• Começa com um estrondo

A inflação cósmica resolve o problema da “hipótese passada”

Bilhões de anos atrás, a entropia cada vez maior deve ter sido muito menor: a hipótese passada. Veja como a inflação cósmica resolve isso.

Principais conclusões

• Não importa o que façamos, em qualquer ponto ou momento do Universo, a quantidade total de entropia dentro do nosso cosmos sempre aumenta.
• Todas as formas de ordem e vida podem se alimentar da energia extraída desses processos que aumentam a entropia, criando bolsões de ordem à medida que passamos de um estado de baixa entropia para um de alta entropia.
• Então, como, então, o Universo começou a partir de um estado de entropia tão baixa no início do Big Bang quente? A inflação cósmica tem a resposta.

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Agora, neste exato momento, a quantidade total de entropia contida no Universo observável é maior do que nunca. A entropia de amanhã será ainda maior, enquanto ontem, a entropia não era tão grande quanto hoje. A cada momento que passa, inevitavelmente, o Universo se aproxima de um estado de entropia máxima conhecido como “morte térmica” do Universo: uma situação em que todas as partículas e campos atingiram seu estado de equilíbrio de energia mais baixa e nenhuma energia adicional pode ser extraídos para executar quaisquer tarefas úteis de criação de pedidos.

A razão para isso é tão simples quanto inevitável: a segunda lei da termodinâmica . Ele afirma que a entropia de um sistema fechado e autocontido só pode aumentar ou, no caso ideal, permanecer a mesma ao longo do tempo; nunca pode cair. Tem uma direção preferencial para o tempo: para frente, pois os sistemas sempre tendem a uma entropia maior (ou mesmo máxima) ao longo do tempo. Comumente pensado como “desordem”, parece levar nosso Universo a um estado mais caótico ao longo do tempo.

Então, como nós – seres muito ordenados – emergimos desse caos? E se a entropia sempre aumentou, como o Universo começou com uma entropia muito menor do que é hoje? Essa é a chave para entender o enigma da hipótese passada , e, além disso, como a inflação cósmica resolve isso.

Nos estágios iniciais do Big Bang quente, não havia prótons ou nêutrons ou núcleos atômicos, mas apenas um plasma de quarks-glúons. A entropia do sistema era grande, em grande parte definida pelas partículas de radiação lá, mas à medida que o Universo se expande e esfria, haverá muitas oportunidades para a entropia aumentar ainda mais, bem como para extrair energia para criar pequenas quantidades de ordem (relativo ao todo) no processo.

Há um equívoco comum por aí de que entropia, em um nível fundamental, é sinônimo do conceito de desordem. Pegue uma sala cheia de partículas, por exemplo, onde metade das partículas são frias (baixa energia cinética, movendo-se lentamente, com uma longa escala de tempo entre as colisões) e metade das partículas são quentes (alta energia cinética, movendo-se rapidamente, com curtos prazos separando colisões). Você pode imaginar que tem duas configurações possíveis:

1. uma onde todas as partículas frias são desviadas para uma metade da sala enquanto as partículas quentes são mantidas na outra metade da sala,
2. e uma onde a sala não é dividida ao meio, mas onde as partículas quentes e frias são livres para se misturar.

O primeiro caso é, de fato, o caso de entropia mais baixa, enquanto o segundo representa o caso de entropia mais alta. Mas isso não é porque “um é mais ordenado e o outro é mais desordenado”, mas porque no primeiro caso há menos maneiras de organizar suas partículas para atingir esse estado específico e, no segundo caso, há um número maior de maneiras de organizar suas partículas para que esse estado seja alcançado.

Se você tivesse partículas separadas em metades quentes e frias e removesse o divisor, elas se misturariam espontaneamente, produzindo um estado de temperatura uniforme em todas as partículas em pouco tempo. Mas se você misturar partículas de todas as temperaturas e velocidades, elas praticamente nunca se separariam em uma “metade quente” e uma “metade fria”. É muito estatisticamente improvável.

Um sistema montado nas condições iniciais à esquerda e deixado evoluir terá menos entropia se a porta permanecer fechada do que se a porta for aberta. Se as partículas se misturam, há mais maneiras de arranjar duas vezes mais partículas na mesma temperatura de equilíbrio do que arranjar metade dessas partículas, cada uma, em duas temperaturas diferentes.

Mas há outra coisa que pode ocorrer se você começar com o estado de entropia mais baixa (partículas quentes de um lado de um divisor e partículas frias do outro lado) e depois permitir que ele faça a transição espontânea para um estado de entropia mais alta: trabalho, um forma de energia, pode não apenas ser extraída, mas essa energia pode ser usada. Sempre que você tem um gradiente – de altas temperaturas/energias/velocidades a mais baixas, por exemplo – essa é uma forma de energia potencial que, à medida que se transforma em energia de movimento, pode ser usada para realizar certas tarefas.

O próprio ato de extrair energia desses gradientes e alimentar-se dela, em alguma variedade, é o que alimenta todos os processos vitais em seu núcleo. O Universo, começando quente e denso cerca de 13,8 bilhões de anos atrás, e depois expandindo, resfriando e gravitando desde então, foi capaz de produzir todos os tipos de sistemas ordenados:

• galáxias,
• estrelas,
• elementos pesados,
• sistemas estelares,
• planetas,
• moléculas orgânicas,
• e até mesmo organismos vivos,

alimentando-se da energia liberada de processos onde a entropia, em geral, aumenta.

Um copo de vinho, quando vibrado na frequência certa, quebrará. Este é um processo que aumenta drasticamente a entropia do sistema e é termodinamicamente favorável. O processo inverso, de cacos de vidro se reagrupando em um vidro inteiro, sem rachaduras, é tão improvável que nunca ocorre espontaneamente na prática. No entanto, onde quer que haja energia livre e utilizável suficiente, sistemas desordenados podem ser ordenados, mas apenas à custa do aumento da entropia geral do(s) sistema(s) total(is) em contato um com o outro.

Esta não é apenas uma afirmação qualitativa. Com base no conteúdo de partículas conhecido do Universo e no tamanho do Universo observável - determinado pelas propriedades do Big Bang quente e as constantes fundamentais do Universo, incluindo a velocidade da luz - podemos expressar a entropia do Universo ( S ) em termos da constante de Boltzmann, k _B . No início do Big Bang, a radiação era a forma dominante de entropia, e a entropia total do Universo observável era S ~10 ⁸⁸ k _B . Embora isso possa parecer um “grande número”, as coisas só podem ser quantificadas como grandes ou pequenas em relação a outra coisa.

Hoje, por exemplo, a entropia do Universo observável é muito maior: cerca de um quatrilhão de vezes maior. Uma estimativa responsável o coloca em algum lugar ao redor S ~10 ¹⁰³ k _B , onde a maior parte da entropia de hoje é causada por buracos negros. De fato, se calculássemos apenas a entropia da Via Láctea e todas as estrelas, gases, planetas, formas de vida e buracos negros presentes dentro dela, descobriríamos que a entropia da Via Láctea era dominada pelo maior supermassivo de nossa galáxia. buraco negro, com uma entropia de S ~10 ⁹¹ k _B tudo por conta própria! Em termos de entropia, nosso único buraco negro supermassivo derrota todo o Universo visível, combinado, de 13,8 bilhões de anos atrás!

Esta é a primeira imagem de Sgr A*, o buraco negro supermassivo no centro da nossa galáxia. É a primeira evidência visual direta da presença deste buraco negro. Ele foi capturado pelo Event Horizon Telescope (EHT), uma matriz que conectou oito observatórios de rádio existentes em todo o planeta para formar um único telescópio virtual do “tamanho da Terra”. Sua massa medida de 4,3 milhões de massas solares o coloca entre os menores buracos negros supermassivos de todos, e possui uma entropia de ~10^91 k_B, ou cerca de 1000 vezes mais entropia do que estava contido no Universo observável há cerca de 13,8 bilhões de anos. .

À medida que continuamos a avançar no tempo, a entropia continua a aumentar. Não apenas bilhões, mas nos próximos trilhões, quadrilhões e quintilhões de anos à nossa frente (e mais), o Universo:

• completar suas reações de fusão nuclear dentro dos núcleos das estrelas,
• estabelecer-se em grupos de galáxias ligados eternamente separados pelo Universo em constante expansão,
• expelir gás e poeira no meio intergaláctico,
• ejetar gravitacionalmente planetas, aglomerados de massa e restos estelares,
• criar um grande número de buracos negros que eventualmente crescerão para possuir uma massa de valor máximo,
• e depois Radiação Hawking toma conta , levando ao decaimento do buraco negro.

Depois de talvez 10 ¹⁰³ anos se passarem, o Universo atingirá seu valor máximo de entropia de cerca de S = 10 ¹²³ k _B , ou um fator de 100 quintilhões maior do que a entropia hoje. À medida que mesmo os buracos negros mais supermassivos decaem em radiação, a entropia permanece praticamente constante, aumentando apenas ligeiramente, mas neste ponto não haverá mais energia para extrair. Com o decaimento do buraco negro final no Universo, haverá apenas um banho frio de radiação permeando o cosmos, ocasionalmente encontrando um objeto ligado, degenerado e estável como um núcleo atômico ou outra partícula fundamental solitária. Sem mais energia para extrair, e nenhum conjunto menos comum de arranjos de partículas que surgirão espontaneamente, o Universo alcançará um estado conhecido como morte por calor : um estado de entropia máxima dadas as partículas que existem.

À medida que o Universo continua a envelhecer, as últimas fontes de luz surgirão da evaporação dos buracos negros. Enquanto os buracos negros menos massivos completarão sua evaporação após apenas 10^67 anos ou mais, os mais massivos persistirão por mais de um googol (10^100) anos, tornando-os os últimos objetos a emitir luz, até onde sabemos .

Isso, pelo menos em termos de entropia, é como é a história do nosso Universo. Depois de partir de um estado quente, denso, quase uniforme, energético, cheio de partículas e antipartículas com uma quantidade finita e mensurável de entropia, o Universo:

• expande,
• esfria,
• gravita,
• forma estrutura em uma variedade de escalas,
• que leva a processos que se tornam extremamente complexos,
• levando a sistemas estelares, planetas, atividade biológica e vida,
• e então tudo se decompõe,

levando a um estado de entropia máxima do qual nenhuma energia adicional pode ser extraída. Ao todo, desde o Big Bang até a eventual morte por calor, a entropia do nosso Universo aumenta por um fator de ~ 10 ³⁵ , ou 100 decilhão: o mesmo que o número de átomos necessários para formar aproximadamente 10 milhões de seres humanos.

Mas é aí que entra a grande questão da hipótese passada: se cada momento que passa traz consigo um aumento de entropia, e a entropia do Universo sempre foi aumentando, e a segunda lei da termodinâmica dita que a entropia deve sempre aumentar ( ou permanecer o mesmo) e nunca pode diminuir, então como começou em um estado de entropia tão baixa para começar?

A resposta, talvez surpreendentemente, é conhecida teoricamente há mais de 40 anos: inflação cósmica.

A expansão exponencial, que ocorre durante a inflação, é tão poderosa porque é implacável. A cada ~10^-35 segundos (mais ou menos) que passa, o volume de qualquer região particular do espaço dobra em cada direção, fazendo com que qualquer partícula ou radiação se dilua e fazendo com que qualquer curvatura se torne rapidamente indistinguível de plana. Isso também desempenha um papel em manter a entropia constante, mas diminuindo drasticamente a densidade de entropia.

Você pode pensar em inflação cósmica alternadamente, como a razão pela qual o Big Bang ocorreu , a hipótese adicional, agora verificada, de o que veio antes e estabeleceu as condições com as quais o Big Bang nasceu , ou como a teoria que removeu a noção da “singularidade do Big Bang” da noção do estado quente, denso e em expansão que identificamos como o Big Bang. (Todos estão corretos à sua maneira.) Mas a inflação, embora seja uma característica pouco apreciada dela, por sua própria natureza força o Universo a nascer em um estado de baixa entropia, independentemente das condições em que a inflação surgiu. E ainda mais notável, nunca viola a segunda lei da termodinâmica, permitindo que a entropia nunca diminua durante o processo.

Como isso ocorre?

A maneira mais simples de explicar é apresentar dois conceitos que você provavelmente já ouviu falar, mas talvez não tenha uma apreciação suficiente. A primeira é a diferença entre entropia (a quantidade total que você encontrará) e densidade de entropia (a quantidade total que você encontrará em um determinado volume de espaço), o que parece bastante fácil. Mas o segundo requer um pouco de explicação: o conceito de expansão adiabática. A expansão adiabática é uma propriedade importante na termodinâmica, nos motores e também no Universo em expansão.

Este esquema de um motor mostra como a rápida compressão do ar devido ao movimento de um pistão, compressão adiabática, leva ao aumento da temperatura e, se houver uma mistura de combustível/ar suficiente dentro do pistão de compressão, ignição seguida de combustão, o que faz com que a câmara para re-expandir. Este é o princípio fundamental por trás de um motor de combustão interna.

Você deve se lembrar – voltando até quando você aprendeu sobre química – que se você pegar um recipiente lacrado cheio de gás, ele terá certas propriedades dentro dele que são fixas, como o número de partículas dentro e outras propriedades que podem variar, como a pressão, temperatura ou volume do gás dentro desse recipiente. Dependendo de como você altera uma ou mais dessas propriedades, as outras serão alteradas em resposta de várias maneiras interessantes.

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• Você pode aumentar ou diminuir o volume do recipiente mantendo a pressão constante, resultando em uma mudança de temperatura que obedece Lei de Carlos : um exemplo de expansão ou contração isobárica.
• Você pode aumentar ou diminuir a pressão do recipiente mantendo o volume constante, resultando em uma mudança de temperatura: um exemplo de mudanças isovolumétricas.
• Você pode manter a temperatura constante enquanto aumenta ou diminui lentamente o volume, resultando em uma mudança de pressão que obedece Lei de Boyle : uma mudança isotérmica.

Mas se você pegar um gás confinado e expandi-lo muito rapidamente ou comprimi-lo muito rapidamente, todos esses três fatores – pressão, volume e temperatura – mudarão. Esse tipo de alteração é conhecido como mudança adiabática , onde a expansão adiabática leva ao resfriamento rápido e a contração adiabática leva ao aquecimento rápido, onde o último é como os pistões funcionam. Nenhum calor é trocado entre o ambiente externo e o sistema interno, mas há uma quantidade chave que permanece constante durante a expansão ou contração adiabática: a entropia. Na verdade, ' isentrópico ”, ou entropia constante, é sinônimo de adiabático se o sistema também obedecer à simetria de reversão no tempo.

Este diagrama mostra, em escala, como o espaço-tempo evolui/expande em incrementos de tempo iguais se o seu Universo é dominado por matéria, radiação ou a energia inerente ao próprio espaço, com esta última correspondendo a um inflador, energia inerente ao espaço- Universo dominado. Observe que, na inflação, cada intervalo de tempo que passa resulta em um Universo que é duplicado em todas as dimensões do seu tamanho anterior.

Durante a inflação cósmica, uma parte do Universo começa a se expandir de forma rápida e constante, resultando em um comportamento exponencial. Em um “tempo de duplicação”, que é tipicamente uma fração de um decilionésimo de segundo, o comprimento, a largura e a profundidade (todas as três dimensões) dobram de tamanho, aumentando o volume por um fator de 8. tempo”, todos dobram novamente, aumentando o volume original por um fator de 64.

Após 10 tempos de duplicação, o pedaço do Universo que sofreu inflação aumentou em volume em mais de um fator de um bilhão. Após 100 duplicações, seu volume aumentou por um fator de aproximadamente 10 ⁹⁰ . E depois de 1000 vezes dobrando, seu volume aumentou em uma quantidade grande o suficiente para levar um volume do tamanho de Planck, o menor volume que faz sentido físico em um universo quântico, e esticá-lo muito além do tamanho do universo visível. .

E o tempo todo, a entropia dentro desse volume, porque o Universo se expande adiabaticamente, permanece constante. Em outras palavras, a entropia total não diminui, mas durante a inflação, a densidade de entropia cai exponencialmente. Isso garante que, quando a inflação termina, a maior parte da entropia no volume do Universo que se torna nosso Universo observável vem do fim da inflação e do início do Big Bang quente, não de qualquer entropia pré-existente no Universo durante ou antes da inflação.

A analogia de uma bola deslizando sobre uma superfície alta é quando a inflação persiste, enquanto a estrutura desmoronando e liberando energia representa a conversão de energia em partículas, que ocorre ao final da inflação. Essa transformação – de energia inflacionária em matéria e radiação – representa uma mudança abrupta na expansão e propriedades do Universo, bem como um tremendo aumento na entropia onde quer que a inflação termine.

Em outras palavras, a solução para o problema da hipótese passada, ou por que o Universo possuía um estado de baixa entropia no início do Big Bang quente, é porque o Universo passou por um período de inflação cósmica. A expansão rápida, implacável e exponencial do Universo pegou qualquer que fosse a entropia em uma região específica do espaço – um certo volume de espaço – e inflasse esse volume em quantidades tremendas.

Mesmo que a entropia tenha sido conservada (ou possivelmente aumentada muito, muito ligeiramente), a densidade da entropia despenca, pois a entropia quase constante em um volume em expansão exponencial se traduz em ter a entropia em qualquer região específica do espaço se tornando exponencialmente suprimida. É por isso que, se você aceitar a evidência em favor da inflação cósmica, e essa evidência for muito, muito boa, você não terá mais um problema de “hipótese passada”. O Universo simplesmente nasce com a quantidade de entropia que a transição de um estado inflacionário para um estado quente do Big Bang, um processo conhecido como reaquecimento cósmico, imprime nele.

O Universo nasceu em um estado de baixa entropia porque a inflação fez com que a densidade de entropia despencasse, e então ocorreu o Big Bang quente, com a entropia aumentando para sempre a partir desse ponto. Contanto que você se lembre de que entropia não é densidade de entropia, você nunca mais ficará confuso com a hipótese passada.

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