Сәлем, Хабро тұрғындары! Іргелі ғылымда сән, сенім немесе қиял туралы айтуға бола ма?
Әлемді адам сәніне қызықтырмайды. Ғылымды сенім ретінде түсіндіруге болмайды, өйткені ғылыми постулаттар үнемі қатаң эксперименттік сынақтарға ұшырайды және догма объективті шындыққа қайшы келе бастағанда бірден жойылады. Ал қиял әдетте фактілерді де, логиканы да елемейді. Дегенмен, ұлы Роджер Пенроуз бұл құбылыстарды толығымен жоққа шығарғысы келмейді, өйткені ғылыми сән прогрестің қозғалтқышы бола алады, теория нақты эксперименттермен расталған кезде сенім пайда болады және қиялдың ұшуынсыз біздің барлық оғаш нәрселерді түсіну мүмкін емес. Ғалам.
«Сән» тарауында сіз соңғы онжылдықтардағы ең сәнді теория - жіп теориясы туралы біле аласыз. «Сенім» кванттық механика негізделген қағидаларға арналған. Ал «Фантазия» бізге белгілі Әлемнің пайда болуы туралы теорияларға қатысты.
3.4. Үлкен жарылыс парадоксы
Алдымен бақылаулар туралы мәселені қозғайық. Бүкіл бақыланатын Әлем бір кездері 3.1-бөлімде келтірілген Үлкен жарылыс суретіне сәйкес келетін өте қысылған және керемет ыстық күйде болғанының қандай тікелей дәлелі бар? Ең сенімді дәлел - кейде үлкен жарылыс деп аталатын ғарыштық микротолқынды фон сәулесі (CMB). CMB сәулеленуі жеңіл, бірақ толқын ұзындығы өте ұзын, сондықтан оны көзбен көру мүлдем мүмкін емес. Бұл жарық бізге барлық жағынан өте біркелкі түседі (бірақ көбінесе үйлесімсіз). Ол температурасы ~2,725 К, яғни абсолютті нөлден екі градустан жоғары термиялық сәулеленуді білдіреді. Байқалған «жарқырау» керемет ыстық Ғаламда (сол кезде ~ 3000 К) Үлкен жарылыстан кейін шамамен 379 000 жыл өткен соң - соңғы шашырау дәуірінде, Ғалам электромагниттік сәулеленуге алғаш рет мөлдір болған кезде пайда болды деп есептеледі (бірақ Бұл Үлкен жарылыс кезінде мүлдем болған жоқ). Соңғы шашырау дәуірінен бастап, бұл жарық толқындарының ұзындығы Ғаламның өзі кеңейгенше (шамамен 1 есе) өсті, осылайша энергия тығыздығы да түбегейлі төмендеді. Демек, СМБ бақыланатын температурасы бар болғаны 40 К.
Бұл сәулеленудің мәні бойынша когерентсіз (яғни термиялық) екендігі оның жиілік спектрінің табиғатымен әсерлі түрде расталады, суретте көрсетілген. 3.13. Әрбір нақты жиіліктегі сәулелену қарқындылығы графикте тігінен кескінделеді және жиілік солдан оңға қарай артады. Үздіксіз қисық 2.2 К температура үшін 2,725-бөлімде қарастырылған Планк қара дене спектріне сәйкес келеді. Қисық сызықтағы нүктелер қате жолақтары берілген арнайы бақылаулардың деректері болып табылады. Сонымен қатар, қате жолақтары 500 есе артады, өйткені әйтпесе қателер ең жоғары деңгейге жеткенде, оң жақта да оларды қарастыру мүмкін емес. Теориялық қисық пен бақылау нәтижелерінің арасындағы келісім таңқаларлық — табиғатта табылған жылу спектрімен ең жақсы келісім болуы мүмкін.
Дегенмен, бұл сәйкестік нені көрсетеді? Біз термодинамикалық тепе-теңдікке өте жақын болған күйді қарастырып жатқанымыз (сол себепті де когерентсіз термині бұрын қолданылған). Бірақ жаңадан құрылған Әлемнің термодинамикалық тепе-теңдікке өте жақын болғанынан қандай қорытынды шығады? Суретке оралайық. 3.12-бөлімінен 3.3. Ең кең ауқымды ірі түйіршікті аймақ (анықтама бойынша) кез келген басқа аймаққа қарағанда әлдеқайда үлкен болады және әдетте басқаларға қарағанда соншалықты үлкен болады, ол олардың барлығын айтарлықтай ергежейлі етеді! Термодинамикалық тепе-теңдік макроскопиялық күйге сәйкес келеді, оған кез келген жүйе ерте ме, кеш пе келеді. Кейде бұл Ғаламның термиялық өлімі деп аталады, бірақ бұл жағдайда, біртүрлі, біз Әлемнің термиялық тууы туралы айтуымыз керек. Жағдай жаңа туған Ғаламның тез кеңеюімен қиындады, сондықтан біз қарастырып отырған күй шын мәнінде тепе-теңдік емес. Дегенмен, бұл жағдайда кеңеюді адиабаталық деп санауға болады - бұл тармақты Толман 1934 жылы толық бағалады [Толман, 1934]. Бұл кеңею кезінде энтропия мәні өзгермегенін білдіреді. (Адиабаталық кеңею есебінен термодинамикалық тепе-теңдік сақталатын осыған ұқсас жағдайды фазалық кеңістікте бір-бірінен Әлемнің белгілі бір көлемдерінде ғана ерекшеленетін ірі түйіршікті бөліністері бар тең көлемді аймақтардың жиынтығы ретінде сипаттауға болады. Біз бұл бастапқы күй максималды энтропиямен сипатталды деп болжауға болады - кеңеюіне қарамастан!).
Шамасы, біз ерекше парадоксқа тап болдық. 3.3-бөлімде келтірілген дәлелдерге сәйкес, Екінші заң Үлкен жарылыстың өте төмен энтропиясы бар макроскопиялық күй болуын талап етеді (және негізінен онымен түсіндіріледі). Дегенмен, СМБ бақылаулары Үлкен жарылыстың макроскопиялық күйі орасан зор энтропиямен, мүмкін тіпті максималды болуымен сипатталғанын көрсетеді. Біз қайда қателесеміз?
Бұл парадокстың бір жалпы түсіндірмесі: жаңа туған Әлем өте «кішігірім» болғандықтан, максималды энтропияның қандай да бір шегі болуы мүмкін деп болжанады және сол кезде сақталған термодинамикалық тепе-теңдік күйі болды. жай ғана сол уақытта мүмкін болатын шекті деңгейдегі энтропия. Дегенмен, бұл қате жауап. Мұндай сурет мүлде басқа жағдайға сәйкес келуі мүмкін, онда Әлемнің өлшемі қандай да бір сыртқы шектеулерге байланысты болады, мысалы, герметикалық поршені бар цилиндрдегі газ жағдайындағы сияқты. Бұл жағдайда поршеньдік қысым энергияның сыртқы көзімен (немесе шығысымен) жабдықталған кейбір сыртқы механизммен қамтамасыз етіледі. Бірақ бұл жағдай геометриясы мен энергиясы, сондай-ақ оның «жалпы өлшемі» тек ішкі құрылыммен анықталатын және Эйнштейннің жалпы салыстырмалылық теориясының динамикалық теңдеулерімен (соның ішінде заттың күйін сипаттайтын теңдеулер; 3.1 және 3.2 тарауларды қараңыз). Мұндай жағдайларда (теңдеулер уақыт бағытына қатысты толық детерминирленген және өзгермейтін болса – 3.3 тарауды қараңыз) фазалық кеңістіктің жалпы көлемі уақыт өте келе өзгере алмайды. P фазалық кеңістігінің өзі «дамымауы» керек деп болжанады! Барлық эволюция қарапайым түрде C қисығының P кеңістігіндегі орналасуымен сипатталады және бұл жағдайда Әлемнің толық эволюциясын білдіреді (3.3 тарауды қараңыз).
Ғаламның ыдырауының кейінгі кезеңдерін, ол Үлкен апатқа жақындаған кезде қарастыратын болсақ, мәселе анық болады. К > 0, Λ = 0 үшін Фридман моделін еске түсірейік, суретте көрсетілген. 3.2 бөліміндегі 3.1a. Енді біз бұл модельдегі бұзылулар материяның біркелкі таралуынан туындайды деп есептейміз, ал кейбір жерлерде жергілікті күйреулер орын алып, олардың орнында қара тесіктер қалды. Осыдан кейін кейбір қара тесіктер бір-бірімен қосылып, соңғы сингулярлыққа ыдырау өте күрделі процесс болады, идеалды сфералық симметриялы Фридманның қатаң симметриялық Үлкен апатымен ешқандай ортақтығы жоқ деп есептейміз. суретте көрсетілген модель. 3.6 а. Керісінше, сапалық тұрғыдан алғанда, күйреу жағдайы суретте көрсетілген орасан зор тәртіпсіздікті еске түсіреді. 3.14 a; осы жағдайда пайда болатын сингулярлық белгілі бір дәрежеде 3.2-бөлімнің соңында айтылған BCLM гипотезасына сәйкес болуы мүмкін. Түпкілікті күйреу күйінде ғаламның кішкентай өлшемге дейін кішірейетініне қарамастан, елестету мүмкін емес энтропия болады. Бұл нақты (кеңістікте жабық) қайта оралатын Фридман моделі қазіргі уақытта біздің Ғаламның ақылға қонымды көрінісі болып саналмаса да, дәл осындай ойлар космологиялық тұрақтысы бар немесе онсыз басқа Фридман модельдеріне де қатысты. Заттың біркелкі бөлінбеуіне байланысты ұқсас бұзылыстарды бастан кешіретін кез келген осындай модельдің құлап бара жатқан нұсқасы қайтадан қара құрдым тәрізді ерекшелікке, бәрін тұтынатын хаосқа айналуы керек (3.14 б-сурет). Осы күйлердің әрқайсысында уақытты өзгерту арқылы біз ықтимал бастапқы сингулярлыққа (потенциалды Үлкен жарылыс) жетеміз, ол сәйкесінше орасан зор энтропияға ие, бұл жерде энтропияның «төбесі» туралы жорамалға қайшы келеді (3.14 в-сурет).
Бұл жерде мен кейде қарастырылатын балама мүмкіндіктерге көшуім керек. Кейбір теоретиктердің пікірінше, екінші заң мұндай құлдырайтын модельдерде қандай да бір түрде өзін өзгертуі керек, осылайша ғаламның жалпы энтропиясы Үлкен апат жақындаған сайын (максималды кеңеюден кейін) біртіндеп азаяды. Алайда, мұндай суретті қара тесіктер болған кезде елестету әсіресе қиын, олар пайда болғаннан кейін өздері энтропияны арттыру үшін жұмыс істей бастайды (бұл оқиға көкжиегіне жақын нөлдік конустардың орналасуындағы уақыт асимметриясымен байланысты, 3.9-суретті қараңыз). Бұл алыс болашақта жалғасады - кем дегенде, Хокинг механизмінің әсерінен қара тесіктер буланып кеткенше (3.7 және 4.3 бөлімдерін қараңыз). Қалай болғанда да, бұл мүмкіндік мұнда келтірілген дәлелдерді жоққа шығармайды. Осындай күрделі күйрейтін модельдермен байланысты және оқырмандар өздері ойлаған тағы бір маңызды мәселе бар: қара тесіктердің ерекшеліктері бір уақытта мүлдем пайда болмауы мүмкін, сондықтан біз уақытты кері айналдырған кезде біз Үлкен жарылыс алмаймыз, бұл «барлығы және бірден» болады. Дегенмен, бұл дәл күшті ғарыштық цензураның гипотезасының (әлі дәлелденбеген, бірақ сенімді) қасиеттерінің бірі [Penrose, 1998a; PkR, 28.8-бөлім], оған сәйкес, жалпы жағдайда мұндай ерекшелік кеңістікке ұқсас болады (1.7-бөлім), сондықтан бір реттік оқиға деп санауға болады. Оның үстіне, күшті ғарыштық цензураның гипотезасының өзін дұрыстығы туралы сұраққа қарамастан, бұл шартты қанағаттандыратын көптеген шешімдер белгілі және мұндай нұсқалардың барлығы (кеңейтілген кезде) салыстырмалы түрде жоғары энтропиялық мәндерге ие болады. Бұл біздің тұжырымдарымыздың дұрыстығына қатысты алаңдаушылықты айтарлықтай азайтады.
Тиісінше, біз Әлемнің шағын кеңістіктік өлшемдерін ескере отырып, ықтимал энтропияның белгілі бір «төмен төбесі» міндетті түрде болатынына дәлел таба алмаймыз. Негізінде, материяның қара тесіктер түріндегі жинақталуы және «қара дыры» сингулярлықтарының біртұтас сингулярлық хаосқа қосылуы екінші заңға толық сәйкес келетін процесс және бұл соңғы процесс орасан зор өсумен бірге жүруі керек. энтропияда. Ғаламның соңғы күйі, геометриялық стандарттар бойынша «кішкентай», мұндай құлдырайтын космологиялық модельдің салыстырмалы түрде ерте кезеңдерінен әлдеқайда жоғары, елестетуге келмейтін энтропияға ие болуы мүмкін және кеңістіктік миниатюраның өзі максималды мәнге «төбені» орнатпайды. энтропияның, дегенмен мұндай «төбе» (уақыт ағынын өзгерту кезінде) Үлкен жарылыс кезінде энтропияның неліктен өте төмен болғанын түсіндіре алады. Шындығында, мұндай сурет (3.14 а, б-сурет), жалпы Әлемнің күйреуін бейнелейді, парадокстың шешімін ұсынады: неге Үлкен жарылыс кезінде болуы мүмкін болғанмен салыстырғанда өте төмен энтропия болды. жарылыс ыстық болғаны (және мұндай күйде максималды энтропия болуы керек). Жауап мынада, егер кеңістіктік біркелкіліктен үлкен ауытқуларға жол берілсе, энтропия түбегейлі өсуі мүмкін және мұндай түрдегі ең үлкен өсу қара тесіктердің пайда болуына байланысты бұзушылықтармен байланысты. Демек, кеңістікте біртекті Үлкен жарылыс, шын мәнінде, мазмұны керемет ыстық болғанымен, салыстырмалы түрде айтқанда, керемет төмен энтропияға ие болуы мүмкін.
Үлкен жарылыс FLRU моделінің геометриясына сәйкес (бірақ 3.14c-суретте көрсетілген ретсіз ерекшеліктің анағұрлым жалпы жағдайына сәйкес емес) Үлкен жарылыс шынымен де кеңістікте біртекті болғаны туралы ең сенімді дәлелдердің бірі қайтадан келеді. RI-дан, бірақ бұл жолы оның термодинамикалық табиғатынан гөрі бұрыштық біртектілігімен. Бұл біртектілік RI температурасының аспанның кез келген нүктесінде іс жүзінде бірдей болуымен және біртектіліктен ауытқуы 10-5-тен аспайтындығынан көрінеді (айналадағы материя арқылы қозғалуымызға байланысты шағын доплер эффектісі үшін түзетілген). ). Сонымен қатар, галактикалардың және басқа заттардың таралуында дерлік әмбебап біркелкі бар; Осылайша, бариондардың (1.3-бөлімді қараңыз) жеткілікті үлкен масштабта таралуы айтарлықтай біртектілігімен сипатталады, бірақ байқалатын ауытқулар, атап айтқанда, көрінетін заттың тығыздығы орташадан түбегейлі төмен болатын қуыстар деп аталатындар бар. Жалпы алғанда, біртектілік біз қарайтын Әлемнің өткеніне қарай жоғарырақ болады деп айтуға болады, ал RI біз тікелей бақылай алатын материяның таралуының ең көне дәлелі болып табылады.
Бұл сурет өзінің дамуының бастапқы кезеңдерінде Ғалам шынымен де өте біртекті, бірақ тығыздығы шамалы ретсіз болды деген көзқарасқа сәйкес келеді. Уақыт өте келе (және әртүрлі «үйкелістің» әсерінен - салыстырмалы қозғалыстарды бәсеңдететін процестер) бұл тығыздықтың бұзылуы ауырлық күшінің әсерінен күшейе түсті, бұл материяның бірте-бірте жиналуы идеясына сәйкес келеді. Уақыт өте келе шоғырлану күшейеді, нәтижесінде жұлдыздар пайда болады; олар галактикаларға топтасады, олардың әрқайсысының ортасында үлкен қара тесік пайда болады. Сайып келгенде, бұл жиналу гравитацияның сөзсіз әсеріне байланысты. Мұндай процестер шынымен энтропияның күшті өсуімен байланысты және гравитацияны ескере отырып, бүгінгі күні тек RI ғана қалған алғашқы жарқыраған шардың максималды энтропиядан алыс болуы мүмкін екенін көрсетеді. Бұл шардың жылулық табиғаты, суретте көрсетілген Планк спектрімен дәлелденген. 3.13, тек мынаны айтады: егер біз Әлемді (соңғы шашырау дәуірінде) бір-бірімен әрекеттесетін материя мен энергиядан тұратын жүйе ретінде қарастырсақ, онда ол шын мәнінде термодинамикалық тепе-теңдікте болды деп болжауға болады. Дегенмен, егер гравитациялық әсерлерді де ескерсек, сурет күрт өзгереді.
Мысалы, герметикалық ыдыстағы газды елестететін болсақ, онда ол ыдыстың бойына біркелкі тараған кезде оның макроскопиялық күйінде максималды энтропияға жетеді деп болжау заңдылық (3.15 а-сурет). Осыған байланысты ол аспан бойынша біркелкі таралған RI тудыратын ыстық допқа ұқсайды. Алайда, егер газ молекулаларын бір-бірімен ауырлық күші арқылы байланысқан денелердің кең жүйесімен, мысалы, жеке жұлдыздармен алмастырсаңыз, мүлде басқа суретті аласыз (3.15 б-сурет). Гравитациялық әсерлердің әсерінен жұлдыздар біркелкі емес, шоғырлар түрінде таралады. Сайып келгенде, ең үлкен энтропияға көптеген жұлдыздар құлаған немесе қара тесіктерге қосылған кезде қол жеткізіледі. Бұл процесс ұзақ уақыт алуы мүмкін болса да (бірақ ол жұлдызаралық газдың болуына байланысты үйкеліс арқылы жеңілдетіледі), біз, сайып келгенде, ауырлық күші басым болған кезде, энтропия жоғарырақ болса, жүйеде материяның біркелкі таралмайтынын көреміз. .
Мұндай әсерлерді тіпті күнделікті тәжірибе деңгейінде байқауға болады. Сұрақ туындауы мүмкін: Жердегі тіршілікті сақтаудағы Екінші Заңның рөлі қандай? Күннен алынған энергияның арқасында осы планетада өмір сүріп жатқанымызды жиі естисіз. Бірақ бұл Жерді тұтастай қарастыратын болсақ, бұл мүлдем дұрыс мәлімдеме емес, өйткені күндізгі Жер алған энергияның барлығы дерлік көп ұзамай қайтадан ғарышқа, түнгі қараңғы аспанға буланады. (Әрине, нақты тепе-теңдік жаһандық жылыну және радиоактивті ыдырау салдарынан планетаның қызуы сияқты факторларға байланысты аздап түзетіледі.) Әйтпесе, Жер барған сайын қызып, бірнеше күн ішінде өмір сүруге жарамсыз болады! Дегенмен, тікелей Күннен алынған фотондар салыстырмалы түрде жоғары жиілікке ие (олар спектрдің сары бөлігінде шоғырланған), ал Жер ғарышқа инфрақызыл спектрдегі әлдеқайда төмен жиілікті фотондарды шығарады. Планк формуласына сәйкес (E = hν, 2.2 тарауды қараңыз) Күннен келетін фотондардың әрқайсысы ғарышқа шығарылатын фотондарға қарағанда әлдеқайда жоғары энергияға ие, сондықтан тепе-теңдікке жету үшін келген фотондардан әлдеқайда көп Жерден кетуі керек ( 3.16-суретті қараңыз). Егер азырақ фотондар келсе, онда кіріс энергияның еркіндік дәрежесі аз болады, ал шығатын энергия көбірек болады, сондықтан Больцман формуласына сәйкес (S = k log V), кіретін фотондар шығысқа қарағанда әлдеқайда аз энтропияға ие болады. . Біз өз энтропиямызды төмендету үшін өсімдіктердегі төмен энтропиялық энергияны пайдаланамыз: өсімдіктерді немесе шөпқоректілерді жейміз. Жердегі тіршілік осылайша аман қалады және өркендейді. (Бұл ойларды алғаш рет 1967 жылы Эрвин Шредингер өзінің «Life as It is» атты революциялық кітабын жазған кезде анық тұжырымдаған болуы керек [Шредингер, 2012]).
Бұл төмен энтропиялық тепе-теңдік туралы ең маңызды факт мынада: Күн - толығымен қараңғы аспандағы ыстық нүкте. Бірақ мұндай жағдайлар қалай пайда болды? Көптеген күрделі процестер, соның ішінде термоядролық реакциялармен байланысты және т.б. рөл атқарды, бірақ ең бастысы Күннің бар болуы. Және бұл күн материясы (басқа жұлдыздарды құрайтын зат сияқты) гравитациялық жиналу процесі арқылы дамығандықтан пайда болды және мұның бәрі газ бен қараңғы заттардың салыстырмалы түрде біркелкі таралуынан басталды.
Бұл жерде қараңғы материя деп аталатын жұмбақ затты айта кету керек, ол Ғаламның материалдық (Λ емес) құрамының 85% құрайды, бірақ ол тек гравитациялық әрекеттесу арқылы анықталады және оның құрамы белгісіз. Бүгін біз кейбір сандық шамаларды есептеу кезінде қажет болатын жалпы массаны бағалау кезінде осы мәселені ғана ескереміз (3.6, 3.7, 3.9 тарауларын қараңыз және қараңғы материя қандай маңызды теориялық рөл атқара алады, 4.3 бөлімін қараңыз). Қараңғы материя мәселесіне қарамастан, біз материяның бастапқы біркелкі таралуының төмен энтропиялық табиғаты біздің өміріміз үшін қаншалықты маңызды екенін көреміз. Біздің тіршілігіміз, біз түсінгендей, материяның бастапқы біркелкі таралуына тән төмен энтропиялық гравитациялық резервке байланысты.
Міне, біз Үлкен жарылыстың керемет, шын мәнінде, фантастикалық аспектісіне келдік. Жұмбақ оның қалай болғанында ғана емес, сонымен қатар оның өте төмен энтропиялық оқиға болғанында. Оның үстіне, таңғаларлық нәрсе бұл жағдайда ғана емес, энтропияның тек бір жағынан ғана төмен болуы, атап айтқанда: еркіндіктің гравитациялық дәрежелері қандай да бір себептермен толығымен басылды. Бұл заттың еркіндік дәрежелеріне және (электромагниттік) сәулеленуге күрт қарама-қайшы келеді, өйткені олар максималды энтропиясы бар ыстық күйде максималды қоздырылған болып көрінді. Менің ойымша, бұл ең терең космологиялық құпия, және қандай да бір себептермен ол әлі де бағаланбайды!
Үлкен жарылыс күйінің қаншалықты ерекше болғанына және гравитациялық топтастыру процесінде қандай энтропия пайда болуы мүмкін екендігіне толығырақ тоқталу қажет. Тиісінше, алдымен қара тесікке қандай керемет энтропия тән екенін түсіну керек (3.15 б-суретті қараңыз). Біз бұл мәселені 3.6 бөлімінде талқылаймыз. Бірақ әзірге келесі, әбден ықтимал мүмкіндікке қатысты басқа мәселеге көшейік: ақыр соңында, Ғалам іс жүзінде кеңістіктік шексіз болып шығуы мүмкін (K бар FLRU модельдеріндегідей) 0, 3.1 бөлімін қараңыз) немесе кем дегенде Әлемнің көп бөлігі тікелей бақыланбауы мүмкін. Сәйкесінше, біз келесі бөлімде қарастыратын космологиялық көкжиектер мәселесіне жақындаймыз.
» Кітап туралы толық ақпаратты мына жерден табуға болады
»
»
Khabrozhiteley үшін купонды пайдалану арқылы 25% жеңілдік - Жаңа ғылым
Кітаптың қағаз нұсқасын төлегеннен кейін электронды кітап электронды поштаға жіберіледі.
Ақпарат көзі: www.habr.com