Hai, habrozhiteli! Apakah mungkin berbicara tentang mode, iman atau fantasi dalam sains dasar?
Alam semesta tidak tertarik pada mode manusia. Mustahil untuk menafsirkan sains sebagai keyakinan, karena dalil-dalil ilmiah terus-menerus mengalami verifikasi eksperimental yang ketat dan dibuang begitu dogma mulai bertentangan dengan realitas objektif. Dan fantasi umumnya mengabaikan fakta dan logika. Namun demikian, Roger Penrose yang agung tidak ingin sepenuhnya menolak fenomena ini, karena mode ilmiah dapat berubah menjadi mesin kemajuan, iman muncul ketika teori dikonfirmasi oleh eksperimen nyata, dan tanpa penerbangan fantasi seseorang tidak dapat memahami semua keanehan alam semesta kita.
Dalam bab "Mode", Anda akan belajar tentang teori string - teori paling populer dalam beberapa dekade terakhir. "Iman" didedikasikan untuk dogma-dogma di mana mekanika kuantum berdiri. Dan "Fantasi" mengacu pada sebanyak teori asal mula Alam Semesta yang diketahui.
3.4. The Big Bang Paradox
Pertama, kami mengajukan pertanyaan tentang pengamatan. Apa bukti langsung yang mendukung fakta bahwa sekali seluruh Alam Semesta yang dapat diamati berada dalam keadaan sangat padat dan sangat panas, sehingga konsisten dengan gambaran Big Bang yang disajikan pada bagian 3.1? Bukti paling meyakinkan adalah peninggalan radiasi (RI), kadang-kadang disebut refleksi big bang. Radiasi peninggalan adalah cahaya, tetapi dengan panjang gelombang yang sangat panjang, sehingga sangat mustahil untuk melihatnya dengan mata. Cahaya ini menuangkan kita dari semua sisi dengan sangat merata (tetapi kebanyakan tidak jelas). Ini mewakili radiasi termal dengan suhu ~ 2,725 K, yaitu, lebih dari dua derajat di atas nol absolut. Dipercayai bahwa "suar" yang diamati berasal dari Semesta yang sangat panas (~ 3000 K pada waktu itu) sekitar 379.000 tahun setelah Ledakan Besar - pada saat hamburan terakhir, ketika Semesta pertama kali menjadi transparan terhadap radiasi elektromagnetik (walaupun ini tidak terjadi sama sekali selama Big ledakan; peristiwa ini jatuh pada 1/40 000 pertama dari total usia Semesta - dari Big Bang hingga hari ini). Sejak era hamburan terakhir, panjang gelombang cahaya ini telah meningkat kira-kira sebanyak Alam Semesta sendiri telah berkembang (sekitar 1100 kali), sehingga kepadatan energi telah menurun secara drastis. Oleh karena itu, suhu yang diamati RI hanya 2,725 K.
Fakta bahwa radiasi ini secara substansial tidak koheren (yaitu panas) secara mengesankan dikonfirmasi oleh sifat spektrum frekuensinya, ditunjukkan pada Gambar. 3.13. Secara vertikal, grafik menunjukkan intensitas radiasi pada setiap frekuensi tertentu, dan frekuensi meningkat dari kiri ke kanan. Kurva kontinu sesuai dengan spektrum Planck dari benda yang benar-benar hitam, yang telah dibahas dalam Bagian 2.2, untuk suhu 2,725 K. Titik-titik pada kurva adalah data dari pengamatan spesifik yang menunjukkan bar kesalahan. Pada saat yang sama, bilah galat meningkat 500 kali, karena jika tidak, tidak mungkin untuk mempertimbangkannya, bahkan ke kanan, di mana galat mencapai maksimum. Kebetulan antara kurva teoretis dan hasil pengamatannya sungguh luar biasa - mungkin ini adalah kebetulan terbaik dengan spektrum termal yang ditemukan di alam.
Namun, apa yang ditunjukkan oleh kebetulan ini? Fakta bahwa kita sedang mempertimbangkan keadaan yang, tampaknya, sangat dekat dengan kesetimbangan termodinamika (oleh karena itu, istilah tidak koheren digunakan sebelumnya). Tetapi kesimpulan apa yang muncul dari fakta bahwa Alam Semesta yang baru ditemukan itu sangat dekat dengan keseimbangan termodinamika? Kembali ke ara. 3.12 dari bagian 3.3. Area terbesar dengan partisi berbutir kasar (menurut definisi) akan jauh lebih besar daripada area lainnya, dan, sebagai suatu peraturan, itu sangat besar dibandingkan dengan yang lain sehingga secara signifikan akan melebihi semuanya dalam volume! Kesetimbangan termodinamika sesuai dengan keadaan makroskopis, yang, mungkin, sistem apa pun akan cepat atau lambat muncul. Kadang-kadang disebut kematian termal Alam Semesta, tetapi dalam kasus ini, anehnya, kita harus berbicara tentang kelahiran termal Alam Semesta. Situasi ini diperumit oleh fakta bahwa Alam Semesta yang baru lahir berkembang dengan cepat, sehingga keadaan yang kita pertimbangkan sebenarnya tidak ada ketenangan. Namun demikian, ekspansi dalam kasus ini dapat dianggap pada dasarnya adiabatik - pada saat ini, Tolman sepenuhnya dihargai kembali pada tahun 1934 [Tolman, 1934]. Ini berarti bahwa entropi selama ekspansi tidak berubah. (Situasi yang mirip dengan yang satu ini, ketika keseimbangan termodinamika dipertahankan karena ekspansi adiabatik, dapat digambarkan dalam ruang fase sebagai sekumpulan daerah ukuran butiran kasar yang sama dalam volume, yang berbeda satu sama lain hanya dalam volume tertentu dari Semesta. Kita dapat mengasumsikan bahwa keadaan primer ini ditandai dengan maksimum entropi - meskipun ekspansi!).
Tampaknya, kita dihadapkan dengan paradoks yang luar biasa. Menurut argumen yang disajikan dalam Bagian 3.3, Hukum Kedua mengharuskan (dan, pada prinsipnya, ini menjelaskannya) bahwa Big Bang haruslah keadaan makroskopis dengan entropi yang sangat rendah. Namun, pengamatan RI, tampaknya, menunjukkan bahwa keadaan makroskopis Big Bang dibedakan oleh entropi kolosal, bahkan mungkin semaksimal mungkin. Di mana kita begitu keliru?
Berikut adalah salah satu penjelasan umum untuk paradoks ini: diasumsikan bahwa karena Semesta yang baru lahir sangat "kecil", mungkin ada batas tertentu dari entropi maksimum, dan keadaan keseimbangan termodinamika, yang, tampaknya, dipertahankan pada waktu itu, hanyalah tingkat batas entropi mungkin pada waktu itu. Namun, ini jawaban yang salah. Gambaran seperti itu bisa sesuai dengan situasi yang sama sekali berbeda, di mana dimensi Semesta akan tergantung pada beberapa kendala eksternal, misalnya, seperti dalam kasus gas, yang tertutup dalam sebuah silinder dengan piston tersegel. Dalam hal ini, tekanan piston disediakan oleh beberapa mekanisme eksternal, yang dilengkapi dengan sumber (atau outlet) energi eksternal. Tetapi situasi ini tidak berlaku bagi Semesta secara keseluruhan, yang geometri dan energinya, serta "ukuran keseluruhannya", ditentukan secara eksklusif oleh struktur internal dan dikendalikan oleh persamaan dinamis dari teori relativitas umum Einstein (termasuk persamaan yang menggambarkan keadaan materi; lihat bagian 3.1 dan 3.2). Dalam kondisi seperti itu (ketika persamaan sepenuhnya deterministik dan invarian sehubungan dengan arah waktu - lihat Bagian 3.3), volume total ruang fase tidak dapat berubah dari waktu ke waktu. Diasumsikan bahwa ruang fase P itu sendiri tidak boleh "berkembang"! Semua evolusi hanya dijelaskan oleh lokasi kurva C di ruang P dan dalam hal ini merupakan evolusi lengkap dari Semesta (lihat bagian 3.3).
Mungkin masalahnya akan menjadi lebih jelas jika kita mempertimbangkan tahap akhir jatuhnya Alam Semesta saat mendekati Great Crash. Ingat model Friedman untuk K> 0, Λ = 0, disajikan pada Gambar. 3.2 a di bagian 3.1. Sekarang kami percaya bahwa gangguan dalam model ini muncul karena distribusi materi yang tidak teratur, dan keruntuhan lokal telah terjadi di beberapa bagian, di mana lubang hitam tetap ada. Maka harus diasumsikan bahwa setelah beberapa lubang hitam akan bergabung satu sama lain dan runtuh menjadi singularitas terbatas akan berubah menjadi proses yang sangat rumit yang hampir tidak ada hubungannya dengan Great Crash yang sangat simetris dari model Friedmann simetris bola sempurna yang ditunjukkan pada Gambar. 3.6 a. Sebaliknya, dalam arti kualitatif, situasi kehancuran akan jauh lebih mengingatkan pada mishmash megah yang ditunjukkan pada Gambar. 3.14 a; singularitas yang dihasilkan yang timbul dalam kasus ini mungkin agak konsisten dengan hipotesis BKLM yang disebutkan di akhir Bagian 3.2. Keadaan runtuh akhir akan memiliki entropi yang tak terbayangkan, terlepas dari kenyataan bahwa Semesta akan kembali menyusut menjadi ukuran kecil. Meskipun model Friedmann rekolaps (persis tertutup) seperti itu sekarang tidak dianggap sebagai versi yang masuk akal dari representasi Semesta kita sendiri, pertimbangan yang sama berlaku untuk model Friedmann lain, dengan atau tanpa konstanta kosmologis. Variasi yang runtuh dari setiap model semacam itu, yang mengalami gangguan serupa karena distribusi materi yang tidak merata, sekali lagi, harus berubah menjadi kekacauan yang memakan banyak orang, singularitas seperti lubang hitam (Gbr. 3.14 b). Mengembalikan jam di setiap negara bagian ini, kita sampai pada singularitas awal yang mungkin (potensi Big Bang), yang, dengan demikian, memiliki entropi kolosal, yang bertentangan dengan asumsi yang dibuat di sini tentang "langit-langit" entropi (Gbr. 3.14 c).
Di sini saya harus beralih ke kemungkinan alternatif, yang kadang-kadang juga dipertimbangkan. Beberapa ahli teori menyatakan bahwa hukum kedua harus entah bagaimana terbalik dalam model yang runtuh, sehingga total entropi Semesta akan menjadi lebih kecil (setelah ekspansi maksimum) ketika Big Crash mendekat. Namun, sangat sulit untuk membayangkan gambar seperti itu di hadapan lubang hitam, yang, jika terbentuk, mereka sendiri akan bekerja untuk meningkatkan entropi (karena asimetri waktu dalam pengaturan kerucut nol dekat horizon peristiwa, lihat Gambar. 3.9). Ini akan berlanjut di masa depan yang jauh - setidaknya sampai lubang hitam menguap di bawah pengaruh mekanisme Hawking (lihat bagian 3.7 dan 4.3). Bagaimanapun, kemungkinan seperti itu tidak meniadakan argumen yang disajikan di sini. Ada masalah penting lain yang terkait dengan model runtuh yang sedemikian kompleks dan yang mungkin dipikirkan oleh pembaca sendiri: singularitas lubang hitam mungkin tidak muncul sama sekali pada saat yang sama, jadi ketika waktu berbalik, kita tidak akan mendapatkan Big Bang, yang terjadi “semua dan segera. " Namun demikian, itulah salah satu sifat (belum terbukti, tetapi meyakinkan) dari hipotesis sensor kosmik yang kuat [Penrose, 1998a; PKR, bagian 28.8], yang menurutnya dalam kasus umum singularitas akan seperti ruang (bagian 1.7), dan karena itu dapat dianggap sebagai peristiwa satu kali. Selain itu, terlepas dari validitas hipotesis sensor kosmik yang kuat itu sendiri, banyak solusi diketahui yang memenuhi kondisi ini, dan semua opsi seperti itu (ketika diperluas) akan memiliki nilai entropi yang relatif tinggi. Ini secara signifikan mengurangi tingkat kekhawatiran tentang validitas temuan kami.
Oleh karena itu, kami tidak menemukan bukti bahwa, mengingat dimensi spasial kecil Alam Semesta, "langit-langit rendah" tertentu dari kemungkinan entropi tentu akan ada di dalamnya. Pada prinsipnya, akumulasi materi dalam bentuk lubang hitam dan penggabungan singularitas "lubang hitam" menjadi satu kekacauan tunggal adalah proses yang sangat sesuai dengan hukum kedua, dan proses akhir ini harus disertai dengan peningkatan entropi yang luar biasa. "Kecil", dengan standar geometris, keadaan akhir Semesta dapat memiliki entropi yang tidak terbayangkan, jauh lebih tinggi daripada pada tahap awal model kosmologis yang runtuh, dan miniatur spasial tidak dengan sendirinya membentuk "langit-langit" untuk nilai maksimum entropi, meskipun "langit-langit" tersebut ( ketika membalikkan perjalanan waktu) itu hanya bisa menjelaskan mengapa entropi itu sangat kecil selama Big Bang. Kenyataannya, gambar seperti itu (Gbr. 3.14 a, b), yang menunjukkan keruntuhan Alam Semesta secara umum, menunjukkan petunjuk terhadap paradoks: mengapa Big Bang memiliki entropi yang sangat rendah dibandingkan dengan apa yang seharusnya terjadi, meskipun fakta bahwa ledakan itu panas (dan keadaan seperti itu harus memiliki entropi maksimum). Jawabannya terletak pada fakta bahwa entropi dapat meningkat secara radikal jika penyimpangan serius dari homogenitas spasial diperbolehkan, dan peningkatan terbesar dari jenis ini dikaitkan dengan ketidakseragaman yang disebabkan justru oleh munculnya lubang hitam. Akibatnya, Big Bang yang homogen secara spasial memang bisa memiliki, secara relatif, entropi yang sangat rendah, walaupun faktanya isinya sangat panas.
Salah satu bukti paling meyakinkan yang mendukung fakta bahwa Dentuman Besar memang cukup homogen dari sudut pandang spasial, yang sesuai dengan geometri model FLRU (tetapi tidak sesuai dengan kasus singularitas acak yang jauh lebih umum, diilustrasikan pada Gambar 3.14 c), sekali lagi dikaitkan dengan RI, tetapi kali ini dengan homogenitas sudutnya, dan tidak dengan sifat termodinamika. Keseragaman tersebut dimanifestasikan dalam kenyataan bahwa suhu radiasi secara praktis sama di mana saja di langit, dan penyimpangan dari keseragaman tidak lebih dari 10–5 (disesuaikan untuk efek Doppler kecil yang terkait dengan pergerakan kita melalui materi di sekitarnya). Selain itu, ada keseragaman universal dalam distribusi galaksi dan materi lainnya; Dengan demikian, distribusi baryon (lihat Bagian 1.3) pada skala yang cukup besar dicirikan oleh homogenitas yang signifikan, meskipun ada anomali yang nyata, khususnya yang disebut void, di mana kepadatan materi yang terlihat secara radikal lebih rendah dari rata-rata. Secara umum, dapat dikatakan bahwa homogenitasnya lebih tinggi, semakin jauh ke masa lalu alam semesta yang kita lihat, dan RI adalah bukti tertua dari distribusi materi, yang dapat kita amati secara langsung.
Gambaran ini konsisten dengan sudut pandang yang menurutnya, pada tahap awal pengembangan, Semesta memang sangat homogen, tetapi dengan kepadatan yang agak tidak beraturan. Seiring waktu (dan di bawah pengaruh berbagai jenis "gesekan" - proses yang memperlambat gerakan relatif), ketidakteraturan kerapatan ini bertambah di bawah pengaruh gravitasi, yang konsisten dengan gagasan penggumpalan materi secara bertahap. Seiring waktu, gumpalan meningkat, sebagai akibatnya, bintang terbentuk; mereka dikelompokkan menjadi galaksi, di tengahnya masing-masing sebuah lubang hitam besar terbentuk. Pada akhirnya, penggumpalan ini disebabkan oleh efek gravitasi yang tak terhindarkan. Proses semacam itu benar-benar terkait dengan peningkatan kuat dalam entropi dan menunjukkan bahwa, dengan mempertimbangkan gravitasi, bola bersinar yang masih asli, dari mana hanya RI yang tersisa hari ini, bisa jauh dari entropi maksimum. Sifat termal bola ini, sebagaimana dibuktikan oleh spektrum Planck yang ditunjukkan pada Gambar. 3.13, hanya berbicara tentang ini: jika kita menganggap Semesta (dalam zaman hamburan terakhir) hanya sebagai suatu sistem yang terdiri dari materi dan energi yang saling berinteraksi, maka kita dapat mengasumsikan bahwa ia sebenarnya berada dalam kesetimbangan termodinamika. Namun, jika pengaruh gravitasi diperhitungkan, gambar berubah secara dramatis.
Jika kita bayangkan, misalnya, gas dalam wadah kedap udara, wajar untuk mengasumsikan bahwa gas akan mencapai entropi maksimum dalam keadaan makroskopis ketika didistribusikan secara merata ke seluruh wadah (Gbr. 3.15 a). Dalam hal ini, itu akan menyerupai bola merah panas yang menghasilkan RI, yang didistribusikan secara merata ke seluruh langit. Namun, jika kita mengganti molekul gas dengan sistem tubuh yang luas yang dihubungkan oleh gravitasi, misalnya, masing-masing bintang, kita mendapatkan gambaran yang sangat berbeda (Gbr. 3.15 b). Karena efek gravitasi, bintang-bintang didistribusikan secara tidak merata dalam bentuk cluster. Pada akhirnya, entropi terbesar akan tercapai ketika banyak bintang runtuh atau bergabung menjadi lubang hitam. Terlepas dari kenyataan bahwa proses ini mungkin membutuhkan banyak waktu (meskipun akan dipromosikan melalui gesekan karena adanya gas antarbintang), kita akan melihat bahwa pada akhirnya, ketika gravitasi mendominasi, entropi lebih tinggi, zat yang terdistribusi secara kurang seragam dalam sistem.
Efek seperti itu dapat dilacak bahkan pada tingkat pengalaman sehari-hari. Sebuah pertanyaan mungkin ditanyakan: apa peran Hukum Kedua dalam memelihara kehidupan di Bumi? Anda dapat sering mendengar bahwa kita hidup di planet ini berkat energi yang diterima dari matahari. Tetapi ini bukan pernyataan yang sepenuhnya benar, jika kita menganggap Bumi secara keseluruhan, karena hampir semua energi yang diterima Bumi pada siang hari segera menghilang lagi ke ruang angkasa, ke langit malam yang gelap. (Tentu saja, keseimbangan yang tepat akan sedikit diperbaiki di bawah pengaruh faktor-faktor seperti pemanasan global dan pemanasan planet di bawah pengaruh peluruhan radioaktif.) Jika tidak, Bumi akan semakin panas dan semakin tidak berpenghuni dalam beberapa hari! Namun, foton yang diterima langsung dari Matahari memiliki frekuensi yang relatif tinggi (terkonsentrasi di bagian kuning spektrum), dan Bumi mengeluarkan foton frekuensi jauh lebih rendah terkait dengan spektrum inframerah ke angkasa. Menurut rumus Planck (E = hν, lihat Bagian 2.2), masing-masing foton secara terpisah dari Matahari memiliki energi yang jauh lebih tinggi daripada foton yang dipancarkan ke luar angkasa, oleh karena itu, untuk mencapai keseimbangan, lebih banyak foton yang harus meninggalkan Bumi daripada yang datang (lihat Gambar 3.16). Jika lebih sedikit foton tiba, maka energi yang masuk akan memiliki derajat kebebasan yang lebih sedikit, dan energi yang keluar akan memiliki lebih banyak, dan, oleh karena itu, menurut rumus Boltzmann (S = k log V), foton yang masuk akan memiliki entropi yang jauh lebih rendah daripada yang keluar. Kami menggunakan energi entropik rendah yang terkandung dalam tanaman untuk menurunkan entropi kami sendiri: kami makan tanaman atau herbivora. Jadi kehidupan di Bumi dilestarikan dan berkembang. (Rupanya, pemikiran ini pertama kali dirumuskan dengan jelas oleh Erwin Schrödinger pada tahun 1967, yang menulis buku revolusionernya "Life as It Is" [Schrödinger, 2012]).
Fakta paling penting yang terkait dengan keseimbangan entropi rendah ini adalah: Matahari adalah titik panas di langit yang gelap gulita. Tetapi bagaimana kondisi ini? , . ., , . , ( , ) , .
, , -, 85 % (-Λ) , , . , (. 3.6, 3.7, 3.9, , , . 4.3). , . , , , .
— — . , , , . , , , , : - . () , , -, . , , , , - !
, . , , (. . 3.15 ). 3.6. , , : - ( - K
0, . 3.1) . , , .
»
»
Isi»
Kutipan25% —
New ScienceSetelah pembayaran versi kertas buku, sebuah buku elektronik dikirim melalui email.