Hallo, inwoners van Khabro! Is het mogelijk om in de fundamentele wetenschap over mode, geloof of fantasie te praten?
Het universum is niet geïnteresseerd in menselijke mode. Wetenschap kan niet als geloof worden geïnterpreteerd, omdat wetenschappelijke postulaten voortdurend aan strenge experimentele tests worden onderworpen en terzijde worden geschoven zodra dogma's in strijd beginnen te komen met de objectieve werkelijkheid. En fantasie negeert over het algemeen zowel feiten als logica. Niettemin wil de grote Roger Penrose deze verschijnselen niet volledig verwerpen, omdat wetenschappelijke mode de motor van vooruitgang kan zijn, geloof verschijnt wanneer een theorie wordt bevestigd door echte experimenten, en zonder een vlucht van fantasie kan men niet alle eigenaardigheden van onze wereld begrijpen. Universum.
In het hoofdstuk ‘Mode’ leer je over de snaartheorie, de meest modieuze theorie van de afgelopen decennia. ‘Faith’ is gewijd aan de principes waarop de kwantummechanica berust. En ‘Fantasie’ betreft niets minder dan theorieën over de oorsprong van het ons bekende universum.
3.4. Big Bang-paradox
Laten we eerst de kwestie van de waarnemingen aan de orde stellen. Welk direct bewijs is er dat het hele waarneembare heelal ooit in een extreem gecomprimeerde en ongelooflijk hete toestand verkeerde, wat consistent zou zijn met het oerknalbeeld dat in paragraaf 3.1 wordt gepresenteerd? Het meest overtuigende bewijs is de kosmische microgolfachtergrondstraling (CMB), ook wel de oerknal genoemd. CMB-straling is licht, maar met een hele lange golflengte, dus het is volkomen onmogelijk om het met je ogen te zien. Dit licht valt van alle kanten extreem gelijkmatig (maar meestal onsamenhangend) op ons. Het vertegenwoordigt thermische straling met een temperatuur van ~2,725 K, dat wil zeggen meer dan twee graden boven het absolute nulpunt. Er wordt aangenomen dat het waargenomen ‘glimmertje’ zijn oorsprong vindt in een ongelooflijk heet heelal (~3000 K op dat moment), ongeveer 379 jaar na de oerknal – tijdens het tijdperk van de laatste verstrooiing, toen het heelal voor het eerst transparant werd voor elektromagnetische straling (hoewel dit gebeurde helemaal niet tijdens de oerknal). explosie; deze gebeurtenis vindt plaats in de eerste 000/1 van de totale leeftijd van het heelal - vanaf de oerknal tot heden). Sinds het laatste verstrooiingstijdperk is de lengte van deze lichtgolven ongeveer evenveel toegenomen als het heelal zelf is uitdijd (met een factor ongeveer 40), zodat de energiedichtheid net zo radicaal is afgenomen. Daarom is de waargenomen temperatuur van de CMB slechts 000 K.
Het feit dat deze straling in wezen onsamenhangend (dat wil zeggen thermisch) is, wordt op indrukwekkende wijze bevestigd door de aard van het frequentiespectrum ervan, zoals weergegeven in figuur 3.13. 2.2. De stralingsintensiteit bij elke specifieke frequentie wordt verticaal in de grafiek uitgezet en de frequentie neemt van links naar rechts toe. De continue curve komt overeen met het Planck-zwartlichaamspectrum dat in paragraaf 2,725 wordt besproken voor een temperatuur van 500 K. De punten op de curve zijn gegevens van specifieke waarnemingen waarvoor foutbalken zijn voorzien. Tegelijkertijd worden de foutbalken XNUMX keer vergroot, omdat ze anders simpelweg onmogelijk te overwegen zijn, zelfs aan de rechterkant, waar de fouten hun maximum bereiken. De overeenkomst tussen de theoretische curve en de waarnemingsresultaten is eenvoudigweg opmerkelijk – misschien wel de beste overeenkomst met het thermische spectrum dat in de natuur wordt aangetroffen.
Maar waar duidt dit toeval op? Het feit dat we een toestand overwegen die blijkbaar heel dicht bij het thermodynamische evenwicht lag (daarom werd eerder de term onsamenhangend gebruikt). Maar welke conclusie volgt uit het feit dat het nieuw gecreëerde heelal heel dicht bij het thermodynamische evenwicht stond? Laten we terugkeren naar afb. 3.12 vanaf paragraaf 3.3. Het meest uitgestrekte, grofkorrelige gebied zal (per definitie) veel groter zijn dan enig ander dergelijk gebied, en zal doorgaans zo groot zijn in vergelijking met de andere dat het ze allemaal enorm in de schaduw zal stellen! Thermodynamisch evenwicht komt overeen met een macroscopische toestand, waar elk systeem vroeg of laat vermoedelijk toe zal komen. Soms wordt dit de thermische dood van het heelal genoemd, maar in dit geval zouden we het, vreemd genoeg, moeten hebben over de thermische geboorte van het heelal. De situatie wordt gecompliceerd door het feit dat het pasgeboren heelal snel aan het uitdijen was, zodat de toestand die we nu beschouwen eigenlijk niet in evenwicht is. Niettemin kan de expansie in dit geval als in wezen adiabatisch worden beschouwd - dit punt werd in 1934 door Tolman volledig onderkend [Tolman, 1934]. Dit betekent dat de entropiewaarde tijdens expansie niet veranderde. (Een soortgelijke situatie, waarbij het thermodynamische evenwicht wordt gehandhaafd als gevolg van adiabatische expansie, kan in de faseruimte worden beschreven als een reeks gebieden met een gelijk volume en een grofkorrelige scheidingswand, die alleen van elkaar verschillen in specifieke volumes van het heelal. We kunnen aannemen dat deze primaire toestand werd gekenmerkt door een maximale entropie - ondanks de expansie!).
Blijkbaar worden we geconfronteerd met een uitzonderlijke paradox. Volgens de argumenten in paragraaf 3.3 vereist de Tweede Wet (en wordt dit in principe verklaard door) dat de oerknal een macroscopische toestand is met een extreem lage entropie. CMB-waarnemingen lijken er echter op te wijzen dat de macroscopische toestand van de oerknal werd gekenmerkt door kolossale entropie, misschien zelfs wel de maximaal mogelijke. Waar gaan we zo ernstig de fout in?
Hier is een algemene verklaring voor deze paradox: er wordt aangenomen dat, aangezien het pasgeboren heelal erg ‘klein’ was, er een bepaalde grens zou kunnen zijn aan de maximale entropie, en dat de toestand van thermodynamisch evenwicht, die op dat moment kennelijk in stand werd gehouden, gewoon een limietniveau-entropie die op dat moment mogelijk was. Dit is echter het verkeerde antwoord. Een dergelijk beeld zou kunnen corresponderen met een geheel andere situatie, waarin de grootte van het heelal afhankelijk zou zijn van een of andere externe beperking, bijvoorbeeld in het geval van een gas dat zich in een cilinder met een afgedichte zuiger bevindt. In dit geval wordt de zuigerdruk geleverd door een extern mechanisme, dat is uitgerust met een externe energiebron (of uitlaat). Maar deze situatie is niet van toepassing op het heelal als geheel, waarvan de geometrie en energie, evenals de ‘totale omvang’, uitsluitend worden bepaald door de interne structuur en worden beheerst door de dynamische vergelijkingen van Einsteins algemene relativiteitstheorie (inclusief de vergelijkingen die de toestand van de materie beschrijven; zie paragrafen 3.1 en 3.2). Onder dergelijke omstandigheden (wanneer de vergelijkingen volledig deterministisch en invariant zijn met betrekking tot de richting van de tijd - zie paragraaf 3.3), kan het totale volume van de faseruimte in de loop van de tijd niet veranderen. Er wordt aangenomen dat de faseruimte P zelf niet zou moeten “evolueren”! Alle evolutie wordt eenvoudigweg beschreven door de locatie van de curve C in ruimte P en vertegenwoordigt in dit geval de volledige evolutie van het heelal (zie paragraaf 3.3).
Misschien zal het probleem duidelijker worden als we kijken naar de latere stadia van de ineenstorting van het heelal, wanneer het de Grote Crash nadert. Denk aan het Friedman-model voor K > 0, Λ = 0, getoond in Fig. 3.2a in paragraaf 3.1. We geloven nu dat de verstoringen in dit model voortkomen uit de onregelmatige verdeling van materie, en dat in sommige delen al lokale instortingen hebben plaatsgevonden, waardoor zwarte gaten op hun plaats zijn blijven staan. Dan moeten we aannemen dat hierna enkele zwarte gaten met elkaar zullen samensmelten en dat het instorten tot een uiteindelijke singulariteit een uiterst complex proces zal blijken te zijn, dat vrijwel niets gemeen heeft met de strikt symmetrische Big Crash van de ideaal bolvormig symmetrische Friedmann. model gepresenteerd in Fig. 3.6 een. Integendeel, in kwalitatieve termen zal de ineenstortingssituatie veel meer doen denken aan de kolossale puinhoop die in figuur 3.14 wordt getoond. 3.2a; de resulterende singulariteit die in dit geval ontstaat, kan tot op zekere hoogte consistent zijn met de BCLM-hypothese die aan het einde van paragraaf 3.14 wordt genoemd. De uiteindelijke ineenstortingstoestand zal een onvoorstelbare entropie hebben, ook al zal het heelal weer tot een klein formaat krimpen. Hoewel dit specifieke (ruimtelijk gesloten) recollapsing Friedmann-model momenteel niet wordt beschouwd als een plausibele weergave van ons eigen heelal, gelden dezelfde overwegingen voor andere Friedmann-modellen, met of zonder een kosmologische constante. De instortende versie van een dergelijk model, die soortgelijke verstoringen ervaart als gevolg van de ongelijke verdeling van materie, zou opnieuw moeten veranderen in een alles verterende chaos, een singulariteit als een zwart gat (Fig. 3.14 b). Door in elk van deze toestanden de tijd om te draaien, zullen we een mogelijke aanvankelijke singulariteit bereiken (potentiële oerknal), die bijgevolg een kolossale entropie kent, wat in tegenspraak is met de hier gemaakte veronderstelling over het ‘plafond’ van de entropie (Fig. XNUMX c).
Hier moet ik verder gaan met alternatieve mogelijkheden die soms ook worden overwogen. Sommige theoretici suggereren dat de tweede wet zichzelf op de een of andere manier moet omkeren in dergelijke instortende modellen, zodat de totale entropie van het universum steeds kleiner zal worden (na maximale uitdijing) naarmate de Grote Crash nadert. Een dergelijk beeld is echter vooral moeilijk voor te stellen in de aanwezigheid van zwarte gaten, die, zodra ze ontstaan, zelf zullen gaan werken aan het vergroten van de entropie (wat verband houdt met de tijdsasymmetrie op de locatie van nulkegels nabij de waarnemingshorizon). zie Afb. 3.9). Dit zal zich tot in de verre toekomst voortzetten - in ieder geval totdat zwarte gaten verdampen onder invloed van het Hawking-mechanisme (zie paragrafen 3.7 en 4.3). In ieder geval ontkracht deze mogelijkheid de hier gepresenteerde argumenten niet. Er is nog een belangrijk probleem dat verband houdt met dergelijke complexe instortende modellen en waar de lezers zelf misschien over hebben nagedacht: de singulariteiten van zwarte gaten ontstaan misschien helemaal niet tegelijkertijd, dus als we de tijd omkeren, krijgen we geen oerknal. wat “allemaal en meteen” gebeurt. Dit is echter precies een van de eigenschappen van de (nog niet bewezen, maar overtuigende) hypothese van sterke kosmische censuur [Penrose, 1998a; PkR, paragraaf 28.8], volgens welke een dergelijke singulariteit in het algemeen ruimtelijk zal zijn (paragraaf 1.7), en daarom als een eenmalige gebeurtenis kan worden beschouwd. Bovendien zijn er, ongeacht de vraag naar de geldigheid van de sterke kosmische censuurhypothese zelf, veel oplossingen bekend die aan deze voorwaarde voldoen, en al dergelijke opties zullen (indien uitgebreid) relatief hoge entropiewaarden hebben. Dit vermindert de zorgen over de validiteit van onze bevindingen aanzienlijk.
Dienovereenkomstig vinden we geen bewijs dat er, gezien de kleine ruimtelijke afmetingen van het heelal, noodzakelijkerwijs een bepaald “laag plafond” van mogelijke entropie zou bestaan. In principe is de accumulatie van materie in de vorm van zwarte gaten en het samensmelten van singulariteiten van ‘zwarte gaten’ tot één enkele chaos een proces dat volkomen consistent is met de tweede wet, en dit laatste proces moet gepaard gaan met een kolossale toename van de materie. bij entropie. De eindtoestand van het heelal, ‘klein’ naar geometrische maatstaven, kan een onvoorstelbare entropie hebben, veel hoger dan in de relatief vroege stadia van zo’n ineenstortend kosmologisch model, en de ruimtelijke miniatuur zelf stelt geen ‘plafond’ voor de maximale waarde. van entropie, hoewel een dergelijk ‘plafond’ (bij het omkeren van de tijdstroom) juist zou kunnen verklaren waarom de entropie extreem laag was tijdens de oerknal. In feite suggereert een dergelijk beeld (Fig. 3.14 a, b), dat in het algemeen de ineenstorting van het heelal weergeeft, een oplossing voor de paradox: waarom er tijdens de oerknal uitzonderlijk lage entropie was vergeleken met wat er had kunnen zijn, ondanks de feit dat de explosie heet was (en een dergelijke toestand zou maximale entropie moeten hebben). Het antwoord is dat de entropie radicaal kan toenemen als grote afwijkingen van de ruimtelijke uniformiteit worden toegestaan, en de grootste toename van deze soort gaat gepaard met onregelmatigheden die juist het gevolg zijn van het ontstaan van zwarte gaten. Bijgevolg zou een ruimtelijk homogene oerknal inderdaad relatief gezien een ongelooflijk lage entropie kunnen hebben, ondanks het feit dat de inhoud ervan ongelooflijk heet was.
Een van de meest overtuigende bewijzen dat de oerknal inderdaad ruimtelijk homogeen was, consistent met de geometrie van het FLRU-model (maar niet consistent met het veel algemenere geval van een ongeordende singulariteit geïllustreerd in figuur 3.14c), komt opnieuw naar voren: van RI, maar deze keer met zijn hoekige homogeniteit in plaats van zijn thermodynamische aard. Deze homogeniteit komt tot uiting in het feit dat de temperatuur van de RI op elk punt aan de hemel vrijwel hetzelfde is, en afwijkingen van de homogeniteit niet meer dan 10–5 bedragen (gecorrigeerd voor het kleine Doppler-effect dat gepaard gaat met onze beweging door de omringende materie ). Bovendien bestaat er vrijwel universele uniformiteit in de verdeling van sterrenstelsels en andere materie; De verspreiding van baryonen (zie paragraaf 1.3) op vrij grote schaal wordt dus gekenmerkt door aanzienlijke homogeniteit, hoewel er merkbare afwijkingen zijn, met name de zogenaamde holtes, waar de dichtheid van zichtbare materie radicaal lager is dan het gemiddelde. In het algemeen kan worden gesteld dat de homogeniteit groter is naarmate we verder in het verleden van het heelal kijken, en dat RI het oudste bewijs is van de verspreiding van materie dat we rechtstreeks kunnen waarnemen.
Dit beeld komt overeen met de opvatting dat het heelal in de vroege stadia van zijn ontwikkeling inderdaad extreem homogeen was, maar met enigszins onregelmatige dichtheden. In de loop van de tijd (en onder invloed van verschillende soorten ‘wrijving’ – processen die relatieve bewegingen vertragen), werden deze onregelmatigheden in de dichtheid intenser onder invloed van de zwaartekracht, wat consistent is met het idee van de geleidelijke klontering van materie. Na verloop van tijd neemt de klontering toe, wat resulteert in de vorming van sterren; ze groeperen zich in sterrenstelsels, die elk een enorm zwart gat in het centrum ontwikkelen. Uiteindelijk is deze klontering te wijten aan het onvermijdelijke effect van de zwaartekracht. Dergelijke processen gaan inderdaad gepaard met een sterke toename van de entropie en tonen aan dat, rekening houdend met de zwaartekracht, die oorspronkelijke glanzende bal, waarvan vandaag de dag alleen RI overblijft, verre van de maximale entropie zou kunnen hebben. De thermische aard van deze bal, zoals blijkt uit het Planck-spectrum getoond in Fig. 3.13 zegt alleen dit: als we het heelal (in het tijdperk van de laatste verstrooiing) eenvoudigweg beschouwen als een systeem dat bestaat uit materie en energie die met elkaar in wisselwerking staan, dan kunnen we aannemen dat het zich feitelijk in thermodynamisch evenwicht bevond. Als we echter ook rekening houden met zwaartekrachtsinvloeden, verandert het beeld dramatisch.
Als we ons bijvoorbeeld een gas in een afgesloten container voorstellen, dan is het logisch om aan te nemen dat het zijn maximale entropie in die macroscopische toestand zal bereiken wanneer het gelijkmatig door de container wordt verdeeld (Fig. 3.15a). In dit opzicht zal het lijken op een hete bal die RI genereerde, die gelijkmatig over de lucht is verdeeld. Als je echter gasmoleculen vervangt door een enorm systeem van lichamen die door de zwaartekracht met elkaar verbonden zijn, bijvoorbeeld individuele sterren, krijg je een heel ander beeld (Fig. 3.15 b). Als gevolg van zwaartekrachteffecten zullen sterren ongelijk verdeeld zijn, in de vorm van clusters. Uiteindelijk zal de grootste entropie worden bereikt wanneer talloze sterren instorten of samensmelten tot zwarte gaten. Hoewel dit proces lang kan duren (hoewel het wordt vergemakkelijkt door wrijving als gevolg van de aanwezigheid van interstellair gas), zullen we zien dat uiteindelijk, wanneer de zwaartekracht domineert, de entropie hoger is, hoe minder uniform de materie in het systeem is verdeeld. .
Dergelijke effecten zijn zelfs op het niveau van de dagelijkse ervaring waarneembaar. Je zou je kunnen afvragen: wat is de rol van de Tweede Wet bij het in stand houden van het leven op aarde? Je kunt vaak horen dat we op deze planeet leven dankzij de energie die we van de zon ontvangen. Maar dit is niet helemaal waar als we de aarde als geheel beschouwen, aangezien bijna alle energie die de aarde overdag ontvangt, snel weer verdampt in de ruimte, in de donkere nachtelijke hemel. (Natuurlijk zal het exacte evenwicht enigszins worden aangepast door factoren zoals de opwarming van de aarde en de opwarming van de planeet als gevolg van radioactief verval.) Anders zou de aarde eenvoudigweg steeds warmer worden en binnen een paar dagen onbewoonbaar worden! Fotonen die rechtstreeks van de zon worden ontvangen, hebben echter een relatief hoge frequentie (ze zijn geconcentreerd in het gele deel van het spectrum), en de aarde zendt fotonen met een veel lagere frequentie in het infrarode spectrum de ruimte in. Volgens de formule van Planck (E = hν, zie paragraaf 2.2) heeft elk van de fotonen die individueel van de zon komen een veel hogere energie dan de fotonen die in de ruimte worden uitgezonden. Om evenwicht te bereiken moeten er daarom veel meer fotonen de aarde verlaten dan er aankomen ( zie Afb. 3.16). Als er minder fotonen arriveren, zal de binnenkomende energie minder vrijheidsgraden hebben en de uitgaande energie meer, en daarom zullen de binnenkomende fotonen, volgens de formule van Boltzmann (S = k log V), veel minder entropie hebben dan de uitgaande. . We gebruiken de energie met een lage entropie die in planten zit om onze eigen entropie te verlagen: we eten planten of herbivoren. Dit is hoe het leven op aarde overleeft en bloeit. (Blijkbaar werden deze gedachten voor het eerst duidelijk geformuleerd door Erwin Schrödinger in 1967, toen hij zijn revolutionaire boek Life as It Is schreef [Schrödinger, 2012]).
Het belangrijkste feit over deze lage entropiebalans is dit: de zon is een hotspot aan een volkomen donkere hemel. Maar hoe ontstonden zulke omstandigheden? Veel complexe processen speelden een rol, inclusief processen die verband hielden met thermonucleaire reacties, enz., maar het belangrijkste is dat de zon überhaupt bestaat. En het ontstond omdat zonnematerie (net als de materie die andere sterren vormt) zich ontwikkelde via een proces van zwaartekrachtsklontering, en het begon allemaal met een relatief uniforme verdeling van gas en donkere materie.
Hier moeten we het hebben over een mysterieuze substantie, donkere materie genaamd, die blijkbaar 85% van de materiële (niet-Λ) inhoud van het heelal uitmaakt, maar die alleen wordt gedetecteerd door zwaartekrachtinteractie, en de samenstelling ervan is onbekend. Tegenwoordig houden we hier alleen rekening mee bij het schatten van de totale massa, wat nodig is bij het berekenen van bepaalde numerieke grootheden (zie paragrafen 3.6, 3.7, 3.9, en voor welke belangrijkere theoretische rol donkere materie kan spelen, zie paragraaf 4.3). Ongeacht de kwestie van de donkere materie zien we hoe belangrijk de lage entropie-aard van de oorspronkelijke uniforme verdeling van materie is gebleken voor ons leven. Ons bestaan, zoals wij het begrijpen, hangt af van de zwaartekrachtreserve met lage entropie die kenmerkend is voor de aanvankelijke uniforme verdeling van materie.
Hier komen we bij een opmerkelijk – en zelfs fantastisch – aspect van de oerknal. Het mysterie ligt niet alleen in de manier waarop het gebeurde, maar ook in het feit dat het een extreem lage entropiegebeurtenis was. Wat bovendien opmerkelijk is, is niet zozeer deze omstandigheid als wel het feit dat de entropie slechts in één specifiek opzicht laag was, namelijk: de zwaartekrachtsvrijheidsgraden werden om de een of andere reden volledig onderdrukt. Dit staat in schril contrast met de vrijheidsgraden van materie en (elektromagnetische) straling, aangezien deze maximaal opgewonden leken te zijn in een hete toestand met maximale entropie. Naar mijn mening is dit misschien wel het diepste kosmologische mysterie, en om de een of andere reden wordt het nog steeds onderschat!
Het is noodzakelijk om dieper in te gaan op hoe bijzonder de toestand van de oerknal was en welke entropie kan ontstaan tijdens het proces van zwaartekrachtklontering. Daarom moet je eerst beseffen welke ongelooflijke entropie feitelijk inherent is aan een zwart gat (zie figuur 3.15 b). Dit onderwerp bespreken we in paragraaf 3.6. Maar laten we nu eens kijken naar een ander probleem dat verband houdt met de volgende, zeer waarschijnlijke mogelijkheid: het heelal zou immers ruimtelijk oneindig kunnen blijken te zijn (zoals in het geval van FLRU-modellen met K 0, zie paragraaf 3.1) of in ieder geval is het grootste deel van het heelal mogelijk niet direct waarneembaar. Dienovereenkomstig benaderen we het probleem van de kosmologische horizonten, dat we in de volgende sectie zullen bespreken.
» Meer details over het boek zijn te vinden op
»
»
Voor Khabrozhiteley 25% korting met coupon - Nieuwe wetenschap
Na betaling van de papieren versie van het boek wordt een elektronisch boek per e-mail verzonden.
Bron: www.habr.com