Энтропия всегда увеличивается, но это не значит, что она изначально была нулевой.
Одним из самых незыблемых законов Вселенной является второй закон термодинамики: в любой физической системе, где ничто не обменивается энергией с внешней средой, энтропия всегда увеличивается. Это верно не только для замкнутой системы внутри нашей Вселенной, но и для всей Вселенной. Если вы посмотрите на Вселенную сегодня и сравните ее со Вселенной в любой более ранний момент времени, вы обнаружите, что энтропия всегда повышалась и продолжает расти, без исключений, на протяжении всей нашей космической истории. Но что, если мы вернемся к самым ранним временам: к самым первым моментам Большого взрыва? Если энтропия всегда увеличивалась, значит ли это, что энтропия Большого взрыва была равна нулю? Это то, что хочет знать Вратислав Худек, спрашивая:
«Согласно второму закону термодинамики общая энтропия всегда растет. Означает ли это, что в момент большого взрыва энтропия была минимальной (нулевой?), [Подразумевая, что] Вселенная была максимально организована?»
Ответ, возможно, покажется удивительным, нет. Вселенная не только не была максимально организована, но и имела довольно большую энтропию даже на самых ранних стадиях горячего Большого взрыва. Более того, термин «организованный» - не совсем правильный способ думать об этом, хотя мы используем термин «беспорядок» как небрежный способ описания энтропии. Давайте разберемся, что все это значит.
Наша Вселенная с момента горячего Большого взрыва до наших дней претерпела огромный рост и эволюцию и продолжает это делать. Вся наша наблюдаемая Вселенная была примерно размером с футбольный мяч около 13,8 миллиарда лет назад, но сегодня она расширилась до 46 миллиардов световых лет в радиусе. (NASA / CXC / M.WEISS)
Когда мы думаем о Вселенной на самых ранних стадиях горячего Большого взрыва, мы представляем себе всю материю и излучение, которые у нас есть сегодня, (в настоящее время распространенные по сфере диаметром около 92 миллиардов световых лет) упакованные в объем размером с футбольный мяч. Он невероятно горячий и плотный, с 10⁹⁰ частиц, античастиц и квантов излучения, обладающих огромной энергией, в миллиарды раз больше, чем может достичь даже Большой адронный коллайдер в ЦЕРНе. Это включает в себя:
- все частицы материи Стандартной модели;
- все их аналоги из антивещества;
- глюоны;
- нейтрино;
- фотоны;
- все, что отвечает за темную материю;
- плюс любые экзотические виды частиц, которые могли существовать.
Все упаковано в крошечный объем с огромной кинетической энергией. Эта горячая, плотная, расширяющаяся и однородная с точностью до 1/30 000 сфера вырастет в наблюдаемую Вселенную, в которой мы живем сегодня, в течение следующих 13,8 миллиардов лет. Однако если подумать о том, с чего мы начали, это действительно похоже на неупорядоченное состояние с очень высокой энтропией.
Ранняя Вселенная была полна материи и излучения, была настолько горячей и плотной, что присутствующие в ней кварки и глюоны не превращались в отдельные протоны и нейтроны, а оставались в кварк-глюонной плазме. Этот изначальный суп состоял из частиц, античастиц и излучения, и, хотя он находился в более низком состоянии энтропии, чем наша современная Вселенная, энтропии все же было достаточно. (RHIC COLLABORATION, BROOKHAVEN)
Но что на самом деле означает энтропия? Мы обычно говорим о ней, как о мере беспорядка: разбитое яйцо на полу имеет больше энтропии, чем неразбитое яйцо на столе; ложка холодных сливок и чашка горячего кофе имеют меньшую энтропию, чем хорошо перемешанная их комбинация; хаотичная куча одежды имеет более высокую энтропию, чем аккуратный набор ящиков комода, в котором вся одежда сложена организованным образом. Хотя все эти примеры правильно идентифицируют состояние с более высокой энтропией по сравнению с состоянием с более низкой энтропией, это не совсем «порядок» или «беспорядок», которые позволяют нам количественно оценить энтропию.
Вместо этого нам следует представить для всех частиц, античастиц и т. д., присутствующих в системе, каково квантовое состояние каждой частицы или какие квантовые состояния разрешены с учетом энергий и распределений энергии. Что на самом деле измеряет энтропия, а не какая-то туманная характеристика вроде беспорядка, так это количество возможных вариантов квантового состояния всей вашей системы.
Система, настроенная в начальных условиях слева и могущая эволюционировать, будет иметь меньшую энтропию, если дверь остается закрытой, чем если дверь открыта. Если частицам позволяют смешаться, существует больше способов расположить вдвое больше частиц при одной и той же равновесной температуре, чем способов расположить половину этих частиц при двух разных температурах. (WIKIMEDIA COMMONS USERS HTKYM AND DHOLLM)
Рассмотрим, например, две вышеупомянутые системы. Слева ящик с перегородкой посередине имеет холодный газ с одной стороны и горячий газ с другой; справа перегородка открыта и вся коробка имеет газ одной температуры. В какой системе больше энтропии? Справа, потому что существует больше способов упорядочить (или поменять местами) квантовые состояния, когда все частицы имеют одинаковые свойства, чем когда половина имеет один набор свойств, а половина - другой, отличный набор свойств.
Когда Вселенная была очень молодой, в ней было определенное количество частиц с определенным распределением энергии. На этих ранних стадиях почти вся энтропия была обусловлена излучением; если мы его вычислим, то обнаружим, что полная энтропия была около S = 10⁸⁸ k_B, где k_B - постоянная Больцмана. Но каждый раз, когда происходят события с выделением энергии, например:
- образование нейтрального атома;
- слияние легких атомных ядер в более тяжелое;
- гравитационное коллапсирование газового облака на планету или звезду;
- создание черной дыры;
вы увеличиваете общую энтропию вашей системы.
Этот фрагмент моделирования формирования структуры с масштабированным расширением Вселенной представляет миллиарды лет расширения Вселенной, богатой темной материей. Энтропия Вселенной на каждом этапе всегда увеличивается, хотя плотность энтропии (с учетом расширения) может упасть. (RALF KÄHLER AND TOM ABEL (KIPAC)/OLIVER HAHN)
Сегодня наибольший вклад в энтропию нашей Вселенной вносят черные дыры, при этом сегодняшняя энтропия достигает значения, которое примерно в квадриллион раз больше, чем на самых ранних стадиях Большого взрыва: S = 10¹⁰³ k_B. Для черной дыры энтропия пропорциональна площади поверхности черной дыры, которая увеличивается с ростом массы черных дыр. Сверхмассивная черная дыра Млечного Пути сама по себе имеет энтропию примерно S = 10⁹¹ k_B, что примерно в 1000 раз больше, чем у всей Вселенной на ранних стадиях горячего Большого взрыва.
Со временем, по мере того как космические часы продолжают тикать, мы будем образовывать все больше и больше черных дыр, а самые тяжелые черные дыры будут набирать массу. Примерно через 10²⁰ лет энтропия достигнет максимума, так что, возможно, до 1% массы Вселенной сформирует черные дыры, что даст нам энтропию где-то в диапазоне от S = 10¹¹⁹ k_B до S = 10¹²¹ k_B, энтропия которая (вероятно) будет только сохраняться, а не создаваться или уничтожаться, поскольку эти черные дыры в конечном итоге распадаются под действием излучения Хокинга.
На поверхности черной дыры могут быть закодированы биты информации, объем информации пропорционален площади поверхности горизонта событий. По мере того, как вещество и излучение попадают в черную дыру, площадь поверхности увеличивается, что позволяет успешно кодировать эту информацию. Когда черная дыра распадается, энтропия не уменьшается. (T.B. BAKKER / DR. J.P. VAN DER SCHAAR, UNIVERSITEIT VAN AMSTERDAM)
Но это только для наблюдаемой Вселенной, которая со временем значительно расширяется. Если бы мы вместо этого сравнили плотность энтропии, или энтропию наблюдаемой Вселенной, деленную на объем наблюдаемой Вселенной, это сказало бы нам о других факторах.
Футбольный мяч с радиусом около 0,1 метра имеет объем около 0,004 кубических метра, что означает, что в очень ранней Вселенной плотность энтропии была чуть более 10⁹⁰ k_B/м³, огромное значение. Для сравнения, центральная черная дыра Млечного Пути сама по себе занимает объем около 10⁴⁰ м³, поэтому ее плотность энтропии составляет всего около 10⁵¹ k_B/ м³, что по-прежнему чрезвычайно велико, но намного меньше плотности энтропии ранняя Вселенная.
Фактически, если мы посмотрим на Вселенную сегодня, то даже при том, что общая энтропия огромна, тот факт, что ее объем настолько велик, приводит к относительно небольшому значению плотности энтропии: от ~ 10²⁷ k_B/m³ до 10²⁸ k_B/m³.
На этой смоделированной карте нашей наблюдаемой Вселенной, где каждая светящаяся точка представляет собой галактику, можно увидеть космическую паутину. Хотя энтропия всей нашей Вселенной огромна, в ней преобладают сверхмассивные черные дыры, плотность энтропии очень мала. Хотя энтропия всегда увеличивается, в расширяющейся Вселенной плотность энтропии не увеличивается. (GREG BACON/STSCI/NASA GODDARD SPACE FLIGHT CENTER)
Тем не менее, существует разница примерно на 15–16 порядков величины для энтропии в ранней Вселенной, в самые ранние моменты горячего Большого взрыва, по сравнению с энтропией сегодня. За всю космическую историю Вселенной, даже несмотря на то, что расширение разбавило плотность энтропии, или количество энтропии на единицу объема, общая энтропия резко увеличилась.
Однако есть разница между наблюдаемой Вселенной, которую мы можем видеть и измерить сегодня, и ненаблюдаемой Вселенной, которая остается для нас в значительной степени неизвестной. Хотя в настоящее время мы можем видеть 46 миллиардов световых лет во всех направлениях, и со временем нам откроется еще большая часть расширяющейся Вселенной, у нас есть только нижний предел размера Вселенной за пределами той части, которую мы можно наблюдать. Насколько нам известно, за пределами этого космоса действительно может быть бесконечность.
Сегодня, через 13,8 миллиарда лет после Большого взрыва, мы можем видеть любой объект, находящийся в радиусе 46 миллиардов световых лет от нас, поскольку свет достигнет нас с такого расстояния с момента Большого взрыва. Однако в далеком будущем мы сможем видеть объекты на расстоянии до 61 миллиарда световых лет, что на 135% увеличит объем космоса, который мы сможем наблюдать. (FRÉDÉRIC MICHEL AND ANDREW Z. COLVIN, ANNOTATED BY E. SIEGEL)
Но важно помнить, что Большой взрыв, хотя и является источником нашей Вселенной, какой мы ее знаем, это не самое первое из всего, о чем мы можем разумно говорить. Насколько мы можем судить, Большой взрыв не был самым началом, а скорее описывает набор условий - горячая, плотная, почти идеально однородная, расширяющаяся, заполненная материей, антивеществом, излучением и т. д. - которые существовали в какое-то раннее время. Однако лучшее доказательство того, что у нас есть, указывает на другое состояние, предшествующее Большому взрыву: космическую инфляцию.
Согласно теории инфляции, до Большого взрыва Вселенная была заполнена формой энергии, подобной темной энергии: энергия, присущая полю или самой ткани пространства, а не частицам, античастицам или излучению. По мере того как Вселенная расширялась, это происходило экспоненциально: постоянно, а не с постоянно убывающей скоростью, определяемой падающей плотностью материи и излучения. В течение этого времени, сколько бы оно ни продолжалось, каждые ~10^-32 с или около того, область размером с планковскую длину, наименьший масштаб, в котором законы физики не нарушаются, растягивается на размер сегодняшней видимой Вселенной.
Экспоненциальное расширение, которое происходит во время инфляции, настолько мощно, потому что оно неостановимо. Каждые ~ 10^-35 секунд (или около того), объем любой конкретной области пространства удваивается в каждом направлении, вызывая разбавление любых частиц или излучения и заставляя любую кривизну быстро становиться неотличимой от плоского пространства. (E. SIEGEL (L); NED WRIGHT’S COSMOLOGY TUTORIAL (R))
Во время инфляции энтропия нашей Вселенной должна была быть намного, намного ниже: около 10¹⁵ k_B для объема, эквивалентного размеру нашей наблюдаемой Вселенной в момент начала горячего Большого взрыва. Но важно вот что: энтропия Вселенной особо не меняется, она просто разбавляется. Плотность энтропии резко меняется, но какая бы то ни было ранее существовавшая энтропия во Вселенной до инфляции все еще остается (и может даже увеличиваться), но растягивается на все большие и большие объемы.
Это жизненно важно для понимания того, что происходит в нашей Вселенной. Нам не нужно какое-то чудодейственно низкоэнтропийное состояние, чтобы зародилась наша Вселенная или начался процесс инфляции. Все, что нам нужно, это чтобы в какой-то части Вселенной возникла инфляция и это пространство начало раздуваться. В кратчайшие сроки, не более чем через крошечную долю секунды, независимо от того, сколько энтропии было изначально, теперь эта энтропия распространяется на гораздо больший объем. Энтропия может всегда увеличиваться, но плотность энтропии или количество энтропии, содержащееся в объеме, который когда-нибудь станет всей наблюдаемой Вселенной, падает до этого чрезвычайно низкого значения: около 10 наноджоулей на Кельвин, распределенных по объему футбольный мяч.
Во время периода инфляции (зеленый) мировые линии растягиваются из-за экспоненциального расширения, вызывая огромное падение плотности энтропии (количество энтропии в синих кружках), хотя общая энтропия никогда не уменьшается. Когда инфляция заканчивается, энергия поля, заключенная в инфляции, превращается в частицы, что приводит к огромному увеличению энтропии. (NED WRIGHT’S COSMOLOGY TUTORIAL/ANNOTATIONS BY E. SIEGEL)
Когда инфляция прекращается, энергия поля превращается в материю, антивещество и излучение: в эту горячую, плотную, почти однородную и расширяющуюся, но охлаждающуюся Вселенную. Преобразование этой энергии поля в частицы вызывает резкое повышение энтропии в наблюдаемой Вселенной: примерно на 73 порядка. В течение следующих 13,8 миллиардов лет, по мере того как наша Вселенная расширялась, охлаждалась, образовывала атомы, звезды, галактики, черные дыры, планеты и людей, наша энтропия выросла «всего» на 15 или 16 порядков.
То, что произошло и что будет происходить за всю историю Вселенной, пустяки по сравнению с самым большим ростом энтропии, который когда-либо происходил: концом инфляции и началом горячего Большого взрыва. Тем не менее, даже во время этого инфляционного состояния с тревожно низкой энтропией, мы никогда не видели уменьшения энтропии Вселенной; уменьшалась только плотность энтропии по мере экспоненциального увеличения объема Вселенной. В далеком будущем, когда Вселенная расширится примерно в 10 миллиардов раз по сравнению с ее нынешним радиусом, плотность энтропии снова будет такой же малой, как и в эпоху инфляции.
Хотя наша энтропия будет продолжать расти, плотность энтропии никогда не будет такой большой, как это было в начале горячего Большого взрыва, примерно 13,8 миллиарда лет назад.
Комментариев нет:
Отправить комментарий