Здраво, жители на Хабро! Дали е можно да се зборува за мода, вера или фантазија во фундаменталната наука?
Универзумот не е заинтересиран за човечката мода. Науката не може да се толкува како вера, бидејќи научните постулати постојано се подложени на строго експериментално тестирање и се отфрлаат штом догмата почнува да се судира со објективната реалност. А фантазијата генерално ги занемарува и фактите и логиката. Сепак, големиот Роџер Пенроуз не сака целосно да ги отфрли овие феномени, бидејќи научната мода може да биде мотор на напредокот, верата се појавува кога теоријата се потврдува со вистински експерименти, а без лет на фантазијата не може да се сфатат сите необичности на нашите Универзум.
Во поглавјето „Мода“, ќе научите за теоријата на струни, најмодерната теорија во последните децении. „Вера“ е посветена на начелата на кои стои квантната механика. И „Фантазија“ не се однесува ништо помалку од теориите за потеклото на Универзумот што ни се познати.
3.4. Парадокс на Биг Бенг
Прво да го поставиме прашањето за набљудувањата. Каков директен доказ постои дека целиот универзум што може да се набљудува некогаш бил во екстремно компресирана и неверојатно жешка состојба што би била конзистентна со сликата на Биг Бенг претставена во Дел 3.1? Најубедлив доказ е космичката микробранова позадинска радијација (CMB), понекогаш наречена голема експлозија. CMB зрачењето е светло, но со многу долга бранова должина, така што е сосема невозможно да се види со очи. Оваа светлина се излева врз нас од сите страни крајно рамномерно (но главно некохерентно). Претставува топлинско зрачење со температура од ~2,725 К, односно повеќе од два степени над апсолутната нула. Набљудуваниот „сјај“ се верува дека потекнува од неверојатно жежок Универзум (~ 3000 K во тоа време) приближно 379 години по Големата експлозија - за време на ерата на последното расејување, кога Универзумот првпат стана транспарентен за електромагнетно зрачење (иако ова воопшто не се случило за време на Големата експлозија). Од последната ера на расејување, должината на овие светлосни бранови се зголемила приближно колку што се проширил самиот Универзум (за фактор од околу 000), така што густината на енергијата исто толку радикално се намалила. Затоа, набљудуваната температура на CMB е само 1 К.
Фактот дека ова зрачење е суштински некохерентно (т.е. топлинско) е импресивно потврдено од самата природа на неговиот фреквентен спектар, прикажан на сл. 3.13. Интензитетот на зрачењето на секоја специфична фреквенција е прикажан вертикално на графиконот, а фреквенцијата се зголемува од лево кон десно. Континуираната крива кореспондира со спектарот на црното тело на Планк, дискутиран во Дел 2.2 за температура од 2,725 К. Точките на кривата се податоци од специфични набљудувања за кои се дадени ленти за грешки. Во исто време, лентите за грешки се зголемуваат 500 пати, бидејќи во спротивно тие едноставно би било невозможно да се разгледаат, дури и на десната страна, каде што грешките го достигнуваат својот максимум. Согласноста помеѓу теоретската крива и резултатите од набљудувањето е едноставно извонредна - можеби најдобрата согласност со термичкиот спектар што се наоѓа во природата.
Меѓутоа, на што укажува оваа случајност? Фактот дека размислуваме за состојба која, очигледно, била многу блиску до термодинамичка рамнотежа (затоа и порано се користел терминот некохерентен). Но, каков заклучок произлегува од фактот дека новосоздадениот Универзум бил многу блиску до термодинамичка рамнотежа? Да се вратиме на Сл. 3.12 од дел 3.3. Најобемниот крупно-зрнест регион (по дефиниција) ќе биде многу поголем од кој било друг таков регион и обично ќе биде толку голем во однос на другите што многу ќе ги џуџе сите! Термодинамичката рамнотежа одговара на макроскопска состојба, до која, веројатно, секој систем порано или подоцна ќе дојде. Понекогаш тоа се нарекува термичка смрт на Универзумот, но во овој случај, доволно чудно, треба да зборуваме за термалното раѓање на Универзумот. Ситуацијата е комплицирана од фактот дека новородениот Универзум брзо се ширел, па состојбата што ја разгледуваме всушност е нерамнотежа. Како и да е, проширувањето во овој случај може да се смета за суштински адијабатски - оваа точка беше целосно ценета од Толман уште во 1934 година [Толман, 1934]. Ова значи дека вредноста на ентропијата не се променила за време на проширувањето. (Слична ситуација на оваа, кога се одржува термодинамичка рамнотежа поради адијабатско проширување, во фазниот простор може да се опише како збир од области со еднаков волумен со крупно зрнеста преграда, кои се разликуваат една од друга само во одредени волумени на Универзумот Можеме да претпоставиме дека оваа примарна состојба се карактеризира со максимална ентропија - и покрај експанзијата!).
Очигледно, се соочуваме со исклучителен парадокс. Според аргументите презентирани во Дел 3.3, Вториот закон бара (и во принцип е објаснет со) Големата експлозија да биде макроскопска состојба со екстремно ниска ентропија. Сепак, набљудувањата на CMB се чини дека укажуваат на тоа дека макроскопската состојба на Биг Бенг се карактеризира со колосална ентропија, можеби дури и максимална можна. Каде грешиме толку сериозно?
Еве едно вообичаено објаснување за овој парадокс: се претпоставува дека, бидејќи новородениот универзум бил многу „мал“, може да има некаква граница на максималната ентропија, а состојбата на термодинамичка рамнотежа, која очигледно се одржувала во тоа време, била едноставно можна ентропија на граничното ниво во тоа време. Сепак, ова е погрешен одговор. Таквата слика би можела да одговара на сосема поинаква ситуација, во која големината на Универзумот би зависи од некое надворешно ограничување, на пример, како во случајот со гас што е содржан во цилиндар со запечатен клип. Во овој случај, притисокот на клипот е обезбеден со некој надворешен механизам, кој е опремен со надворешен извор (или излез) на енергија. Но, оваа ситуација не се однесува на Универзумот како целина, чија геометрија и енергија, како и неговата „вкупна големина“, се одредени исклучиво од внатрешната структура и се управувани од динамичките равенки на општата теорија на релативност на Ајнштајн (вклучувајќи го и равенки кои ја опишуваат состојбата на материјата, видете ги деловите 3.1 и 3.2). Во такви услови (кога равенките се целосно детерминистички и непроменливи во однос на насоката на времето - види дел 3.3), вкупниот волумен на фазниот простор не може да се промени со текот на времето. Се претпоставува дека самиот фазен простор P не треба да „еволуира“! Целата еволуција е едноставно опишана со локацијата на кривата C во просторот P и во овој случај ја претставува целосната еволуција на Универзумот (види дел 3.3).
Можеби проблемот ќе стане појасен ако ги земеме предвид подоцнежните фази на колапсот на Универзумот, кога се приближува до Големиот пад. Потсетете се на моделот на Фридман за K > 0, Λ = 0, прикажан на сл. 3.2а во делот 3.1. Сега веруваме дека нарушувањата во овој модел произлегуваат од неправилната дистрибуција на материјата, а во некои делови веќе се случиле локални колапсови, оставајќи црни дупки на нивно место. Тогаш треба да претпоставиме дека после ова некои црни дупки ќе се спојат една со друга и дека колапсот во конечна сингуларитет ќе испадне како исклучително сложен процес, кој нема речиси ништо заедничко со строго симетричниот Голем пад на идеално сферичниот симетричен Фридман. модел претставен на Сл. 3.6 а. Напротив, во квалитативна смисла, ситуацијата со колапс многу повеќе ќе потсетува на колосалниот хаос прикажан на сл. 3.14 а; добиената сингуларност што се појавува во овој случај може, до одреден степен, да биде конзистентна со хипотезата BCLM спомената на крајот од делот 3.2. Конечната состојба на уривање ќе има незамислива ентропија, иако Универзумот повторно ќе се намали до мала големина. Иако овој конкретен (просторно затворен) модел на Фридман кој повторно се распаѓа во моментов не се смета за веродостојна претстава на нашиот сопствен Универзум, истите размислувања важат и за другите модели на Фридман, со или без космолошка константа. Верзијата што се распаѓа на кој било таков модел, која доживува слични нарушувања поради нерамномерната распределба на материјата, повторно треба да се претвори во сеопфатен хаос, сингуларност како црна дупка (сл. 3.14 б). Со превртување на времето во секоја од овие состојби, ќе дојдеме до можна почетна сингуларитет (потенцијален Биг Бенг), кој има, соодветно, колосална ентропија, што е во спротивност со претпоставката направена овде за „таванот“ на ентропијата (сл. 3.14 в).
Тука морам да преминам на алтернативни можности кои исто така понекогаш се разгледуваат. Некои теоретичари сугерираат дека вториот закон мора некако да се смени себеси во такви модели кои пропаѓаат, така што вкупната ентропија на универзумот ќе станува постепено помала (по максималното проширување) како што се приближува Големиот пад. Сепак, ваквата слика е особено тешко да се замисли во присуство на црни дупки, кои, откако ќе се формираат, самите ќе почнат да работат на зголемување на ентропијата (што е поврзано со временската асиметрија на локацијата на нула конуси во близина на хоризонтот на настани, види Сл. 3.9). Ова ќе продолжи во далечната иднина - барем додека црните дупки не испарат под влијание на механизмот на Хокинг (види делови 3.7 и 4.3). Во секој случај, оваа можност не ги поништува аргументите изнесени овде. Постои уште еден важен проблем што е поврзан со такви сложени модели што се распаѓаат и за кој можеби размислувале самите читатели: сингуларитетите на црните дупки можеби воопшто не се појавуваат истовремено, па кога ќе го смениме времето, нема да добиеме Биг Бенг. што се случува „сите и веднаш“. Сепак, ова е токму една од својствата на (сè уште не докажаната, но убедлива) хипотеза за силна космичка цензура [Penrose, 1998a; PkR, дел 28.8], според кој, во општ случај, таквата сингуларност ќе биде слична на просторот (дел 1.7), и затоа може да се смета за еднократен настан. Покрај тоа, без оглед на прашањето за валидноста на самата хипотеза за силна космичка цензура, познати се многу решенија кои го задоволуваат овој услов, а сите такви опции (кога ќе се прошират) ќе имаат релативно високи вредности на ентропија. Ова во голема мера ја намалува загриженоста за валидноста на нашите наоди.
Според тоа, не наоѓаме докази дека, со оглед на малите просторни димензии на Универзумот, нужно би имало одреден „низок плафон“ на можна ентропија. Во принцип, акумулацијата на материјата во форма на црни дупки и спојувањето на сингуларитетите на „црната дупка“ во единствен единствен хаос е процес кој е совршено конзистентен со вториот закон, а овој конечен процес мора да биде придружен со колосално зголемување. во ентропија. Конечната состојба на Универзумот, „малата“ според геометриските стандарди, може да има незамислива ентропија, многу повисока отколку во релативно раните фази на таков космолошки модел што се распаѓа, а самата просторна минијатура не поставува „таван“ за максималната вредност. на ентропијата, иако таков „таван“ (при менување на текот на времето) може само да објасни зошто ентропијата била исклучително ниска за време на Големата експлозија. Всушност, ваквата слика (сл. 3.14 а, б), која генерално го претставува колапсот на Универзумот, сугерира решение за парадоксот: зошто за време на Големата експлозија имаше исклучително ниска ентропија во споредба со она што можеше да биде, и покрај фактот дека експлозијата била жешка (и таквата состојба треба да има максимална ентропија). Одговорот е дека ентропијата може радикално да се зголеми доколку се дозволат големи отстапувања од просторната униформност, а најголемото зголемување од овој вид е поврзано со неправилности кои се должат токму на појавата на црни дупки. Следствено, просторно хомогена Биг Бенг навистина може да има, релативно кажано, неверојатно ниска ентропија, и покрај фактот што неговата содржина беше неверојатно жешка.
Еден од најубедливите докази дека Големата експлозија навистина била прилично просторно хомогена, во согласност со геометријата на моделот FLRU (но не во согласност со многу поопштиот случај на нарушена сингуларност илустриран на сл. 3.14c), повторно доаѓа од РИ, но овој пат со својата аголна хомогеност наместо со својата термодинамичка природа. Оваа хомогеност се манифестира во фактот дека температурата на RI е практично иста во која било точка на небото, а отстапувањата од хомогеноста не се повеќе од 10-5 (прилагодени за малиот Доплер ефект поврзан со нашето движење низ околната материја ). Покрај тоа, постои речиси универзална униформност во распределбата на галаксиите и другата материја; Така, распределбата на барионите (види Дел 1.3) на прилично големи размери се карактеризира со значителна хомогеност, иако има забележливи аномалии, особено таканаречените празнини, каде што густината на видливата материја е радикално помала од просечната. Општо земено, може да се тврди дека хомогеноста е поголема колку подалеку во минатото на Универзумот гледаме, а RI е најстариот доказ за дистрибуцијата на материјата што можеме директно да го набљудуваме.
Оваа слика е во согласност со ставот дека во раните фази на неговиот развој Универзумот навистина бил исклучително хомоген, но со малку неправилни густини. Со текот на времето (и под влијание на разни видови „триење“ - процеси кои ги забавуваат релативните движења), овие неправилности во густината се интензивираа под влијание на гравитацијата, што е во согласност со идејата за постепено згрутчување на материјата. Со текот на времето, згрутчувањето се зголемува, што резултира со формирање на ѕвезди; тие се групираат во галаксии, од кои секоја развива масивна црна дупка во центарот. На крајот на краиштата, ова згрутчување се должи на неизбежниот ефект на гравитацијата. Ваквите процеси се навистина поврзани со силно зголемување на ентропијата и покажуваат дека, земајќи ја предвид гравитацијата, таа исконска сјајна топка, од која денес остана само RI, може да има далеку од максималната ентропија. Термичката природа на оваа топка, како што е потврдено од Планк спектарот прикажан на сл. 3.13, го кажува само ова: ако го сметаме Универзумот (во ерата на последното расејување) едноставно како систем кој се состои од материја и енергија кои комуницираат едни со други, тогаш можеме да претпоставиме дека тој всушност бил во термодинамичка рамнотежа. Меѓутоа, ако ги земеме предвид и гравитационите влијанија, сликата драстично се менува.
Ако замислиме, на пример, гас во затворен сад, тогаш природно е да се претпостави дека тој ќе ја достигне својата максимална ентропија во таа макроскопска состојба кога ќе биде рамномерно распореден низ садот (сл. 3.15 а). Во овој поглед, ќе личи на жешка топка што генерира RI, која е рамномерно распоредена низ небото. Меѓутоа, ако ги замените молекулите на гасот со огромен систем на тела поврзани едни со други со гравитација, на пример, поединечни ѕвезди, ќе добиете сосема поинаква слика (сл. 3.15 б). Поради гравитационите ефекти, ѕвездите ќе бидат нерамномерно распоредени, во форма на јата. На крајот, најголемата ентропија ќе се постигне кога бројни ѕвезди ќе колапсираат или ќе се спојат во црни дупки. Иако овој процес може да потрае долго време (иако ќе биде олеснет со триење поради присуството на меѓуѕвезден гас), ќе видиме дека на крајот, кога доминира гравитацијата, ентропијата е поголема, толку помалку рамномерно материјата е распределена во системот .
Таквите ефекти може да се следат дури и на ниво на секојдневно искуство. Може да се запраша: која е улогата на Вториот закон во одржувањето на животот на Земјата? Често може да слушнете дека живееме на оваа планета благодарение на енергијата добиена од Сонцето. Но, ова не е целосно точна изјава ако ја земеме предвид Земјата како целина, бидејќи скоро целата енергија што ја добива Земјата во текот на денот наскоро повторно испарува во вселената, во темното ноќно небо. (Се разбира, точната рамнотежа ќе биде малку прилагодена од фактори како што се глобалното затоплување и загревањето на планетата поради радиоактивното распаѓање.) Во спротивно, Земјата едноставно би станала сè пожешка и би станала непогодна за живеење за неколку дена! Меѓутоа, фотоните кои се примаат директно од Сонцето имаат релативно висока фреквенција (тие се концентрирани во жолтиот дел од спектарот), а Земјата емитира фотони со многу помала фреквенција во инфрацрвениот спектар во вселената. Според формулата на Планк (E = hν, види дел 2.2), секој од фотоните што пристигнуваат од Сонцето поединечно има многу поголема енергија од фотоните емитирани во вселената, затоа, за да се постигне рамнотежа, многу повеќе фотони мора да ја напуштат Земјата отколку да пристигнат ( види Сл. 3.16). Ако пристигнат помалку фотони, тогаш влезната енергија ќе има помалку степени на слобода, а излезната енергија ќе има повеќе, и затоа, според формулата на Болцман (S = k log V), влезните фотони ќе имаат многу помала ентропија од излезните . Ја користиме енергијата со ниска ентропија содржана во растенијата за да ја намалиме сопствената ентропија: јадеме растенија или тревопасни животни. Така преживува и напредува животот на Земјата. (Очигледно, овие мисли првпат беа јасно формулирани од Ервин Шредингер во 1967 година, кога ја напиша својата револуционерна книга Животот каков што е [Шредингер, 2012]).
Најважниот факт за оваа рамнотежа со ниска ентропија е ова: Сонцето е жешка точка на целосно темно небо. Но, како настанале такви услови? Многу сложени процеси одиграа улога, вклучително и оние поврзани со термонуклеарни реакции итн., но најважно е дека Сонцето воопшто постои. И настана затоа што сончевата материја (како материјата што формира други ѕвезди) се развила преку процес на гравитациско згрутчување, и сето тоа започнало со релативно рамномерна распределба на гасот и темната материја.
Овде треба да се спомене една мистериозна супстанција наречена темна материја, која очигледно сочинува 85% од материјалната (не-Λ) содржина на Универзумот, но таа е откриена само со гравитациска интеракција, а нејзиниот состав е непознат. Денес само ја земаме предвид оваа материја кога ја проценуваме вкупната маса, која е потребна при пресметување на некои нумерички величини (види делови 3.6, 3.7, 3.9 и за тоа каква поважна теоретска улога може да игра темната материја, види дел 4.3). Без оглед на прашањето за темната материја, гледаме колку е важна природата на ниска ентропија на првобитната униформа дистрибуција на материјата како важна за нашите животи. Нашето постоење, како што го разбираме, зависи од гравитациската резерва со ниска ентропија која е карактеристична за почетната рамномерна дистрибуција на материјата.
Овде доаѓаме до извонреден - всушност, фантастичен аспект на Биг Бенг. Мистеријата не лежи само во тоа како се случило, туку и во фактот дека се работи за екстремно ниска ентропија. Згора на тоа, она што е извонредно не е толку оваа околност колку фактот дека ентропијата беше ниска само во еден специфичен аспект, имено: гравитационите степени на слобода беа, поради некоја причина, целосно потиснати. Ова е во остар контраст со степените на слобода на материјата и (електромагнетното) зрачење, бидејќи тие се чинеше дека се максимално возбудени во топла состојба со максимална ентропија. Според мене, ова е можеби најдлабоката космолошка мистерија, и поради некоја причина сè уште останува потценета!
Потребно е подетално да се задржиме на тоа колку била посебна состојбата на Биг Бенг и каква ентропија може да се појави во процесот на гравитациско згрутчување. Според тоа, прво треба да сфатите каква неверојатна ентропија е всушност вродена во црната дупка (види Сл. 3.15 б). За ова прашање ќе разговараме во делот 3.6. Но, засега, да се свртиме кон друг проблем поврзан со следната, сосема веројатна можност: на крајот на краиштата, Универзумот всушност може да испадне просторно бесконечен (како во случајот со моделите FLRU со К 0, видете го делот 3.1) или барем поголемиот дел од Универзумот можеби не може директно да се набљудува. Според тоа, пристапуваме кон проблемот на космолошките хоризонти, за кој ќе разговараме во следниот дел.
» Повеќе детали за книгата можете да најдете на
»
»
За Khabrozhiteley 25% попуст со користење на купон - Нова наука
По уплата на хартиената верзија на книгата ќе биде испратена електронска книга по е-пошта.
Извор: www.habr.com