Oi, habrozhiteli! É possível falar de moda, fé ou fantasia na ciência básica?
O universo não está interessado na moda humana. A ciência não pode ser interpretada como fé, porque os postulados científicos são constantemente submetidos a rigorosos testes experimentais e são descartados assim que o dogma começa a entrar em conflito com a realidade objetiva. E a fantasia geralmente negligencia fatos e lógica. No entanto, o grande Roger Penrose não quer rejeitar completamente esses fenômenos, porque a moda científica pode se transformar em um mecanismo de progresso, a fé aparece quando a teoria é confirmada por experimentos reais, e sem um vôo de fantasia não se pode compreender todas as esquisitices do nosso universo.
No capítulo "Moda", você aprenderá sobre a teoria das cordas - a teoria mais elegante das últimas décadas. A "fé" é dedicada aos dogmas nos quais a mecânica quântica se baseia. E "Fantasia" se refere a tantas teorias sobre a origem do universo conhecido.
3.4 Paradoxo do Big Bang
Primeiro, levantamos a questão das observações. Qual é a evidência direta a favor do fato de que, uma vez que todo o Universo observável estava em um estado extremamente comprimido e incrivelmente quente, para que fosse consistente com a imagem do Big Bang apresentada na seção 3.1? A evidência mais convincente é a radiação relict (RI), às vezes chamada de reflexo do big bang. A radiação da relíquia é leve, mas com um comprimento de onda muito longo, por isso é absolutamente impossível vê-la com os olhos. Essa luz derrama sobre nós de todos os lados excepcionalmente uniformemente (mas principalmente incoerentemente). Representa radiação térmica com uma temperatura de ~ 2.725 K, ou seja, mais de dois graus acima do zero absoluto. Acredita-se que o “surto” observado tenha se originado em um universo incrivelmente quente (~ 3000 K na época) aproximadamente 379.000 anos após o Big Bang - na época da última dispersão, quando o Universo se tornou transparente à radiação eletromagnética (embora isso não tenha ocorrido durante o Grande explosão; esse evento ocorre nos primeiros 1/40 000 da idade total do Universo - desde o Big Bang até os dias atuais). Desde a era da última dispersão, o comprimento dessas ondas de luz aumentou aproximadamente tanto quanto o próprio Universo se expandiu (aproximadamente 1100 vezes), de modo que a densidade de energia diminuiu drasticamente. Portanto, a temperatura observada de RI é de apenas 2.725 K.
O fato de que essa radiação é substancialmente incoerente (isto é, térmica) é impressionantemente confirmado pela própria natureza de seu espectro de frequências, mostrado na Fig. 3.13 Verticalmente, o gráfico mostra a intensidade da radiação em cada frequência específica e a frequência aumenta da esquerda para a direita. A curva contínua corresponde ao espectro de Planck de um corpo completamente preto, discutido na Seção 2.2, para uma temperatura de 2.725 K. Os pontos na curva são os dados de observações específicas para as quais as barras de erro são indicadas. Ao mesmo tempo, as barras de erro são aumentadas em 500 vezes, porque, caso contrário, seria impossível considerá-las, mesmo à direita, onde os erros atingem o máximo. A coincidência entre a curva teórica e os resultados das observações é simplesmente maravilhosa - talvez essa seja a melhor coincidência com o espectro térmico encontrado na natureza.
No entanto, o que essa coincidência indica? O fato de estarmos considerando um estado que, aparentemente, estava muito próximo do equilíbrio termodinâmico (portanto, o termo incoerente foi usado anteriormente). Mas que conclusão se segue do fato de que o novo Universo estava muito próximo do equilíbrio termodinâmico? De volta à fig. 3.12 da seção 3.3. A maior área com uma partição de granulação grossa (por definição) será muito maior do que qualquer outra área e, como regra, é tão grande em comparação com o restante que excederá significativamente todas elas em volume! O equilíbrio termodinâmico corresponde a um estado macroscópico, o qual, presumivelmente, qualquer sistema chegará mais cedo ou mais tarde. Às vezes é chamada de morte térmica do Universo, mas, neste caso, por incrível que pareça, deveríamos falar sobre o nascimento térmico do Universo. A situação é complicada pelo fato de o Universo recém-nascido estar se expandindo rapidamente, de modo que o estado que estamos considerando é, na verdade, sem equilíbrio. No entanto, a expansão neste caso pode ser considerada essencialmente adiabática - no momento, Tolman apreciou completamente em 1934 [Tolman, 1934]. Isso significa que a entropia durante a expansão não mudou. (Uma situação semelhante a esta, quando o equilíbrio termodinâmico é mantido devido à expansão adiabática, pode ser descrita no espaço de fase como um conjunto de regiões de tamanho de granulação grossa iguais em volume, que diferem entre si apenas em volumes específicos do Universo. Podemos assumir que o estado máximo era característico desse estado primário. entropia - apesar da expansão!).
Aparentemente, estamos diante de um paradoxo excepcional. De acordo com os argumentos apresentados na Seção 3.3, a Segunda Lei exige (e, em princípio, isso explica) que o Big Bang seja um estado macroscópico com entropia extremamente baixa. No entanto, as observações do IR, aparentemente, indicam que o estado macroscópico do Big Bang foi distinguido pela entropia colossal, talvez até o máximo possível. Onde estamos tão seriamente enganados?
Aqui está uma das explicações comuns para esse paradoxo: supõe-se que, como o Universo recém-nascido era muito "pequeno", poderia existir um certo limite máximo de entropia, e o estado de equilíbrio termodinâmico, que, aparentemente, era mantido na época, era simplesmente um nível limite entropia possível naquele momento. No entanto, esta é a resposta errada. Essa imagem poderia corresponder a uma situação completamente diferente, na qual as dimensões do Universo dependeriam de alguma restrição externa, por exemplo, como no caso do gás, que é encerrado em um cilindro com um pistão selado. Nesse caso, a pressão do pistão é fornecida por algum mecanismo externo, equipado com uma fonte externa (ou saída) de energia. Mas essa situação não é aplicável ao Universo como um todo, cuja geometria e energia, bem como seu "tamanho total", são determinados exclusivamente pela estrutura interna e são controlados pelas equações dinâmicas da teoria da relatividade geral de Einstein (incluindo equações que descrevem o estado da matéria; consulte as seções 3.1 e 3.2). Sob tais condições (quando as equações são completamente determinísticas e invariantes em relação à direção do tempo - consulte a Seção 3.3), o volume total do espaço de fase não pode mudar ao longo do tempo. Supõe-se que o próprio espaço de fase P não deva "se desenvolver"! Toda evolução é simplesmente descrita pela localização da curva C no espaço P e, neste caso, representa a evolução completa do Universo (consulte a seção 3.3).
Talvez o problema fique mais claro se considerarmos os estágios finais do colapso do Universo à medida que ele se aproxima do Grande Acidente. Lembre-se do modelo de Friedman para K> 0, Λ = 0, apresentado na Fig. 3.2 a na seção 3.1. Agora acreditamos que as perturbações nesse modelo surgem devido à distribuição irregular da matéria, e já ocorreram colapsos locais em algumas partes, onde os buracos negros permaneceram. Então, deve-se supor que, depois disso, alguns buracos negros se fundam e que colapsem em uma singularidade finita se tornem um processo extremamente complexo que não tem quase nada a ver com o Big Crash estritamente simétrico do modelo de Friedmann simétrico e esférico perfeitamente mostrado na Fig. 3.6 a. Pelo contrário, em um sentido qualitativo, a situação de colapso será muito mais reminiscente da grandiosa confusão que é mostrada na Fig. 3,14 a; a singularidade resultante que surge neste caso pode ser um pouco consistente com a hipótese da BKLM mencionada no final da Seção 3.2. O estado final de colapso terá entropia inimaginável, apesar do fato de o Universo voltar a encolher para tamanhos minúsculos. Embora seja precisamente um modelo de Friedmann (espacialmente fechado) em recuperação, que agora não é considerado uma versão plausível da representação de nosso próprio universo, as mesmas considerações se aplicam a outros modelos de Friedmann, com ou sem uma constante cosmológica. A variedade em colapso de qualquer modelo desse tipo, experimentando perturbações semelhantes devido à distribuição desigual da matéria, novamente deve se transformar em um caos que tudo consome, uma singularidade como um buraco negro (Fig. 3.14 b). Voltando ao relógio em cada um desses estados, chegamos à possível singularidade inicial (potencial Big Bang), que, consequentemente, tem entropia colossal, o que contradiz a suposição feita aqui sobre o "teto" da entropia (Fig. 3.14 c).
Aqui devo passar a possibilidades alternativas, que às vezes também são consideradas. Alguns teóricos sugerem que a segunda lei deve de alguma forma reverter esses modelos em colapso, de modo que a entropia total do Universo se torne menor (após a expansão máxima) à medida que o Big Crash se aproxima. No entanto, é especialmente difícil imaginar essa imagem na presença de buracos negros, que, se forem formados, trabalharão para aumentar a entropia (devido à assimetria do tempo no arranjo de cones zero perto do horizonte de eventos, veja a Figura 3.9). Isso continuará em um futuro distante - pelo menos até que os buracos negros evaporem sob a influência do mecanismo Hawking (consulte as seções 3.7 e 4.3). De qualquer forma, essa possibilidade não nega os argumentos aqui apresentados. Há outro problema importante associado a esses modelos complexos de colapso e sobre os quais os próprios leitores podem ter pensado: as singularidades dos buracos negros podem não surgir ao mesmo tempo; portanto, quando o tempo reverte, não obtemos o Big Bang, que acontece "tudo e imediatamente. " No entanto, apenas essa é uma das propriedades (ainda não comprovada, mas convincente) da hipótese de forte censura cósmica [Penrose, 1998a; PKR, seção 28.8], segundo a qual, no caso geral, essa singularidade será semelhante ao espaço (seção 1.7) e, portanto, pode ser considerada um evento único. Além disso, independentemente da validade da forte hipótese de censura cósmica, muitas soluções são conhecidas que satisfazem essa condição e todas essas opções (quando expandidas) terão valores de entropia relativamente altos. Isso reduz significativamente o grau de preocupação com a validade de nossas descobertas.
Consequentemente, não encontramos evidências de que, dadas as pequenas dimensões espaciais do Universo, um certo "teto baixo" de possível entropia exista necessariamente nele. Em princípio, o acúmulo de matéria na forma de buracos negros e a fusão de singularidades de "buraco negro" em um único caos singular é um processo que concorda perfeitamente com a segunda lei, e esse processo final deve ser acompanhado por um tremendo aumento na entropia. O "minúsculo", para os padrões geométricos, o estado final do Universo pode ter entropia inimaginável, muito mais alta do que nos estágios relativamente iniciais de um modelo cosmológico em colapso, e a miniatura espacial por si só não estabelece um "teto" para o valor máximo da entropia, embora esse "teto" ( ao reverter a passagem do tempo) poderia explicar por que a entropia era extremamente pequena durante o Big Bang. De fato, essa imagem (Fig. 3.14 a, b), que mostra o colapso do Universo em geral, sugere uma pista para o paradoxo: por que o Big Bang teve entropia extremamente baixa em comparação com o que poderia ter sido, apesar do fato de a explosão quente (e esse estado deve ter entropia máxima). A resposta está no fato de que a entropia pode aumentar radicalmente se desvios sérios da homogeneidade espacial são permitidos, e o maior aumento desse tipo está associado a não uniformidades causadas precisamente pelo aparecimento de buracos negros. Consequentemente, o Big Bang espacialmente homogêneo poderia de fato ter, relativamente falando, uma entropia incrivelmente baixa, apesar de seu conteúdo ser incrivelmente quente.
Uma das evidências mais convincentes a favor do fato de que o Big Bang era realmente bastante homogêneo do ponto de vista espacial, que está de acordo com a geometria do modelo da FLRU (mas não de acordo com o caso muito mais geral de singularidade desordenada, ilustrado na Figura 3.14 c), está novamente associado a IR, mas desta vez com sua homogeneidade angular, e não com a natureza termodinâmica. Essa uniformidade se manifesta no fato de que a temperatura da radiação é praticamente a mesma em qualquer lugar do céu, e os desvios da uniformidade não passam de 10 a 5 (ajustados para o pequeno efeito Doppler associado ao nosso movimento pela matéria circundante). Além disso, existe uniformidade quase universal na distribuição de galáxias e outras matérias; Assim, a distribuição dos bárions (ver Seção 1.3) em uma escala suficientemente grande é caracterizada por uma homogeneidade significativa, embora haja anomalias perceptíveis, em particular os chamados vazios, onde a densidade da matéria visível é radicalmente mais baixa que a média. Em geral, pode-se argumentar que a homogeneidade é maior, mais distante no passado do Universo que olhamos, e RI é a evidência mais antiga da distribuição da matéria, que podemos observar diretamente.
Essa imagem é consistente com o ponto de vista segundo o qual, nos estágios iniciais do desenvolvimento, o Universo era realmente extremamente homogêneo, mas com uma densidade levemente irregular. Com o tempo (e sob a influência de vários tipos de "atrito" - processos que diminuem os movimentos relativos), essas irregularidades de densidade amplificaram sob a influência da gravidade, o que é consistente com a idéia de um aglomerado gradual de matéria. Com o tempo, o aglomerado aumenta, como resultado, as estrelas se formam; eles são agrupados em galáxias, no centro de cada uma das quais é formado um enorme buraco negro. Por fim, esse aglomerado se deve ao efeito inevitável da gravidade. Tais processos estão realmente associados a um forte aumento na entropia e demonstram que, levando em consideração a gravidade, aquela bola brilhante, da qual apenas o RI permanece hoje, poderia ter longe da entropia máxima. A natureza térmica desta bola, como evidenciado pelo espectro de Planck mostrado na Fig. 3.13, ele fala apenas disso: se considerarmos o Universo (na época da última dispersão) simplesmente como um sistema que consiste de matéria e energia interagindo entre si, podemos assumir que ele estava realmente em equilíbrio termodinâmico. No entanto, se as influências gravitacionais forem levadas em consideração, a imagem mudará drasticamente.
Se imaginarmos, por exemplo, gás em um recipiente hermético, é natural supor que atingirá a entropia máxima nesse estado macroscópico quando for distribuído uniformemente por todo o recipiente (Fig. 3.15 a). Nesse sentido, será semelhante a uma bola em brasa que gerou o RI, que é distribuído uniformemente pelo céu. Entretanto, se substituirmos as moléculas de gás por um extenso sistema de corpos conectados pela gravidade, por exemplo, estrelas individuais, obteremos uma imagem completamente diferente (Fig. 3.15 b). Devido aos efeitos gravitacionais, as estrelas são distribuídas de forma desigual na forma de aglomerados. Por fim, a maior entropia será alcançada quando inúmeras estrelas colapsarem ou se fundirem em buracos negros. Apesar de esse processo levar muito tempo (embora seja promovido por fricção devido à presença de gás interestelar), veremos que, no final, quando a gravidade domina, a entropia é maior, menos distribuída uniformemente a substância no sistema.
Tais efeitos podem ser rastreados mesmo no nível da experiência cotidiana. Uma pergunta pode ser feita: qual é o papel da Segunda Lei na manutenção da vida na Terra? Você pode ouvir muitas vezes que vivemos neste planeta graças à energia recebida do sol. Mas essa não é uma afirmação completamente verdadeira, se considerarmos a Terra como um todo, já que quase toda a energia recebida pela Terra durante o dia desaparece novamente no espaço, no céu escuro da noite. (É claro que o equilíbrio exato será ligeiramente corrigido sob a influência de fatores como o aquecimento global e o aquecimento do planeta sob a influência do decaimento radioativo.) Caso contrário, a Terra simplesmente se aqueceria cada vez mais e ficaria desabitada em poucos dias! No entanto, os fótons recebidos diretamente do Sol têm uma frequência relativamente alta (eles estão concentrados na parte amarela do espectro), e a Terra liberta fótons de frequências muito mais baixas relacionadas ao espectro infravermelho no espaço. De acordo com a fórmula de Planck (E = hν, consulte a Seção 2.2), cada um dos fótons separadamente do Sol tem uma energia muito maior do que os fótons emitidos no espaço; portanto, para alcançar um equilíbrio, muito mais fótons devem deixar a Terra do que chega (veja Fig. 3.16). Se menos fótons chegarem, a energia de entrada terá menos graus de liberdade e a energia de saída terá mais; portanto, de acordo com a fórmula de Boltzmann (S = k log V), os fótons de entrada terão entropia muito menor do que os de saída. Usamos energia com baixa entropia contida nas plantas para diminuir nossa própria entropia: comemos plantas ou herbívoros. Então a vida na Terra é preservada e prosperando. (Aparentemente, esses pensamentos foram formulados claramente por Erwin Schrödinger em 1967, que escreveu seu livro revolucionário "Life as It Is" [Schrödinger, 2012]).
O fato mais importante associado a esse equilíbrio de baixa entropia é o seguinte: o sol é um ponto quente em um céu completamente escuro. Mas como são essas condições? , . ., , . , ( , ) , .
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