Halo warga Khabro! Mungkinkah membicarakan mode, keyakinan, atau fantasi dalam ilmu pengetahuan dasar?
Alam semesta tidak tertarik dengan fesyen manusia. Sains tidak dapat diartikan sebagai iman, karena postulat ilmiah terus-menerus diuji secara eksperimental dan dibuang begitu dogma mulai bertentangan dengan realitas objektif. Dan fantasi umumnya mengabaikan fakta dan logika. Meski demikian, Roger Penrose yang hebat tidak mau menolak sepenuhnya fenomena tersebut, karena mode ilmiah dapat menjadi mesin kemajuan, keyakinan muncul ketika suatu teori dikonfirmasi oleh eksperimen nyata, dan tanpa fantasi seseorang tidak dapat memahami semua keanehan kita. Semesta.
Dalam bab “Fashion”, Anda akan belajar tentang teori string, teori paling modis dalam beberapa dekade terakhir. “Iman” didedikasikan untuk prinsip-prinsip yang mendasari mekanika kuantum. Dan “Fantasi” tidak lain adalah tentang teori asal usul alam semesta yang kita kenal.
3.4. Paradoks Big Bang
Mari kita pertama-tama mengajukan pertanyaan tentang observasi. Bukti langsung apa yang menunjukkan bahwa seluruh Alam Semesta yang teramati pernah berada dalam kondisi yang sangat terkompresi dan sangat panas, yang konsisten dengan gambaran Big Bang yang disajikan di Bagian 3.1? Bukti yang paling meyakinkan adalah radiasi latar belakang gelombang mikro kosmik (CMB), kadang-kadang disebut big bang. Radiasi CMB memang ringan, tetapi dengan panjang gelombang yang sangat panjang, sehingga sangat mustahil untuk melihatnya dengan mata. Cahaya ini menyinari kita dari semua sisi dengan sangat merata (tetapi sebagian besar tidak koheren). Ini mewakili radiasi termal dengan suhu ~2,725 K, yaitu lebih dari dua derajat di atas nol mutlak. “Secercah” yang teramati ini diyakini berasal dari alam semesta yang sangat panas (~3000 K pada saat itu) sekitar 379 tahun setelah Big Bang – selama era hamburan terakhir, ketika Alam Semesta pertama kali menjadi transparan terhadap radiasi elektromagnetik (meskipun ini tidak terjadi sama sekali selama Big Bang).ledakan; peristiwa ini terjadi pada 000/1 pertama dari total usia Alam Semesta - dari Big Bang hingga saat ini). Sejak era hamburan terakhir, panjang gelombang cahaya ini telah meningkat kira-kira sama dengan perluasan alam semesta itu sendiri (sekitar 40 kali lipat), sehingga kepadatan energinya juga menurun secara drastis. Oleh karena itu, suhu CMB yang teramati hanya 000 K.
Fakta bahwa radiasi ini pada dasarnya tidak koheren (yaitu termal) secara mengesankan dikonfirmasi oleh sifat spektrum frekuensinya, yang ditunjukkan pada Gambar. 3.13. Intensitas radiasi pada setiap frekuensi tertentu diplot secara vertikal pada grafik, dan frekuensinya meningkat dari kiri ke kanan. Kurva kontinu sesuai dengan spektrum benda hitam Planck yang dibahas dalam Bagian 2.2 untuk suhu 2,725 K. Titik-titik pada kurva adalah data dari pengamatan spesifik yang dilengkapi dengan bilah kesalahan. Pada saat yang sama, bilah kesalahan ditingkatkan 500 kali lipat, karena jika tidak, bilah kesalahan tersebut tidak mungkin dipertimbangkan, bahkan di sebelah kanan, di mana kesalahan mencapai maksimumnya. Kesesuaian antara kurva teoritis dan hasil pengamatan sungguh luar biasa—mungkin merupakan kesesuaian terbaik dengan spektrum termal yang ditemukan di alam.
Namun, apa yang ditunjukkan oleh kebetulan ini? Fakta bahwa kita sedang mempertimbangkan keadaan yang tampaknya sangat dekat dengan kesetimbangan termodinamika (itulah sebabnya istilah inkoheren digunakan sebelumnya). Namun kesimpulan apa yang didapat dari fakta bahwa Alam Semesta yang baru tercipta sangat dekat dengan kesetimbangan termodinamika? Mari kita kembali ke Gambar. 3.12 dari bagian 3.3. Wilayah berbutir kasar yang paling luas (menurut definisinya) akan jauh lebih besar daripada wilayah lainnya, dan biasanya akan sangat besar dibandingkan wilayah lainnya sehingga akan membuat semuanya menjadi jauh lebih kecil! Kesetimbangan termodinamika berhubungan dengan keadaan makroskopis, yang mungkin cepat atau lambat akan terjadi pada sistem apa pun. Kadang-kadang hal ini disebut sebagai kematian termal Alam Semesta, namun dalam kasus ini, anehnya, yang dimaksud adalah kelahiran termal Alam Semesta. Situasi ini diperumit oleh fakta bahwa alam semesta yang baru lahir berkembang pesat, sehingga keadaan yang kita pertimbangkan sebenarnya adalah kondisi non-ekuilibrium. Namun demikian, perluasan dalam kasus ini pada dasarnya dapat dianggap adiabatik - hal ini diapresiasi sepenuhnya oleh Tolman pada tahun 1934 [Tolman, 1934]. Artinya nilai entropi tidak berubah selama pemuaian. (Situasi serupa dengan ini, ketika kesetimbangan termodinamika dipertahankan karena ekspansi adiabatik, dapat digambarkan dalam ruang fase sebagai sekumpulan daerah bervolume sama dengan partisi berbutir kasar, yang berbeda satu sama lain hanya dalam volume tertentu di Alam Semesta. Kita dapat berasumsi bahwa keadaan primer ini dicirikan oleh entropi maksimum - meskipun terjadi ekspansi!).
Rupanya, kita dihadapkan pada paradoks yang luar biasa. Menurut argumen yang disajikan di Bagian 3.3, Hukum Kedua mensyaratkan (dan, pada prinsipnya, dijelaskan oleh) Big Bang sebagai keadaan makroskopis dengan entropi yang sangat rendah. Namun, pengamatan CMB tampaknya menunjukkan bahwa keadaan makroskopis Big Bang dicirikan oleh entropi yang sangat besar, bahkan mungkin semaksimal mungkin. Di manakah kesalahan kita yang begitu serius?
Berikut adalah satu penjelasan umum untuk paradoks ini: diasumsikan bahwa, karena alam semesta yang baru lahir sangatlah “kecil”, maka mungkin terdapat batasan tertentu pada entropi maksimumnya, dan keadaan kesetimbangan termodinamika, yang tampaknya dipertahankan pada saat itu, adalah hanyalah entropi tingkat batas yang mungkin terjadi pada saat itu. Namun, ini adalah jawaban yang salah. Gambaran seperti itu bisa jadi berhubungan dengan situasi yang sangat berbeda, di mana ukuran Alam Semesta akan bergantung pada batasan eksternal, misalnya, seperti dalam kasus gas yang terkandung dalam silinder dengan piston tertutup. Dalam hal ini, tekanan piston disediakan oleh beberapa mekanisme eksternal, yang dilengkapi dengan sumber (atau saluran keluar) energi eksternal. Namun situasi ini tidak berlaku untuk Alam Semesta secara keseluruhan, yang geometri dan energinya, serta “ukuran keseluruhannya”, hanya ditentukan oleh struktur internal dan diatur oleh persamaan dinamis teori relativitas umum Einstein (termasuk persamaan persamaan yang menggambarkan keadaan materi; lihat bagian 3.1 dan 3.2). Dalam kondisi seperti itu (ketika persamaan sepenuhnya deterministik dan invarian terhadap arah waktu - lihat bagian 3.3), total volume ruang fase tidak dapat berubah seiring waktu. Diasumsikan bahwa ruang fase P itu sendiri tidak “berevolusi”! Semua evolusi secara sederhana dijelaskan oleh lokasi kurva C di ruang P dan dalam hal ini mewakili evolusi alam semesta secara lengkap (lihat bagian 3.3).
Mungkin masalahnya akan menjadi lebih jelas jika kita mempertimbangkan tahap-tahap akhir dari keruntuhan Alam Semesta, ketika ia mendekati Big Crash. Ingat model Friedman untuk K > 0, Λ = 0, ditunjukkan pada Gambar. 3.2a di bagian 3.1. Kami sekarang percaya bahwa gangguan pada model ini muncul dari distribusi materi yang tidak teratur, dan di beberapa bagian telah terjadi keruntuhan lokal, meninggalkan lubang hitam sebagai gantinya. Maka kita harus berasumsi bahwa setelah ini beberapa lubang hitam akan bergabung satu sama lain dan keruntuhan menjadi singularitas akhir akan berubah menjadi proses yang sangat kompleks, hampir tidak memiliki kesamaan dengan Big Crash yang sangat simetris dari Friedmann yang idealnya berbentuk bola dan simetris. model disajikan pada Gambar. 3.6 sebuah. Sebaliknya, secara kualitatif, situasi keruntuhan akan lebih mengingatkan pada kekacauan kolosal yang ditunjukkan pada Gambar. 3.14a; singularitas yang dihasilkan dalam kasus ini mungkin, sampai batas tertentu, konsisten dengan hipotesis BCLM yang disebutkan di akhir bagian 3.2. Keadaan keruntuhan terakhir akan mempunyai entropi yang tak terbayangkan, meskipun Alam Semesta akan menyusut kembali ke ukuran yang sangat kecil. Meskipun model Friedmann yang mengalami keruntuhan (tertutup secara spasial) saat ini tidak dianggap sebagai representasi yang masuk akal dari Alam Semesta kita, pertimbangan yang sama berlaku untuk model Friedmann lainnya, dengan atau tanpa konstanta kosmologis. Versi runtuh dari model semacam itu, yang mengalami gangguan serupa karena distribusi materi yang tidak merata, akan kembali berubah menjadi kekacauan yang memakan banyak waktu, sebuah singularitas seperti lubang hitam (Gbr. 3.14 b). Dengan membalikkan waktu di masing-masing keadaan ini, kita akan mencapai kemungkinan singularitas awal (potensi Big Bang), yang karenanya memiliki entropi kolosal, yang bertentangan dengan asumsi yang dibuat di sini tentang “batas” entropi (Gbr. 3.14 c).
Di sini saya harus beralih ke kemungkinan alternatif yang terkadang juga dipertimbangkan. Beberapa ahli teori berpendapat bahwa hukum kedua harus membalikkan dirinya sendiri dalam model keruntuhan seperti itu, sehingga total entropi alam semesta akan menjadi semakin kecil (setelah ekspansi maksimum) seiring dengan mendekatnya Big Crash. Namun, gambaran seperti itu sangat sulit untuk dibayangkan dengan adanya lubang hitam, yang, begitu terbentuk, akan mulai bekerja untuk meningkatkan entropi (yang dikaitkan dengan asimetri waktu di lokasi kerucut nol di dekat cakrawala peristiwa, lihat Gambar 3.9). Hal ini akan terus berlanjut di masa depan - setidaknya sampai lubang hitam menguap di bawah pengaruh mekanisme Hawking (lihat bagian 3.7 dan 4.3). Bagaimanapun, kemungkinan ini tidak membatalkan argumen yang disajikan di sini. Ada masalah penting lainnya yang terkait dengan model keruntuhan yang begitu rumit dan yang mungkin telah dipikirkan oleh para pembaca sendiri: singularitas lubang hitam mungkin tidak muncul sama sekali secara bersamaan, jadi ketika kita membalikkan waktu, kita tidak akan mendapatkan Big Bang, yang terjadi “sekaligus”. Namun, inilah salah satu sifat hipotesis (yang belum terbukti, namun meyakinkan) tentang sensor kosmik yang kuat [Penrose, 1998a; PkR, bagian 28.8], yang menurutnya, dalam kasus umum, singularitas seperti itu akan bersifat seperti ruang (bagian 1.7), dan oleh karena itu dapat dianggap sebagai peristiwa satu kali. Selain itu, terlepas dari pertanyaan tentang validitas hipotesis sensor kosmik yang kuat itu sendiri, banyak solusi yang diketahui memenuhi kondisi ini, dan semua opsi tersebut (bila diperluas) akan memiliki nilai entropi yang relatif tinggi. Hal ini sangat mengurangi kekhawatiran tentang validitas temuan kami.
Oleh karena itu, kami tidak menemukan bukti bahwa, mengingat dimensi spasial yang kecil di Alam Semesta, pasti terdapat “langit-langit rendah” tertentu dari kemungkinan entropi. Pada prinsipnya, akumulasi materi dalam bentuk lubang hitam dan penggabungan singularitas “lubang hitam” menjadi satu kekacauan tunggal adalah sebuah proses yang sangat konsisten dengan hukum kedua, dan proses terakhir ini harus disertai dengan peningkatan yang sangat besar. dalam entropi. Keadaan akhir Alam Semesta, yang "kecil" menurut standar geometris, mungkin memiliki entropi yang tak terbayangkan, jauh lebih tinggi dibandingkan tahap awal model kosmologis yang runtuh, dan miniatur spasial itu sendiri tidak menetapkan "langit-langit" untuk nilai maksimum. entropi, meskipun "langit-langit" (saat membalikkan aliran waktu) dapat menjelaskan mengapa entropi sangat rendah selama Big Bang. Faktanya, gambaran seperti itu (Gambar 3.14 a, b), yang secara umum mewakili keruntuhan Alam Semesta, menunjukkan solusi terhadap paradoks ini: mengapa selama Big Bang terdapat entropi yang sangat rendah dibandingkan dengan apa yang mungkin terjadi, meskipun fakta bahwa ledakannya panas (dan keadaan seperti itu seharusnya memiliki entropi maksimum). Jawabannya adalah bahwa entropi dapat meningkat secara radikal jika penyimpangan besar dari keseragaman spasial diperbolehkan, dan peningkatan terbesar dari jenis ini dikaitkan dengan ketidakteraturan yang justru disebabkan oleh munculnya lubang hitam. Akibatnya, Big Bang yang homogen secara spasial memang bisa saja memiliki, secara relatif, entropi yang sangat rendah, meskipun faktanya isinya sangat panas.
Salah satu bukti yang paling meyakinkan bahwa Big Bang memang homogen secara spasial, konsisten dengan geometri model FLRU (tetapi tidak konsisten dengan kasus yang lebih umum yaitu singularitas tak beraturan yang diilustrasikan pada Gambar 3.14c), sekali lagi muncul dari RI, namun kali ini dengan homogenitas sudutnya, bukan sifat termodinamikanya. Homogenitas ini diwujudkan dalam kenyataan bahwa suhu RI praktis sama di setiap titik di langit, dan penyimpangan dari homogenitas tidak lebih dari 10–5 (disesuaikan dengan efek Doppler kecil yang terkait dengan pergerakan kita melalui materi di sekitarnya. ). Selain itu, terdapat keseragaman yang hampir universal dalam distribusi galaksi dan materi lainnya; Dengan demikian, distribusi baryon (lihat Bagian 1.3) pada skala yang cukup besar dicirikan oleh homogenitas yang signifikan, meskipun terdapat anomali yang nyata, khususnya yang disebut rongga, di mana kepadatan materi terlihat jauh lebih rendah daripada rata-rata. Secara umum, dapat dikatakan bahwa homogenitas akan semakin tinggi jika kita melihat lebih jauh ke masa lalu alam semesta, dan RI adalah bukti tertua mengenai distribusi materi yang dapat kita amati secara langsung.
Gambaran ini konsisten dengan pandangan bahwa pada tahap awal perkembangannya, Alam Semesta memang sangat homogen, namun dengan kepadatan yang sedikit tidak teratur. Seiring waktu (dan di bawah pengaruh berbagai jenis "gesekan" - proses yang memperlambat pergerakan relatif), ketidakteraturan kepadatan ini meningkat di bawah pengaruh gravitasi, yang konsisten dengan gagasan penggumpalan materi secara bertahap. Seiring berjalannya waktu, penggumpalan tersebut meningkat, mengakibatkan terbentuknya bintang; mereka berkelompok menjadi galaksi, yang masing-masing mengembangkan lubang hitam besar di pusatnya. Pada akhirnya, penggumpalan ini disebabkan oleh efek gravitasi yang tak terelakkan. Proses seperti itu memang terkait dengan peningkatan entropi yang kuat dan menunjukkan bahwa, dengan mempertimbangkan gravitasi, bola bersinar purba itu, yang hanya tersisa di RI saat ini, mungkin memiliki entropi yang jauh dari maksimum. Sifat termal bola ini, sebagaimana dibuktikan oleh spektrum Planck yang ditunjukkan pada Gambar. 3.13, hanya mengatakan ini: jika kita menganggap Alam Semesta (di era hamburan terakhir) hanya sebagai suatu sistem yang terdiri dari materi dan energi yang berinteraksi satu sama lain, maka kita dapat berasumsi bahwa ia sebenarnya berada dalam kesetimbangan termodinamika. Namun, jika kita juga memperhitungkan pengaruh gravitasi, gambarannya berubah secara dramatis.
Jika kita membayangkan, misalnya, suatu gas dalam wadah tertutup, maka wajar jika diasumsikan bahwa gas tersebut akan mencapai entropi maksimumnya dalam keadaan makroskopis tersebut bila gas tersebut didistribusikan secara merata ke seluruh wadah (Gbr. 3.15 a). Dalam hal ini, ia akan menyerupai bola panas yang dihasilkan RI, yang tersebar merata di langit. Namun, jika Anda mengganti molekul gas dengan sistem benda luas yang terhubung satu sama lain secara gravitasi, misalnya bintang individu, Anda akan mendapatkan gambaran yang sangat berbeda (Gbr. 3.15 b). Akibat efek gravitasi, bintang-bintang akan tersebar tidak merata, dalam bentuk cluster. Pada akhirnya, entropi terbesar akan dicapai ketika banyak bintang runtuh atau bergabung menjadi lubang hitam. Meskipun proses ini mungkin memakan waktu lama (walaupun akan difasilitasi oleh gesekan karena adanya gas antarbintang), kita akan melihat bahwa pada akhirnya, ketika gravitasi mendominasi, entropi semakin tinggi, semakin tidak merata distribusi materi dalam sistem. .
Dampak tersebut dapat ditelusuri bahkan pada tingkat pengalaman sehari-hari. Mungkin ada yang bertanya: apa peran Hukum Kedua dalam menjaga kehidupan di Bumi? Anda sering mendengar bahwa kita hidup di planet ini berkat energi yang diterima dari Matahari. Namun pernyataan ini tidak sepenuhnya benar jika kita mempertimbangkan Bumi secara keseluruhan, karena hampir seluruh energi yang diterima Bumi pada siang hari segera menguap kembali ke luar angkasa, ke langit malam yang gelap. (Tentu saja, keseimbangan yang tepat akan sedikit disesuaikan oleh faktor-faktor seperti pemanasan global dan pemanasan planet akibat peluruhan radioaktif.) Jika tidak, bumi akan menjadi semakin panas dan tidak dapat dihuni dalam beberapa hari! Namun, foton yang diterima langsung dari Matahari memiliki frekuensi yang relatif tinggi (terkonsentrasi di bagian kuning spektrum), dan Bumi memancarkan foton dengan frekuensi jauh lebih rendah dalam spektrum inframerah ke luar angkasa. Menurut rumus Planck (E = hν, lihat bagian 2.2), masing-masing foton yang datang dari Matahari secara individual memiliki energi yang jauh lebih tinggi daripada foton yang dipancarkan ke luar angkasa, oleh karena itu, untuk mencapai keseimbangan, lebih banyak foton yang harus meninggalkan Bumi daripada yang tiba ( lihat Gambar 3.16). Jika lebih sedikit foton yang datang, maka energi yang masuk akan memiliki derajat kebebasan yang lebih sedikit dan energi yang keluar akan memiliki lebih banyak, dan oleh karena itu, menurut rumus Boltzmann (S = k log V), foton yang masuk akan memiliki entropi yang jauh lebih sedikit daripada foton yang keluar. . Kita menggunakan energi entropi rendah yang terkandung dalam tumbuhan untuk menurunkan entropi kita sendiri: kita memakan tumbuhan atau herbivora. Beginilah cara kehidupan di Bumi bertahan dan berkembang. (Rupanya, pemikiran-pemikiran ini pertama kali dirumuskan dengan jelas oleh Erwin Schrödinger pada tahun 1967, ketika ia menulis buku revolusionernya Life as It Is [Schrödinger, 2012]).
Fakta terpenting tentang keseimbangan entropi rendah ini adalah: Matahari adalah titik panas di langit yang gelap gulita. Namun bagaimana kondisi seperti itu bisa muncul? Banyak proses kompleks yang berperan, termasuk yang terkait dengan reaksi termonuklir, dll., tetapi yang paling penting adalah Matahari ada. Dan hal ini muncul karena materi matahari (seperti materi yang membentuk bintang-bintang lain) berkembang melalui proses penggumpalan gravitasi, dan semuanya dimulai dengan distribusi gas dan materi gelap yang relatif seragam.
Di sini kita perlu menyebutkan zat misterius yang disebut materi gelap, yang tampaknya merupakan 85% kandungan materi (non-Λ) di Alam Semesta, namun hanya terdeteksi melalui interaksi gravitasi, dan komposisinya tidak diketahui. Hari ini kita hanya memperhitungkan hal ini ketika memperkirakan massa total, yang diperlukan ketika menghitung beberapa kuantitas numerik (lihat bagian 3.6, 3.7, 3.9, dan untuk peran teoretis apa yang lebih penting yang dapat dimainkan oleh materi gelap, lihat bagian 4.3). Terlepas dari masalah materi gelap, kita melihat betapa pentingnya sifat entropi rendah dari distribusi materi yang seragam dan asli bagi kehidupan kita. Keberadaan kita, seperti yang kita pahami, bergantung pada cadangan gravitasi entropi rendah yang merupakan karakteristik distribusi materi awal yang seragam.
Di sini kita sampai pada aspek Big Bang yang luar biasa—bahkan fantastis. Misterinya tidak hanya terletak pada bagaimana hal itu terjadi, tetapi juga pada kenyataan bahwa itu adalah peristiwa dengan entropi yang sangat rendah. Terlebih lagi, yang luar biasa bukanlah keadaan ini, melainkan fakta bahwa entropi rendah hanya dalam satu hal tertentu, yaitu: derajat kebebasan gravitasi, karena alasan tertentu, ditekan sepenuhnya. Hal ini sangat kontras dengan derajat kebebasan materi dan radiasi (elektromagnetik), karena keduanya tampak tereksitasi maksimal dalam keadaan panas dengan entropi maksimum. Menurut pendapat saya, ini mungkin misteri kosmologis terdalam, dan entah mengapa masih diremehkan!
Penting untuk memikirkan secara lebih rinci betapa istimewanya keadaan Big Bang dan entropi apa yang dapat timbul dalam proses penggumpalan gravitasi. Oleh karena itu, pertama-tama Anda perlu menyadari betapa luar biasa entropi yang sebenarnya melekat pada lubang hitam (lihat Gambar 3.15 b). Kami akan membahas masalah ini di bagian 3.6. Namun untuk saat ini, mari kita beralih ke masalah lain yang terkait dengan kemungkinan berikut yang sangat mungkin terjadi: bagaimanapun juga, Alam Semesta sebenarnya tidak terbatas secara spasial (seperti dalam kasus model FLRU dengan K 0, lihat bagian 3.1) atau setidaknya sebagian besar Alam Semesta mungkin tidak dapat diamati secara langsung. Oleh karena itu, kita mendekati masalah cakrawala kosmologis, yang akan kita bahas di bagian selanjutnya.
»Detail lebih lanjut tentang buku ini dapat ditemukan di
»
»
Untuk Khabrozhiteley diskon 25% menggunakan kupon - Sains Baru
Setelah pembayaran buku versi kertas, buku elektronik akan dikirim melalui email.
Sumber: www.habr.com