Pozdravljeni prebivalci Khabra! Je v temeljni znanosti mogoče govoriti o modi, veri ali fantaziji?
Vesolja ne zanima človeška moda. Znanosti ni mogoče razlagati kot vero, saj so znanstveni postulati nenehno podvrženi strogemu eksperimentalnemu testiranju in zavrženi takoj, ko dogma začne nasprotovati objektivni realnosti. In fantazija na splošno zanemarja tako dejstva kot logiko. Kljub temu pa veliki Roger Penrose teh pojavov ne želi povsem zavrniti, saj je znanstvena moda lahko motor napredka, vera se pojavi, ko je teorija potrjena z resničnimi poskusi, brez poleta fantazije pa ni mogoče dojeti vseh nenavadnosti našega Vesolje.
V poglavju »Moda« boste spoznali teorijo strun, najbolj modno teorijo zadnjih desetletij. »Faith« je posvečen načelom, na katerih stoji kvantna mehanika. In "Fantazija" ne zadeva nič manj kot teorije o izvoru vesolja, ki ga poznamo.
3.4. Paradoks velikega poka
Najprej postavimo vprašanje opazovanj. Kateri neposredni dokazi obstajajo, da je bilo celotno opazovano vesolje nekoč v izjemno stisnjenem in neverjetno vročem stanju, ki bi bilo skladno s sliko velikega poka, predstavljeno v razdelku 3.1? Najbolj prepričljiv dokaz je kozmično mikrovalovno sevanje ozadja (CMB), včasih imenovano veliki pok. Sevanje CMB je lahko, vendar z zelo dolgo valovno dolžino, zato ga je popolnoma nemogoče videti z očmi. Ta svetloba lije na nas z vseh strani izjemno enakomerno (večinoma pa nepovezano). Predstavlja toplotno sevanje s temperaturo ~2,725 K, torej več kot dve stopinji nad absolutno ničlo. Verjame se, da je opazovani "blesk" nastal v neverjetno vročem vesolju (~3000 K v tistem času) približno 379 let po velikem poku - v obdobju zadnjega sipanja, ko je vesolje prvič postalo prosojno za elektromagnetno sevanje (čeprav to se med velikim pokom sploh ni zgodilo).eksplozija; ta dogodek se zgodi v prvi 000/1 celotne starosti vesolja - od velikega poka do danes). Od zadnje dobe sipanja se je dolžina teh svetlobnih valov povečala približno toliko, kolikor se je razširilo samo vesolje (za faktor približno 40), tako da se je gostota energije prav tako radikalno zmanjšala. Zato je opazovana temperatura CMB le 000 K.
Dejstvo, da je to sevanje v bistvu nekoherentno (to je toplotno), je impresivno potrjeno s samo naravo njegovega frekvenčnega spektra, prikazanega na sliki 3.13. 2.2. Intenzivnost sevanja pri vsaki določeni frekvenci je na grafu prikazana navpično, frekvenca pa narašča od leve proti desni. Neprekinjena krivulja ustreza spektru Planckovega črnega telesa, obravnavanem v razdelku 2,725 za temperaturo 500 K. Točke na krivulji so podatki iz posebnih opazovanj, za katere so podane vrstice napak. Hkrati se vrstice napak povečajo za XNUMX-krat, saj jih sicer preprosto ne bi bilo mogoče upoštevati, niti na desni, kjer napake dosežejo svoj maksimum. Skladje med teoretično krivuljo in rezultati opazovanja je preprosto izjemno - morda najboljše s toplotnim spektrom, ki ga najdemo v naravi.
Vendar, kaj kaže to naključje? Dejstvo, da obravnavamo stanje, ki je bilo očitno zelo blizu termodinamičnega ravnovesja (zato je bil prej uporabljen izraz nekoherentno). Toda kakšen sklep sledi iz dejstva, da je bilo novonastalo vesolje zelo blizu termodinamičnega ravnovesja? Vrnimo se k sl. 3.12 iz razdelka 3.3. Najobsežnejša grobozrnata regija bo (po definiciji) veliko večja od katere koli druge take regije in bo običajno tako velika glede na druge, da jih bo močno zasenčila! Termodinamično ravnotežje ustreza makroskopskemu stanju, v katerega bo verjetno vsak sistem prej ali slej prišel. Včasih se imenuje toplotna smrt vesolja, vendar bi morali v tem primeru, nenavadno, govoriti o termičnem rojstvu vesolja. Situacijo otežuje dejstvo, da se je novorojeno vesolje hitro širilo, zato je stanje, ki ga obravnavamo, pravzaprav neravnovesje. Kljub temu lahko ekspanzijo v tem primeru štejemo za v bistvu adiabatno - to točko je v celoti ocenil Tolman že leta 1934 [Tolman, 1934]. To pomeni, da se vrednost entropije med ekspanzijo ni spremenila. (Podobno situacijo, ko se termodinamično ravnotežje vzdržuje zaradi adiabatne ekspanzije, lahko v faznem prostoru opišemo kot niz enakih prostorninskih območij z grobozrnato pregrado, ki se med seboj razlikujejo samo v določenih prostorninah vesolja Lahko domnevamo, da je bilo za to primarno stanje značilna največja entropija - kljub ekspanziji!).
Očitno se soočamo z izjemnim paradoksom. V skladu z argumenti, predstavljenimi v razdelku 3.3, drugi zakon zahteva (in je načeloma razložen z njim), da je veliki pok makroskopsko stanje z izjemno nizko entropijo. Vendar se zdi, da opazovanja CMB kažejo, da je bilo za makroskopsko stanje velikega poka značilna ogromna entropija, morda celo največja možna. Kje se tako hudo motimo?
Tu je ena pogosta razlaga za ta paradoks: domneva se, da bi lahko obstajala neka omejitev največje entropije, ker je bilo novorojeno vesolje zelo »majhno«, stanje termodinamičnega ravnovesja, ki se je takrat očitno ohranilo, pa je bilo preprosto mejna raven entropije, ki je takrat mogoča. Vendar je to napačen odgovor. Takšna slika bi lahko ustrezala popolnoma drugačni situaciji, v kateri bi bila velikost vesolja odvisna od neke zunanje omejitve, na primer v primeru plina, ki je vsebovan v jeklenki z zaprtim batom. V tem primeru tlak bata zagotavlja nek zunanji mehanizem, ki je opremljen z zunanjim virom (ali izhodom) energije. Toda to stanje ne velja za vesolje kot celoto, katerega geometrijo in energijo ter njegovo "celotno velikost" določa izključno notranja struktura in jih urejajo dinamične enačbe Einsteinove splošne teorije relativnosti (vključno z enačbe, ki opisujejo stanje snovi; glej razdelka 3.1 in 3.2). Pod takšnimi pogoji (ko so enačbe popolnoma deterministične in invariantne glede na smer časa – glej razdelek 3.3), se skupna prostornina faznega prostora s časom ne more spreminjati. Predpostavlja se, da se sam fazni prostor P ne bi smel "razviti"! Vsa evolucija je preprosto opisana z lokacijo krivulje C v prostoru P in v tem primeru predstavlja popolno evolucijo vesolja (glej razdelek 3.3).
Morda bo problem postal jasnejši, če upoštevamo poznejše faze propada vesolja, ko se približuje velikemu zlomu. Spomnimo se Friedmanovega modela za K > 0, Λ = 0, prikazanega na sl. 3.2a v razdelku 3.1. Zdaj verjamemo, da motnje v tem modelu izhajajo iz nepravilne porazdelitve snovi, na nekaterih delih pa je že prišlo do lokalnih kolapsov, ki so na njihovem mestu pustili črne luknje. Potem bi morali domnevati, da se bo po tem nekaj črnih lukenj združilo med seboj in da se bo sesedanje v končno singularnost izkazalo za izjemno kompleksen proces, ki nima skoraj nič skupnega s strogo simetričnim Big Crashom idealno sferično simetričnega Friedmanna. model, predstavljen na sl. 3.6 a. Nasprotno, v kvalitativnem smislu bo situacija zrušitve veliko bolj spominjala na ogromno zmešnjavo, prikazano na sl. 3.14 a; posledična singularnost, ki se pojavi v tem primeru, je lahko do neke mere skladna s hipotezo BCLM, omenjeno na koncu razdelka 3.2. Končno kolapsirano stanje bo imelo nepredstavljivo entropijo, čeprav se bo vesolje skrčilo nazaj na majhno velikost. Čeprav ta določen (prostorsko zaprt) ponovni kolaps Friedmannovega modela trenutno ne velja za verodostojno predstavitev našega lastnega vesolja, enaka razmišljanja veljajo za druge Friedmannove modele, z ali brez kozmološke konstante. Kolabirajoča različica vsakega takega modela, ki doživlja podobne motnje zaradi neenakomerne porazdelitve snovi, bi se morala spet spremeniti v vsepogotajoči kaos, singularnost kot črna luknja (slika 3.14 b). Z obračanjem časa v vsakem od teh stanj bomo dosegli možno začetno singularnost (potencialni veliki pok), ki ima torej ogromno entropijo, kar je v nasprotju s tukaj podano predpostavko o "zgornji meji" entropije (slika 3.14 c).
Tukaj moram preiti na alternativne možnosti, ki se včasih tudi upoštevajo. Nekateri teoretiki menijo, da se mora drugi zakon nekako obrniti v takšnih propadajočih modelih, tako da bo skupna entropija vesolja postopoma manjša (po največji ekspanziji), ko se približuje Veliki zlom. Vendar pa si je takšno sliko še posebej težko predstavljati ob prisotnosti črnih lukenj, ki bodo, ko bodo nastale, same začele delovati na povečanje entropije (kar je povezano s časovno asimetrijo na lokaciji ničelnih stožcev blizu obzorja dogodkov, glej sliko 3.9). To se bo nadaljevalo tudi v daljni prihodnosti – vsaj dokler črne luknje ne bodo izhlapele pod vplivom Hawkingovega mehanizma (glej razdelka 3.7 in 4.3). V vsakem primeru ta možnost ne razveljavi tukaj predstavljenih argumentov. Obstaja še ena pomembna težava, ki je povezana s tako zapletenimi kolapsirajočimi modeli in o kateri so morda razmišljali tudi bralci sami: singularnosti črnih lukenj morda sploh ne nastanejo hkrati, tako da ko obrnemo čas, ne bomo dobili velikega poka, kar se zgodi "vse in takoj". Vendar je prav to ena od lastnosti (še ne dokazane, a prepričljive) hipoteze o močni kozmični cenzuri [Penrose, 1998a; PkR, oddelek 28.8], po katerem bo v splošnem primeru takšna singularnost prostorsko podobna (oddelek 1.7), zato jo lahko štejemo za enkraten dogodek. Še več, ne glede na vprašanje veljavnosti same hipoteze o močni kozmični cenzuri je znanih veliko rešitev, ki izpolnjujejo ta pogoj, in vse takšne možnosti (ko bodo razširjene) bodo imele relativno visoke entropijske vrednosti. To močno zmanjša pomisleke glede veljavnosti naših ugotovitev.
Skladno s tem ne najdemo dokazov, da bi glede na majhne prostorske razsežnosti vesolja nujno obstajala neka "nizka zgornja meja" možne entropije. Načeloma je kopičenje snovi v obliki črnih lukenj in zlitje singularnosti "črnih lukenj" v en sam singularni kaos proces, ki je popolnoma skladen z drugim zakonom, ta končni proces pa mora spremljati ogromno povečanje v entropiji. Končno stanje vesolja, "drobno" po geometričnih standardih, ima lahko nepredstavljivo entropijo, veliko višjo kot v razmeroma zgodnjih fazah takšnega kolapsirajočega kozmološkega modela, sama prostorska miniatura pa ne postavlja "zgornje meje" za največjo vrednost entropije, čeprav bi lahko takšna "zgornja meja" (pri obračanju toka časa) le pojasnila, zakaj je bila entropija med velikim pokom izjemno nizka. Pravzaprav takšna slika (sl. 3.14 a, b), ki na splošno predstavlja propad vesolja, nakazuje rešitev paradoksa: zakaj je bila med velikim pokom izjemno nizka entropija v primerjavi s tisto, kar bi lahko bila, kljub dejstvo, da je bila eksplozija vroča (in takšno stanje bi moralo imeti največjo entropijo). Odgovor je, da lahko entropija radikalno naraste, če so dovoljena velika odstopanja od prostorske uniformnosti, največje tovrstno povečanje pa je povezano z nepravilnostmi, ki so posledica prav nastanka črnih lukenj. Posledično bi imel prostorsko homogeni Veliki pok res lahko, relativno gledano, neverjetno nizko entropijo, kljub dejstvu, da je bila njegova vsebina neverjetno vroča.
Eden najbolj prepričljivih dokazov, da je bil Veliki pok res precej prostorsko homogen, skladen z geometrijo modela FLRU (vendar ne skladen z veliko bolj splošnim primerom neurejene singularnosti, ki je prikazan na sliki 3.14c), spet prihaja iz RI, vendar tokrat s svojo kotno homogenostjo in ne s termodinamično naravo. Ta homogenost se kaže v dejstvu, da je temperatura RI praktično enaka na kateri koli točki na nebu, odstopanja od homogenosti pa niso večja od 10–5 (prilagojeno za majhen Dopplerjev učinek, povezan z našim gibanjem skozi okoliško snov ). Poleg tega obstaja skoraj univerzalna enakomernost porazdelitve galaksij in druge snovi; Tako je za porazdelitev barionov (glej razdelek 1.3) na precej velikih lestvicah značilna precejšnja homogenost, čeprav so opazne anomalije, zlasti tako imenovane praznine, kjer je gostota vidne snovi radikalno nižja od povprečja. Na splošno lahko trdimo, da je homogenost večja, čim dlje v preteklost vesolja gledamo, RI pa je najstarejši dokaz porazdelitve snovi, ki ga lahko neposredno opazujemo.
Ta slika je skladna s stališčem, da je bilo vesolje v zgodnjih fazah svojega razvoja res izredno homogeno, vendar z rahlo neenakomerno gostoto. Sčasoma (in pod vplivom različnih vrst »trenja« – procesov, ki upočasnjujejo relativna gibanja) so se te gostotne nepravilnosti pod vplivom gravitacije stopnjevale, kar je skladno z idejo o postopnem združevanju snovi. Sčasoma se strjevanje poveča, kar povzroči nastanek zvezd; združujejo se v galaksije, od katerih se v središču vsake razvije masivna črna luknja. Navsezadnje je to strjevanje posledica neizogibnega učinka gravitacije. Takšni procesi so namreč povezani z močnim povečanjem entropije in dokazujejo, da bi z upoštevanjem gravitacije tista prvobitna sijoča krogla, od katere je danes ostal le še RI, lahko imela daleč od največje entropije. Toplotna narava te krogle, kot dokazuje Planckov spekter, prikazan na sl. 3.13, pravi samo to: če obravnavamo vesolje (v dobi zadnjega razprševanja) preprosto kot sistem, ki ga sestavljata snov in energija, ki medsebojno delujeta, potem lahko domnevamo, da je bilo dejansko v termodinamičnem ravnovesju. Če pa upoštevamo še gravitacijske vplive, se slika močno spremeni.
Če si na primer predstavljamo plin v zaprti posodi, potem je naravno domnevati, da bo dosegel največjo entropijo v tistem makroskopskem stanju, ko bo enakomerno porazdeljen po vsej posodi (slika 3.15 a). V tem pogledu bo podoben vroči krogli, ki je ustvarila RI, ki je enakomerno porazdeljen po nebu. Če pa zamenjate molekule plina z ogromnim sistemom gravitacijsko povezanih med seboj teles, na primer s posameznimi zvezdami, dobite popolnoma drugačno sliko (slika 3.15 b). Zaradi gravitacijskih učinkov bodo zvezde razporejene neenakomerno, v obliki kopic. Končno bo največja entropija dosežena, ko se številne zvezde sesedejo ali združijo v črne luknje. Čeprav lahko ta proces traja dolgo (čeprav ga bo olajšalo trenje zaradi prisotnosti medzvezdnega plina), bomo videli, da je na koncu, ko prevladuje gravitacija, entropija večja, manj enakomerno je snov porazdeljena v sistemu. .
Takšne učinke je mogoče zaslediti tudi na ravni vsakodnevnih izkušenj. Lahko bi se vprašali: kakšna je vloga drugega zakona pri ohranjanju življenja na Zemlji? Pogosto lahko slišite, da živimo na tem planetu zahvaljujoč energiji, ki jo prejmemo od Sonca. A to ni povsem resnična trditev, če upoštevamo Zemljo kot celoto, saj skoraj vsa energija, ki jo Zemlja prejme čez dan, kmalu spet izhlapi v vesolje, v temno nočno nebo. (Seveda bodo natančno ravnovesje nekoliko prilagodili dejavniki, kot sta globalno segrevanje in segrevanje planeta zaradi radioaktivnega razpada.) V nasprotnem primeru bi Zemlja preprosto postala vse bolj vroča in bi postala nenaseljiva v nekaj dneh! Vendar imajo fotoni, ki jih prejmemo neposredno od Sonca, razmeroma visoko frekvenco (skoncentrirani so v rumenem delu spektra), Zemlja pa v infrardečem spektru v vesolje oddaja veliko nižjefrekvenčne fotone. Po Planckovi formuli (E = hν, glej razdelek 2.2) ima vsak foton, ki prihaja s Sonca posebej, veliko večjo energijo kot fotoni, oddani v vesolje, zato mora Zemljo zapustiti veliko več fotonov, kot jih pride ( glej sliko 3.16). Če pride manj fotonov, bo imela vhodna energija manj prostostnih stopenj in izhodna energija bo imela več, zato bodo po Boltzmannovi formuli (S = k log V) imeli vhodni fotoni veliko manjšo entropijo kot odhajajoči . Nizkoentropijsko energijo, ki jo vsebujejo rastline, uporabljamo za znižanje lastne entropije: jemo rastline ali rastlinojede živali. Tako življenje na Zemlji preživi in uspeva. (Očitno je te misli prvi jasno formuliral Erwin Schrödinger leta 1967, ko je napisal svojo revolucionarno knjigo Življenje, kakršno je [Schrödinger, 2012]).
Najpomembnejše dejstvo o ravnovesju z nizko entropijo je naslednje: Sonce je vroča točka na popolnoma temnem nebu. Toda kako so nastale takšne razmere? Veliko zapletenih procesov je imelo vlogo, vključno s tistimi, povezanimi s termonuklearnimi reakcijami ipd., a najpomembnejše je, da Sonce sploh obstaja. In nastala je, ker se je sončna snov (kot snov, ki tvori druge zvezde) razvila skozi proces gravitacijskega združevanja in vse se je začelo z razmeroma enakomerno porazdelitvijo plina in temne snovi.
Tukaj moramo omeniti skrivnostno snov, imenovano temna snov, ki očitno predstavlja 85% materialne (ne-Λ) vsebine vesolja, vendar jo zaznamo le z gravitacijsko interakcijo, njena sestava pa ni znana. Danes to zadevo le upoštevamo pri oceni skupne mase, ki je potrebna pri izračunu nekaterih numeričnih količin (glej razdelke 3.6, 3.7, 3.9, o tem, kakšno pomembnejšo teoretično vlogo lahko igra temna snov, pa v razdelku 4.3). Ne glede na vprašanje temne snovi vidimo, kako pomembna je nizkoentropijska narava prvotne enotne porazdelitve snovi za naša življenja. Naš obstoj, kot ga razumemo, je odvisen od nizkoentropijske gravitacijske rezerve, ki je značilna za prvotno enakomerno porazdelitev snovi.
Tukaj pridemo do izjemnega – pravzaprav fantastičnega – vidika velikega poka. Skrivnost ni le v tem, kako se je to zgodilo, ampak tudi v dejstvu, da je šlo za dogodek z izjemno nizko entropijo. Še več, izjemna ni toliko ta okoliščina kot dejstvo, da je bila entropija nizka samo v enem specifičnem pogledu, namreč: gravitacijske prostostne stopnje so bile iz nekega razloga popolnoma potlačene. To je v ostrem nasprotju s stopnjami svobode snovi in (elektromagnetnega) sevanja, saj se je zdelo, da so maksimalno vzbujeni v vročem stanju z največjo entropijo. Po mojem mnenju je to morda najgloblja kozmološka skrivnost in iz nekega razloga še vedno ostaja podcenjena!
Treba se je podrobneje posvetiti, kako posebno je bilo stanje velikega poka in kakšna entropija lahko nastane v procesu gravitacijskega združevanja. Zato morate najprej ugotoviti, kakšna neverjetna entropija je pravzaprav neločljivo povezana s črno luknjo (glej sliko 3.15 b). O tem vprašanju bomo razpravljali v razdelku 3.6. Toda za zdaj se obrnimo k drugemu problemu, ki je povezan z naslednjo, precej verjetno možnostjo: navsezadnje se lahko vesolje dejansko izkaže za prostorsko neskončno (kot v primeru modelov FLRU s K 0, glej razdelek 3.1) ali pa vsaj večine vesolja morda ni mogoče neposredno opazovati. V skladu s tem pristopimo k problemu kozmoloških horizontov, ki jih bomo obravnavali v naslednjem razdelku.
» Več o knjigi najdete na
»
»
Za Khabrozhiteley 25% popust z uporabo kupona - Nova znanost
Ob plačilu papirne različice knjige vam po elektronski pošti pošljemo elektronsko knjigo.
Vir: www.habr.com