Olá, residentes de Khabro! É possível falar de moda, fé ou fantasia na ciência fundamental?
O universo não está interessado na moda humana. A ciência não pode ser interpretada como fé, porque os postulados científicos são constantemente submetidos a rigorosos testes experimentais e são descartados assim que o dogma começa a entrar em conflito com a realidade objetiva. E a fantasia geralmente negligencia tanto os fatos quanto a lógica. No entanto, o grande Roger Penrose não quer rejeitar completamente estes fenómenos, porque a moda científica pode ser o motor do progresso, a fé surge quando uma teoria é confirmada por experiências reais, e sem um voo de fantasia não se pode compreender todas as estranhezas do nosso Universo.
No capítulo “Moda” você aprenderá sobre a teoria das cordas, a teoria mais em voga das últimas décadas. “Faith” é dedicado aos princípios sobre os quais se baseia a mecânica quântica. E “Fantasia” diz respeito nada menos do que teorias sobre a origem do Universo que conhecemos.
3.4. Paradoxo do Big Bang
Vamos primeiro levantar a questão das observações. Que evidência direta existe de que todo o Universo observável esteve outrora num estado extremamente comprimido e incrivelmente quente que seria consistente com a imagem do Big Bang apresentada na Secção 3.1? A evidência mais convincente é a radiação cósmica de fundo em micro-ondas (CMB), às vezes chamada de big bang. A radiação CMB é leve, mas com um comprimento de onda muito longo, por isso é completamente impossível vê-la com os olhos. Essa luz se derrama sobre nós de todos os lados de maneira extremamente uniforme (mas principalmente de forma incoerente). Representa radiação térmica com temperatura de ~2,725 K, ou seja, mais de dois graus acima do zero absoluto. Acredita-se que o “brilho” observado tenha se originado em um Universo incrivelmente quente (~3000 K naquela época) aproximadamente 379 anos após o Big Bang - durante a era da última dispersão, quando o Universo se tornou transparente pela primeira vez à radiação eletromagnética (embora isso não aconteceu durante a explosão do Big Bang; este evento ocorre nos primeiros 000/1 da idade total do Universo - desde o Big Bang até os dias atuais). Desde a última era de dispersão, o comprimento destas ondas de luz aumentou aproximadamente tanto quanto o próprio Universo se expandiu (por um factor de cerca de 40), de modo que a densidade de energia diminuiu de forma igualmente radical. Portanto, a temperatura observada do CMB é de apenas 000 K.
O facto desta radiação ser essencialmente incoerente (isto é, térmica) é confirmado de forma impressionante pela própria natureza do seu espectro de frequência, mostrado na Fig. 3.13. A intensidade da radiação em cada frequência específica é traçada verticalmente no gráfico e a frequência aumenta da esquerda para a direita. A curva contínua corresponde ao espectro de corpo negro de Planck discutido na Seção 2.2 para uma temperatura de 2,725 K. Os pontos na curva são dados de observações específicas para as quais são fornecidas barras de erro. Ao mesmo tempo, as barras de erro são aumentadas 500 vezes, caso contrário seriam simplesmente impossíveis de considerar, mesmo à direita, onde os erros atingem o seu máximo. A concordância entre a curva teórica e os resultados observacionais é simplesmente notável – talvez a melhor concordância com o espectro térmico encontrado na natureza.
Porém, o que essa coincidência indica? O facto de estarmos a considerar um estado que, aparentemente, estava muito próximo do equilíbrio termodinâmico (razão pela qual o termo incoerente foi utilizado anteriormente). Mas que conclusão se segue do facto de o Universo recém-criado estar muito próximo do equilíbrio termodinâmico? Voltemos à Fig. 3.12 da seção 3.3. A região de granulação grossa mais extensa será (por definição) muito maior do que qualquer outra região e normalmente será tão grande em relação às outras que irá diminuí-las enormemente! O equilíbrio termodinâmico corresponde a um estado macroscópico ao qual, presumivelmente, qualquer sistema chegará mais cedo ou mais tarde. Às vezes é chamada de morte térmica do Universo, mas neste caso, curiosamente, deveríamos estar falando sobre o nascimento térmico do Universo. A situação é complicada pelo facto de o Universo recém-nascido estar a expandir-se rapidamente, pelo que o estado que estamos a considerar é, na verdade, de não-equilíbrio. No entanto, a expansão neste caso pode ser considerada essencialmente adiabática – este ponto foi plenamente apreciado por Tolman em 1934 [Tolman, 1934]. Isto significa que o valor da entropia não mudou durante a expansão. (Uma situação semelhante a esta, quando o equilíbrio termodinâmico é mantido devido à expansão adiabática, pode ser descrita no espaço de fase como um conjunto de regiões de volume igual com uma partição de granulação grossa, que diferem entre si apenas em volumes específicos do Universo Podemos assumir que este estado primário foi caracterizado por uma entropia máxima – apesar da expansão!).
Aparentemente, estamos diante de um paradoxo excepcional. De acordo com os argumentos apresentados na Secção 3.3, a Segunda Lei exige (e é, em princípio, explicada por) que o Big Bang seja um estado macroscópico com entropia extremamente baixa. No entanto, as observações da CMB parecem indicar que o estado macroscópico do Big Bang foi caracterizado por uma entropia colossal, talvez até a máxima possível. Onde erramos tão seriamente?
Aqui está uma explicação comum para este paradoxo: presume-se que, como o Universo recém-nascido era muito “pequeno”, poderia haver algum limite para a entropia máxima, e o estado de equilíbrio termodinâmico, que aparentemente era mantido naquela época, era simplesmente uma entropia de nível limite possível naquele momento. No entanto, esta é a resposta errada. Tal quadro poderia corresponder a uma situação completamente diferente, em que o tamanho do Universo dependeria de alguma restrição externa, por exemplo, como no caso de um gás contido em um cilindro com pistão selado. Neste caso, a pressão do pistão é fornecida por algum mecanismo externo, que é equipado com uma fonte externa (ou saída) de energia. Mas esta situação não se aplica ao Universo como um todo, cuja geometria e energia, bem como o seu “tamanho global”, são determinados exclusivamente pela estrutura interna e são governados pelas equações dinâmicas da teoria geral da relatividade de Einstein (incluindo o equações que descrevem o estado da matéria; ver seções 3.1 e 3.2). Sob tais condições (quando as equações são completamente determinísticas e invariantes em relação à direção do tempo - ver seção 3.3), o volume total do espaço de fase não pode mudar ao longo do tempo. Supõe-se que o próprio espaço de fase P não deva “evoluir”! Toda a evolução é simplesmente descrita pela localização da curva C no espaço P e neste caso representa a evolução completa do Universo (ver secção 3.3).
Talvez o problema fique mais claro se considerarmos as fases posteriores do colapso do Universo, quando este se aproxima do Big Crash. Lembre-se do modelo de Friedman para K > 0, Λ = 0, mostrado na Fig. 3.2a na seção 3.1. Acreditamos agora que as perturbações neste modelo surgem da distribuição irregular da matéria, e em algumas partes já ocorreram colapsos locais, deixando buracos negros no seu lugar. Então deveríamos assumir que depois disso alguns buracos negros se fundirão entre si e que o colapso em uma singularidade final se revelará um processo extremamente complexo, não tendo quase nada em comum com o Big Crash estritamente simétrico do idealmente esférico simétrico Friedmann modelo apresentado na Fig. 3.6a. Pelo contrário, em termos qualitativos, a situação de colapso será muito mais reminiscente da confusão colossal mostrada na Fig. 3.14a; a singularidade resultante que surge neste caso pode, até certo ponto, ser consistente com a hipótese do BCLM mencionada no final da secção 3.2. O estado de colapso final terá uma entropia inimaginável, mesmo que o Universo volte a encolher para um tamanho minúsculo. Embora este modelo particular (espacialmente fechado) de Friedmann em colapso não seja atualmente considerado uma representação plausível do nosso próprio Universo, as mesmas considerações se aplicam a outros modelos de Friedmann, com ou sem uma constante cosmológica. A versão em colapso de qualquer modelo desse tipo, experimentando perturbações semelhantes devido à distribuição desigual da matéria, deveria novamente se transformar em um caos que tudo consome, uma singularidade como um buraco negro (Fig. 3.14 b). Ao reverter o tempo em cada um desses estados, chegaremos a uma possível singularidade inicial (Big Bang potencial), que possui, portanto, uma entropia colossal, o que contradiz a suposição aqui feita sobre o “teto” de entropia (Fig. 3.14 c).
Aqui devo passar para possibilidades alternativas que às vezes também são consideradas. Alguns teóricos sugerem que a segunda lei deve de alguma forma reverter-se em tais modelos em colapso, de modo que a entropia total do universo se tornará progressivamente menor (após a expansão máxima) à medida que o Big Crash se aproxima. No entanto, tal quadro é especialmente difícil de imaginar na presença de buracos negros, que, uma vez formados, começarão eles próprios a trabalhar para aumentar a entropia (que está associada à assimetria temporal na localização dos cones zero perto do horizonte de eventos, veja a Figura 3.9). Isto continuará num futuro distante - pelo menos até que os buracos negros evaporem sob a influência do mecanismo Hawking (ver secções 3.7 e 4.3). De qualquer forma, esta possibilidade não invalida os argumentos aqui apresentados. Há outro problema importante que está associado a modelos de colapso tão complexos e sobre o qual os próprios leitores podem ter pensado: as singularidades dos buracos negros podem muito bem não surgir simultaneamente, por isso, quando invertermos o tempo, não teremos um Big Bang, o que acontece “tudo e imediatamente”. Contudo, esta é precisamente uma das propriedades da hipótese (ainda não comprovada, mas convincente) de forte censura cósmica [Penrose, 1998a; PkR, seção 28.8], segundo o qual, no caso geral, tal singularidade será semelhante ao espaço (seção 1.7) e, portanto, pode ser considerada um evento único. Além disso, independentemente da questão da validade da própria hipótese da censura cósmica forte, são conhecidas muitas soluções que satisfazem esta condição, e todas essas opções (quando expandidas) terão valores de entropia relativamente elevados. Isso reduz muito as preocupações sobre a validade de nossas descobertas.
Assim, não encontramos evidências de que, dadas as pequenas dimensões espaciais do Universo, haveria necessariamente um certo “teto baixo” de entropia possível. Em princípio, o acúmulo de matéria na forma de buracos negros e a fusão de singularidades de “buracos negros” em um único caos singular é um processo perfeitamente consistente com a segunda lei, e este processo final deve ser acompanhado por um aumento colossal em entropia. O estado final do Universo, "minúsculo" pelos padrões geométricos, pode ter uma entropia inimaginável, muito maior do que nos estágios relativamente iniciais de tal modelo cosmológico em colapso, e a própria miniatura espacial não estabelece um "teto" para o valor máximo de entropia, embora tal "teto" (ao inverter o fluxo do tempo) pudesse explicar por que a entropia era extremamente baixa durante o Big Bang. Na verdade, tal imagem (Fig. 3.14 a, b), que geralmente representa o colapso do Universo, sugere uma solução para o paradoxo: por que durante o Big Bang houve entropia excepcionalmente baixa em comparação com o que poderia ter sido, apesar do fato de que a explosão foi quente (e tal estado deveria ter entropia máxima). A resposta é que a entropia pode aumentar radicalmente se forem permitidos grandes desvios da uniformidade espacial, e o maior aumento deste tipo está associado a irregularidades devidas precisamente ao surgimento de buracos negros. Consequentemente, um Big Bang espacialmente homogéneo poderia de facto ter, relativamente falando, uma entropia incrivelmente baixa, apesar do facto de o seu conteúdo ser incrivelmente quente.
Uma das evidências mais convincentes de que o Big Bang foi de fato bastante homogêneo espacialmente, consistente com a geometria do modelo FLRU (mas não consistente com o caso muito mais geral de uma singularidade desordenada ilustrado na Fig. 3.14c), vem novamente do RI, mas desta vez com sua homogeneidade angular e não com sua natureza termodinâmica. Essa homogeneidade se manifesta no fato de que a temperatura do RI é praticamente a mesma em qualquer ponto do céu, e os desvios da homogeneidade não são superiores a 10–5 (ajustados para o pequeno efeito Doppler associado ao nosso movimento através da matéria circundante ). Além disso, existe uma uniformidade quase universal na distribuição das galáxias e de outras matérias; Assim, a distribuição dos bárions (ver Secção 1.3) em escalas bastante grandes é caracterizada por uma homogeneidade significativa, embora existam anomalias perceptíveis, em particular os chamados vazios, onde a densidade da matéria visível é radicalmente inferior à média. Em geral, pode-se argumentar que a homogeneidade é maior quanto mais longe no passado do Universo olhamos, e RI é a evidência mais antiga da distribuição da matéria que podemos observar diretamente.
Esta imagem é consistente com a ideia de que nas fases iniciais do seu desenvolvimento o Universo era de facto extremamente homogéneo, mas com densidades ligeiramente irregulares. Com o tempo (e sob a influência de vários tipos de “fricção” – processos que retardam os movimentos relativos), essas irregularidades de densidade intensificaram-se sob a influência da gravidade, o que é consistente com a ideia da aglomeração gradual da matéria. Com o tempo, a aglomeração aumenta, resultando na formação de estrelas; eles se agrupam em galáxias, cada uma das quais desenvolve um enorme buraco negro no centro. Em última análise, esta aglomeração é devida ao efeito inevitável da gravidade. Tais processos estão de facto associados a um forte aumento da entropia e demonstram que, tendo em conta a gravidade, aquela bola brilhante primordial, da qual hoje resta apenas RI, poderia estar longe da entropia máxima. A natureza térmica desta bola, como evidenciado pelo espectro de Planck mostrado na Fig. 3.13 diz apenas o seguinte: se considerarmos o Universo (na era da última dispersão) simplesmente como um sistema que consiste em matéria e energia interagindo entre si, então podemos assumir que ele estava realmente em equilíbrio termodinâmico. No entanto, se levarmos em conta também as influências gravitacionais, o quadro muda dramaticamente.
Se imaginarmos, por exemplo, um gás num recipiente selado, então é natural supor que ele atingirá sua entropia máxima naquele estado macroscópico quando for distribuído uniformemente por todo o recipiente (Fig. 3.15 a). A este respeito, assemelhar-se-á a uma bola quente que gerou RI, que é distribuída uniformemente pelo céu. No entanto, se substituirmos as moléculas de gás por um vasto sistema de corpos conectados uns aos outros pela gravidade, por exemplo, estrelas individuais, obteremos uma imagem completamente diferente (Fig. 3.15 b). Devido aos efeitos gravitacionais, as estrelas serão distribuídas de forma desigual, na forma de aglomerados. Em última análise, a maior entropia será alcançada quando numerosas estrelas entrarem em colapso ou se fundirem em buracos negros. Embora este processo possa levar muito tempo (embora seja facilitado pelo atrito devido à presença de gás interestelar), veremos que, em última análise, quando a gravidade domina, a entropia é maior, menos uniformemente a matéria é distribuída no sistema. .
Tais efeitos podem ser detectados até mesmo no nível da experiência cotidiana. Alguém poderia perguntar: qual é o papel da Segunda Lei na manutenção da vida na Terra? Muitas vezes você pode ouvir que vivemos neste planeta graças à energia recebida do Sol. Mas esta afirmação não é totalmente verdadeira se considerarmos a Terra como um todo, uma vez que quase toda a energia recebida pela Terra durante o dia logo evapora novamente para o espaço, para o escuro céu noturno. (É claro que o equilíbrio exacto será ligeiramente ajustado por factores como o aquecimento global e o aquecimento do planeta devido ao decaimento radioactivo.) Caso contrário, a Terra simplesmente tornar-se-ia cada vez mais quente e tornar-se-ia inabitável dentro de alguns dias! No entanto, os fótons recebidos diretamente do Sol têm uma frequência relativamente alta (estão concentrados na parte amarela do espectro), e a Terra emite fótons de frequência muito mais baixa no espectro infravermelho para o espaço. De acordo com a fórmula de Planck (E = hν, ver seção 2.2), cada um dos fótons que chegam do Sol individualmente tem energia muito maior do que os fótons emitidos para o espaço, portanto, para alcançar o equilíbrio, muito mais fótons devem deixar a Terra do que chegar ( veja a Figura 3.16). Se chegarem menos fótons, então a energia que entra terá menos graus de liberdade e a energia que sai terá mais e, portanto, de acordo com a fórmula de Boltzmann (S = k log V), os fótons que chegam terão muito menos entropia do que os que saem. . Usamos a energia de baixa entropia contida nas plantas para diminuir a nossa própria entropia: comemos plantas ou herbívoros. É assim que a vida na Terra sobrevive e prospera. (Aparentemente, estes pensamentos foram formulados claramente pela primeira vez por Erwin Schrödinger em 1967, quando escreveu o seu livro revolucionário Life as It Is [Schrödinger, 2012]).
O fato mais importante sobre esse equilíbrio de baixa entropia é o seguinte: o Sol é um ponto quente em um céu completamente escuro. Mas como surgiram tais condições? Muitos processos complexos desempenharam um papel, incluindo aqueles associados a reações termonucleares, etc., mas o mais importante é que o Sol existe. E surgiu porque a matéria solar (como a matéria que forma outras estrelas) se desenvolveu através de um processo de aglomeração gravitacional, e tudo começou com uma distribuição relativamente uniforme de gás e matéria escura.
Aqui precisamos mencionar uma substância misteriosa chamada matéria escura, que aparentemente constitui 85% do conteúdo material (não-Λ) do Universo, mas é detectada apenas por interação gravitacional e sua composição é desconhecida. Hoje apenas levamos esta questão em consideração ao estimar a massa total, que é necessária para calcular algumas quantidades numéricas (ver secções 3.6, 3.7, 3.9, e para saber qual o papel teórico mais importante que a matéria escura pode desempenhar, ver secção 4.3). Independentemente da questão da matéria escura, vemos como a natureza de baixa entropia da distribuição uniforme original da matéria provou ser importante para as nossas vidas. Nossa existência, tal como a entendemos, depende da reserva gravitacional de baixa entropia que é característica da distribuição uniforme inicial da matéria.
Aqui chegamos a um aspecto notável – na verdade, fantástico – do Big Bang. O mistério reside não apenas em como isso aconteceu, mas também no fato de ter sido um evento de entropia extremamente baixa. Além disso, o que é notável não é tanto esta circunstância, mas o facto de a entropia ser baixa apenas num aspecto específico, nomeadamente: os graus de liberdade gravitacionais foram, por alguma razão, completamente suprimidos. Isto contrasta fortemente com os graus de liberdade da matéria e da radiação (eletromagnética), uma vez que eles pareciam estar excitados ao máximo em um estado quente com entropia máxima. Na minha opinião, este é talvez o mistério cosmológico mais profundo e, por alguma razão, ainda permanece subestimado!
É necessário nos aprofundarmos mais detalhadamente em quão especial era o estado do Big Bang e que entropia pode surgir no processo de aglomeração gravitacional. Conseqüentemente, primeiro você precisa perceber que entropia incrível é realmente inerente a um buraco negro (ver Fig. 3.15 b). Discutiremos esse assunto na seção 3.6. Mas, por enquanto, vamos passar para outro problema relacionado à seguinte possibilidade bastante provável: afinal, o Universo pode realmente acabar sendo espacialmente infinito (como no caso dos modelos FLRU com K 0, ver secção 3.1) ou pelo menos a maior parte do Universo pode não ser diretamente observável. Assim, abordamos o problema dos horizontes cosmológicos, que discutiremos na próxima seção.
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Fonte: habr.com