Sziasztok Khabro lakosok! Lehet-e divatról, hitről vagy fantáziáról beszélni az alaptudományban?
Az univerzumot nem érdekli az emberi divat. A tudományt nem lehet hitként értelmezni, mert a tudományos posztulátumokat folyamatosan szigorú kísérleti tesztelésnek vetik alá, és elvetik, amint a dogma ütközni kezd az objektív valósággal. A fantázia pedig általában figyelmen kívül hagyja a tényeket és a logikát. Mindazonáltal a nagy Roger Penrose nem akarja teljesen elutasítani ezeket a jelenségeket, mert a tudományos divat lehet a haladás motorja, a hit akkor jelenik meg, amikor egy elméletet valódi kísérletek igazolnak, és fantáziarepülés nélkül nem lehet felfogni minden furcsaságunkat. Világegyetem.
A „Divat” fejezetben az elmúlt évtizedek legdivatosabb elméletét, a húrelméletet ismerheti meg. A „hit” a kvantummechanika alapelveinek szentelt. A „fantázia” pedig nem kevesebbre vonatkozik, mint az Univerzum keletkezésének általunk ismert elméleteire.
3.4. Ősrobbanás paradoxona
Tegyük fel először a megfigyelések kérdését. Milyen közvetlen bizonyíték van arra, hogy az egész megfigyelhető Univerzum egykor rendkívül összenyomott és hihetetlenül forró állapotban volt, ami összhangban állna a 3.1. szakaszban bemutatott ősrobbanás képével? A legmeggyőzőbb bizonyíték a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás (CMB), amelyet néha ősrobbanásnak is neveznek. A CMB sugárzás könnyű, de nagyon hosszú hullámhosszú, így szemmel teljesen lehetetlen látni. Ez a fény minden oldalról rendkívül egyenletesen (de többnyire összefüggéstelenül) árad ránk. ~2,725 K, azaz több mint két fokkal az abszolút nulla feletti hőmérsékletű hősugárzást képviseli. A megfigyelt „csillanás” feltehetően egy hihetetlenül forró Univerzumban keletkezett (akkor kb. 3000 K), körülbelül 379 000 évvel az Ősrobbanás után – az utolsó szórás korszakában, amikor az Univerzum először vált átlátszóvá az elektromágneses sugárzás számára (bár ez egyáltalán nem történt meg az ősrobbanás során). robbanás; ez az esemény az Univerzum teljes korának első 1/40 000-ében következik be – az ősrobbanástól napjainkig). A legutóbbi szórási korszak óta ezeknek a fényhullámoknak a hossza megközelítőleg annyival nőtt, amennyivel maga az Univerzum tágul (kb. 1100-szorosára), így az energiasűrűség is ugyanolyan radikálisan csökkent. Ezért a CMB megfigyelt hőmérséklete csak 2,725 K.
Azt a tényt, hogy ez a sugárzás lényegében inkoherens (vagyis termikus), lenyűgözően megerősíti a frekvenciaspektrumának természete, amint az az 3.13. ábrán látható. 2.2. A sugárzás intenzitása az egyes frekvenciákon függőlegesen jelenik meg a grafikonon, és a frekvencia balról jobbra nő. A folytonos görbe a 2,725. szakaszban tárgyalt Planck feketetest-spektrumnak felel meg 500 K hőmérsékleten. A görbe pontjai olyan konkrét megfigyelések adatai, amelyekhez hibasávok vannak megadva. Ezzel egyidejűleg a hibasávok XNUMX-szorosára nőnek, mert különben még a jobb oldalon sem lehetne figyelembe venni, hogy a hibák hol érik el a maximumot. Az elméleti görbe és a megfigyelési eredmények közötti egyezés egyszerűen figyelemre méltó – talán a legjobb egyezés a természetben található termikus spektrummal.
De mit jelez ez a véletlen? Az a tény, hogy egy olyan állapotról van szó, amely látszólag nagyon közel volt a termodinamikai egyensúlyhoz (ezért használták korábban az inkoherens kifejezést). De milyen következtetés következik abból a tényből, hogy az újonnan létrehozott Univerzum nagyon közel volt a termodinamikai egyensúlyhoz? Térjünk vissza az ábrához. 3.12 a 3.3 szakaszból. A legkiterjedtebb durva szemcsés régió (definíció szerint) sokkal nagyobb lesz, mint bármely más ilyen régió, és jellemzően olyan nagy lesz a többihez képest, hogy ezek mindegyike eltörpül! A termodinamikai egyensúly egy makroszkopikus állapotnak felel meg, amelybe feltehetően előbb-utóbb minden rendszer eljut. Néha az Univerzum termikus halálának nevezik, de ebben az esetben furcsa módon az Univerzum termikus születéséről kell beszélnünk. A helyzetet bonyolítja, hogy az újszülött Univerzum gyorsan tágul, így az általunk vizsgált állapot valójában nem egyensúlyi állapot. Ennek ellenére a bővülés ebben az esetben alapvetően adiabatikusnak tekinthető - ezt a pontot Tolman már 1934-ben teljes mértékben értékelte [Tolman, 1934]. Ez azt jelenti, hogy az entrópia értéke nem változott a tágulás során. (Ehhez hasonló szituáció, amikor az adiabatikus tágulás miatt megmarad a termodinamikai egyensúly, a fázistérben egyenlő térfogatú, durva szemcsés partíciójú régiók halmazaként írható le, amelyek csak az Univerzum meghatározott térfogataiban térnek el egymástól. Feltételezhetjük, hogy ezt az elsődleges állapotot a tágulás ellenére maximális entrópia jellemezte!).
Úgy tűnik, rendkívüli paradoxonnal állunk szemben. A 3.3. szakaszban bemutatott érvek szerint a második törvény megköveteli (és elvileg azzal magyarázható), hogy az Ősrobbanás rendkívül alacsony entrópiájú makroszkopikus állapot legyen. A CMB megfigyelései azonban azt mutatják, hogy az ősrobbanás makroszkopikus állapotát kolosszális entrópia jellemezte, talán a lehető legnagyobb. Hol tévedünk ennyire komolyan?
Ennek a paradoxonnak az egyik általános magyarázata: feltételezik, hogy mivel az újszülött Univerzum nagyon „kicsi” volt, a maximális entrópiának lehet valami határa, és a termodinamikai egyensúly állapota, amely akkoriban látszólag megmaradt, egyszerűen egy határszintű entrópia lehetséges abban az időben. Ez azonban rossz válasz. Egy ilyen kép egy teljesen más helyzetnek felelhet meg, amelyben az Univerzum mérete valamilyen külső kényszertől függ, például, mint például egy gáz esetében, amelyet egy tömített dugattyús henger tartalmaz. Ebben az esetben a dugattyúnyomást valamilyen külső mechanizmus biztosítja, amely külső energiaforrással (vagy kimenettel) van ellátva. Ez a helyzet azonban nem vonatkozik az Univerzum egészére, amelynek geometriáját és energiáját, valamint „teljes méretét” kizárólag a belső szerkezet határozza meg, és Einstein általános relativitáselméletének dinamikus egyenletei szabályozzák (beleértve a az anyag halmazállapotát leíró egyenletek; lásd a 3.1. és 3.2. szakaszt). Ilyen körülmények között (amikor az egyenletek teljesen determinisztikusak és az idő irányára nézve invariánsak – lásd a 3.3 fejezetet) a fázistér teljes térfogata nem változhat az idő múlásával. Feltételezzük, hogy magának a P fázistérnek nem szabad „fejlődnie”! Minden evolúciót egyszerűen a C görbe P térbeli elhelyezkedése ír le, és ebben az esetben az Univerzum teljes fejlődését jelenti (lásd 3.3. fejezet).
Talán a probléma világosabbá válik, ha figyelembe vesszük az Univerzum összeomlásának későbbi szakaszait, amikor közeledik a Nagy Összeomlás. Idézzük fel a Friedman-modellt K > 0, Λ = 0 esetén, az ábrán látható. A 3.2. szakasz 3.1a. Jelenleg úgy gondoljuk, hogy ebben a modellben a zavarok az anyag szabálytalan eloszlásából fakadnak, és egyes részeken már előfordultak lokális összeomlások, amelyek fekete lyukakat hagytak a helyükön. Akkor azt kell feltételeznünk, hogy ezt követően néhány fekete lyuk összeolvad egymással, és a végső szingularitásba való összeomlás rendkívül összetett folyamat lesz, aminek szinte semmi köze nincs az ideálisan gömbszimmetrikus Friedmann szigorúan szimmetrikus Big Crashéhez. ábrán bemutatott modell. 3.6 a. Ellenkezőleg, minőségi szempontból az összeomlási helyzet sokkal inkább emlékeztet majd az 3.14. ábrán látható kolosszális rendetlenségre. 3.2 a; az ebből eredő szingularitás, amely ebben az esetben felmerül, bizonyos mértékig összhangban lehet a 3.14. szakasz végén említett BCLM hipotézissel. A végső összeomló állapotnak elképzelhetetlen entrópiája lesz, még akkor is, ha az Univerzum kis méretre zsugorodik vissza. Bár ez a bizonyos (térben zárt) újra összeomló Friedmann-modell jelenleg nem tekinthető saját Univerzumunk elfogadható reprezentációjának, ugyanezek a megfontolások érvényesek más Friedmann-modellekre is, akár kozmológiai állandóval, akár anélkül. Bármely ilyen modell összeomló változata, amely hasonló zavarokat tapasztal az anyag egyenetlen eloszlása miatt, ismét mindent elsöprő káosszá kell, hogy váljon, olyan szingularitássá, mint egy fekete lyuk (3.14. b ábra). Ezen állapotok mindegyikében az idő megfordításával egy lehetséges kezdeti szingularitást (potenciális ősrobbanást) érünk el, amelynek ennek megfelelően kolosszális entrópiája van, ami ellentmond az itt az entrópia „plafonjára” vonatkozó feltételezésnek (XNUMX c. ábra).
Itt át kell térnem az alternatív lehetőségekre, amelyeket néha szintén mérlegelnek. Egyes teoretikusok azt sugallják, hogy a második törvénynek valahogy meg kell fordítania magát az ilyen összeomló modellekben, hogy az univerzum teljes entrópiája fokozatosan csökkenjen (a maximális tágulás után), ahogy közeledik a Big Crash. Ezt a képet azonban különösen nehéz elképzelni fekete lyukak jelenlétében, amelyek amint kialakulnak, maguk is elkezdenek növelni az entrópiát (ami az eseményhorizont közelében lévő nulla kúpok időbeli aszimmetriájával jár együtt, lásd 3.9. ábra). Ez a távoli jövőben is folytatódni fog – legalábbis addig, amíg a fekete lyukak el nem párolognak a Hawking-mechanizmus hatására (lásd a 3.7 és 4.3 fejezeteket). Ez a lehetőség mindenesetre nem érvényteleníti az itt bemutatott érveket. Van egy másik fontos probléma is, amely az ilyen összetett összeomló modellekhez kapcsolódik, és amelyre az olvasók maguk is gondolhattak: a fekete lyukak szingularitásai nem biztos, hogy egyszerre jönnek létre, így ha megfordítjuk az időt, nem kapunk ősrobbanást, ami „mindenben és azonnal” történik. Azonban éppen ez az egyik tulajdonsága az erős kozmikus cenzúra (még nem bizonyított, de meggyőző) hipotézisének [Penrose, 1998a; PkR, 28.8 szakasz], amely szerint általános esetben egy ilyen szingularitás térszerű lesz (1.7. szakasz), ezért egyszeri eseménynek tekinthető. Sőt, függetlenül attól, hogy maga az erős kozmikus cenzúra hipotézis érvényes-e, sok olyan megoldás ismert, amely kielégíti ezt a feltételt, és minden ilyen lehetőség (kibővítéskor) viszonylag magas entrópiaértékkel rendelkezik. Ez nagymértékben csökkenti a megállapításaink érvényességével kapcsolatos aggodalmakat.
Ennek megfelelően nem találunk bizonyítékot arra, hogy az Univerzum kis térbeli méretei miatt szükségszerűen létezne egy bizonyos „alacsony plafon” a lehetséges entrópiának. Elvileg az anyag fekete lyukak formájában történő felhalmozódása és a „fekete lyuk” szingularitások egyetlen szinguláris káoszba olvadása olyan folyamat, amely tökéletesen összhangban van a második törvénnyel, és ezt a végső folyamatot kolosszális növekedésnek kell kísérnie. entrópiában. A geometriai mércével mérve "apró" Univerzum végső állapota elképzelhetetlen entrópiával rendelkezhet, sokkal nagyobb, mint egy ilyen összeomló kozmológiai modell viszonylag korai szakaszában, és maga a térbeli miniatűr nem határoz meg "plafont" a maximális értéknek. az entrópia, bár egy ilyen „plafon” (az idő áramlásának megfordítása esetén) megmagyarázhatja, miért volt rendkívül alacsony az entrópia az Ősrobbanás során. Valójában egy ilyen kép (3.14. a, b ábra), amely általában az Univerzum összeomlását ábrázolja, megoldást sugall arra a paradoxonra: miért volt az Ősrobbanás idején kivételesen alacsony entrópia ahhoz képest, ami lehetett volna, annak ellenére, hogy tény, hogy a robbanás forró volt (és egy ilyen állapotnak maximális entrópiával kell rendelkeznie). A válasz az, hogy az entrópia radikálisan megnövekedhet, ha nagy eltéréseket engedünk meg a térbeli egyenletességtől, és az ilyen jellegű legnagyobb növekedés éppen a fekete lyukak megjelenéséből adódó szabálytalanságokkal jár. Következésképpen egy térben homogén ősrobbanásnak valóban hihetetlenül alacsony entrópiája lehetett, annak ellenére, hogy a tartalma hihetetlenül forró volt.
Az egyik legmeggyőzőbb bizonyíték arra vonatkozóan, hogy az Ősrobbanás térben valóban meglehetősen homogén volt, összhangban a FLRU modell geometriájával (de nincs összhangban a rendezetlen szingularitás sokkal általánosabb esetével, amelyet a 3.14c ábra szemléltet), ismét előkerül. RI-ből, de ezúttal inkább szöghomogenitásával, mint termodinamikai természetével. Ez a homogenitás abban nyilvánul meg, hogy az RI hőmérséklete gyakorlatilag azonos az égbolt bármely pontján, és a homogenitástól való eltérés nem haladja meg a 10-5-öt (a környező anyagon való mozgásunkhoz kapcsolódó kis Doppler-effektushoz igazítva). ). Ezenkívül a galaxisok és más anyagok eloszlásában szinte egyetemes egységesség tapasztalható; Így a barionok eloszlását (lásd 1.3. fejezet) meglehetősen nagy léptékben jelentős homogenitás jellemzi, bár vannak észrevehető anomáliák, különösen az úgynevezett üregek, ahol a látható anyag sűrűsége az átlagosnál radikálisan alacsonyabb. Általánosságban elmondható, hogy a homogenitás annál nagyobb, minél messzebbre tekintünk az Univerzum múltjában, és az RI az anyag eloszlásának legrégebbi bizonyítéka, amelyet közvetlenül megfigyelhetünk.
Ez a kép összhangban van azzal a véleménnyel, hogy az Univerzum fejlődésének korai szakaszában valóban rendkívül homogén, de kissé szabálytalan sűrűségű volt. Idővel (és különféle „súrlódások” – a relatív mozgásokat lassító folyamatok – hatására) ezek a sűrűségi egyenetlenségek a gravitáció hatására felerősödtek, ami összhangban van az anyag fokozatos csomósodásának gondolatával. Idővel a csomósodás fokozódik, ami csillagok kialakulását eredményezi; galaxisokba csoportosulnak, amelyek középpontjában egy hatalmas fekete lyuk alakul ki. Végső soron ez a csomósodás a gravitáció elkerülhetetlen hatásának köszönhető. Az ilyen folyamatok valóban az entrópia erőteljes növekedésével járnak, és azt mutatják, hogy a gravitációt figyelembe véve annak az ősi fényes golyónak, amelyből ma már csak RI maradt meg, messze lehet a maximális entrópia. Ennek a golyónak a termikus természete, amint azt az ábrán látható Planck-spektrum bizonyítja. A 3.13 csak ezt mondja: ha az Univerzumot (az utolsó szóródás korszakában) egyszerűen egy anyagból és energiából álló rendszernek tekintjük, akkor feltételezhetjük, hogy valójában termodinamikai egyensúlyban volt. Ha azonban a gravitációs hatásokat is figyelembe vesszük, a kép drámaian megváltozik.
Ha például elképzelünk egy gázt egy lezárt tartályban, akkor természetes az a feltételezés, hogy abban a makroszkopikus állapotban éri el maximális entrópiáját, ha egyenletesen oszlik el a tartályban (3.15 a ábra). Ebből a szempontból egy forró labdára fog hasonlítani, amely RI-t generált, amely egyenletesen oszlik el az égen. Ha azonban a gázmolekulákat a gravitáció által egymáshoz kapcsolódó hatalmas testrendszerrel, például egyes csillagokkal helyettesítjük, teljesen más képet kapunk (3.15. b ábra). A gravitációs hatások miatt a csillagok egyenetlenül, halmazok formájában oszlanak el. Végső soron a legnagyobb entrópia akkor érhető el, amikor számos csillag összeomlik vagy fekete lyukakká egyesül. Bár ez a folyamat sokáig tarthat (bár a csillagközi gáz jelenléte miatti súrlódás elősegíti), látni fogjuk, hogy végső soron, amikor a gravitáció dominál, az entrópia nagyobb, annál kevésbé egyenletesen oszlik el az anyag a rendszerben. .
Ilyen hatások akár a mindennapi tapasztalatok szintjén is nyomon követhetők. Felmerülhet a kérdés: mi a szerepe a második törvénynek a földi élet fenntartásában? Gyakran hallani, hogy a Naptól kapott energiának köszönhetően élünk ezen a bolygón. De ez nem teljesen igaz állítás, ha a Földet egészében tekintjük, hiszen a Föld által napközben kapott szinte teljes energia hamarosan ismét elpárolog az űrbe, a sötét éjszakai égboltra. (Természetesen a pontos egyensúlyt némileg módosítani fogják olyan tényezők, mint a globális felmelegedés és a bolygó felmelegedése a radioaktív bomlás miatt.) Ellenkező esetben a Föld egyszerűen egyre melegebbé válna, és néhány napon belül lakhatatlanná válna! A közvetlenül a Naptól kapott fotonok azonban viszonylag magas frekvenciájúak (a spektrum sárga részében koncentrálódnak), és a Föld az infravörös spektrumban sokkal alacsonyabb frekvenciájú fotonokat bocsát ki az űrbe. A Planck-képlet (E = hν, lásd 2.2. fejezet) szerint a Napból egyenként érkező fotonok mindegyike sokkal nagyobb energiával rendelkezik, mint az űrbe kibocsátott fotonok, ezért az egyensúly eléréséhez sokkal több fotonnak kell elhagynia a Földet, mint amennyi megérkezik ( lásd 3.16. ábra). Ha kevesebb foton érkezik, akkor a bejövő energiának kevesebb szabadsági foka, a kimenőnek több lesz, ezért a Boltzmann-féle képlet (S = k log V) szerint a bejövő fotonoknak sokkal kisebb entrópiája lesz, mint a kimenőnek. . A növényekben található alacsony entrópiájú energiát saját entrópiánk csökkentésére használjuk: növényeket vagy növényevőket eszünk. Így marad fenn és virágzik az élet a Földön. (Úgy tűnik, ezeket a gondolatokat először Erwin Schrödinger fogalmazta meg egyértelműen 1967-ben, amikor megírta forradalmi könyvét, az Élet úgy, ahogy van [Schrödinger, 2012]).
A legfontosabb tény ezzel az alacsony entrópiás egyensúlysal kapcsolatban a következő: A Nap forró pont egy teljesen sötét égbolton. De hogyan jöttek létre az ilyen feltételek? Számos összetett folyamat játszott szerepet, köztük a termonukleáris reakciókkal stb. kapcsolatosak is, de a legfontosabb az, hogy a Nap egyáltalán létezik. És azért jött létre, mert a napanyag (mint a többi csillagot alkotó anyag) a gravitációs csomósodás folyamata során fejlődött ki, és az egész a gáz és a sötét anyag viszonylag egyenletes eloszlásával kezdődött.
Itt kell megemlíteni egy sötét anyag nevű titokzatos anyagot, amely látszólag az Univerzum anyagi (nem-Λ) tartalmának 85%-át teszi ki, de csak gravitációs kölcsönhatás útján észlelhető, összetétele nem ismert. Ma már csak ezt vesszük figyelembe az össztömeg becslésénél, amelyre bizonyos számszerű mennyiségek kiszámításakor van szükség (lásd a 3.6, 3.7, 3.9 fejezeteket, illetve hogy a sötét anyag milyen fontosabb elméleti szerepet játszhat, lásd a 4.3 fejezetet). A sötét anyag kérdésétől függetlenül látjuk, hogy az anyag eredeti egyenletes eloszlása alacsony entrópiájú természete mennyire fontosnak bizonyult életünkben. Létünk, ahogyan értjük, az alacsony entrópiájú gravitációs tartaléktól függ, amely az anyag kezdeti egyenletes eloszlására jellemző.
Itt elérkeztünk az Ősrobbanás egy figyelemre méltó – sőt, fantasztikus – aspektusához. A rejtély nemcsak abban rejlik, hogyan történt, hanem abban is, hogy rendkívül alacsony entrópiájú eseményről volt szó. Ráadásul nem is annyira ez a körülmény a figyelemreméltó, mint az a tény, hogy az entrópia csak egy konkrét vonatkozásban volt alacsony, nevezetesen: a gravitációs szabadsági fokokat valamiért teljesen elnyomták. Ez éles ellentétben áll az anyag és az (elektromágneses) sugárzás szabadsági fokával, mivel úgy tűnt, hogy a maximális entrópiával rendelkező forró állapotban maximálisan gerjesztettek. Véleményem szerint talán ez a legmélyebb kozmológiai rejtély, és valamiért még mindig alábecsülik!
Részletesebben ki kell térni arra, hogy milyen különleges volt az Ősrobbanás állapota, és milyen entrópia keletkezhet a gravitációs csomósodás folyamatában. Ennek megfelelően először rá kell jönnünk, hogy valójában milyen hihetetlen entrópia rejlik egy fekete lyukban (lásd 3.15 b ábra). Ezt a kérdést a 3.6. részben tárgyaljuk. De most térjünk át egy másik problémára, amely a következő, meglehetősen valószínű lehetőséghez kapcsolódik: elvégre az Univerzum valójában térbelileg végtelennek bizonyulhat (mint a K-vel rendelkező FLRU modellek esetében 0, lásd 3.1) vagy legalábbis az Univerzum nagy része nem lehet közvetlenül megfigyelhető. Ennek megfelelően közelítünk a kozmológiai horizontok problémájához, amelyet a következő részben tárgyalunk.
» A könyvvel kapcsolatos további információkért látogasson el ide
»
»
Khabrozhiteli esetében 25% kedvezmény a kuponból - Új Tudomány
A könyv papíralapú változatának befizetése után e-könyvet küldünk az e-mail címre.
Forrás: will.com