Γεια σας, κάτοικοι του Khabro! Είναι δυνατόν να μιλάμε για μόδα, πίστη ή φαντασία στη θεμελιώδη επιστήμη;
Το σύμπαν δεν ενδιαφέρεται για την ανθρώπινη μόδα. Η επιστήμη δεν μπορεί να ερμηνευθεί ως πίστη, επειδή τα επιστημονικά αξιώματα υπόκεινται συνεχώς σε αυστηρούς πειραματικούς ελέγχους και απορρίπτονται μόλις το δόγμα αρχίσει να έρχεται σε σύγκρουση με την αντικειμενική πραγματικότητα. Και η φαντασία γενικά παραμελεί και τα γεγονότα και τη λογική. Ωστόσο, ο μεγάλος Roger Penrose δεν θέλει να απορρίψει εντελώς αυτά τα φαινόμενα, επειδή η επιστημονική μόδα μπορεί να είναι η κινητήρια δύναμη της προόδου, η πίστη εμφανίζεται όταν μια θεωρία επιβεβαιώνεται από πραγματικά πειράματα και χωρίς μια πτήση φαντασίας δεν μπορεί κανείς να κατανοήσει όλες τις παραξενιές μας. Σύμπαν.
Στο κεφάλαιο «Μόδα», θα μάθετε για τη θεωρία χορδών, την πιο μοδάτη θεωρία των τελευταίων δεκαετιών. Το "Faith" είναι αφιερωμένο στις αρχές στις οποίες βασίζεται η κβαντομηχανική. Και η «Φαντασία» δεν αφορά τίποτα λιγότερο από τις γνωστές σε εμάς θεωρίες για την προέλευση του Σύμπαντος.
3.4. Παράδοξο του Big Bang
Ας θέσουμε πρώτα το ζήτημα των παρατηρήσεων. Ποια άμεση απόδειξη υπάρχει ότι ολόκληρο το παρατηρήσιμο Σύμπαν ήταν κάποτε σε μια εξαιρετικά συμπιεσμένη και απίστευτα καυτή κατάσταση που θα ήταν σύμφωνη με την εικόνα του Big Bang που παρουσιάζεται στην Ενότητα 3.1; Η πιο συναρπαστική απόδειξη είναι η κοσμική ακτινοβολία μικροκυμάτων υποβάθρου (CMB), που μερικές φορές ονομάζεται μεγάλη έκρηξη. Η ακτινοβολία CMB είναι ελαφριά, αλλά με πολύ μεγάλο μήκος κύματος, επομένως είναι εντελώς αδύνατο να τη δεις με τα μάτια σου. Αυτό το φως πέφτει πάνω μας από όλες τις πλευρές εξαιρετικά ομοιόμορφα (αλλά κυρίως ασυνάρτητα). Αντιπροσωπεύει θερμική ακτινοβολία με θερμοκρασία ~2,725 K, δηλαδή πάνω από δύο βαθμούς πάνω από το απόλυτο μηδέν. Η παρατηρούμενη "λάμψη" πιστεύεται ότι προήλθε από ένα απίστευτα καυτό Σύμπαν (~3000 K εκείνη την εποχή) περίπου 379 χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη - κατά την εποχή της τελευταίας σκέδασης, όταν το Σύμπαν έγινε για πρώτη φορά διαφανές στην ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία (αν και αυτό δεν συνέβη καθόλου κατά τη διάρκεια της Μεγάλης Έκρηξης). έκρηξη· αυτό το γεγονός συμβαίνει στο πρώτο 000/1 της συνολικής ηλικίας του Σύμπαντος - από τη Μεγάλη Έκρηξη μέχρι σήμερα). Από την τελευταία εποχή της σκέδασης, το μήκος αυτών των κυμάτων φωτός έχει αυξηθεί περίπου όσο το ίδιο το Σύμπαν έχει διασταλεί (κατά έναν παράγοντα περίπου 40), έτσι ώστε η ενεργειακή πυκνότητα έχει μειωθεί εξίσου ριζικά. Επομένως, η παρατηρούμενη θερμοκρασία του CMB είναι μόνο 000 Κ.
Το γεγονός ότι αυτή η ακτινοβολία είναι ουσιαστικά ασυνάρτητη (δηλαδή θερμική) επιβεβαιώνεται εντυπωσιακά από την ίδια τη φύση του φάσματος συχνοτήτων της, που φαίνεται στο Σχ. 3.13. Η ένταση της ακτινοβολίας σε κάθε συγκεκριμένη συχνότητα απεικονίζεται κατακόρυφα στο γράφημα και η συχνότητα αυξάνεται από αριστερά προς τα δεξιά. Η συνεχής καμπύλη αντιστοιχεί στο φάσμα του μαύρου σώματος Planck που συζητείται στην Ενότητα 2.2 για θερμοκρασία 2,725 K. Τα σημεία στην καμπύλη είναι δεδομένα από συγκεκριμένες παρατηρήσεις για τις οποίες παρέχονται ράβδοι σφάλματος. Ταυτόχρονα, οι ράβδοι σφαλμάτων αυξάνονται 500 φορές, αφού διαφορετικά θα ήταν απλώς αδύνατο να ληφθούν υπόψη, ακόμη και στα δεξιά, όπου τα σφάλματα φτάνουν στο μέγιστο. Η συμφωνία μεταξύ της θεωρητικής καμπύλης και των αποτελεσμάτων παρατήρησης είναι απλά αξιοσημείωτη - ίσως η καλύτερη συμφωνία με το θερμικό φάσμα που υπάρχει στη φύση.
Ωστόσο, τι δείχνει αυτή η σύμπτωση; Το γεγονός ότι εξετάζουμε μια κατάσταση που, προφανώς, ήταν πολύ κοντά στη θερμοδυναμική ισορροπία (γι' αυτό χρησιμοποιήθηκε νωρίτερα ο όρος ασυνάρτητος). Τι συμπέρασμα όμως προκύπτει από το γεγονός ότι το νεοδημιουργημένο Σύμπαν ήταν πολύ κοντά στη θερμοδυναμική ισορροπία; Ας επιστρέψουμε στο Σχ. 3.12 από την ενότητα 3.3. Η πιο εκτεταμένη περιοχή με χονδρόκοκκο θα είναι (εξ ορισμού) πολύ μεγαλύτερη από οποιαδήποτε άλλη τέτοια περιοχή και τυπικά θα είναι τόσο μεγάλη σε σχέση με τις άλλες που θα τις κάνει πολύ νάνες όλες! Η θερμοδυναμική ισορροπία αντιστοιχεί σε μια μακροσκοπική κατάσταση, στην οποία, κατά πάσα πιθανότητα, αργά ή γρήγορα θα έρθει οποιοδήποτε σύστημα. Μερικές φορές ονομάζεται θερμικός θάνατος του Σύμπαντος, αλλά σε αυτήν την περίπτωση, παραδόξως, θα πρέπει να μιλάμε για τη θερμική γέννηση του Σύμπαντος. Η κατάσταση περιπλέκεται από το γεγονός ότι το νεογέννητο Σύμπαν διαστελλόταν γρήγορα, επομένως η κατάσταση που εξετάζουμε είναι στην πραγματικότητα μη ισορροπία. Ωστόσο, η επέκταση σε αυτή την περίπτωση μπορεί να θεωρηθεί ουσιαστικά αδιαβατική - αυτό το σημείο εκτιμήθηκε πλήρως από τον Tolman το 1934 [Tolman, 1934]. Αυτό σημαίνει ότι η τιμή της εντροπίας δεν άλλαξε κατά την επέκταση. (Μια κατάσταση παρόμοια με αυτήν, όταν διατηρείται η θερμοδυναμική ισορροπία λόγω αδιαβατικής διαστολής, μπορεί να περιγραφεί στο χώρο φάσης ως ένα σύνολο περιοχών ίσου όγκου με ένα χονδρόκοκκο διαμέρισμα, που διαφέρουν μεταξύ τους μόνο σε συγκεκριμένους όγκους του Σύμπαντος Μπορούμε να υποθέσουμε ότι αυτή η πρωταρχική κατάσταση χαρακτηριζόταν από μια μέγιστη εντροπία - παρά την επέκταση!).
Προφανώς, βρισκόμαστε αντιμέτωποι με ένα εξαιρετικό παράδοξο. Σύμφωνα με τα επιχειρήματα που παρουσιάζονται στην Ενότητα 3.3, ο Δεύτερος Νόμος απαιτεί (και, κατ' αρχήν, εξηγείται από) το Big Bang να είναι μια μακροσκοπική κατάσταση με εξαιρετικά χαμηλή εντροπία. Ωστόσο, οι παρατηρήσεις CMB φαίνεται να δείχνουν ότι η μακροσκοπική κατάσταση της Μεγάλης Έκρηξης χαρακτηριζόταν από κολοσσιαία εντροπία, ίσως ακόμη και τη μέγιστη δυνατή. Πού κάνουμε τόσο σοβαρό λάθος;
Εδώ είναι μια κοινή εξήγηση για αυτό το παράδοξο: υποτίθεται ότι, δεδομένου ότι το νεογέννητο Σύμπαν ήταν πολύ «μικρό», θα μπορούσε να υπάρξει κάποιο όριο στη μέγιστη εντροπία και η κατάσταση της θερμοδυναμικής ισορροπίας, η οποία προφανώς διατηρήθηκε εκείνη την εποχή, ήταν απλά μια εντροπία οριακού επιπέδου δυνατή εκείνη τη στιγμή. Ωστόσο, αυτή είναι η λάθος απάντηση. Μια τέτοια εικόνα θα μπορούσε να αντιστοιχεί σε μια εντελώς διαφορετική κατάσταση, στην οποία το μέγεθος του Σύμπαντος θα εξαρτιόταν από κάποιον εξωτερικό περιορισμό, για παράδειγμα, όπως στην περίπτωση ενός αερίου που περιέχεται σε έναν κύλινδρο με ένα σφραγισμένο έμβολο. Σε αυτή την περίπτωση, η πίεση του εμβόλου παρέχεται από κάποιον εξωτερικό μηχανισμό, ο οποίος είναι εξοπλισμένος με μια εξωτερική πηγή (ή έξοδο) ενέργειας. Αλλά αυτή η κατάσταση δεν ισχύει για το Σύμπαν στο σύνολό του, του οποίου η γεωμετρία και η ενέργεια, καθώς και το «συνολικό του μέγεθος», καθορίζονται αποκλειστικά από την εσωτερική δομή και διέπονται από τις δυναμικές εξισώσεις της γενικής θεωρίας της σχετικότητας του Αϊνστάιν (συμπεριλαμβανομένης της εξισώσεις που περιγράφουν την κατάσταση της ύλης· βλέπε ενότητες 3.1 και 3.2). Κάτω από τέτοιες συνθήκες (όταν οι εξισώσεις είναι εντελώς ντετερμινιστικές και αμετάβλητες ως προς την κατεύθυνση του χρόνου - βλέπε ενότητα 3.3), ο συνολικός όγκος του χώρου φάσης δεν μπορεί να αλλάξει με την πάροδο του χρόνου. Υποτίθεται ότι ο ίδιος ο χώρος φάσης P δεν πρέπει να «εξελιχθεί»! Όλη η εξέλιξη περιγράφεται απλώς από τη θέση της καμπύλης C στο χώρο P και σε αυτή την περίπτωση αντιπροσωπεύει την πλήρη εξέλιξη του Σύμπαντος (βλ. ενότητα 3.3).
Ίσως το πρόβλημα γίνει πιο ξεκάθαρο αν αναλογιστούμε τα μεταγενέστερα στάδια της κατάρρευσης του Σύμπαντος, όταν πλησιάζει το Μεγάλο Κραχ. Θυμηθείτε το μοντέλο Friedman για K > 0, Λ = 0, που φαίνεται στο Σχ. 3.2α στην ενότητα 3.1. Τώρα πιστεύουμε ότι οι διαταραχές σε αυτό το μοντέλο προκύπτουν από την ακανόνιστη κατανομή της ύλης και σε ορισμένα σημεία έχουν ήδη συμβεί τοπικές καταρρεύσεις, αφήνοντας μαύρες τρύπες στη θέση τους. Τότε θα πρέπει να υποθέσουμε ότι μετά από αυτό μερικές μαύρες τρύπες θα συγχωνευθούν μεταξύ τους και ότι η κατάρρευση σε μια τελική ιδιομορφία θα αποδειχθεί μια εξαιρετικά περίπλοκη διαδικασία, που δεν έχει σχεδόν τίποτα κοινό με το αυστηρά συμμετρικό Big Crash του ιδανικά σφαιρικού συμμετρικού Friedmann μοντέλο που παρουσιάζεται στο Σχ. 3.6 α. Αντίθετα, σε ποιοτικούς όρους, η κατάσταση κατάρρευσης θα θυμίζει πολύ περισσότερο το κολοσσιαίο χάος που φαίνεται στο Σχ. 3.14 α; η προκύπτουσα ιδιομορφία που προκύπτει σε αυτήν την περίπτωση μπορεί, σε κάποιο βαθμό, να συνάδει με την υπόθεση BCLM που αναφέρεται στο τέλος της ενότητας 3.2. Η τελική κατάσταση κατάρρευσης θα έχει ασύλληπτη εντροπία, παρόλο που το Σύμπαν θα συρρικνωθεί ξανά σε ένα μικροσκοπικό μέγεθος. Αν και αυτό το συγκεκριμένο (χωρικά κλειστό) ανακαταρρέον μοντέλο Friedmann δεν θεωρείται επί του παρόντος μια εύλογη αναπαράσταση του δικού μας Σύμπαντος, οι ίδιες σκέψεις ισχύουν και για άλλα μοντέλα Friedmann, με ή χωρίς κοσμολογική σταθερά. Η καταρρέουσα εκδοχή οποιουδήποτε τέτοιου μοντέλου, που αντιμετωπίζει παρόμοιες διαταραχές λόγω της ανομοιόμορφης κατανομής της ύλης, θα πρέπει και πάλι να μετατραπεί σε ένα χάος που καταναλώνει τα πάντα, μια ιδιομορφία σαν μια μαύρη τρύπα (Εικ. 3.14 β). Αντιστρέφοντας το χρόνο σε καθεμία από αυτές τις καταστάσεις, θα φτάσουμε σε μια πιθανή αρχική ιδιομορφία (δυνητικό Big Bang), η οποία έχει, κατά συνέπεια, κολοσσιαία εντροπία, η οποία έρχεται σε αντίθεση με την υπόθεση που γίνεται εδώ για το «ανώτατο όριο» της εντροπίας (Εικ. 3.14 γ).
Εδώ πρέπει να προχωρήσω σε εναλλακτικές δυνατότητες που επίσης μερικές φορές εξετάζονται. Μερικοί θεωρητικοί προτείνουν ότι ο δεύτερος νόμος πρέπει με κάποιο τρόπο να αντιστραφεί σε τέτοια μοντέλα που καταρρέουν, έτσι ώστε η συνολική εντροπία του σύμπαντος να γίνεται προοδευτικά μικρότερη (μετά τη μέγιστη διαστολή) καθώς πλησιάζει το Big Crash. Ωστόσο, μια τέτοια εικόνα είναι ιδιαίτερα δύσκολο να φανταστεί κανείς με την παρουσία μαύρων οπών, οι οποίες, μόλις σχηματιστούν, θα αρχίσουν οι ίδιες να εργάζονται για να αυξήσουν την εντροπία (η οποία σχετίζεται με τη χρονική ασυμμετρία στη θέση των μηδενικών κώνων κοντά στον ορίζοντα γεγονότων, βλέπε Εικ. 3.9). Αυτό θα συνεχιστεί στο μακρινό μέλλον - τουλάχιστον μέχρι να εξατμιστούν οι μαύρες τρύπες υπό την επίδραση του μηχανισμού Hawking (βλ. ενότητες 3.7 και 4.3). Σε κάθε περίπτωση, αυτή η δυνατότητα δεν ακυρώνει τα επιχειρήματα που παρουσιάζονται εδώ. Υπάρχει ένα άλλο σημαντικό πρόβλημα που σχετίζεται με τόσο περίπλοκα μοντέλα που καταρρέουν και το οποίο οι ίδιοι οι αναγνώστες μπορεί να έχουν σκεφτεί: οι ιδιομορφίες των μαύρων τρυπών μπορεί κάλλιστα να μην προκύψουν καθόλου ταυτόχρονα, οπότε όταν αντιστρέφουμε το χρόνο, δεν θα έχουμε Big Bang. που συμβαίνει «όλα και αμέσως». Ωστόσο, αυτή είναι ακριβώς μια από τις ιδιότητες της (δεν έχει ακόμη αποδειχθεί, αλλά πειστική) υπόθεση της ισχυρής κοσμικής λογοκρισίας [Penrose, 1998a; PkR, ενότητα 28.8], σύμφωνα με την οποία, στη γενική περίπτωση, μια τέτοια ιδιομορφία θα είναι διαστημική (ενότητα 1.7) και επομένως μπορεί να θεωρηθεί ως γεγονός μίας χρήσης. Επιπλέον, ανεξάρτητα από το ζήτημα της εγκυρότητας της ίδιας της υπόθεσης της ισχυρής κοσμικής λογοκρισίας, είναι γνωστές πολλές λύσεις που ικανοποιούν αυτήν την προϋπόθεση και όλες αυτές οι επιλογές (όταν επεκταθούν) θα έχουν σχετικά υψηλές τιμές εντροπίας. Αυτό μειώνει σημαντικά τις ανησυχίες σχετικά με την εγκυρότητα των ευρημάτων μας.
Συνεπώς, δεν βρίσκουμε στοιχεία ότι, δεδομένων των μικρών χωρικών διαστάσεων του Σύμπαντος, θα υπήρχε αναγκαστικά ένα ορισμένο «χαμηλό ανώτατο όριο» πιθανής εντροπίας. Κατ' αρχήν, η συσσώρευση ύλης με τη μορφή μαύρων οπών και η συγχώνευση των ιδιομορφιών της «μαύρης τρύπας» σε ένα ενιαίο χάος είναι μια διαδικασία που είναι απολύτως συνεπής με τον δεύτερο νόμο και αυτή η τελική διαδικασία πρέπει να συνοδεύεται από μια κολοσσιαία αύξηση σε εντροπία. Η τελική κατάσταση του Σύμπαντος, «μικροσκοπική» με γεωμετρικά πρότυπα, μπορεί να έχει μια ασύλληπτη εντροπία, πολύ υψηλότερη από ό,τι στα σχετικά πρώιμα στάδια ενός τέτοιου καταρρέοντος κοσμολογικού μοντέλου, και η ίδια η χωρική μινιατούρα δεν θέτει «οροφή» για τη μέγιστη τιμή της εντροπίας, αν και ένα τέτοιο «ανώτατο όριο» (όταν αντιστρέφεται η ροή του χρόνου) θα μπορούσε απλώς να εξηγήσει γιατί η εντροπία ήταν εξαιρετικά χαμηλή κατά τη διάρκεια της Μεγάλης Έκρηξης. Στην πραγματικότητα, μια τέτοια εικόνα (Εικ. 3.14 α, β), που γενικά αντιπροσωπεύει την κατάρρευση του Σύμπαντος, προτείνει μια λύση στο παράδοξο: γιατί κατά τη Μεγάλη Έκρηξη υπήρχε εξαιρετικά χαμηλή εντροπία σε σύγκριση με ό,τι θα μπορούσε να ήταν, παρά το γεγονός ότι η έκρηξη ήταν θερμή (και μια τέτοια κατάσταση θα έπρεπε να έχει μέγιστη εντροπία). Η απάντηση είναι ότι η εντροπία μπορεί να αυξηθεί ριζικά εάν επιτρέπονται μεγάλες αποκλίσεις από τη χωρική ομοιομορφία και η μεγαλύτερη αύξηση αυτού του είδους σχετίζεται με ανωμαλίες που οφείλονται ακριβώς στην εμφάνιση μαύρων οπών. Κατά συνέπεια, ένα χωρικά ομοιογενές Big Bang θα μπορούσε πράγματι να έχει, σχετικά μιλώντας, απίστευτα χαμηλή εντροπία, παρά το γεγονός ότι το περιεχόμενό του ήταν απίστευτα ζεστό.
Ένα από τα πιο συναρπαστικά αποδεικτικά στοιχεία ότι η Μεγάλη Έκρηξη ήταν πράγματι αρκετά χωρικά ομοιογενής, συμβατή με τη γεωμετρία του μοντέλου FLRU (αλλά δεν συνάδει με την πολύ πιο γενική περίπτωση μιας διαταραγμένης ιδιομορφίας που απεικονίζεται στην Εικ. 3.14γ), και πάλι από το RI, αλλά αυτή τη φορά με τη γωνιακή του ομοιογένεια παρά τη θερμοδυναμική του φύση. Αυτή η ομοιογένεια εκδηλώνεται στο γεγονός ότι η θερμοκρασία του RI είναι πρακτικά η ίδια σε οποιοδήποτε σημείο του ουρανού και οι αποκλίσεις από την ομοιογένεια δεν είναι περισσότερες από 10–5 (προσαρμοσμένες για το μικρό φαινόμενο Doppler που σχετίζεται με την κίνησή μας μέσω της περιβάλλουσας ύλης ). Επιπλέον, υπάρχει σχεδόν καθολική ομοιομορφία στην κατανομή των γαλαξιών και της άλλης ύλης. Έτσι, η κατανομή των βαρυονίων (βλ. Ενότητα 1.3) σε αρκετά μεγάλες κλίμακες χαρακτηρίζεται από σημαντική ομοιογένεια, αν και υπάρχουν αξιοσημείωτες ανωμαλίες, ιδίως τα λεγόμενα κενά, όπου η πυκνότητα της ορατής ύλης είναι ριζικά χαμηλότερη από τον μέσο όρο. Σε γενικές γραμμές, μπορεί να υποστηριχθεί ότι η ομοιογένεια είναι μεγαλύτερη όσο πιο μακριά κοιτάζουμε στο παρελθόν του Σύμπαντος και το RI είναι η παλαιότερη απόδειξη της κατανομής της ύλης που μπορούμε να παρατηρήσουμε άμεσα.
Αυτή η εικόνα συνάδει με την άποψη ότι στα πρώτα στάδια της ανάπτυξής του το Σύμπαν ήταν πράγματι εξαιρετικά ομοιογενές, αλλά με ελαφρώς ακανόνιστες πυκνότητες. Με την πάροδο του χρόνου (και υπό την επίδραση διαφόρων ειδών «τριβής» - διεργασιών που επιβραδύνουν τις σχετικές κινήσεις), αυτές οι ανωμαλίες πυκνότητας εντάθηκαν υπό την επίδραση της βαρύτητας, κάτι που συνάδει με την ιδέα της σταδιακής συσσώρευσης της ύλης. Με την πάροδο του χρόνου, η συσσώρευση αυξάνεται, με αποτέλεσμα το σχηματισμό αστεριών. ομαδοποιούνται σε γαλαξίες, καθένας από τους οποίους αναπτύσσει μια τεράστια μαύρη τρύπα στο κέντρο. Τελικά, αυτή η συσσώρευση οφείλεται στην αναπόφευκτη επίδραση της βαρύτητας. Τέτοιες διεργασίες συνδέονται πράγματι με μια ισχυρή αύξηση της εντροπίας και αποδεικνύουν ότι, λαμβάνοντας υπόψη τη βαρύτητα, αυτή η αρχέγονη λαμπερή μπάλα, από την οποία μόνο το RI παραμένει σήμερα, θα μπορούσε να έχει πολύ από τη μέγιστη εντροπία. Η θερμική φύση αυτής της μπάλας, όπως αποδεικνύεται από το φάσμα Planck που φαίνεται στο Σχ. 3.13, λέει μόνο αυτό: αν θεωρήσουμε το Σύμπαν (στην εποχή της τελευταίας σκέδασης) απλώς ως ένα σύστημα που αποτελείται από ύλη και ενέργεια που αλληλεπιδρούν μεταξύ τους, τότε μπορούμε να υποθέσουμε ότι ήταν στην πραγματικότητα σε θερμοδυναμική ισορροπία. Ωστόσο, αν λάβουμε υπόψη και τις βαρυτικές επιρροές, η εικόνα αλλάζει δραματικά.
Αν φανταστούμε, για παράδειγμα, ένα αέριο σε ένα σφραγισμένο δοχείο, τότε είναι φυσικό να υποθέσουμε ότι θα φτάσει στη μέγιστη εντροπία του σε αυτή τη μακροσκοπική κατάσταση όταν είναι ομοιόμορφα κατανεμημένο σε όλο το δοχείο (Εικ. 3.15 α). Από αυτή την άποψη, θα μοιάζει με μια καυτή μπάλα που παρήγαγε RI, η οποία κατανέμεται ομοιόμορφα στον ουρανό. Ωστόσο, εάν αντικαταστήσετε τα μόρια αερίου με ένα τεράστιο σύστημα σωμάτων που συνδέονται μεταξύ τους με τη βαρύτητα, για παράδειγμα, μεμονωμένα αστέρια, θα έχετε μια εντελώς διαφορετική εικόνα (Εικ. 3.15 β). Λόγω των βαρυτικών φαινομένων, τα αστέρια θα κατανεμηθούν άνισα, με τη μορφή σμήνων. Τελικά, η μεγαλύτερη εντροπία θα επιτευχθεί όταν πολλά αστέρια καταρρεύσουν ή συγχωνευθούν σε μαύρες τρύπες. Αν και αυτή η διαδικασία μπορεί να διαρκέσει πολύ (αν και θα διευκολυνθεί από την τριβή λόγω της παρουσίας διαστρικού αερίου), θα δούμε ότι τελικά, όταν κυριαρχεί η βαρύτητα, η εντροπία είναι μεγαλύτερη, τόσο λιγότερο ομοιόμορφα κατανέμεται η ύλη στο σύστημα .
Τέτοιες επιδράσεις μπορούν να εντοπιστούν ακόμη και στο επίπεδο της καθημερινής εμπειρίας. Θα μπορούσε να αναρωτηθεί κανείς: ποιος είναι ο ρόλος του Δεύτερου Νόμου στη διατήρηση της ζωής στη Γη; Μπορείτε συχνά να ακούσετε ότι ζούμε σε αυτόν τον πλανήτη χάρη στην ενέργεια που λαμβάνεται από τον Ήλιο. Αλλά αυτό δεν είναι μια απολύτως αληθής δήλωση αν λάβουμε υπόψη τη Γη στο σύνολό της, αφού σχεδόν όλη η ενέργεια που λαμβάνει η Γη κατά τη διάρκεια της ημέρας σύντομα εξατμίζεται ξανά στο διάστημα, στον σκοτεινό νυχτερινό ουρανό. (Φυσικά, η ακριβής ισορροπία θα προσαρμοστεί ελαφρώς από παράγοντες όπως η υπερθέρμανση του πλανήτη και η θέρμανση του πλανήτη λόγω ραδιενεργής αποσύνθεσης.) Διαφορετικά, η Γη απλά θα γινόταν όλο και πιο ζεστή και θα γινόταν ακατοίκητη μέσα σε λίγες μέρες! Ωστόσο, τα φωτόνια που λαμβάνονται απευθείας από τον Ήλιο έχουν σχετικά υψηλή συχνότητα (συγκεντρώνονται στο κίτρινο τμήμα του φάσματος) και η Γη εκπέμπει φωτόνια πολύ χαμηλότερης συχνότητας στο υπέρυθρο φάσμα στο διάστημα. Σύμφωνα με τον τύπο του Planck (E = hν, βλέπε ενότητα 2.2), καθένα από τα φωτόνια που φθάνουν από τον Ήλιο ξεχωριστά έχει πολύ μεγαλύτερη ενέργεια από τα φωτόνια που εκπέμπονται στο διάστημα, επομένως, για να επιτευχθεί ισορροπία, πρέπει να φύγουν από τη Γη πολλά περισσότερα φωτόνια παρά να φτάσουν ( βλέπε Εικ. 3.16). Εάν φτάσουν λιγότερα φωτόνια, τότε η εισερχόμενη ενέργεια θα έχει λιγότερους βαθμούς ελευθερίας και η εξερχόμενη ενέργεια θα έχει περισσότερους, και επομένως, σύμφωνα με τον τύπο του Boltzmann (S = k log V), τα εισερχόμενα φωτόνια θα έχουν πολύ λιγότερη εντροπία από τα εξερχόμενα . Χρησιμοποιούμε την ενέργεια χαμηλής εντροπίας που περιέχεται στα φυτά για να μειώσουμε τη δική μας εντροπία: τρώμε φυτά ή φυτοφάγα ζώα. Έτσι επιβιώνει και ευδοκιμεί η ζωή στη Γη. (Προφανώς, αυτές οι σκέψεις διατυπώθηκαν για πρώτη φορά με σαφήνεια από τον Erwin Schrödinger το 1967, όταν έγραψε το επαναστατικό βιβλίο του Life as It Is [Schrödinger, 2012]).
Το πιο σημαντικό γεγονός για αυτήν την ισορροπία χαμηλής εντροπίας είναι το εξής: Ο Ήλιος είναι ένα καυτό σημείο σε έναν εντελώς σκοτεινό ουρανό. Πώς όμως προέκυψαν τέτοιες συνθήκες; Πολλές πολύπλοκες διεργασίες έπαιξαν ρόλο, συμπεριλαμβανομένων εκείνων που σχετίζονται με θερμοπυρηνικές αντιδράσεις κ.λπ., αλλά το πιο σημαντικό είναι ότι ο Ήλιος υπάρχει καθόλου. Και προέκυψε επειδή η ηλιακή ύλη (όπως η ύλη που σχηματίζει άλλα αστέρια) αναπτύχθηκε μέσω μιας διαδικασίας βαρυτικής συσσώρευσης, και όλα ξεκίνησαν με μια σχετικά ομοιόμορφη κατανομή αερίου και σκοτεινής ύλης.
Εδώ πρέπει να αναφέρουμε μια μυστηριώδη ουσία που ονομάζεται σκοτεινή ύλη, η οποία προφανώς αποτελεί το 85% του υλικού (μη Λ) περιεχομένου του Σύμπαντος, αλλά ανιχνεύεται μόνο με βαρυτική αλληλεπίδραση και η σύστασή της είναι άγνωστη. Σήμερα απλώς λαμβάνουμε υπόψη αυτό το θέμα κατά την εκτίμηση της συνολικής μάζας, η οποία χρειάζεται κατά τον υπολογισμό ορισμένων αριθμητικών μεγεθών (βλ. ενότητες 3.6, 3.7, 3.9 και για το ποιος σημαντικότερος θεωρητικός ρόλος μπορεί να παίξει η σκοτεινή ύλη, βλέπε ενότητα 4.3). Ανεξάρτητα από το ζήτημα της σκοτεινής ύλης, βλέπουμε πόσο σημαντική έχει αποδειχθεί για τη ζωή μας η φύση χαμηλής εντροπίας της αρχικής ομοιόμορφης κατανομής της ύλης. Η ύπαρξή μας, όπως την καταλαβαίνουμε, εξαρτάται από το βαρυτικό απόθεμα χαμηλής εντροπίας που είναι χαρακτηριστικό της αρχικής ομοιόμορφης κατανομής της ύλης.
Εδώ φτάνουμε σε μια αξιοσημείωτη —στην πραγματικότητα, φανταστική— πτυχή της Μεγάλης Έκρηξης. Το μυστήριο δεν βρίσκεται μόνο στο πώς συνέβη, αλλά και στο γεγονός ότι ήταν ένα γεγονός εξαιρετικά χαμηλής εντροπίας. Επιπλέον, αυτό που είναι αξιοσημείωτο δεν είναι τόσο αυτή η περίσταση όσο το γεγονός ότι η εντροπία ήταν χαμηλή μόνο από μια συγκεκριμένη άποψη, δηλαδή: οι βαρυτικοί βαθμοί ελευθερίας ήταν, για κάποιο λόγο, πλήρως κατεσταλμένοι. Αυτό έρχεται σε έντονη αντίθεση με τους βαθμούς ελευθερίας της ύλης και της (ηλεκτρομαγνητικής) ακτινοβολίας, αφού φαινόταν να διεγείρονται στο μέγιστο σε μια καυτή κατάσταση με μέγιστη εντροπία. Κατά τη γνώμη μου, αυτό είναι ίσως το βαθύτερο κοσμολογικό μυστήριο, και για κάποιο λόγο παραμένει ακόμα υποτιμημένο!
Είναι απαραίτητο να σταθούμε λεπτομερέστερα στο πόσο ιδιαίτερη ήταν η κατάσταση του Big Bang και ποια εντροπία μπορεί να προκύψει στη διαδικασία της βαρυτικής συσσώρευσης. Κατά συνέπεια, πρέπει πρώτα να συνειδητοποιήσετε ποια απίστευτη εντροπία είναι στην πραγματικότητα εγγενής σε μια μαύρη τρύπα (βλ. Εικ. 3.15 β). Θα συζητήσουμε αυτό το θέμα στην ενότητα 3.6. Αλλά προς το παρόν, ας στραφούμε σε ένα άλλο πρόβλημα που σχετίζεται με την εξής, αρκετά πιθανή πιθανότητα: τελικά, το Σύμπαν μπορεί στην πραγματικότητα να αποδειχθεί χωρικά άπειρο (όπως στην περίπτωση των μοντέλων FLRU με K 0, βλέπε ενότητα 3.1) ή τουλάχιστον το μεγαλύτερο μέρος του Σύμπαντος μπορεί να μην είναι άμεσα παρατηρήσιμο. Αντίστοιχα, προσεγγίζουμε το πρόβλημα των κοσμολογικών οριζόντων, το οποίο θα συζητήσουμε στην επόμενη ενότητα.
» Περισσότερες λεπτομέρειες για το βιβλίο μπορείτε να βρείτε στη διεύθυνση
»
»
Για Khabrozhiteley 25% έκπτωση με χρήση κουπονιού - Νέα Επιστήμη
Με την πληρωμή της έντυπης έκδοσης του βιβλίου, θα αποσταλεί ηλεκτρονικό βιβλίο με e-mail.
Πηγή: www.habr.com