Hej Khabro beboere! Er det muligt at tale om mode, tro eller fantasi i fundamental videnskab?
Universet er ikke interesseret i menneskelig mode. Videnskab kan ikke tolkes som tro, fordi videnskabelige postulater konstant udsættes for strenge eksperimentelle tests og kasseres, så snart dogmer begynder at komme i konflikt med den objektive virkelighed. Og fantasy negligerer generelt både fakta og logik. Ikke desto mindre ønsker den store Roger Penrose ikke fuldstændigt at afvise disse fænomener, fordi videnskabelig mode kan være motoren til fremskridt, tro dukker op, når en teori bekræftes af virkelige eksperimenter, og uden en fantasiflugt kan man ikke forstå alle de særheder i vores Univers.
I kapitlet "Mode" vil du lære om strengteori, de seneste årtiers mest fashionable teori. "Faith" er dedikeret til de principper, som kvantemekanikken står på. Og "Fantasy" vedrører intet mindre end teorier om universets oprindelse, vi kender til.
3.4. Big Bang Paradox
Lad os først rejse spørgsmålet om observationer. Hvilke direkte beviser er der på, at hele det observerbare univers engang var i en ekstremt komprimeret og utrolig varm tilstand, som ville være i overensstemmelse med Big Bang-billedet præsenteret i afsnit 3.1? Det mest overbevisende bevis er den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling (CMB), nogle gange kaldet big bang. CMB-stråling er let, men med en meget lang bølgelængde, så det er helt umuligt at se det med øjnene. Dette lys strømmer over os fra alle sider ekstremt jævnt (men for det meste usammenhængende). Det repræsenterer termisk stråling med en temperatur på ~2,725 K, det vil sige mere end to grader over det absolutte nulpunkt. Det observerede "glimmer" menes at være opstået i et utroligt varmt univers (~3000 K på det tidspunkt) cirka 379 år efter Big Bang - i æraen med den sidste spredning, hvor universet først blev gennemsigtigt for elektromagnetisk stråling (selvom dette skete slet ikke under Big Bang).-eksplosionen; denne begivenhed finder sted i de første 000/1 af universets samlede alder - fra Big Bang til i dag). Siden den sidste spredningstid er længden af disse lysbølger steget omtrent lige så meget, som universet selv har udvidet sig (med en faktor på omkring 40), så energitætheden er faldet lige så radikalt. Derfor er den observerede temperatur af CMB kun 000 K.
Det faktum, at denne stråling i det væsentlige er usammenhængende (det vil sige termisk), bekræftes på imponerende vis af selve arten af dens frekvensspektrum, vist i fig. 3.13. Strålingsintensiteten ved hver specifik frekvens plottes lodret på grafen, og frekvensen stiger fra venstre mod højre. Den kontinuerlige kurve svarer til Planck sortlegeme-spektret diskuteret i afsnit 2.2 for en temperatur på 2,725 K. Punkterne på kurven er data fra specifikke observationer, for hvilke der er angivet fejlbjælker. Samtidig øges fejlbjælkerne 500 gange, da de ellers ganske enkelt ville være umulige at overveje, selv til højre, hvor fejlene når deres maksimum. Overensstemmelsen mellem den teoretiske kurve og observationsresultaterne er simpelthen bemærkelsesværdig - måske den bedste overensstemmelse med det termiske spektrum, der findes i naturen.
Men hvad indikerer denne tilfældighed? Det faktum, at vi overvejer en tilstand, der tilsyneladende var meget tæt på termodynamisk ligevægt (hvilket er grunden til, at udtrykket usammenhængende blev brugt tidligere). Men hvilken konklusion følger af, at det nyoprettede univers var meget tæt på termodynamisk ligevægt? Lad os vende tilbage til fig. 3.12 fra afsnit 3.3. Den mest omfattende grovkornede region vil (per definition) være meget større end nogen anden sådan region, og vil typisk være så stor i forhold til de andre, at den vil overskygge dem alle! Termodynamisk ligevægt svarer til en makroskopisk tilstand, som ethvert system formodentlig før eller siden vil komme til. Nogle gange kaldes det universets termiske død, men i dette tilfælde burde vi mærkeligt nok tale om universets termiske fødsel. Situationen kompliceres af det faktum, at det nyfødte univers voksede hurtigt, så den tilstand, vi overvejer, er faktisk ikke-ligevægt. Ikke desto mindre kan udvidelsen i dette tilfælde betragtes som i det væsentlige adiabatisk - dette punkt blev fuldt ud påskønnet af Tolman tilbage i 1934 [Tolman, 1934]. Det betyder, at entropiværdien ikke ændrede sig under ekspansion. (En situation, der ligner denne, når termodynamisk ligevægt opretholdes på grund af adiabatisk ekspansion, kan beskrives i faserummet som et sæt af lige store områder med en grovkornet partition, som kun adskiller sig fra hinanden i specifikke volumener af universet Vi kan antage, at denne primære tilstand var karakteriseret ved en maksimal entropi - trods udvidelsen!).
Tilsyneladende står vi over for et ekstraordinært paradoks. Ifølge argumenterne præsenteret i afsnit 3.3 kræver den anden lov (og er i princippet forklaret af) at Big Bang er en makroskopisk tilstand med ekstremt lav entropi. Imidlertid synes CMB-observationer at indikere, at den makroskopiske tilstand af Big Bang var karakteriseret ved kolossal entropi, måske endda den maksimalt mulige. Hvor går vi så alvorligt galt?
Her er en almindelig forklaring på dette paradoks: det antages, at da det nyfødte univers var meget "lille", kunne der være en vis grænse for den maksimale entropi, og tilstanden af termodynamisk ligevægt, som tilsyneladende blev opretholdt på det tidspunkt, var simpelthen en grænseniveau entropi mulig på det tidspunkt. Dette er dog det forkerte svar. Et sådant billede kunne svare til en helt anden situation, hvor universets størrelse ville afhænge af en ekstern begrænsning, for eksempel, som i tilfældet med en gas, der er indeholdt i en cylinder med et forseglet stempel. I dette tilfælde er stempeltrykket leveret af en ekstern mekanisme, som er udstyret med en ekstern energikilde (eller udløb). Men denne situation gælder ikke for universet som helhed, hvis geometri og energi, såvel som dets "overordnede størrelse", udelukkende bestemmes af den indre struktur og er styret af de dynamiske ligninger i Einsteins generelle relativitetsteori (inklusive ligninger, der beskriver stoffets tilstand, se afsnit 3.1 og 3.2). Under sådanne forhold (når ligningerne er fuldstændig deterministiske og invariante med hensyn til tidens retning - se afsnit 3.3), kan det samlede volumen af faserum ikke ændre sig over tid. Det antages, at selve faserummet P ikke skal "udvikles"! Al udvikling er ganske enkelt beskrevet ved placeringen af kurven C i rummet P og repræsenterer i dette tilfælde universets fuldstændige udvikling (se afsnit 3.3).
Måske vil problemet blive tydeligere, hvis vi betragter de senere stadier af universets sammenbrud, når det nærmer sig det store nedbrud. Husk Friedman-modellen for K > 0, Λ = 0, vist i fig. 3.2a i afsnit 3.1. Vi tror nu, at forstyrrelserne i denne model opstår som følge af den uregelmæssige fordeling af stof, og i nogle dele er der allerede fundet lokale sammenbrud, hvilket efterlader sorte huller i deres sted. Så bør vi antage, at efter dette vil nogle sorte huller smelte sammen med hinanden, og at sammenbruddet til en endelig singularitet vil vise sig at være en ekstremt kompleks proces, der næsten intet har til fælles med det strengt symmetriske Big Crash af den ideelt sfæriske symmetriske Friedmann model vist i fig. 3.6 a. Tværtimod vil sammenbrudssituationen i kvalitative termer minde meget mere om det kolossale rod vist i fig. 3.14 a; den resulterende singularitet, der opstår i dette tilfælde, kan til en vis grad være i overensstemmelse med BCLM-hypotesen nævnt i slutningen af afsnit 3.2. Den endelige kollapsende tilstand vil have ufattelig entropi, selvom universet vil skrumpe tilbage til en lille størrelse. Selvom denne særlige (rumligt lukkede) tilbagefaldende Friedmann-model i øjeblikket ikke betragtes som en plausibel repræsentation af vores eget univers, gælder de samme overvejelser for andre Friedmann-modeller, med eller uden en kosmologisk konstant. Den kollapsende version af enhver sådan model, der oplever lignende forstyrrelser på grund af den ujævne fordeling af stof, skulle igen blive til et altopslugende kaos, en singularitet som et sort hul (fig. 3.14 b). Ved at vende tiden i hver af disse tilstande vil vi nå frem til en mulig initial singularitet (potentiel Big Bang), som følgelig har kolossal entropi, hvilket modsiger antagelsen her om entropiens "loft" (fig. 3.14 c).
Her skal jeg gå videre til alternative muligheder, som også nogle gange overvejes. Nogle teoretikere foreslår, at den anden lov på en eller anden måde skal vende sig selv i sådanne kollapsende modeller, så universets samlede entropi bliver gradvist mindre (efter maksimal ekspansion), efterhånden som det store nedbrud nærmer sig. Et sådant billede er dog især svært at forestille sig i nærværelse af sorte huller, som, når de først er dannet, selv vil begynde at arbejde for at øge entropien (hvilket er forbundet med tidsasymmetrien i placeringen af nulkegler nær begivenhedshorisonten, se fig. 3.9). Dette vil fortsætte ind i en fjern fremtid - i hvert fald indtil sorte huller fordamper under indflydelse af Hawking-mekanismen (se afsnit 3.7 og 4.3). Under alle omstændigheder afkræfter denne mulighed ikke de her fremførte argumenter. Der er et andet vigtigt problem, der er forbundet med så komplekse kollapsende modeller, og som læserne selv kan have tænkt over: sorte hullers særpræg kan meget vel slet ikke opstå samtidig, så når vi vender tiden om, får vi ikke et Big Bang, hvilket sker "alt og med det samme". Dette er dog netop en af egenskaberne ved den (endnu ikke beviste, men overbevisende) hypotese om stærk kosmisk censur [Penrose, 1998a; PkR, afsnit 28.8], hvorefter en sådan singularitet i det generelle tilfælde vil være rumlignende (afsnit 1.7), og derfor kan betragtes som en engangsbegivenhed. Desuden, uanset spørgsmålet om gyldigheden af selve den stærke kosmiske censurhypotese, kendes der mange løsninger, der opfylder denne betingelse, og alle sådanne muligheder (når de udvides) vil have relativt høje entropiværdier. Dette reducerer i høj grad bekymringer om validiteten af vores resultater.
Derfor finder vi ikke beviser for, at givet universets små rumlige dimensioner, ville der nødvendigvis være et vist "lavt loft" for mulig entropi. I princippet er akkumuleringen af stof i form af sorte huller og sammensmeltningen af "sort hul"-singulariteter til et enkelt enestående kaos en proces, der er helt i overensstemmelse med den anden lov, og denne sidste proces skal ledsages af en kolossal stigning i entropi. Universets endelige tilstand, "lille" efter geometriske standarder, kan have en ufattelig entropi, meget højere end i de relativt tidlige stadier af en sådan kollapsende kosmologisk model, og rumlig miniature i sig selv sætter ikke et "loft" for den maksimale værdi af entropi, selvom et sådant "loft" (når man vender tidens strømning) bare kunne forklare, hvorfor entropien var ekstremt lav under Big Bang. Faktisk foreslår et sådant billede (fig. 3.14 a, b), som generelt repræsenterer universets sammenbrud, en løsning på paradokset: hvorfor der under Big Bang var usædvanlig lav entropi sammenlignet med hvad der kunne have været, på trods af faktum, at eksplosionen var varm (og sådan en tilstand burde have maksimal entropi). Svaret er, at entropien kan stige radikalt, hvis der tillades store afvigelser fra rumlig ensartethed, og den største stigning af denne art er forbundet med uregelmæssigheder, der netop skyldes fremkomsten af sorte huller. Som følge heraf kunne et rumligt homogent Big Bang faktisk have, relativt set, utrolig lav entropi, på trods af at indholdet var utroligt varmt.
Et af de mest overbevisende beviser på, at Big Bang faktisk var ret rumligt homogent, i overensstemmelse med FLRU-modellens geometri (men ikke i overensstemmelse med det meget mere generelle tilfælde af en uordnet singularitet illustreret i fig. 3.14c), kommer igen. fra RI, men denne gang med dens vinkelhomogenitet, og ikke med dens termodynamiske natur. Denne homogenitet kommer til udtryk i det faktum, at temperaturen af RI er praktisk talt den samme på ethvert punkt på himlen, og afvigelser fra homogenitet er ikke mere end 10-5 (justeret for den lille Doppler-effekt, der er forbundet med vores bevægelse gennem det omgivende stof ). Derudover er der næsten universel ensartethed i fordelingen af galakser og andet stof; Fordelingen af baryoner (se afsnit 1.3) på ret store skalaer er således karakteriseret ved betydelig homogenitet, selvom der er mærkbare anomalier, især de såkaldte hulrum, hvor tætheden af synligt stof er radikalt lavere end gennemsnittet. Generelt kan man argumentere for, at homogeniteten er højere, jo længere ind i universets fortid vi kigger, og RI er det ældste bevis på fordeling af stof, som vi direkte kan observere.
Dette billede stemmer overens med den opfattelse, at universet i de tidlige stadier af dets udvikling faktisk var ekstremt homogent, men med lidt uregelmæssige tætheder. Over tid (og under påvirkning af forskellige former for "friktion" - processer, der bremser relative bevægelser), forstærkedes disse tæthedsuregelmæssigheder under påvirkning af tyngdekraften, hvilket er i overensstemmelse med ideen om den gradvise sammenklumpning af stof. Over tid stiger sammenklumpningen, hvilket resulterer i dannelsen af stjerner; de grupperer sig i galakser, som hver især udvikler et massivt sort hul i midten. I sidste ende skyldes denne sammenklumpning den uundgåelige virkning af tyngdekraften. Sådanne processer er faktisk forbundet med en stærk stigning i entropi og viser, at under hensyntagen til tyngdekraften, kan den oprindelige skinnende kugle, som kun RI er tilbage i dag, have langt fra den maksimale entropi. Den termiske natur af denne bold, som det fremgår af Planck-spektret vist i fig. 3.13, siger kun dette: Hvis vi betragter universet (i den sidste sprednings æra) blot som et system, der består af stof og energi, der interagerer med hinanden, så kan vi antage, at det faktisk var i termodynamisk ligevægt. Men hvis vi også tager hensyn til gravitationspåvirkninger, ændrer billedet sig dramatisk.
Hvis vi for eksempel forestiller os en gas i en forseglet beholder, så er det naturligt at antage, at den når sin maksimale entropi i den makroskopiske tilstand, når den er jævnt fordelt i hele beholderen (fig. 3.15 a). I denne henseende vil det ligne en varm bold, der genererede RI, som er jævnt fordelt over himlen. Men erstatter man gasmolekyler med et enormt system af legemer forbundet med hinanden ved hjælp af tyngdekraften, for eksempel individuelle stjerner, får man et helt andet billede (fig. 3.15 b). På grund af gravitationseffekter vil stjerner blive ujævnt fordelt i form af klynger. I sidste ende vil den største entropi blive opnået, når adskillige stjerner kollapser eller smelter sammen i sorte huller. Selvom denne proces kan tage lang tid (selv om den vil blive lettet af friktion på grund af tilstedeværelsen af interstellar gas), vil vi i sidste ende se, at når tyngdekraften dominerer, er entropien højere, jo mindre ensartet stoffet er fordelt i systemet .
Sådanne effekter kan spores selv på niveau med hverdagserfaring. Man kan spørge: hvad er den anden lovs rolle i at opretholde liv på Jorden? Du kan ofte høre, at vi lever på denne planet takket være energien modtaget fra Solen. Men dette er ikke et helt sandt udsagn, hvis vi betragter Jorden som en helhed, da næsten al den energi, som Jorden modtager i løbet af dagen, snart fordamper igen ud i rummet, ind i den mørke nattehimmel. (Selvfølgelig vil den nøjagtige balance blive justeret lidt af faktorer som global opvarmning og opvarmning af planeten på grund af radioaktivt henfald.) Ellers ville Jorden simpelthen blive mere og mere varm og blive ubeboelig i løbet af få dage! Imidlertid har fotoner modtaget direkte fra Solen en relativt høj frekvens (de er koncentreret i den gule del af spektret), og Jorden udsender meget lavere frekvensfotoner i det infrarøde spektrum ud i rummet. Ifølge Plancks formel (E = hν, se afsnit 2.2), har hver af de fotoner, der ankommer fra Solen individuelt, meget højere energi end de fotoner, der udsendes til rummet, derfor skal mange flere fotoner forlade Jorden for at opnå balance, end de ankommer ( se fig. 3.16). Hvis der ankommer færre fotoner, så vil den indkommende energi have færre frihedsgrader, og den udgående energi vil have flere, og derfor vil de indkommende fotoner ifølge Boltzmanns formel (S = k log V) have meget mindre entropi end de udgående. . Vi bruger den laventropi energi, der er indeholdt i planter til at sænke vores egen entropi: vi spiser planter eller planteædere. Sådan overlever og trives livet på Jorden. (Tilsyneladende blev disse tanker først klart formuleret af Erwin Schrödinger i 1967, da han skrev sin revolutionære bog Life as It Is [Schrödinger, 2012]).
Den vigtigste kendsgerning ved denne laventropibalance er dette: Solen er et varmt sted på en fuldstændig mørk himmel. Men hvordan opstod sådanne forhold? Mange komplekse processer spillede en rolle, herunder dem, der er forbundet med termonukleare reaktioner osv., men det vigtigste er, at Solen overhovedet eksisterer. Og det opstod, fordi solstof (ligesom det stof, der danner andre stjerner) udviklede sig gennem en proces med gravitationsklumpning, og det hele begyndte med en relativt ensartet fordeling af gas og mørkt stof.
Her skal vi nævne et mystisk stof kaldet mørkt stof, som tilsyneladende udgør 85% af universets materielle (ikke-Λ) indhold, men det detekteres kun ved gravitationsinteraktion, og dets sammensætning er ukendt. I dag tager vi netop denne sag i betragtning, når vi estimerer den samlede masse, som er nødvendig ved beregning af nogle numeriske størrelser (se afsnit 3.6, 3.7, 3.9, og for hvilken vigtigere teoretiske rolle mørkt stof kan spille, se afsnit 4.3). Uanset spørgsmålet om mørkt stof, ser vi, hvor vigtig laventropi-naturen af den oprindelige ensartede fordeling af stof har vist sig at være for vores liv. Vores eksistens, som vi forstår det, afhænger af den laventropi gravitationsreserve, der er karakteristisk for den oprindelige ensartede fordeling af stof.
Her kommer vi til et bemærkelsesværdigt – faktisk fantastisk – aspekt af Big Bang. Mysteriet ligger ikke kun i, hvordan det skete, men også i, at det var en ekstrem lav entropi-begivenhed. Desuden er det bemærkelsesværdige ikke så meget denne omstændighed, som den kendsgerning, at entropien kun var lav i én bestemt henseende, nemlig: gravitationsgraderne af frihed var af en eller anden grund fuldstændig undertrykt. Dette står i skarp kontrast til materiens frihedsgrader og (elektromagnetisk) stråling, da de så ud til at være maksimalt exciterede i en varm tilstand med maksimal entropi. Efter min mening er dette måske det dybeste kosmologiske mysterium, og af en eller anden grund er det stadig undervurderet!
Det er nødvendigt at dvæle mere detaljeret ved, hvor speciel tilstanden Big Bang var, og hvilken entropi der kan opstå i processen med gravitationsklumpning. Derfor er du først nødt til at indse, hvilken utrolig entropi der faktisk er iboende i et sort hul (se fig. 3.15 b). Vi vil diskutere dette spørgsmål i afsnit 3.6. Men for nu, lad os vende os til et andet problem relateret til følgende, ret sandsynlige mulighed: trods alt kan universet faktisk vise sig at være rumligt uendeligt (som i tilfældet med FLRU-modeller med K 0, se afsnit 3.1), eller i det mindste er det meste af universet muligvis ikke direkte observerbart. Derfor nærmer vi os problemet med kosmologiske horisonter, som vi vil diskutere i næste afsnit.
» Flere detaljer om bogen kan findes på
»
»
For Khabrozhiteley 25% rabat ved brug af kupon - Ny videnskab
Ved betaling af papirversionen af bogen fremsendes en elektronisk bog på e-mail.
Kilde: www.habr.com