Bonjour, résidents de Khabro ! Est-il possible de parler de mode, de foi ou de fantaisie en science fondamentale ?
L’univers ne s’intéresse pas à la mode humaine. La science ne peut pas être interprétée comme une foi, car les postulats scientifiques sont constamment soumis à des tests expérimentaux stricts et sont rejetés dès que le dogme commence à entrer en conflit avec la réalité objective. Et la fantasy néglige généralement à la fois les faits et la logique. Néanmoins, le grand Roger Penrose ne veut pas rejeter complètement ces phénomènes, car la mode scientifique peut être le moteur du progrès, la foi apparaît lorsqu'une théorie est confirmée par des expériences réelles, et sans une envolée de fantaisie on ne peut pas comprendre toutes les bizarreries de notre Univers.
Dans le chapitre « Mode », vous découvrirez la théorie des cordes, la théorie la plus en vogue de ces dernières décennies. « Faith » est dédié aux principes sur lesquels repose la mécanique quantique. Et la « Fantastique » ne concerne rien de moins que les théories que nous connaissons sur l’origine de l’Univers.
3.4. Le paradoxe du Big Bang
Posons d'abord la question des observations. Quelle preuve directe existe-t-il que l’Univers observable tout entier était autrefois dans un état extrêmement compressé et incroyablement chaud qui serait cohérent avec l’image du Big Bang présentée dans la section 3.1 ? La preuve la plus convaincante est le rayonnement de fond cosmique micro-ondes (CMB), parfois appelé le big bang. Le rayonnement CMB est léger, mais avec une très longue longueur d’onde, il est donc totalement impossible de le voir avec les yeux. Cette lumière se déverse sur nous de tous côtés de manière extrêmement uniforme (mais surtout de manière incohérente). Il représente un rayonnement thermique avec une température de ~2,725 K, soit plus de deux degrés au-dessus du zéro absolu. On pense que la « lueur » observée proviendrait d’un Univers incroyablement chaud (~ 3000 379 K à cette époque) environ 000 1 ans après le Big Bang – à l’époque de la dernière diffusion, lorsque l’Univers est devenu pour la première fois transparent au rayonnement électromagnétique (bien que cela ne s'est pas produit du tout lors de l'explosion du Big Bang ; cet événement se produit dans le premier 40/000 1100 de l'âge total de l'Univers - du Big Bang à nos jours). Depuis la dernière ère de diffusion, la longueur de ces ondes lumineuses a augmenté à peu près autant que l’Univers lui-même s’est élargi (d’un facteur d’environ 2,725 XNUMX), de sorte que la densité d’énergie a diminué tout aussi radicalement. Par conséquent, la température observée du CMB n’est que de XNUMX K.
Le fait que ce rayonnement soit essentiellement incohérent (c'est-à-dire thermique) est confirmé de manière impressionnante par la nature même de son spectre de fréquences, illustré sur la Fig. 3.13. L'intensité du rayonnement à chaque fréquence spécifique est tracée verticalement sur le graphique et la fréquence augmente de gauche à droite. La courbe continue correspond au spectre du corps noir de Planck discuté dans la section 2.2 pour une température de 2,725 K. Les points sur la courbe sont des données provenant d'observations spécifiques pour lesquelles des barres d'erreur sont fournies. Dans le même temps, les barres d'erreur sont multipliées par 500, car sinon elles seraient tout simplement impossibles à considérer, même à droite, là où les erreurs atteignent leur maximum. L’accord entre la courbe théorique et les résultats d’observation est tout simplement remarquable – peut-être le meilleur accord avec le spectre thermique trouvé dans la nature.
Mais qu’indique cette coïncidence ? Le fait que nous considérons un état qui, apparemment, était très proche de l'équilibre thermodynamique (c'est pourquoi le terme incohérent a été utilisé plus tôt). Mais quelle conclusion découle du fait que l’Univers nouvellement créé était très proche de l’équilibre thermodynamique ? Revenons à la Fig. 3.12 de la section 3.3. La région à grains grossiers la plus étendue sera (par définition) beaucoup plus grande que toute autre région de ce type, et sera généralement si grande par rapport aux autres qu'elle les éclipsera toutes ! L'équilibre thermodynamique correspond à un état macroscopique auquel, vraisemblablement, tout système parviendra tôt ou tard. Parfois, on parle de mort thermique de l’Univers, mais dans ce cas, curieusement, il s’agirait de la naissance thermique de l’Univers. La situation est compliquée par le fait que l’Univers nouveau-né était en expansion rapide, de sorte que l’état que nous considérons est en réalité un état de non-équilibre. Néanmoins, l'expansion dans ce cas peut être considérée comme essentiellement adiabatique - ce point a été pleinement apprécié par Tolman en 1934 [Tolman, 1934]. Cela signifie que la valeur d'entropie n'a pas changé pendant l'expansion. (Une situation similaire à celle-ci, lorsque l'équilibre thermodynamique est maintenu en raison de l'expansion adiabatique, peut être décrite dans l'espace des phases comme un ensemble de régions de volume égal avec une partition à gros grains, qui ne diffèrent les unes des autres que par des volumes spécifiques de l'Univers. On peut supposer que cet état primaire était caractérisé par une entropie maximale - malgré l'expansion !).
Apparemment, nous sommes confrontés à un paradoxe exceptionnel. Selon les arguments présentés dans la section 3.3, la Deuxième Loi exige (et est, en principe, expliquée par) que le Big Bang soit un état macroscopique avec une entropie extrêmement faible. Cependant, les observations du CMB semblent indiquer que l’état macroscopique du Big Bang était caractérisé par une entropie colossale, peut-être même la plus élevée possible. Où peut-on se tromper à ce point ?
Voici une explication courante de ce paradoxe : on suppose que, puisque l'Univers nouveau-né était très « petit », il pourrait y avoir une certaine limite à l'entropie maximale, et l'état d'équilibre thermodynamique, qui était apparemment maintenu à cette époque, était simplement un niveau d'entropie limite possible à ce moment-là. Cependant, ce n’est pas la bonne réponse. Une telle image pourrait correspondre à une situation complètement différente, dans laquelle la taille de l’Univers dépendrait d’une contrainte externe, par exemple, comme dans le cas d’un gaz contenu dans un cylindre à piston étanche. Dans ce cas, la pression du piston est fournie par un mécanisme externe, équipé d'une source (ou sortie) d'énergie externe. Mais cette situation ne s'applique pas à l'Univers dans son ensemble, dont la géométrie et l'énergie, ainsi que sa « taille globale », sont déterminées uniquement par la structure interne et sont régies par les équations dynamiques de la théorie de la relativité générale d'Einstein (y compris la théorie de la relativité générale d'Einstein). équations décrivant l’état de la matière ; voir sections 3.1 et 3.2). Dans de telles conditions (lorsque les équations sont complètement déterministes et invariantes par rapport à la direction du temps - voir section 3.3), le volume total de l'espace des phases ne peut pas changer dans le temps. On suppose que l’espace des phases P lui-même ne devrait pas « évoluer » ! Toute évolution est simplement décrite par la localisation de la courbe C dans l'espace P et représente dans ce cas l'évolution complète de l'Univers (voir section 3.3).
Peut-être que le problème deviendra plus clair si l’on considère les dernières étapes de l’effondrement de l’Univers, à l’approche du Grand Crash. Rappelez-vous le modèle de Friedman pour K > 0, Λ = 0, illustré à la Fig. 3.2a au point 3.1. Nous pensons désormais que les perturbations de ce modèle proviennent de la répartition irrégulière de la matière et que, dans certaines régions, des effondrements locaux se sont déjà produits, laissant des trous noirs à leur place. Nous devrions alors supposer qu'après cela, certains trous noirs fusionneront les uns avec les autres et que l'effondrement en une singularité finale se révélera être un processus extrêmement complexe, n'ayant presque rien de commun avec le Big Crash strictement symétrique de Friedmann, idéalement sphérique et symétrique. modèle présenté sur la fig. 3.6 une. Au contraire, en termes qualitatifs, la situation d’effondrement rappellera beaucoup plus le désastre colossal illustré sur la figure 3.14. 3.2a; la singularité qui en résulte dans ce cas peut, dans une certaine mesure, être cohérente avec l’hypothèse BCLM mentionnée à la fin de la section 3.14. L’état d’effondrement final aura une entropie inimaginable, même si l’Univers redeviendra une taille minuscule. Bien que ce modèle de Friedmann à réeffondrement particulier (spatialement fermé) ne soit pas actuellement considéré comme une représentation plausible de notre propre Univers, les mêmes considérations s'appliquent à d'autres modèles de Friedmann, avec ou sans constante cosmologique. La version effondrée d'un tel modèle, subissant des perturbations similaires dues à la répartition inégale de la matière, devrait à nouveau se transformer en un chaos dévorant, une singularité semblable à un trou noir (Fig. 3.14 b). En inversant le temps dans chacun de ces états, on atteindra une possible singularité initiale (Big Bang potentiel), qui possède donc une entropie colossale, ce qui contredit l'hypothèse faite ici sur le « plafond » d'entropie (Fig. XNUMX c).
Ici, je dois passer à des possibilités alternatives qui sont aussi parfois envisagées. Certains théoriciens suggèrent que la deuxième loi doit d’une manière ou d’une autre s’inverser dans de tels modèles d’effondrement, de sorte que l’entropie totale de l’univers devienne progressivement plus petite (après une expansion maximale) à mesure que le Big Crash approche. Cependant, une telle image est particulièrement difficile à imaginer en présence de trous noirs, qui, une fois formés, commenceront eux-mêmes à augmenter l'entropie (qui est associée à l'asymétrie temporelle dans l'emplacement des cônes zéro près de l'horizon des événements, voir Fig. 3.9). Cela continuera dans un avenir lointain – au moins jusqu’à ce que les trous noirs s’évaporent sous l’influence du mécanisme de Hawking (voir sections 3.7 et 4.3). En tout état de cause, cette possibilité n’invalide pas les arguments présentés ici. Il existe un autre problème important associé à des modèles d'effondrement aussi complexes et auquel les lecteurs eux-mêmes ont peut-être pensé : les singularités des trous noirs pourraient bien ne pas apparaître du tout simultanément, donc lorsque nous inverserons le temps, nous n'obtiendrons pas de Big Bang, ce qui se produit « tout de suite ». Or, c’est précisément l’une des propriétés de l’hypothèse (pas encore prouvée, mais convaincante) d’une forte censure cosmique [Penrose, 1998a ; PkR, section 28.8], selon lequel, dans le cas général, une telle singularité sera de type spatial (section 1.7), et peut donc être considérée comme un événement ponctuel. De plus, quelle que soit la question de la validité de l’hypothèse de la forte censure cosmique elle-même, de nombreuses solutions connues satisfont à cette condition, et toutes ces options (une fois développées) auront des valeurs d’entropie relativement élevées. Cela réduit considérablement les inquiétudes quant à la validité de nos résultats.
En conséquence, nous ne trouvons aucune preuve que, étant donné les petites dimensions spatiales de l’Univers, il y aurait nécessairement un certain « plafond bas » d’entropie possible. En principe, l’accumulation de matière sous forme de trous noirs et la fusion des singularités « trous noirs » en un seul chaos singulier est un processus parfaitement cohérent avec la deuxième loi, et ce processus final doit s’accompagner d’une augmentation colossale en entropie. L'état final de l'Univers, « minuscule » selon les normes géométriques, peut avoir une entropie inimaginable, bien plus élevée que dans les premiers stades d'un tel effondrement du modèle cosmologique, et la miniature spatiale elle-même ne fixe pas de « plafond » pour la valeur maximale. d'entropie, bien qu'un tel "plafond" (en inversant le flux du temps) puisse simplement expliquer pourquoi l'entropie était extrêmement faible pendant le Big Bang. En fait, une telle image (Fig. 3.14 a, b), qui représente généralement l'effondrement de l'Univers, suggère une solution au paradoxe : pourquoi pendant le Big Bang il y avait une entropie exceptionnellement faible par rapport à ce qui aurait pu l'être, malgré le le fait que l'explosion était chaude (et un tel état devrait avoir une entropie maximale). La réponse est que l’entropie peut augmenter radicalement si de grands écarts par rapport à l’uniformité spatiale sont autorisés, et la plus grande augmentation de ce type est associée à des irrégularités dues précisément à l’émergence de trous noirs. Par conséquent, un Big Bang spatialement homogène pourrait en effet avoir, relativement parlant, une entropie incroyablement faible, malgré le fait que son contenu soit incroyablement chaud.
L’un des éléments de preuve les plus convaincants démontrant que le Big Bang était en effet assez homogène spatialement, cohérent avec la géométrie du modèle FLRU (mais pas cohérent avec le cas beaucoup plus général d’une singularité désordonnée illustrée sur la figure 3.14c), vient encore une fois. de RI, mais cette fois avec son homogénéité angulaire plutôt que sa nature thermodynamique. Cette homogénéité se manifeste par le fait que la température du RI est pratiquement la même en tout point du ciel et que les écarts par rapport à l'homogénéité ne dépassent pas 10–5 (ajustés pour le petit effet Doppler associé à notre mouvement dans la matière environnante). ). De plus, il existe une uniformité presque universelle dans la répartition des galaxies et d’autres matières ; Ainsi, la distribution des baryons (voir section 1.3) à des échelles assez grandes se caractérise par une homogénéité importante, bien qu'il existe des anomalies notables, notamment ce qu'on appelle les vides, où la densité de matière visible est radicalement inférieure à la moyenne. En général, on peut affirmer que l’homogénéité est d’autant plus grande que l’on s’éloigne dans le passé de l’Univers, et RI est la plus ancienne preuve de la distribution de la matière que nous puissions observer directement.
Cette image concorde avec l’idée selon laquelle, aux premiers stades de son développement, l’Univers était en effet extrêmement homogène, mais avec des densités légèrement irrégulières. Au fil du temps (et sous l'influence de divers types de « frottements » - processus qui ralentissent les mouvements relatifs), ces irrégularités de densité se sont intensifiées sous l'influence de la gravité, ce qui est cohérent avec l'idée d'une agglomération progressive de la matière. Au fil du temps, l’agglutination augmente, entraînant la formation d’étoiles ; ils se regroupent en galaxies, dont chacune développe un trou noir massif au centre. En fin de compte, cet agglomération est dû à l’effet inévitable de la gravité. De tels processus sont en effet associés à une forte augmentation de l'entropie et démontrent que, compte tenu de la gravité, cette boule brillante primordiale, dont il ne reste aujourd'hui que RI, pourrait être loin de l'entropie maximale. La nature thermique de cette boule, comme en témoigne le spectre de Planck montré sur la Fig. 3.13, dit seulement ceci : si nous considérons l'Univers (à l'ère de la dernière diffusion) simplement comme un système constitué de matière et d'énergie interagissant les unes avec les autres, alors nous pouvons supposer qu'il était réellement en équilibre thermodynamique. Cependant, si l’on prend également en compte les influences gravitationnelles, le tableau change radicalement.
Si nous imaginons, par exemple, un gaz dans un récipient scellé, il est alors naturel de supposer qu'il atteindra son entropie maximale dans cet état macroscopique lorsqu'il sera réparti uniformément dans tout le récipient (Fig. 3.15 a). À cet égard, il ressemblera à une boule chaude générant du RI, réparti uniformément dans le ciel. Cependant, si vous remplacez les molécules de gaz par un vaste système de corps reliés les uns aux autres par gravité, par exemple des étoiles individuelles, vous obtenez une image complètement différente (Fig. 3.15 b). En raison des effets gravitationnels, les étoiles seront réparties de manière inégale, sous forme d’amas. En fin de compte, l’entropie maximale sera atteinte lorsque de nombreuses étoiles s’effondreront ou fusionneront pour former des trous noirs. Bien que ce processus puisse prendre beaucoup de temps (même s'il sera facilité par la friction due à la présence de gaz interstellaire), nous verrons qu'en fin de compte, lorsque la gravité domine, l'entropie est d'autant plus élevée que la matière est répartie de manière moins uniforme dans le système. .
De tels effets peuvent être retracés même au niveau de l’expérience quotidienne. On pourrait se demander : quel est le rôle de la Deuxième Loi dans le maintien de la vie sur Terre ? On entend souvent dire que nous vivons sur cette planète grâce à l'énergie reçue du Soleil. Mais cette affirmation n'est pas tout à fait vraie si l'on considère la Terre dans son ensemble, puisque presque toute l'énergie reçue par la Terre pendant la journée s'évapore bientôt à nouveau dans l'espace, dans le ciel nocturne sombre. (Bien sûr, le bilan exact sera légèrement ajusté par des facteurs tels que le réchauffement climatique et le réchauffement de la planète dû à la désintégration radioactive.) Sinon, la Terre deviendrait tout simplement de plus en plus chaude et deviendrait inhabitable en quelques jours ! Cependant, les photons reçus directement du Soleil ont une fréquence relativement élevée (ils sont concentrés dans la partie jaune du spectre), et la Terre émet dans l'espace des photons de fréquence beaucoup plus basse dans le spectre infrarouge. Selon la formule de Planck (E = hν, voir section 2.2), chacun des photons arrivant du Soleil individuellement a une énergie beaucoup plus élevée que les photons émis dans l'espace, donc pour atteindre l'équilibre, beaucoup plus de photons doivent quitter la Terre qu'ils n'en arrivent ( voir Fig. 3.16). Si moins de photons arrivent, alors l'énergie entrante aura moins de degrés de liberté et l'énergie sortante en aura plus, et donc, selon la formule de Boltzmann (S = k log V), les photons entrants auront beaucoup moins d'entropie que les photons sortants. . Nous utilisons l’énergie à faible entropie contenue dans les plantes pour réduire notre propre entropie : nous mangeons des plantes ou des herbivores. C’est ainsi que la vie sur Terre survit et prospère. (Apparemment, ces pensées ont été clairement formulées pour la première fois par Erwin Schrödinger en 1967, lorsqu'il a écrit son livre révolutionnaire La vie telle qu'elle est [Schrödinger, 2012]).
Le fait le plus important concernant cet équilibre à faible entropie est le suivant : le Soleil est un point chaud dans un ciel complètement sombre. Mais comment de telles conditions sont-elles nées ? De nombreux processus complexes ont joué un rôle, notamment ceux associés aux réactions thermonucléaires, etc., mais le plus important est que le Soleil existe. Et cela est dû au fait que la matière solaire (comme celle qui forme d’autres étoiles) s’est développée grâce à un processus d’agglutination gravitationnelle, et tout a commencé par une distribution relativement uniforme de gaz et de matière noire.
Ici, nous devons mentionner une substance mystérieuse appelée matière noire, qui constitue apparemment 85 % du contenu matériel (non-Λ) de l'Univers, mais elle n'est détectée que par interaction gravitationnelle et sa composition est inconnue. Aujourd'hui, nous prenons simplement en compte cette question lors de l'estimation de la masse totale, ce qui est nécessaire lors du calcul de certaines quantités numériques (voir sections 3.6, 3.7, 3.9, et pour le rôle théorique plus important que peut jouer la matière noire, voir section 4.3). Indépendamment du problème de la matière noire, nous voyons à quel point la nature à faible entropie de la distribution uniforme originale de la matière s'est avérée importante pour nos vies. Notre existence, telle que nous la comprenons, dépend de la réserve gravitationnelle de faible entropie caractéristique de la distribution uniforme initiale de la matière.
Nous arrivons ici à un aspect remarquable, voire fantastique, du Big Bang. Le mystère réside non seulement dans la façon dont cela s’est produit, mais aussi dans le fait qu’il s’agissait d’un événement à entropie extrêmement faible. De plus, ce qui est remarquable n'est pas tant cette circonstance que le fait que l'entropie n'était faible que sur un point spécifique, à savoir : les degrés de liberté gravitationnels ont été, pour une raison quelconque, complètement supprimés. Ceci contraste fortement avec les degrés de liberté de la matière et du rayonnement (électromagnétique), car ils semblent être excités au maximum dans un état chaud avec une entropie maximale. À mon avis, c'est peut-être le mystère cosmologique le plus profond, et pour une raison quelconque, il reste encore sous-estimé !
Il est nécessaire de s'attarder plus en détail sur la particularité de l'état du Big Bang et sur l'entropie qui peut survenir lors du processus d'agglutination gravitationnelle. En conséquence, vous devez d'abord comprendre quelle incroyable entropie est réellement inhérente à un trou noir (voir Fig. 3.15 b). Nous aborderons cette question dans la section 3.6. Mais pour l'instant, tournons-nous vers un autre problème lié à la possibilité suivante, tout à fait probable : après tout, l'Univers pourrait en réalité s'avérer spatialement infini (comme dans le cas des modèles FLRU avec K 0, voir section 3.1) ou du moins la majeure partie de l’Univers pourrait ne pas être directement observable. En conséquence, nous abordons le problème des horizons cosmologiques, que nous aborderons dans la section suivante.
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Source: habr.com