🥇Книгата „Мода, вяра, фантазия и новата физика на Вселената“

Здравейте, жители на Хабро! Възможно ли е да се говори за мода, вяра или фентъзи във фундаменталната наука?

Вселената не се интересува от човешката мода. Науката не може да се тълкува като вяра, тъй като научните постулати постоянно се подлагат на строга експериментална проверка и се отхвърлят веднага щом догмата започне да противоречи на обективната реалност. А фантазията като цяло пренебрегва както фактите, така и логиката. Въпреки това, великият Роджър Пенроуз не желае напълно да отхвърли тези явления, тъй като научната мода може да бъде двигател на прогреса, вярата възниква, когато една теория се потвърди от реални експерименти, а без скок на въображението не можем да разберем цялата странност на нашата Вселена.

В главата „Мода“ ще научите за теорията на струните – най-модерната теория от последните десетилетия. „Вяра“ е посветена на догмите, залегнали в основата на квантовата механика. А „Фантазия“ се занимава не с нищо по-малко от с теориите за произхода на познатата вселена.

3.4 Парадоксът на Големия взрив

Нека първо да разгледаме въпроса за наблюдението. Какви преки доказателства има, че цялата наблюдаема Вселена някога е била в силно компресирано и невероятно горещо състояние, съответстващо на картината на Големия взрив, представена в Раздел 3.1? Най-убедителното доказателство е космическият микровълнов фон (CMB), понякога наричан сиянието на Големия взрив. CMB е светлина, но с изключително дълга дължина на вълната, което го прави напълно невидим с невъоръжено око. Тази светлина ни обгръща от всички посоки, изключително равномерно (но предимно некохерентно). Това е топлинно лъчение с температура ~2,725 K или повече от два градуса над абсолютната нула. Смята се, че наблюдаваният „блясък“ е възникнал в невероятно гореща Вселена (~3000 K по това време) приблизително 379 000 години след Големия взрив - по време на епохата на последното разсейване, когато Вселената за първи път става прозрачна за електромагнитното лъчение (въпреки че това не се е случило при Големия взрив; това събитие се случва в първата 1/40 000-та от общата възраст на Вселената - от Големия взрив до наши дни). От епохата на последното разсейване, дължината на вълната на тези светлинни вълни се е увеличила приблизително със същото количество, с което се е разширила самата Вселена (приблизително 1100 пъти), така че енергийната плътност е намаляла също толкова драстично. Следователно, наблюдаваната температура на реликтово излъчване е само 2,725 K.

Фактът, че това лъчение е по същество некохерентно (т.е. топлинно), се потвърждава впечатляващо от самата природа на неговия честотен спектър, показан на Фигура 3.13. Вертикалната ос на графиката представлява интензитета на лъчението при всяка специфична честота, като честотата се увеличава отляво надясно. Непрекъснатата крива съответства на Планковия спектър на абсолютно черно тяло, обсъден в Раздел 2.2, за температура от 2,725 K. Точките на кривата представляват специфични наблюдения, за които са предоставени граници на грешките. Границите на грешките са увеличени с коефициент 500, тъй като в противен случай биха били просто невъзможни за разграничаване, дори отдясно, където грешките са най-големи. Съгласуването между теоретичната крива и данните от наблюденията е просто забележително – може би най-доброто съвпадение с топлинен спектър, откриван някога в природата.

Книгата “Мода, вяра, фантазия и новата физика на Вселената”
Но какво показва това съвпадение? Че разглеждаме състояние, което очевидно е било много близко до термодинамично равновесие (оттук и терминът „некохерентно“). Но какво означава, че новообразуваната Вселена е била много близо до термодинамично равновесие? Нека се върнем към Фигура 3.12 от Раздел 3.3. Най-голямата едрозърнеста област (по дефиниция) ще бъде много по-голяма от всяка друга такава област и, като правило, е толкова голяма в сравнение с останалите, че значително ще надвишава обема им! Термодинамичното равновесие съответства на макроскопично състояние, което, би се очаквало, всяка система в крайна сметка ще достигне. Понякога се нарича топлинна смърт на Вселената, но в този случай, колкото и да е странно, би трябвало да говорим за термично раждане на Вселената. Ситуацията се усложнява от факта, че новородената Вселена се е разширявала бързо, така че състоянието, което разглеждаме, всъщност е неравновесно. Въпреки това, разширяването в този случай може да се счита за по същество адиабатно – момент, напълно оценен от Толман още през 1934 г. [Tolman, 1934]. Това означава, че стойността на ентропията не се е променила по време на разширяването. (Ситуация като тази, в която термодинамичното равновесие се поддържа поради адиабатно разширение, може да бъде описана във фазовото пространство като набор от области с еднакъв обем и едрозърнесто разделяне, които се различават една от друга само по специфичните обеми на Вселената. Това първично състояние може да се счита за характеризирано с максимална ентропия – въпреки разширяването!).

Изглежда сме изправени пред един особен парадокс. Според аргументите, представени в раздел 3.3, Вторият закон изисква (и по принцип се обяснява с) Големият взрив да е макроскопично състояние с изключително ниска ентропия. Наблюденията на реликтово изригване обаче показват, че макроскопичното състояние на Големия взрив се е характеризирало с колосална ентропия, може би дори с най-високата възможна. Къде грешим толкова сериозно?

Едно често срещано обяснение за този парадокс е, че тъй като зараждащата се Вселена е била толкова „малка“, трябва да е имало някакъв лимит на нейната максимална ентропия и състоянието на термодинамично равновесие, което очевидно е съществувало по това време, е било просто максимално възможното ниво на ентропия по това време. Това обаче е грешен отговор. Такава картина би могла да съответства на съвсем различна ситуация, в която размерът на Вселената зависи от някакво външно ограничение, като например газ, затворен в цилиндър със запечатано бутало. В такъв случай налягането на буталото се осигурява от някакъв външен механизъм, снабден с външен източник (или изход) на енергия. Но тази ситуация не се отнася за Вселената като цяло, чиято геометрия и енергия, както и нейният „общ размер“, се определят единствено от нейната вътрешна структура и се управляват от динамичните уравнения на общата теория на относителността на Айнщайн (включително уравненията, описващи състоянието на материята; вижте раздели 3.1 и 3.2). При тези условия (когато уравненията са напълно детерминистични и инвариантни спрямо посоката на времето – вижте Раздел 3.3), общият обем на фазовото пространство не може да се променя с течение на времето. Това означава, че самото фазово пространство P не би трябвало да „еволюира“! Цялата еволюция се описва просто от местоположението на кривата C в пространството P и в този случай представлява пълната еволюция на Вселената (вижте Раздел 3.3).

Книгата “Мода, вяра, фантазия и новата физика на Вселената”
Може би проблемът става по-ясен, ако разгледаме късните етапи на колапса на Вселената, докато тя се приближава към Големия срив. Спомнете си модела на Фридман за K > 0, Λ = 0, показан на Фиг. 3.2a в Раздел 3.1. Сега приемаме, че смущенията в този модел произтичат от неравномерното разпределение на материята и че в някои части вече са настъпили локални колапсове, оставяйки след себе си черни дупки. Тогава трябва да предположим, че някои черни дупки ще се слеят помежду си и че колапсът в крайната сингулярност ще се окаже изключително сложен процес, който няма почти нищо общо със строго симетричния Голям срив на перфектно сферично симетричния модел на Фридман, показан на Фиг. 3.6a. Напротив, качествено ситуацията на колапс ще напомня много повече на огромната бъркотия, показана на Фиг. 3.14a; Получената сингулярност може донякъде да е съвместима с хипотезата на BCLM, спомената в края на Раздел 3.2. Крайното колапсиращо състояние би имало невъобразима ентропия, въпреки че Вселената се свива до миниатюрен размер. Въпреки че този конкретен (пространствено затворен) реколлапсиращ модел на Фридман понастоящем не се счита за правдоподобно представяне на нашата собствена Вселена, същите съображения важат и за други модели на Фридман, със или без космологична константа. Колапсиращата версия на всеки такъв модел, изпитваща подобни смущения поради неравномерното разпределение на материята, отново би се сринала във всепоглъщащ хаос, сингулярност, подобна на черна дупка (Фигура 3.14б). Чрез обръщане на времето във всяко от тези състояния, ние достигаме до възможна начална сингулярност (потенциален Голям взрив), която съответно има колосална ентропия, което противоречи на изразеното тук предположение за „тавана“ на ентропията (Фиг. 3.14в).

Тук трябва да се обърна към алтернативни възможности, които също понякога се разглеждат. Някои теоретици предполагат, че вторият закон трябва по някакъв начин да се обърне в такива модели на колапс, така че общата ентропия на Вселената да става все по-малка (след максималното разширение) с наближаването на Голямото схващане. Тази картина обаче е особено трудна за представяне при наличието на черни дупки, които, след като се образуват, сами ще действат за увеличаване на ентропията (поради времевата асиметрия в подреждането на нулевите конуси близо до хоризонта на събитията, вижте Фиг. 3.9). Това ще продължи в далечното бъдеще - поне докато черните дупки се изпарят по механизма на Хокинг (вижте Раздели 3.7 и 4.3). Във всеки случай, подобна възможност не обезсилва представените тук аргументи. Съществува и друг важен проблем, свързан с такива сложни модели на колапс, който читателите може би са обмислили сами: сингулярностите на черните дупки може и да не възникнат едновременно, така че обръщането на времето не би довело до Голям взрив, който се случва „наведнъж“. Това обаче е точно едно от свойствата на (все още недоказаната, но убедителна) хипотеза за силна космическа цензура [Penrose, 1998a; R&D, раздел 28.8], според което в общия случай такава сингулярност ще бъде пространственоподобна (раздел 1.7) и следователно може да се счита за еднократно събитие. Освен това, независимо от въпроса за валидността на самата хипотеза за силна космическа цензура, са известни много решения, които удовлетворяват това условие, и всички такива варианти (при разширяване) ще имат относително високи стойности на ентропията. Това значително намалява степента на безпокойство относно валидността на нашите заключения.

Съответно, не откриваме доказателства, че във Вселената непременно би съществувал „нисък таван“ на възможната ентропия, предвид малките ѝ пространствени размери. По принцип, агрегацията на материята под формата на черни дупки и сливането на сингулярности на „черни дупки“ в един единствен сингулярен хаос е процес, който е напълно съвместим с Втория закон, и този последен процес би трябвало да бъде съпроводен от колосално увеличение на ентропията. Крайното състояние на Вселената, „мъничка“ по геометрични стандарти, би могло да притежава невъобразима ентропия, много по-висока, отколкото в сравнително ранните етапи на такъв колапсиращ космологичен модел, а пространствената миниатюризация сама по себе си не установява „таван“ за максималната стойност на ентропията, въпреки че такъв „таван“ (при обръщане на времето) би могъл точно да обясни защо ентропията е била изключително ниска при Големия взрив. Всъщност, тази картина (фиг. 3.14 а, б), която най-общо изобразява колапса на Вселената, подсказва решение на парадокса: защо Големият взрив е имал изключително ниска ентропия в сравнение с това, което е могъл да има, въпреки че експлозията е била гореща (а такова състояние би трябвало да има максимална ентропия). Отговорът е, че ентропията може да се увеличи радикално, ако се допуснат значителни отклонения от пространствената хомогенност, а най-голямото увеличение от този вид е свързано с нередности, причинени именно от образуването на черни дупки. Следователно, един пространствено хомогенен Голям взрив наистина би могъл да има, относително казано, невероятно ниска ентропия, въпреки факта, че съдържанието му е било невероятно горещо.

Едно от най-убедителните доказателства, че Големият взрив наистина е бил доста еднороден пространствено, в съответствие с геометрията на FLUE модела (но несъвместимо с много по-общия случай на неподредена сингулярност, илюстриран на фиг. 3.14в), отново е свързано с реликтово-минералното излъчване (CMB), но този път с неговата ъглова еднородност, а не с неговата термодинамична природа. Тази еднородност се проявява във факта, че температурата на CMB е практически еднаква във всяка точка на небето, а отклоненията от еднородността са не повече от 10–5 (коригирано за малкия Доплеров ефект, свързан с движението ни през околната материя). Освен това, съществува практически универсална еднородност в разпределението на галактиките и друга материя; например, разпределението на барионите (вижте раздел 1.3) в сравнително големи мащаби се характеризира със значителна еднородност, въпреки че има забележими аномалии, по-специално така наречените кухини, където плътността на видимата материя е значително по-ниска от средната. Като цяло може да се твърди, че хомогенността е по-голяма, колкото по-навътре в миналото на Вселената гледаме, а RI е най-старото доказателство за разпределението на материята, което можем да наблюдаваме директно.

Тази картина е в съответствие с гледната точка, че в ранните етапи на своето развитие Вселената наистина е била изключително хомогенна, но с леко неравномерна плътност. С течение на времето (и под влиянието на различни видове „триене“ – процеси, които забавят относителните движения), тези неравномерности в плътността са се усилвали от гравитацията, което е в съответствие с идеята за постепенното струпване на материята. С течение на времето това струпване се увеличава, което води до образуването на звезди; те се групират в галактики, всяка от които развива масивна черна дупка в центъра си. В крайна сметка това струпване се задвижва от неумолимото действие на гравитацията. Такива процеси наистина са свързани със силно увеличение на ентропията и показват, че като се вземе предвид гравитацията, първичната светеща сфера, от която днес е останало само реликтово лъчение, би могла да има далеч от максималната ентропия. Термичната природа на тази сфера, както се вижда от спектъра на Планк, показан на Фиг. 3.13, казва просто следното: ако разглеждаме Вселената (по време на последното разпръскване) просто като система, състояща се от материя и енергия, взаимодействащи помежду си, тогава можем да предположим, че тя е била по същество в термодинамично равновесие. Ако обаче вземем предвид и гравитационните влияния, картината се променя драстично.

Книгата “Мода, вяра, фантазия и новата физика на Вселената”
Ако си представим например газ в запечатан контейнер, естествено е да предположим, че той ще достигне максималната си ентропия в макроскопично състояние, където е равномерно разпределен в целия контейнер (фиг. 3.15 а). В това отношение той би приличал на гореща топка, генерираща реликтово лъчение (CMB), което е равномерно разпределено по небето. Ако обаче заменим газовите молекули с огромна система от тела, свързани помежду си чрез гравитация, като например отделни звезди, получаваме съвсем различна картина (фиг. 3.15 б). Поради гравитационните ефекти звездите ще бъдат разпределени неравномерно, в струпвания. В крайна сметка най-високата ентропия ще бъде достигната, когато множество звезди колапсират или се слеят в черни дупки. Въпреки че този процес може да отнеме значително време (макар че ще бъде улеснен от триенето поради наличието на междузвезден газ), ще видим, че в крайна сметка, под влиянието на гравитацията, ентропията се увеличава с по-малко равномерното разпределение на материята в системата.

Тези ефекти са очевидни дори на ниво ежедневен опит. Някой може да се запита: каква роля играе Вторият закон за поддържането на живота на Земята? Често се казва, че живеем на тази планета благодарение на енергията, която получаваме от Слънцето. Но това не е напълно точно, когато се разглежда Земята като цяло, тъй като почти цялата енергия, която Земята получава през деня, скоро се връща обратно в космоса, в тъмното нощно небе. (Разбира се, точният баланс ще бъде леко коригиран от фактори като глобалното затопляне и нагряването на планетата чрез радиоактивен разпад.) В противен случай Земята просто ще става все по-гореща и ще стане необитаема в рамките на дни! Фотоните, получени директно от Слънцето, обаче имат относително висока честота (те са концентрирани в жълтата част на спектъра), докато Земята излъчва в космоса фотони с много по-ниска честота, принадлежащи към инфрачервения спектър. Според уравнението на Планк (E = hν, вижте раздел 2.2), всеки фотон, пристигащ от Слънцето поотделно, има много по-висока енергия от фотоните, излъчвани в космоса, така че за да се постигне баланс, много повече фотони трябва да напуснат Земята, отколкото да пристигнат (вижте Фигура 3.16). Ако пристигнат по-малко фотони, входящата енергия ще има по-малко степени на свобода, докато изходящата енергия ще има повече и следователно, според уравнението на Болцман (S = k log V), входящите фотони ще имат много по-ниска ентропия от изходящите. Ние използваме енергията с ниска ентропия, съхранявана в растенията, за да намалим собствената си ентропия: ядем растения или тревопасни животни. Ето как животът на Земята се запазва и процъфтява. (Тези идеи очевидно са формулирани за първи път ясно от Ервин Шрьодингер през 1967 г. в неговата новаторска книга „Животът, какъвто го познаваме“ [Schrödinger, 2012].)

Книгата “Мода, вяра, фантазия и новата физика на Вселената”
Най-важният факт, свързан с този баланс с ниска ентропия, е следният: Слънцето е гореща точка в напълно тъмно небе. Но как са възникнали тези условия? Много сложни процеси, включително термоядрени реакции и т.н., са играли роля, но най-важното е, че Слънцето изобщо съществува. И то е възникнало, защото слънчевата материя (като материята, която образува други звезди) е еволюирала чрез гравитационно струпване, започвайки с относително равномерно разпределение на газ и тъмна материя.

Тук си струва да се спомене мистериозното вещество, известно като тъмна материя, което изглежда съставлява 85% от материалното (не-Λ) съдържание на Вселената, но е откриваемо само чрез гравитационни взаимодействия и съставът му е неизвестен. Днес ние просто вземаме предвид тази материя, когато оценяваме общата маса, която е необходима за изчисляване на определени числени величини (вижте раздели 3.6, 3.7, 3.9; за по-важна теоретична роля на тъмната материя вижте раздел 4.3). Независимо от проблема с тъмната материя, виждаме колко решаваща е била нискоентропийната природа на първоначалното равномерно разпределение на материята за нашия живот. Нашето съществуване, както го разбираме, зависи от нискоентропийния гравитационен резерв, който характеризира първоначалното равномерно разпределение на материята.

Тук стигаме до един забележителен – всъщност, дори фантастичен – аспект на Големия взрив. Мистерията се крие не само в това как се е случил, но и във факта, че е бил събитие с изключително ниска ентропия. Нещо повече, забележителното не е толкова това обстоятелство, колкото фактът, че ентропията е била ниска само в едно специфично отношение: гравитационните степени на свобода по някаква причина са били напълно потиснати. Това е в рязък контраст със степените на свобода на материята и (електромагнитното) излъчване, тъй като те изглежда са били максимално възбудени в горещо състояние с максимална ентропия. Според мен това е може би най-дълбоката космологична мистерия и по някаква причина тя остава недооценена!

Струва си да разгледаме по-подробно колко специално е било състоянието на Големия взрив и каква ентропия може да възникне по време на гравитационното струпване. Съответно, първо трябва да разберем невероятната ентропия, която една черна дупка всъщност притежава (вижте Фиг. 3.15 б). Ще обсъдим този въпрос в Раздел 3.6. Но засега нека се обърнем към друг проблем, свързан със следната, доста вероятна възможност: Вселената може всъщност да е пространствено безкрайна (както в случая с FLUE моделите с K 0, вижте раздел 3.1), или поне голяма част от Вселената може да е недостъпна за пряко наблюдение. Съответно, подхождаме към проблема с космологичните хоризонти, който ще обсъдим в следващия раздел.