Boken "Mode, tro, fantasi och universums nya fysik"

Hej alla Khabrobor! Går det att prata om mode, tro eller fantasi inom grundläggande vetenskap?

Universum är inte intresserad av mänskligt mode. Vetenskap kan inte tolkas som tro, eftersom vetenskapliga postulat ständigt utsätts för strikta experimentella tester och förkastas så snart dogmer börjar komma i konflikt med objektiv verklighet. Och fantasy försummar i allmänhet både fakta och logik. Ändå vill den store Roger Penrose inte helt förkasta dessa fenomen, eftersom vetenskapligt mode kan vara motorn för framsteg, tro uppstår när en teori bekräftas av verkliga experiment, och utan en fantasiflykt kan man inte förstå alla konstigheterna i vår Universum.

I kapitlet "Mode" kommer du att lära dig om strängteori, de senaste decenniernas mest fashionabla teori. "Faith" är tillägnad de principer som kvantmekaniken står på. Och "Fantasi" handlar om inget mindre än teorier om universums ursprung som vi känner till.

3.4. Big Bang Paradox

Låt oss först ta upp frågan om observationer. Vilka direkta bevis finns det för att hela det observerbara universum en gång var i ett extremt komprimerat och otroligt varmt tillstånd som skulle stämma överens med Big Bang-bilden som presenteras i avsnitt 3.1? Det mest övertygande beviset är den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen (CMB), ibland kallad big bang. CMB-strålning är lätt, men med väldigt lång våglängd, så det är helt omöjligt att se det med ögonen. Detta ljus strömmar över oss från alla håll extremt jämnt (men mestadels osammanhängande). Den representerar termisk strålning med en temperatur på ~2,725 K, det vill säga mer än två grader över absolut noll. Den observerade "glimmern" tros ha sitt ursprung i ett otroligt varmt universum (~3000 K vid den tiden) cirka 379 000 år efter Big Bang - under eran av den senaste spridningen, när universum först blev genomskinligt för elektromagnetisk strålning (även om detta hände inte alls under Big Bang) explosionen, denna händelse inträffar under den första 1/40 000 av universums totala ålder - från Big Bang till idag). Sedan den senaste spridningseran har längden på dessa ljusvågor ökat ungefär lika mycket som universum självt har expanderat (med en faktor på cirka 1100), så att energitätheten har minskat lika radikalt. Därför är den observerade temperaturen för CMB endast 2,725 K.

Det faktum att denna strålning är väsentligen inkoherent (det vill säga termisk) bekräftas imponerande av själva naturen hos dess frekvensspektrum, som visas i fig. 3.13. Strålningsintensiteten vid varje specifik frekvens plottas vertikalt på grafen, och frekvensen ökar från vänster till höger. Den kontinuerliga kurvan motsvarar Planck svartkroppsspektrum som diskuteras i avsnitt 2.2 för en temperatur på 2,725 K. Punkterna på kurvan är data från specifika observationer för vilka felstaplar tillhandahålls. Samtidigt utökas felstaplarna 500 gånger, eftersom de annars helt enkelt skulle vara omöjliga att ta hänsyn till, även till höger, där felen når sitt maximum. Överensstämmelsen mellan den teoretiska kurvan och observationsresultaten är helt enkelt anmärkningsvärd - kanske den bästa överensstämmelsen med det termiska spektrum som finns i naturen.

Men vad tyder denna slump på? Det faktum att vi överväger ett tillstånd som tydligen låg mycket nära termodynamisk jämvikt (vilket är anledningen till att termen inkoherent användes tidigare). Men vilken slutsats följer av det faktum att det nyskapade universum var mycket nära termodynamisk jämvikt? Låt oss återgå till fig. 3.12 från avsnitt 3.3. Den mest omfattande grovkorniga regionen kommer (per definition) att vara mycket större än någon annan sådan region, och kommer vanligtvis att vara så stor i förhållande till de andra att det kommer att dvärga dem alla! Termodynamisk jämvikt motsvarar ett makroskopiskt tillstånd, till vilket förmodligen vilket system som helst kommer förr eller senare. Ibland kallas det universums termiska död, men i det här fallet borde vi konstigt nog prata om universums termiska födelse. Situationen kompliceras av det faktum att det nyfödda universum expanderade snabbt, så tillståndet vi överväger är faktiskt icke-jämvikt. Icke desto mindre kan expansionen i detta fall anses i huvudsak adiabatisk - denna punkt uppskattades fullt ut av Tolman redan 1934 [Tolman, 1934]. Detta betyder att entropivärdet inte ändrades under expansionen. (En situation som liknar denna, när termodynamisk jämvikt upprätthålls på grund av adiabatisk expansion, kan beskrivas i fasrymden som en uppsättning lika volymområden med en grovkornig partition, som skiljer sig från varandra endast i specifika volymer av universum Vi kan anta att detta primära tillstånd kännetecknades av en maximal entropi - trots expansionen!).

Tydligen står vi inför en exceptionell paradox. Enligt argumenten som presenteras i avsnitt 3.3 kräver den andra lagen (och förklaras i princip av) att Big Bang är ett makroskopiskt tillstånd med extremt låg entropi. Emellertid verkar CMB-observationer indikera att det makroskopiska tillståndet i Big Bang kännetecknades av kolossal entropi, kanske till och med den maximala möjliga. Var går vi så allvarligt fel?

Här är en vanlig förklaring till denna paradox: det antas att eftersom det nyfödda universum var mycket "litet", kunde det finnas någon gräns för den maximala entropin, och tillståndet för termodynamisk jämvikt, som uppenbarligen upprätthölls vid den tiden, var helt enkelt en gränsnivå entropi möjlig vid den tiden. Detta är dock fel svar. En sådan bild skulle kunna motsvara en helt annan situation, där universums storlek skulle bero på någon yttre begränsning, till exempel, som i fallet med en gas som finns i en cylinder med en förseglad kolv. I detta fall tillhandahålls kolvtrycket av någon extern mekanism, som är utrustad med en extern energikälla (eller utlopp). Men denna situation gäller inte för universum som helhet, vars geometri och energi, såväl som dess "övergripande storlek", bestäms enbart av den inre strukturen och styrs av de dynamiska ekvationerna i Einsteins allmänna relativitetsteori (inklusive ekvationer som beskriver materiens tillstånd, se avsnitt 3.1 och 3.2). Under sådana förhållanden (när ekvationerna är helt deterministiska och invarianta med avseende på tidens riktning - se avsnitt 3.3) kan den totala volymen av fasutrymme inte förändras över tiden. Det antas att själva fasrummet P inte ska "utvecklas"! All evolution beskrivs helt enkelt av platsen för kurvan C i rymden P och representerar i detta fall universums fullständiga evolution (se avsnitt 3.3).

Kanske kommer problemet att bli tydligare om vi tar hänsyn till de senare stadierna av universums kollaps, när det närmar sig den stora kraschen. Kom ihåg Friedman-modellen för K > 0, Λ = 0, visad i fig. 3.2a i avsnitt 3.1. Vi tror nu att störningarna i denna modell uppstår från den oregelbundna fördelningen av materia, och i vissa delar har lokala kollapser redan inträffat, vilket lämnar svarta hål i deras ställe. Sedan bör vi anta att efter detta kommer några svarta hål att smälta samman med varandra och att kollapsen till en slutgiltig singularitet kommer att visa sig vara en extremt komplex process, som nästan inte har något gemensamt med den strikt symmetriska Big Crash av den idealiskt sfäriska symmetriska Friedmann. modell som presenteras i fig. 3.6 a. Tvärtom, i kvalitativa termer, kommer kollapssituationen att påminna mycket mer om den kolossala röran som visas i fig. 3.14a; den resulterande singulariteten som uppstår i detta fall kan till viss del överensstämma med BCLM-hypotesen som nämns i slutet av avsnitt 3.2. Det slutliga kollapsande tillståndet kommer att ha ofattbar entropi, även om universum kommer att krympa tillbaka till en liten storlek. Även om denna speciella (spatialt slutna) återfallande Friedmann-modell för närvarande inte anses vara en rimlig representation av vårt eget universum, gäller samma överväganden för andra Friedmann-modeller, med eller utan en kosmologisk konstant. Den kollapsande versionen av en sådan modell, som upplever liknande störningar på grund av den ojämna fördelningen av materia, bör återigen förvandlas till ett alltförtärande kaos, en singularitet som ett svart hål (Fig. 3.14 b). Genom att vända om tiden i vart och ett av dessa tillstånd kommer vi att nå en möjlig initial singularitet (potentiell Big Bang), som följaktligen har kolossal entropi, vilket motsäger det antagande som gjorts här om entropins "tak" (Fig. 3.14 c).

Här måste jag gå vidare till alternativa möjligheter som också ibland övervägs. Vissa teoretiker föreslår att den andra lagen på något sätt måste vända sig själv i sådana kollapsande modeller, så att den totala entropin i universum kommer att bli allt mindre (efter maximal expansion) när den stora kraschen närmar sig. En sådan bild är dock särskilt svår att föreställa sig i närvaro av svarta hål, som, när de väl bildats, själva kommer att börja arbeta för att öka entropin (vilket är förknippat med tidsasymmetri i platsen för nollkoner nära händelsehorisonten, se fig. 3.9). Detta kommer att fortsätta in i en avlägsen framtid - åtminstone tills svarta hål avdunstar under påverkan av Hawking-mekanismen (se avsnitt 3.7 och 4.3). Denna möjlighet ogiltigförklarar i alla fall inte de argument som presenteras här. Det finns ett annat viktigt problem som är förknippat med så komplexa kollapsande modeller och som läsarna själva kan ha tänkt på: singulariteterna med svarta hål kanske inte uppstår alls samtidigt, så när vi vänder på tiden kommer vi inte att få en Big Bang, som händer "allt och direkt". Detta är dock just en av egenskaperna hos den (ännu inte bevisade, men övertygande) hypotesen om stark kosmisk censur [Penrose, 1998a; PkR, avsnitt 28.8], enligt vilket, i det allmänna fallet, en sådan singularitet kommer att vara rymdliknande (avsnitt 1.7), och därför kan betraktas som en engångshändelse. Dessutom, oavsett frågan om giltigheten av själva den starka kosmiska censurhypotesen, är många lösningar kända som uppfyller detta villkor, och alla sådana alternativ (när de utökas) kommer att ha relativt höga entropivärden. Detta minskar avsevärt oron för giltigheten av våra resultat.

Följaktligen hittar vi inga bevis för att det, givet universums små rumsliga dimensioner, nödvändigtvis skulle finnas ett visst "lågt tak" för möjlig entropi. I princip är ackumuleringen av materia i form av svarta hål och sammansmältningen av "svarta håls" singulariteter till ett enda singular kaos en process som är helt förenlig med den andra lagen, och denna slutliga process måste åtföljas av en kolossal ökning i entropi. Universums slutliga tillstånd, "liten" med geometriska standarder, kan ha en ofattbar entropi, mycket högre än i de relativt tidiga stadierna av en sådan kollapsande kosmologisk modell, och rumslig miniatyr i sig sätter inte ett "tak" för det maximala värdet av entropi, även om ett sådant "tak" (när man vänder på tidsflödet) bara kunde förklara varför entropin var extremt låg under Big Bang. Faktum är att en sådan bild (fig. 3.14 a, b), som generellt representerar universums kollaps, föreslår en lösning på paradoxen: varför det under Big Bang var exceptionellt låg entropi jämfört med vad som kunde ha varit, trots faktum att explosionen var varm (och ett sådant tillstånd borde ha maximal entropi). Svaret är att entropin kan öka radikalt om stora avvikelser från rumslig enhetlighet tillåts, och den största ökningen av detta slag är förknippad med oregelbundenheter på grund av just uppkomsten av svarta hål. Följaktligen kan en rumsligt homogen Big Bang verkligen ha, relativt sett, otroligt låg entropi, trots att dess innehåll var otroligt varmt.

Ett av de mest övertygande bevisen för att Big Bang verkligen var ganska rumsligt homogen, i överensstämmelse med FLRU-modellens geometri (men inte överensstämmer med det mycket mer allmänna fallet med en oordnad singularitet som illustreras i Fig. 3.14c), kommer återigen från RI, men denna gång med sin vinkelhomogenitet snarare än sin termodynamiska natur. Denna homogenitet manifesteras i det faktum att temperaturen på RI är praktiskt taget densamma var som helst på himlen, och avvikelser från homogenitet är inte mer än 10–5 (justerat för den lilla dopplereffekten som är förknippad med vår rörelse genom den omgivande materien ). Dessutom finns det nästan universell enhetlighet i fördelningen av galaxer och annan materia; Sålunda kännetecknas fördelningen av baryoner (se avsnitt 1.3) på ganska stora skalor av betydande homogenitet, även om det finns märkbara anomalier, särskilt de så kallade tomrummen, där tätheten av synligt material är radikalt lägre än genomsnittet. Generellt kan man hävda att homogeniteten är högre ju längre in i universums förflutna vi tittar, och RI är det äldsta beviset på materiens fördelning som vi direkt kan observera.

Denna bild överensstämmer med uppfattningen att i de tidiga stadierna av dess utveckling var universum verkligen extremt homogent, men med något oregelbundna densiteter. Med tiden (och under påverkan av olika typer av "friktion" - processer som bromsar relativa rörelser), intensifierades dessa täthetsoregelbundenheter under påverkan av gravitationen, vilket är förenligt med idén om den gradvisa sammanklumpningen av materia. Med tiden ökar klumpningen, vilket resulterar i bildandet av stjärnor; de grupperar sig i galaxer, som var och en utvecklar ett massivt svart hål i mitten. I slutändan beror denna klumpning på den oundvikliga effekten av gravitationen. Sådana processer är verkligen förknippade med en stark ökning av entropin och visar att, med hänsyn till gravitationen, kan den där lysande urkulan, som bara RI finns kvar av idag, ha långt ifrån den maximala entropin. Den termiska naturen hos denna boll, vilket framgår av Planck-spektrumet som visas i fig. 3.13, säger bara detta: om vi betraktar universum (under den senaste spridningens tid) helt enkelt som ett system som består av materia och energi som interagerar med varandra, då kan vi anta att det faktiskt var i termodynamisk jämvikt. Men om vi även tar hänsyn till gravitationspåverkan förändras bilden dramatiskt.

Om vi ​​till exempel föreställer oss en gas i en förseglad behållare, så är det naturligt att anta att den når sin maximala entropi i det makroskopiska tillståndet när den är jämnt fördelad i behållaren (fig. 3.15 a). I detta avseende kommer den att likna en varm boll som genererade RI, som är jämnt fördelad över himlen. Men om man ersätter gasmolekyler med ett enormt system av kroppar kopplade till varandra genom gravitation, till exempel enskilda stjärnor, får man en helt annan bild (fig. 3.15 b). På grund av gravitationseffekter kommer stjärnor att fördelas ojämnt, i form av hopar. I slutändan kommer den största entropin att uppnås när många stjärnor kollapsar eller smälter samman till svarta hål. Även om denna process kan ta lång tid (även om den kommer att underlättas av friktion på grund av närvaron av interstellär gas), kommer vi att i slutändan, när gravitationen dominerar, entropin är högre, desto mindre jämnt fördelas materialet i systemet .

Sådana effekter kan spåras även på nivån av vardagsupplevelse. Man kan fråga sig: vilken roll spelar den andra lagen för att upprätthålla liv på jorden? Du kan ofta höra att vi lever på denna planet tack vare energin som tas emot från solen. Men detta är inte ett helt sant uttalande om vi betraktar jorden som en helhet, eftersom nästan all energi som jorden tar emot under dagen snart förångas igen ut i rymden, in i den mörka natthimlen. (Självklart kommer den exakta balansen att justeras något av faktorer som global uppvärmning och uppvärmningen av planeten på grund av radioaktivt sönderfall.) Annars skulle jorden helt enkelt bli allt varmare och bli obeboelig inom några dagar! Däremot har fotoner som tas emot direkt från solen en relativt hög frekvens (de är koncentrerade i den gula delen av spektrumet), och jorden sänder mycket lägre frekvensfotoner i det infraröda spektrumet ut i rymden. Enligt Plancks formel (E = hν, se avsnitt 2.2) har var och en av de fotoner som kommer från solen individuellt mycket högre energi än de fotoner som sänds ut i rymden, därför måste många fler fotoner lämna jorden än de anländer för att uppnå balans ( se fig. 3.16). Om färre fotoner anländer kommer den inkommande energin att ha färre frihetsgrader och den utgående energin kommer att ha fler, och därför kommer, enligt Boltzmanns formel (S = k log V), de inkommande fotonerna att ha mycket mindre entropi än de utgående. . Vi använder energin med låg entropi som finns i växter för att sänka vår egen entropi: vi äter växter eller växtätare. Det är så livet på jorden överlever och frodas. (Dessa tankar formulerades tydligen först klart av Erwin Schrödinger 1967, när han skrev sin revolutionära bok Life as It Is [Schrödinger, 2012]).

Det viktigaste med denna lågentropibalans är detta: Solen är en het fläck på en helt mörk himmel. Men hur uppstod sådana förhållanden? Många komplexa processer spelade en roll, inklusive de som är förknippade med termonukleära reaktioner etc., men det viktigaste är att solen överhuvudtaget existerar. Och det uppstod för att solmateria (som den materia som bildar andra stjärnor) utvecklades genom en process av gravitationsklumpning, och allt började med en relativt jämn fördelning av gas och mörk materia.

Här måste vi nämna en mystisk substans som kallas mörk materia, som tydligen utgör 85% av universums materiella (icke-Λ) innehåll, men det upptäcks endast genom gravitationsinteraktion, och dess sammansättning är okänd. Idag tar vi bara hänsyn till detta när vi uppskattar den totala massan, som behövs vid beräkning av vissa numeriska storheter (se avsnitt 3.6, 3.7, 3.9, och för vilken viktigare teoretisk roll mörk materia kan spela, se avsnitt 4.3). Oavsett frågan om mörk materia ser vi hur viktig lågentropinaturen hos den ursprungliga enhetliga fördelningen av materia har visat sig vara för våra liv. Vår existens, som vi förstår det, beror på den lågentropi gravitationsreserv som är karakteristisk för den initiala enhetliga fördelningen av materia.

Här kommer vi till en anmärkningsvärd – faktiskt fantastisk – aspekt av Big Bang. Mysteriet ligger inte bara i hur det gick till, utan också i att det var en extremt låg entropihändelse. Dessutom är det anmärkningsvärda inte så mycket denna omständighet som det faktum att entropin var låg endast i ett specifikt avseende, nämligen: gravitationsgraden av frihet var av någon anledning helt undertryckt. Detta står i skarp kontrast till materiens frihetsgrader och (elektromagnetisk) strålning, eftersom de verkade vara maximalt exciterade i ett varmt tillstånd med maximal entropi. Enligt min mening är detta kanske det djupaste kosmologiska mysteriet, och av någon anledning är det fortfarande underskattat!

Det är nödvändigt att uppehålla sig mer i detalj om hur speciellt tillståndet för Big Bang var och vilken entropi som kan uppstå i processen med gravitationsklumpning. Följaktligen måste du först inse vilken otrolig entropi som faktiskt är inneboende i ett svart hål (se fig. 3.15 b). Vi kommer att diskutera denna fråga i avsnitt 3.6. Men för nu, låt oss övergå till ett annat problem relaterat till följande, ganska troliga möjlighet: trots allt kan universum faktiskt visa sig vara rumsligt oändligt (som i fallet med FLRU-modeller med K 0, se avsnitt 3.1) eller åtminstone det mesta av universum kanske inte är direkt observerbart. Följaktligen närmar vi oss problemet med kosmologiska horisonter, som vi kommer att diskutera i nästa avsnitt.

» Mer information om boken finns på förlagets webbplats
» innehållsförteckning
» Utdrag

För Khabrozhiteley 25% rabatt med kupong - Ny vetenskap

Vid betalning av pappersversionen av boken skickas en elektronisk bok via e-post.

Källa: will.com