Здравейте жители на Хабро! Може ли да се говори за мода, вяра или фантазия във фундаменталната наука?
Вселената не се интересува от човешката мода. Науката не може да се тълкува като вяра, тъй като научните постулати непрекъснато се подлагат на стриктна експериментална проверка и се отхвърлят веднага щом догмата започне да противоречи на обективната реалност. А фантазията по принцип пренебрегва както фактите, така и логиката. Въпреки това великият Роджър Пенроуз не иска напълно да отхвърли тези явления, защото научната мода може да бъде двигател на прогреса, вярата се появява, когато една теория се потвърждава от реални експерименти, а без полет на фантазия човек не може да разбере всички странности на нашето Вселена.
В главата „Мода“ ще научите за теорията на струните, най-модерната теория от последните десетилетия. “Faith” е посветен на принципите, на които се основава квантовата механика. А „Фентъзи“ се отнася не по-малко от известните ни теории за произхода на Вселената.
3.4. Парадоксът на Големия взрив
Нека първо повдигнем въпроса за наблюденията. Какви преки доказателства има, че цялата наблюдавана Вселена някога е била в изключително компресирано и невероятно горещо състояние, което би било в съответствие с картината на Големия взрив, представена в раздел 3.1? Най-убедителното доказателство е космическото микровълново фоново лъчение (CMB), понякога наричано Големият взрив. CMB радиацията е лека, но с много дълга дължина на вълната, така че е напълно невъзможно да я видите с очите си. Тази светлина се излива върху нас от всички страни изключително равномерно (но най-вече несвързано). Представлява топлинно излъчване с температура ~2,725 K, тоест повече от два градуса над абсолютната нула. Смята се, че наблюдаваното „блещукане“ е възникнало в невероятно гореща Вселена (~3000 K по това време) приблизително 379 000 години след Големия взрив – по време на ерата на последното разсейване, когато Вселената за първи път е станала прозрачна за електромагнитно излъчване (въпреки че това изобщо не се е случило по време на Големия взрив).експлозия; това събитие се случва в първата 1/40 000 от общата възраст на Вселената - от Големия взрив до наши дни). От последната ера на разсейване дължината на тези светлинни вълни се е увеличила приблизително толкова, колкото се е разширила самата Вселена (с коефициент около 1100), така че енергийната плътност е намаляла също толкова радикално. Следователно наблюдаваната температура на CMB е само 2,725 K.
Фактът, че това излъчване е по същество некохерентно (тоест термично), се потвърждава впечатляващо от самата природа на неговия честотен спектър, показан на фиг. 3.13. Интензитетът на излъчване при всяка конкретна честота се изобразява вертикално на графиката, като честотата нараства отляво надясно. Непрекъснатата крива съответства на спектъра на черното тяло на Планк, обсъден в раздел 2.2 за температура от 2,725 K. Точките на кривата са данни от специфични наблюдения, за които са предоставени ленти за грешки. В същото време лентите за грешки се увеличават 500 пъти, тъй като в противен случай те просто биха били невъзможни за разглеждане, дори отдясно, където грешките достигат своя максимум. Съвпадението между теоретичната крива и резултатите от наблюденията е просто забележително - може би най-доброто съответствие с топлинния спектър, открит в природата.
Какво обаче показва това съвпадение? Фактът, че разглеждаме състояние, което очевидно е било много близо до термодинамичното равновесие (поради което терминът некохерентен беше използван по-рано). Но какво заключение следва от факта, че новосъздадената Вселена е била много близо до термодинамичното равновесие? Да се върнем на фиг. 3.12 от раздел 3.3. Най-обширният едрозърнест регион (по дефиниция) ще бъде много по-голям от всеки друг подобен регион и обикновено ще бъде толкова голям спрямо останалите, че значително ще ги заличи! Термодинамичното равновесие съответства на макроскопично състояние, до което, вероятно, рано или късно ще стигне всяка система. Понякога се нарича топлинна смърт на Вселената, но в този случай, колкото и да е странно, трябва да говорим за топлинно раждане на Вселената. Ситуацията се усложнява от факта, че новородената Вселена се разширява бързо, така че състоянието, което разглеждаме, всъщност е неравновесно. Независимо от това, разширението в този случай може да се счита за адиабатно по същество - тази точка беше напълно оценена от Толман през 1934 г. [Tolman, 1934]. Това означава, че стойността на ентропията не се е променила по време на разширяването. (Ситуация, подобна на тази, когато термодинамичното равновесие се поддържа поради адиабатно разширение, може да бъде описана във фазовото пространство като набор от региони с еднакъв обем с едрозърнеста преграда, които се различават един от друг само в специфични обеми на Вселената Можем да предположим, че това първично състояние се характеризира с максимална ентропия - въпреки разширяването!).
Очевидно сме изправени пред изключителен парадокс. Според аргументите, представени в раздел 3.3, Вторият закон изисква (и по принцип се обяснява от) Големият взрив да бъде макроскопично състояние с изключително ниска ентропия. Въпреки това наблюденията на CMB изглежда показват, че макроскопичното състояние на Големия взрив се характеризира с колосална ентропия, може би дори максимално възможната. Къде грешим толкова сериозно?
Ето едно общо обяснение на този парадокс: предполага се, че тъй като новородената Вселена е била много „малка“, може да има някакво ограничение за максималната ентропия и състоянието на термодинамично равновесие, което очевидно се е поддържало по това време, е било просто гранично ниво на ентропия, възможно по това време. Това обаче е грешен отговор. Такава картина може да съответства на напълно различна ситуация, в която размерът на Вселената ще зависи от някакво външно ограничение, например, както в случая с газ, който се съдържа в цилиндър със запечатано бутало. В този случай налягането на буталото се осигурява от някакъв външен механизъм, който е оборудван 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 вътрешната структура и се управляват от динамичните уравнения на общата теория на относителността на Айнщайн (включително уравнения, описващи състоянието на материята; вижте раздели 3.1 и 3.2). При такива условия (когато уравненията са напълно детерминистични и инвариантни по отношение на посоката на времето - вижте раздел 3.3), общият обем на фазовото пространство не може да се промени с времето. Предполага се, че самото фазово пространство P не трябва да се „развива“! Цялата еволюция просто се описва чрез местоположението на кривата C в пространството P и в този случай представлява пълната еволюция на Вселената (вижте раздел 3.3).
Може би проблемът ще стане по-ясен, ако разгледаме по-късните етапи от колапса на Вселената, когато тя наближава Големия крах. Спомнете си модела на Фридман за K > 0, Λ = 0, показан на фиг. 3.2а в раздел 3.1. Сега вярваме, че смущенията в този модел възникват от неравномерното разпределение на материята и в някои части вече са настъпили локални колапси, оставяйки черни дупки на тяхно място. Тогава би трябвало да предположим, че след това някои черни дупки ще се слеят една с друга и че колапсът в окончателна сингулярност ще се окаже изключително сложен процес, нямащ почти нищо общо със строго симетричния Голям крах на идеално сферично симетричния Фридман модел, представен на фиг. 3.6 а. Напротив, в качествено отношение ситуацията на колапс ще напомня много повече на колосалната бъркотия, показана на фиг. 3.14 а; получената сингулярност, която възниква в този случай, може до известна степен да е в съответствие с хипотезата на BCLM, спомената в края на раздел 3.2. Окончателното колабиращо състояние ще има невъобразима ентропия, въпреки че Вселената ще се свие обратно до малък размер. Въпреки че този конкретен (пространствено затворен) повторно свиващ се модел на Фридман понастоящем не се счита за правдоподобно представяне на нашата собствена Вселена, същите съображения важат за други модели на Фридман, със или без космологична константа. Колабиращата версия на всеки такъв модел, изпитвайки подобни смущения поради неравномерното разпределение на материята, трябва отново да се превърне във всепоглъщащ хаос, сингулярност като черна дупка (фиг. 3.14 b). Чрез обръщане на времето във всяко от тези състояния ще достигнем възможна първоначална сингулярност (потенциален Голям взрив), която съответно има колосална ентропия, което противоречи на предположението, направено тук за „тавана“ на ентропията (фиг. 3.14 c).
Тук трябва да премина към алтернативни възможности, които също понякога се разглеждат. Някои теоретици предполагат, че вторият закон трябва по някакъв начин да се обърне в такива колапсиращи модели, така че общата ентропия на Вселената да става прогресивно по-малка (след максимално разширение) с наближаването на Голямата катастрофа. Въпреки това, такава картина е особено трудна за представяне в присъствието на черни дупки, които, след като се образуват, сами ще започнат да работят за увеличаване на ентропията (което е свързано с времевата асиметрия в местоположението на нулевите конуси близо до хоризонта на събитията, виж фиг. 3.9). Това ще продължи и в далечното бъдеще – поне докато черните дупки се изпарят под въздействието на механизма на Хокинг (виж раздели 3.7 и 4.3). Във всеки случай тази възможност не обезсилва представените тук аргументи. Има още един важен проблем, който е свързан с такива сложни колапсиращи модели и за който самите читатели може би са се замисляли: сингулярностите на черните дупки може да не възникнат изобщо едновременно, така че когато обърнем времето, няма да получим Голям взрив, което се случва „всичко и веднага“. Това обаче е именно едно от свойствата на (все още недоказаната, но убедителна) хипотеза за силна космическа цензура [Penrose, 1998a; PkR, раздел 28.8], според който в общия случай такава сингулярност ще бъде пространствена (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 опции (когато се разширят) ще имат относително високи стойности на ентропия. Това значително намалява опасенията относно валидността на нашите открития.
Съответно, ние не намираме доказателства, че предвид малките пространствени измерения на Вселената, непременно ще има известен „нисък таван“ на възможна ентропия. По принцип натрупването на материя под формата на черни дупки и сливането на сингулярностите на „черни дупки“ в единен сингулярен хаос е процес, който е напълно в съответствие с втория закон и този последен процес трябва да бъде придружен от колосално увеличение в ентропията. Крайното състояние на Вселената, „малка“ по геометричните стандарти, може да има невъобразима ентропия, много по-висока, отколкото в сравнително ранните етапи на такъв колабиращ космологичен модел, а самата пространствена миниатюра не определя „таван“ за максималната стойност на ентропията, въпреки че такъв "таван" (при обръщане на потока на времето) може просто да обясни защо ентропията е била изключително ниска по време на Големия взрив. Всъщност такава картина (фиг. 3.14 a, b), която най-общо представя колапса на Вселената, предполага решение на парадокса: защо по време на Големия взрив е имало изключително ниска ентропия в сравнение с това, което би могло да бъде, въпреки фактът, че експлозията е била гореща (и такова състояние трябва да има максимална ентропия). Отговорът е, че ентропията може да се увеличи радикално, ако се допуснат големи отклонения от пространствената еднородност, а най-голямото увеличение от този вид е свързано с нередности, дължащи се именно на появата на черни дупки. Следователно един пространствено хомогенен Голям взрив наистина може да има, относително казано, невероятно ниска ентропия, въпреки факта, че съдържанието му е невероятно горещо.
Едно от най-убедителните доказателства, че Големият взрив наистина е бил доста пространствено хомогенен, в съответствие с геометрията на модела FLRU (но не в съответствие с много по-общия случай на неподредена сингулярност, илюстриран на фиг. 3.14c), отново идва от RI, но този път с ъгловата си хомогенност, а не с термодинамичния си характер. Тази хомогенност се проявява във факта, че температурата на RI е практически еднаква във всяка точка на небето и отклоненията от хомогенността са не повече от 10–5 (коригирани за малкия ефект на Доплер, свързан с нашето движение през околната материя ). В допълнение, има почти универсална еднаквост в разпределението на галактиките и другата материя; По този начин разпределението на барионите (вижте раздел 1.3) в доста големи мащаби се характеризира със значителна хомогенност, въпреки че има забележими аномалии, по-специално така наречените празнини, където плътността на видимата материя е радикално по-ниска от средната. Като цяло може да се твърди, че хомогенността е по-висока, колкото по-навътре в миналото на Вселената се вглеждаме, а RI е най-старото доказателство за разпределението на материята, което можем директно да наблюдаваме.
Тази картина е в съответствие с мнението, че в ранните етапи от своето развитие Вселената наистина е била изключително хомогенна, но с леко неправилна плътност. С течение на времето (и под въздействието на различни видове „триене“ - процеси, които забавят относителните движения), тези неравномерности на плътността се засилват под въздействието на гравитацията, което е в съответствие с идеята за постепенното струпване на материята. С течение на времето струпването се увеличава, което води до образуването на звезди; те се групират в галактики, всяка от които развива масивна черна дупка в центъра. В крайна сметка това струпване се дължи на неизбежния ефект на гравитацията. Такива процеси наистина са свързани със силно увеличение на ентропията и показват, че като се вземе предвид гравитацията, тази първична блестяща топка, от която днес остава само RI, може да има далеч от максималната ентропия. Топлинната природа на тази топка, както се вижда от спектъра на Планк, показан на фиг. 3.13, казва само това: ако разглеждаме Вселената (в ерата на последното разсейване) просто като система, състояща се от материя и енергия, взаимодействащи една с друга, тогава можем да предположим, че тя действително е била в термодинамично равновесие. Но ако вземем предвид и гравитационните влияния, картината се променя драстично.
Ако си представим, например, газ в запечатан контейнер, тогава е естествено да приемем, че той ще достигне максималната си ентропия в това макроскопично състояние, когато е равномерно разпределен в целия контейнер (фиг. 3.15 а). В това отношение тя ще прилича на гореща топка, генерирала RI, която е равномерно разпределена в небето. Ако обаче замените газовите молекули с огромна система от тела, свързани помежду си чрез гравитация, например отделни звезди, ще получите напълно различна картина (фиг. 3.15 b). Поради гравитационните ефекти, звездите ще бъдат разпределени неравномерно, под формата на купове. В крайна сметка най-голямата ентропия ще бъде постигната, когато множество звезди колапсират или се слеят в черни дупки. Въпреки че този процес може да отнеме много време (въпреки че ще бъде улеснен от триенето поради наличието на междузвезден газ), ще видим, че в крайна сметка, когато гравитацията доминира, ентропията е по-висока, толкова по-малко равномерно е разпределена материята в системата .
Такива ефекти могат да бъдат проследени дори на нивото на ежедневния опит. Някой може да попита: каква е ролята на Втория закон за поддържането на живота на Земята? Често можете да чуете, че живеем на тази планета благодарение на енергията, получена от Слънцето. Но това не е напълно вярно твърдение, ако разглеждаме Земята като цяло, тъй като почти цялата енергия, получена от Земята през деня, скоро се изпарява отново в космоса, в тъмното нощно небе. (Разбира се, точният баланс ще бъде леко коригиран от фактори като глобалното затопляне и нагряването на планетата поради радиоактивен разпад.) В противен случай Земята просто ще стане все по-гореща и ще стане необитаема в рамките на няколко дни! Въпреки това, фотоните, получени директно от Слънцето, имат относително висока честота (те са концентрирани в жълтата част на спектъра), а Земята излъчва много по-нискочестотни фотони в инфрачервения спектър в космоса. Съгласно формулата на Планк (E = hν, вижте раздел 2.2), всеки от фотоните, пристигащи от Слънцето поотделно, има много по-висока енергия от фотоните, излъчени в космоса, следователно, за да се постигне баланс, много повече фотони трябва да напуснат Земята, отколкото да пристигнат ( виж фиг. 3.16). Ако пристигнат по-малко фотони, тогава входящата енергия ще има по-малко степени на свобода, а изходящата енергия ще има повече и следователно, според формулата на Болцман (S = k log V), входящите фотони ще имат много по-малка ентропия от изходящите . Ние използваме енергията с ниска ентропия, съдържаща се в растенията, за да намалим собствената си ентропия: ядем растения или тревопасни животни. Ето как животът на Земята оцелява и процъфтява. (Очевидно тези мисли за първи път са ясно формулирани от Ервин Шрьодингер през 1967 г., когато написва своята революционна книга „Животът, какъвто е“ [Шрьодингер, 2012]).
Най-важният факт за този нискоентропиен баланс е следният: Слънцето е гореща точка в напълно тъмно небе. Но как са възникнали такива условия? Много сложни процеси изиграха роля, включително такива, свързани с термоядрени реакции и т.н., но най-важното е, че Слънцето изобщо съществува. И възникна, защото слънчевата материя (подобно на материята, която образува други звезди) се разви чрез процес на гравитационно струпване и всичко започна с относително равномерно разпределение на газ и тъмна материя.
Тук трябва да споменем мистериозна субстанция, наречена тъмна материя, която очевидно съставлява 85% от материалното (не-Λ) съдържание на Вселената, но се открива само чрез гравитационно взаимодействие и съставът му е неизвестен. Днес ние просто вземаме предвид този въпрос, когато оценяваме общата маса, която е необходима при изчисляването на някои числени количества (вижте раздели 3.6, 3.7, 3.9, а за това каква по-важна теоретична роля може да играе тъмната материя, вижте раздел 4.3). Независимо от проблема с тъмната материя, виждаме колко важен е нискоентропийният характер на първоначалното равномерно разпределение на материята за живота ни. Нашето съществуване, както го разбираме, зависи от гравитационния резерв с ниска ентропия, който е характерен за първоначалното равномерно разпределение на материята.
Тук стигаме до един забележителен — всъщност фантастичен — аспект на Големия взрив. Мистерията се крие не само в това как се е случило, но и във факта, че това е събитие с изключително ниска ентропия. Нещо повече, забележителното е не толкова това обстоятелство, колкото фактът, че ентропията е била ниска само в едно конкретно отношение, а именно: 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 изглеждат максимално възбудени в горещо състояние с максимална ентропия. Според мен това е може би най-дълбоката космологична мистерия и по някаква причина все още остава недооценена!
Необходимо е да се спрем по-подробно на това колко специално е било състоянието на Големия взрив и каква ентропия може да възникне в процеса на гравитационно струпване. Съответно, първо трябва да осъзнаете каква невероятна ентропия всъщност е присъща на черна дупка (вижте фиг. 3.15 b). Ще обсъдим този въпрос в раздел 3.6. Но засега нека се обърнем към друг проблем, свързан със следната, доста вероятна възможност: все пак Вселената може действително да се окаже пространствено безкрайна (както в случая с FLRU моделите с K 0, вижте раздел 3.1) или поне по-голямата част от Вселената може да не е пряко наблюдавана. Съответно подхождаме към проблема с космологичните хоризонти, които ще обсъдим в следващия раздел.
» За повече информация относно книгата, моля посетете
»
»
За Khabrozhiteli 25% отстъпка от купона - Нова наука
При заплащане на хартиената версия на книгата, на електронната поща се изпраща електронна книга.
Източник: www.habr.com