- PVSM.RU - https://www.pvsm.ru -
Для «Большого Отскока» требуется фаза повторного коллапса, за которой следует фаза расширения
Благодаря прогрессу науки за последние сто лет мы смогли установить происхождение Вселенной, причины её сегодняшнего состояния и её судьбу в отдалённом будущем. Но и у наших знаний есть ограничения: как далеко в прошлое мы можем заглянуть, и насколько далёкое будущее эволюции Вселенной мы можем предсказывать с определённой долей уверенности. За пределами этих ограничений и лежат величайшие загадки. Наш читатель спрашивает об одной из таких загадок:
Я прочитала ваш пост о тепловой смерти Вселенной [1], и мне стало интересно, что вы думаете по поводу теории Большого Отскока [2]?
Ответ на этот вопрос состоит из трёх частей: что нам известно, что считается возможным, и что мы считаем наиболее вероятным (по убедительным причинам).
Схема кластеризации, к которой стремятся галактики в нашей Вселенной
Наша Вселенная в данный момент заполнена звёздами, галактиками, чёрными дырами, тёмной материей, тёмной энергией и излучением. В ней есть как скопления и столпотворения материи, так и гигантские войды [3] (пустоты). Она расширяется, охлаждается, и в ней есть определённое количество частиц, организованных определённым образом в любой момент времени. На основе наших знаний о её составе, о её расширении и о законах физики, мы можем экстраполировать состояние Вселенной и в прошлое, и в будущее. Идя в прошлое, мы обнаруживаем, что она была более однородной, горячей, плотной, менее комкующейся, более энергетической и однообразной. Идя в будущее, мы видим, что она, замерзает, пустеет, становится более комкующейся, разреженной, менее энергетической. Мы знаем это с очень большой точностью.
С момента горячего Большого Взрыва наша Вселенная претерпела огромный рост и эволюцию, и продолжает это делать
Чтобы взглянуть на это с другой стороны, мы можем обратиться к энтропии обозримой части Вселенной. Концепцию энтропии довольно сложно понять; можно представить её так: это количество возможных способов, которыми можно сформировать состояние определённой системы. Сегодня мы можем подсчитать энтропию Вселенной [4] и получить число порядка 10104k, где k – константа Больцмана [5]. В основном это количество составляют сверхмассивные чёрные дыры в центрах галактик; например, энтропия одной лишь сверхмассивной чёрной дыры в центре Млечного пути равняется 1091k. На ранних этапах Вселенной этих чёрных дыр не существовало (они ещё не сформировались), поэтому её энтропия была гораздо меньше. В далёком будущем Вселенная достигнет ещё больших значений энтропии, когда все они распадутся благодаря излучению Хокинга [6] (пока этого не произошло). Когда во Вселенной преобладало излучение, около 13,8 млрд лет назад, её энтропия равнялась всего 1088k. Когда в далёком будущем распадётся последняя чёрная дыра, энтропия примет значение 10123k. Законы термодинамики, согласно которым энтропия всегда растёт, соответствуют происходящему со Вселенной.
Есть несколько вариантов далёкого будущего Вселенной; но если, как говорят наши данные, тёмная энергия и правда постоянная, то она будет и далее развиваться по красной кривой.
Что по поводу возможностей? В будущем Вселенная будет вечно расширяться, ускоряться, но также может испытать разрыв, совершить туннельный переход в новое квантовое состояние или реколлапсировать в сингулярность. В прошлом она могла существовать в инфляционном состоянии до горячего Большого Взрыва (в состоянии с ещё меньшей энтропией, порядка 1015k), но нам ничего неизвестно о периоде, длившемся до момента времени 10-33с от начала Вселенной. Было ли у неё единое начало, в котором возникли пространство и время? Или они всегда существовали? На ежегодном собрании Американского астрономического сообщества космолог Шон Кэррол очень подробно описал четыре возможности происхождения Вселенной, взявшей начало не в сингулярности.
В классической общей теории относительности сложно избежать сингулярностей. Но в квантовых теориях гравитации, например, допускающих существование дополнительных измерений, варианты отскока возможны.
1. Струнный отскок. В ОТО экстраполяция в прошлое к состоянию с произвольно высокой температурой, большой плотностью или малым размером, вы неизбежно приходите к сингулярности, и все определения времени и пространства перестают работать. Но в квантовых расширениях ОТО, например, петлевой квантовой гравитации [7], теории струн [8] или космологии бран [9], можно и «отскочить» от предыдущего сжимающегося состояния в горячее, плотное и расширяющееся.
2. Циклическая космология. Похоже на струнный отскок, только в этом варианте отскоки совершаются постоянно. Вселенная расширяется, достигает максимального размера, сжимается – при этом всё это время энтропия растёт – и затем реколлапсирует, а потом снова отскакивает.
3. Космологическая спячка. Вместо быстрого расширения, которое наша Вселенная демонстрирует сегодня или показывала во время периода инфляции, Вселенная долгое время могла находиться в примерно постоянном состоянии покоя. Для этого требуется нечто экзотическое, вроде дегравитации (когда гравитацию на время отключают), или космология струнного газа.
4. Космологическое воспроизводство. В данном случае Вселенную порождает предыдущее пространство-время, у которого есть множество вариантов местонахождения и свойств, но которое началось не с сингулярности. В этом случае один из отпрысков вырастает в нашу Вселенную.
Огромное количество участков, на которых произошли Большие Взрывы, разделены постоянно расширяющимся пространством, находящимся в фазе вечной инфляции
Возможность Большого Отскока однозначно подлежит рассмотрению, и многие занимаются ею. Но у неё есть большая проблема, как и с описанными выше вариантами 1, 2 и 3: наша Вселенная должна была родиться с низкой энтропией, и второй закон термодинамики [10] никто не отменял. Либо в прошлом энтропия Вселенной уменьшалась, что было бы величайшим нарушением второго начала термодинамики, либо в прошлом энтропия была ещё меньше – точно подстроенной так, чтобы быть практически нулевой.
В первом варианте – струнном отскоке – энтропия должна уменьшаться. В циклических отскоках энтропия должна всегда увеличиваться. Это значит, что в последнем цикле, предшествующем отскоку, должно быть ещё меньше энтропии, чем было при рождении нашей Вселенной; что в этом цикле энтропия росла, и что следующий отскок начнётся с ещё большим значением энтропии, чем то, с которым закончится наша Вселенная. И из всех этих сценариев лишь четвёртый избегает проблем с энтропией. Чтобы понять, как это работает, представьте, что Вселенная находится в состоянии с большой энтропией, с большим количеством вариаций и флуктуаций.
Частицы на схеме внизу очень редко перейдут в состояние, изображённое вверху, но небольшие флуктуации, или падения энтропии, вполне возможны
Это довольно универсальное состояние; это наименее точно подстроенное начальное состояние, с которого можно начать отсчёт, а ещё у него есть много общего с большинством физических систем, которые можно представить – к примеру, с комнатой, заполненной молекулами газа при относительно большой температуре. Нельзя ожидать, что все молекулы одновременно окажутся на одной половине комнаты, а вторая останется пустой. Этот вариант не только менее предпочтительный с точки зрения термодинамики, но и крайне маловероятный с точки зрения статистики. Но вас не удивило бы, что если бы в каком-нибудь участке размером с кулак оказалось бы на несколько миллиардов больше или меньше молекул, чем в среднем, или же в нём было немного больше (или меньше) энергии или энтропии, чем в среднем. Если ограничиться изучением очень малых участков, имеющих, допустим, размер порядка вируса (а они бывают размером в 5 нм), вы можете обнаружить участок с крайне низкой или даже пренебрежимо малой энтропией. Общая энтропия системы всё равно должна расти, но очень малый участок может обладать очень малой, даже пренебрежимо малой, энтропией в любой момент времени.
Хотя инфляция может окончиться в более чем 50% участков в любой момент времени (обозначенных красными Х), достаточное количество регионов продолжат расширяться вечно, и инфляция будет идти вечно, при этом никакие две Вселенные никогда не столкнутся
Возможно, что крохотные участки с флуктуациями, где энтропия достаточно сильно уменьшается, могут породить новую вселенную, где идёт инфляция.
Инфляция привела к появлению Большого Взрыва и обозримой Вселенной, к которой у нас есть доступ, но в существующие сегодня структуры выросли флуктуации, случившиеся во время инфляции
У инфляции есть такое удивительное свойство – когда она начинается, она создаёт всё больше и больше пространства с удивительно большой скоростью, и оно продолжает экспоненциально расти. Существуют участки, в которых инфляция закончится, и породит горячий Большой Взрыв, и заполненное материей, антиматерией и излучением пространство, такое, как наша обозримая Вселенная. Но есть и участки, которые будут продолжать расширяться. Вселенная могла начаться с сингулярности, когда пространство и время появились из состояния, у которого снаружи не было ни пространства, ни времени (насколько вообще концепции «появилось» и «снаружи» можно использовать в отсутствии пространства и времени), но она могла появиться и не из сингулярности. Однако пока у нас есть второй закон термодинамики, то есть, пока общая энтропия системы не может уменьшаться, идеям «большого отскока» мешает очень большое препятствие. Отсутствие доказательств реколлапса вместе с теоретическими сложностями, с которыми сталкивается вариант отскока, лучшее, что физика может предложить для описания рождения Вселенной – это вариант с воспроизводством.
Итан Сигель [11] – астрофизик, популяризатор науки, автор блога Starts With A Bang! Написал книги «За пределами галактики» [Beyond The Galaxy [12]], и «Трекнология: наука Звёздного пути» [Treknology [13]].
Автор: Вячеслав Голованов
Источник [14]
Сайт-источник PVSM.RU: https://www.pvsm.ru
Путь до страницы источника: https://www.pvsm.ru/fizika/264273
Ссылки в тексте:
[1] ваш пост о тепловой смерти Вселенной: https://geektimes.ru/post/283450/
[2] теории Большого Отскока: https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%91%D0%BE%D0%BB%D1%8C%D1%88%D0%BE%D0%B9_%D0%BE%D1%82%D1%81%D0%BA%D0%BE%D0%BA
[3] войды: https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%92%D0%BE%D0%B9%D0%B4
[4] подсчитать энтропию Вселенной: https://arxiv.org/abs/0909.3983
[5] константа Больцмана: https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9F%D0%BE%D1%81%D1%82%D0%BE%D1%8F%D0%BD%D0%BD%D0%B0%D1%8F_%D0%91%D0%BE%D0%BB%D1%8C%D1%86%D0%BC%D0%B0%D0%BD%D0%B0
[6] излучению Хокинга: https://geektimes.ru/post/277366/
[7] петлевой квантовой гравитации: https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9F%D0%B5%D1%82%D0%BB%D0%B5%D0%B2%D0%B0%D1%8F_%D0%BA%D0%B2%D0%B0%D0%BD%D1%82%D0%BE%D0%B2%D0%B0%D1%8F_%D0%B3%D1%80%D0%B0%D0%B2%D0%B8%D1%82%D0%B0%D1%86%D0%B8%D1%8F
[8] теории струн: https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A2%D0%B5%D0%BE%D1%80%D0%B8%D1%8F_%D1%81%D1%82%D1%80%D1%83%D0%BD
[9] космологии бран: https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%91%D1%80%D0%B0%D0%BD%D0%B0
[10] второй закон термодинамики: https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%92%D1%82%D0%BE%D1%80%D0%BE%D0%B5_%D0%BD%D0%B0%D1%87%D0%B0%D0%BB%D0%BE_%D1%82%D0%B5%D1%80%D0%BC%D0%BE%D0%B4%D0%B8%D0%BD%D0%B0%D0%BC%D0%B8%D0%BA%D0%B8
[11] Итан Сигель: mailto:startswithabang@gmail.com
[12] Beyond The Galaxy: https://www.amazon.com/Beyond-Galaxy-Humanity-Discovered-Universe/dp/9814667161
[13] Treknology: https://www.amazon.com/Treknology-Science-Star-Tricorders-Drive/dp/0760352631
[14] Источник: https://geektimes.ru/post/293265/
Нажмите здесь для печати.