Hello, penduduk Khabro! Adakah mungkin untuk bercakap tentang fesyen, kepercayaan atau fantasi dalam sains asas?
Alam semesta tidak berminat dengan fesyen manusia. Sains tidak boleh ditafsirkan sebagai iman, kerana postulat saintifik sentiasa tertakluk kepada ujian eksperimen yang ketat dan dibuang sebaik sahaja dogma mula bercanggah dengan realiti objektif. Dan fantasi secara amnya mengabaikan kedua-dua fakta dan logik. Namun begitu, Roger Penrose yang hebat tidak mahu menolak sepenuhnya fenomena ini, kerana fesyen saintifik boleh menjadi enjin kemajuan, iman muncul apabila teori disahkan oleh eksperimen sebenar, dan tanpa penerbangan fantasi seseorang tidak dapat memahami semua keanehan kita. Alam semesta.
Dalam bab "Fesyen", anda akan belajar tentang teori rentetan, teori paling bergaya dalam dekad kebelakangan ini. "Iman" didedikasikan kepada prinsip yang menjadi asas kepada mekanik kuantum. Dan "Fantasi" membimbangkan tidak kurang daripada teori asal usul Alam Semesta yang diketahui oleh kita.
3.4. Big Bang Paradox
Mari kita bangkitkan dahulu persoalan pemerhatian. Apakah bukti langsung yang terdapat bahawa seluruh Alam Semesta yang boleh diperhatikan pernah berada dalam keadaan yang sangat mampat dan sangat panas yang akan selaras dengan gambaran Big Bang yang dibentangkan dalam Bahagian 3.1? Bukti yang paling menarik ialah sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik (CMB), kadangkala dipanggil letupan besar. Sinaran CMB adalah ringan, tetapi dengan panjang gelombang yang sangat panjang, jadi mustahil untuk melihatnya dengan mata anda. Cahaya ini mencurah kepada kita dari semua pihak dengan sangat sekata (tetapi kebanyakannya tidak koheren). Ia mewakili sinaran haba dengan suhu ~2,725 K, iaitu, lebih daripada dua darjah di atas sifar mutlak. "Kilauan" yang diperhatikan dipercayai berasal dari Alam Semesta yang sangat panas (~3000 K pada masa itu) kira-kira 379 tahun selepas Letupan Besar - semasa era penyebaran terakhir, apabila Alam Semesta mula-mula menjadi telus kepada sinaran elektromagnet (walaupun ini tidak berlaku sama sekali semasa Big Bang). letupan; peristiwa ini berlaku pada 000/1 pertama daripada jumlah umur Alam Semesta - dari Big Bang hingga ke hari ini). Sejak era serakan terakhir, panjang gelombang cahaya ini telah meningkat kira-kira sebanyak Alam Semesta itu sendiri telah berkembang (dengan faktor kira-kira 40), sehingga ketumpatan tenaga telah menurun sama secara radikal. Oleh itu, suhu CMB yang diperhatikan hanyalah 000 K.
Hakikat bahawa sinaran ini pada asasnya tidak koheren (iaitu, haba) amat mengagumkan disahkan oleh sifat spektrum frekuensinya, ditunjukkan dalam Rajah. 3.13. Keamatan sinaran pada setiap frekuensi tertentu diplot secara menegak pada graf, dan kekerapan meningkat dari kiri ke kanan. Lengkung selanjar sepadan dengan spektrum badan hitam Planck yang dibincangkan dalam Bahagian 2.2 untuk suhu 2,725 K. Titik pada lengkung adalah data daripada pemerhatian khusus yang mana bar ralat disediakan. Pada masa yang sama, bar ralat dinaikkan 500 kali ganda, kerana jika tidak, ia adalah mustahil untuk dipertimbangkan, walaupun di sebelah kanan, di mana ralat mencapai maksimum. Persetujuan antara lengkung teori dan hasil pemerhatian adalah luar biasa—mungkin persetujuan terbaik dengan spektrum terma yang terdapat di alam semula jadi.
Namun, apakah yang ditunjukkan oleh kebetulan ini? Hakikat bahawa kita sedang mempertimbangkan keadaan yang, nampaknya, sangat hampir dengan keseimbangan termodinamik (itulah sebabnya istilah tidak koheren digunakan lebih awal). Tetapi apakah kesimpulan berikut dari fakta bahawa Alam Semesta yang baru dicipta adalah sangat dekat dengan keseimbangan termodinamik? Mari kita kembali ke Rajah. 3.12 daripada seksyen 3.3. Kawasan berbutir kasar yang paling luas akan (mengikut takrifan) menjadi jauh lebih besar daripada mana-mana kawasan lain seperti itu, dan biasanya akan menjadi sangat besar berbanding yang lain sehingga ia akan sangat kerdil semuanya! Keseimbangan termodinamik sepadan dengan keadaan makroskopik, yang mana, mungkin, mana-mana sistem lambat laun akan datang. Kadang-kadang ia dipanggil kematian termal Alam Semesta, tetapi dalam kes ini, anehnya, kita harus bercakap tentang kelahiran termal Alam Semesta. Keadaan ini rumit oleh fakta bahawa Alam Semesta yang baru lahir berkembang pesat, jadi keadaan yang kita pertimbangkan sebenarnya tidak seimbang. Walau bagaimanapun, pengembangan dalam kes ini boleh dianggap pada asasnya adiabatik - perkara ini telah dihargai sepenuhnya oleh Tolman pada tahun 1934 [Tolman, 1934]. Ini bermakna nilai entropi tidak berubah semasa pengembangan. (Situasi yang serupa dengan ini, apabila keseimbangan termodinamik dikekalkan kerana pengembangan adiabatik, boleh diterangkan dalam ruang fasa sebagai satu set kawasan volum yang sama dengan partition berbutir kasar, yang berbeza antara satu sama lain hanya dalam volum tertentu Alam Semesta. Kita boleh mengandaikan bahawa keadaan utama ini dicirikan oleh entropi maksimum - walaupun pengembangan!).
Nampaknya, kita berhadapan dengan paradoks yang luar biasa. Menurut hujah-hujah yang dibentangkan dalam Bahagian 3.3, Undang-undang Kedua memerlukan (dan, pada dasarnya, dijelaskan oleh) Big Bang menjadi keadaan makroskopik dengan entropi yang sangat rendah. Walau bagaimanapun, pemerhatian CMB nampaknya menunjukkan bahawa keadaan makroskopik Big Bang dicirikan oleh entropi yang sangat besar, bahkan mungkin maksimum yang mungkin. Ke mana silap kita yang begitu serius?
Berikut adalah satu penjelasan umum untuk paradoks ini: diandaikan bahawa, memandangkan Alam Semesta yang baru lahir adalah sangat "kecil", mungkin terdapat beberapa had kepada entropi maksimum, dan keadaan keseimbangan termodinamik, yang nampaknya dikekalkan pada masa itu, adalah hanya entropi tahap had yang mungkin pada masa itu. Namun, ini adalah jawapan yang salah. Gambar sedemikian boleh sepadan dengan situasi yang sama sekali berbeza, di mana saiz Alam Semesta akan bergantung pada beberapa kekangan luaran, contohnya, seperti dalam kes gas yang terkandung dalam silinder dengan omboh tertutup. Dalam kes ini, tekanan omboh disediakan oleh beberapa mekanisme luaran, yang dilengkapi dengan sumber luaran (atau saluran keluar) tenaga. Tetapi keadaan ini tidak berlaku untuk Alam Semesta secara keseluruhan, yang geometri dan tenaganya, serta "saiz keseluruhannya," ditentukan semata-mata oleh struktur dalaman dan dikawal oleh persamaan dinamik teori relativiti umum Einstein (termasuk persamaan yang menerangkan keadaan jirim; lihat bahagian 3.1 dan 3.2). Di bawah keadaan sedemikian (apabila persamaan benar-benar deterministik dan invarian berkenaan dengan arah masa - lihat bahagian 3.3), jumlah isipadu ruang fasa tidak boleh berubah mengikut masa. Diandaikan bahawa ruang fasa P itu sendiri tidak seharusnya "berkembang"! Semua evolusi hanya digambarkan oleh lokasi lengkung C dalam ruang P dan dalam kes ini mewakili evolusi lengkap Alam Semesta (lihat bahagian 3.3).
Mungkin masalahnya akan menjadi lebih jelas jika kita mempertimbangkan peringkat akhir keruntuhan Alam Semesta, apabila ia menghampiri Kemalangan Besar. Ingat model Friedman untuk K > 0, Λ = 0, ditunjukkan dalam Rajah. 3.2a dalam seksyen 3.1. Kami kini percaya bahawa gangguan dalam model ini timbul daripada pengedaran jirim yang tidak teratur, dan di beberapa bahagian keruntuhan tempatan telah pun berlaku, meninggalkan lubang hitam di tempatnya. Kemudian kita harus menganggap bahawa selepas ini beberapa lubang hitam akan bergabung antara satu sama lain dan bahawa keruntuhan menjadi satu ketunggalan akhir akan menjadi proses yang sangat kompleks, yang hampir tiada persamaan dengan Kemalangan Besar simetri yang ketat dari Friedmann simetri sfera ideal. model yang dibentangkan dalam Rajah. 3.6 a. Sebaliknya, dari segi kualitatif, keadaan runtuh akan lebih mengingatkan kepada kekacauan besar yang ditunjukkan dalam Rajah. 3.14 a; kesingularan terhasil yang timbul dalam kes ini mungkin, sedikit sebanyak, selaras dengan hipotesis BCLM yang disebutkan di penghujung bahagian 3.2. Keadaan akhir runtuh akan mempunyai entropi yang tidak dapat dibayangkan, walaupun Alam Semesta akan mengecut kembali ke saiz yang kecil. Walaupun model Friedmann yang runtuh (tertutup secara spatial) ini pada masa ini tidak dianggap sebagai gambaran yang munasabah bagi Alam Semesta kita sendiri, pertimbangan yang sama digunakan untuk model Friedmann lain, dengan atau tanpa pemalar kosmologi. Versi runtuh mana-mana model sedemikian, mengalami gangguan yang sama disebabkan oleh pengagihan jirim yang tidak sekata, sekali lagi akan bertukar menjadi huru-hara yang memakan semua, satu ketunggalan seperti lubang hitam (Rajah 3.14 b). Dengan membalikkan masa dalam setiap keadaan ini, kita akan mencapai kemungkinan singulariti awal (berpotensi Big Bang), yang mempunyai, sewajarnya, entropi besar, yang bercanggah dengan andaian yang dibuat di sini tentang "siling" entropi (Rajah 3.14 c).
Di sini saya mesti beralih kepada kemungkinan alternatif yang juga kadangkala dipertimbangkan. Sesetengah ahli teori mencadangkan bahawa undang-undang kedua entah bagaimana mesti membalikkan dirinya dalam model runtuh sedemikian, supaya jumlah entropi alam semesta akan menjadi semakin kecil secara beransur-ansur (selepas pengembangan maksimum) apabila Kemalangan Besar menghampiri. Walau bagaimanapun, gambar sedemikian amat sukar untuk dibayangkan dengan kehadiran lubang hitam, yang, apabila ia terbentuk, akan mula bekerja untuk meningkatkan entropi (yang dikaitkan dengan asimetri masa di lokasi kon sifar berhampiran ufuk peristiwa, lihat Rajah 3.9). Ini akan berterusan ke masa hadapan yang jauh - sekurang-kurangnya sehingga lubang hitam menyejat di bawah pengaruh mekanisme Hawking (lihat bahagian 3.7 dan 4.3). Walau apa pun, kemungkinan ini tidak membatalkan hujah yang dikemukakan di sini. Terdapat satu lagi masalah penting yang dikaitkan dengan model runtuh yang kompleks dan yang mungkin difikirkan oleh pembaca sendiri: keunikan lubang hitam mungkin tidak timbul sama sekali secara serentak, jadi apabila kita membalikkan masa, kita tidak akan mendapat Big Bang, yang berlaku "semua dan terus". Walau bagaimanapun, ini adalah salah satu sifat hipotesis (belum terbukti, tetapi meyakinkan) penapisan kosmik yang kuat [Penrose, 1998a; PkR, seksyen 28.8], mengikut mana, dalam kes umum, ketunggalan sedemikian akan menjadi seperti ruang (bahagian 1.7), dan oleh itu boleh dianggap sebagai peristiwa sekali sahaja. Selain itu, tanpa mengira persoalan kesahihan hipotesis penapisan kosmik yang kuat itu sendiri, banyak penyelesaian diketahui yang memenuhi syarat ini, dan semua pilihan tersebut (apabila dikembangkan) akan mempunyai nilai entropi yang agak tinggi. Ini sangat mengurangkan kebimbangan tentang kesahihan penemuan kami.
Sehubungan itu, kami tidak menemui bukti bahawa, memandangkan dimensi spatial kecil Alam Semesta, semestinya akan ada "siling rendah" tertentu kemungkinan entropi. Pada dasarnya, pengumpulan bahan dalam bentuk lubang hitam dan penggabungan singulariti "lubang hitam" menjadi satu kekacauan tunggal adalah satu proses yang konsisten dengan undang-undang kedua, dan proses terakhir ini mesti disertai dengan peningkatan yang besar. dalam entropi. Keadaan akhir Alam Semesta, "kecil" mengikut piawaian geometri, mungkin mempunyai entropi yang tidak dapat dibayangkan, jauh lebih tinggi daripada pada peringkat awal model kosmologi yang runtuh itu, dan miniatur spatial itu sendiri tidak menetapkan "siling" untuk nilai maksimum. entropi, walaupun "siling" sedemikian (apabila membalikkan aliran masa) hanya boleh menjelaskan mengapa entropi sangat rendah semasa Big Bang. Malah, gambar sedemikian (Rajah 3.14 a, b), yang secara amnya mewakili keruntuhan Alam Semesta, mencadangkan penyelesaian kepada paradoks: mengapa semasa Big Bang terdapat entropi yang sangat rendah berbanding dengan apa yang mungkin berlaku, walaupun fakta bahawa letupan itu panas (dan keadaan sedemikian sepatutnya mempunyai entropi maksimum). Jawapannya ialah entropi boleh meningkat secara radikal jika penyimpangan besar dari keseragaman ruang dibenarkan, dan peningkatan terbesar jenis ini dikaitkan dengan penyelewengan yang disebabkan oleh kemunculan lubang hitam. Akibatnya, Big Bang yang homogen dari segi ruang sememangnya boleh mempunyai, secara relatifnya, entropi yang sangat rendah, walaupun pada hakikatnya kandungannya sangat panas.
Salah satu bukti yang paling menarik bahawa Big Bang sememangnya agak homogen dari segi ruang, konsisten dengan geometri model FLRU (tetapi tidak konsisten dengan kes yang lebih umum tentang singulariti tidak teratur yang digambarkan dalam Rajah 3.14c), sekali lagi muncul. dari RI, tetapi kali ini dengan kehomogenan sudutnya dan bukannya sifat termodinamiknya. Kehomogenan ini ditunjukkan dalam fakta bahawa suhu RI hampir sama di mana-mana titik di langit, dan sisihan daripada kehomogenan tidak lebih daripada 10-5 (dilaraskan untuk kesan Doppler kecil yang dikaitkan dengan pergerakan kita melalui bahan sekeliling. ). Di samping itu, terdapat keseragaman hampir universal dalam pengedaran galaksi dan jirim lain; Oleh itu, taburan baryon (lihat Bahagian 1.3) pada skala yang agak besar dicirikan oleh kehomogenan yang ketara, walaupun terdapat anomali yang ketara, khususnya lompang yang dipanggil, di mana ketumpatan jirim kelihatan secara radikal lebih rendah daripada purata. Secara umum, boleh dikatakan bahawa kehomogenan lebih tinggi lebih jauh ke masa lampau Alam Semesta yang kita lihat, dan RI adalah bukti tertua mengenai pengedaran jirim yang boleh kita perhatikan secara langsung.
Gambaran ini konsisten dengan pandangan bahawa pada peringkat awal perkembangannya, Alam Semesta sememangnya sangat homogen, tetapi dengan ketumpatan yang tidak teratur sedikit. Dari masa ke masa (dan di bawah pengaruh pelbagai jenis "geseran" - proses yang melambatkan pergerakan relatif), ketidakteraturan ketumpatan ini bertambah kuat di bawah pengaruh graviti, yang selaras dengan idea penggumpalan jirim secara beransur-ansur. Lama kelamaan, gumpalan meningkat, mengakibatkan pembentukan bintang; mereka berkumpul ke dalam galaksi, setiap satunya membangunkan lubang hitam besar di tengah. Akhirnya, gumpalan ini disebabkan oleh kesan graviti yang tidak dapat dielakkan. Proses sedemikian sememangnya dikaitkan dengan peningkatan yang kuat dalam entropi dan menunjukkan bahawa, dengan mengambil kira graviti, bola bersinar primordial itu, yang hanya tinggal RI hari ini, mungkin jauh dari entropi maksimum. Sifat haba bola ini, seperti yang dibuktikan oleh spektrum Planck yang ditunjukkan dalam Rajah. 3.13, hanya mengatakan ini: jika kita menganggap Alam Semesta (dalam era penyebaran terakhir) hanya sebagai sistem yang terdiri daripada jirim dan tenaga yang berinteraksi antara satu sama lain, maka kita boleh menganggap bahawa ia sebenarnya berada dalam keseimbangan termodinamik. Walau bagaimanapun, jika kita juga mengambil kira pengaruh graviti, gambar berubah secara mendadak.
Jika kita bayangkan, sebagai contoh, gas dalam bekas tertutup, maka adalah wajar untuk mengandaikan bahawa ia akan mencapai entropi maksimum dalam keadaan makroskopik apabila ia diagihkan secara sama rata ke seluruh bekas (Rajah 3.15 a). Dalam hal ini, ia akan menyerupai bola panas yang menjana RI, yang diagihkan sama rata di seluruh langit. Walau bagaimanapun, jika anda menggantikan molekul gas dengan sistem badan yang luas yang disambungkan antara satu sama lain dengan graviti, contohnya, bintang individu, anda mendapat gambaran yang sama sekali berbeza (Rajah 3.15 b). Disebabkan oleh kesan graviti, bintang akan diedarkan secara tidak sekata, dalam bentuk gugusan. Akhirnya, entropi terbesar akan dicapai apabila banyak bintang runtuh atau bergabung menjadi lubang hitam. Walaupun proses ini mungkin mengambil masa yang lama (walaupun ia akan dipermudahkan oleh geseran kerana kehadiran gas antara bintang), kita akan melihat bahawa pada akhirnya, apabila graviti mendominasi, entropi adalah lebih tinggi, semakin kurang seragam bahan itu diedarkan dalam sistem. .
Kesan sedemikian boleh dikesan walaupun pada tahap pengalaman seharian. Seseorang mungkin bertanya: apakah peranan Undang-undang Kedua dalam mengekalkan kehidupan di Bumi? Anda sering mendengar bahawa kita hidup di planet ini berkat tenaga yang diterima daripada Matahari. Tetapi ini bukanlah pernyataan yang benar sepenuhnya jika kita menganggap Bumi secara keseluruhan, kerana hampir semua tenaga yang diterima oleh Bumi pada siang hari tidak lama lagi menyejat semula ke angkasa, ke langit malam yang gelap. (Sudah tentu, keseimbangan yang tepat akan diselaraskan sedikit oleh faktor seperti pemanasan global dan pemanasan planet akibat pereputan radioaktif.) Jika tidak, Bumi akan menjadi semakin panas dan tidak dapat didiami dalam beberapa hari! Walau bagaimanapun, foton yang diterima terus daripada Matahari mempunyai frekuensi yang agak tinggi (ia tertumpu pada bahagian kuning spektrum), dan Bumi memancarkan foton frekuensi yang jauh lebih rendah dalam spektrum inframerah ke angkasa. Menurut formula Planck (E = hν, lihat bahagian 2.2), setiap foton yang tiba dari Matahari secara individu mempunyai tenaga yang jauh lebih tinggi daripada foton yang dipancarkan ke angkasa, oleh itu, untuk mencapai keseimbangan, lebih banyak foton mesti meninggalkan Bumi daripada tiba ( lihat Rajah 3.16). Jika lebih sedikit foton yang tiba, maka tenaga yang masuk akan mempunyai lebih sedikit darjah kebebasan dan tenaga yang keluar akan mempunyai lebih banyak, dan oleh itu, menurut formula Boltzmann (S = k log V), foton yang masuk akan mempunyai lebih sedikit entropi daripada yang keluar. . Kami menggunakan tenaga entropi rendah yang terkandung dalam tumbuhan untuk menurunkan entropi kita sendiri: kita makan tumbuhan atau herbivor. Beginilah kehidupan di Bumi bertahan dan berkembang maju. (Nampaknya, pemikiran ini mula-mula dirumuskan dengan jelas oleh Erwin Schrödinger pada tahun 1967, apabila dia menulis buku revolusionernya Life as It Is [Schrödinger, 2012]).
Fakta paling penting tentang keseimbangan entropi rendah ini ialah: Matahari ialah titik panas di langit yang gelap gulita. Tetapi bagaimana keadaan sedemikian timbul? Banyak proses kompleks memainkan peranan, termasuk yang berkaitan dengan tindak balas termonuklear, dsb., tetapi perkara yang paling penting ialah Matahari wujud sama sekali. Dan ia timbul kerana bahan suria (seperti jirim yang membentuk bintang lain) berkembang melalui proses penggumpalan graviti, dan semuanya bermula dengan pengedaran gas dan jirim gelap yang agak seragam.
Di sini kita perlu menyebut bahan misteri yang dipanggil jirim gelap, yang nampaknya membentuk 85% daripada kandungan bahan (bukan Λ) Alam Semesta, tetapi ia hanya dikesan oleh interaksi graviti, dan komposisinya tidak diketahui. Hari ini kita hanya mengambil kira perkara ini apabila menganggarkan jumlah jisim, yang diperlukan semasa mengira beberapa kuantiti berangka (lihat bahagian 3.6, 3.7, 3.9, dan untuk peranan teori yang lebih penting yang boleh dimainkan oleh jirim gelap, lihat bahagian 4.3). Tidak kira isu jirim gelap, kita melihat betapa pentingnya sifat entropi rendah bagi pengagihan seragam asal jirim telah terbukti untuk kehidupan kita. Kewujudan kita, seperti yang kita fahami, bergantung pada rizab graviti entropi rendah yang merupakan ciri taburan seragam awal bahan.
Di sini kita sampai kepada aspek yang luar biasa—sebenarnya, hebat—dari Big Bang. Misterinya bukan sahaja terletak pada bagaimana ia berlaku, tetapi juga pada hakikat bahawa ia adalah peristiwa entropi yang sangat rendah. Lebih-lebih lagi, apa yang luar biasa bukanlah keadaan ini tetapi hakikat bahawa entropi adalah rendah hanya dalam satu aspek tertentu, iaitu: darjah kebebasan graviti, atas sebab tertentu, ditindas sepenuhnya. Ini berbeza dengan darjah kebebasan jirim dan sinaran (elektromagnet), kerana ia kelihatan teruja secara maksimum dalam keadaan panas dengan entropi maksimum. Pada pendapat saya, ini mungkin misteri kosmologi yang paling dalam, dan atas sebab tertentu ia masih dipandang remeh!
Adalah perlu untuk membincangkan dengan lebih terperinci tentang betapa istimewanya keadaan Big Bang dan apakah entropi yang boleh timbul dalam proses penggumpalan graviti. Sehubungan itu, anda perlu sedar terlebih dahulu apakah entropi luar biasa yang sebenarnya wujud dalam lubang hitam (lihat Rajah 3.15 b). Kami akan membincangkan isu ini dalam bahagian 3.6. Tetapi buat masa ini, mari kita beralih kepada masalah lain yang berkaitan dengan kemungkinan berikut yang agak berkemungkinan: lagipun, Alam Semesta sebenarnya mungkin berubah menjadi tidak terhingga dari segi ruang (seperti dalam kes model FLRU dengan K 0, lihat bahagian 3.1) atau sekurang-kurangnya kebanyakan Alam Semesta mungkin tidak dapat diperhatikan secara langsung. Sehubungan itu, kita mendekati masalah ufuk kosmologi, yang akan kita bincangkan dalam bahagian seterusnya.
» Butiran lanjut tentang buku boleh didapati di
»
»
Untuk Khabrozhiteley diskaun 25% menggunakan kupon - Sains Baru
Selepas pembayaran versi kertas buku itu, buku elektronik akan dihantar melalui e-mel.
Sumber: www.habr.com