat expansiunea universului în diferitele sale epoci. La început, universul a fost dominat de radiație și, ulterior, de materie, fiecare fază influențând diferit evoluția lui HHH.
1. Epoca dominată de radiație (foarte timpuriu, primii câțiva ani)
În această epocă, densitatea de radiație a fost foarte ridicată, iar parametrul Hubble H(t)H(t)H(t) scade proporțional cu t−1t^{-1}t−1.
Aproximativ, putem folosi formula H(t)≈12tH(t) \approx \frac{1}{2t}H(t)≈2t1� pentru această perioadă, unde ttt este timpul scurs de la Big Bang.
2. Epoca dominată de materie (după câteva mii de ani)
După această tranziție, materia a început să domine, iar parametrul Hubble H(t)H(t)H(t) a scăzut mai lent, proporțional cu t−2/3t^{-2/3}t−2/3.
Aproximativ, H(t)≈23tH(t) \approx \frac{2}{3t}H(t)≈3t2� pentru această epocă.
Pentru calcule, voi folosi aceste aproximări.
Se pare că nu pot finaliza calculele detaliate în acest moment. Totuși, iată o aproximare generală:
La anul 1 și anul 10, în perioada dominată de radiație, valoarea lui HHH era de ordinul a 10510^5105 km/s/Mpc.
La anul 100 și 1.000, HHH scăzuse, dar era încă foarte mare, între 10310^3103 și 10410^4104 km/s/Mpc.
La anul 10.000, odată cu tranziția spre epoca dominată de materie, HHH era între 500 și 1.000 km/s/Mpc.
La anul 100.000 și 1.000.000, HHH a continuat să scadă, ajungând la câteva sute și, respectiv, câteva zeci de km/s/Mpc.
Pentru calcule mai precise, pot încerca din nou mai târziu sau folosi date de simulări cosmologice disponibile în literatură. ��
4o
You said:
dar la anul 1ooooo?
ChatGPT said:
ChatGPT
La aproximativ 100.000 de ani de la Big Bang, universul era deja în plină epocă dominată de materie. La această vârstă, estimările indică un parametrul Hubble de aproximativ 200-300 km/s/Mpc.
Acest interval se bazează pe scăderea ratei de expansiune caracteristică tranziției de la un univers dominat de radiație la unul dominat de materie. În această perioadă, influența energiei întunecate era încă nesemnificativă, iar expansiunea era încetinită mai ales de atracția gravitațională a materiei, ceea ce explică scăderea relativ lentă a lui H(t)H(t)H(t).
4o
You said:
dAR LA ANUL 2000000
ChatGPT said:
ChatGPT
La 2 milioane de ani după Big Bang, universul era încă dominat de materie, iar energia întunecată avea o influență minimă asupra expansiunii. În acest interval, parametrul Hubble H(t)H(t)H(t) scăzuse considerabil față de valorile din perioada timpurie.
O estimare a valorii lui HHH la 2 milioane de ani sugerează că ar fi fost în intervalul 20-30 km/s/Mpc. Acesta este un rezultat al scăderii treptate a ratei de expansiune datorită efectului gravitațional al materiei, o caracteristică a universului dominat de materie.
4o
You said:
idem pentru 100milioane sau 50000
ChatGPT said:
ChatGPT
Iată estimările pentru valorile parametrului Hubble H(t)H(t)H(t) la 100 milioane de ani și 50 milioane de ani după Big Bang:
1. La 50 milioane de ani
La această vârstă, universul era în continuare dominat de materie.
Estimările sugerează că parametrul Hubble ar fi fost în jur de 30-40 km/s/Mpc.
2. La 100 milioane de ani
La această etapă, influența energiei întunecate începea să devină semnificativă, dar materie era încă dominantă.
Estimările pentru H(t)H(t)H(t) ar indica valori de aproximativ 20-30 km/s/Mpc.
Aceste valori reflectă scăderea continuă a ratei de expansiune a universului, pe măsură ce materia gravitațională atrage și reduce viteza expansiunii.
4o mini
You said:
si deci ajunge la 1mlrd la?
ChatGPT said:
ChatGPT
Valoarea parametrului Hubble H(t)H(t)H(t) continuă să scadă pe măsură ce universul se extinde. Iată estimările pentru momentul în care HHH ar ajunge la aproximativ 1 miliard km/s/Mpc:
1. 1 miliard de ani:
La 1 miliard de ani după Big Bang, universul a intrat într-o epocă în care energia întunecată a început să joace un rol semnificativ în expansiune. La această vârstă, H(t)H(t)H(t) ar fi estimat la aproximativ 50-70 km/s/Mpc.
Pe scurt, 1 miliard de ani este un moment crucial în evoluția universului, când efectele energiei întunecate devin din ce în ce mai evidente, iar scăderea valorii lui HHH continuă.
Dacă ai alte întrebări sau dacă dorești estimări pentru alte momente în timp, te rog să îmi spui!
4o mini
You said:
dar din miliard in miliasrd pana la 20 miliarde
ChatGPT said:
ChatGPT
Estimările pentru parametrul Hubble H(t)H(t)H(t) între 1 miliard de ani și 20 miliarde de ani sunt influențate de tranziția de la un univers dominat de materie la unul dominat de energie întunecată. Iată estimările pentru diferite momente:
1. La 1 miliard de ani
Aproximativ 50-70 km/s/Mpc.
2. La 5 miliarde de ani
La acest moment, universul a început să devină mai dominant influențat de energia întunecată. Estimările pentru H(t)H(t)H(t) sunt în jur de 30-50 km/s/Mpc.
3. La 10 miliarde de ani
Universul continuă să se extindă, iar energia întunecată devine din ce în ce mai semnificativă. H(t)H(t)H(t) ar putea fi în jur de 20-30 km/s/Mpc.
4. La 15 miliarde de ani
Pe măsură ce universul se apropie de vârsta sa actuală, H(t)H(t)H(t) scade și mai mult, ajungând la aproximativ 10-20 km/s/Mpc.
5. La 20 miliarde de ani
Într-un univers care continuă să se extindă, H(t)H(t)H(t) ar putea ajunge la valori de 5-10 km/s/Mpc.
Concluzie:
Pe parcursul acestor miliarde de ani, parametrul Hubble scade semnificativ pe măsură ce efectele gravitației materiei devin tot mai puțin influente comparativ cu expansiunea accelerată provocată de energia întunecată.
Dacă ai nevoie de mai multe informații sau de estimări pentru alte momente, te rog să îmi spui!
4o mini
You said:
dar azi este 72
ChatGPT said:
ChatGPT
Exact! La momentul actual, parametrul Hubble H0H_0H0� este estimat la aproximativ 67-74 km/s/Mpc, iar valoarea pe care o menționezi, 72 km/s/Mpc, este o medie folosită adesea în contextul cosmologiei.
Evoluția parametrului Hubble
1. 1 miliard de ani: ~50-70 km/s/Mpc
2. 5 miliarde de ani: ~30-50 km/s/Mpc
3. 10 miliarde de ani: ~20-30 km/s/Mpc
4. 15 miliarde de ani: ~10-20 km/s/Mpc
5. 20 miliarde de ani: ~5-10 km/s/Mpc
6. Azi: ~72 km/s/Mpc
Observații:
Declinul lui H(t): Se observă că H(t)H(t)H(t) a scăzut semnificativ de-a lungul timpului, ceea ce reflectă tranziția de la un univers dominat de materie și radiație la unul dominat de energie întunecată.
Influența energiei întunecate: Aceasta a început să aibă un impact semnificativ asupra expansiunii universului după aproximativ 5 miliarde de ani, contribuind la accelerarea expansiunii.
Dacă ai întrebări suplimentare sau vrei să discutăm mai în detaliu despre vreun aspect al cosmologiei, nu ezita să îmi spui!
4o mini
You said:
nu se coreleaza valoasrea de azi cu modul in care descrii evolutia sa
ChatGPT said:
ChatGPT
Ai dreptate, și îmi cer scuze pentru confuzia creată. Valorile lui H(t)H(t)H(t) pe care le-am estimat anterior pentru diferite epoci cosmologice pot să nu fie corelate corespunzător cu valoarea actuală a parametrului Hubble. Haide să corectăm această abordare.
Evoluția parametrului Hubble
1. La începutul universului (0-1 miliard de ani):
Dominat de radiație: În primele momente, HHH era extrem de mare (de ordinul 10510^5105 km/s/Mpc) și scădea rapid pe măsură ce universul se extindea.
După câteva sute de mii de ani: A ajuns la valori de ordinul a câteva mii de km/s/Mpc, dar a scăzut rapid.
2. 1 miliard de ani:
Estimare: ~50-70 km/s/Mpc. Universul începe să fie dominat de materie, iar scăderea lui HHH este mai lentă.
3. 5 miliarde de ani:
Estimare: ~30-50 km/s/Mpc. La acest moment, influența energiei întunecate începe să devină semnificativă.
4. 10 miliarde de ani:
Estimare: ~20-30 km/s/Mpc. Universul este dominat de energie întunecată, iar expansiunea devine accelerată.
5. 15 miliarde de ani:
Estimare: ~10-20 km/s/Mpc. Universul continuă să se extindă rapid, iar energia întunecată devine dominantă.
6. 20 miliarde de ani:
Estimare: ~5-10 km/s/Mpc.
7. Azi:
Estimare actuală: ~72 km/s/Mpc. Această valoare reflectă influența energiei întunecate, care a devenit dominantă în expansiunea universului.
Corelarea cu observațiile
Valoarea de astăzi: Valoarea actuală a lui H0H_0H0� de aproximativ 72 km/s/Mpc este mai mare decât estimările pentru perioadele anterioare, în special în fazele timpurii, dar reflectă un univers care se expandează accelerat datorită energiei întunecate.
Scăderea H(t): De-a lungul timpului, H(t)H(t)H(t) a scăzut semnificativ, iar acest lucru trebuie corelat cu modele cosmologice care iau în considerare evoluția densităților de materie și energie.
Concluzie
Evoluția parametrului Hubble nu este liniară și depinde de diversele componente ale universului (radiație, materie, energie întunecată) și de dinamica acestora. Dacă mai ai întrebări sau vrei să clarificăm anumite aspecte, sunt aici să ajut!
4o mini
You said:
Dar nici asa iesita diin domeniu ..,,,valoarea de azi fiind ca dupa 1mlrd?
ChatGPT said:
ChatGPT
Îmi cer scuze pentru confuzia creată în estimările anterioare. Să clarificăm și să corelăm corect valorile parametrului Hubble H(t)H(t)H(t) cu evoluția sa în timp.
Recapitulare a evoluției lui H(t)H(t)H(t)
1. La momentul inițial (Big Bang):
Hubble: Extrem de mare (de ordinul a 10510^5105 km/s/Mpc) și scădea rapid în primele momente.
2. La 1 milion de ani:
Estimare: ~100010001000 km/s/Mpc (în perioada dominată de radiație).
3. La 1 miliard de ani:
Estimare: Aproximativ 50-70 km/s/Mpc (începând să fie influențat semnificativ de energia întunecată).
4. La 5 miliarde de ani:
Estimare: ~30-50 km/s/Mpc.
5. La 10 miliarde de ani:
Estimare: ~20-30 km/s/Mpc.
6. La 15 miliarde de ani:
Estimare: ~10-20 km/s/Mpc.
7. La 20 miliarde de ani:
Estimare: ~5-10 km/s/Mpc.
8. Azi:
Estimare: ~72 km/s/Mpc.
Observații importante
Discrepanța: Este clar că valorile de astăzi și cele de acum 1 miliard de ani nu se corelează logic, dat fiind că valoarea actuală este semnificativ mai mare. Aceasta sugerează că am interpretat greșit evoluția lui H(t)H(t)H(t).
Evoluția corectă a lui H(t)H(t)H(t)
1. Trecerea de la dominanța radiației la materie:
În primele etape, H(t)H(t)H(t) scădea rapid, dar la 1 miliard de ani, ar trebui să reflecte o expansiune mai lentă, dar încă la valori relativ mari comparativ cu astăzi.
2. Existența energiei întunecate:
Aici, energia întunecată devine crucială, influențând expansiunea și făcând-o să devină accelerată. Aceasta este ceea ce a determinat valorile să scadă pe o curbă.
Corelarea corectă
În mod ideal, dacă la 1 miliard de ani H(t)H(t)H(t) era în jur de 50-70 km/s/Mpc, iar astăzi este 72 km/s/Mpc, ar trebui să ne gândim la cum influențele energiei întunecate au accelerat expansiunea universului și cum acele valori au fost estimate.
Concluzie
Valoarea lui H0H_0H0� de 72 km/s/Mpc reflectă un univers în expansiune accelerată.
Corelarea între evoluția parametrului Hubble și starea actuală a universului este complexă și necesită modele detaliate care să ia în considerare densitățile și dinamica diferitelor componente ale universului (radiație, materie, energie întunecată).
Dacă ai întrebări suplimentare sau dacă dorești să discutăm mai în detaliu despre un anumit aspect, te rog să îmi spui!
4o mini
You said:
NU E DELOC CLAR DAR DOAR ATAT POATE STIINTA ASTAZI? eXISTA SI O ReLATIE FLRW h cu timpul?
ChatGPT said:
ChatGPT
Îmi cer scuze pentru confuzia creată. Haide să clarificăm întrebarea ta și să discutăm despre relația dintre parametrul Hubble HHH și timpul în contextul modelului FLRW (Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker).
Modelul FLRW și Parametrul Hubble
Modelul FLRW descrie un univers omogen și izotrop, care se extinde în timp. Din acest model, derivăm ecuațiile de expansiune ale universului, care includ:
H(t)=a˙(t)a(t)H(t) = \frac{\dot{a}(t)}{a(t)}H(t)=a(t)a˙(t)�
unde:
H(t)H(t)H(t) este parametrul Hubble la un timp ttt,
a˙(t)\dot{a}(t)a˙(t) este rata de schimbare a factorului de scară a(t)a(t)a(t) în raport cu timpul.
Relația între HHH și timpul
1. Epoca radiației:
În această etapă timpurie, modelul arată că H(t)H(t)H(t) scade rapid. Aproximativ, în această perioadă, HHH se poate aproxima prin relația:
H(t)∝1tH(t) \propto \frac{1}{t}H(t)∝t1�
2. Epoca materiei:
După câteva sute de milioane de ani, universul a trecut în epoca dominată de materie, unde:
H(t)∝23tH(t) \propto \frac{2}{3t}H(t)∝3t2�
3. Epoca energiei întunecate:
Pe măsură ce energia întunecată devine dominantă, Hubble HHH scade într-un mod care este mai complex, dar poate fi estimat prin analizele cosmologice care integrează contribuțiile diverselor componente.
Evoluția Parametrului Hubble
Pe scurt:
La început, HHH a fost foarte mare (de ordinul 10510^5105 km/s/Mpc).
A scăzut rapid în primele etape și a continuat să scadă până ajunge la valorile actuale de ~72 km/s/Mpc.
Această scădere reflectă tranziția de la un univers dominat de radiație la unul dominat de materie și apoi la influența energiei întunecate.
Concluzie
Modelul FLRW oferă o bază solidă pentru a înțelege evoluția lui H(t)H(t)H(t) în funcție de timp, iar estimările corecte depind de înțelegerea detaliată a densităților și a dinamicii diferitelor componente ale universului.
Dacă ai întrebări suplimentare sau dorești detalii pe un subiect specific, nu ezita să întrebi!
2/2
4o mini
You said:
intelefg ca in primele secunde valorile lui H erau enorme?
ChatGPT said:
ChatGPT
Da, exact! În primele secunde după Big Bang, valorile parametrului Hubble HHH erau extrem de mari. Iată o scurtă descriere a evoluției lui HHH în acele momente critice:
1. În primele momente (secunde după Big Bang)
Expansiune rapidă: Universul a trecut printr-o expansiune extrem de rapidă, cunoscută sub numele de inflatie, care a avut loc în primele 10−3610^{-36}10−36 până la 10−3210^{-32}10−32 secunde. În această perioadă, valoarea lui HHH era de ordinul a 10510^5105 km/s/Mpc sau chiar mai mare.
Scădere rapidă: După perioada de inflație, universul a continuat să se extindă, dar valoarea lui HHH a început să scadă rapid pe măsură ce densitatea materiei și a radiației scădea. De exemplu, în primele câteva minute (când a avut loc nucleosinteza), HHH ar fi fost în continuare mare, dar mai mic decât în perioada de inflație.
2. În primele minute (nucleosinteza)
Hubble scade: Pe măsură ce universul s-a răcit și a evoluat, densitatea materiei a scăzut, iar HHH a continuat să scadă. În acest stadiu, estimările sugerează valori de ordinul a câteva mii de km/s/Mpc.
3. Primele sute de mii de ani
Combinarea atomilor: Odată cu formarea atomilor neutri (recombinația), valoarea lui HHH a scăzut și mai mult, ajungând în intervalul 100-1000 km/s/Mpc.
Concluzie
Pe scurt, în primele secunde și minute ale universului, HHH era extrem de mare, reflectând expansiunea rapidă și densitatea ridicată a materiei. Apoi, pe măsură ce universul s-a extins și s-a răcit, HHH a scăzut treptat, ajungând la valori mult mai mici pe măsură ce a evoluat spre stadiile ulterioare.
Dacă ai nevoie de informații suplimentare sau detalii pe o anumită temă, te rog să îmi spui!
4o mini
You said:
asadar inflatia nu este altceva decat valoarea enorma a lui H .Cat este la o,oo1 sec, o.o1,o.1 si 1 sec
ChatGPT said:
ChatGPT
Corect, inflația se referă la o expansiune extrem de rapidă a universului în primele momente după Big Bang, iar valoarea mare a parametrului Hubble HHH este o măsură a ratei acestei expansiuni. În această perioadă, universul a crescut în dimensiune într-un timp extrem de scurt, iar valorile lui HHH erau extrem de mari.
Iată estimările pentru HHH la diverse momente în perioada de inflație:
Estimări ale lui HHH
1. La 0.001 secunde (1 milisecundă):
Estimare: Aproximativ 10^3 - 10^4 km/s/Mpc. Aceasta este o perioadă în care universul era încă extrem de dens și cald, iar radiația era dominantă.
2. La 0.01 secunde (10 milisecunde):
Estimare: Aproximativ 10^3 - 10^4 km/s/Mpc. Aceleași condiții de densitate și temperatură se aplică.
3. La 0.1 secunde (100 milisecunde):
Estimare: Aproximativ 10^3 - 10^4 km/s/Mpc. De asemenea, densitatea era încă foarte mare și expansiunea era rapidă.
4. La 1 secundă:
Estimare: Aproximativ 10^3 km/s/Mpc. În această perioadă, universul a continuat să se extindă, dar a început să se răcească suficient pentru ca nucleosinteza primordială să aibă loc.
Concluzie
În această etapă timpurie a universului, valorile lui HHH erau extrem de mari, reflectând o expansiune accelerată. Aceste estimări sunt foarte aproximative, dar oferă o idee despre amploarea expansiunii universului în primele momente după Big Bang. Dacă ai întrebări suplimentare sau vrei să discutăm alte aspecte ale inflației sau ale evoluției universului, te rog să îmi spui!
4o mini
You said:
Deci de fapt sunt extrem de mari dasr mai mici decat 10^5 km/s/Mpc
ChatGPT said:
ChatGPT
Ai dreptate, și îmi cer scuze pentru confuzia anterioară. Permite-mi să clarific și să corectez estimările pentru valorile lui HHH în perioada inflației:
Estimări corecte ale lui HHH
1. La 0.001 secunde (1 milisecundă):
Estimare: Aproximativ 105−10610^5 - 10^6105−106 km/s/Mpc. Aceasta este o perioadă în care universul era extrem de dens și călduros, iar expansiunea era extrem de rapidă.
2. La 0.01 secunde (10 milisecunde):
Estimare: Aproximativ 105−10610^5 - 10^6105−106 km/s/Mpc. Densitatea și temperatura universului rămâneau ridicate, iar expansiunea continua să fie foarte accelerată.
3. La 0.1 secunde (100 milisecunde):
Estimare: Aproximativ 105−10610^5 - 10^6105−106 km/s/Mpc. Universul rămânea într-o stare de expansiune rapidă.
4. La 1 secundă:
Estimare: Aproximativ 10510^5105 km/s/Mpc. La această vârstă, nucleosinteza primordială începea să aibă loc, iar expansiunea continua să fie foarte rapidă, dar cu o scădere ușoară a valorii lui HHH.
Observații
Valori extrem de mari: Aceste estimări corecte subliniază cât de rapidă a fost expansiunea universului în primele secunde după Big Bang. Valoarea parametrului Hubble era de ordinul 10510^5105 km/s/Mpc și poate ajunge chiar mai sus în timpul inflației.
Evoluția ulterioară: După această perioadă, valoarea lui HHH a început să scadă pe măsură ce densitatea universului a scăzut și au apărut diferite faze ale evoluției cosmice.
Îți mulțumesc pentru răbdare, și dacă ai întrebări suplimentare sau dorești să discutăm mai în detaliu despre alte aspecte, sunt aici să ajut!
4o mini
You said:
dar se poate spune ca in vecinatatea momentului zero-a singularitatii H tindr la infinit?
ChatGPT said:
ChatGPT
Da, este corect să spunem că în vecinătatea momentului zero (sau a singularității inițiale) parametrul Hubble HHH tinde către infinit. Aceasta este o caracteristică esențială a teoriei Big Bang și a modelului cosmologic.
Detalii despre comportamentul lui HHH în jurul singularității
1. Singularitatea inițială: Conform teoriei Big Bang, la momentul t=0t = 0t=0, toate cantitățile de materie și energie erau concentrate într-un punct de densitate infinită și temperatură infinită, denumit singularitate. În această situație, toate legile fizicii, așa cum le cunoaștem, devin inadecvate.
2. Expansiunea rapidă: Pe măsură ce universul a început să se extindă imediat după Big Bang, parametrul Hubble HHH (care descrie rata expansiunii) era extrem de mare, având valori de ordinul 10510^5105 sau chiar mai mari (km/s/Mpc). Aceasta indică o expansiune foarte rapidă.
3. Tendința la infinit: Pe măsură ce ne apropiem de momentul zero, densitatea materiei și a energiei crește, iar viteza expansiunii devine extrem de mare. Din acest motiv, putem considera că:
lim�t→0H(t)→∞\lim_{t \to 0} H(t) \to \inftyt→0lim�H(t)→∞
Conceptualizarea în modelul FLRW
Modelul FLRW: În cadrul modelului Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW), care descrie un univers omogen și izotrop, soluțiile ecuațiilor lui Friedmann sugerează că în timpul expansiunii accelerate inițiale, HHH poate deveni extrem de mare în apropierea singularității.
Concluzie
Așadar, este corect să afirmăm că în vecinătatea momentului zero (a singularității inițiale), parametrul Hubble HHH tinde la infinit. Aceasta este o caracteristică fundamentală a teoriei Big Bang și indică natura extremă a condițiilor universului la începuturile sale.
Dacă ai întrebări suplimentare sau dorești să discutăm despre alte aspecte ale cosmologiei, sunt aici să ajut!
4o mini
You said:
Cu alte cuvinte ar fi rational sa spunem ca imediat inainte de inflatie, de momentul zero, se produce un fenomen de sens opus?
ChatGPT said:
ChatGPT
Da, este rațional să afirmăm că imediat înainte de inflație, în preajma momentului zero (singularitatea inițială), ar putea exista un fenomen de ,,sens opus" în ceea ce privește expansiunea universului. Să explicăm mai detaliat ce înseamnă acest lucru.
Fenomenul de sens opus înainte de inflație
1. Densitate infinită: La momentul zero, universul se afla într-o stare de densitate infinită, temperatură infinită și volum zero. Aceste condiții extreme fac ca legile fizicii, așa cum le înțelegem, să nu mai fie aplicabile.
2. Expansiune versus contractare: Deși teoria Big Bang descrie un univers în expansiune, conceptul de singularitate inițială sugerează că universul a trecut de la o stare de contractare extremă la o stare de expansiune. Așadar, imediat înainte de Big Bang, am putea specula că universul a fost într-o fază de contractare extremă.
3. Inflatia: Fenomenul inflației, care a avut loc imediat după Big Bang, a marcat o expansiune extrem de rapidă a universului, care a făcut ca dimensiunea universului să crească enorm în foarte scurt timp. Această expansiune rapidă poate fi considerată ca o tranziție bruscă de la o stare de contractare extremă (în preajma singularității) la o expansiune accelerată.
4. Concepția alternativă: Unele teorii cosmologice moderne explorează ideea că universul ar putea fi parte dintr-un ciclu, în care expansiunea este urmată de o contracție, iar apoi de un nou Big Bang. Acestea sugerează un model de univers oscilant, dar este important de menționat că aceste teorii nu sunt în totalitate confirmate și sunt subiect de cercetare activă.
Concluzie
Deci, da, este rațional să spunem că, imediat înainte de inflație, universul ar fi putut trece printr-un fenomen de contractare extremă, care precede expansiunea rapidă asociată cu inflația. Aceasta aduce în discuție întrebări fascinante despre natura timpului, a expansiunii și a condițiilor inițiale ale universului.
Dacă ai mai multe întrebări sau dorești să explorezi în continuare acest subiect, nu ezita să întrebi!
4o mini
You said:
Ecelenta discutie iar te-am adus spre limitele tale si ale mele doar ca eu ppot spune ca nu cred ca daca a existat un moment zero in care o exponentiala este 1 adica inceputul vom stii ceva intre 0 si -infinit?
ChatGPT said:
ChatGPT
Este o observație profundă și complexă! Conceptul de moment zero, singularitate și ceea ce se află ,,între 0 și -infinit" ridică întrebări fundamentale în cosmologie, fizică și filozofie. Să explorăm acest subiect mai în detaliu.
Momentul zero și singularitatea
1. Momentul zero (t = 0): În teorie, momentul zero este considerat punctul în care universul a început să existe, la o densitate și temperatură infinită. În acest punct, legile fizicii, așa cum le cunoaștem, nu se aplică, iar conceptul de timp și spațiu devine confuz.
2. Singularitatea: La singularitate, orice descriere a universului prin intermediul matematicii convenționale devine problematică. Valorile fizice, cum ar fi densitatea și temperatura, ajung la infinit, iar modelele actuale nu pot explica ce s-a întâmplat ,,înainte" de acest moment.
Întrebarea despre ,,între 0 și -infinit"
1. Conceptul de timp: Dacă luăm în considerare că timpul, așa cum îl cunoaștem, a început cu Big Bang, atunci întrebarea despre ce s-ar fi întâmplat ,,între 0 și -infinit" devine complicată. În concepția noastră, nu există ,,timp" în sensul tradițional înainte de Big Bang; acesta este un concept care poate să nu aibă sens în afara modelului nostru actual.
2. Teorii alternative: Există teorii, cum ar fi cele care explorează universuri ciclice sau multiversuri, care sugerează că universul ar putea trece printr-o serie de expansiuni și contracții. Aceste teorii ar putea oferi o posibilitate de a explora ,,timpul" și ,,stările" universului dincolo de momentul zero, dar sunt în continuare speculative și necesită mai multe dovezi.
3. Filosofie și metafizică: Pe lângă aspectele fizice, întrebările despre ceea ce s-a întâmplat înainte de Big Bang se leagă și de teme filozofice. De exemplu, ce înseamnă ,,înainte" în absența timpului? Este o întrebare profundă, care poate să nu aibă un răspuns definit.
Concluzie
Așadar, discuția despre un moment zero și despre ceea ce se află ,,între 0 și -infinit" deschide un teritoriu complex și fascinant, care implică atât fizica teoretică, cât și filozofia. Este un domeniu în continuă explorare și cercetare, iar întrebările tale sugerează că înțelegerea noastră asupra universului este, într-adevăr, încă în evoluție.
Dacă ai alte întrebări sau aspecte pe care ai dori să le discutăm, nu ezita să le aduci în discuție!
4o mini
You said:
Nu o fi timp dar poate ca ca si la spatiu exista inainte si dupa?
ChatGPT said:
ChatGPT
Întrebarea ta este extrem de relevantă și aduce în discuție concepte fundamentale despre natura timpului și spațiului. Să analizăm mai în detaliu:
1. Conceptul de Timp și Spațiu
Timpul: În fizica modernă, timpul este adesea considerat o dimensiune, similar cu dimensiunile spațiale. Conform teoriei relativității a lui Einstein, timpul și spațiul sunt interconectate într-un continuum numit spațiu-timp. Așadar, în absența universului, conceptul de timp nu ar avea sens, deoarece nu ar exista nimic de care să se ,,fie" conștient.
Spațiul: În mod similar, dacă ne gândim la ,,înainte" și ,,după" în termenii spațiului, putem considera că, în lipsa unui univers fizic, nu ar exista spațiu în sine. Așadar, orice discuție despre ,,înainte" sau ,,după" ar fi irelevantă fără o structură spațială în care să aibă loc aceste evenimente.
2. Înainte și după Big Bang
Înainte de Big Bang: În prezent, conceptul de ,,înainte de Big Bang" este problematic. Conform modelului standard al Big Bang-ului, timpul și spațiul au început cu Big Bang. Asta înseamnă că nu putem discuta despre un timp ,,înainte" de acest moment în termenii noștri obișnuiți.
După Big Bang: După Big Bang, universul a început să se extindă, iar timpul și spațiul au evoluat. Aceasta este perioada despre care putem vorbi cu sens, pentru că avem un cadru fizic și o evoluție a universului care poate fi descrisă prin legi fizice.
3. Teorii alternative
Universuri ciclice sau multiversuri: Există teorii care sugerează că universul nostru ar putea fi doar unul dintre multe universuri (multivers) sau că ar putea trece printr-un ciclu de expansiune și contracție. În aceste scenarii, ideea de ,,înainte" și ,,după" ar putea avea sens, dar este important de menționat că aceste teorii sunt încă speculative și nu sunt universal acceptate.
4. Concluzie
Așadar, în timp ce conceptul de ,,înainte" și ,,după" este foarte util în cadrul universului nostru, devine problematizant atunci când ne referim la stările din afara universului sau la momentele care preced Big Bang-ul. Fizica modernă sugerează că timpul și spațiul au început cu Big Bang, ceea ce face ca orice discuție despre ,,înainte" să fie teoretic complexă.
Dacă ai întrebări suplimentare sau dorești să explorăm mai multe detalii despre acest subiect, sunt aici să ajut!
4o mini
You said:
Aici vom ramane caci doar in continuare putem specula in limitele limbajului terrian si a logicii aristotitelice .Succes in continuarre si sper eu ca inca si La revedere!
ChatGPT said:
ChatGPT
Îți mulțumesc pentru discuțiile fascinante! Este întotdeauna o plăcere să explorăm împreună concepte atât de profunde și provocatoare. Speculațiile despre univers și natura sa ne ajută să ne extindem orizonturile și să ne punem întrebări esențiale.
Îți doresc mult succes în toate căutările tale intelectuale! Dacă vei dori vreodată să reiei discuția sau să explorezi alte subiecte, voi fi aici. La revedere și toate cele bune!

PS Si ca un supliment :
sac.csic.es/astrosecundaria/ro/cursos/formato/materiales/conferencias/T8_w_ro.pdf
si
https://lambda.gsfc.nasa.gov/education/graphic_history/hubb_const.html