Pozdrav, stanovnici Khabra! Može li se u fundamentalnoj znanosti govoriti o modi, vjeri ili fantaziji?
Svemir ne zanima ljudska moda. Znanost se ne može tumačiti kao vjera, jer su znanstveni postulati neprestano podvrgnuti strogoj eksperimentalnoj provjeri i odbačeni su čim se dogma počne sukobljavati s objektivnom stvarnošću. A fantazija općenito zanemaruje i činjenice i logiku. Ipak, veliki Roger Penrose ne želi u potpunosti odbaciti te fenomene, jer znanstvena moda može biti motor napretka, vjera se javlja kada se teorija potvrdi stvarnim eksperimentima, a bez poleta fantazije ne mogu se dokučiti sve neobičnosti našeg Svemir.
U poglavlju “Moda” naučit ćete o teoriji struna, najmodernijoj teoriji posljednjih desetljeća. “Vjera” je posvećena načelima na kojima stoji kvantna mehanika. A "Fantazija" se ne bavi ni manje ni više nego teorijama o podrijetlu svemira koji su nam poznati.
3.4. Paradoks velikog praska
Postavimo prvo pitanje opažanja. Koji izravni dokazi postoje da je cijeli vidljivi Svemir nekoć bio u ekstremno komprimiranom i nevjerojatno vrućem stanju koji bi bio u skladu sa slikom Velikog praska prikazanom u odjeljku 3.1? Najuvjerljiviji dokaz je kozmičko mikrovalno pozadinsko zračenje (CMB), koje se ponekad naziva i Veliki prasak. CMB zračenje je lagano, ali vrlo duge valne duljine, pa ga je potpuno nemoguće vidjeti očima. Ta nas svjetlost obasipa sa svih strana krajnje ravnomjerno (ali uglavnom nesuvislo). Predstavlja toplinsko zračenje s temperaturom od ~2,725 K, odnosno više od dva stupnja iznad apsolutne nule. Vjeruje se da je promatrani "sjaj" nastao u nevjerojatno vrućem svemiru (~3000 K u to vrijeme) otprilike 379 000 godina nakon Velikog praska - tijekom ere posljednjeg raspršenja, kada je svemir prvi put postao proziran za elektromagnetsko zračenje (iako ovo se uopće nije dogodilo tijekom Velikog praska).eksplozija; ovaj događaj se događa u prvih 1/40 000 ukupne starosti Svemira - od Velikog praska do danas). Od posljednje ere raspršenja, duljina ovih svjetlosnih valova povećala se približno onoliko koliko se sam Svemir proširio (za faktor oko 1100), tako da se gustoća energije jednako radikalno smanjila. Stoga je promatrana temperatura CMB-a samo 2,725 K.
Činjenica da je ovo zračenje u biti nekoherentno (tj. toplinsko) je impresivno potvrđena samom prirodom njegovog frekvencijskog spektra, prikazanog na Sl. 3.13. Intenzitet zračenja za svaku pojedinu frekvenciju iscrtan je okomito na grafikonu, a frekvencija raste s lijeva na desno. Kontinuirana krivulja odgovara spektru Planckovog crnog tijela o kojem se govori u odjeljku 2.2 za temperaturu od 2,725 K. Točke na krivulji su podaci iz specifičnih opažanja za koje su dane trake pogrešaka. Istodobno, stupci pogrešaka povećavaju se 500 puta, jer bi ih inače jednostavno bilo nemoguće uzeti u obzir, čak ni s desne strane, gdje pogreške dosežu svoj maksimum. Slaganje između teorijske krivulje i rezultata promatranja jednostavno je izvanredno - možda najbolje slaganje s toplinskim spektrom pronađenim u prirodi.
Međutim, na što ukazuje ova slučajnost? Činjenica da razmatramo stanje koje je, očito, bilo vrlo blizu termodinamičke ravnoteže (zbog čega je ranije korišten izraz nekoherentno). Ali kakav zaključak slijedi iz činjenice da je novostvoreni Svemir bio vrlo blizu termodinamičke ravnoteže? Vratimo se na sl. 3.12 iz odjeljka 3.3. Najopsežnija regija grubog zrna bit će (po definiciji) mnogo veća od bilo koje druge takve regije, i tipično će biti toliko velika u odnosu na ostale da će ih sve zasjeniti! Termodinamička ravnoteža odgovara makroskopskom stanju u koje će, vjerojatno, svaki sustav prije ili kasnije doći. Ponekad se to naziva toplinskom smrću Svemira, ali u ovom slučaju, čudno, trebali bismo govoriti o termalnom rađanju Svemira. Situaciju komplicira činjenica da se novorođeni Svemir ubrzano širio, pa je stanje koje razmatramo zapravo neravnotežno. Unatoč tome, širenje se u ovom slučaju može smatrati esencijalno adijabatskim - ovu točku Tolman je u potpunosti shvatio još 1934. [Tolman, 1934]. To znači da se vrijednost entropije nije promijenila tijekom širenja. (Situacija slična ovoj, kada se termodinamička ravnoteža održava zbog adijabatskog širenja, može se opisati u faznom prostoru kao skup područja jednakog volumena s grubo zrnatom pregradom, koja se međusobno razlikuju samo u određenim volumenima Svemira .Možemo pretpostaviti da je to primarno stanje karakterizirala maksimalna entropija – unatoč ekspanziji!).
Očigledno, suočeni smo s iznimnim paradoksom. Prema argumentima iznesenim u Odjeljku 3.3, Drugi zakon zahtijeva (i on je, u načelu, objašnjen njime) da Veliki prasak bude makroskopsko stanje s ekstremno niskom entropijom. Međutim, čini se da CMB promatranja pokazuju da je makroskopsko stanje Velikog praska karakterizirala kolosalna entropija, možda čak i najveća moguća. Gdje tako ozbiljno griješimo?
Evo jednog uobičajenog objašnjenja za ovaj paradoks: pretpostavlja se da bi, budući da je novorođeni Svemir bio vrlo "malen", moglo postojati neko ograničenje maksimalne entropije, a stanje termodinamičke ravnoteže, koje se očito održavalo u to vrijeme, bilo je jednostavno granična razina entropije moguća u to vrijeme. Međutim, ovo je pogrešan odgovor. Takva slika mogla bi odgovarati potpuno drugačijoj situaciji, u kojoj bi veličina Svemira ovisila o nekom vanjskom ograničenju, na primjer, kao u slučaju plina koji se nalazi u cilindru sa zatvorenim klipom. U ovom slučaju, pritisak klipa osigurava neki vanjski mehanizam, koji je opremljen vanjskim izvorom (ili izlazom) energije. Ali ova se situacija ne odnosi na Svemir kao cjelinu, čija su geometrija i energija, kao i njegova "ukupna veličina", određene isključivo unutarnjom strukturom i njima upravljaju dinamičke jednadžbe Einsteinove opće teorije relativnosti (uključujući jednadžbe koje opisuju agregatno stanje; vidi odjeljke 3.1 i 3.2). Pod takvim uvjetima (kada su jednadžbe potpuno determinističke i nepromjenjive u odnosu na smjer vremena - vidi odjeljak 3.3), ukupni volumen faznog prostora ne može se mijenjati tijekom vremena. Pretpostavlja se da sam fazni prostor P ne bi trebao “evoluirati”! Sva evolucija je jednostavno opisana položajem krivulje C u prostoru P i u ovom slučaju predstavlja potpunu evoluciju Svemira (vidi odjeljak 3.3).
Možda će problem postati jasniji ako uzmemo u obzir kasnije faze kolapsa Svemira, kada se približava Velikom slomu. Prisjetimo se Friedmanova modela za K > 0, Λ = 0, prikazanog na sl. 3.2a u odjeljku 3.1. Sada vjerujemo da poremećaji u ovom modelu proizlaze iz nepravilne raspodjele materije, au nekim dijelovima već su se dogodili lokalni kolapsi, ostavljajući crne rupe na njihovom mjestu. Tada bismo trebali pretpostaviti da će se nakon toga neke crne rupe spojiti jedna s drugom i da će se kolaps u konačnu singularnost pokazati kao iznimno složen proces, koji nema gotovo ništa zajedničko sa strogo simetričnim Velikim slomom idealno sferno simetričnog Friedmanna. model predstavljen na sl. 3.6 a. Naprotiv, u kvalitativnom smislu, situacija kolapsa će mnogo više podsjećati na kolosalan nered prikazan na Sl. 3.14 a; rezultirajuća singularnost koja se javlja u ovom slučaju može donekle biti u skladu s BCLM hipotezom spomenutom na kraju odjeljka 3.2. Konačno kolapsirajuće stanje imat će nezamislivu entropiju, iako će se Svemir ponovno smanjiti na sićušnu veličinu. Iako se ovaj konkretni (prostorno zatvoreni) ponovno kolapsirajući Friedmannov model trenutno ne smatra vjerojatnim prikazom našeg svemira, ista razmatranja vrijede za druge Friedmannove modele, sa ili bez kozmološke konstante. Kolabirajuća verzija svakog takvog modela, koja doživljava slične poremećaje zbog neravnomjerne raspodjele materije, trebala bi se ponovno pretvoriti u sveprožimajući kaos, singularnost poput crne rupe (Sl. 3.14 b). Okretanjem vremena u svakom od ovih stanja, doći ćemo do mogućeg početnog singulariteta (potencijalni Veliki prasak), koji ima, prema tome, kolosalnu entropiju, što je u suprotnosti s ovdje iznesenom pretpostavkom o "plafonu" entropije (Sl. 3.14 c).
Ovdje moram prijeći na alternativne mogućnosti koje se također ponekad razmatraju. Neki teoretičari sugeriraju da se drugi zakon mora nekako preokrenuti u takvim modelima kolapsa, tako da će ukupna entropija svemira postajati progresivno manja (nakon maksimalnog širenja) kako se približava Veliki slom. Međutim, takvu je sliku posebno teško zamisliti u prisutnosti crnih rupa, koje će, nakon što se formiraju, same početi raditi na povećanju entropije (što je povezano s vremenskom asimetrijom u položaju nultih stožaca u blizini horizonta događaja, vidi sliku 3.9). To će se nastaviti u dalekoj budućnosti – barem dok crne rupe ne ispare pod utjecajem Hawkingovog mehanizma (vidi odjeljke 3.7 i 4.3). U svakom slučaju, ova mogućnost ne poništava ovdje iznesene argumente. Postoji još jedan važan problem koji je povezan s tako složenim modelima kolapsa i o kojem su čitatelji sami možda razmišljali: singularnosti crnih rupa možda uopće neće nastati istovremeno, tako da kad preokrenemo vrijeme, nećemo dobiti Veliki prasak, što se događa "sve i odmah". No, upravo je to jedno od svojstava (još ne dokazane, ali uvjerljive) hipoteze o snažnoj kozmičkoj cenzuri [Penrose, 1998a; PkR, odjeljak 28.8], prema kojem će, u općem slučaju, takva singularnost biti prostorna (odjeljak 1.7), te se stoga može smatrati jednokratnim događajem. Štoviše, bez obzira na pitanje valjanosti same hipoteze o jakoj kozmičkoj cenzuri, poznata su mnoga rješenja koja zadovoljavaju ovaj uvjet, a sve takve opcije (kada se prošire) imat će relativno visoke vrijednosti entropije. Ovo uvelike smanjuje zabrinutost oko valjanosti naših nalaza.
Sukladno tome, ne nalazimo dokaze da bi, s obzirom na male prostorne dimenzije Svemira, nužno postojao određeni "niski strop" moguće entropije. U principu, akumulacija materije u obliku crnih rupa i spajanje singularnosti "crnih rupa" u jedinstveni kaos je proces koji je savršeno u skladu s drugim zakonom, a ovaj konačni proces mora biti popraćen kolosalnim povećanjem u entropiji. Konačno stanje Svemira, "sićušno" po geometrijskim standardima, može imati nezamislivu entropiju, mnogo veću nego u relativno ranim fazama takvog kolapsirajućeg kozmološkog modela, a sama prostorna minijatura ne postavlja "plafon" za maksimalnu vrijednost entropije, iako bi takav "plafon" (pri okretanju toka vremena) mogao objasniti zašto je entropija bila iznimno niska tijekom Velikog praska. Zapravo, takva slika (Sl. 3.14 a, b), koja općenito predstavlja kolaps Svemira, sugerira rješenje paradoksa: zašto je tijekom Velikog praska bila iznimno niska entropija u usporedbi s onim što je moglo biti, unatoč činjenica da je eksplozija bila vruća (a takvo stanje bi trebalo imati maksimalnu entropiju). Odgovor je da se entropija može radikalno povećati ako se dopuste velika odstupanja od prostorne jednolikosti, a najveći takav porast povezan je s nepravilnostima upravo zbog nastanka crnih rupa. Posljedično, prostorno homogeni Veliki prasak mogao bi doista imati, relativno govoreći, nevjerojatno nisku entropiju, unatoč činjenici da je njegov sadržaj bio nevjerojatno vruć.
Jedan od najuvjerljivijih dokaza da je Veliki prasak doista bio prilično prostorno homogen, u skladu s geometrijom FLRU modela (ali nije u skladu s mnogo općenitijim slučajem neuređene singularnosti prikazanom na slici 3.14c), ponovno dolazi iz RI, ali ovaj put svojom kutnom homogenošću, a ne svojom termodinamičkom prirodom. Ta se homogenost očituje u činjenici da je temperatura RI praktički ista u bilo kojoj točki na nebu, a odstupanja od homogenosti nisu veća od 10–5 (prilagođeno za mali Dopplerov učinak povezan s našim kretanjem kroz okolnu tvar ). Osim toga, postoji gotovo univerzalna uniformnost u distribuciji galaksija i druge materije; Dakle, raspodjelu bariona (vidi Odjeljak 1.3) na prilično velikim mjerilima karakterizira značajna homogenost, iako postoje uočljive anomalije, posebice takozvane praznine, gdje je gustoća vidljive tvari radikalno niža od prosjeka. Općenito, može se tvrditi da je homogenost to veća što dalje u prošlost Svemira gledamo, a RI je najstariji dokaz raspodjele materije koji možemo izravno promatrati.
Ova slika je u skladu s mišljenjem da je u ranim fazama svog razvoja Svemir doista bio izuzetno homogen, ali s pomalo nepravilnim gustoćama. Tijekom vremena (i pod utjecajem raznih vrsta “trenja” - procesa koji usporavaju relativna kretanja), ove nepravilnosti gustoće su se pojačale pod utjecajem gravitacije, što je u skladu s idejom o postupnom zgrudvanju materije. S vremenom se nakupljanje povećava, što rezultira stvaranjem zvijezda; grupiraju se u galaksije, od kojih svaka razvija masivnu crnu rupu u središtu. U konačnici, ovo skupljanje je posljedica neizbježnog učinka gravitacije. Takvi su procesi doista povezani sa snažnim povećanjem entropije i pokazuju da bi, uzimajući u obzir gravitaciju, ta iskonska sjajna kugla, od koje je danas ostao samo RI, mogla imati daleko od maksimalne entropije. Toplinska priroda ove lopte, kao što dokazuje Planckov spektar prikazan na Sl. 3.13, kaže samo ovo: ako promatramo Svemir (u eri posljednjeg raspršenja) jednostavno kao sustav koji se sastoji od materije i energije koji međusobno djeluju, tada možemo pretpostaviti da je on zapravo bio u termodinamičkoj ravnoteži. No, uzmemo li u obzir i gravitacijske utjecaje, slika se dramatično mijenja.
Zamislimo li npr. plin u zatvorenoj posudi, onda je prirodno pretpostaviti da će on svoju maksimalnu entropiju postići u tom makroskopskom stanju kada je ravnomjerno raspoređen po posudi (sl. 3.15 a). U tom će pogledu nalikovati vrućoj kugli koja je stvorila RI, koji je ravnomjerno raspoređen po nebu. Međutim, ako molekule plina zamijenite golemim sustavom tijela međusobno povezanih gravitacijom, na primjer, pojedinačnim zvijezdama, dobit ćete potpuno drugačiju sliku (sl. 3.15 b). Zbog gravitacijskih učinaka zvijezde će biti raspoređene neravnomjerno, u obliku jata. U konačnici, najveća entropija će se postići kada se brojne zvijezde kolabiraju ili stope u crne rupe. Iako ovaj proces može potrajati dugo (iako će biti olakšan trenjem zbog prisutnosti međuzvjezdanog plina), vidjet ćemo da je u konačnici, kada gravitacija dominira, entropija veća, što je materija manje ravnomjerno raspoređena u sustavu .
Takvi se učinci mogu pratiti čak i na razini svakodnevnog iskustva. Netko bi se mogao zapitati: koja je uloga Drugog zakona u održavanju života na Zemlji? Često se može čuti da na ovoj planeti živimo zahvaljujući energiji koju dobivamo od Sunca. No, to nije sasvim točna tvrdnja ako Zemlju promatramo kao cjelinu, budući da gotovo sva energija koju Zemlja primi tijekom dana ubrzo ponovno ispari u svemir, na tamno noćno nebo. (Naravno, točnu ravnotežu malo će prilagoditi čimbenici poput globalnog zatopljenja i zagrijavanja planeta zbog radioaktivnog raspada.) U suprotnom, Zemlja bi jednostavno postala sve toplija i postala nenastanjiva u roku od nekoliko dana! No, fotoni primljeni izravno sa Sunca imaju relativno visoku frekvenciju (koncentrirani su u žutom dijelu spektra), a Zemlja u svemir emitira fotone puno niže frekvencije u infracrvenom spektru. Prema Planckovoj formuli (E = hν, vidi odjeljak 2.2), svaki od fotona koji dolazi sa Sunca pojedinačno ima mnogo veću energiju od fotona emitiranih u svemir, stoga, da bi se postigla ravnoteža, mnogo više fotona mora napustiti Zemlju nego što ih stiže ( vidi sliku 3.16). Ako stigne manje fotona, tada će ulazna energija imati manje stupnjeva slobode, a izlazna energija više, pa će stoga, prema Boltzmannovoj formuli (S = k log V), dolazeći fotoni imati puno manju entropiju od izlaznih . Energiju niske entropije sadržanu u biljkama koristimo za smanjenje vlastite entropije: jedemo biljke ili biljojede. Ovo je način na koji život na Zemlji opstaje i napreduje. (Navodno je te misli prvi jasno formulirao Erwin Schrödinger 1967., kada je napisao svoju revolucionarnu knjigu Život kakav jest [Schrödinger, 2012.]).
Najvažnija činjenica o ovoj niskoentropijskoj ravnoteži je sljedeća: Sunce je vruća točka na potpuno tamnom nebu. Ali kako su nastali takvi uvjeti? Mnogi složeni procesi su igrali ulogu, uključujući one povezane s termonuklearnim reakcijama itd., ali najvažnije je da Sunce uopće postoji. A nastala je jer se solarna tvar (poput materije koja tvori druge zvijezde) razvila kroz proces gravitacijskog skupljanja, a sve je počelo s relativno jednolikom raspodjelom plina i tamne tvari.
Ovdje treba spomenuti misterioznu tvar zvanu tamna tvar, koja čini 85% materijalnog (ne-Λ) sadržaja Svemira, ali se detektira samo gravitacijskom interakcijom, a njen sastav je nepoznat. Danas samo uzimamo u obzir ovu stvar kada procjenjujemo ukupnu masu, koja je potrebna za izračunavanje nekih numeričkih veličina (vidi odjeljke 3.6, 3.7, 3.9, a za važniju teoretsku ulogu koju tamna tvar može igrati, vidi odjeljak 4.3). Bez obzira na problem tamne tvari, vidimo koliko se niskoentropijska priroda izvorne uniformne raspodjele materije pokazala važnom za naše živote. Naše postojanje, kako ga mi razumijemo, ovisi o niskoentropijskoj gravitacijskoj rezervi koja je karakteristična za početnu jednoliku raspodjelu materije.
Ovdje dolazimo do izvanrednog - zapravo, fantastičnog - aspekta Velikog praska. Misterij ne leži samo u tome kako se to dogodilo, već iu činjenici da je to bio događaj s iznimno niskom entropijom. Štoviše, ono što je izvanredno nije toliko ova okolnost koliko činjenica da je entropija bila niska samo u jednom specifičnom pogledu, naime: gravitacijski stupnjevi slobode bili su, iz nekog razloga, potpuno potisnuti. Ovo je u oštrom kontrastu sa stupnjevima slobode materije i (elektromagnetskog) zračenja, jer se činilo da su maksimalno pobuđeni u vrućem stanju s maksimalnom entropijom. Po mom mišljenju, ovo je možda najdublja kozmološka misterija, a iz nekog razloga još uvijek ostaje podcijenjena!
Potrebno je detaljnije govoriti o tome koliko je stanje Velikog praska bilo posebno i koja entropija može nastati u procesu gravitacijskog skupljanja. U skladu s tim, prvo morate shvatiti koja je nevjerojatna entropija zapravo svojstvena crnoj rupi (vidi sliku 3.15 b). O ovom pitanju raspravljat ćemo u odjeljku 3.6. Ali za sada, okrenimo se još jednom problemu koji se odnosi na sljedeću, vrlo vjerojatnu mogućnost: na kraju krajeva, svemir bi se zapravo mogao pokazati prostorno beskonačnim (kao u slučaju FLRU modela s K 0, vidi odjeljak 3.1) ili barem veći dio Svemira možda nije izravno vidljiv. Sukladno tome pristupamo problemu kozmoloških horizonata, o čemu ćemo raspravljati u sljedećem odjeljku.
» Više detalja o knjizi možete pronaći na
»
»
Za Khabrozhiteley 25% popusta korištenjem kupona - Nova znanost
Po uplati papirnate verzije knjige, elektronička knjiga bit će poslana e-mailom.
Izvor: www.habr.com