Tere, Khabro elanikud! Kas fundamentaalteaduses saab rääkida moest, usust või fantaasiast?
Universum ei ole huvitatud inimmoest. Teadust ei saa tõlgendada usuna, sest teaduslikud postulaadid allutatakse pidevalt rangetele eksperimentaalsetele katsetele ja visatakse kõrvale niipea, kui dogma hakkab objektiivse reaalsusega vastuollu minema. Ja fantaasia jätab üldiselt tähelepanuta nii faktid kui loogika. Sellegipoolest ei taha suur Roger Penrose neid nähtusi täielikult tagasi lükata, sest teaduslik mood võib olla progressi mootoriks, usk ilmneb siis, kui teooriat kinnitavad tõelised katsed ja ilma fantaasialennuta ei saa aru kõigist meie veidrustest. Universum.
Peatükis “Mood” saate teada stringiteooriast, viimaste aastakümnete moodsaimast teooriast. “Usk” on pühendatud põhimõtetele, millel kvantmehaanika toetub. Ja “Fantaasia” ei puuduta midagi vähemat kui meile teadaolevaid teooriaid universumi tekke kohta.
3.4. Suure Paugu paradoks
Tõstatame kõigepealt vaatluste küsimuse. Millised otsesed tõendid on selle kohta, et kogu vaadeldav universum oli kunagi äärmiselt kokkusurutud ja uskumatult kuumas olekus, mis oleks kooskõlas jaotises 3.1 esitatud Suure Paugu pildiga? Kõige veenvam tõend on kosmiline mikrolaine taustkiirgus (CMB), mida mõnikord nimetatakse suureks pauguks. CMB kiirgus on kerge, kuid väga pika lainepikkusega, mistõttu on seda täiesti võimatu oma silmaga näha. See valgus kallab meile igalt poolt ülimalt ühtlaselt (aga enamasti ebajärjekindlalt). See esindab soojuskiirgust, mille temperatuur on ~2,725 K, st rohkem kui kaks kraadi üle absoluutse nulli. Täheldatud “sära” arvatakse olevat pärit uskumatult kuumast universumist (tol ajal ~3000 K) ligikaudu 379 000 aastat pärast Suurt Pauku – viimase hajumise ajastul, mil universum muutus esmakordselt elektromagnetkiirgusele läbipaistvaks (kuigi Suure Paugu ajal seda üldse ei juhtunud). plahvatus; see sündmus toimub Universumi koguvanuse esimesel 1/40 000-l – Suurest Paugust tänapäevani). Alates viimasest hajumise ajastust on nende valguslainete pikkus kasvanud ligikaudu sama palju kui Universum ise on paisunud (umbes 1100 korda), nii et energiatihedus on sama radikaalselt vähenenud. Seetõttu on CMB vaadeldav temperatuur ainult 2,725 K.
Asjaolu, et see kiirgus on sisuliselt ebajärjekindel (st termiline), kinnitab muljetavaldavalt selle sagedusspektri olemus, mis on näidatud joonisel fig. 3.13. Kiirguse intensiivsus igal konkreetsel sagedusel kantakse graafikule vertikaalselt ja sagedus suureneb vasakult paremale. Pidev kõver vastab punktis 2.2 kirjeldatud Plancki musta keha spektrile temperatuuril 2,725 K. Kõvera punktid on andmed konkreetsetest vaatlustest, mille jaoks on toodud vearibad. Samal ajal suurendatakse vearibasid 500 korda, kuna vastasel juhul poleks neid isegi paremal lihtsalt võimalik arvestada, kus vead saavutavad maksimumi. Kooskõla teoreetilise kõvera ja vaatlustulemuste vahel on lihtsalt tähelepanuväärne - võib-olla parim kooskõla looduses leiduva soojusspektriga.
Mida see kokkusattumus siiski näitab? Asjaolu, et me käsitleme olekut, mis ilmselt oli termodünaamilisele tasakaalule väga lähedal (sellepärast kasutati varem mõistet ebajärjekindel). Mis järeldus aga järeldub sellest, et vastloodud universum oli termodünaamilisele tasakaalule väga lähedal? Pöördume tagasi joonise fig. 3.12 punktist 3.3. Kõige ulatuslikum jämedateraline piirkond on (definitsiooni järgi) palju suurem kui ükski teine taoline piirkond ja on tavaliselt teistega võrreldes nii suur, et jätab need kõik tohutult kääbus! Termodünaamiline tasakaal vastab makroskoopilisele olekule, millesse arvatavasti jõuab varem või hiljem iga süsteem. Mõnikord nimetatakse seda universumi termiliseks surmaks, kuid sel juhul peaksime kummalisel kombel rääkima universumi termilisest sünnist. Olukorra teeb keeruliseks asjaolu, et vastsündinud universum laienes kiiresti, nii et olek, mida me kaalume, on tegelikult tasakaalutus. Sellegipoolest võib laienemist antud juhul pidada sisuliselt adiabaatiliseks – seda punkti hindas Tolman täielikult juba 1934. aastal [Tolman, 1934]. See tähendab, et entroopia väärtus laienemise ajal ei muutunud. (Sellele sarnast olukorda, kus adiabaatilise paisumise tõttu säilib termodünaamiline tasakaal, võib faasiruumis kirjeldada kui jämedateralise vaheseinaga võrdse mahuga piirkondade kogumit, mis erinevad üksteisest ainult Universumi teatud ruumalade poolest. Võime eeldada, et seda primaarset olekut iseloomustas maksimaalne entroopia – vaatamata laienemisele!).
Ilmselt seisame silmitsi erakordse paradoksiga. Punktis 3.3 esitatud argumentide kohaselt nõuab teine seadus (ja seda põhimõtteliselt seletatakse sellega), et Suur Pauk peab olema ülimadala entroopiaga makroskoopiline olek. Siiski näivad KMB vaatlused viitavat sellele, et Suure Paugu makroskoopilist olekut iseloomustas kolossaalne entroopia, võib-olla isegi maksimaalne võimalik. Kuhu me nii tõsiselt eksime?
Siin on üks levinud seletus sellele paradoksile: eeldatakse, et kuna vastsündinud universum oli väga "väike", võis maksimaalsel entroopial olla mingi piir ja termodünaamilise tasakaalu seisund, mis ilmselt sel ajal säilis, oli lihtsalt sel ajal võimalik piirtaseme entroopia. See on aga vale vastus. Selline pilt võiks vastata hoopis teistsugusele olukorrale, kus Universumi suurus sõltuks mingist välisest piirangust, nagu näiteks gaasi puhul, mis on suletud kolviga silindris. Sel juhul tagab kolvi surve mingi välise mehhanismi abil, mis on varustatud välise energiaallika (või väljalaskeavaga). Kuid see olukord ei kehti universumi kui terviku kohta, mille geomeetria ja energia, samuti selle "üldsuurus" on määratud ainult sisemise struktuuriga ja seda juhivad Einsteini üldrelatiivsusteooria dünaamilised võrrandid (sealhulgas aine olekut kirjeldavad võrrandid; vt jaotisi 3.1 ja 3.2). Sellistes tingimustes (kui võrrandid on aja suuna suhtes täiesti deterministlikud ja muutumatud – vt punkt 3.3) ei saa faasiruumi kogumaht ajas muutuda. Eeldatakse, et faasiruum P ise ei tohiks “areneda”! Kogu evolutsiooni kirjeldatakse lihtsalt kõvera C asukohaga ruumis P ja see kujutab antud juhul Universumi täielikku evolutsiooni (vt punkt 3.3).
Võib-olla saab probleem selgemaks, kui arvestada Universumi kokkuvarisemise hilisemaid etappe, mil see läheneb Suurele Krahhile. Tuletage meelde Friedmani mudelit K > 0, Λ = 0, mis on näidatud joonisel fig. 3.2 a punktis 3.1. Nüüd usume, et häired selles mudelis tulenevad aine ebakorrapärasest jaotumisest ning mõnel pool on lokaalsed varingud juba toimunud, jättes oma kohale mustad augud. Siis peaksime eeldama, et pärast seda ühinevad mõned mustad augud üksteisega ja kokkuvarisemine lõplikuks singulaarsuseks osutub äärmiselt keeruliseks protsessiks, millel pole peaaegu midagi ühist ideaalsfäärilise sümmeetrilise Friedmanni rangelt sümmeetrilise Suure Krahhiga. joonisel fig. 3.6 a. Vastupidi, kvalitatiivses mõttes meenutab kokkuvarisemise olukord palju rohkem joonisel fig. 3.14 a; sel juhul tekkiv singulaarsus võib teatud määral olla kooskõlas punkti 3.2 lõpus mainitud BCLM-i hüpoteesiga. Lõpliku kokkuvarisemise olekul on kujuteldamatu entroopia, kuigi universum kahaneb tagasi pisikeseks. Kuigi seda konkreetset (ruumiliselt suletud) uuesti kokkuvarisevat Friedmanni mudelit ei peeta praegu meie enda universumi usutavaks esituseks, kehtivad samad kaalutlused ka teiste Friedmanni mudelite kohta, kosmoloogilise konstandiga või ilma. Iga sellise mudeli kokkuvarisev versioon, mis kogeb sarnaseid häireid aine ebaühtlase jaotumise tõttu, peaks taas muutuma kõikehõlmavaks kaoseks, singulaarsuseks nagu must auk (joonis 3.14 b). Kõigis neis olekutes aega ümber pöörates jõuame võimaliku algse singulaarsuseni (potentsiaalne suur pauk), millel on vastavalt kolossaalne entroopia, mis on vastuolus siin tehtud oletusega entroopia “lae” kohta (joonis 3.14 c).
Siin pean edasi liikuma alternatiivsete võimaluste juurde, mida mõnikord samuti kaalutakse. Mõned teoreetikud viitavad sellele, et teine seadus peab sellistes kokkuvarisevates mudelites end kuidagi ümber pöörama, nii et universumi koguentroopia muutuks Suure Krahhi lähenedes järk-järgult väiksemaks (pärast maksimaalset paisumist). Sellist pilti on aga eriti raske ette kujutada mustade aukude juuresolekul, mis pärast nende tekkimist hakkavad ise tööle entroopia suurendamiseks (mis on seotud aja asümmeetriaga nullkoonuste asukohas sündmuste horisondi lähedal, vt joonis 3.9). See jätkub ka kauges tulevikus – vähemalt seni, kuni mustad augud Hawkingi mehhanismi mõjul aurustuvad (vt jaotised 3.7 ja 4.3). Igal juhul ei muuda see võimalus siin esitatud argumente kehtetuks. On veel üks oluline probleem, mis on seotud selliste keeruliste kokkuvarisevate mudelitega ja millele lugejad ise võisid mõelda: mustade aukude singulaarsused ei pruugi tekkida üldse üheaegselt, nii et kui me aega tagasi pöörame, ei saa me Suurt Pauku, mis juhtub "kõik ja kohe". Ent just see on tugeva kosmilise tsensuuri (veel tõestamata, kuid veenva) hüpoteesi üks omadusi [Penrose, 1998a; PkR, punkt 28.8], mille kohaselt on selline singulaarsus üldjuhul ruumitaoline (punkt 1.7) ja seetõttu võib seda pidada ühekordseks sündmuseks. Veelgi enam, sõltumata tugeva kosmilise tsensuuri hüpoteesi enda kehtivuse küsimusest, on teada palju lahendusi, mis vastavad sellele tingimusele, ja kõigil sellistel valikutel (laiendatud) on suhteliselt kõrged entroopia väärtused. See vähendab oluliselt muret meie leidude kehtivuse pärast.
Seetõttu ei leia me tõendeid selle kohta, et Universumi väikeseid ruumilisi mõõtmeid arvestades oleks võimaliku entroopia teatud "madal lagi". Põhimõtteliselt on aine kuhjumine mustade aukude kujul ja “mustade aukude” singulaarsuste liitmine üheks ainsuseks kaoseks protsess, mis on täiesti kooskõlas teise seadusega ja selle lõpliku protsessiga peab kaasnema kolossaalne suurenemine. entroopias. Universumi lõppseisundil, mis on geomeetriliste standardite järgi "pisike", võib olla kujuteldamatu entroopia, mis on palju suurem kui sellise kokkuvariseva kosmoloogilise mudeli suhteliselt varases staadiumis, ja ruumiline miniatuur ise ei sea maksimumväärtusele "lagi". entroopiast, kuigi selline "lagi" (aja voolu ümberpööramisel) võib lihtsalt selgitada, miks entroopia oli Suure Paugu ajal äärmiselt madal. Tegelikult pakub selline pilt (joonis 3.14 a, b), mis kujutab üldiselt Universumi kokkuvarisemist, lahendust paradoksile: miks oli Suure Paugu ajal erakordselt madal entroopia võrreldes sellega, mis oleks võinud olla, hoolimata asjaolu, et plahvatus oli kuum (ja sellisel olekul peaks olema maksimaalne entroopia). Vastus on, et entroopia võib radikaalselt suureneda, kui lubatakse suuri kõrvalekaldeid ruumilisest ühtlusest ning suurim sedalaadi kasv on seotud just mustade aukude tekkest tingitud ebakorrapärasustega. Järelikult võis ruumiliselt homogeensel Suurel Paugul olla suhteliselt madal entroopia, hoolimata asjaolust, et selle sisu oli uskumatult kuum.
Üks veenvamaid tõendeid selle kohta, et Suur Pauk oli tõepoolest ruumiliselt üsna homogeenne, mis oli kooskõlas FLRU mudeli geomeetriaga (kuid ei ole kooskõlas palju üldisema juhtumiga, mis on kujutatud joonisel 3.14c kujutatud korrastamata singulaarsusest), tuleb taas. RI-st, kuid seekord pigem selle nurga homogeensusega kui termodünaamilise olemusega. See homogeensus väljendub selles, et RI temperatuur on praktiliselt sama mis tahes punktis taevas ja hälbed homogeensusest ei ületa 10–5 (kohandatud väikese Doppleri efektiga, mis on seotud meie liikumisega läbi ümbritseva aine). ). Lisaks on galaktikate ja muu aine jaotuses peaaegu universaalne ühtlus; Seega iseloomustab barüonide jaotumist (vt punkt 1.3) küllaltki suurtes mastaapides märkimisväärne homogeensus, kuigi esineb märgatavaid kõrvalekaldeid, eelkõige nn tühimikud, kus nähtava aine tihedus on keskmisest radikaalselt madalam. Üldiselt võib väita, et homogeensus on seda suurem, mida kaugemale universumi minevikku vaatame, ja RI on vanim tõend aine jaotumise kohta, mida me saame vahetult jälgida.
See pilt on kooskõlas seisukohaga, et oma arengu algfaasis oli Universum tõepoolest äärmiselt homogeenne, kuid veidi ebakorrapärase tihedusega. Aja jooksul (ja erinevate "hõõrdumise" mõjul - suhtelist liikumist aeglustavate protsesside mõjul) tugevnesid need tiheduse ebakorrapärasused raskusjõu mõjul, mis on kooskõlas aine järkjärgulise kokkukleepumise ideega. Aja jooksul kleepumine suureneb, mille tulemusena tekivad tähed; nad rühmituvad galaktikateks, millest igaühe keskele tekib massiivne must auk. Lõppkokkuvõttes on see kokkukleepumise põhjuseks gravitatsiooni vältimatu mõju. Sellised protsessid on tõepoolest seotud entroopia tugeva suurenemisega ja näitavad, et gravitatsiooni arvesse võttes võib sellel ürgsel helkival kuulil, millest täna on alles vaid RI, olla kaugeltki maksimaalne entroopia. Selle palli termiline olemus, mida tõendab joonisel fig 3.13 näidatud Plancki spekter. XNUMX, ütleb ainult seda: kui vaadelda Universumit (viimase hajumise ajastul) lihtsalt süsteemina, mis koosneb ainest ja energiast, mis vastastikku interakteeruvad, siis võime eeldada, et see oli tegelikult termodünaamilises tasakaalus. Kui aga võtta arvesse ka gravitatsioonimõjusid, muutub pilt dramaatiliselt.
Kui kujutame ette näiteks gaasi suletud anumas, siis on loomulik eeldada, et see saavutab maksimaalse entroopia selles makroskoopilises olekus, kui see on kogu mahutis ühtlaselt jaotunud (joonis 3.15 a). Selles suhtes sarnaneb see kuuma palliga, mis tekitas RI, mis on ühtlaselt jaotunud üle taeva. Kui aga asendada gaasimolekulid tohutu kehade süsteemiga, mis on omavahel gravitatsiooni abil ühendatud, näiteks üksikute tähtedega, saate hoopis teistsuguse pildi (joonis 3.15 b). Gravitatsioonimõjude tõttu jaotuvad tähed ebaühtlaselt, parvede kujul. Lõppkokkuvõttes saavutatakse suurim entroopia, kui arvukad tähed kukuvad kokku või ühinevad mustadeks aukudeks. Kuigi see protsess võib võtta kaua aega (kuigi seda soodustab tähtedevahelise gaasi olemasolust tingitud hõõrdumine), näeme lõppkokkuvõttes, et kui gravitatsioon domineerib, on entroopia suurem, seda ebaühtlasemalt on aine süsteemis jaotunud. .
Selliseid mõjusid saab jälgida isegi igapäevase kogemuse tasandil. Võib küsida: milline on Teise seaduse roll elu säilitamisel Maal? Tihti võib kuulda, et elame sellel planeedil tänu Päikeselt saadud energiale. Kuid see ei ole täiesti tõene väide, kui vaadelda Maad tervikuna, kuna peaaegu kogu Maale päeva jooksul saadud energia aurustub peagi uuesti kosmosesse, pimedasse öötaevasse. (Muidugi korrigeerivad täpset tasakaalu veidi sellised tegurid nagu globaalne soojenemine ja planeedi kuumenemine radioaktiivse lagunemise tõttu.) Vastasel juhul läheks Maa lihtsalt järjest kuumaks ja muutuks mõne päevaga elamiskõlbmatuks! Otse Päikeselt saadud footonid on aga suhteliselt kõrge sagedusega (need on koondunud spektri kollasesse ossa) ja Maa kiirgab kosmosesse infrapunaspektris palju madalama sagedusega footoneid. Plancki valemi (E = hν, vt punkt 2.2) järgi on iga Päikeselt saabuva footoni energia palju suurem kui kosmosesse eralduvatel footonitel, mistõttu tasakaalu saavutamiseks peab Maalt lahkuma palju rohkem footoneid, kui saabub ( vt joonis 3.16). Kui saabub vähem footoneid, siis on sissetuleval energial vähem vabadusastmeid ja väljamineval energial rohkem ning seetõttu on Boltzmanni valemi (S = k log V) järgi sissetulevatel footonitel palju väiksem entroopia kui väljaminevatel. . Me kasutame taimedes sisalduvat madala entroopiaga energiat oma entroopia alandamiseks: sööme taimi või taimtoidulisi. Nii püsib ja areneb elu Maal. (Ilmselt sõnastas need mõtted esmakordselt selgelt Erwin Schrödinger 1967. aastal, kui ta kirjutas oma revolutsioonilise raamatu "Elu sellisena, nagu see on" [Schrödinger, 2012]).
Kõige olulisem fakt selle madala entroopia tasakaalu kohta on järgmine: Päike on kuum koht täiesti pimedas taevas. Aga kuidas sellised tingimused tekkisid? Oma osa mängisid paljud keerulised protsessid, sealhulgas need, mis on seotud termotuumareaktsioonidega jne, kuid kõige tähtsam on see, et Päike üldse eksisteerib. Ja see tekkis seetõttu, et päikeseaine (nagu ka teisi tähti moodustav aine) arenes gravitatsioonilise kokkukleepumise protsessis ja see kõik sai alguse gaasi ja tumeaine suhteliselt ühtlasest jaotumisest.
Siinkohal tuleb mainida salapärast ainet nimega tumeaine, mis ilmselt moodustab 85% Universumi materjali (mitte-Λ) sisaldusest, kuid see tuvastatakse ainult gravitatsioonilise interaktsiooni teel ja selle koostis on teadmata. Tänapäeval võtame seda lihtsalt arvesse kogumassi hindamisel, mis on vajalik mõne numbrilise suuruse arvutamisel (vt jaotised 3.6, 3.7, 3.9 ja selle kohta, millist olulisemat teoreetilise rolli tumeaine võib mängida, vt osa 4.3). Vaatamata tumeaine probleemile näeme, kui oluliseks on meie elu jaoks osutunud aine algse ühtlase jaotuse madala entroopiaga olemus. Meie eksistents, nagu me seda mõistame, sõltub madala entroopiaga gravitatsioonireservist, mis on iseloomulik aine esialgsele ühtlasele jaotusele.
Siin jõuame Suure Paugu tähelepanuväärse – tegelikult fantastilise – aspektini. Saladus ei seisne mitte ainult selles, kuidas see juhtus, vaid ka selles, et tegemist oli äärmiselt madala entroopiaga sündmusega. Pealegi pole tähelepanuväärne mitte niivõrd see asjaolu, kuivõrd tõsiasi, et entroopia oli madal ainult ühes konkreetses aspektis, nimelt: gravitatsioonilised vabadusastmed olid mingil põhjusel täielikult alla surutud. See on teravas vastuolus aine ja (elektromagnetilise) kiirguse vabadusastmetega, kuna need tundusid maksimaalse entroopiaga kuumas olekus maksimaalselt ergastatud. Minu arvates on see võib-olla kõige sügavam kosmoloogiline mõistatus ja miskipärast jääb see siiani alahinnatuks!
Peab pikemalt peatuma sellel, kui eriline oli Suure Paugu olek ja milline entroopia võib tekkida gravitatsioonilise kokkukleepumise protsessis. Seetõttu peate esmalt mõistma, milline uskumatu entroopia on mustale augule tegelikult omane (vt joonis 3.15 b). Seda küsimust käsitleme jaotises 3.6. Nüüd aga pöördume teise probleemi juurde, mis on seotud järgmise, üsna tõenäolise võimalusega: lõppude lõpuks võib universum tegelikult osutuda ruumiliselt lõpmatuks (nagu K-ga FLRU mudelite puhul 0, vt osa 3.1) või vähemalt suurem osa universumist ei pruugi olla otseselt vaadeldav. Sellest lähtuvalt läheneme kosmoloogiliste horisontide probleemile, mida käsitleme järgmises osas.
» Lisateavet raamatu kohta leiate aadressilt
»
»
Khabrozhiteley jaoks 25% allahindlus kupongi abil - Uus teadus
Raamatu paberversiooni eest tasumisel saadetakse e-postiga elektrooniline raamat.
Allikas: www.habr.com