Hei Khabron asukkaat! Onko perustieteessä mahdollista puhua muodista, uskosta tai fantasiasta?
Universumi ei ole kiinnostunut ihmisen muodista. Tiedettä ei voida tulkita uskoksi, koska tieteellisiä postulaatteja testataan jatkuvasti tiukasti kokeellisesti ja ne hylätään heti, kun dogmi alkaa olla ristiriidassa objektiivisen todellisuuden kanssa. Ja fantasia yleensä laiminlyö sekä tosiasiat että logiikan. Siitä huolimatta suuri Roger Penrose ei halua täysin hylätä näitä ilmiöitä, koska tieteellinen muoti voi olla edistyksen moottori, usko ilmenee, kun teoria vahvistetaan todellisilla kokeilla, ja ilman fantasialentoa ei voida ymmärtää kaikkia meidän oudollisuuksiamme. Universumi.
"Muoti"-luvussa opit jousiteoriasta, viime vuosikymmenien muodikkaimmasta teoriasta. "Usko" on omistettu niille periaatteille, joilla kvanttimekaniikka seisoo. Ja "fantasia" ei koske vähempää kuin meille tuntemia teorioita maailmankaikkeuden alkuperästä.
3.4. Big Bang -paradoksi
Otetaan ensin esille havaintojen kysymys. Mitä suoria todisteita on siitä, että koko havaittava maailmankaikkeus oli kerran äärimmäisen puristuneessa ja uskomattoman kuumassa tilassa, mikä olisi yhdenmukainen osassa 3.1 esitetyn alkuräjähdyksen kanssa? Vakavin todiste on kosminen mikroaaltotaustasäteily (CMB), jota joskus kutsutaan alkuräjähdykseksi. CMB-säteily on kevyttä, mutta sen aallonpituus on erittäin pitkä, joten sitä on täysin mahdotonta nähdä silmillä. Tämä valo kaatuu meille joka puolelta erittäin tasaisesti (mutta enimmäkseen epäjohdonmukaisesti). Se edustaa lämpösäteilyä, jonka lämpötila on ~2,725 K, eli yli kaksi astetta absoluuttisen nollan yläpuolella. Havaitun "kiilteen" uskotaan saaneen alkunsa uskomattoman kuumasta universumista (noin 3000 K tuolloin) noin 379 000 vuotta alkuräjähdyksen jälkeen - viimeisen sironnan aikakaudella, jolloin maailmankaikkeus tuli ensimmäisen kerran läpinäkyväksi sähkömagneettiselle säteilylle (tosin tämä ei tapahtunut ollenkaan alkuräjähdyksen aikana). räjähdys; tämä tapahtuma tapahtuu ensimmäisenä 1/40 000 maailmankaikkeuden kokonaisiästä - alkuräjähdyksestä nykypäivään). Edellisen sirontakauden jälkeen näiden valoaaltojen pituus on kasvanut suunnilleen yhtä paljon kuin itse maailmankaikkeus on laajentunut (kertoimella noin 1100), joten energiatiheys on pienentynyt yhtä radikaalisti. Siksi CMB:n havaittu lämpötila on vain 2,725 K.
Se tosiasia, että tämä säteily on olennaisesti epäkoherenttia (eli lämpöä), vahvistaa vaikuttavasti sen taajuusspektrin luonne, joka on esitetty kuvassa 3.13. 2.2. Säteilyintensiteetti kullakin tietyllä taajuudella piirretään kaavioon pystysuunnassa, ja taajuus kasvaa vasemmalta oikealle. Jatkuva käyrä vastaa kohdassa 2,725 käsiteltyä Planckin mustan kappaleen spektriä lämpötilalle 500 K. Käyrän pisteet ovat tietoja erityisistä havainnoista, joille on annettu virhepalkit. Samalla virhepalkit kasvatetaan XNUMX-kertaiseksi, koska muuten niitä ei yksinkertaisesti voida edes oikealla puolella huomioida, missä virheet saavuttavat maksiminsa. Teoreettisen käyrän ja havainnointitulosten välinen yksimielisyys on yksinkertaisesti merkittävä – ehkä paras yhteneväisyys luonnossa löydetyn lämpöspektrin kanssa.
Mitä tämä yhteensattuma kuitenkin kertoo? Se, että tarkastelemme tilaa, joka ilmeisesti oli hyvin lähellä termodynaamista tasapainoa (siksi termiä epäkoherentti käytettiin aiemmin). Mutta mitä johtopäätöstä seuraa siitä tosiasiasta, että äskettäin luotu universumi oli hyvin lähellä termodynaamista tasapainoa? Palataanpa kuvioon. 3.12 kohdasta 3.3. Laajin karkeajyväinen alue on (määritelmän mukaan) paljon suurempi kuin mikään muu tällainen alue, ja se on tyypillisesti niin suuri muihin verrattuna, että se kääpiö ne kaikki! Termodynaaminen tasapaino vastaa makroskooppista tilaa, johon oletettavasti mikä tahansa järjestelmä tulee ennemmin tai myöhemmin. Joskus sitä kutsutaan universumin lämpökuolemaksi, mutta tässä tapauksessa, kummallista kyllä, meidän pitäisi puhua maailmankaikkeuden lämpösyntymisestä. Tilannetta mutkistaa se, että vastasyntynyt universumi laajeni nopeasti, joten harkitsemamme tila on itse asiassa epätasapainoinen. Tästä huolimatta laajentumista voidaan tässä tapauksessa pitää olennaisesti adiabaattisena - Tolman ymmärsi tämän kohdan täysin jo vuonna 1934 [Tolman, 1934]. Tämä tarkoittaa, että entropiaarvo ei muuttunut laajennuksen aikana. (Tämän kaltainen tilanne, jossa termodynaaminen tasapaino säilyy adiabaattisen laajenemisen vuoksi, voidaan kuvata faasiavaruudessa joukkona tasatilavuuksisia alueita, joissa on karkearaeinen osio, jotka eroavat toisistaan vain tietyissä universumin tilavuuksissa. Voimme olettaa, että tälle primääritilalle oli ominaista maksimaalinen entropia - laajenemisesta huolimatta!).
Ilmeisesti olemme poikkeuksellisen paradoksin edessä. Kohdassa 3.3 esitettyjen argumenttien mukaan toinen laki edellyttää (ja periaatteessa selittyy sillä) alkuräjähdyksen olevan makroskooppinen tila, jolla on erittäin pieni entropia. CMB:n havainnot näyttävät kuitenkin osoittavan, että alkuräjähdyksen makroskooppiselle olotilalle oli ominaista valtava entropia, ehkä jopa maksimaalinen. Missä mennään niin pahasti pieleen?
Tässä on yksi yleinen selitys tälle paradoksille: oletetaan, että koska vastasyntynyt universumi oli hyvin "pieni", maksimientropialla saattoi olla jokin raja, ja termodynaamisen tasapainon tila, joka ilmeisesti säilyi tuolloin, oli yksinkertaisesti rajatason entropia mahdollista tuolloin. Tämä on kuitenkin väärä vastaus. Tällainen kuva voisi vastata täysin erilaista tilannetta, jossa universumin koko riippuisi jostain ulkoisesta rajoituksesta, kuten esimerkiksi kaasun tapauksessa, joka on sylinterissä, jossa on tiivis mäntä. Tässä tapauksessa männän paine saadaan aikaan jollakin ulkoisella mekanismilla, joka on varustettu ulkoisella energialähteellä (tai ulostulolla). Mutta tämä tilanne ei koske koko maailmankaikkeutta, jonka geometria ja energia sekä sen "kokonaiskoko" määräytyvät yksinomaan sisäisen rakenteen perusteella ja niitä ohjaavat Einsteinin yleisen suhteellisuusteorian dynaamiset yhtälöt (mukaan lukien aineen tilaa kuvaavat yhtälöt, katso kohdat 3.1 ja 3.2). Tällaisissa olosuhteissa (kun yhtälöt ovat täysin deterministisiä ja muuttumattomia ajan suunnan suhteen - katso kohta 3.3) vaiheavaruuden kokonaistilavuus ei voi muuttua ajan kuluessa. Oletetaan, että itse vaiheavaruus P ei saisi "kehittyä"! Kaikki evoluutio kuvataan yksinkertaisesti käyrän C sijainnilla avaruudessa P, ja tässä tapauksessa se edustaa maailmankaikkeuden täydellistä kehitystä (katso osa 3.3).
Ehkä ongelma selkiytyy, jos tarkastellaan maailmankaikkeuden romahtamisen myöhempiä vaiheita, kun se lähestyy suurta romahdusta. Hae Friedmanin malli arvolle K > 0, Λ = 0, joka on esitetty kuvassa. 3.2 a kohdassa 3.1. Nyt uskomme, että tämän mallin häiriöt johtuvat aineen epäsäännöllisestä jakautumisesta, ja joissain osissa on jo tapahtunut paikallisia romahduksia, jotka jättävät paikoilleen mustia aukkoja. Sitten pitäisi olettaa, että tämän jälkeen jotkin mustat aukot sulautuvat toisiinsa ja romahtaminen lopulliseksi singulaariseksi prosessiksi osoittautuu erittäin monimutkaiseksi prosessiksi, jolla ei ole juuri mitään yhteistä ihanteellisen pallomaisen symmetrisen Friedmannin tiukasti symmetrisen Big Crashin kanssa. kuvassa esitetty malli. 3.6 a. Päinvastoin, laadullisesti romahdustilanne muistuttaa paljon enemmän kuvan 3.14 kolosaalista sotkua. 3.2 a; tuloksena oleva singulaarisuus, joka syntyy tässä tapauksessa, voi jossain määrin olla yhdenmukainen osan 3.14 lopussa mainitun BCLM-hypoteesin kanssa. Lopullisella romahdustilalla on käsittämätön entropia, vaikka maailmankaikkeus kutistuisi takaisin pieneen kokoon. Vaikka tätä tiettyä (tilallisesti suljettua) uudelleen romahtavaa Friedmann-mallia ei tällä hetkellä pidetä uskottavana esityksenä omasta universumistamme, samat näkökohdat pätevät muihin Friedmann-malleihin, kosmologisen vakion kanssa tai ilman. Minkä tahansa tällaisen mallin romahtavan version, joka kokee samanlaisia aineen epätasaisesta jakautumisesta johtuvia häiriöitä, tulisi jälleen muuttua kaikkea vieväksi kaaokseksi, singulaariseksi kuin musta aukko (kuva 3.14 b). Kääntämällä aikaa kussakin näistä tiloista, saavutamme mahdollisen alkusingulaarisuuden (potentiaalisen alkuräjähdyksen), jolla on vastaavasti valtava entropia, mikä on ristiriidassa entropian ”katosta” tehdyn oletuksen kanssa (kuva XNUMX c).
Tässä minun on siirryttävä vaihtoehtoisiin mahdollisuuksiin, joita myös joskus harkitaan. Jotkut teoreetikot ehdottavat, että toisen lain täytyy jotenkin kääntää itsensä sellaisissa romahtavissa malleissa, jotta maailmankaikkeuden kokonaisentropia pienenee asteittain (maksimilaajenemisen jälkeen) Big Crashin lähestyessä. Tällaista kuvaa on kuitenkin erityisen vaikea kuvitella mustien aukkojen läsnä ollessa, jotka muodostuessaan alkavat itse lisätä entropiaa (joka liittyy aika-epäsymmetriaan nollakartioiden sijainnissa lähellä tapahtumahorisonttia, katso kuva 3.9). Tämä jatkuu kaukaiseen tulevaisuuteen - ainakin kunnes mustat aukot haihtuvat Hawking-mekanismin vaikutuksesta (katso kohdat 3.7 ja 4.3). Joka tapauksessa tämä mahdollisuus ei mitätöi tässä esitettyjä väitteitä. Tällaisiin monimutkaisiin romahtaviin malleihin liittyy toinenkin tärkeä ongelma, jota lukijat ovat saattaneet miettiä: mustien aukkojen singulariteetit eivät välttämättä esiinny ollenkaan samanaikaisesti, joten kun käännämme aikaa, emme saa alkuräjähdystä, joka tapahtuu "kaiken ja heti". Tämä on kuitenkin juuri yksi vahvan kosmisen sensuurin (ei vielä todistetun, mutta vakuuttavan) hypoteesin ominaisuuksista [Penrose, 1998a; PkR, kohta 28.8], jonka mukaan tällainen singulaarisuus on yleisessä tapauksessa avaruusmainen (kohta 1.7), joten sitä voidaan pitää kertaluonteisena tapahtumana. Lisäksi, riippumatta kysymyksestä itse vahvan kosmisen sensuurin hypoteesin pätevyydestä, tunnetaan monia ratkaisuja, jotka täyttävät tämän ehdon, ja kaikilla tällaisilla vaihtoehdoilla (laajennettaessa) on suhteellisen korkeat entropia-arvot. Tämä vähentää suuresti huolta löydöstemme pätevyydestä.
Näin ollen emme löydä todisteita siitä, että universumin pienet avaruudelliset mitat huomioon ottaen mahdollisella entropialla olisi välttämättä tietty "matala katto". Periaatteessa aineen kerääntyminen mustien aukkojen muodossa ja "mustan aukon" singulaariteettien sulautuminen yhdeksi singulaariseksi kaaokseksi on prosessi, joka on täysin yhdenmukainen toisen lain kanssa, ja tähän lopulliseen prosessiin on liityttävä valtava lisääntyminen. entropiassa. Universumin lopullisella tilalla, joka on geometristen mittapuiden mukaan "pieni", voi olla käsittämätön entropia, paljon suurempi kuin tällaisen romahtavan kosmologisen mallin suhteellisen varhaisissa vaiheissa, eikä spatiaalinen miniatyyri itse aseta "kattoa" maksimiarvolle. entropiasta, vaikka tällainen "katto" (kun käännetään ajan kulku) voisi vain selittää, miksi entropia oli erittäin alhainen alkuräjähdyksen aikana. Itse asiassa tällainen kuva (kuva 3.14 a, b), joka edustaa yleisesti maailmankaikkeuden romahtamista, ehdottaa ratkaisua paradoksiin: miksi alkuräjähdyksen aikana entropia oli poikkeuksellisen alhainen verrattuna siihen, mikä olisi voinut olla, huolimatta tosiasia, että räjähdys oli kuuma (ja sellaisessa tilassa pitäisi olla maksimaalinen entropia). Vastaus on, että entropia voi kasvaa radikaalisti, jos sallitaan suuret poikkeamat tilan yhtenäisyydestä, ja suurin tällainen kasvu liittyy juuri mustien aukkojen syntymiseen liittyviin epäsäännöllisyyksiin. Näin ollen spatiaalisesti homogeenisella alkuräjähdyksellä voi todellakin olla suhteellisen alhainen entropia huolimatta siitä, että sen sisältö oli uskomattoman kuuma.
Yksi vakuuttavimmista todisteista siitä, että alkuräjähdys todellakin oli spatiaalisesti melko homogeeninen, FLRU-mallin geometrian mukainen (mutta ei ole yhdenmukainen kuvassa 3.14c esitetyn paljon yleisemmän epäjärjestyneen singulaarisuuden tapauksen kanssa), tulee jälleen. RI:stä, mutta tällä kertaa pikemminkin kulman homogeenisuudesta kuin sen termodynaamisesta luonteesta. Tämä homogeenisuus ilmenee siinä, että RI:n lämpötila on käytännössä sama missä tahansa taivaan pisteessä ja poikkeamat homogeenisuudesta ovat enintään 10–5 (korjattu pienellä Doppler-ilmiöllä, joka liittyy liikkumiseen ympäröivän aineen läpi). ). Lisäksi galaksien ja muun aineen jakautuminen on lähes universaalia; Baryonien jakautumiselle (katso kohta 1.3) melko suurissa mittakaavassa on siis luonteenomaista merkittävä homogeenisuus, vaikka havaittavia poikkeavuuksia onkin, erityisesti ns. ontelot, joissa näkyvän aineen tiheys on radikaalisti keskimääräistä pienempi. Yleisesti voidaan väittää, että homogeenisuus on sitä suurempi mitä pidemmälle universumin menneisyyteen katsomme, ja RI on vanhin todiste aineen jakautumisesta, jonka voimme suoraan havaita.
Tämä kuva on yhdenmukainen sen näkemyksen kanssa, että maailmankaikkeus oli kehityksensä alkuvaiheessa todellakin äärimmäisen homogeeninen, mutta sen tiheydet olivat hieman epäsäännölliset. Ajan myötä (ja erilaisten "kitkan" - suhteellisia liikkeitä hidastavien prosessien vaikutuksesta) nämä tiheyden epäsäännöllisyydet lisääntyivät painovoiman vaikutuksesta, mikä on yhdenmukainen aineen asteittaisen paakkuuntumisen ajatuksen kanssa. Ajan myötä paakkuuntuminen lisääntyy, mikä johtaa tähtien muodostumiseen; ne ryhmittyvät galakseiksi, joista jokaisen keskelle kehittyy massiivinen musta aukko. Viime kädessä tämä paakkuuntuminen johtuu painovoiman väistämättömästä vaikutuksesta. Tällaiset prosessit liittyvät todellakin voimakkaaseen entropian kasvuun ja osoittavat, että painovoima huomioon ottaen tuolla alkuperäisellä kiiltävällä pallolla, josta on jäljellä enää vain RI, voi olla kaukana maksimientropia. Tämän pallon lämpöluonne, kuten kuvassa 3.13 esitetty Planck-spektri osoittaa. XNUMX, sanoo vain tämän: jos katsomme maailmankaikkeutta (viimeisen sironnan aikakaudella) yksinkertaisesti järjestelmänä, joka koostuu aineesta ja energiasta, jotka ovat vuorovaikutuksessa keskenään, niin voimme olettaa, että se oli itse asiassa termodynaamisessa tasapainossa. Kuitenkin, jos otamme huomioon myös gravitaatiovaikutukset, kuva muuttuu dramaattisesti.
Jos kuvittelemme esimerkiksi kaasun suljetussa säiliössä, on luonnollista olettaa, että se saavuttaa maksimientropiansa siinä makroskooppisessa tilassa, kun se jakautuu tasaisesti koko astiaan (kuva 3.15 a). Tässä suhteessa se muistuttaa kuumaa palloa, joka synnytti RI:n, joka on jakautunut tasaisesti taivaalla. Kuitenkin, jos korvaat kaasumolekyylit suurella painovoiman avulla toisiinsa liitettyjen kappaleiden järjestelmällä, esimerkiksi yksittäisillä tähdillä, saat täysin toisenlaisen kuvan (kuva 3.15 b). Gravitaatiovaikutuksista johtuen tähdet jakautuvat epätasaisesti klustereina. Lopulta suurin entropia saavutetaan, kun monet tähdet romahtavat tai sulautuvat mustiksi aukoksi. Vaikka tämä prosessi voi kestää kauan (vaikka sitä helpottaa tähtienvälisen kaasun läsnäolosta johtuva kitka), näemme lopulta, että kun painovoima hallitsee, entropia on korkeampi, mitä epätasaisemmin aine jakautuu järjestelmässä. .
Tällaiset vaikutukset voidaan jäljittää jopa jokapäiväisen kokemuksen tasolla. Voidaan kysyä: mikä on toisen lain rooli elämän ylläpitämisessä maan päällä? Voit usein kuulla, että elämme tällä planeetalla auringosta saadun energian ansiosta. Mutta tämä ei ole täysin totta, jos tarkastelemme maapalloa kokonaisuutena, koska melkein kaikki Maan päivän aikana vastaanottama energia haihtuu pian uudelleen avaruuteen, pimeään yötaivaaseen. (Tietenkin tarkkaa tasapainoa säätelevät hieman sellaiset tekijät kuin ilmaston lämpeneminen ja planeetan lämpeneminen radioaktiivisen hajoamisen vuoksi.) Muuten maapallo vain kuumenee ja muuttuisi asumiskelvottomaksi muutamassa päivässä! Suoraan Auringosta vastaanotetuilla fotoneilla on kuitenkin suhteellisen korkea taajuus (ne keskittyvät spektrin keltaiseen osaan), ja Maa lähettää avaruuteen paljon matalamman taajuuden fotoneja infrapunaspektrissä. Planckin kaavan (E = hν, katso kohta 2.2) mukaan jokaisella Auringosta saapuvalla fotoneilla on yksittäin paljon suurempi energia kuin avaruuteen säteilevillä fotoneilla, joten tasapainon saavuttamiseksi on paljon enemmän fotoneja poistuttava Maasta kuin saapuva ( katso kuva 3.16). Jos vähemmän fotoneja saapuu, niin sisään tulevalla energialla on vähemmän vapausasteita ja lähtevällä energialla enemmän, ja siksi Boltzmannin kaavan (S = k log V) mukaan tulevilla fotoneilla on paljon vähemmän entropiaa kuin lähtevillä. . Käytämme kasvien sisältämää matalaentropiaa energiaa oman entropiamme alentamiseen: syömme kasveja tai kasvinsyöjiä. Näin elämä maapallolla säilyy ja kukoistaa. (Ilmeisesti nämä ajatukset muotoili ensimmäisen kerran selvästi Erwin Schrödinger vuonna 1967, kun hän kirjoitti vallankumouksellisen kirjansa Elämä sellaisena kuin se on [Schrödinger, 2012]).
Tärkein tosiasia tästä matalan entropian tasapainosta on tämä: Aurinko on kuuma paikka täysin pimeällä taivaalla. Mutta miten tällaiset olosuhteet syntyivät? Monilla monimutkaisilla prosesseilla oli roolinsa, mukaan lukien ne, jotka liittyvät lämpöydinreaktioihin jne., mutta tärkeintä on, että aurinkoa on ylipäätään olemassa. Ja se syntyi, koska aurinkoaine (kuten aine, joka muodostaa muita tähtiä) kehittyi painovoiman paakkuuntumisen prosessin kautta, ja kaikki alkoi kaasun ja pimeän aineen suhteellisen tasaisesta jakautumisesta.
Tässä on mainittava salaperäinen aine nimeltä pimeä aine, joka ilmeisesti muodostaa 85% universumin materiaalisisällöstä (ei-Λ), mutta se havaitaan vain gravitaatiovuorovaikutuksella, eikä sen koostumusta tiedetä. Tänään otamme vain tämän asian huomioon arvioitaessamme kokonaismassaa, jota tarvitaan joidenkin numeeristen suureiden laskennassa (ks. kohdat 3.6, 3.7, 3.9 ja mikä tärkeämpi teoreettinen rooli pimeällä aineella voi olla, katso kohta 4.3). Pimeän aineen ongelmasta huolimatta näemme, kuinka tärkeäksi alkuperäisen aineen tasaisen jakautumisen matalaentropia on osoittautunut elämällemme. Olemassaolomme, sellaisena kuin me sen ymmärrämme, riippuu matalan entropian gravitaatioreservistä, joka on ominaista aineen alkuperäiselle tasaiselle jakautumiselle.
Tässä pääsemme alkuräjähdyksen merkittävään – itse asiassa fantastiseen – puoleen. Mysteeri ei piile vain siinä, miten se tapahtui, vaan myös siinä, että se oli erittäin alhaisen entropian tapahtuma. Lisäksi huomionarvoista ei ole niinkään tämä seikka kuin se, että entropia oli alhainen vain yhdessä erityisessä suhteessa, nimittäin: painovoiman vapausasteet oli jostain syystä täysin tukahdutettu. Tämä on jyrkästi ristiriidassa aineen ja (sähkömagneettisen) säteilyn vapausasteiden kanssa, koska ne näyttivät olevan maksimaalisesti virittyneitä kuumassa tilassa, jossa on suurin entropia. Mielestäni tämä on ehkä syvin kosmologinen mysteeri, ja jostain syystä se on edelleen aliarvioitu!
On tarpeen miettiä tarkemmin, kuinka erityinen alkuräjähdyksen tila oli ja mitä entropiaa voi syntyä gravitaatiossa paakkuuntumisen prosessissa. Vastaavasti sinun on ensin ymmärrettävä, mikä uskomaton entropia itse asiassa on luonnostaan mustalle aukolle (katso kuva 3.15 b). Käsittelemme tätä asiaa kohdassa 3.6. Mutta nyt siirrytään toiseen ongelmaan, joka liittyy seuraavaan, varsin todennäköiseen mahdollisuuteen: loppujen lopuksi maailmankaikkeus voi itse asiassa osoittautua avaruudellisesti äärettömäksi (kuten FLRU-malleissa, joissa on K 0, katso kohta 3.1) tai ainakaan suurin osa universumista ei välttämättä ole suoraan havaittavissa. Näin ollen lähestymme kosmologisten horisonttien ongelmaa, jota käsittelemme seuraavassa osassa.
» Lisätietoja kirjasta on osoitteessa
»
»
Khabrozhitelille 25% alennus kupongista - Uusi tiede
Kun kirjan paperiversio on maksettu, sähköpostiin lähetetään e-kirja.
Lähde: will.com