Ola, veciños de Khabro! Pódese falar de moda, fe ou fantasía na ciencia fundamental?
O universo non está interesado na moda humana. A ciencia non pode ser interpretada como fe, porque os postulados científicos son sometidos constantemente a estritas probas experimentais e son descartados en canto o dogma comeza a entrar en conflito coa realidade obxectiva. E a fantasía en xeral descoida os feitos e a lóxica. Con todo, o gran Roger Penrose non quere rexeitar completamente estes fenómenos, porque a moda científica pode ser o motor do progreso, a fe aparece cando unha teoría é confirmada por experimentos reais, e sen un voo de fantasía non se poden comprender todas as rarezas do noso Universo.
No capítulo "Moda", aprenderás sobre a teoría de cordas, a teoría máis de moda das últimas décadas. "Faith" está dedicado aos principios nos que se basea a mecánica cuántica. E "Fantasía" atinxe nada menos que ás teorías sobre a orixe do Universo coñecidas por nós.
3.4. Paradoxo do Big Bang
Primeiro plantexamos a cuestión das observacións. Que evidencia directa hai de que todo o Universo observable estivo nunha vez nun estado extremadamente comprimido e incriblemente quente que sería consistente coa imaxe do Big Bang presentada na sección 3.1? A evidencia máis convincente é a radiación cósmica de fondo de microondas (CMB), ás veces chamada big bang. A radiación CMB é lixeira, pero cunha lonxitude de onda moi longa, polo que é completamente imposible vela cos ollos. Esta luz derrama sobre nós de todos os lados de forma extremadamente uniforme (pero sobre todo de forma incoherente). Representa a radiación térmica cunha temperatura de ~2,725 K, é dicir, máis de dous graos sobre o cero absoluto. Crese que o "brillo" observado se orixinou nun Universo incriblemente quente (~3000 K naquel momento) aproximadamente 379 anos despois do Big Bang, durante a era da última dispersión, cando o Universo se volveu por primeira vez transparente á radiación electromagnética (aínda que isto non ocorreu en absoluto durante o Big Bang).explosión; este evento ocorre no primeiro 000/1 da idade total do Universo -desde o Big Bang ata a actualidade). Desde a última era de dispersión, a lonxitude destas ondas luminosas aumentou aproximadamente tanto como se expandiu o propio Universo (un factor duns 40), polo que a densidade de enerxía diminuíu igual de radicalmente. Polo tanto, a temperatura observada do CMB é só de 000 K.
O feito de que esta radiación sexa esencialmente incoherente (é dicir, térmica) está impresionantemente confirmado pola propia natureza do seu espectro de frecuencias, que se mostra na Fig. 3.13. A intensidade da radiación en cada frecuencia específica está representada verticalmente no gráfico, e a frecuencia aumenta de esquerda a dereita. A curva continua correspóndese co espectro de corpo negro de Planck discutido na sección 2.2 para unha temperatura de 2,725 K. Os puntos da curva son datos de observacións específicas para as que se proporcionan barras de erro. Ao mesmo tempo, as barras de erro increméntanse 500 veces, xa que, se non, simplemente serían imposibles de considerar, mesmo á dereita, onde os erros alcanzan o seu máximo. O acordo entre a curva teórica e os resultados observacionais é simplemente notable, quizais o mellor acordo co espectro térmico atopado na natureza.
Non obstante, que indica esta coincidencia? O feito de que esteamos considerando un estado que, ao parecer, estaba moi próximo ao equilibrio termodinámico (por iso se empregaba antes o termo incoherente). Pero que conclusión se segue do feito de que o Universo recén creado estaba moi preto do equilibrio termodinámico? Volvamos á Fig. 3.12 do apartado 3.3. A rexión de gran groso máis extensa será (por definición) moito máis grande que calquera outra rexión deste tipo, e normalmente será tan grande en relación ás outras que as fará pequenas a todas! O equilibrio termodinámico corresponde a un estado macroscópico, ao que, presumiblemente, chegará tarde ou cedo calquera sistema. Ás veces chámase a morte térmica do Universo, pero neste caso, curiosamente, deberíamos estar falando do nacemento térmico do Universo. A situación complícase polo feito de que o Universo recén nacido estaba en expansión rapidamente, polo que o estado que estamos considerando é en realidade un non equilibrio. Non obstante, a expansión neste caso pódese considerar esencialmente adiabática; este punto foi plenamente apreciado por Tolman en 1934 [Tolman, 1934]. Isto significa que o valor de entropía non cambiou durante a expansión. (Unha situación similar a esta, cando se mantén o equilibrio termodinámico debido á expansión adiabática, pódese describir no espazo de fases como un conxunto de rexións de igual volume cunha partición de gran groso, que se diferencian entre si só en volumes específicos do Universo). Podemos supoñer que este estado primario caracterizouse por unha entropía máxima -a pesar da expansión!).
Ao parecer, estamos ante un paradoxo excepcional. Segundo os argumentos presentados na Sección 3.3, a Segunda Lei require (e explícase, en principio, por) que o Big Bang sexa un estado macroscópico cunha entropía extremadamente baixa. Non obstante, as observacións do CMB parecen indicar que o estado macroscópico do Big Bang caracterizouse por unha entropía colosal, quizais ata a máxima posible. Onde nos equivocamos tan seriamente?
Aquí hai unha explicación común para este paradoxo: suponse que, dado que o Universo recentemente nado era moi "pequeno", podería haber algún límite á máxima entropía, e o estado de equilibrio termodinámico, que aparentemente se mantiña nese momento, era simplemente unha entropía de nivel límite posible nese momento. Non obstante, esta é a resposta incorrecta. Tal imaxe podería corresponder a unha situación completamente diferente, na que o tamaño do Universo dependería dalgunha restrición externa, por exemplo, como no caso dun gas que está contido nun cilindro cun pistón selado. Neste caso, a presión do pistón é proporcionada por algún mecanismo externo, que está equipado cunha fonte externa (ou saída) de enerxía. Pero esta situación non se aplica ao Universo no seu conxunto, cuxa xeometría e enerxía, así como o seu "tamaño global", están determinadas unicamente pola estrutura interna e están rexidas polas ecuacións dinámicas da teoría xeral da relatividade de Einstein (incluíndo o ecuacións que describen o estado da materia; ver apartados 3.1 e 3.2). En tales condicións (cando as ecuacións son completamente deterministas e invariantes con respecto á dirección do tempo - ver sección 3.3), o volume total do espazo de fase non pode cambiar co tempo. Suponse que o propio espazo de fase P non debería "evolucionar"! Toda evolución descríbese simplemente pola localización da curva C no espazo P e neste caso representa a evolución completa do Universo (ver sección 3.3).
Quizais o problema quedará máis claro se temos en conta as últimas etapas do colapso do Universo, cando se achega ao Gran Crash. Lembre o modelo de Friedman para K > 0, Λ = 0, mostrado na figura. 3.2a no apartado 3.1. Agora cremos que as perturbacións deste modelo xorden da distribución irregular da materia, e nalgunhas partes xa se produciron colapsos locais, deixando buracos negros no seu lugar. Entón deberiamos supoñer que despois disto algúns buracos negros se fundirán entre si e que o colapso nunha singularidade final resultará ser un proceso extremadamente complexo, sen case nada en común co Big Crash estrictamente simétrico do Friedmann simétrico idealmente esférico. modelo presentado na Fig. 3.6 a. Pola contra, en termos cualitativos, a situación de colapso lembrará moito máis a desorde colosal que se mostra na Fig. 3.14 a; a singularidade resultante que xorde neste caso pode, en certa medida, ser coherente coa hipótese BCLM mencionada ao final da sección 3.2. O estado de colapso final terá unha entropía inimaxinable, aínda que o Universo volverá encollerse a un tamaño pequeno. Aínda que este modelo particular de Friedmann (espacialmente pechado) non se considera actualmente unha representación plausible do noso propio Universo, as mesmas consideracións aplícanse a outros modelos de Friedmann, con ou sen constante cosmolóxica. A versión en colapso de calquera modelo deste tipo, experimentando perturbacións similares debido á distribución desigual da materia, debería converterse de novo nun caos que consume todo, unha singularidade como un burato negro (Fig. 3.14 b). Invertendo o tempo en cada un destes estados, chegaremos a unha posible singularidade inicial (potencial Big Bang), que ten, en consecuencia, unha entropía colosal, o que contradí a suposición que aquí se fai sobre o “teito” da entropía (fig. 3.14 c).
Aquí debo pasar a posibilidades alternativas que ás veces tamén se contemplan. Algúns teóricos suxiren que a segunda lei debe revertirse dalgún xeito en tales modelos de colapso, de xeito que a entropía total do universo vaise facendo progresivamente máis pequena (despois da máxima expansión) a medida que se achegue o Gran Crash. Non obstante, tal imaxe é especialmente difícil de imaxinar na presenza de buracos negros, que, unha vez que se formen, comezarán a traballar para aumentar a entropía (que está asociada coa asimetría temporal na localización de conos cero preto do horizonte de eventos). ver figura 3.9). Isto continuará nun futuro afastado, polo menos ata que os buracos negros se evaporen baixo a influencia do mecanismo Hawking (ver seccións 3.7 e 4.3). En todo caso, esta posibilidade non invalida os argumentos aquí expostos. Hai outro problema importante que está asociado a modelos tan complexos de colapso e no que os propios lectores puideron pensar: é posible que as singularidades dos buracos negros non xurdan de xeito simultáneo, polo que cando invertimos o tempo, non teremos un Big Bang. que sucede “todo e de inmediato”. Porén, esta é precisamente unha das propiedades da (aínda non probada, pero convincente) hipótese da forte censura cósmica [Penrose, 1998a; PkR, apartado 28.8], segundo o cal, no caso xeral, tal singularidade será espacial (apartado 1.7), polo que pode considerarse un suceso puntual. Ademais, independentemente da cuestión da validez da propia hipótese da censura cósmica forte, coñécense moitas solucións que satisfacen esta condición, e todas esas opcións (cando se expandan) terán valores de entropía relativamente altos. Isto reduce moito as preocupacións sobre a validez dos nosos descubrimentos.
En consecuencia, non atopamos probas de que, dadas as pequenas dimensións espaciais do Universo, necesariamente habería un certo "teito baixo" de posible entropía. En principio, a acumulación de materia en forma de buracos negros e a fusión de singularidades de "buracos negros" nun único caos singular é un proceso perfectamente coherente coa segunda lei, e este proceso final debe ir acompañado dun aumento colosal. en entropía. O estado final do Universo, "pequeno" segundo os estándares xeométricos, pode ter unha entropía inimaxinable, moito maior que nas etapas relativamente iniciais dun modelo cosmolóxico tan derrubado, e a propia miniatura espacial non establece un "teito" para o valor máximo. de entropía, aínda que tal "teito" (ao inverter o fluxo do tempo) só podería explicar por que a entropía era extremadamente baixa durante o Big Bang. De feito, tal cadro (Fig. 3.14 a, b), que representa xeralmente o colapso do Universo, suxire unha solución ao paradoxo: por que durante o Big Bang houbo unha entropía excepcionalmente baixa en comparación co que puido ser, a pesar do feito de que a explosión estaba quente (e tal estado debería ter a máxima entropía). A resposta é que a entropía pode aumentar radicalmente se se permiten grandes desviacións da uniformidade espacial, e o maior aumento deste tipo está asociado a irregularidades debidas precisamente á aparición de buracos negros. En consecuencia, un Big Bang espacialmente homoxéneo podería ter, relativamente falando, unha entropía incriblemente baixa, a pesar do feito de que o seu contido estaba incriblemente quente.
Unha das probas máis convincentes de que o Big Bang era de feito bastante homoxéneo espacialmente, consistente coa xeometría do modelo FLRU (pero non coherente co caso moito máis xeral dunha singularidade desordenada ilustrada na Fig. 3.14c), vén de novo. de RI, pero esta vez coa súa homoxeneidade angular máis que pola súa natureza termodinámica. Esta homoxeneidade maniféstase no feito de que a temperatura do RI é practicamente a mesma en calquera punto do ceo, e as desviacións da homoxeneidade non son máis de 10-5 (axustadas para o pequeno efecto Doppler asociado ao noso movemento pola materia circundante). ). Ademais, hai uniformidade case universal na distribución das galaxias e demais materia; Así, a distribución dos barións (ver Sección 1.3) a escalas bastante grandes caracterízase por unha homoxeneidade importante, aínda que hai anomalías notables, en particular os chamados baleiros, onde a densidade da materia visible é radicalmente inferior á media. En xeral, pódese argumentar que a homoxeneidade é maior canto máis avanzamos no pasado do Universo, e RI é a evidencia máis antiga da distribución da materia que podemos observar directamente.
Esta imaxe é consistente coa opinión de que nas primeiras etapas do seu desenvolvemento o Universo era realmente extremadamente homoxéneo, pero cunhas densidades lixeiramente irregulares. Co paso do tempo (e baixo a influencia de varios tipos de "fricción" - procesos que retardan os movementos relativos), estas irregularidades de densidade intensificáronse baixo a influencia da gravidade, o que é consistente coa idea da acumulación gradual da materia. Co paso do tempo, a agrupación aumenta, dando lugar á formación de estrelas; agrúpanse en galaxias, cada unha das cales desenvolve un burato negro masivo no centro. En definitiva, esta agrupación débese ao efecto inevitable da gravidade. De feito, tales procesos están asociados a un forte aumento da entropía e demostran que, tendo en conta a gravidade, esa bola brillante primordial, da que só queda RI hoxe, podería estar lonxe da máxima entropía. A natureza térmica desta bóla, como o demostra o espectro de Planck que se mostra na Fig. 3.13, só di isto: se consideramos o Universo (na era da última dispersión) simplemente como un sistema formado por materia e enerxía que interactúan entre si, entón podemos supoñer que estaba realmente en equilibrio termodinámico. Porén, se tamén temos en conta as influencias gravitatorias, o panorama cambia drasticamente.
Se imaxinamos, por exemplo, un gas nun recipiente pechado, entón é natural asumir que alcanzará a súa máxima entropía nese estado macroscópico cando estea distribuído uniformemente polo recipiente (fig. 3.15 a). Neste sentido, asemellarase a unha bola quente que xerou RI, que se distribúe uniformemente polo ceo. Non obstante, se substitúes as moléculas de gas por un vasto sistema de corpos conectados entre si pola gravidade, por exemplo, estrelas individuais, obtén unha imaxe completamente diferente (Fig. 3.15 b). Debido aos efectos gravitatorios, as estrelas distribuiranse de forma desigual, en forma de cúmulos. En definitiva, a maior entropía conseguirase cando numerosas estrelas colapsan ou se funden en buracos negros. Aínda que este proceso pode levar moito tempo (aínda que se verá facilitado pola fricción debido á presenza de gas interestelar), veremos que finalmente, cando domina a gravidade, a entropía é maior, canto menos uniformemente se distribúe a materia no sistema. .
Tales efectos pódense rastrexar mesmo no nivel da experiencia cotiá. Poderíase preguntar: cal é o papel da Segunda Lei para manter a vida na Terra? Moitas veces podes escoitar que vivimos neste planeta grazas á enerxía recibida do Sol. Pero esta non é unha afirmación completamente certa se consideramos a Terra no seu conxunto, xa que case toda a enerxía que recibe a Terra durante o día pronto se evapora de novo ao espazo, ao escuro ceo nocturno. (Por suposto, o equilibrio exacto axustarase lixeiramente por factores como o quecemento global e o quecemento do planeta debido á desintegración radioactiva.) Se non, a Terra simplemente quedaría cada vez máis quente e volveríase inhabitable en poucos días! Porén, os fotóns recibidos directamente do Sol teñen unha frecuencia relativamente alta (concéntranse na parte amarela do espectro), e a Terra emite fotóns de frecuencia moito máis baixa no espectro infravermello ao espazo. Segundo a fórmula de Planck (E = hν, ver sección 2.2), cada un dos fotóns que chegan do Sol individualmente ten unha enerxía moito maior que os fotóns emitidos ao espazo, polo tanto, para lograr o equilibrio, deben saír da Terra moitos máis fotóns dos que chegan ( ver a figura 3.16). Se chegan menos fotóns, entón a enerxía entrante terá menos graos de liberdade e a enerxía saínte terá máis e, polo tanto, segundo a fórmula de Boltzmann (S = k log V), os fotóns entrantes terán moita menos entropía que os saíntes. . Usamos a enerxía de baixa entropía contida nas plantas para baixar a nosa propia entropía: comemos plantas ou herbívoros. Así é como a vida na Terra sobrevive e prospera. (Ao parecer, estes pensamentos foron formulados claramente por primeira vez por Erwin Schrödinger en 1967, cando escribiu o seu libro revolucionario Life as It Is [Schrödinger, 2012]).
O feito máis importante deste equilibrio de baixa entropía é o seguinte: o Sol é un punto quente nun ceo completamente escuro. Pero como xurdiron tales condicións? Moitos procesos complexos xogaron un papel, incluídos os asociados ás reaccións termonucleares, etc., pero o máis importante é que o Sol existe. E xurdiu porque a materia solar (como a materia que forma outras estrelas) desenvolveuse a través dun proceso de agrupación gravitatoria, e todo comezou cunha distribución relativamente uniforme de gas e materia escura.
Aquí cómpre mencionar unha substancia misteriosa chamada materia escura, que ao parecer constitúe o 85% do contido material (non Λ) do Universo, pero só se detecta pola interacción gravitatoria e descoñécese a súa composición. Hoxe só temos en conta esta cuestión á hora de estimar a masa total, que é necesaria á hora de calcular algunhas cantidades numéricas (ver apartados 3.6, 3.7, 3.9, e para que papel teórico máis importante pode desempeñar a materia escura, ver apartado 4.3). Independentemente do problema da materia escura, vemos o importante que a natureza de baixa entropía da distribución uniforme orixinal da materia demostrou ser para as nosas vidas. A nosa existencia, tal e como a entendemos, depende da reserva gravitacional de baixa entropía que é característica da distribución uniforme inicial da materia.
Aquí chegamos a un aspecto notable, de feito, fantástico, do Big Bang. O misterio non reside só en como ocorreu, senón tamén no feito de que foi un evento de entropía extremadamente baixa. Ademais, o notable non é tanto esta circunstancia como o feito de que a entropía fose baixa só nun aspecto específico, a saber: os graos de liberdade gravitatoria foron, por algunha razón, completamente suprimidos. Isto contrasta marcadamente cos graos de liberdade da materia e da radiación (electromagnética), xa que parecían estar máximamente excitados nun estado quente coa máxima entropía. Na miña opinión, este é quizais o misterio cosmolóxico máis profundo e, por algún motivo, aínda segue subestimado.
É necesario deterse con máis detalle sobre o especial que foi o estado do Big Bang e que entropía pode xurdir no proceso de agrupación gravitatoria. En consecuencia, primeiro cómpre darse conta de que incrible entropía é realmente inherente a un burato negro (ver a figura 3.15 b). Trataremos esta cuestión na sección 3.6. Pero de momento, imos pasar a outro problema relacionado coa seguinte posibilidade, bastante probable: ao cabo, o Universo pode resultar en realidade espacialmente infinito (como no caso dos modelos FLRU con K 0, ver sección 3.1) ou polo menos a maior parte do Universo pode non ser directamente observable. En consecuencia, abordamos o problema dos horizontes cosmolóxicos, que trataremos na seguinte sección.
» Podes atopar máis detalles sobre o libro en
»
»
Para Khabrozhiteley 25% de desconto usando o cupón - Nova Ciencia
Tras o pagamento da versión en papel do libro, enviarase un libro electrónico por correo electrónico.
Fonte: www.habr.com