Salut, habrozhiteli! Est-il possible de parler de mode, de foi ou de fantaisie dans les sciences fondamentales?
L'univers ne s'intéresse pas à la mode humaine. La science ne peut pas être interprétée comme la foi, car les postulats scientifiques sont constamment soumis à des tests expérimentaux rigoureux et sont rejetés dès que le dogme commence à entrer en conflit avec la réalité objective. Et la fantaisie néglige généralement les faits et la logique. Néanmoins, le grand Roger Penrose ne veut pas rejeter complètement ces phénomènes, car la mode scientifique peut se révéler être un moteur de progrès, la foi apparaît lorsque la théorie est confirmée par de vraies expériences, et sans un vol de fantaisie on ne peut pas comprendre toutes les bizarreries de notre univers.
Dans le chapitre "Mode", vous découvrirez la théorie des cordes - la théorie la plus en vogue de ces dernières décennies. "Faith" est dédié aux dogmes sur lesquels repose la mécanique quantique. Et «Fantasy» fait référence à autant de théories sur l'origine de l'Univers connu.
3.4. Le paradoxe du Big Bang
Tout d'abord, nous soulevons la question des observations. Quelle est la preuve directe en faveur du fait qu'une fois que tout l'Univers observable était dans un état extrêmement comprimé et incroyablement chaud, de sorte qu'il était cohérent avec l'image du Big Bang présentée dans la section 3.1? La preuve la plus convaincante est le rayonnement relique (RI), parfois appelé reflet du big bang. Le rayonnement relique est léger, mais avec une très longue longueur d'onde, il est donc absolument impossible de le voir avec les yeux. Cette lumière se déverse sur nous de tous les côtés exceptionnellement uniformément (mais surtout de manière incohérente). Il représente un rayonnement thermique avec une température d'environ 2,725 K, soit plus de deux degrés au-dessus du zéro absolu. On pense que la «fusée» observée est originaire d'un univers incroyablement chaud (~ 3000 K à cette époque) environ 379 000 ans après le Big Bang - au moment de la dernière diffusion, lorsque l'Univers est devenu transparent aux rayonnements électromagnétiques (bien que cela ne se soit pas produit du tout pendant le Grand explosion; cet événement tombe sur le premier 1/40 000 de l'âge total de l'Univers - du Big Bang à nos jours). Depuis l'ère de la dernière diffusion, la longueur de ces ondes lumineuses a augmenté à peu près autant que l'Univers lui-même s'est agrandi (environ 1100 fois), de sorte que la densité d'énergie a considérablement diminué. Par conséquent, la température observée de RI n'est que de 2,725 K.
Le fait que ce rayonnement est sensiblement incohérent (c'est-à-dire thermique) est confirmé de manière impressionnante par la nature même de son spectre de fréquences, illustré sur la Fig. 3.13. Verticalement, le graphique montre l'intensité du rayonnement à chaque fréquence spécifique, et la fréquence augmente de gauche à droite. La courbe continue correspond au spectre de Planck d'un corps complètement noir, qui a été discuté dans la section 2.2, pour une température de 2,725 K. Les points sur la courbe sont les données d'observations spécifiques pour lesquelles des barres d'erreur sont indiquées. Dans le même temps, les barres d'erreur sont multipliées par 500, car sinon, il serait tout simplement impossible de les considérer, même à droite, où les erreurs atteignent un maximum. La coïncidence entre la courbe théorique et les résultats des observations est tout simplement merveilleuse - c'est peut-être la meilleure coïncidence avec le spectre thermique que l'on trouve dans la nature.
Mais que signifie cette coïncidence? Le fait que nous considérions un état qui, apparemment, était très proche de l'équilibre thermodynamique (par conséquent, le terme incohérent a été utilisé plus tôt). Mais quelle conclusion découle du fait que l'Univers retrouvé était très proche de l'équilibre thermodynamique? Retour à la fig. 3.12 de la section 3.3. La plus grande zone avec une partition à gros grains (par définition) sera beaucoup plus grande que toute autre zone de ce type, et, en règle générale, elle est si grande par rapport au reste qu'elle dépassera considérablement toutes en volume! L'équilibre thermodynamique correspond à un état macroscopique, auquel, vraisemblablement, tout système arrivera tôt ou tard. Parfois, cela s'appelle la mort thermique de l'Univers, mais dans ce cas, curieusement, nous devrions parler de la naissance thermique de l'Univers. La situation est compliquée par le fait que l'Univers nouveau-né se développait rapidement, donc l'état que nous considérons n'est en fait pas d'équilibre. Néanmoins, l'expansion dans ce cas peut être considérée comme essentiellement adiabatique - pour le moment, Tolman a pleinement apprécié en 1934 [Tolman, 1934]. Cela signifie que l'entropie pendant l'expansion n'a pas changé. (Une situation similaire à celle-ci, lorsque l'équilibre thermodynamique est maintenu en raison de l'expansion adiabatique, peut être décrite dans l'espace des phases comme un ensemble de régions de taille à gros grains égales en volume, qui ne diffèrent les unes des autres que dans des volumes spécifiques de l'Univers. Nous pouvons supposer que l'état maximal était caractéristique de cet état primaire entropie - malgré l'expansion!).
Apparemment, nous sommes confrontés à un paradoxe exceptionnel. Selon les arguments présentés à la section 3.3, la deuxième loi exige (et, en principe, cela l'explique) que le Big Bang soit un état macroscopique avec une entropie extrêmement faible. Cependant, les observations de RI indiquent apparemment que l'état macroscopique du Big Bang se distinguait par une entropie colossale, peut-être même le maximum possible. Où nous trompons-nous si sérieusement?
Voici une des explications courantes de ce paradoxe: on suppose que puisque l'Univers nouveau-né était très "petit", il pourrait exister une certaine limite d'entropie maximale, et l'état d'équilibre thermodynamique, qui, apparemment, était maintenu à cette époque, n'était qu'un niveau limite entropie possible à ce moment-là. Cependant, ce n'est pas la bonne réponse. Une telle image pourrait correspondre à une situation complètement différente, dans laquelle les dimensions de l'Univers dépendraient de certaines contraintes externes, par exemple, comme dans le cas du gaz, qui est enfermé dans un cylindre avec un piston scellé. Dans ce cas, la pression du piston est fournie par un mécanisme externe, qui est équipé d'une source (ou sortie) externe d'énergie. Mais cette situation n'est pas applicable à l'Univers dans son ensemble, dont la géométrie et l'énergie, ainsi que sa «taille globale», sont déterminées exclusivement par la structure interne et sont contrôlées par les équations dynamiques de la théorie générale de la relativité d'Einstein (y compris les équations décrivant l'état de la matière; voir les sections 3.1 et 3.2). Dans de telles conditions (lorsque les équations sont complètement déterministes et invariantes par rapport à la direction du temps - voir la section 3.3), le volume total de l'espace des phases ne peut pas changer avec le temps. On suppose que l'espace de phase P lui-même ne doit pas "se développer"! Toute évolution est simplement décrite par l'emplacement de la courbe C dans l'espace P et dans ce cas représente l'évolution complète de l'Univers (voir section 3.3).
Peut-être que le problème deviendra plus clair si nous considérons les derniers stades de l'effondrement de l'Univers à l'approche du Grand Crash. Rappelons le modèle de Friedman pour K> 0, Λ = 0, présenté sur la Fig. 3.2 a dans la section 3.1. Nous pensons maintenant que les perturbations dans ce modèle surviennent en raison de la distribution irrégulière de la matière, et des effondrements locaux se sont déjà produits dans certaines parties, où des trous noirs sont restés. Ensuite, il faut supposer qu'après cela, certains trous noirs vont fusionner et que l'effondrement en une singularité finie se révélera être un processus extrêmement compliqué qui n'a presque rien à voir avec le grand crash strictement symétrique du modèle de Friedmann parfaitement sphérique symétrique montré sur la figure. 3.6 a. Au contraire, dans un sens qualitatif, la situation d'effondrement rappellera beaucoup plus le méli-mélo grandiose qui est montré sur la Fig. 3,14 a; la singularité qui en résulte dans ce cas peut être quelque peu cohérente avec l'hypothèse BKLM mentionnée à la fin de la section 3.2. L'état d'effondrement final aura une entropie inimaginable, malgré le fait que l'Univers se réduira à nouveau à de minuscules tailles. Bien que ce soit précisément un tel modèle de Friedmann récapitulatif (fermé spatialement) qui ne soit plus considéré comme une version plausible de la représentation de notre propre univers, les mêmes considérations s'appliquent aux autres modèles de Friedmann, avec ou sans constante cosmologique. La variété effondrée d'un tel modèle, connaissant des perturbations similaires en raison de la distribution inégale de la matière, devrait à nouveau se transformer en chaos dévorant, une singularité comme un trou noir (Fig. 3.14 b). Revenant en arrière dans chacun de ces états, nous arrivons à la singularité initiale possible (Big Bang potentiel), qui, en conséquence, a une entropie colossale, ce qui contredit l'hypothèse faite ici au sujet du «plafond» d'entropie (Fig. 3.14 c).
Ici, je dois passer à des possibilités alternatives, qui sont également parfois envisagées. Certains théoriciens suggèrent que la deuxième loi doit d'une manière ou d'une autre s'inverser dans de tels modèles d'effondrement, de sorte que l'entropie totale de l'Univers deviendra plus petite (après expansion maximale) à l'approche du Big Crash. Cependant, il est particulièrement difficile d'imaginer une telle image en présence de trous noirs qui, s'ils sont formés, travailleront eux-mêmes pour augmenter l'entropie (en raison de l'asymétrie du temps dans la disposition des cônes zéro près de l'horizon des événements, voir Fig.3.9). Cela se poursuivra dans un avenir lointain - au moins jusqu'à ce que les trous noirs s'évaporent sous l'influence du mécanisme Hawking (voir sections 3.7 et 4.3). En tout cas, une telle possibilité ne nie pas les arguments présentés ici. Il y a un autre problème important qui est associé à des modèles d'effondrement aussi complexes et auquel les lecteurs eux-mêmes ont peut-être pensé: les singularités des trous noirs peuvent ne pas se produire du tout en même temps, donc quand le temps s'inverse, nous n'obtiendrons pas le Big Bang, qui se produit «tous et tout de suite. " Cependant, telle est précisément l'une des propriétés (non encore prouvées, mais convaincantes) de l'hypothèse d'une forte censure cosmique [Penrose, 1998a; PKR, section 28.8], selon lequel, dans le cas général, une telle singularité sera semblable à l'espace (section 1.7), et donc elle peut être considérée comme un événement ponctuel. De plus, quelle que soit la validité de l'hypothèse de censure cosmique forte elle-même, de nombreuses solutions sont connues qui remplissent cette condition, et toutes ces options (une fois développées) auront des valeurs d'entropie relativement élevées. Cela réduit considérablement le degré de préoccupation quant à la validité de nos résultats.
En conséquence, nous ne trouvons pas de preuve que, compte tenu des petites dimensions spatiales de l'Univers, un certain «plafond bas» d'entropie possible existerait nécessairement en lui. En principe, l'accumulation de matière sous forme de trous noirs et la fusion des singularités «trous noirs» en un seul chaos singulier est un processus qui est parfaitement en accord avec la deuxième loi, et ce processus final devrait s'accompagner d'une énorme augmentation de l'entropie. Le «minuscule» selon les normes géométriques, l'état final de l'Univers peut avoir une entropie inimaginable, beaucoup plus élevée qu'aux stades relativement précoces d'un tel modèle cosmologique s'effondrant, et la miniature spatiale n'établit pas en soi un «plafond» pour la valeur maximale de l'entropie, bien qu'un tel «plafond» ( en inversant le passage du temps), cela pourrait simplement expliquer pourquoi l'entropie était extrêmement petite pendant le Big Bang. En fait, une telle image (Fig. 3.14 a, b), qui montre en termes généraux l'effondrement de l'Univers, suggère un indice du paradoxe: pourquoi le Big Bang avait une entropie extrêmement faible par rapport à ce qu'elle pourrait être, malgré le fait que l'explosion chaud (et un tel état devrait avoir une entropie maximale). La réponse réside dans le fait que l'entropie peut augmenter radicalement si de graves écarts par rapport à l'homogénéité spatiale sont autorisés, et la plus grande augmentation de ce type est associée à des non-uniformités causées précisément par l'apparition de trous noirs. Par conséquent, le Big Bang spatialement homogène pourrait en effet avoir, relativement parlant, une entropie incroyablement faible, malgré le fait que son contenu était incroyablement chaud.
Une des preuves les plus convaincantes en faveur du fait que le Big Bang était en effet assez homogène d'un point de vue spatial, ce qui est en bon accord avec la géométrie du modèle FLRU (mais pas en accord avec le cas beaucoup plus général de singularité désordonnée, illustré à la figure 3.14 c), est à nouveau associée à RI, mais cette fois avec son homogénéité angulaire, et non avec la nature thermodynamique. Une telle uniformité se manifeste dans le fait que la température du rayonnement est pratiquement la même partout dans le ciel, et les écarts par rapport à l'uniformité ne sont pas supérieurs à 10–5 (ajustés pour le petit effet Doppler associé à notre mouvement à travers la matière environnante). De plus, il existe une uniformité presque universelle dans la distribution des galaxies et autres matières; Ainsi, la distribution des baryons (voir section 1.3) à une échelle suffisamment grande se caractérise par une homogénéité importante, bien qu'il existe des anomalies notables, en particulier les soi-disant vides, où la densité de matière visible est radicalement inférieure à la moyenne. En général, on peut affirmer que l'homogénéité est plus élevée, plus nous nous rapprochons du passé de l'Univers et RI est la plus ancienne preuve de la distribution de la matière, que nous pouvons observer directement.
Cette image est conforme au point de vue selon lequel, dans les premiers stades de développement, l'Univers était en effet extrêmement homogène, mais avec une densité légèrement irrégulière. Au fil du temps (et sous l'influence de divers types de "frottements" - processus qui ralentissent les mouvements relatifs), ces irrégularités de densité se sont amplifiées sous l'influence de la gravité, ce qui est cohérent avec l'idée d'un amas progressif de matière. Au fil du temps, l'agglomération augmente, en conséquence, des étoiles se forment; ils sont regroupés en galaxies, au centre de chacune desquelles se forme un trou noir massif. En fin de compte, cette agglutination est due à l'effet inévitable de la gravité. De tels processus sont vraiment associés à une forte augmentation de l'entropie et démontrent que, compte tenu de la gravité, cette boule brillante immaculée, dont seul RI reste aujourd'hui, pourrait avoir loin de l'entropie maximale. La nature thermique de cette balle, comme en témoigne le spectre de Planck montré sur la Fig. 3.13, il ne parle que de ceci: si nous considérons l'Univers (à l'époque de la dernière diffusion) simplement comme un système composé de matière et d'énergie interagissant les uns avec les autres, alors nous pouvons supposer qu'il était en réalité en équilibre thermodynamique. Cependant, si l'on tient compte des influences gravitationnelles, l'image change radicalement.
Si nous imaginons, par exemple, du gaz dans un récipient hermétique, il est naturel de supposer qu'il atteindra l'entropie maximale dans cet état macroscopique lorsqu'il sera uniformément réparti dans le récipient (Fig. 3.15 a). À cet égard, il ressemblera à une boule chauffée au rouge qui a généré le RI, qui est uniformément réparti dans le ciel. Cependant, si nous remplaçons les molécules de gaz par un système étendu de corps reliés par la gravité, par exemple des étoiles individuelles, nous obtenons une image complètement différente (Fig. 3.15 b). En raison des effets gravitationnels, les étoiles sont réparties de manière inégale sous forme d'amas. En fin de compte, la plus grande entropie sera obtenue lorsque de nombreuses étoiles s'effondreront ou fusionneront dans des trous noirs. Malgré le fait que ce processus puisse prendre beaucoup de temps (bien qu'il soit favorisé par le frottement dû à la présence de gaz interstellaire), nous verrons qu'en fin de compte, lorsque la gravité domine, l'entropie est plus élevée, moins la substance est uniformément répartie dans le système.
De tels effets peuvent être retracés même au niveau de l'expérience quotidienne. Une question peut être posée: quel est le rôle de la deuxième loi dans le maintien de la vie sur Terre? Vous pouvez souvent entendre que nous vivons sur cette planète grâce à l'énergie reçue du soleil. Mais ce n'est pas une affirmation complètement vraie, si nous considérons la Terre dans son ensemble, car presque toute l'énergie reçue par la Terre pendant la journée disparaît bientôt à nouveau dans l'espace, dans le ciel nocturne sombre. (Bien sûr, l'équilibre exact sera légèrement corrigé sous l'influence de facteurs tels que le réchauffement climatique et le réchauffement de la planète sous l'influence de la décroissance radioactive.) Sinon, la Terre se chaufferait simplement de plus en plus et deviendrait inhabitée en quelques jours! Cependant, les photons reçus directement du Soleil ont une fréquence relativement élevée (ils sont concentrés dans la partie jaune du spectre), et la Terre dégage dans l'espace des photons de fréquence beaucoup plus basse liés au spectre infrarouge. Selon la formule de Planck (E = hν, voir la section 2.2), chacun des photons séparément du Soleil a une énergie beaucoup plus élevée que les photons émis dans l'espace.Par conséquent, pour atteindre un équilibre, beaucoup plus de photons devraient quitter la Terre à son arrivée (voir Fig.3.16). Si moins de photons arrivent, alors l'énergie entrante aura moins de degrés de liberté, et l'énergie sortante en aura plus, et, par conséquent, selon la formule de Boltzmann (S = k log V), les photons entrants auront une entropie beaucoup plus faible que les sortants. Nous utilisons l'énergie à faible entropie contenue dans les plantes pour réduire notre propre entropie: nous mangeons des plantes ou des herbivores. La vie sur Terre est donc préservée et florissante. (Apparemment, ces pensées ont été clairement formulées pour la première fois par Erwin Schrödinger en 1967, qui a écrit son livre révolutionnaire «La vie telle qu'elle est» [Schrödinger, 2012]).
Le fait le plus important associé à cet équilibre à faible entropie est le suivant: le soleil est un point chaud dans un ciel complètement sombre. Mais comment sont ces conditions? , . ., , . , ( , ) , .
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