Hallo Khabro inwoners! Is dit moontlik om oor mode, geloof of fantasie in fundamentele wetenskap te praat?
Die heelal stel nie belang in menslike mode nie. Wetenskap kan nie as geloof geïnterpreteer word nie, want wetenskaplike postulate word voortdurend aan streng eksperimentele toetsing onderwerp en word verwerp sodra dogma begin bots met objektiewe werklikheid. En fantasie verwaarloos oor die algemeen beide feite en logika. Nietemin wil die groot Roger Penrose hierdie verskynsels nie heeltemal verwerp nie, want wetenskaplike mode kan die enjin van vooruitgang wees, geloof verskyn wanneer 'n teorie deur werklike eksperimente bevestig word, en sonder 'n fantasievlug kan 'n mens nie al die eienaardighede van ons begryp nie. Heelal.
In die “Mode” hoofstuk sal jy leer oor snaarteorie, die mees modieuse teorie van die afgelope dekades. "Geloof" word opgedra aan die beginsels waarop kwantummeganika staan. En "Fantasie" handel oor niks minder nie as teorieë oor die oorsprong van die Heelal wat aan ons bekend is.
3.4. Oerknal-paradoks
Kom ons stel eers die kwessie van waarnemings aan die orde. Watter direkte bewyse is daar dat die hele waarneembare Heelal eens in 'n uiters saamgeperste en ongelooflik warm toestand was wat ooreenstem met die Oerknal-prentjie wat in Afdeling 3.1 aangebied word? Die mees oortuigende bewyse is die kosmiese mikrogolf-agtergrondstraling (CMB), wat soms die oerknal genoem word. CMB-straling is lig, maar met 'n baie lang golflengte, so dit is heeltemal onmoontlik om dit met jou oë te sien. Hierdie lig kom van alle kante af uiters eweredig (maar meestal onsamehangend) oor ons. Dit verteenwoordig termiese straling met 'n temperatuur van ~2,725 K, dit wil sê meer as twee grade bo absolute nul. Daar word geglo dat die waargenome "glimmer" in 'n ongelooflik warm Heelal (~3000 K op daardie tydstip) ontstaan het, ongeveer 379 000 jaar na die Oerknal - gedurende die era van die laaste verstrooiing, toe die Heelal vir die eerste keer deursigtig geword het vir elektromagnetiese straling (hoewel dit het glad nie tydens die Oerknal gebeur nie) ontploffing; hierdie gebeurtenis vind plaas in die eerste 1/40 000 van die totale ouderdom van die Heelal – vanaf die Oerknal tot vandag toe). Sedert die laaste verstrooiingsera het die lengte van hierdie liggolwe ongeveer soveel toegeneem as wat die Heelal self uitgebrei het (met 'n faktor van ongeveer 1100), sodat die energiedigtheid net so radikaal afgeneem het. Daarom is die waargenome temperatuur van die CMB slegs 2,725 K.
Die feit dat hierdie straling in wese onsamehangend is (dit wil sê termies), word indrukwekkend bevestig deur die aard van sy frekwensiespektrum, wat in Fig. 3.13. Die stralingsintensiteit by elke spesifieke frekwensie word vertikaal op die grafiek geplot, en die frekwensie neem toe van links na regs. Die aaneenlopende kurwe stem ooreen met die Planck swartliggaamspektrum wat in Afdeling 2.2 bespreek is vir 'n temperatuur van 2,725 K. Die punte op die kurwe is data van spesifieke waarnemings waarvoor foutstawe verskaf word. Terselfdertyd word die foutstawe 500 keer verhoog, aangesien dit anders eenvoudig onmoontlik sou wees om te oorweeg, selfs aan die regterkant, waar die foute hul maksimum bereik. Die ooreenkoms tussen die teoretiese kurwe en die waarnemingsresultate is eenvoudig merkwaardig - miskien die beste ooreenkoms met die termiese spektrum wat in die natuur gevind word.
Wat dui hierdie toeval egter aan? Die feit dat ons 'n toestand oorweeg wat blykbaar baie naby aan termodinamiese ewewig was (dit is hoekom die term onsamehangend vroeër gebruik is). Maar watter gevolgtrekking volg uit die feit dat die nuutgeskepte Heelal baie naby aan termodinamiese ewewig was? Kom ons keer terug na Fig. 3.12 vanaf afdeling 3.3. Die mees uitgebreide grofkorrelige streek sal (per definisie) baie groter wees as enige ander so streek, en sal tipies so groot wees relatief tot die ander dat dit hulle almal geweldig sal verdwerg! Termodinamiese ewewig stem ooreen met 'n makroskopiese toestand, waarheen, vermoedelik, enige stelsel vroeër of later sal kom. Soms word dit die termiese dood van die heelal genoem, maar in hierdie geval behoort ons vreemd genoeg oor die termiese geboorte van die heelal te praat. Die situasie word gekompliseer deur die feit dat die pasgebore Heelal vinnig uitgebrei het, so die toestand wat ons oorweeg, is eintlik nie ewewig nie. Nietemin kan die uitbreiding in hierdie geval as wesenlik adiabaties beskou word - hierdie punt is in 1934 [Tolman, 1934] ten volle deur Tolman waardeer. Dit beteken dat die entropiewaarde nie tydens uitbreiding verander het nie. ('n Situasie soortgelyk aan hierdie, wanneer termodinamiese ewewig gehandhaaf word as gevolg van adiabatiese uitsetting, kan in faseruimte beskryf word as 'n stel gelyke-volume streke met 'n grofkorrelige verdeling, wat slegs in spesifieke volumes van die Heelal van mekaar verskil Ons kan aanvaar dat hierdie primêre toestand gekenmerk is deur 'n maksimum entropie - ten spyte van die uitbreiding!).
Ons word blykbaar voor 'n uitsonderlike paradoks gekonfronteer. Volgens die argumente wat in Afdeling 3.3 aangebied word, vereis die Tweede Wet (en word in beginsel verklaar deur) die Oerknal om 'n makroskopiese toestand met uiters lae entropie te wees. Dit lyk egter of CMB-waarnemings aandui dat die makroskopiese toestand van die Oerknal gekenmerk is deur kolossale entropie, miskien selfs die maksimum moontlik. Waar gaan ons so ernstig verkeerd?
Hier is een algemene verklaring vir hierdie paradoks: daar word aanvaar dat, aangesien die pasgebore heelal baie "klein" was, daar 'n beperking op die maksimum entropie kon wees, en die toestand van termodinamiese ewewig, wat blykbaar op daardie stadium gehandhaaf is, was bloot 'n limietvlak entropie moontlik op daardie tydstip. Dit is egter die verkeerde antwoord. So 'n prentjie kan ooreenstem met 'n heeltemal ander situasie, waarin die grootte van die heelal sal afhang van een of ander eksterne beperking, byvoorbeeld, soos in die geval van 'n gas wat in 'n silinder met 'n verseëlde suier vervat is. In hierdie geval word die suierdruk verskaf deur een of ander eksterne meganisme, wat toegerus is met 'n eksterne bron (of uitlaat) van energie. Maar hierdie situasie is nie van toepassing op die heelal as 'n geheel nie, wie se meetkunde en energie, sowel as sy "algehele grootte", uitsluitlik deur die interne struktuur bepaal word en deur die dinamiese vergelykings van Einstein se algemene relatiwiteitsteorie (insluitend die vergelykings wat die toestand van materie beskryf; sien afdelings 3.1 en 3.2). Onder sulke toestande (wanneer die vergelykings heeltemal deterministies en onveranderlik is met betrekking tot die rigting van tyd - sien afdeling 3.3), kan die totale volume van faseruimte nie oor tyd verander nie. Daar word aanvaar dat die faseruimte P self nie moet “evolueer” nie! Alle evolusie word eenvoudig beskryf deur die ligging van die kromme C in ruimte P en verteenwoordig in hierdie geval die volledige evolusie van die Heelal (sien afdeling 3.3).
Miskien sal die probleem duideliker word as ons die latere stadiums van die ineenstorting van die Heelal in ag neem, wanneer dit die Groot Ineenstorting nader. Herroep die Friedman-model vir K > 0, Λ = 0, getoon in Fig. 3.2 a in afdeling 3.1. Ons glo nou dat die versteurings in hierdie model spruit uit die onreëlmatige verspreiding van materie, en in sommige dele het plaaslike ineenstortings reeds plaasgevind, wat swart gate in hul plek gelaat het. Dan moet ons aanvaar dat hierna sommige swart gate met mekaar sal saamsmelt en dat die ineenstorting in 'n finale singulariteit 'n uiters komplekse proses sal blyk te wees, wat byna niks in gemeen het met die streng simmetriese Big Crash van die ideaal sferiese simmetriese Friedmann model wat in Fig. 3.6 a. Inteendeel, in kwalitatiewe terme sal die ineenstortingsituasie baie meer herinner aan die kolossale gemors wat in Fig. 3.14 a; die gevolglike singulariteit wat in hierdie geval ontstaan, kan tot 'n mate ooreenstem met die BCLM-hipotese wat aan die einde van afdeling 3.2 genoem word. Die finale ineenstortende toestand sal ondenkbare entropie hê, selfs al sal die Heelal terugkrimp tot 'n klein grootte. Alhoewel hierdie spesifieke (ruimtelik geslote) terugstortende Friedmann-model tans nie as 'n geloofwaardige voorstelling van ons eie Heelal beskou word nie, geld dieselfde oorwegings vir ander Friedmann-modelle, met of sonder 'n kosmologiese konstante. Die ineenstortende weergawe van enige so 'n model, wat soortgelyke versteurings ervaar as gevolg van die ongelyke verspreiding van materie, behoort weer in 'n alles verterende chaos te verander, 'n singulariteit soos 'n swart gat (Fig. 3.14 b). Deur tyd in elk van hierdie toestande om te keer, sal ons 'n moontlike aanvanklike singulariteit (potensiële Oerknal) bereik, wat dienooreenkomstig kolossale entropie het, wat die aanname wat hier gemaak word oor die "plafon" van entropie weerspreek (Fig. 3.14 c).
Hier moet ek oorgaan na alternatiewe moontlikhede wat ook soms oorweeg word. Sommige teoretici stel voor dat die tweede wet homself op een of ander manier in sulke ineenstortende modelle moet omkeer, sodat die totale entropie van die heelal progressief kleiner sal word (na maksimum uitbreiding) soos wat die Groot Ineenstorting nader. So 'n prentjie is egter veral moeilik om voor te stel in die teenwoordigheid van swart gate, wat, sodra hulle gevorm het, self sal begin werk om entropie te verhoog (wat geassosieer word met die tyd-asimmetrie in die ligging van nulkeëls naby die gebeurtenishorison, sien Fig. 3.9). Dit sal in die verre toekoms voortduur – ten minste totdat swart gate onder die invloed van die Hawking-meganisme verdamp (sien afdelings 3.7 en 4.3). Hierdie moontlikheid maak in elk geval nie die argumente wat hier aangebied word, ongeldig nie. Daar is nog 'n belangrike probleem wat met sulke komplekse ineenstortende modelle geassosieer word en waaroor die lesers dalk self gedink het: die singulariteite van swart gate kan heel moontlik glad nie gelyktydig ontstaan nie, so wanneer ons tyd omkeer, sal ons nie 'n Oerknal kry nie, wat "alles en dadelik" gebeur. Dit is egter juis een van die eienskappe van die (nog nie bewese nie, maar oortuigende) hipotese van sterk kosmiese sensuur [Penrose, 1998a; PkR, artikel 28.8], waarvolgens so 'n singulariteit in die algemene geval ruimteagtig sal wees (artikel 1.7), en dus as 'n eenmalige gebeurtenis beskou kan word. Boonop, ongeag die vraag na die geldigheid van die sterk kosmiese sensuurhipotese self, is baie oplossings bekend wat aan hierdie voorwaarde voldoen, en al sulke opsies (wanneer uitgebrei) sal relatief hoë entropiewaardes hê. Dit verminder die kommer oor die geldigheid van ons bevindings aansienlik.
Gevolglik vind ons nie bewyse dat, gegewe die klein ruimtelike dimensies van die Heelal, daar noodwendig 'n sekere "lae plafon" van moontlike entropie sou wees nie. In beginsel is die ophoping van materie in die vorm van swart gate en die samesmelting van "swartgat"-singulariteite in 'n enkele enkelvoudige chaos 'n proses wat volkome ooreenstem met die tweede wet, en hierdie finale proses moet gepaardgaan met 'n kolossale toename in entropie. Die finale toestand van die Heelal, "klein" volgens geometriese standaarde, kan 'n ondenkbare entropie hê, veel hoër as in die relatief vroeë stadiums van so 'n ineenstortende kosmologiese model, en ruimtelike miniatuur self stel nie 'n "plafon" vir die maksimum waarde van entropie, hoewel so 'n "plafon" (wanneer die vloei van tyd omgekeer word) net kan verklaar waarom entropie uiters laag was tydens die Oerknal. Trouens, so 'n prentjie (Fig. 3.14 a, b), wat oor die algemeen die ineenstorting van die Heelal voorstel, stel 'n oplossing vir die paradoks voor: waarom daar tydens die Oerknal buitengewoon lae entropie was in vergelyking met wat kon gewees het, ten spyte van die feit dat die ontploffing warm was (en so 'n toestand behoort maksimum entropie te hê). Die antwoord is dat entropie radikaal kan toeneem as groot afwykings van ruimtelike eenvormigheid toegelaat word, en die grootste toename van hierdie soort word geassosieer met onreëlmatighede as gevolg van juis die ontstaan van swart gate. Gevolglik kan 'n ruimtelik homogene Oerknal inderdaad, relatief gesproke, ongelooflik lae entropie hê, ten spyte van die feit dat die inhoud daarvan ongelooflik warm was.
Een van die mees dwingende bewyse dat die Oerknal inderdaad redelik ruimtelik homogeen was, in ooreenstemming met die geometrie van die FLRU-model (maar nie in ooreenstemming met die veel meer algemene geval van 'n wanordelike singulariteit wat in Fig. 3.14c geïllustreer word nie), kom weereens van RI, maar hierdie keer met sy hoekige homogeniteit eerder as sy termodinamiese aard. Hierdie homogeniteit word gemanifesteer in die feit dat die temperatuur van die RI feitlik dieselfde is op enige punt in die lug, en afwykings van homogeniteit is nie meer as 10–5 nie (aangepas vir die klein Doppler-effek wat verband hou met ons beweging deur die omliggende materie ). Daarby is daar byna universele eenvormigheid in die verspreiding van sterrestelsels en ander materie; Dus word die verspreiding van barione (sien Afdeling 1.3) op redelike groot skale gekenmerk deur aansienlike homogeniteit, alhoewel daar merkbare afwykings is, veral die sogenaamde leemtes, waar die digtheid van sigbare materie radikaal laer as die gemiddelde is. Oor die algemeen kan daar geargumenteer word dat homogeniteit hoër is hoe verder in die verlede van die Heelal ons kyk, en RI is die oudste bewys van die verspreiding van materie wat ons direk kan waarneem.
Hierdie prentjie stem ooreen met die siening dat die Heelal in die vroeë stadiums van sy ontwikkeling wel uiters homogeen was, maar met effens onreëlmatige digthede. Met verloop van tyd (en onder die invloed van verskeie soorte "wrywing" - prosesse wat relatiewe bewegings vertraag), het hierdie digtheidsonreëlmatighede verskerp onder die invloed van swaartekrag, wat in ooreenstemming is met die idee van die geleidelike saamklontering van materie. Met verloop van tyd neem die saamklontering toe, wat lei tot die vorming van sterre; hulle groepeer in sterrestelsels, wat elkeen 'n massiewe swart gat in die middel ontwikkel. Uiteindelik is hierdie klontering te wyte aan die onvermydelike effek van swaartekrag. Sulke prosesse word inderdaad geassosieer met 'n sterk toename in entropie en demonstreer dat, met inagneming van swaartekrag, daardie primordiale blink bal, waarvan slegs RI vandag oorbly, ver van die maksimum entropie kan hê. Die termiese aard van hierdie bal, soos blyk uit die Planck-spektrum wat in Fig. 3.13, sê net dit: as ons die Heelal (in die era van die laaste verstrooiing) bloot beskou as 'n sisteem wat bestaan uit materie en energie wat met mekaar in wisselwerking is, dan kan ons aanvaar dat dit eintlik in termodinamiese ewewig was. As ons egter ook gravitasie-invloede in ag neem, verander die prentjie dramaties.
As ons ons byvoorbeeld 'n gas in 'n verseëlde houer voorstel, dan is dit natuurlik om aan te neem dat dit sy maksimum entropie in daardie makroskopiese toestand sal bereik wanneer dit eweredig deur die houer versprei is (Fig. 3.15 a). In hierdie opsig sal dit lyk soos 'n warm bal wat RI gegenereer het, wat eweredig oor die lug versprei is. As jy egter gasmolekules vervang met 'n groot stelsel van liggame wat deur swaartekrag aan mekaar verbind is, byvoorbeeld individuele sterre, kry jy 'n heeltemal ander prentjie (Fig. 3.15 b). As gevolg van gravitasie-effekte sal sterre oneweredig versprei word, in die vorm van trosse. Uiteindelik sal die grootste entropie bereik word wanneer talle sterre ineenstort of in swart gate saamsmelt. Alhoewel hierdie proses lank kan duur (alhoewel dit deur wrywing as gevolg van die teenwoordigheid van interstellêre gas vergemaklik sal word), sal ons sien dat uiteindelik, wanneer swaartekrag oorheers, die entropie hoër is, hoe minder eenvormig die materie in die sisteem versprei word. .
Sulke effekte kan selfs op die vlak van alledaagse ervaring opgespoor word. Mens kan vra: wat is die rol van die Tweede Wet in die handhawing van lewe op Aarde? Jy kan dikwels hoor dat ons op hierdie planeet leef danksy die energie wat van die Son ontvang word. Maar dit is nie 'n heeltemal waar stelling as ons die Aarde as 'n geheel beskou nie, aangesien byna al die energie wat die Aarde gedurende die dag ontvang, gou weer in die ruimte verdamp, in die donker naghemel in. (Natuurlik sal die presiese balans effens aangepas word deur faktore soos aardverwarming en die verhitting van die planeet as gevolg van radioaktiewe verval.) Andersins sou die Aarde eenvoudig al hoe warmer word en binne 'n paar dae onbewoonbaar word! Fotone wat direk vanaf die Son ontvang word, het egter 'n relatief hoë frekwensie (hulle is in die geel deel van die spektrum gekonsentreer), en die Aarde straal baie laerfrekwensiefotone in die infrarooispektrum die ruimte in. Volgens Planck se formule (E = hν, sien afdeling 2.2), het elkeen van die fotone wat individueel van die Son af aankom baie hoër energie as die fotone wat in die ruimte uitgestraal word, dus, om balans te bereik, moet baie meer fotone die Aarde verlaat as wat daar aankom ( sien Fig. 3.16). As minder fotone aankom, sal die inkomende energie minder vryheidsgrade hê en die uitgaande energie sal meer hê, en daarom, volgens Boltzmann se formule (S = k log V), sal die inkomende fotone baie minder entropie hê as die uitgaande fotone . Ons gebruik die lae-entropie-energie wat in plante vervat is om ons eie entropie te verlaag: ons eet plante of herbivore. Dit is hoe lewe op aarde oorleef en floreer. (Hierdie gedagtes is blykbaar die eerste keer duidelik geformuleer deur Erwin Schrödinger in 1967, toe hy sy revolusionêre boek Life as It Is [Schrödinger, 2012] geskryf het).
Die belangrikste feit oor hierdie lae-entropiebalans is dit: Die Son is 'n warm kol in 'n heeltemal donker lug. Maar hoe het sulke toestande ontstaan? Baie komplekse prosesse het 'n rol gespeel, insluitend dié wat verband hou met termonukleêre reaksies, ens., maar die belangrikste is dat die Son enigsins bestaan. En dit het ontstaan omdat sonmaterie (soos die materie wat ander sterre vorm) ontwikkel het deur 'n proses van gravitasie-klontering, en dit het alles begin met 'n relatief eenvormige verspreiding van gas en donker materie.
Hier moet ons 'n geheimsinnige stof genoem donker materie noem, wat blykbaar 85% van die materiële (nie-Λ) inhoud van die Heelal uitmaak, maar dit word slegs deur gravitasie-interaksie opgespoor, en die samestelling daarvan is onbekend. Vandag neem ons net hierdie saak in ag wanneer ons die totale massa skat, wat nodig is wanneer sommige numeriese hoeveelhede bereken word (sien afdelings 3.6, 3.7, 3.9, en vir watter belangriker teoretiese rol donker materie kan speel, sien afdeling 4.3). Ongeag die donker materie-kwessie, sien ons hoe belangrik die lae-entropie-aard van die oorspronklike eenvormige verspreiding van materie vir ons lewens bewys is. Ons bestaan, soos ons dit verstaan, hang af van die lae-entropie gravitasiereserwe wat kenmerkend is van die aanvanklike eenvormige verspreiding van materie.
Hier kom ons by 'n merkwaardige — trouens fantastiese — aspek van die Oerknal. Die raaisel lê nie net in hoe dit gebeur het nie, maar ook in die feit dat dit 'n uiters lae entropie-gebeurtenis was. Wat boonop merkwaardig is, is nie soseer hierdie omstandigheid nie as die feit dat entropie slegs in een spesifieke opsig laag was, naamlik: die gravitasiegrade van vryheid is om een of ander rede heeltemal onderdruk. Dit is in skerp kontras met die vryheidsgrade van materie en (elektromagnetiese) straling, aangesien dit gelyk het of dit maksimaal opgewek was in 'n warm toestand met maksimum entropie. Na my mening is dit dalk die diepste kosmologiese raaisel, en om een of ander rede bly dit steeds onderskat!
Dit is nodig om in meer besonderhede stil te staan oor hoe besonders die toestand van die Oerknal was en watter entropie kan ontstaan in die proses van gravitasie-klumping. Gevolglik moet jy eers besef watter ongelooflike entropie eintlik inherent in 'n swart gat is (sien Fig. 3.15 b). Ons sal hierdie kwessie in afdeling 3.6 bespreek. Maar vir eers, kom ons gaan na 'n ander probleem wat verband hou met die volgende, heel waarskynlike moontlikheid: die heelal kan immers eintlik ruimtelik oneindig blyk te wees (soos in die geval van FLRU-modelle met K 0, sien afdeling 3.1) of ten minste is die grootste deel van die heelal dalk nie direk waarneembaar nie. Gevolglik benader ons die probleem van kosmologiese horisonne, wat ons in die volgende afdeling sal bespreek.
» Vir meer inligting oor die boek, besoek asseblief
»
»
Vir Khabrozhiteli 25% afslag op die koepon - Nuwe wetenskap
By betaling van die papierweergawe van die boek word 'n e-boek na die e-pos gestuur.
Bron: will.com