Hei Khabro-beboere! Er det mulig å snakke om mote, tro eller fantasi i grunnleggende vitenskap?
Universet er ikke interessert i menneskelig mote. Vitenskap kan ikke tolkes som tro, fordi vitenskapelige postulater hele tiden utsettes for streng eksperimentell testing og forkastes så snart dogmer begynner å komme i konflikt med objektiv virkelighet. Og fantasi neglisjerer generelt både fakta og logikk. Likevel ønsker ikke den store Roger Penrose å fullstendig avvise disse fenomenene, fordi vitenskapelig mote kan være motoren til fremskritt, tro dukker opp når en teori bekreftes av ekte eksperimenter, og uten en fantasiflukt kan man ikke forstå alle raritetene i vår Univers.
I kapittelet "Mote" vil du lære om strengteori, den mest fasjonable teorien de siste tiårene. "Faith" er dedikert til grunnsetningene som kvantemekanikken står på. Og "Fantasy" angår intet mindre enn teorier om opprinnelsen til universet kjent for oss.
3.4. Big Bang Paradox
La oss først ta opp spørsmålet om observasjoner. Hvilke direkte bevis er det for at hele det observerbare universet en gang var i en ekstremt komprimert og utrolig varm tilstand som ville være i samsvar med Big Bang-bildet presentert i avsnitt 3.1? Det mest overbevisende beviset er den kosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingen (CMB), noen ganger kalt big bang. CMB-stråling er lett, men med veldig lang bølgelengde, så det er helt umulig å se det med øynene. Dette lyset strømmer på oss fra alle kanter ekstremt jevnt (men for det meste usammenhengende). Det representerer termisk stråling med en temperatur på ~2,725 K, det vil si mer enn to grader over absolutt null. Det observerte "glimmeret" antas å ha sin opprinnelse i et utrolig varmt univers (~3000 K på den tiden) omtrent 379 000 år etter Big Bang - under epoken med den siste spredningen, da universet først ble gjennomsiktig for elektromagnetisk stråling (selv om dette skjedde ikke i det hele tatt under Big Bang).-eksplosjonen; denne hendelsen skjer i de første 1/40 000 av universets totale alder - fra Big Bang til i dag). Siden den siste spredningstiden har lengden på disse lysbølgene økt omtrent like mye som universet selv har utvidet seg (med en faktor på ca. 1100), slik at energitettheten har sunket like radikalt. Derfor er den observerte temperaturen til CMB bare 2,725 K.
Det faktum at denne strålingen i hovedsak er usammenhengende (det vil si termisk) bekreftes på imponerende vis av selve naturen til frekvensspekteret, vist i fig. 3.13. Strålingsintensiteten ved hver spesifikke frekvens plottes vertikalt på grafen, og frekvensen øker fra venstre til høyre. Den kontinuerlige kurven tilsvarer Planck blackbody-spekteret diskutert i seksjon 2.2 for en temperatur på 2,725 K. Punktene på kurven er data fra spesifikke observasjoner som det er gitt feilstreker for. Samtidig økes feilstrekene 500 ganger, siden de ellers rett og slett ville vært umulige å vurdere, selv til høyre, der feilene når sitt maksimum. Overensstemmelsen mellom den teoretiske kurven og observasjonsresultatene er rett og slett bemerkelsesverdig - kanskje den beste overensstemmelsen med det termiske spekteret som finnes i naturen.
Men hva indikerer denne tilfeldigheten? Det faktum at vi vurderer en tilstand som tilsynelatende var veldig nær termodynamisk likevekt (det er grunnen til at begrepet usammenhengende ble brukt tidligere). Men hvilken konklusjon følger av det faktum at det nyskapte universet var veldig nær termodynamisk likevekt? La oss gå tilbake til fig. 3.12 fra avsnitt 3.3. Den mest omfattende grovkornede regionen vil (per definisjon) være mye større enn noen annen slik region, og vil typisk være så stor i forhold til de andre at den vil dverge dem alle betydelig! Termodynamisk likevekt tilsvarer en makroskopisk tilstand, som antagelig ethvert system før eller siden vil komme til. Noen ganger kalles det universets termiske død, men i dette tilfellet burde vi merkelig nok snakke om universets termiske fødsel. Situasjonen er komplisert av det faktum at det nyfødte universet ekspanderte raskt, så tilstanden vi vurderer er faktisk ikke-likevekt. Ikke desto mindre kan utvidelsen i dette tilfellet betraktes som hovedsakelig adiabatisk - dette poenget ble fullt ut verdsatt av Tolman tilbake i 1934 [Tolman, 1934]. Dette betyr at entropiverdien ikke endret seg under ekspansjonen. (En situasjon som ligner denne, når termodynamisk likevekt opprettholdes på grunn av adiabatisk ekspansjon, kan beskrives i faserom som et sett med likevolumsområder med en grovkornet partisjon, som bare skiller seg fra hverandre i spesifikke volumer av universet Vi kan anta at denne primærtilstanden var preget av en maksimal entropi - til tross for utvidelsen!).
Tilsynelatende står vi overfor et eksepsjonelt paradoks. I henhold til argumentene presentert i avsnitt 3.3, krever den andre loven (og er i prinsippet forklart av) at Big Bang skal være en makroskopisk tilstand med ekstremt lav entropi. Imidlertid ser CMB-observasjoner ut til å indikere at den makroskopiske tilstanden til Big Bang var preget av kolossal entropi, kanskje til og med maksimalt mulig. Hvor går vi så alvorlig galt?
Her er en vanlig forklaring på dette paradokset: det antas at siden det nyfødte universet var veldig "lite", kunne det være en viss grense for maksimal entropi, og tilstanden til termodynamisk likevekt, som tilsynelatende ble opprettholdt på den tiden, var ganske enkelt en grensenivåentropi som er mulig på det tidspunktet. Dette er imidlertid feil svar. Et slikt bilde kan tilsvare en helt annen situasjon, der størrelsen på universet vil avhenge av en ekstern begrensning, for eksempel, som i tilfellet med en gass som er inneholdt i en sylinder med et forseglet stempel. I dette tilfellet er stempeltrykket gitt av en ekstern mekanisme, som er utstyrt med en ekstern energikilde (eller uttak). Men denne situasjonen gjelder ikke for universet som helhet, hvis geometri og energi, så vel som dets "overordnede størrelse", bestemmes utelukkende av den indre strukturen og er styrt av de dynamiske ligningene til Einsteins generelle relativitetsteori (inkludert ligninger som beskriver materiens tilstand, se avsnitt 3.1 og 3.2). Under slike forhold (når ligningene er fullstendig deterministiske og invariante med hensyn til tidsretningen - se avsnitt 3.3), kan ikke det totale volumet av faserom endres over tid. Det antas at selve faserommet P ikke skal "utvikles"! All evolusjon er enkelt beskrevet ved plasseringen av kurven C i rommet P og representerer i dette tilfellet hele universets utvikling (se avsnitt 3.3).
Kanskje vil problemet bli klarere hvis vi vurderer de senere stadiene av universets kollaps, når det nærmer seg det store krasj. Husk Friedman-modellen for K > 0, Λ = 0, vist i fig. 3.2a i avsnitt 3.1. Vi tror nå at forstyrrelsene i denne modellen oppstår fra den uregelmessige fordelingen av materie, og i noen deler har det allerede skjedd lokale kollapser som etterlater svarte hull i stedet. Da bør vi anta at etter dette vil noen sorte hull smelte sammen med hverandre, og at sammenbruddet til en endelig singularitet vil vise seg å være en ekstremt kompleks prosess, som nesten ikke har noe til felles med det strengt symmetriske Big Crash til den ideelt sfæriske symmetriske Friedmann. modell presentert i fig. 3.6 a. Tvert imot, i kvalitative termer, vil kollapssituasjonen minne mye mer om det kolossale rotet vist i fig. 3.14 a; den resulterende singulariteten som oppstår i dette tilfellet kan til en viss grad stemme overens med BCLM-hypotesen nevnt på slutten av avsnitt 3.2. Den endelige kollapsende tilstanden vil ha ufattelig entropi, selv om universet vil krympe tilbake til en liten størrelse. Selv om denne spesielle (romlig lukkede) tilbakefallende Friedmann-modellen foreløpig ikke anses som en plausibel representasjon av vårt eget univers, gjelder de samme betraktningene for andre Friedmann-modeller, med eller uten en kosmologisk konstant. Den kollapsende versjonen av enhver slik modell, som opplever lignende forstyrrelser på grunn av ujevn fordeling av materie, skulle igjen bli til et altoppslukende kaos, en singularitet som et sort hull (fig. 3.14 b). Ved å snu tiden i hver av disse tilstandene, vil vi nå en mulig initial singularitet (potensiell Big Bang), som følgelig har kolossal entropi, som motsier antagelsen som er gjort her om entropiens "tak" (fig. 3.14 c).
Her må jeg gå videre til alternative muligheter som også noen ganger vurderes. Noen teoretikere antyder at den andre loven på en eller annen måte må reversere seg selv i slike kollapsende modeller, slik at den totale entropien til universet vil bli gradvis mindre (etter maksimal ekspansjon) når det store krasj nærmer seg. Imidlertid er et slikt bilde spesielt vanskelig å forestille seg i nærvær av sorte hull, som, når de først dannes, selv vil begynne å arbeide for å øke entropien (som er assosiert med tidsasymmetrien i plasseringen av nullkjegler nær hendelseshorisonten, se fig. 3.9). Dette vil fortsette inn i en fjern fremtid - i det minste inntil sorte hull fordamper under påvirkning av Hawking-mekanismen (se avsnitt 3.7 og 4.3). Denne muligheten ugyldiggjør uansett ikke argumentene som presenteres her. Det er et annet viktig problem som er knyttet til slike komplekse kollapsmodeller og som leserne selv kan ha tenkt på: singularitetene til sorte hull kan godt hende ikke oppstår i det hele tatt samtidig, så når vi snur tiden, vil vi ikke få et Big Bang, som skjer "alt og med en gang". Dette er imidlertid nettopp en av egenskapene til den (ennå ikke beviste, men overbevisende) hypotesen om sterk kosmisk sensur [Penrose, 1998a; PkR, avsnitt 28.8], ifølge at en slik singularitet i det generelle tilfellet vil være romlignende (avsnitt 1.7), og derfor kan betraktes som en engangshendelse. Dessuten, uavhengig av spørsmålet om gyldigheten av selve den sterke kosmiske sensurhypotesen, er mange løsninger kjent som tilfredsstiller denne betingelsen, og alle slike alternativer (når de utvides) vil ha relativt høye entropiverdier. Dette reduserer i stor grad bekymringene for gyldigheten av funnene våre.
Følgelig finner vi ikke bevis for at gitt universets små romlige dimensjoner, vil det nødvendigvis være et visst "lavt tak" for mulig entropi. I prinsippet er akkumulering av materie i form av sorte hull og sammenslåing av "svarte hull"-singulariteter til et enkelt enkelt kaos en prosess som er helt i samsvar med den andre loven, og denne siste prosessen må ledsages av en kolossal økning i entropi. Den endelige tilstanden til universet, "liten" etter geometriske standarder, kan ha en ufattelig entropi, mye høyere enn i de relativt tidlige stadiene av en slik kollapsende kosmologisk modell, og romlig miniatyr i seg selv setter ikke et "tak" for maksimalverdien av entropi, selv om et slikt "tak" (når man reverserer tidens flyt) bare kunne forklare hvorfor entropien var ekstremt lav under Big Bang. Faktisk antyder et slikt bilde (fig. 3.14 a, b), som generelt representerer universets kollaps, en løsning på paradokset: hvorfor det under Big Bang var eksepsjonelt lav entropi sammenlignet med hva som kunne ha vært, til tross for faktum at eksplosjonen var varm (og en slik tilstand burde ha maksimal entropi). Svaret er at entropien kan øke radikalt dersom det tillates store avvik fra romlig ensartethet, og den største økningen av denne typen er forbundet med uregelmessigheter på grunn av nettopp fremveksten av sorte hull. Følgelig kan et romlig homogent Big Bang faktisk ha, relativt sett, utrolig lav entropi, til tross for at innholdet var utrolig varmt.
Et av de mest overbevisende bevisene på at Big Bang faktisk var ganske romlig homogen, i samsvar med geometrien til FLRU-modellen (men ikke i samsvar med det mye mer generelle tilfellet av en uordnet singularitet illustrert i fig. 3.14c), kommer igjen fra RI, men denne gangen med sin vinkelhomogenitet snarere enn sin termodynamiske natur. Denne homogeniteten manifesteres i det faktum at temperaturen til RI er praktisk talt den samme når som helst på himmelen, og avvik fra homogenitet er ikke mer enn 10–5 (justert for den lille Doppler-effekten assosiert med vår bevegelse gjennom den omkringliggende materien ). I tillegg er det nesten universell enhetlighet i fordelingen av galakser og annen materie; Således er fordelingen av baryoner (se avsnitt 1.3) på ganske store skalaer preget av betydelig homogenitet, selv om det er merkbare anomalier, spesielt de såkalte hulrommene, hvor tettheten av synlig materiale er radikalt lavere enn gjennomsnittet. Generelt kan det hevdes at homogeniteten er høyere jo lenger inn i universets fortid vi ser, og RI er det eldste beviset på fordeling av materie som vi direkte kan observere.
Dette bildet stemmer overens med synet om at universet i de tidlige stadiene av utviklingen faktisk var ekstremt homogent, men med litt uregelmessige tettheter. Over tid (og under påvirkning av ulike typer "friksjon" - prosesser som bremser relative bevegelser), forsterket disse tetthetsuregelmessighetene under påvirkning av tyngdekraften, noe som er i samsvar med ideen om gradvis klumping av materie. Over tid øker klumpingen, noe som resulterer i dannelsen av stjerner; de grupperer seg i galakser, som hver utvikler et massivt svart hull i sentrum. Til syvende og sist skyldes denne klumpingen den uunngåelige effekten av tyngdekraften. Slike prosesser er faktisk assosiert med en sterk økning i entropi og viser at, tatt i betraktning tyngdekraften, kan den primordiale skinnende kulen, som bare RI er igjen av i dag, ha langt fra den maksimale entropien. Den termiske naturen til denne ballen, som vist av Planck-spekteret vist i fig. 3.13, sier bare dette: hvis vi betrakter universet (i den siste spredningens tid) ganske enkelt som et system som består av materie og energi som interagerer med hverandre, så kan vi anta at det faktisk var i termodynamisk likevekt. Men hvis vi også tar hensyn til gravitasjonspåvirkninger, endrer bildet seg dramatisk.
Hvis vi for eksempel ser for oss en gass i en forseglet beholder, så er det naturlig å anta at den vil nå sin maksimale entropi i den makroskopiske tilstanden når den er jevnt fordelt gjennom beholderen (fig. 3.15 a). I denne forbindelse vil den ligne en varm ball som genererte RI, som er jevnt fordelt over himmelen. Men hvis du erstatter gassmolekyler med et enormt system av kropper forbundet med hverandre ved hjelp av tyngdekraften, for eksempel individuelle stjerner, får du et helt annet bilde (fig. 3.15 b). På grunn av gravitasjonseffekter vil stjerner fordele seg ujevnt, i form av klynger. Til syvende og sist vil den største entropien oppnås når mange stjerner kollapser eller smelter sammen til sorte hull. Selv om denne prosessen kan ta lang tid (selv om den vil forenkles av friksjon på grunn av tilstedeværelsen av interstellar gass), vil vi se at til syvende og sist, når tyngdekraften dominerer, er entropien høyere, jo mindre jevnt er stoffet fordelt i systemet .
Slike effekter kan spores selv på nivå med hverdagsopplevelse. Man kan spørre: hva er rollen til den andre loven for å opprettholde liv på jorden? Du kan ofte høre at vi lever på denne planeten takket være energien mottatt fra solen. Men dette er ikke et helt sant utsagn hvis vi ser på jorden som en helhet, siden nesten all energien som mottas av jorden i løpet av dagen snart fordamper igjen ut i verdensrommet, inn i den mørke nattehimmelen. (Selvfølgelig vil den eksakte balansen bli litt justert av faktorer som global oppvarming og oppvarming av planeten på grunn av radioaktivt forfall.) Ellers ville jorden rett og slett blitt stadig varmere og blitt ubeboelig i løpet av få dager! Imidlertid har fotoner mottatt direkte fra Solen en relativt høy frekvens (de er konsentrert i den gule delen av spekteret), og Jorden sender ut mye lavere frekvensfotoner i det infrarøde spekteret ut i verdensrommet. I henhold til Plancks formel (E = hν, se avsnitt 2.2), har hver av fotonene som kommer fra Solen individuelt mye høyere energi enn fotonene som sendes ut i rommet, og derfor må mange flere fotoner forlate jorden enn de kommer ( for å oppnå balanse). se fig. 3.16). Hvis færre fotoner ankommer, vil den innkommende energien ha færre frihetsgrader og den utgående energien ha flere, og derfor, i henhold til Boltzmanns formel (S = k log V), vil de innkommende fotonene ha mye mindre entropi enn de utgående. . Vi bruker energien med lav entropi som finnes i planter til å senke vår egen entropi: vi spiser planter eller planteetere. Dette er hvordan livet på jorden overlever og trives. (Tilsynelatende ble disse tankene først klart formulert av Erwin Schrödinger i 1967, da han skrev sin revolusjonære bok Life as It Is [Schrödinger, 2012]).
Det viktigste med denne laventropibalansen er dette: Solen er et varmt sted på en helt mørk himmel. Men hvordan oppsto slike forhold? Mange komplekse prosesser spilte en rolle, inkludert de som er forbundet med termonukleære reaksjoner osv., men det viktigste er at Solen eksisterer i det hele tatt. Og det oppsto fordi solmaterie (som materien som danner andre stjerner) utviklet seg gjennom en prosess med gravitasjonsklumping, og det hele begynte med en relativt jevn fordeling av gass og mørk materie.
Her må vi nevne et mystisk stoff kalt mørk materie, som tilsynelatende utgjør 85% av det materielle (ikke-Λ) innholdet i universet, men det oppdages bare ved gravitasjonsinteraksjon, og sammensetningen er ukjent. I dag tar vi bare hensyn til denne saken når vi estimerer den totale massen, som trengs ved beregning av noen numeriske størrelser (se avsnitt 3.6, 3.7, 3.9, og for hvilken viktigere teoretisk rolle mørk materie kan spille, se avsnitt 4.3). Uavhengig av mørk materie-spørsmålet, ser vi hvor viktig laventropi-naturen til den opprinnelige jevne fordelingen av materie har vist seg å være for livene våre. Vår eksistens, slik vi forstår det, avhenger av gravitasjonsreserven med lav entropi som er karakteristisk for den opprinnelige jevne fordelingen av materie.
Her kommer vi til et bemerkelsesverdig – faktisk fantastisk – aspekt ved Big Bang. Mysteriet ligger ikke bare i hvordan det skjedde, men også i det faktum at det var en ekstrem laventropi-hendelse. Dessuten er det bemerkelsesverdige ikke så mye denne omstendigheten som det faktum at entropien var lav bare i ett spesifikt henseende, nemlig: gravitasjonsgradene av frihet ble av en eller annen grunn fullstendig undertrykt. Dette står i skarp kontrast til materiens frihetsgrader og (elektromagnetisk) stråling, siden de så ut til å være maksimalt opphisset i en varm tilstand med maksimal entropi. Etter min mening er dette kanskje det dypeste kosmologiske mysteriet, og av en eller annen grunn er det fortsatt undervurdert!
Det er nødvendig å dvele mer detaljert på hvor spesiell tilstanden til Big Bang var og hvilken entropi som kan oppstå i prosessen med gravitasjonsklumping. Følgelig må du først innse hvilken utrolig entropi som faktisk er iboende i et sort hull (se fig. 3.15 b). Vi vil diskutere dette i avsnitt 3.6. Men for nå, la oss gå til et annet problem relatert til følgende, ganske sannsynlige mulighet: tross alt kan universet faktisk vise seg å være romlig uendelig (som i tilfellet med FLRU-modeller med K 0, se avsnitt 3.1) eller i det minste er det meste av universet kanskje ikke direkte observerbart. Følgelig nærmer vi oss problemet med kosmologiske horisonter, som vi vil diskutere i neste avsnitt.
» For mer informasjon om boken, vennligst besøk
»
»
For Khabrozhiteli 25% rabatt på kupongen - Ny vitenskap
Ved betaling av papirutgaven av boken sendes en e-bok til e-post.
Kilde: www.habr.com