Dobrý deň, obyvatelia Khabra! Dá sa vo fundamentálnej vede hovoriť o móde, viere alebo fantázii?
Vesmír sa nezaujíma o ľudskú módu. Veda nemôže byť interpretovaná ako viera, pretože vedecké postuláty sú neustále podrobované prísnemu experimentálnemu testovaniu a sú zavrhnuté, len čo dogma začne byť v rozpore s objektívnou realitou. A fantasy vo všeobecnosti zanedbáva fakty aj logiku. Veľký Roger Penrose však tieto javy nechce úplne zavrhnúť, pretože vedecká móda môže byť motorom pokroku, viera sa objavuje, keď je teória potvrdená skutočnými experimentmi a bez úletu fantázie nemožno pochopiť všetky zvláštnosti nášho Vesmír.
V kapitole „Móda“ sa dozviete o teórii strún, najmódnejšej teórii posledných desaťročí. „Viera“ je venovaná princípom, na ktorých stojí kvantová mechanika. A „Fantasy“ sa netýka nič menšieho ako nám známe teórie o pôvode vesmíru.
3.4. Paradox veľkého tresku
Najprv položme otázku pozorovaní. Aké priame dôkazy existujú o tom, že celý pozorovateľný vesmír bol kedysi v extrémne stlačenom a neuveriteľne horúcom stave, ktorý by bol v súlade s obrazom Veľkého tresku prezentovaným v časti 3.1? Najpresvedčivejším dôkazom je kozmické mikrovlnné žiarenie pozadia (CMB), niekedy nazývané aj veľký tresk. Žiarenie CMB je svetlo, ale s veľmi dlhou vlnovou dĺžkou, takže je úplne nemožné ho vidieť očami. Toto svetlo sa na nás valí zo všetkých strán mimoriadne rovnomerne (väčšinou však nesúvisle). Predstavuje tepelné žiarenie s teplotou ~2,725 K, teda viac ako dva stupne nad absolútnou nulou. Predpokladá sa, že pozorovaný „záblesk“ pochádza z neuveriteľne horúceho vesmíru (v tom čase ~ 3000 K) približne 379 000 rokov po Veľkom tresku - počas éry posledného rozptylu, keď sa vesmír prvýkrát stal transparentným pre elektromagnetické žiarenie (aj keď toto sa počas Veľkého tresku vôbec nestalo).výbuch; táto udalosť nastáva v prvej 1/40 000 z celkového veku Vesmíru – od Veľkého tresku po súčasnosť). Od poslednej éry rozptylu sa dĺžka týchto svetelných vĺn zväčšila približne o toľko, koľko sa rozšíril samotný vesmír (asi 1100-násobne), takže hustota energie sa rovnako radikálne znížila. Preto je pozorovaná teplota CMB iba 2,725 K.
Skutočnosť, že toto žiarenie je v podstate nekoherentné (teda tepelné), pôsobivo potvrdzuje samotná povaha jeho frekvenčného spektra, znázorneného na obr. 3.13. Intenzita žiarenia pri každej konkrétnej frekvencii je vynesená vertikálne do grafu a frekvencia sa zvyšuje zľava doprava. Spojitá krivka zodpovedá Planckovmu spektru čierneho telesa diskutovanému v časti 2.2 pre teplotu 2,725 K. Body na krivke sú údaje zo špecifických pozorovaní, pre ktoré sú poskytnuté chybové úsečky. Zároveň sa chybové úsečky zväčšia 500-krát, pretože inak by jednoducho nebolo možné brať do úvahy, dokonca ani vpravo, kde chyby dosahujú maximum. Zhoda medzi teoretickou krivkou a výsledkami pozorovania je jednoducho pozoruhodná - možno najlepšia zhoda s tepelným spektrom nájdeným v prírode.
Čo však táto náhoda naznačuje? Skutočnosť, že uvažujeme o stave, ktorý bol zjavne veľmi blízky termodynamickej rovnováhe (preto sa skôr používal termín nekoherentný). Aký záver však vyplýva zo skutočnosti, že novovzniknutý vesmír bol veľmi blízko termodynamickej rovnováhy? Vráťme sa k obr. 3.12 z časti 3.3. Najrozsiahlejšia hrubozrnná oblasť bude (podľa definície) oveľa väčšia ako ktorákoľvek iná takáto oblasť a zvyčajne bude taká veľká v porovnaní s ostatnými, že ich všetky značne zakrní! Termodynamická rovnováha zodpovedá makroskopickému stavu, do ktorého sa pravdepodobne skôr či neskôr dostane akýkoľvek systém. Niekedy sa to nazýva tepelná smrť vesmíru, ale v tomto prípade by sme, napodiv, mali hovoriť o tepelnom zrode vesmíru. Situáciu komplikuje skutočnosť, že novonarodený vesmír sa rýchlo rozpínal, takže stav, o ktorom uvažujeme, je vlastne nerovnovážny. Napriek tomu možno expanziu v tomto prípade považovať v podstate za adiabatickú – tento bod plne ocenil Tolman už v roku 1934 [Tolman, 1934]. To znamená, že hodnota entropie sa počas expanzie nezmenila. (Podobnú situáciu, keď je termodynamická rovnováha udržiavaná v dôsledku adiabatickej expanzie, možno opísať vo fázovom priestore ako súbor rovnako objemových oblastí s hrubozrnnou priečkou, ktoré sa od seba líšia iba špecifickými objemami vesmíru. Môžeme predpokladať, že tento primárny stav sa vyznačoval maximálnou entropiou – napriek expanzii!).
Zrejme stojíme pred výnimočným paradoxom. Podľa argumentov uvedených v časti 3.3 druhý zákon vyžaduje (a v zásade sa ním vysvetľuje), aby bol Veľký tresk makroskopickým stavom s extrémne nízkou entropiou. Zdá sa však, že pozorovania CMB naznačujú, že makroskopický stav Veľkého tresku bol charakterizovaný kolosálnou entropiou, možno dokonca maximálnou možnou. Kde sa tak vážne mýlime?
Tu je jedno bežné vysvetlenie tohto paradoxu: predpokladá sa, že keďže bol novorodený vesmír veľmi „malý“, mohla existovať určitá hranica maximálnej entropie a stav termodynamickej rovnováhy, ktorý sa v tom čase zjavne udržiaval, bol jednoducho limitná úroveň entropie možná v tom čase. Toto je však nesprávna odpoveď. Takýto obraz by mohol zodpovedať úplne inej situácii, v ktorej by veľkosť vesmíru závisela od nejakého vonkajšieho obmedzenia, napríklad ako v prípade plynu, ktorý je obsiahnutý vo valci s utesneným piestom. V tomto prípade je tlak piestu zabezpečený nejakým vonkajším mechanizmom, ktorý je vybavený externým zdrojom (alebo výstupom) energie. Táto situácia však neplatí pre vesmír ako celok, ktorého geometria a energia, ako aj jeho „celková veľkosť“ sú určené výlučne vnútornou štruktúrou a riadia sa dynamickými rovnicami Einsteinovej všeobecnej teórie relativity (vrátane tzv. rovnice popisujúce stav hmoty, pozri časti 3.1 a 3.2). Za takýchto podmienok (keď sú rovnice úplne deterministické a invariantné vzhľadom na smer času – pozri časť 3.3) sa celkový objem fázového priestoru nemôže v priebehu času meniť. Predpokladá sa, že samotný fázový priestor P by sa nemal „vyvíjať“! Celý vývoj je jednoducho opísaný umiestnením krivky C v priestore P a v tomto prípade predstavuje úplný vývoj vesmíru (pozri časť 3.3).
Možno sa problém vyjasní, ak vezmeme do úvahy neskoršie fázy kolapsu vesmíru, keď sa blíži k veľkému krachu. Pripomeňme si Friedmanov model pre K > 0, Λ = 0, znázornený na obr. 3.2a v časti 3.1. Teraz sa domnievame, že poruchy v tomto modeli vznikajú z nepravidelného rozloženia hmoty a v niektorých častiach už došlo k lokálnym kolapsom, takže na ich mieste zostali čierne diery. Potom by sme mali predpokladať, že potom sa niektoré čierne diery navzájom spoja a kolaps do konečnej singularity sa ukáže ako mimoriadne zložitý proces, ktorý nemá takmer nič spoločné s prísne symetrickým Veľkým zrútením ideálne sférického symetrického Friedmanna. model uvedený na obr. 3.6 a. Naopak, z kvalitatívneho hľadiska bude situácia kolapsu oveľa viac pripomínať kolosálny neporiadok znázornený na obr. 3.14 a; výsledná singularita, ktorá v tomto prípade vzniká, môže byť do určitej miery v súlade s hypotézou BCLM uvedenou na konci časti 3.2. Konečný kolaps bude mať nepredstaviteľnú entropiu, aj keď sa vesmír zmenší na malú veľkosť. Hoci tento konkrétny (priestorovo uzavretý) rekolabujúci Friedmannov model nie je v súčasnosti považovaný za hodnovernú reprezentáciu nášho vlastného vesmíru, rovnaké úvahy platia aj pre ostatné Friedmannove modely, s kozmologickou konštantou alebo bez nej. Zrútená verzia každého takéhoto modelu, ktorá zažíva podobné poruchy v dôsledku nerovnomerného rozloženia hmoty, by sa mala opäť zmeniť na všetko pohlcujúci chaos, singularitu ako čierna diera (obr. 3.14 b). Obrátením času v každom z týchto stavov dosiahneme možnú počiatočnú singularitu (potenciálny Veľký tresk), ktorá má teda kolosálnu entropiu, čo je v rozpore s predpokladom o „strope“ entropie (obr. 3.14 c).
Tu musím prejsť k alternatívnym možnostiam, ktoré sa tiež niekedy zvažujú. Niektorí teoretici tvrdia, že druhý zákon sa musí v takýchto kolabujúcich modeloch nejako zvrátiť, takže celková entropia vesmíru sa bude postupne zmenšovať (po maximálnej expanzii), ako sa blíži veľký pád. Takýto obraz je však obzvlášť ťažko predstaviteľný v prítomnosti čiernych dier, ktoré, keď sa vytvoria, začnú samy pracovať na zvýšení entropie (čo súvisí s časovou asymetriou v umiestnení nulových kužeľov blízko horizontu udalostí, pozri obr. 3.9). Toto bude pokračovať do ďalekej budúcnosti – aspoň dovtedy, kým sa čierne diery nevyparia pod vplyvom Hawkingovho mechanizmu (pozri časti 3.7 a 4.3). V každom prípade táto možnosť neruší tu uvedené argumenty. Je tu ďalší dôležitý problém, ktorý je spojený s takými zložitými kolabovými modelmi a o ktorom sa mohli zamyslieť aj samotní čitatelia: singularity čiernych dier sa nemusia vôbec vyskytnúť súčasne, takže keď zmeníme čas, nedostaneme veľký tresk, čo sa deje „všetko a hneď“. Toto je však práve jedna z vlastností (zatiaľ nepreukázanej, ale presvedčivej) hypotézy o silnej kozmickej cenzúre [Penrose, 1998a; PkR, časť 28.8], podľa ktorej vo všeobecnom prípade bude takáto singularita podobná priestorovej (časť 1.7), a preto ju možno považovať za jednorazovú udalosť. Navyše, bez ohľadu na otázku platnosti samotnej hypotézy silnej kozmickej cenzúry, je známych veľa riešení, ktoré túto podmienku spĺňajú, a všetky takéto možnosti (po rozšírení) budú mať relatívne vysoké hodnoty entropie. To výrazne znižuje obavy o platnosť našich zistení.
V súlade s tým nenájdeme dôkaz, že vzhľadom na malé priestorové rozmery vesmíru by nevyhnutne existoval určitý „nízky strop“ možnej entropie. V zásade je akumulácia hmoty vo forme čiernych dier a spájanie singularít „čiernych dier“ do jediného singulárneho chaosu proces, ktorý je dokonale v súlade s druhým zákonom a tento konečný proces musí sprevádzať kolosálny nárast. v entropii. Konečný stav vesmíru, „malý“ podľa geometrických štandardov, môže mať nepredstaviteľnú entropiu, oveľa vyššiu ako v relatívne skorých štádiách takéhoto kolabujúceho kozmologického modelu, a samotná priestorová miniatúra nestanovuje „strop“ pre maximálnu hodnotu. entropie, hoci takýto „strop“ (pri obrátení toku času) by mohol vysvetliť, prečo bola entropia počas Veľkého tresku extrémne nízka. V skutočnosti takýto obrázok (obr. 3.14 a, b), ktorý vo všeobecnosti predstavuje kolaps vesmíru, naznačuje riešenie paradoxu: prečo počas Veľkého tresku bola výnimočne nízka entropia v porovnaní s tým, čo mohlo byť, napriek skutočnosť, že výbuch bol horúci (a takýto stav by mal mať maximálnu entropiu). Odpoveď je, že entropia sa môže radikálne zvýšiť, ak sú povolené veľké odchýlky od priestorovej uniformity, a najväčší nárast tohto druhu je spojený s nepravidelnosťami spôsobenými práve vznikom čiernych dier. V dôsledku toho by priestorovo homogénny Veľký tresk skutočne mohol mať, relatívne povedané, neuveriteľne nízku entropiu, napriek tomu, že jeho obsah bol neuveriteľne horúci.
Jeden z najpresvedčivejších dôkazov, že Veľký tresk bol skutočne dosť priestorovo homogénny, v súlade s geometriou modelu FLRU (ale nie v súlade s oveľa všeobecnejším prípadom neusporiadanej singularity znázorneným na obr. 3.14c), opäť prichádza z RI, ale tentoraz skôr svojou uhlovou homogenitou než termodynamickou povahou. Táto homogenita sa prejavuje v skutočnosti, že teplota RI je prakticky rovnaká v akomkoľvek bode na oblohe a odchýlky od homogenity nie sú väčšie ako 10–5 (upravené o malý Dopplerov efekt spojený s naším pohybom cez okolitú hmotu). ). Okrem toho existuje takmer univerzálna jednotnosť v rozložení galaxií a inej hmoty; Distribúcia baryónov (pozri časť 1.3) na pomerne veľkých mierkach sa teda vyznačuje výraznou homogenitou, aj keď sú tu viditeľné anomálie, najmä takzvané prázdne miesta, kde je hustota viditeľnej hmoty radikálne nižšia ako priemer. Vo všeobecnosti možno tvrdiť, že homogenita je tým vyššia, čím ďalej do minulosti Vesmíru sa pozeráme, a RI je najstarším dôkazom rozloženia hmoty, ktorý môžeme priamo pozorovať.
Tento obraz je v súlade s názorom, že v počiatočných fázach svojho vývoja bol vesmír skutočne extrémne homogénny, ale s mierne nepravidelnými hustotami. Postupom času (a pod vplyvom rôznych druhov „trenia“ - procesov, ktoré spomaľujú relatívne pohyby) sa tieto nepravidelnosti hustoty zintenzívnili pod vplyvom gravitácie, čo je v súlade s myšlienkou postupného zhlukovania hmoty. Postupom času sa zhlukovanie zväčšuje, čo vedie k tvorbe hviezd; zoskupujú sa do galaxií, z ktorých každá vytvára v strede masívnu čiernu dieru. V konečnom dôsledku je toto zhlukovanie spôsobené nevyhnutným účinkom gravitácie. Takéto procesy sú skutočne spojené so silným nárastom entropie a demonštrujú, že ak vezmeme do úvahy gravitáciu, táto prvotná žiarivá guľa, z ktorej dnes zostala iba RI, mohla mať ďaleko od maximálnej entropie. Tepelný charakter tejto gule, ako dokazuje Planckovo spektrum znázornené na obr. 3.13 hovorí len toto: ak vesmír (v ére posledného rozptylu) považujeme jednoducho za systém pozostávajúci z hmoty a energie, ktoré spolu interagujú, potom môžeme predpokladať, že bol skutočne v termodynamickej rovnováhe. Ak však vezmeme do úvahy aj gravitačné vplyvy, obraz sa dramaticky zmení.
Ak si predstavíme napríklad plyn v uzavretej nádobe, potom je prirodzené predpokladať, že svoju maximálnu entropiu dosiahne v tom makroskopickom stave, keď je rovnomerne rozložený v nádobe (obr. 3.15 a). V tomto ohľade bude pripomínať horúcu guľu, ktorá generovala RI, ktorá je rovnomerne rozložená po oblohe. Ak však molekuly plynu nahradíte rozsiahlym systémom telies navzájom spojených gravitáciou, napríklad jednotlivými hviezdami, získate úplne iný obraz (obr. 3.15 b). V dôsledku gravitačných účinkov budú hviezdy rozmiestnené nerovnomerne, vo forme zhlukov. V konečnom dôsledku sa najväčšia entropia dosiahne, keď sa početné hviezdy zrútia alebo splynú do čiernych dier. Hoci tento proces môže trvať dlho (hoci to bude uľahčené trením v dôsledku prítomnosti medzihviezdneho plynu), uvidíme, že v konečnom dôsledku, keď dominuje gravitácia, entropia je tým vyššia, čím je hmota v systéme rozložená menej rovnomerne. .
Takéto účinky možno vysledovať aj na úrovni každodennej skúsenosti. Niekto by sa mohol opýtať: aká je úloha druhého zákona pri udržiavaní života na Zemi? Často môžete počuť, že na tejto planéte žijeme vďaka energii prijatej zo Slnka. To ale nie je úplne pravdivé tvrdenie, ak uvažujeme o Zemi ako o celku, keďže takmer všetka energia prijatá Zemou cez deň sa čoskoro opäť vyparí do vesmíru, na tmavú nočnú oblohu. (Samozrejme, presnú bilanciu budú mierne upravovať faktory ako globálne otepľovanie a zahrievanie planéty v dôsledku rádioaktívneho rozpadu.) V opačnom prípade by sa Zem jednoducho stala čoraz teplejšou a v priebehu niekoľkých dní by sa stala neobývateľnou! Fotóny prijaté priamo zo Slnka však majú pomerne vysokú frekvenciu (sú sústredené v žltej časti spektra) a Zem vyžaruje do vesmíru fotóny s oveľa nižšou frekvenciou v infračervenom spektre. Podľa Planckovho vzorca (E = hν, pozri časť 2.2) má každý z fotónov prichádzajúcich zo Slnka jednotlivo oveľa vyššiu energiu ako fotóny emitované do vesmíru, preto na dosiahnutie rovnováhy musí Zem opustiť oveľa viac fotónov, ako priletieť ( pozri obr. 3.16). Ak dorazí menej fotónov, potom bude mať prichádzajúca energia menej stupňov voľnosti a odchádzajúca energia bude mať viac, a preto podľa Boltzmannovho vzorca (S = k log V) budú mať prichádzajúce fotóny oveľa menšiu entropiu ako odchádzajúce fotóny. . Nízkoentropickú energiu obsiahnutú v rastlinách využívame na zníženie našej vlastnej entropie: jeme rastliny alebo bylinožravce. Takto život na Zemi prežíva a prekvitá. (Zrejme tieto myšlienky prvýkrát jasne sformuloval Erwin Schrödinger v roku 1967, keď napísal svoju revolučnú knihu Life as It Is [Schrödinger, 2012]).
Najdôležitejším faktom o tejto rovnováhe s nízkou entropiou je toto: Slnko je horúci bod na úplne tmavej oblohe. Ako však takéto podmienky vznikli? Svoju úlohu zohralo mnoho zložitých procesov, vrátane tých, ktoré sú spojené s termonukleárnymi reakciami atď., ale najdôležitejšie je, že Slnko vôbec existuje. A vznikol preto, že slnečná hmota (ako hmota, ktorá tvorí iné hviezdy) sa vyvinula prostredníctvom procesu gravitačného zhlukovania a všetko to začalo relatívne rovnomerným rozložením plynu a tmavej hmoty.
Tu treba spomenúť záhadnú látku zvanú temná hmota, ktorá zjavne tvorí 85 % hmotného (nie Λ) obsahu vesmíru, no je detekovaná iba gravitačnou interakciou a jej zloženie nie je známe. Dnes práve túto záležitosť berieme do úvahy pri odhadovaní celkovej hmotnosti, ktorá je potrebná pri výpočte niektorých číselných veličín (pozri časti 3.6, 3.7, 3.9 a dôležitejšiu teoretickú úlohu, ktorú môže hrať temná hmota, nájdete v časti 4.3). Bez ohľadu na problém temnej hmoty vidíme, ako dôležitá sa pre náš život ukázala nízka entropická povaha pôvodného rovnomerného rozloženia hmoty. Naša existencia, ako ju chápeme, závisí od nízkoentropickej gravitačnej rezervy, ktorá je charakteristická pre počiatočné rovnomerné rozloženie hmoty.
Tu sa dostávame k pozoruhodnému – v skutočnosti fantastickému – aspektu Veľkého tresku. Záhada nespočíva len v tom, ako sa to stalo, ale aj v tom, že išlo o udalosť s extrémne nízkou entropiou. Navyše, pozoruhodná nie je ani tak táto okolnosť, ako skutočnosť, že entropia bola nízka len v jednom konkrétnom ohľade, a to: gravitačné stupne voľnosti boli z nejakého dôvodu úplne potlačené. To je v ostrom kontraste so stupňami voľnosti hmoty a (elektromagnetického) žiarenia, pretože sa zdajú byť maximálne excitované v horúcom stave s maximálnou entropiou. Podľa môjho názoru je to možno najhlbšia kozmologická záhada a z nejakého dôvodu zostáva stále podceňovaná!
Je potrebné podrobnejšie sa pozastaviť nad tým, aký zvláštny bol stav Veľkého tresku a aká entropia môže vzniknúť v procese gravitačného zhlukovania. Preto si najprv musíte uvedomiť, aká neuveriteľná entropia je v skutočnosti vlastná čiernej diere (pozri obr. 3.15 b). Tejto problematike sa budeme venovať v časti 3.6. Ale teraz prejdime k inému problému súvisiacemu s nasledujúcou, celkom pravdepodobnou možnosťou: napokon sa vesmír môže skutočne ukázať ako priestorovo nekonečný (ako v prípade modelov FLRU s K 0, pozri časť 3.1) alebo aspoň väčšina vesmíru nemusí byť priamo pozorovateľná. Podľa toho pristupujeme k problému kozmologických horizontov, o ktorom budeme diskutovať v ďalšej časti.
» Viac podrobností o knihe nájdete na
»
»
Pre Khabrozhitely zľavu 25 % pomocou kupónu - Nová veda
Po zaplatení papierovej verzie knihy bude elektronická kniha zaslaná e-mailom.
Zdroj: hab.com