Hola, residents de Khabro! Es pot parlar de moda, fe o fantasia en la ciència fonamental?
A l'univers no li interessa la moda humana. La ciència no es pot interpretar com a fe, perquè els postulats científics estan constantment sotmesos a estrictes proves experimentals i es descarten tan bon punt el dogma comença a entrar en conflicte amb la realitat objectiva. I la fantasia en general descuida tant els fets com la lògica. No obstant això, el gran Roger Penrose no vol rebutjar completament aquests fenòmens, perquè la moda científica pot ser el motor del progrés, la fe apareix quan una teoria es confirma amb experiments reals, i sense un vol de fantasia no es poden entendre totes les rareses del nostre Univers.
Al capítol "Moda", coneixeràs la teoria de cordes, la teoria més de moda de les últimes dècades. "Faith" està dedicat als principis sobre els quals es basa la mecànica quàntica. I "Fantasia" es refereix ni més ni menys que a les teories sobre l'origen de l'Univers que ens coneixen.
3.4. Paradoxa del Big Bang
Primer plantegem la qüestió de les observacions. Quina evidència directa hi ha que tot l'Univers observable es va trobar alguna vegada en un estat extremadament comprimit i increïblement calent que seria coherent amb la imatge del Big Bang presentada a la secció 3.1? L'evidència més convincent és la radiació còsmica de fons de microones (CMB), de vegades anomenada big bang. La radiació CMB és lleugera, però amb una longitud d'ona molt llarga, per la qual cosa és completament impossible veure-la amb els ulls. Aquesta llum ens vessa des de tots els costats de manera extremadament uniforme (però sobretot de manera incoherent). Representa una radiació tèrmica amb una temperatura de ~2,725 K, és a dir, més de dos graus per sobre del zero absolut. Es creu que el "brillo" observat es va originar en un Univers increïblement calent (~ 3000 K en aquell moment) aproximadament 379 anys després del Big Bang, durant l'era de l'última dispersió, quan l'Univers es va fer transparent per primera vegada a la radiació electromagnètica (tot i que això no va passar gens durant el Big Bang). explosió; aquest esdeveniment es produeix en el primer 000/1 de l'edat total de l'Univers -des del Big Bang fins a l'actualitat). Des de l'última era de la dispersió, la longitud d'aquestes ones lluminoses ha augmentat aproximadament tant com s'ha expandit el propi Univers (en un factor d'uns 40), de manera que la densitat d'energia ha disminuït igual de radicalment. Per tant, la temperatura observada del CMB és només de 000 K.
El fet que aquesta radiació sigui essencialment incoherent (és a dir, tèrmica) es confirma de manera impressionant per la naturalesa mateixa del seu espectre de freqüències, que es mostra a la Fig. 3.13. La intensitat de radiació a cada freqüència específica es representa verticalment al gràfic i la freqüència augmenta d'esquerra a dreta. La corba contínua correspon a l'espectre del cos negre de Planck tractat a la secció 2.2 per a una temperatura de 2,725 K. Els punts de la corba són dades d'observacions específiques per a les quals es proporcionen barres d'error. Al mateix temps, les barres d'error s'incrementen 500 vegades, ja que, en cas contrari, simplement seria impossible de considerar, fins i tot a la dreta, on els errors arriben al seu màxim. L'acord entre la corba teòrica i els resultats observacionals és simplement notable, potser el millor acord amb l'espectre tèrmic que es troba a la natura.
Tanmateix, què indica aquesta coincidència? El fet que estem considerant un estat que, aparentment, estava molt proper a l'equilibri termodinàmic (per això abans es va utilitzar el terme incoherent). Però, quina conclusió es desprèn del fet que l'Univers recentment creat estava molt a prop de l'equilibri termodinàmic? Tornem a la Fig. 3.12 de l'apartat 3.3. La regió de gra gruixut més extensa serà (per definició) molt més gran que qualsevol altra regió d'aquest tipus, i normalment serà tan gran en relació amb les altres que les reduirà molt a totes! L'equilibri termodinàmic correspon a un estat macroscòpic, al qual, presumiblement, arribarà, tard o d'hora, qualsevol sistema. De vegades s'anomena mort tèrmica de l'Univers, però en aquest cas, curiosament, hauríem d'estar parlant del naixement tèrmic de l'Univers. La situació es complica pel fet que l'Univers nounat s'estava expandint ràpidament, de manera que l'estat que estem considerant és en realitat no equilibri. No obstant això, l'expansió en aquest cas es pot considerar essencialment adiabàtica: aquest punt va ser plenament apreciat per Tolman el 1934 [Tolman, 1934]. Això vol dir que el valor d'entropia no va canviar durant l'expansió. (Una situació similar a aquesta, quan es manté l'equilibri termodinàmic a causa de l'expansió adiabàtica, es pot descriure en l'espai de fases com un conjunt de regions de volum igual amb una partició de gra gruixut, que difereixen entre si només en volums específics de l'Univers. Podem suposar que aquest estat primari es caracteritzava per una entropia màxima, malgrat l'expansió!).
Pel que sembla, ens trobem davant d'una paradoxa excepcional. Segons els arguments presentats a la Secció 3.3, la Segona Llei requereix (i s'explica, en principi, per) que el Big Bang sigui un estat macroscòpic amb una entropia extremadament baixa. Tanmateix, les observacions de CMB semblen indicar que l'estat macroscòpic del Big Bang es va caracteritzar per una entropia colossal, potser fins i tot la màxima possible. On ens equivoquem tan greument?
Aquí hi ha una explicació comuna per a aquesta paradoxa: se suposa que, com que l'Univers nounat era molt "petit", podria haver-hi algun límit a la màxima entropia, i l'estat d'equilibri termodinàmic, que aparentment es mantenia en aquell moment, era simplement una entropia de nivell límit possible en aquell moment. Tanmateix, aquesta és la resposta incorrecta. Aquesta imatge podria correspondre a una situació completament diferent, en la qual la mida de l'Univers dependria d'alguna restricció externa, per exemple, com en el cas d'un gas contingut en un cilindre amb un pistó segellat. En aquest cas, la pressió del pistó la proporciona algun mecanisme extern, que està equipat amb una font (o sortida) d'energia externa. Però aquesta situació no s'aplica a l'Univers en el seu conjunt, la geometria i l'energia del qual, així com la seva "mida global", estan determinats únicament per l'estructura interna i es regeixen per les equacions dinàmiques de la teoria general de la relativitat d'Einstein (incloent-hi la equacions que descriuen l'estat de la matèria; vegeu els apartats 3.1 i 3.2). En aquestes condicions (quan les equacions són completament deterministes i invariants respecte a la direcció del temps, vegeu la secció 3.3), el volum total de l'espai de fases no pot canviar amb el temps. Se suposa que l'espai de fases P no hauria d'"evolucionar"! Tota l'evolució es descriu simplement per la ubicació de la corba C a l'espai P i en aquest cas representa l'evolució completa de l'Univers (vegeu la secció 3.3).
Potser el problema es farà més clar si tenim en compte les etapes posteriors del col·lapse de l'Univers, quan s'acosta al Gran Crash. Recordeu el model de Friedman per a K > 0, Λ = 0, que es mostra a la figura. 3.2a a l'apartat 3.1. Ara creiem que les pertorbacions en aquest model sorgeixen de la distribució irregular de la matèria, i en algunes parts ja s'han produït col·lapses locals, deixant forats negres al seu lloc. Aleshores hauríem de suposar que després d'això alguns forats negres es fusionaran entre ells i que el col·lapse en una singularitat final es convertirà en un procés extremadament complex, sense gairebé res en comú amb el Big Crash estrictament simètric del Friedmann simètric idealment esfèric. model presentat a la Fig. 3.6 a. Per contra, en termes qualitatius, la situació de col·lapse recordarà molt més l'embolic colossal que es mostra a la Fig. 3.14 a; la singularitat resultant que sorgeix en aquest cas pot ser, fins a cert punt, coherent amb la hipòtesi BCLM esmentada al final de l'apartat 3.2. L'estat de col·lapse final tindrà una entropia inimaginable, tot i que l'Univers tornarà a reduir-se a una mida petita. Tot i que aquest model particular de Friedmann (espacialment tancat) no es considera actualment una representació plausible del nostre propi Univers, les mateixes consideracions s'apliquen a altres models de Friedmann, amb o sense constant cosmològica. La versió col·lapsant de qualsevol model d'aquest tipus, que experimenta pertorbacions similars a causa de la distribució desigual de la matèria, hauria de tornar-se a convertir en un caos que consumeix tot, una singularitat com un forat negre (Fig. 3.14 b). Invertint el temps en cadascun d'aquests estats, arribarem a una possible singularitat inicial (potencial Big Bang), que té, en conseqüència, una entropia colossal, que contradiu la suposició que es fa aquí sobre el "sostre" d'entropia (Fig. 3.14 c).
Aquí he de passar a possibilitats alternatives que també es plantegen de vegades. Alguns teòrics suggereixen que la segona llei s'ha d'invertir d'alguna manera en aquests models col·lapsants, de manera que l'entropia total de l'univers es farà progressivament més petita (després de la màxima expansió) a mesura que s'acosta el Gran Crash. Tanmateix, aquesta imatge és especialment difícil d'imaginar en presència de forats negres, que, un cop es formin, començaran a treballar per augmentar l'entropia (que està associada a l'asimetria temporal a la ubicació dels cons zero prop de l'horitzó d'esdeveniments, vegeu la figura 3.9). Això continuarà en un futur llunyà, almenys fins que els forats negres s'evaporin sota la influència del mecanisme Hawking (vegeu les seccions 3.7 i 4.3). En qualsevol cas, aquesta possibilitat no invalida els arguments aquí presentats. Hi ha un altre problema important que s'associa a models de col·lapse tan complexos i en el qual els mateixos lectors potser han pensat: és possible que les singularitats dels forats negres no surtin simultàniament, de manera que quan invertim el temps, no tindrem un Big Bang, que passa "tot i de seguida". Tanmateix, aquesta és precisament una de les propietats de la (encara no provada, però convincent) hipòtesi de la forta censura còsmica [Penrose, 1998a; PkR, apartat 28.8], segons el qual, en el cas general, aquesta singularitat serà espacial (apartat 1.7), i per tant es pot considerar un esdeveniment puntual. A més, independentment de la qüestió de la validesa de la pròpia hipòtesi de la forta censura còsmica, es coneixen moltes solucions que compleixen aquesta condició, i totes aquestes opcions (quan s'ampliïn) tindran valors d'entropia relativament alts. Això redueix molt les preocupacions sobre la validesa de les nostres troballes.
En conseqüència, no trobem proves que, donades les petites dimensions espacials de l'Univers, necessàriament hi hauria un cert "sostre baix" de possible entropia. En principi, l'acumulació de matèria en forma de forats negres i la fusió de les singularitats del "forat negre" en un únic caos singular és un procés perfectament coherent amb la segona llei, i aquest procés final ha d'anar acompanyat d'un augment colossal. en entropia. L'estat final de l'Univers, "petit" segons els estàndards geomètrics, pot tenir una entropia inimaginable, molt més alta que en les etapes relativament primerenques d'un model cosmològic tan col·lapsat, i la pròpia miniatura espacial no estableix un "sostre" per al valor màxim. d'entropia, tot i que aquest "sostre" (en invertir el flux del temps) podria explicar per què l'entropia era extremadament baixa durant el Big Bang. De fet, aquesta imatge (Fig. 3.14 a, b), que en general representa el col·lapse de l'Univers, suggereix una solució a la paradoxa: per què durant el Big Bang hi havia una entropia excepcionalment baixa en comparació amb el que podria haver estat, malgrat la fet que l'explosió era calenta (i aquest estat hauria de tenir la màxima entropia). La resposta és que l'entropia pot augmentar radicalment si es permeten grans desviacions de la uniformitat espacial, i el major augment d'aquest tipus s'associa a irregularitats degudes precisament a l'aparició de forats negres. En conseqüència, un Big Bang espacialment homogeni podria tenir, relativament parlant, una entropia increïblement baixa, malgrat que el seu contingut era increïblement calent.
Una de les proves més convincents que el Big Bang va ser de fet bastant homogeni espacialment, coherent amb la geometria del model FLRU (però no coherent amb el cas molt més general d'una singularitat desordenada il·lustrada a la figura 3.14c), torna a venir. de RI, però aquesta vegada amb la seva homogeneïtat angular, i no amb la seva naturalesa termodinàmica. Aquesta homogeneïtat es manifesta en el fet que la temperatura de l'IR és pràcticament la mateixa en qualsevol punt del cel, i les desviacions de l'homogeneïtat no són més de 10-5 (ajustades pel petit efecte Doppler associat amb el nostre moviment a través de la matèria circumdant). ). A més, hi ha una uniformitat gairebé universal en la distribució de les galàxies i altres matèries; Així, la distribució dels barions (vegeu l'apartat 1.3) a escales força grans es caracteritza per una homogeneïtat important, tot i que hi ha anomalies notables, en particular els anomenats buits, on la densitat de la matèria visible és radicalment inferior a la mitjana. En general, es pot argumentar que l'homogeneïtat és més gran com més ens endinsem en el passat de l'Univers, i RI és l'evidència més antiga de la distribució de la matèria que podem observar directament.
Aquesta imatge és coherent amb la visió que en les primeres etapes del seu desenvolupament l'Univers era realment extremadament homogeni, però amb densitats lleugerament irregulars. Amb el temps (i sota la influència de diversos tipus de "fricció", processos que frenen els moviments relatius), aquestes irregularitats de densitat es van intensificar sota la influència de la gravetat, que és coherent amb la idea de l'aglomeració gradual de la matèria. Amb el temps, l'aglomeració augmenta, donant lloc a la formació d'estrelles; s'agrupen en galàxies, cadascuna de les quals desenvolupa un forat negre massiu al centre. En definitiva, aquesta agrupació es deu a l'efecte inevitable de la gravetat. Aquests processos s'associen efectivament a un fort augment de l'entropia i demostren que, tenint en compte la gravetat, aquella bola brillant primordial, de la qual només queda RI avui dia, podria tenir lluny de la màxima entropia. La naturalesa tèrmica d'aquesta bola, com demostra l'espectre de Planck que es mostra a la Fig. 3.13, només diu això: si considerem l'Univers (en l'era de l'última dispersió) simplement com un sistema format per matèria i energia que interactuen entre si, llavors podem suposar que en realitat estava en equilibri termodinàmic. Tanmateix, si també tenim en compte les influències gravitatòries, el panorama canvia dràsticament.
Si imaginem, per exemple, un gas en un recipient tancat, és natural suposar que arribarà a la seva màxima entropia en aquest estat macroscòpic quan es distribueixi uniformement per tot el recipient (Fig. 3.15 a). En aquest sentit, s'assemblarà a una bola calenta que va generar RI, que es distribueix uniformement pel cel. Tanmateix, si substituïu les molècules de gas per un vast sistema de cossos connectats entre si per gravetat, per exemple, estrelles individuals, obtindreu una imatge completament diferent (figura 3.15 b). A causa dels efectes gravitatoris, les estrelles es distribuiran de manera desigual, en forma de cúmuls. En última instància, la màxima entropia s'aconseguirà quan nombroses estrelles col·lapsen o es fusionin en forats negres. Tot i que aquest procés pot durar molt de temps (tot i que es veurà facilitat per la fricció per la presència de gas interestel·lar), veurem que finalment, quan domina la gravetat, l'entropia és més alta, com menys uniformement es distribueix la matèria en el sistema. .
Aquests efectes es poden rastrejar fins i tot a nivell de l'experiència quotidiana. Un es podria preguntar: quin és el paper de la Segona Llei en el manteniment de la vida a la Terra? Sovint es pot sentir que vivim en aquest planeta gràcies a l'energia rebuda del Sol. Però aquesta no és una afirmació del tot certa si considerem la Terra com un tot, ja que gairebé tota l'energia que rep la Terra durant el dia aviat s'evapora de nou a l'espai, al cel fosc de la nit. (Per descomptat, el balanç exacte s'ajustarà lleugerament per factors com l'escalfament global i l'escalfament del planeta a causa de la desintegració radioactiva.) En cas contrari, la Terra simplement es tornaria cada cop més calenta i es tornaria inhabitable en pocs dies! Tanmateix, els fotons rebuts directament del Sol tenen una freqüència relativament alta (es concentren a la part groga de l'espectre), i la Terra emet fotons de freqüència molt més baixa en l'espectre infraroig a l'espai. Segons la fórmula de Planck (E = hν, vegeu la secció 2.2), cadascun dels fotons que arriben del Sol individualment té una energia molt superior a la dels fotons emesos a l'espai, per tant, per aconseguir l'equilibri, han de sortir de la Terra molts més fotons dels que arriben ( vegeu la figura 3.16). Si arriben menys fotons, aleshores l'energia entrant tindrà menys graus de llibertat i l'energia sortint en tindrà més, i per tant, segons la fórmula de Boltzmann (S = k log V), els fotons entrants tindran molt menys entropia que els sortints. . Utilitzem l'energia de baixa entropia que contenen les plantes per baixar la nostra pròpia entropia: ens mengem plantes o herbívors. Així és com la vida a la Terra sobreviu i prospera. (Aparentment, aquests pensaments van ser formulats clarament per primera vegada per Erwin Schrödinger el 1967, quan va escriure el seu llibre revolucionari Life as It Is [Schrödinger, 2012]).
El fet més important sobre aquest equilibri de baixa entropia és el següent: el Sol és un punt calent en un cel completament fosc. Però, com van sorgir aquestes condicions? Molts processos complexos van tenir un paper, inclosos els associats a reaccions termonuclears, etc., però el més important és que el Sol existeix. I va sorgir perquè la matèria solar (com la matèria que forma altres estrelles) es va desenvolupar mitjançant un procés d'aglomeració gravitatòria, i tot va començar amb una distribució relativament uniforme de gas i matèria fosca.
Aquí hem d'esmentar una substància misteriosa anomenada matèria fosca, que aparentment representa el 85% del contingut material (no Λ) de l'Univers, però només es detecta per interacció gravitatòria i es desconeix la seva composició. Avui només tenim en compte aquesta qüestió a l'hora d'estimar la massa total, que és necessària a l'hora de calcular algunes magnituds numèriques (vegeu els apartats 3.6, 3.7, 3.9, i quin paper teòric més important pot tenir la matèria fosca, vegeu l'apartat 4.3). Independentment del problema de la matèria fosca, veiem com d'important ha demostrat ser per a les nostres vides la naturalesa de baixa entropia de la distribució uniforme original de la matèria. La nostra existència, tal com l'entenem, depèn de la reserva gravitatòria de baixa entropia que és característica de la distribució uniforme inicial de la matèria.
Aquí arribem a un aspecte notable, de fet, fantàstic, del Big Bang. El misteri no només rau en com va passar, sinó també en el fet que va ser un esdeveniment d'entropia extremadament baixa. A més, el que és remarcable no és tant aquesta circumstància com el fet que l'entropia només era baixa en un aspecte concret, és a dir: els graus de llibertat gravitacionals van ser, per alguna raó, completament suprimits. Això està en fort contrast amb els graus de llibertat de la matèria i la radiació (electromagnètica), ja que semblaven estar màximament excitats en un estat calent amb la màxima entropia. Al meu entendre, aquest és potser el misteri cosmològic més profund i, per alguna raó, encara segueix subestimat!
Cal detenir-se amb més detall en com d'especial era l'estat del Big Bang i quina entropia pot sorgir en el procés d'aglomeració gravitatòria. En conseqüència, primer cal adonar-se de quina entropia increïble és realment inherent a un forat negre (vegeu la figura 3.15 b). Analitzarem aquest tema a l'apartat 3.6. Però de moment, passem a un altre problema relacionat amb la següent possibilitat, força probable: al cap i a la fi, l'Univers pot resultar realment espacialment infinit (com en el cas dels models FLRU amb K 0, vegeu la secció 3.1) o almenys la major part de l'Univers pot no ser directament observable. En conseqüència, ens apropem al problema dels horitzons cosmològics, que tractarem a la secció següent.
» Podeu trobar més detalls sobre el llibre a
»
»
Per a Khabrozhiteley 25% de descompte amb cupó - Nova ciència
Un cop pagada la versió en paper del llibre, s'enviarà un llibre electrònic per correu electrònic.
Font: www.habr.com