¡Hola residentes de Khabro! ¿Es posible hablar de moda, fe o fantasía en la ciencia fundamental?
Al universo no le interesa la moda humana. La ciencia no puede interpretarse como fe, porque los postulados científicos están constantemente sujetos a estrictas pruebas experimentales y se descartan tan pronto como el dogma comienza a entrar en conflicto con la realidad objetiva. Y la fantasía generalmente descuida tanto los hechos como la lógica. Sin embargo, el gran Roger Penrose no quiere rechazar completamente estos fenómenos, porque la moda científica puede ser el motor del progreso, la fe aparece cuando una teoría es confirmada por experimentos reales, y sin un vuelo de fantasía no se pueden comprender todas las rarezas de nuestra historia. Universo.
En el capítulo “Moda” aprenderás sobre la teoría de cuerdas, la teoría más de moda de las últimas décadas. “Faith” está dedicada a los principios en los que se basa la mecánica cuántica. Y la “Fantasía” se refiere nada menos que a las teorías sobre el origen del Universo que conocemos.
3.4. Paradoja del Big Bang
Planteemos primero la cuestión de las observaciones. ¿Qué evidencia directa existe de que todo el Universo observable alguna vez estuvo en un estado extremadamente comprimido e increíblemente caliente que sería consistente con la imagen del Big Bang presentada en la Sección 3.1? La evidencia más convincente es la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB), a veces llamada big bang. La radiación CMB es ligera, pero con una longitud de onda muy larga, por lo que es completamente imposible verla con los ojos. Esta luz se derrama sobre nosotros desde todos lados de manera extremadamente uniforme (pero en su mayor parte de manera incoherente). Representa la radiación térmica con una temperatura de ~2,725 K, es decir, más de dos grados por encima del cero absoluto. Se cree que el “destello” observado se originó en un Universo increíblemente caliente (~3000 K en ese momento) aproximadamente 379 años después del Big Bang, durante la era de la última dispersión, cuando el Universo se volvió transparente a la radiación electromagnética (aunque Esto no sucedió en absoluto durante el Big Bang (explosión; este evento ocurre en el primer 000/1 de la edad total del Universo, desde el Big Bang hasta nuestros días). Desde la última era de dispersión, la longitud de estas ondas de luz ha aumentado aproximadamente tanto como el propio Universo se ha expandido (en un factor de aproximadamente 40), de modo que la densidad de energía ha disminuido de manera igualmente radical. Por lo tanto, la temperatura observada del RI es de sólo 000 K.
El hecho de que esta radiación sea esencialmente incoherente (es decir, térmica) se confirma de manera impresionante por la naturaleza misma de su espectro de frecuencia, como se muestra en la Fig. 3.13. La intensidad de la radiación en cada frecuencia específica se representa verticalmente en el gráfico y la frecuencia aumenta de izquierda a derecha. La curva continua corresponde al espectro de cuerpo negro de Planck analizado en la Sección 2.2 para una temperatura de 2,725 K. Los puntos de la curva son datos de observaciones específicas para las cuales se proporcionan barras de error. Al mismo tiempo, las barras de error aumentan 500 veces, ya que de lo contrario sería simplemente imposible considerar, incluso a la derecha, donde los errores alcanzan su máximo. La concordancia entre la curva teórica y los resultados observacionales es simplemente notable: quizás la mejor concordancia con el espectro térmico encontrada en la naturaleza.
Sin embargo, ¿qué indica esta coincidencia? El hecho de que estamos considerando un estado que, aparentemente, estaba muy cerca del equilibrio termodinámico (por eso se utilizó antes el término incoherente). Pero, ¿qué conclusión se desprende del hecho de que el Universo recién creado estaba muy cerca del equilibrio termodinámico? Volvamos a la figura. 3.12 del apartado 3.3. La región de grano grueso más extensa será (por definición) mucho más grande que cualquier otra región similar y, por lo general, será tan grande en relación con las demás que las eclipsará enormemente a todas. El equilibrio termodinámico corresponde a un estado macroscópico al que, se debe suponer, tarde o temprano llegará cualquier sistema. A veces se le llama la muerte térmica del Universo, pero en este caso, curiosamente, deberíamos hablar del nacimiento térmico del Universo. La situación se complica por el hecho de que el Universo recién nacido se estaba expandiendo rápidamente, por lo que el estado que estamos considerando es en realidad de desequilibrio. Sin embargo, la expansión en este caso puede considerarse esencialmente adiabática; este punto fue plenamente apreciado por Tolman en 1934 [Tolman, 1934]. Esto significa que el valor de entropía no cambió durante la expansión. (Una situación similar a esta, cuando el equilibrio termodinámico se mantiene debido a la expansión adiabática, se puede describir en el espacio de fase como un conjunto de regiones de igual volumen con una partición de grano grueso, que se diferencian entre sí solo en volúmenes específicos del Universo. Podemos suponer que este estado primario se caracterizó por una entropía máxima (¡a pesar de la expansión!).
Al parecer, nos encontramos ante una paradoja excepcional. Según los argumentos presentados en la Sección 3.3, la Segunda Ley requiere (y, en principio, se explica por) que el Big Bang sea un estado macroscópico con una entropía extremadamente baja. Sin embargo, las observaciones del CMB parecen indicar que el estado macroscópico del Big Bang se caracterizó por una entropía colosal, quizás incluso la máxima posible. ¿En qué nos equivocamos tan gravemente?
Aquí hay una explicación común para esta paradoja: se supone que, dado que el Universo recién nacido era muy “pequeño”, podría haber algún límite para la entropía máxima, y el estado de equilibrio termodinámico, que aparentemente se mantenía en ese momento, era simplemente un nivel límite de entropía posible en ese momento. Sin embargo, esta es la respuesta incorrecta. Una imagen así podría corresponder a una situación completamente diferente, en la que el tamaño del Universo dependería de alguna restricción externa, como en el caso de un gas contenido en un cilindro con un pistón sellado. En este caso, la presión del pistón la proporciona algún mecanismo externo, que está equipado con una fuente (o salida) externa de energía. Pero esta situación no se aplica al Universo en su conjunto, cuya geometría y energía, así como su “tamaño global”, están determinados únicamente por la estructura interna y se rigen por las ecuaciones dinámicas de la teoría general de la relatividad de Einstein (incluidas las ecuaciones que describen el estado de la materia; ver secciones 3.1 y 3.2). En tales condiciones (cuando las ecuaciones son completamente deterministas e invariantes con respecto a la dirección del tiempo; consulte la sección 3.3), el volumen total del espacio de fase no puede cambiar con el tiempo. ¡Se supone que el espacio de fases P en sí no debería “evolucionar”! Toda evolución se describe simplemente por la ubicación de la curva C en el espacio P y en este caso representa la evolución completa del Universo (ver sección 3.3).
Quizás el problema se aclare más si consideramos las últimas etapas del colapso del Universo, cuando se acerca el Gran Crash. Recuerde el modelo de Friedman para K > 0, Λ = 0, que se muestra en la Fig. 3.2a en la sección 3.1. Ahora creemos que las perturbaciones en este modelo surgen de la distribución irregular de la materia, y en algunas partes ya se han producido colapsos locales, dejando agujeros negros en su lugar. Entonces debemos suponer que después de esto algunos agujeros negros se fusionarán entre sí y que el colapso en una singularidad final resultará ser un proceso extremadamente complejo, que no tendrá casi nada en común con el Big Crash estrictamente simétrico del idealmente esférico simétrico Friedmann. modelo presentado en la Fig. 3.6a. Por el contrario, en términos cualitativos, la situación de colapso recordará mucho más el colosal desastre que se muestra en la Fig. 3.14a; la singularidad resultante que surge en este caso puede, hasta cierto punto, ser consistente con la hipótesis BCLM mencionada al final de la sección 3.2. El estado de colapso final tendrá una entropía inimaginable, aunque el Universo se reducirá a un tamaño diminuto. Aunque este modelo particular de Friedmann en colapso (espacialmente cerrado) no se considera actualmente una representación plausible de nuestro propio Universo, las mismas consideraciones se aplican a otros modelos de Friedmann, con o sin una constante cosmológica. La versión colapsante de cualquier modelo de este tipo, que experimenta perturbaciones similares debido a la distribución desigual de la materia, debería volver a convertirse en un caos que lo consume todo, una singularidad como un agujero negro (Fig. 3.14 b). Al invertir el tiempo en cada uno de estos estados, alcanzaremos una posible singularidad inicial (potencial Big Bang), que tiene, en consecuencia, una entropía colosal, lo que contradice la suposición aquí hecha sobre el "techo" de la entropía (Fig. 3.14 c).
Aquí debo pasar a posibilidades alternativas que a veces también se consideran. Algunos teóricos sugieren que la segunda ley debe de alguna manera revertirse en tales modelos de colapso, de modo que la entropía total del universo se vuelva progresivamente más pequeña (después de la expansión máxima) a medida que se acerca el Gran Caída. Sin embargo, una imagen así es especialmente difícil de imaginar en presencia de agujeros negros que, una vez formados, comenzarán a trabajar para aumentar la entropía (que está asociada con la asimetría temporal en la ubicación de los conos cero cerca del horizonte de sucesos). ver figura 3.9). Esto continuará en un futuro lejano, al menos hasta que los agujeros negros se evaporen bajo la influencia del mecanismo de Hawking (ver secciones 3.7 y 4.3). En cualquier caso, esta posibilidad no invalida los argumentos aquí presentados. Hay otro problema importante asociado con modelos de colapso tan complejos y en el que los propios lectores pueden haber pensado: las singularidades de los agujeros negros pueden no surgir simultáneamente, por lo que cuando inviertamos el tiempo, no tendremos un Big Bang. lo cual sucede “todo y en seguida”. Sin embargo, ésta es precisamente una de las propiedades de la hipótesis (aún no probada, pero convincente) de una fuerte censura cósmica [Penrose, 1998a; PkR, sección 28.8], según el cual, en el caso general, tal singularidad será espacial (sección 1.7) y, por lo tanto, puede considerarse un evento único. Además, independientemente de la cuestión de la validez de la propia hipótesis de la fuerte censura cósmica, se conocen muchas soluciones que satisfacen esta condición, y todas esas opciones (cuando se amplíen) tendrán valores de entropía relativamente altos. Esto reduce en gran medida las preocupaciones sobre la validez de nuestros hallazgos.
En consecuencia, no encontramos evidencia de que, dadas las pequeñas dimensiones espaciales del Universo, necesariamente haya un cierto “techo bajo” de posible entropía. En principio, la acumulación de materia en forma de agujeros negros y la fusión de singularidades de “agujeros negros” en un único caos singular es un proceso perfectamente coherente con la segunda ley, y este proceso final debe ir acompañado de un aumento colosal. en entropía. El estado final del Universo, "pequeño" según los estándares geométricos, puede tener una entropía inimaginable, mucho más alta que en las etapas relativamente tempranas de tal modelo cosmológico en colapso, y la miniatura espacial en sí misma no establece un "techo" para el valor máximo. de entropía, aunque tal "techo" (al invertir el flujo del tiempo) podría explicar por qué la entropía era extremadamente baja durante el Big Bang. De hecho, tal imagen (Fig. 3.14 a, b), que generalmente representa el colapso del Universo, sugiere una solución a la paradoja: ¿por qué durante el Big Bang hubo una entropía excepcionalmente baja en comparación con lo que podría haber sido, a pesar de la hecho de que la explosión fue caliente (y tal estado debería tener la máxima entropía). La respuesta es que la entropía puede aumentar radicalmente si se permiten grandes desviaciones de la uniformidad espacial, y el mayor aumento de este tipo está asociado a irregularidades debidas precisamente a la aparición de agujeros negros. En consecuencia, un Big Bang espacialmente homogéneo podría tener, en términos relativos, una entropía increíblemente baja, a pesar de que su contenido fuera increíblemente caliente.
Una de las pruebas más convincentes de que el Big Bang fue de hecho bastante homogéneo espacialmente, consistente con la geometría del modelo FLRU (pero no consistente con el caso mucho más general de una singularidad desordenada ilustrada en la figura 3.14c), viene nuevamente de RI, pero esta vez con su homogeneidad angular en lugar de su naturaleza termodinámica. Esta homogeneidad se manifiesta en el hecho de que la temperatura del RI es prácticamente la misma en cualquier punto del cielo, y las desviaciones de la homogeneidad no superan los 10–5 (ajustados por el pequeño efecto Doppler asociado con nuestro movimiento a través de la materia circundante). ). Además, existe una uniformidad casi universal en la distribución de galaxias y otra materia; Así, la distribución de los bariones (ver Sección 1.3) a escalas bastante grandes se caracteriza por una homogeneidad significativa, aunque existen anomalías notables, en particular los llamados vacíos, donde la densidad de la materia visible es radicalmente menor que el promedio. En general, se puede argumentar que la homogeneidad es mayor cuanto más nos adentramos en el pasado del Universo, y RI es la evidencia más antigua de la distribución de la materia que podemos observar directamente.
Esta imagen es consistente con la opinión de que en las primeras etapas de su desarrollo el Universo era realmente extremadamente homogéneo, pero con densidades ligeramente irregulares. Con el tiempo (y bajo la influencia de diversos tipos de "fricción", procesos que ralentizan los movimientos relativos), estas irregularidades de densidad se intensificaron bajo la influencia de la gravedad, lo que es coherente con la idea de una acumulación gradual de materia. Con el tiempo, la agrupación aumenta, lo que da lugar a la formación de estrellas; se agrupan en galaxias, cada una de las cuales desarrolla un agujero negro masivo en el centro. En última instancia, esta acumulación se debe al inevitable efecto de la gravedad. De hecho, estos procesos están asociados con un fuerte aumento de la entropía y demuestran que, teniendo en cuenta la gravedad, esa bola brillante primordial, de la que hoy sólo queda RI, podría tener una entropía muy lejos del máximo. La naturaleza térmica de esta bola, como lo demuestra el espectro de Planck que se muestra en la Fig. 3.13, dice sólo esto: si consideramos el Universo (en la era de la última dispersión) simplemente como un sistema formado por materia y energía que interactúan entre sí, entonces podemos suponer que en realidad estaba en equilibrio termodinámico. Sin embargo, si también tenemos en cuenta las influencias gravitacionales, el panorama cambia drásticamente.
Si imaginamos, por ejemplo, un gas en un recipiente sellado, entonces es natural suponer que alcanzará su entropía máxima en ese estado macroscópico cuando se distribuya uniformemente por todo el recipiente (figura 3.15 a). En este sentido, se parecerá a una bola caliente que generó RI, que se distribuye uniformemente por el cielo. Sin embargo, si reemplazamos las moléculas de gas con un vasto sistema de cuerpos conectados entre sí por la gravedad, por ejemplo, estrellas individuales, obtenemos una imagen completamente diferente (Fig. 3.15 b). Debido a los efectos gravitacionales, las estrellas se distribuirán de manera desigual, en forma de cúmulos. En última instancia, la mayor entropía se alcanzará cuando numerosas estrellas colapsen o se fusionen en agujeros negros. Aunque este proceso puede llevar mucho tiempo (aunque se verá facilitado por la fricción debido a la presencia de gas interestelar), veremos que al final, cuando domina la gravedad, la entropía es mayor cuanto menos uniformemente está distribuida la materia en el sistema. .
Estos efectos pueden rastrearse incluso en el nivel de la experiencia cotidiana. Cabría preguntarse: ¿cuál es el papel de la Segunda Ley en el mantenimiento de la vida en la Tierra? A menudo se puede escuchar que vivimos en este planeta gracias a la energía que recibimos del Sol. Pero esto no es del todo cierto si consideramos la Tierra en su conjunto, ya que casi toda la energía que recibe la Tierra durante el día pronto se evapora nuevamente en el espacio, en el oscuro cielo nocturno. (Por supuesto, el equilibrio exacto se verá ligeramente ajustado por factores como el calentamiento global y el calentamiento del planeta debido a la desintegración radiactiva). De lo contrario, la Tierra simplemente se calentaría cada vez más y se volvería inhabitable en unos pocos días. Sin embargo, los fotones recibidos directamente del Sol tienen una frecuencia relativamente alta (se concentran en la parte amarilla del espectro) y la Tierra emite al espacio fotones de frecuencia mucho más baja en el espectro infrarrojo. Según la fórmula de Planck (E = hν, ver apartado 2.2), cada uno de los fotones que llegan del Sol individualmente tiene una energía mucho mayor que los fotones emitidos al espacio, por lo que, para lograr el equilibrio, deben salir de la Tierra muchos más fotones de los que llegan ( ver figura 3.16). Si llegan menos fotones, entonces la energía entrante tendrá menos grados de libertad y la energía saliente tendrá más, y por tanto, según la fórmula de Boltzmann (S = k log V), los fotones entrantes tendrán mucha menos entropía que los salientes. . Utilizamos la energía de baja entropía contenida en las plantas para reducir nuestra propia entropía: comemos plantas o herbívoros. Así es como la vida en la Tierra sobrevive y prospera. (Aparentemente, estos pensamientos fueron formulados claramente por primera vez por Erwin Schrödinger en 1967, cuando escribió su revolucionario libro La vida tal como es [Schrödinger, 2012]).
El hecho más importante acerca de este equilibrio de baja entropía es el siguiente: el Sol es un punto caliente en un cielo completamente oscuro. Pero ¿cómo surgieron tales condiciones? Influyeron muchos procesos complejos, incluidos los asociados con reacciones termonucleares, etc., pero lo más importante es que el Sol existe. Y surgió porque la materia solar (como la materia que forma otras estrellas) se desarrolló mediante un proceso de acumulación gravitacional, y todo comenzó con una distribución relativamente uniforme de gas y materia oscura.
Aquí debemos mencionar una sustancia misteriosa llamada materia oscura, que aparentemente constituye el 85% del contenido material (no Λ) del Universo, pero solo se detecta mediante interacción gravitacional y se desconoce su composición. Hoy en día simplemente tenemos en cuenta este asunto al estimar la masa total, que es necesaria para calcular algunas cantidades numéricas (ver secciones 3.6, 3.7, 3.9, y para conocer el papel teórico más importante que puede desempeñar la materia oscura, ver sección 4.3). Independientemente del problema de la materia oscura, vemos cuán importante ha demostrado ser para nuestras vidas la naturaleza de baja entropía de la distribución uniforme original de la materia. Nuestra existencia, tal como la entendemos, depende de la reserva gravitacional de baja entropía característica de la distribución uniforme inicial de la materia.
Aquí llegamos a un aspecto notable (de hecho, fantástico) del Big Bang. El misterio no sólo radica en cómo ocurrió, sino también en el hecho de que fue un evento de entropía extremadamente baja. Además, lo notable no es tanto esta circunstancia como el hecho de que la entropía era baja sólo en un aspecto específico, a saber: los grados de libertad gravitacionales estaban, por alguna razón, completamente suprimidos. Esto contrasta marcadamente con los grados de libertad de la materia y la radiación (electromagnética), ya que parecían excitarse al máximo en un estado caliente con máxima entropía. En mi opinión, este es quizás el misterio cosmológico más profundo y, por alguna razón, ¡aún sigue subestimado!
Es necesario detenerse con más detalle en cuán especial fue el estado del Big Bang y qué entropía puede surgir en el proceso de acumulación gravitacional. En consecuencia, primero es necesario darse cuenta de la increíble entropía que en realidad es inherente a un agujero negro (ver Fig. 3.15 b). Discutiremos este tema en la sección 3.6. Pero por ahora, pasemos a otro problema relacionado con la siguiente posibilidad bastante probable: después de todo, el Universo puede resultar espacialmente infinito (como en el caso de los modelos FLRU con K 0, ver sección 3.1) o al menos la mayor parte del Universo puede no ser directamente observable. En consecuencia, abordamos el problema de los horizontes cosmológicos, que discutiremos en la siguiente sección.
» Puede encontrar más detalles sobre el libro en
»
»
Para Khabrozhiteley 25% de descuento usando cupón - Nueva ciencia
Previo pago de la versión impresa del libro, se enviará por correo electrónico un libro electrónico.
Fuente: habr.com