หนังสือ “แฟชั่น ศรัทธา แฟนตาซี และฟิสิกส์ใหม่ของจักรวาล”

สวัสดีชาวคาโบร! เป็นไปได้ไหมที่จะพูดคุยเกี่ยวกับแฟชั่น ความเชื่อ หรือจินตนาการในวิทยาศาสตร์พื้นฐาน?

จักรวาลไม่สนใจแฟชั่นของมนุษย์ วิทยาศาสตร์ไม่สามารถตีความได้ว่าเป็นศรัทธา เนื่องจากสมมติฐานทางวิทยาศาสตร์จะต้องได้รับการทดสอบเชิงทดลองที่เข้มงวดอยู่ตลอดเวลา และจะถูกละทิ้งทันทีที่ความเชื่อเริ่มขัดแย้งกับความเป็นจริงตามวัตถุประสงค์ และแฟนตาซีโดยทั่วไปละเลยทั้งข้อเท็จจริงและตรรกะ อย่างไรก็ตาม โรเจอร์ เพนโรส ผู้ยิ่งใหญ่ไม่ต้องการปฏิเสธปรากฏการณ์เหล่านี้โดยสิ้นเชิง เพราะแฟชั่นทางวิทยาศาสตร์สามารถเป็นกลไกของความก้าวหน้าได้ ศรัทธาจะปรากฏขึ้นเมื่อทฤษฎีได้รับการยืนยันจากการทดลองจริง และหากปราศจากการหลุดพ้นจากจินตนาการ เราก็ไม่สามารถเข้าใจสิ่งแปลกประหลาดทั้งหมดของเราได้ จักรวาล.

ในบท "แฟชั่น" คุณจะได้เรียนรู้เกี่ยวกับทฤษฎีสตริง ซึ่งเป็นทฤษฎีที่ทันสมัยที่สุดในรอบทศวรรษที่ผ่านมา “ศรัทธา” อุทิศให้กับหลักคำสอนที่กลศาสตร์ควอนตัมยึดมั่น และ "แฟนตาซี" เกี่ยวข้องไม่น้อยไปกว่าทฤษฎีกำเนิดของจักรวาลที่เรารู้จัก

3.4. บิ๊กแบงพาราดอกซ์

ให้เราตั้งคำถามเรื่องการสังเกตก่อน มีหลักฐานอะไรโดยตรงที่แสดงว่าจักรวาลที่สังเกตได้ทั้งหมดเคยอยู่ในสภาพที่ถูกบีบอัดอย่างมากและร้อนอย่างไม่น่าเชื่อ ซึ่งจะสอดคล้องกับภาพบิกแบงที่นำเสนอในส่วนที่ 3.1 หลักฐานที่น่าสนใจที่สุดคือรังสีไมโครเวฟพื้นหลังคอสมิก (CMB) ซึ่งบางครั้งเรียกว่าบิ๊กแบง รังสี CMB เป็นแสง แต่มีความยาวคลื่นยาวมาก ดังนั้นจึงเป็นไปไม่ได้เลยที่จะเห็นด้วยตาคุณโดยสิ้นเชิง แสงนี้ส่องมายังเราจากทุกด้านอย่างเท่าเทียมกันอย่างยิ่ง (แต่ส่วนใหญ่ไม่ต่อเนื่องกัน) แสดงถึงการแผ่รังสีความร้อนที่มีอุณหภูมิ ~2,725 K ซึ่งก็คือ มากกว่า 3000 องศาเหนือศูนย์สัมบูรณ์ เชื่อกันว่า "ริบหรี่" ที่สังเกตพบนี้กำเนิดในเอกภพที่ร้อนจัด (ประมาณ 379 เคลวินในขณะนั้น) ประมาณ 000 ปีหลังบิ๊กแบง - ในยุคของการกระเจิงครั้งสุดท้าย เมื่อเอกภพกลายเป็นโปร่งใสต่อรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าเป็นครั้งแรก (แม้ว่า สิ่งนี้ไม่ได้เกิดขึ้นเลยในช่วงบิ๊กแบง) การระเบิด เหตุการณ์นี้เกิดขึ้นใน 1/40 แรกของอายุทั้งหมดของจักรวาล - ตั้งแต่บิ๊กแบงจนถึงปัจจุบัน) นับตั้งแต่ยุคการกระเจิงครั้งล่าสุด ความยาวของคลื่นแสงเหล่านี้เพิ่มขึ้นประมาณเท่าที่จักรวาลขยายตัว (ประมาณ 000 เท่า) ดังนั้นความหนาแน่นของพลังงานจึงลดลงอย่างมากเช่นเดียวกัน ดังนั้นอุณหภูมิที่สังเกตได้ของ CMB จึงอยู่ที่ 1100 K เท่านั้น

ความจริงที่ว่าการแผ่รังสีนี้โดยพื้นฐานแล้วไม่ต่อเนื่องกัน (นั่นคือความร้อน) ได้รับการยืนยันอย่างน่าประทับใจโดยธรรมชาติของสเปกตรัมความถี่ของมัน ดังแสดงในรูปที่ 3.13 2.2. ความเข้มของรังสีที่ความถี่เฉพาะแต่ละความถี่จะถูกพล็อตในแนวตั้งบนกราฟ และความถี่จะเพิ่มขึ้นจากซ้ายไปขวา เส้นโค้งต่อเนื่องสอดคล้องกับสเปกตรัมวัตถุดำของพลังค์ที่กล่าวถึงในส่วน 2,725 สำหรับอุณหภูมิ 500 เคล จุดบนเส้นโค้งเป็นข้อมูลจากการสังเกตเฉพาะซึ่งมีแถบข้อผิดพลาดระบุไว้ ในเวลาเดียวกัน แถบข้อผิดพลาดจะเพิ่มขึ้น XNUMX เท่า เนื่องจากไม่เช่นนั้นจะไม่สามารถพิจารณาแถบข้อผิดพลาดได้ แม้แต่ทางด้านขวา ซึ่งข้อผิดพลาดจะถึงระดับสูงสุด ความตกลงระหว่างเส้นโค้งทางทฤษฎีกับผลลัพธ์จากการสังเกตนั้นน่าทึ่งมาก อาจเป็นข้อตกลงที่ดีที่สุดกับสเปกตรัมความร้อนที่พบในธรรมชาติ

อย่างไรก็ตาม ความบังเอิญนี้บ่งบอกถึงอะไร? ความจริงที่ว่าเรากำลังพิจารณาสถานะที่เห็นได้ชัดว่าใกล้กับสมดุลทางอุณหพลศาสตร์มาก (ซึ่งเป็นเหตุผลว่าทำไมจึงใช้คำว่าไม่ต่อเนื่องกันก่อนหน้านี้) แต่ข้อสรุปอะไรตามมาจากข้อเท็จจริงที่ว่าจักรวาลที่สร้างขึ้นใหม่นั้นอยู่ใกล้กับสมดุลทางอุณหพลศาสตร์มาก กลับไปที่รูป 3.12 จากส่วนที่ 3.3 บริเวณที่มีเนื้อหยาบมากที่สุด (ตามคำนิยาม) จะมีขนาดใหญ่กว่าบริเวณอื่นๆ มาก และโดยทั่วไปจะมีขนาดใหญ่มากเมื่อเทียบกับบริเวณอื่นๆ จนทำให้ทั้งหมดเล็กลง! สมดุลทางอุณหพลศาสตร์สอดคล้องกับสถานะมหภาคซึ่งสันนิษฐานว่าระบบใด ๆ จะมาไม่ช้าก็เร็ว บางครั้งเรียกว่าการตายเนื่องจากความร้อนของจักรวาล แต่ในกรณีนี้ น่าแปลกที่เราควรพูดถึงการกำเนิดเนื่องจากความร้อนของจักรวาล สถานการณ์มีความซับซ้อนเนื่องจากจักรวาลแรกเกิดขยายตัวอย่างรวดเร็ว ดังนั้นสถานะที่เรากำลังพิจารณาอยู่จึงไม่มีความสมดุลเลย อย่างไรก็ตาม การขยายตัวในกรณีนี้ถือได้ว่าเป็นอะเดียแบติกโดยพื้นฐานแล้ว - ประเด็นนี้ได้รับการชื่นชมอย่างเต็มที่จากโทลแมนย้อนกลับไปในปี 1934 [Tolman, 1934] ซึ่งหมายความว่าค่าเอนโทรปีไม่เปลี่ยนแปลงระหว่างการขยาย (สถานการณ์ที่คล้ายกันเช่นนี้ เมื่อรักษาสมดุลทางอุณหพลศาสตร์ไว้เนื่องจากการขยายตัวแบบอะเดียแบติก สามารถอธิบายได้ในสเปซเฟสว่าเป็นชุดของบริเวณที่มีปริมาตรเท่ากันโดยมีฉากกั้นที่มีเนื้อหยาบ ซึ่งแตกต่างจากกันเฉพาะในปริมาตรเฉพาะของจักรวาล เราสามารถสรุปได้ว่าสถานะปฐมภูมินี้มีลักษณะเฉพาะด้วยเอนโทรปีสูงสุด - แม้ว่าจะมีการขยายตัวก็ตาม!)

เห็นได้ชัดว่าเรากำลังเผชิญกับความขัดแย้งที่พิเศษ ตามข้อโต้แย้งที่นำเสนอในมาตรา 3.3 กฎข้อที่สองกำหนดให้ (และตามหลักการแล้ว อธิบายโดย) บิ๊กแบงต้องเป็นสถานะมหภาคซึ่งมีเอนโทรปีต่ำมาก อย่างไรก็ตาม การสังเกตการณ์ของ CMB ดูเหมือนจะบ่งชี้ว่าสภาวะมหภาคของบิกแบงมีลักษณะเป็นเอนโทรปีขนาดมหึมา ซึ่งอาจเป็นไปได้สูงสุดด้วยซ้ำ เราจะไปผิดร้ายแรงที่ไหน?

ต่อไปนี้เป็นคำอธิบายทั่วไปประการหนึ่งสำหรับความขัดแย้งนี้: สันนิษฐานว่า เนื่องจากเอกภพแรกเกิดนั้น "เล็ก" มาก จึงอาจมีขีดจำกัดบางประการเกี่ยวกับเอนโทรปีสูงสุด และสถานะของสมดุลทางอุณหพลศาสตร์ ซึ่งเห็นได้ชัดว่าได้รับการบำรุงรักษาในขณะนั้น เป็นเพียงเอนโทรปีระดับจำกัดที่เป็นไปได้ในขณะนั้น อย่างไรก็ตามนี่เป็นคำตอบที่ผิด ภาพดังกล่าวอาจสอดคล้องกับสถานการณ์ที่แตกต่างไปจากเดิมอย่างสิ้นเชิง ซึ่งขนาดของจักรวาลจะขึ้นอยู่กับข้อจำกัดภายนอกบางอย่าง เช่น ในกรณีของก๊าซที่บรรจุอยู่ในกระบอกสูบที่มีลูกสูบปิดผนึก ในกรณีนี้แรงดันลูกสูบนั้นมาจากกลไกภายนอกซึ่งติดตั้งแหล่งพลังงานภายนอก (หรือทางออก) แต่สถานการณ์นี้ใช้ไม่ได้กับจักรวาลโดยรวม ซึ่งเรขาคณิตและพลังงาน ตลอดจน "ขนาดโดยรวม" ของมันถูกกำหนดโดยโครงสร้างภายในแต่เพียงผู้เดียว และควบคุมโดยสมการไดนามิกของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของไอน์สไตน์ (รวมถึง สมการที่อธิบายสถานะของสสาร ดูหัวข้อ 3.1 และ 3.2) ภายใต้เงื่อนไขดังกล่าว (เมื่อสมการถูกกำหนดโดยสมบูรณ์และไม่แปรผันตามทิศทางของเวลา - ดูหัวข้อ 3.3) ปริมาตรรวมของสเปซเฟสไม่สามารถเปลี่ยนแปลงเมื่อเวลาผ่านไป สันนิษฐานว่าพื้นที่เฟส P นั้นไม่ควร "พัฒนา"! วิวัฒนาการทั้งหมดอธิบายได้ง่ายๆ ด้วยตำแหน่งของเส้นโค้ง C ในอวกาศ P และในกรณีนี้แสดงถึงวิวัฒนาการที่สมบูรณ์ของจักรวาล (ดูหัวข้อ 3.3)

บางทีปัญหาอาจจะชัดเจนขึ้นหากเราพิจารณาระยะหลังของการล่มสลายของเอกภพ เมื่อมันเข้าใกล้การล่มสลายครั้งใหญ่ จำแบบจำลองฟรีดแมนสำหรับ K > 0, Λ = 0 ดังแสดงในรูปที่ 3.2a ในส่วน 3.1 ตอนนี้เราเชื่อว่าการรบกวนในแบบจำลองนี้เกิดขึ้นจากการกระจายตัวของสสารอย่างไม่สม่ำเสมอ และการพังทลายในพื้นที่บางส่วนได้เกิดขึ้นแล้ว ทิ้งหลุมดำไว้แทน จากนั้นเราควรสันนิษฐานว่าหลังจากนี้หลุมดำบางส่วนจะรวมเข้าด้วยกัน และการล่มสลายของเอกภาวะสุดท้ายจะกลายเป็นกระบวนการที่ซับซ้อนอย่างยิ่ง โดยแทบจะไม่มีอะไรเหมือนกันเลยกับการชนครั้งใหญ่แบบสมมาตรอย่างเคร่งครัดของฟรีดมันน์แบบสมมาตรทรงกลมในอุดมคติ รุ่นที่นำเสนอในรูป 3.6 ก. ในทางตรงกันข้าม ในแง่คุณภาพ สถานการณ์การล่มสลายจะชวนให้นึกถึงความยุ่งเหยิงขนาดมหึมาที่แสดงในรูปที่ 3.14 3.2 ก; ผลลัพธ์ความเป็นเอกเทศที่เกิดขึ้นในกรณีนี้อาจสอดคล้องกับสมมติฐาน BCLM ที่กล่าวถึงในตอนท้ายของส่วนที่ 3.14 ในระดับหนึ่ง สภาวะการยุบตัวครั้งสุดท้ายจะมีเอนโทรปีที่ไม่สามารถจินตนาการได้ แม้ว่าจักรวาลจะหดตัวกลับเหลือขนาดที่เล็กก็ตาม แม้ว่าแบบจำลองของฟรีดมันน์ที่มีการยุบตัวใหม่โดยเฉพาะ (ปิดเชิงพื้นที่) ในปัจจุบันไม่ถือว่าเป็นตัวแทนที่น่าเชื่อถือของจักรวาลของเราเอง แต่การพิจารณาแบบเดียวกันนี้ใช้กับแบบจำลองของฟรีดมันน์อื่นๆ โดยมีหรือไม่มีค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยาก็ตาม เวอร์ชันที่พังทลายลงของโมเดลดังกล่าว ซึ่งประสบกับการรบกวนที่คล้ายคลึงกันเนื่องจากการกระจายตัวของสสารไม่สม่ำเสมอ ควรกลับกลายเป็นความโกลาหลที่กินเวลานานอีกครั้ง ภาวะเอกภาวะเหมือนหลุมดำ (รูปที่ 3.14 b) ด้วยการย้อนเวลาในแต่ละสถานะเหล่านี้ เราจะไปถึงภาวะเอกฐานเริ่มต้นที่เป็นไปได้ (บิ๊กแบงที่อาจเกิดขึ้น) ซึ่งตามมาด้วยเอนโทรปีขนาดมหึมา ซึ่งขัดแย้งกับสมมติฐานที่ทำไว้ที่นี่เกี่ยวกับ "เพดาน" ของเอนโทรปี (รูปที่ XNUMX ค)

ที่นี่ฉันต้องก้าวไปสู่ความเป็นไปได้ทางเลือกอื่นที่บางครั้งก็พิจารณาเช่นกัน นักทฤษฎีบางคนแนะนำว่ากฎข้อที่สองจะต้องกลับตัวมันเองในรูปแบบการพังทลายดังกล่าว เพื่อว่าเอนโทรปีทั้งหมดของเอกภพจะเล็กลงเรื่อยๆ (หลังจากการขยายตัวสูงสุด) เมื่อ Big Crash ใกล้เข้ามา อย่างไรก็ตาม ภาพดังกล่าวเป็นเรื่องยากเป็นพิเศษที่จะจินตนาการได้เมื่อมีหลุมดำ ซึ่งเมื่อพวกมันก่อตัวขึ้น ก็จะเริ่มทำงานเพื่อเพิ่มเอนโทรปี (ซึ่งเกี่ยวข้องกับความไม่สมดุลของเวลาในตำแหน่งกรวยศูนย์ใกล้กับขอบฟ้าเหตุการณ์ ดูรูปที่ 3.9) สิ่งนี้จะดำเนินต่อไปในอนาคตอันไกล - อย่างน้อยก็จนกว่าหลุมดำจะระเหยไปภายใต้อิทธิพลของกลไกฮอว์คิง (ดูหัวข้อ 3.7 และ 4.3) ไม่ว่าในกรณีใด ความเป็นไปได้นี้ไม่ได้ทำให้ข้อโต้แย้งที่นำเสนอที่นี่เป็นโมฆะ มีปัญหาสำคัญอีกประการหนึ่งที่เกี่ยวข้องกับแบบจำลองการยุบตัวที่ซับซ้อนดังกล่าว ซึ่งผู้อ่านเองอาจเคยคิดมาก่อนว่า ภาวะเอกฐานของหลุมดำอาจไม่เกิดขึ้นพร้อมๆ กัน ดังนั้นเมื่อเราย้อนเวลากลับไป เราก็จะไม่เกิดบิ๊กแบง ซึ่งเกิดขึ้น “ทุกประการ” อย่างไรก็ตาม นี่เป็นคุณสมบัติอย่างหนึ่งของสมมติฐาน (ที่ยังไม่ได้รับการพิสูจน์ แต่น่าเชื่อ) ของการเซ็นเซอร์จักรวาลที่แข็งแกร่ง [Penrose, 1998a; PkR, ส่วนที่ 28.8] ซึ่งในกรณีทั่วไป ภาวะเอกฐานดังกล่าวจะมีลักษณะเหมือนอวกาศ (ส่วนที่ 1.7) ดังนั้นจึงถือได้ว่าเป็นเหตุการณ์ที่เกิดขึ้นเพียงครั้งเดียว ยิ่งไปกว่านั้น โดยไม่คำนึงถึงคำถามเกี่ยวกับความถูกต้องของสมมติฐานการเซ็นเซอร์จักรวาลที่แข็งแกร่งในตัวมันเอง เป็นที่รู้กันว่าวิธีแก้ปัญหาหลายอย่างที่ตรงตามเงื่อนไขนี้ และตัวเลือกทั้งหมด (เมื่อขยาย) จะมีค่าเอนโทรปีที่ค่อนข้างสูง สิ่งนี้ช่วยลดความกังวลเกี่ยวกับความถูกต้องของการค้นพบของเราได้อย่างมาก

ดังนั้นเราจึงไม่พบหลักฐานว่า เมื่อพิจารณาถึงมิติเชิงพื้นที่เล็กๆ ของจักรวาล จำเป็นต้องมี "เพดานต่ำ" ที่แน่นอนของเอนโทรปีที่เป็นไปได้ โดยหลักการแล้ว การสะสมของสสารในรูปของหลุมดำและการรวมตัวกันของเอกพจน์ของ "หลุมดำ" ให้เป็นความโกลาหลเอกพจน์เดียวนั้นเป็นกระบวนการที่สอดคล้องกับกฎข้อที่สองอย่างสมบูรณ์ และกระบวนการสุดท้ายนี้จะต้องมาพร้อมกับการเพิ่มขึ้นมหาศาล ในเอนโทรปี สถานะสุดท้ายของจักรวาล "เล็ก" ตามมาตรฐานทางเรขาคณิต อาจมีเอนโทรปีที่ไม่สามารถจินตนาการได้ ซึ่งสูงกว่าในระยะแรกๆ ของแบบจำลองทางจักรวาลวิทยาที่พังทลายลงมาก และขนาดจิ๋วเชิงพื้นที่เองก็ไม่ได้กำหนด "เพดาน" ไว้สำหรับค่าสูงสุด ของเอนโทรปี แม้ว่า "เพดาน" (เมื่อย้อนกระแสเวลา) ก็สามารถอธิบายได้ว่าทำไมเอนโทรปีจึงต่ำมากในช่วงบิกแบง ในความเป็นจริง รูปภาพดังกล่าว (รูปที่ 3.14 a, b) ซึ่งโดยทั่วไปแสดงถึงการล่มสลายของจักรวาล เสนอวิธีแก้ปัญหาของความขัดแย้ง: เหตุใดในช่วงบิกแบงจึงมีเอนโทรปีต่ำเป็นพิเศษเมื่อเทียบกับสิ่งที่อาจเป็นได้ แม้ว่า ความจริงที่ว่าการระเบิดนั้นร้อน (และสถานะดังกล่าวควรมีเอนโทรปีสูงสุด) คำตอบก็คือเอนโทรปีสามารถเพิ่มขึ้นอย่างรุนแรงได้หากอนุญาตให้มีการเบี่ยงเบนอย่างมากจากความสม่ำเสมอของอวกาศ และการเพิ่มขึ้นมากที่สุดของประเภทนี้สัมพันธ์กับความผิดปกติอันเนื่องมาจากการเกิดขึ้นของหลุมดำอย่างแม่นยำ ผลที่ตามมาก็คือ บิ๊กแบงที่เป็นเนื้อเดียวกันเชิงพื้นที่อาจมีเอนโทรปีต่ำอย่างไม่น่าเชื่อ แม้ว่าเนื้อหาของมันจะร้อนอย่างไม่น่าเชื่อก็ตาม

หนึ่งในหลักฐานที่น่าสนใจที่สุดที่แสดงว่าบิ๊กแบงมีความเป็นเนื้อเดียวกันเชิงพื้นที่อย่างแท้จริง ซึ่งสอดคล้องกับเรขาคณิตของแบบจำลอง FLRU (แต่ไม่สอดคล้องกับกรณีทั่วไปที่มากกว่ามากของภาวะเอกฐานที่ไม่เป็นระเบียบดังแสดงในรูปที่ 3.14c) มาอีกครั้ง จาก RI แต่คราวนี้มีความเป็นเนื้อเดียวกันเชิงมุมมากกว่าธรรมชาติทางอุณหพลศาสตร์ ความเป็นเนื้อเดียวกันนี้แสดงให้เห็นในความจริงที่ว่าอุณหภูมิของ RI นั้นแทบจะเท่ากัน ณ จุดใดก็ได้บนท้องฟ้า และการเบี่ยงเบนจากความเป็นเนื้อเดียวกันนั้นไม่เกิน 10–5 (ปรับสำหรับเอฟเฟกต์ Doppler เล็กน้อยที่เกี่ยวข้องกับการเคลื่อนไหวของเราผ่านสสารที่อยู่รอบข้าง ). นอกจากนี้ การกระจายตัวของกาแลคซีและสสารอื่นๆ แทบจะมีความสม่ำเสมอเกือบเป็นสากล ดังนั้น การกระจายตัวของแบริออน (ดูหัวข้อ 1.3) บนสเกลที่ค่อนข้างใหญ่จึงมีลักษณะเป็นเนื้อเดียวกันอย่างมีนัยสำคัญ แม้ว่าจะมีความผิดปกติที่เห็นได้ชัดเจน โดยเฉพาะอย่างยิ่งสิ่งที่เรียกว่าช่องว่าง ซึ่งความหนาแน่นของสสารที่มองเห็นได้ต่ำกว่าค่าเฉลี่ยอย่างสิ้นเชิง โดยทั่วไป อาจเป็นที่ถกเถียงกันอยู่ว่าความเป็นเนื้อเดียวกันจะยิ่งสูงขึ้นตามอดีตของจักรวาลที่เราพิจารณา และ RI ก็เป็นหลักฐานที่เก่าแก่ที่สุดของการกระจายตัวของสสารที่เราสามารถสังเกตได้โดยตรง

ภาพนี้สอดคล้องกับมุมมองที่ว่าในช่วงแรกของการพัฒนา จักรวาลมีความเป็นเนื้อเดียวกันอย่างยิ่ง แต่มีความหนาแน่นไม่ปกติเล็กน้อย เมื่อเวลาผ่านไป (และภายใต้อิทธิพลของ "แรงเสียดทาน" ประเภทต่างๆ - กระบวนการที่ทำให้การเคลื่อนไหวสัมพันธ์ช้าลง) ความผิดปกติของความหนาแน่นเหล่านี้ทวีความรุนแรงมากขึ้นภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วงซึ่งสอดคล้องกับแนวคิดของการรวมตัวกันของสสารอย่างค่อยเป็นค่อยไป เมื่อเวลาผ่านไป การจับกันเป็นก้อนจะเพิ่มขึ้น ส่งผลให้เกิดการก่อตัวของดาวฤกษ์ พวกมันรวมกลุ่มกันเป็นกาแลคซี ซึ่งแต่ละแห่งจะพัฒนาหลุมดำขนาดใหญ่ที่ใจกลาง ท้ายที่สุดแล้ว การเกาะกันเป็นก้อนนี้เกิดจากผลของแรงโน้มถ่วงที่หลีกเลี่ยงไม่ได้ กระบวนการดังกล่าวมีความเกี่ยวข้องกับการเพิ่มขึ้นอย่างมากของเอนโทรปี และแสดงให้เห็นว่าเมื่อคำนึงถึงแรงโน้มถ่วงแล้ว ลูกบอลส่องแสงในยุคดึกดำบรรพ์ซึ่งเหลือเพียง RI ในปัจจุบันเท่านั้น อาจมีค่าเอนโทรปีสูงสุดได้ ลักษณะทางความร้อนของลูกบอลนี้ ดังที่เห็นได้จากสเปกตรัมของพลังค์ที่แสดงในรูปที่ 3.13 XNUMX กล่าวเพียงเท่านี้: ถ้าเราถือว่าจักรวาล (ในยุคของการกระเจิงครั้งล่าสุด) เพียงแต่เป็นระบบที่ประกอบด้วยสสารและพลังงานที่มีปฏิสัมพันธ์ระหว่างกัน เราก็สามารถสันนิษฐานได้ว่าแท้จริงแล้วมันอยู่ในสมดุลทางอุณหพลศาสตร์ อย่างไรก็ตาม หากเราคำนึงถึงอิทธิพลของแรงโน้มถ่วงด้วย ภาพก็จะเปลี่ยนไปอย่างมาก

ตัวอย่างเช่น ถ้าเราจินตนาการถึงก๊าซในภาชนะที่ปิดสนิท ก็เป็นเรื่องปกติที่จะสันนิษฐานว่าก๊าซจะถึงเอนโทรปีสูงสุดในสถานะมหภาคนั้น เมื่อมีการกระจายอย่างเท่าเทียมกันทั่วทั้งภาชนะ (รูปที่ 3.15 ก) ในแง่นี้ มันจะมีลักษณะคล้ายกับลูกบอลร้อนที่สร้าง RI ซึ่งกระจายไปทั่วท้องฟ้าอย่างสม่ำเสมอ อย่างไรก็ตาม หากคุณแทนที่โมเลกุลก๊าซด้วยระบบวัตถุขนาดใหญ่ที่เชื่อมต่อถึงกันด้วยแรงโน้มถ่วง เช่น ดาวฤกษ์แต่ละดวง คุณจะได้ภาพที่ต่างออกไปโดยสิ้นเชิง (รูปที่ 3.15 b) เนื่องจากผลของแรงโน้มถ่วง ดาวฤกษ์จึงกระจายตัวไม่เท่ากันในรูปกระจุกดาว ท้ายที่สุดแล้ว เอนโทรปีที่ยิ่งใหญ่ที่สุดจะเกิดขึ้นได้เมื่อดาวฤกษ์จำนวนมากยุบตัวหรือรวมตัวเป็นหลุมดำ แม้ว่ากระบวนการนี้อาจใช้เวลานาน (แม้ว่าจะได้รับการอำนวยความสะดวกโดยการเสียดสีเนื่องจากการมีอยู่ของก๊าซระหว่างดวงดาว) เราจะเห็นว่าท้ายที่สุดแล้ว เมื่อแรงโน้มถ่วงครอบงำ เอนโทรปีก็จะสูงขึ้น ยิ่งสสารกระจายอยู่ในระบบมีความสม่ำเสมอน้อยลง .

ผลกระทบดังกล่าวสามารถติดตามได้แม้ในระดับของประสบการณ์ในชีวิตประจำวัน อาจมีคนถามว่า: กฎข้อที่สองมีบทบาทอย่างไรในการดำรงชีวิตบนโลก? คุณมักจะได้ยินว่าเราอาศัยอยู่บนโลกใบนี้ด้วยพลังงานที่ได้รับจากดวงอาทิตย์ แต่นี่ไม่ใช่คำพูดที่แท้จริงอย่างสมบูรณ์หากเราพิจารณาโลกโดยรวม เนื่องจากพลังงานเกือบทั้งหมดที่โลกได้รับในตอนกลางวันจะระเหยไปในอวกาศอีกครั้งในท้องฟ้ายามค่ำคืนที่มืดมิด (แน่นอนว่าความสมดุลที่แน่นอนจะถูกปรับเล็กน้อยตามปัจจัยต่างๆ เช่น ภาวะโลกร้อนและความร้อนของโลกเนื่องจากการสลายกัมมันตภาพรังสี) มิฉะนั้น โลกก็จะร้อนขึ้นเรื่อยๆ และไม่สามารถอยู่อาศัยได้ภายในไม่กี่วัน! อย่างไรก็ตาม โฟตอนที่ได้รับโดยตรงจากดวงอาทิตย์มีความถี่ค่อนข้างสูง (พวกมันกระจุกตัวอยู่ในส่วนสีเหลืองของสเปกตรัม) และโลกก็ปล่อยโฟตอนที่มีความถี่ต่ำกว่ามากในสเปกตรัมอินฟราเรดออกสู่อวกาศ ตามสูตรของพลังค์ (E = hν ดูหัวข้อ 2.2) โฟตอนแต่ละตัวที่มาจากดวงอาทิตย์แยกกันมีพลังงานสูงกว่าโฟตอนที่ปล่อยออกมาในอวกาศมาก ดังนั้นเพื่อให้เกิดความสมดุล โฟตอนจำนวนมากจะต้องออกจากโลกมากกว่าที่จะมาถึง ( ดูรูปที่ 3.16) หากโฟตอนมาถึงน้อยลง พลังงานที่เข้ามาจะมีระดับความเป็นอิสระน้อยลง และพลังงานที่ส่งออกไปก็จะมีมากขึ้น ดังนั้น ตามสูตรของโบลต์ซมันน์ (S = k log V) โฟตอนที่เข้ามาจะมีเอนโทรปีน้อยกว่าโฟตอนที่ส่งออกไปมาก . เราใช้พลังงานเอนโทรปีต่ำที่มีอยู่ในพืชเพื่อลดเอนโทรปีของเราเอง: เรากินพืชหรือสัตว์กินพืช นี่คือวิธีที่ชีวิตบนโลกดำรงอยู่และเจริญรุ่งเรือง (เห็นได้ชัดว่า ความคิดเหล่านี้ได้รับการกำหนดอย่างชัดเจนครั้งแรกโดยเออร์วิน ชโรดิงเงอร์ในปี 1967 เมื่อเขาเขียนหนังสือปฏิวัติชีวิตอย่างที่มันเป็น [Schrödinger, 2012])

ข้อเท็จจริงที่สำคัญที่สุดเกี่ยวกับความสมดุลเอนโทรปีต่ำคือ: ดวงอาทิตย์เป็นจุดร้อนในท้องฟ้าที่มืดสนิท แต่เงื่อนไขดังกล่าวเกิดขึ้นได้อย่างไร? กระบวนการที่ซับซ้อนหลายอย่างมีบทบาท ซึ่งรวมถึงกระบวนการที่เกี่ยวข้องกับปฏิกิริยาแสนสาหัส ฯลฯ แต่สิ่งที่สำคัญที่สุดคือดวงอาทิตย์มีอยู่จริง และมันก็เกิดขึ้นเพราะสสารสุริยะ (เช่น สสารที่ก่อตัวดาวดวงอื่น) พัฒนาผ่านกระบวนการจับตัวเป็นก้อนด้วยแรงโน้มถ่วง และทั้งหมดนี้เริ่มต้นด้วยการกระจายตัวของก๊าซและสสารมืดค่อนข้างสม่ำเสมอ

ที่นี่เราต้องพูดถึงสสารลึกลับที่เรียกว่าสสารมืด ซึ่งดูเหมือนจะมีถึง 85% ของเนื้อหา (ไม่ใช่ Λ) ในจักรวาล แต่ตรวจพบได้จากปฏิกิริยาแรงโน้มถ่วงเท่านั้น และไม่ทราบองค์ประกอบของมัน วันนี้เราเพียงคำนึงถึงเรื่องนี้เมื่อประมาณมวลรวมซึ่งจำเป็นเมื่อคำนวณปริมาณตัวเลขบางส่วน (ดูหัวข้อ 3.6, 3.7, 3.9 และบทบาททางทฤษฎีที่สำคัญกว่าของสสารมืดสามารถดูหัวข้อ 4.3) ไม่ว่าปัญหาเรื่องสสารมืดจะเป็นอย่างไร เราจะเห็นว่าธรรมชาติของเอนโทรปีต่ำของการกระจายตัวของสสารที่สม่ำเสมอดั้งเดิมนั้นมีความสำคัญต่อชีวิตของเราเพียงใด ตามที่เราเข้าใจ การดำรงอยู่ของเรานั้นขึ้นอยู่กับแรงสำรองแรงโน้มถ่วงเอนโทรปีต่ำซึ่งเป็นลักษณะของการกระจายตัวของสสารที่สม่ำเสมอในช่วงเริ่มต้น

เรามาถึงแง่มุมที่น่าทึ่ง—อันที่จริงแล้ว มหัศจรรย์—ของบิกแบง ความลึกลับไม่เพียงแต่อยู่ที่ว่ามันเกิดขึ้นได้อย่างไร แต่ยังรวมถึงข้อเท็จจริงที่ว่ามันเป็นเหตุการณ์เอนโทรปีที่ต่ำมากด้วย ยิ่งไปกว่านั้น สิ่งที่น่าทึ่งไม่ใช่เหตุการณ์เช่นนี้มากนัก เนื่องจากความจริงที่ว่าเอนโทรปีมีค่าต่ำเพียงในแง่หนึ่งเท่านั้น กล่าวคือ ระดับความโน้มถ่วงของเสรีภาพถูกระงับโดยสิ้นเชิงด้วยเหตุผลบางประการ สิ่งนี้แตกต่างอย่างมากกับระดับความเป็นอิสระของสสารและการแผ่รังสี (แม่เหล็กไฟฟ้า) เนื่องจากพวกมันดูเหมือนจะตื่นเต้นอย่างมากในสภาวะร้อนและมีเอนโทรปีสูงสุด ในความคิดของฉัน นี่อาจเป็นความลึกลับทางจักรวาลวิทยาที่ลึกที่สุด และด้วยเหตุผลบางอย่างมันยังคงถูกประเมินต่ำไป!

จำเป็นต้องดูรายละเอียดเพิ่มเติมว่าสถานะของบิกแบงมีความพิเศษเพียงใด และเอนโทรปีใดที่สามารถเกิดขึ้นได้ในกระบวนการจับตัวเป็นก้อนของแรงโน้มถ่วง ดังนั้น คุณต้องตระหนักก่อนว่าแท้จริงแล้วเอนโทรปีที่น่าทึ่งนั้นมีอยู่ในหลุมดำอย่างไร (ดูรูปที่ 3.15 b) เราจะหารือเกี่ยวกับปัญหานี้ในส่วน 3.6 แต่สำหรับตอนนี้ เรามาดูปัญหาอื่นที่เกี่ยวข้องกับความเป็นไปได้ที่ค่อนข้างเป็นไปได้ดังต่อไปนี้ ท้ายที่สุดแล้ว จักรวาลอาจกลายเป็นอนันต์เชิงพื้นที่ (เช่นในกรณีของแบบจำลอง FLRU ที่มี K 0 ดูหัวข้อที่ 3.1) หรืออย่างน้อยที่สุดจักรวาลส่วนใหญ่อาจไม่สามารถมองเห็นได้โดยตรง ดังนั้นเราจึงเข้าใกล้ปัญหาขอบเขตจักรวาลวิทยา ซึ่งเราจะกล่าวถึงในหัวข้อถัดไป

» ดูรายละเอียดหนังสือเพิ่มเติมได้ที่ เว็บไซต์ของผู้จัดพิมพ์
» สารบัญ
» ข้อความที่ตัดตอนมา

สำหรับ Khabrozhiteley ส่วนลด 25% โดยใช้คูปอง - วิทยาศาสตร์ใหม่

เมื่อชำระเงินค่าหนังสือในรูปแบบกระดาษ หนังสืออิเล็กทรอนิกส์จะถูกส่งทางอีเมล

ที่มา: will.com