'패션, 신앙, 환상과 우주의 새로운 물리학'이라는 책이 있습니다.

안녕하세요, 카브로 주민 여러분! 기초과학에서 패션, 신앙, 환상을 이야기하는 것이 가능할까요?

우주는 인간의 패션에 관심이 없습니다. 과학은 믿음으로 해석될 수 없습니다. 과학적 가정은 지속적으로 엄격한 실험 테스트를 받고 교리가 객관적 현실과 충돌하기 시작하자마자 폐기되기 때문입니다. 그리고 판타지는 일반적으로 사실과 논리를 모두 무시합니다. 그럼에도 불구하고 위대한 로저 펜로즈는 이러한 현상을 완전히 거부하고 싶지 않습니다. 왜냐하면 과학적 패션은 진보의 원동력이 될 수 있고, 이론이 실제 실험에 의해 확인될 때 믿음이 나타나며, 환상의 비행 없이는 우리의 모든 기이함을 이해할 수 없기 때문입니다. 우주.

'패션' 장에서는 최근 수십 년 동안 가장 유행하는 이론인 끈 이론에 대해 배웁니다. "Faith"는 양자역학의 기반이 되는 교리에 전념합니다. 그리고 "판타지"는 우리에게 알려진 우주의 기원에 관한 이론에 관한 것입니다.

3.4. 빅뱅 패러독스

먼저 관찰의 문제를 제기해보자. 관측 가능한 우주 전체가 한때 3.1절에 제시된 빅뱅 그림과 일치하는 극도로 압축되고 믿을 수 없을 만큼 뜨거운 상태에 있었다는 직접적인 증거는 무엇입니까? 가장 강력한 증거는 빅뱅이라고도 불리는 우주 마이크로파 배경 복사(CMB)입니다. CMB 방사선은 빛이지만 파장이 매우 길어서 눈으로 보는 것이 전혀 불가능합니다. 이 빛은 모든 면에서 매우 고르게(그러나 대부분은 일관되지 않게) 우리에게 쏟아집니다. 이는 ~2,725K 온도, 즉 절대 영도보다 3000도 이상 높은 열복사를 나타냅니다. 관찰된 "미광체"는 빅뱅 이후 약 379년 후, 즉 우주가 처음으로 전자기 복사에 투명해졌던 마지막 산란 시대 동안 엄청나게 뜨거운 우주(당시 약 000K)에서 유래한 것으로 믿어집니다. 이것은 빅뱅(Big Bang) 폭발 중에는 전혀 일어나지 않았습니다. 이 사건은 빅뱅(Big Bang)부터 현재까지 우주 전체 나이의 처음 1/40에 발생합니다. 마지막 산란 시대 이후, 이 광파의 길이는 대략 우주 자체가 팽창한 만큼(약 000배) 증가하여 에너지 밀도도 급격하게 감소했습니다. 따라서 CMB의 관측된 온도는 1100K에 불과합니다.

이 방사선이 본질적으로 비간섭성(즉, 열적)이라는 사실은 그림 3.13에 표시된 주파수 스펙트럼의 특성으로 인해 인상적으로 확인됩니다. 2.2. 각 특정 주파수에서의 방사 강도는 그래프에 수직으로 표시되며 주파수는 왼쪽에서 오른쪽으로 증가합니다. 연속 곡선은 온도 2,725K에 대해 섹션 500에서 논의된 플랑크 흑체 스펙트럼에 해당합니다. 곡선의 점은 오차 막대가 제공되는 특정 관찰에서 얻은 데이터입니다. 동시에 오류 막대는 XNUMX배 증가합니다. 그렇지 않으면 오른쪽에서도 오류가 최대에 도달하는 지점을 고려할 수 없기 때문입니다. 이론적 곡선과 관측 결과 사이의 일치는 정말 놀랍습니다. 아마도 자연에서 발견되는 열 스펙트럼과 가장 잘 일치하는 것입니다.

그러나 이 우연의 일치는 무엇을 의미하는가? 우리가 분명히 열역학적 평형에 매우 가까운 상태를 고려하고 있다는 사실(이것이 이전에 불일치라는 용어가 사용된 이유입니다). 그러나 새로 창조된 우주가 열역학적 평형에 매우 가까웠다는 사실로부터 어떤 결론이 도출됩니까? 그림으로 돌아가자. 섹션 3.12의 3.3. 가장 광범위하고 거친 지역은 (정의상) 다른 어떤 지역보다 훨씬 크며, 일반적으로 다른 지역에 비해 너무 커서 모든 지역을 엄청나게 작게 만들 것입니다! 열역학적 평형은 거시적 상태에 해당하며, 아마도 모든 시스템이 조만간 도달하게 될 것입니다. 때때로 그것은 우주의 열적 죽음이라고 불리기도 하지만, 이 경우에는 이상하게도 우주의 열적 탄생에 관해 이야기해야 합니다. 신생 우주가 빠르게 팽창하고 있다는 사실로 인해 상황이 복잡해지기 때문에 우리가 고려하고 있는 상태는 실제로 비평형 상태입니다. 그럼에도 불구하고, 이 경우의 팽창은 본질적으로 단열적인 것으로 간주될 수 있습니다. 이 점은 1934년에 Tolman에 의해 충분히 평가되었습니다[Tolman, 1934]. 이는 팽창 중에 엔트로피 값이 변하지 않았음을 의미합니다. (단열팽창으로 인해 열역학적 평형이 유지되는 이와 유사한 상황은 위상공간에서 우주의 특정 부피에서만 서로 다른 거친 입자의 파티션을 가진 동일한 부피 영역의 집합으로 설명할 수 있습니다. . 우리는 이 기본 상태가 확장에도 불구하고 최대 엔트로피를 특징으로 한다고 가정할 수 있습니다!).

분명히 우리는 예외적인 역설에 직면해 있습니다. 3.3절에 제시된 주장에 따르면, 제XNUMX법칙은 빅뱅이 극도로 낮은 엔트로피를 갖는 거시적 상태일 것을 요구합니다(원칙적으로 설명됩니다). 그러나 CMB 관측에 따르면 빅뱅의 거시적 상태는 아마도 최대치에 달하는 엄청난 엔트로피를 특징으로 하는 것으로 보입니다. 우리는 어디로 그렇게 심각하게 잘못된 걸까요?

이 역설에 대한 일반적인 설명은 다음과 같습니다. 새로 탄생한 우주는 매우 "작았기" 때문에 최대 엔트로피에 어느 정도 제한이 있을 수 있었고 당시 분명히 유지되었던 열역학적 평형 상태는 다음과 같았습니다. 그 당시에는 단순히 한계 수준 엔트로피가 가능했습니다. 그러나 이것은 잘못된 대답입니다. 그러한 그림은 완전히 다른 상황에 해당할 수 있는데, 예를 들어 밀봉된 피스톤이 있는 실린더에 포함된 가스의 경우처럼 우주의 크기가 일부 외부 제약에 따라 달라지는 경우입니다. 이 경우 피스톤 압력은 외부 에너지 소스(또는 배출구)가 장착된 일부 외부 메커니즘에 의해 제공됩니다. 그러나 이 상황은 우주 전체에는 적용되지 않습니다. 우주의 기하학적 구조와 에너지, 그리고 "전체 크기"는 내부 구조에 의해서만 결정되고 아인슈타인의 일반 상대성 이론의 동적 방정식에 의해 지배됩니다. 물질의 상태를 설명하는 방정식(섹션 3.1 및 3.2 참조). 이러한 조건(방정식이 시간 방향에 대해 완전히 결정론적이고 불변인 경우 - 섹션 3.3 참조)에서 위상 공간의 전체 부피는 시간에 따라 변할 수 없습니다. 위상 공간 P 자체는 "진화"해서는 안 된다고 가정합니다! 모든 진화는 공간 P에서 곡선 C의 위치로 간단히 설명되며 이 경우 우주의 완전한 진화를 나타냅니다(섹션 3.3 참조).

아마도 우주가 대붕괴에 가까워지고 있는 우주 붕괴의 후반 단계를 고려한다면 문제는 더 명확해질 것입니다. 그림에 표시된 K > 0, Λ = 0에 대한 Friedman 모델을 떠올려보세요. 섹션 3.2의 3.1a. 이제 우리는 이 모델의 교란이 물질의 불규칙한 분포에서 발생하고 일부 부분에서는 이미 국지적 붕괴가 발생하여 그 자리에 블랙홀이 남아 있다고 믿습니다. 그런 다음 우리는 그 후에 일부 블랙홀이 서로 합쳐지고 최종 특이점으로의 붕괴가 극도로 복잡한 과정으로 판명될 것이며 이상적으로 구형 대칭인 프리드만(Friedmann)의 엄격한 대칭 빅 크래시(Big Crash)와 공통점이 거의 없는 것으로 판명될 것이라고 가정해야 합니다. 그림에 제시된 모델. 3.6a. 반대로, 질적인 측면에서 붕괴 상황은 그림 3.14에 나타난 거대한 혼란을 훨씬 더 연상하게 될 것입니다. 3.2a; 이 경우 발생하는 특이점은 섹션 3.14의 끝 부분에 언급된 BCLM 가설과 어느 정도 일치할 수 있습니다. 최종 붕괴 상태는 우주가 다시 아주 작은 크기로 줄어들더라도 상상할 수 없는 엔트로피를 갖게 됩니다. 이 특정(공간적으로 닫힌) 재붕괴 프리드만 모델은 현재 우리 우주를 그럴듯하게 표현하는 것으로 간주되지 않지만, 우주 상수가 있든 없든 다른 프리드만 모델에도 동일한 고려 사항이 적용됩니다. 물질의 불균일한 분포로 인해 유사한 교란을 경험하는 그러한 모델의 붕괴 버전은 다시 블랙홀과 같은 특이점인 모든 것을 소모하는 혼돈으로 변해야 합니다(그림 3.14 b). 이러한 각 상태에서 시간을 역전시킴으로써 우리는 가능한 초기 특이점(잠재적 빅뱅)에 도달하게 되며, 따라서 엄청난 엔트로피를 가지며, 이는 여기서 엔트로피의 "천장"에 대해 가정한 것과 모순됩니다(그림 XNUMXc).

여기서는 때때로 고려되는 대안적인 가능성으로 넘어가야 합니다. 일부 이론가들은 제3.9법칙이 그러한 붕괴 모델에서 어떻게든 역전되어야 하며, 따라서 우주의 총 엔트로피는 대 붕괴가 가까워짐에 따라 (최대 팽창 이후) 점진적으로 작아질 것이라고 제안합니다. 그러나 이러한 그림은 일단 형성되면 스스로 엔트로피를 증가시키기 위해 작동하기 시작하는 블랙홀이 있는 경우 상상하기가 특히 어렵습니다(이는 사건 지평선 근처의 제로 원뿔 위치의 시간 비대칭성과 관련됨). 그림 3.7 참조). 이것은 적어도 호킹 메커니즘의 영향으로 블랙홀이 증발할 때까지 먼 미래에도 계속될 것입니다(섹션 4.3 및 1998 참조). 어떤 경우에도 이러한 가능성이 여기에 제시된 주장을 무효화하지는 않습니다. 이러한 복잡한 붕괴 모델과 관련되고 독자들이 스스로 생각해 본 또 다른 중요한 문제가 있습니다. 블랙홀의 특이점은 전혀 동시에 발생하지 않을 수 있으므로 시간을 되돌려도 빅뱅이 발생하지 않을 것입니다. 이는 "모두 즉시" 발생합니다. 그러나 이것은 정확히 강력한 우주 검열에 대한 (아직 입증되지는 않았지만 설득력 있는) 가설의 속성 중 하나입니다 [Penrose, 28.8a; PkR, 섹션 1.7]에 따르면 일반적인 경우 이러한 특이점은 공간과 유사하므로(섹션 XNUMX) 일회성 이벤트로 간주될 수 있습니다. 더욱이, 강력한 우주 검열 가설 자체의 타당성에 대한 질문에 관계없이, 이 조건을 만족하는 많은 솔루션이 알려져 있으며, 그러한 모든 옵션(확장 시)은 상대적으로 높은 엔트로피 값을 갖게 됩니다. 이는 우리 연구 결과의 타당성에 대한 우려를 크게 줄여줍니다.

따라서 우리는 우주의 작은 공간적 차원을 고려할 때 가능한 엔트로피의 특정 "낮은 천장"이 필연적으로 존재한다는 증거를 찾지 못합니다. 원칙적으로 블랙홀 형태의 물질 축적과 "블랙홀" 특이점을 단일 단일 혼돈으로 병합하는 것은 제3.14법칙과 완벽하게 일치하는 과정이며, 이 최종 과정에는 엄청난 증가가 수반되어야 합니다. 엔트로피에서. 기하학적 기준에 따라 "작은" 우주의 최종 상태는 그러한 붕괴하는 우주 모델의 비교적 초기 단계보다 훨씬 높은 상상할 수 없는 엔트로피를 가질 수 있으며, 공간적 축소화 자체는 최대값에 대한 "천장"을 설정하지 않습니다. 그러나 그러한 "천장"(시간의 흐름을 역전시킬 때)은 빅뱅 동안 엔트로피가 극도로 낮은 이유를 설명할 수 있습니다. 사실, 일반적으로 우주의 붕괴를 나타내는 그러한 그림(그림 XNUMX a, b)은 역설에 대한 해결책을 제시합니다. 폭발이 뜨거웠다는 사실(그러한 상태는 최대 엔트로피를 가져야 한다). 대답은 공간적 균일성에서 큰 편차가 허용되면 엔트로피가 급격하게 증가할 수 있으며, 이러한 종류의 가장 큰 증가는 바로 블랙홀의 출현으로 인한 불규칙성과 관련이 있다는 것입니다. 결과적으로, 공간적으로 균일한 빅뱅은 그 내용물이 믿을 수 없을 정도로 뜨겁다는 사실에도 불구하고 상대적으로 말하면 믿을 수 없을 정도로 낮은 엔트로피를 가질 수 있습니다.

빅뱅이 FLRU 모델의 기하학과 일치하는(그러나 그림 3.14c에 설명된 무질서한 특이점의 훨씬 더 일반적인 경우와 일치하지는 않음) 실제로 공간적으로 매우 동질적이었다는 가장 설득력 있는 증거 중 하나가 다시 나타납니다. RI에서 가져온 것이지만 이번에는 열역학적 특성보다는 각도 균질성을 나타냅니다. 이러한 균질성은 RI의 온도가 하늘의 어느 지점에서나 실질적으로 동일하고 균질성으로부터의 편차가 10-5를 넘지 않는다는 사실에서 나타납니다(주변 물질을 통한 우리의 움직임과 관련된 작은 도플러 효과에 대해 조정됨). ). 게다가 은하와 다른 물질의 분포에는 거의 보편적인 균일성이 있습니다. 따라서 상당히 큰 규모의 중입자 분포(1.3절 참조)는 눈에 띄는 예외, 특히 눈에 보이는 물질의 밀도가 평균보다 근본적으로 낮은 소위 공극이 있지만 상당한 균질성을 특징으로 합니다. 일반적으로 우리가 관찰하는 우주의 과거로 갈수록 균질성이 높다고 주장할 수 있으며, RI는 우리가 직접 관찰할 수 있는 물질 분포에 대한 가장 오래된 증거이다.

이 그림은 우주의 발달 초기 단계에서 우주는 실제로 극도로 균질했지만 밀도는 약간 불규칙했다는 견해와 일치합니다. 시간이 지남에 따라 (그리고 다양한 종류의 "마찰"(상대적 움직임을 늦추는 과정)의 영향으로) 이러한 밀도 불규칙성은 중력의 영향으로 강화되었으며 이는 물질의 점진적인 응집에 대한 아이디어와 일치합니다. 시간이 지남에 따라 응집이 증가하여 별이 형성됩니다. 그들은 은하로 그룹화되며, 각 은하의 중심에는 거대한 블랙홀이 형성됩니다. 궁극적으로 이러한 응집은 피할 수 없는 중력의 영향으로 인한 것입니다. 이러한 과정은 실제로 엔트로피의 강한 증가와 연관되어 있으며, 중력을 고려할 때 오늘날 RI만 남아 있는 원시 빛나는 공이 최대 엔트로피와는 거리가 멀다는 것을 보여줍니다. 그림 3.13에 표시된 플랑크 스펙트럼에서 알 수 있듯이 이 공의 열적 특성은 다음과 같습니다. XNUMX은 다음과 같이 말합니다. 우주 (마지막 산란 시대)를 단순히 물질과 에너지가 서로 상호 작용하는 시스템으로 간주한다면 실제로 열역학적 평형 상태에 있다고 가정 할 수 있습니다. 그러나 중력 영향도 고려하면 상황이 극적으로 변합니다.

예를 들어 밀봉된 용기에 들어 있는 기체를 상상해 보면 기체가 용기 전체에 고르게 분포되어 있을 때 거시적 상태에서 최대 엔트로피에 도달할 것이라고 가정하는 것이 당연합니다(그림 3.15a). 이런 점에서 그것은 하늘에 고르게 분포되는 RI를 생성하는 뜨거운 공과 유사할 것입니다. 그러나 가스 분자를 중력에 의해 서로 연결된 거대한 시스템(예: 개별 별)으로 대체하면 완전히 다른 그림을 얻을 수 있습니다(그림 3.15b). 중력 효과로 인해 별은 클러스터 형태로 고르지 않게 분포됩니다. 궁극적으로 수많은 별들이 붕괴하거나 블랙홀로 합쳐질 때 가장 큰 엔트로피가 달성됩니다. 이 과정은 오랜 시간이 걸릴 수 있지만(성간 가스의 존재로 인한 마찰로 인해 촉진되더라도) 궁극적으로 중력이 지배할 때 엔트로피가 높아지고 물질이 시스템에 덜 균일하게 분포된다는 것을 알 수 있습니다. .

그러한 효과는 일상적인 경험 수준에서도 추적될 수 있습니다. 지구상의 생명을 유지하는 데 있어서 제2.2법칙의 역할은 무엇입니까? 우리는 태양으로부터 받은 에너지 덕분에 이 행성에 살고 있다는 말을 자주 듣습니다. 그러나 낮 동안 지구가 받은 거의 모든 에너지가 곧 다시 우주, 어두운 밤하늘로 증발하기 때문에 지구 전체를 고려한다면 이것은 완전히 사실이 아닙니다. (물론 정확한 균형은 지구 온난화와 방사성 붕괴로 인한 지구의 가열과 같은 요인에 의해 약간 조정될 것입니다.) 그렇지 않으면 지구는 단순히 며칠 안에 점점 더워지고 사람이 살 수 없게 될 것입니다! 그러나 태양으로부터 직접 수신된 광자는 상대적으로 높은 주파수를 가지며(스펙트럼의 노란색 부분에 집중되어 있음) 지구는 적외선 스펙트럼의 훨씬 낮은 주파수 광자를 우주로 방출합니다. 플랑크의 공식(E = hν, 섹션 3.16 참조)에 따르면 태양에서 도착하는 각 광자는 개별적으로 우주로 방출되는 광자보다 훨씬 더 높은 에너지를 갖습니다. 따라서 균형을 이루려면 도착하는 것보다 더 많은 광자가 지구를 떠나야 합니다( 그림 1967 참조). 더 적은 수의 광자가 도착하면 들어오는 에너지는 더 적은 자유도를 가지며 나가는 에너지는 더 많은 자유도를 갖게 됩니다. 따라서 볼츠만의 공식(S = k log V)에 따르면 들어오는 광자는 나가는 것보다 훨씬 적은 엔트로피를 갖게 됩니다. . 우리는 식물에 포함된 낮은 엔트로피 에너지를 사용하여 자신의 엔트로피를 낮춥니다. 즉, 식물이나 초식동물을 먹습니다. 이것이 지구상의 생명체가 생존하고 번성하는 방법입니다. (분명히 이러한 생각은 2012년 Erwin Schrödinger가 그의 혁명적인 책인 Life as It Is [Schrödinger, XNUMX]를 집필하면서 처음으로 명확하게 공식화되었습니다.)

이 낮은 엔트로피 균형에 대한 가장 중요한 사실은 다음과 같습니다. 태양은 완전히 어두운 하늘에 있는 뜨거운 지점입니다. 그러면 그러한 상황이 어떻게 발생하였습니까? 열핵 반응 등과 관련된 과정을 포함하여 많은 복잡한 과정이 역할을 수행했지만 가장 중요한 것은 태양이 존재한다는 것입니다. 그리고 그것은 태양 물질(다른 별을 형성하는 물질과 같은)이 중력 응집 과정을 통해 발전했기 때문에 발생했으며, 모든 것은 가스와 암흑 물질의 상대적으로 균일한 분포에서 시작되었습니다.

여기서 우리는 암흑 물질이라는 신비한 물질을 언급해야 합니다. 이 물질은 분명히 우주의 물질(Λ가 아닌) 함량의 85%를 차지하지만 중력 상호 작용에 의해서만 감지되며 그 구성은 알려져 있지 않습니다. 오늘날 우리는 일부 수치적 양을 계산할 때 필요한 전체 질량을 추정할 때 이 문제를 고려합니다(섹션 3.6, 3.7, 3.9 참조 및 암흑 물질이 수행할 수 있는 더 중요한 이론적 역할에 대해서는 섹션 4.3 참조). 암흑 물질 문제에 관계없이, 우리는 물질의 원래 균일한 분포의 낮은 엔트로피 특성이 우리 삶에 얼마나 중요한지 알 수 있습니다. 우리가 이해하는 바와 같이 우리의 존재는 물질의 초기 균일 분포의 특징인 낮은 엔트로피 중력 보유량에 달려 있습니다.

여기서 우리는 빅뱅의 주목할 만한, 사실 환상적인 측면에 도달하게 됩니다. 수수께끼는 그것이 어떻게 일어났는가뿐만 아니라 그것이 극도로 낮은 엔트로피 사건이었다는 사실에도 있습니다. 더욱이, 주목할만한 것은 이러한 상황보다는 엔트로피가 특정 측면에서만 낮다는 사실, 즉 중력 자유도가 어떤 이유로 완전히 억제되었다는 사실입니다. 이는 물질과 (전자기) 복사의 자유도와 뚜렷한 대조를 이루는데, 이는 최대 엔트로피를 갖는 뜨거운 상태에서 최대로 여기되는 것으로 나타났기 때문입니다. 내 생각에 이것은 아마도 가장 심오한 우주론적 미스터리일 것이고, 어떤 이유에서는 여전히 과소평가되어 있습니다!

빅뱅의 상태가 얼마나 특별했는지, 중력 응집 과정에서 어떤 엔트로피가 발생할 수 있는지에 대해 더 자세히 설명할 필요가 있습니다. 따라서 먼저 블랙홀에 실제로 내재된 놀라운 엔트로피가 무엇인지 깨달아야 합니다(그림 3.15 b 참조). 이 문제는 3.6절에서 논의하겠습니다. 그러나 지금은 다음과 관련된 또 다른 문제, 매우 가능성 있는 가능성을 살펴보겠습니다. 결국 우주는 실제로 공간적으로 무한한 것으로 판명될 수 있습니다(K를 사용하는 FLRU 모델의 경우처럼). 0, 섹션 3.1 참조) 또는 적어도 대부분의 우주를 직접 관측할 수 없을 수도 있습니다. 따라서 우리는 다음 섹션에서 논의할 우주론적 지평의 문제에 접근합니다.

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출처 : habr.com