Ethan에게 물어보세요 : 빅뱅에서 우주의 엔트로피가 0 이었나요?

엔트로피는 항상 증가하지만 이것이 시작하는 것이 0이라는 의미는 아닙니다.

다양한 거리를 되돌아 보는 것은 빅뱅 이후 다양한 시대에 해당한다. 엔트로피는 항상 어느 순간에서 다음으로 증가했지만 이것이 빅뱅이 0 엔트로피에서 시작되었다는 의미는 아닙니다. 사실 엔트로피는 유한하고 상당히 컸으며 엔트로피 밀도는 오늘날보다 훨씬 더 높았습니다. (NASA, ESA 및 A. FEILD (STSCI))

우주에서 가장 불가침 한 법칙 중 하나는 열역학의 두 번째 법칙입니다. 외부 환경과 아무것도 교환되지 않는 물리적 시스템에서는 엔트로피가 항상 증가합니다. 이것은 우리 우주 내부의 폐쇄 된 시스템뿐만 아니라 전체 우주 자체에 대해서도 사실입니다. 오늘 우주를보고 어떤 초기 시점의 우주와 비교해 보면 엔트로피가 항상 상승했고 예외없이 계속 상승하고 있다는 것을 우리 우주의 모든 역사에서 볼 수 있습니다. 그러나 우리가 모든 것의 초기, 즉 빅뱅의 첫 순간으로 돌아 가면 어떨까요? 엔트로피가 항상 증가했다면 빅뱅의 엔트로피가 0이라는 뜻입니까? 이것이 Vratislav Houdek이 알고 싶어하는 것입니다.

“두 번째 열역학 법칙에 따르면 총 엔트로피는 항상 증가하고 있습니다. 그것은 빅뱅의 순간에 엔트로피가 최소 (0?) 였고, 우주가 최대로 조직되었다는 것을 의미합니까?”

놀랍게도 대답은 ' 아니오' 입니다. 우주는 최대한 조직화되지 않았을뿐만 아니라 뜨거운 빅뱅의 초기 단계에서도 상당히 큰 엔트로피를 가졌습니다. 더욱이,“조직화”는 엔트로피를 설명하기 위해“무질서”를 간접적 인 방법으로 사용하더라도 그것에 대해 생각하는 건전한 방법이 아닙니다. 그것이 의미하는 바를 풀자.

뜨거운 빅뱅부터 현재까지 우리 우주는 엄청난 양의 성장과 진화를 겪었고 계속 그렇게하고 있습니다. 관측 가능한 우주 전체는 약 138 억년 전에는 축구 공 크기 였지만 오늘날에는 반경이 460 억 광년으로 확장되었습니다. (NASA / CXC / M.WEISS)

우리가 뜨거운 빅뱅의 초기 단계에있는 우주에 대해 생각할 때, 우리는 오늘날 우리가 가지고있는 모든 물질과 복사를 상상하고 있습니다. 현재는 직경이 약 920 억 광년 인 구체에 퍼져 있습니다. 축구 공만한 크기입니다 . 그것은 엄청나게 뜨겁고 밀도가 높으며 약 100⁹⁰ 입자, 반입자 및 방사선 양자 모두 CERN의 대형 강 입자 충돌기조차도 달성 할 수있는 것보다 수십억 배나 많은 에너지를 가지고 있습니다. 여기에는 다음이 포함됩니다.

  • 표준 모델의 모든 물질 입자,
  • 모든 반물질 대응 물,
  • 글루온,
  • 중성미자,
  • 광자,
  • 암흑 물질의 원인은 무엇이든
  • 또한 존재했을 수있는 이색적인 입자 종,
초기 우주는 물질과 방사선으로 가득 차 있었고 너무 뜨겁고 밀도가 높아서 존재하는 쿼크와 ​​글루온이 개별 양성자와 중성자로 형성되지 않고 쿼크-글루온 혈장에 남아있었습니다. 이 원시 수프는 입자, 반입자 및 복사로 구성되어 있으며 현대 우주보다 엔트로피가 낮은 상태에 있었지만 여전히 많은 엔트로피가있었습니다. (RHIC 콜라보레이션, BROOKHAVEN)

그러나 엔트로피는 실제로 무엇을 의미합니까? 우리는 일반적으로 그것이 무질서의 척도 인 것처럼 이야기합니다. 바닥에있는 깨진 달걀은 조리대에있는 깨진 달걀보다 더 많은 엔트로피를 가지고 있습니다. 차가운 덩어리의 크림과 뜨거운 커피는 두 가지를 잘 혼합 한 것보다 엔트로피가 적습니다. 혼란스러운 옷 더미는 모든 옷을 접고 정리 된 방식으로 정리 한 깔끔한 옷장 서랍 세트보다 엔트로피가 더 높습니다. 이러한 예는 모두 상위 엔트로피와 하위 엔트로피 상태를 정확하게 식별하지만 엔트로피를 정량화 할 수있는 것은 정확히 "순서"또는 "장애"가 아닙니다.

대신, 우리가 생각해야 할 것은 시스템에 존재하는 모든 입자, 반입자 등에 대해 에너지와 에너지 분포를 고려할 때 각 입자의 양자 상태 또는 허용되는 양자 상태가 무엇인지입니다. 플레이. 무질서와 같은 모호한 특성보다는 엔트로피가 실제로 측정하는 것은 다음과 같습니다.

전체 시스템의 양자 상태의 가능한 배열 수.

왼쪽의 초기 조건에서 설정하고 진화하도록하는 시스템은 문이 열려있을 때보 다 문이 닫혀 있으면 엔트로피가 적습니다. 입자가 혼합되도록 허용하는 경우 동일한 평형 온도에서 입자의 절반을 각각 두 개의 서로 다른 온도에서 배열하는 것보다 두 배 많은 입자를 배열하는 방법이 더 많습니다. (WIKIMEDIA 공통 사용자 HTKYM 및 DHOLLM)

예를 들어 위의 두 시스템을 고려하십시오. 왼쪽에는 중간에 칸막이가있는 상자의 한쪽에는 차가운 가스가 있고 다른 한쪽에는 뜨거운 가스가 있습니다. 오른쪽에는 칸막이가 열리고 상자 전체에 같은 온도의 가스가 있습니다. 어떤 시스템에 더 많은 엔트로피가 있습니까? 오른쪽은 잘 혼합 된 것입니다. 왜냐하면 모든 입자가 동일한 속성을 가질 때 양자 상태를 배열 (또는 스왑)하는 방법이 더 많기 때문입니다.

우주가 극도로 어렸을 때, 특정 에너지 분포를 가진 특정 수의 입자가있었습니다. 이 초기 단계에서 거의 모든 엔트로피는 방사선 때문이었습니다. 계산하면 총 엔트로피가 S = 10⁸⁸ k_B 라는 것을 알 수 있습니다. 여기서 k_B 는 볼츠만 상수입니다. 그러나 다음과 같은 에너지 방출 반응이 발생할 때마다 :

  • 중성 원자 형성,
  • 가벼운 원자핵을 더 무거운 핵으로 융합하고,
  • 가스 구름을 중력 적으로 붕괴시켜 행성이나 별에
  • 블랙홀을 만들거나
우주의 확장이 축소 된 구조 형성 시뮬레이션의이 조각은 암흑 물질이 풍부한 우주에서 수십억 년 동안의 중력 성장을 나타냅니다. 우주의 엔트로피는 (확장 포함) 엔트로피 밀도가 떨어질 수 있음에도 불구하고 모든 단계에서 항상 증가하고 있습니다. (RALF KÄHLER 및 TOM ABEL (KIPAC) / OLIVER HAHN)

오늘날 우리 우주 엔트로피의 가장 큰 기여자는 블랙홀이며, 오늘날의 엔트로피는 빅뱅 초기 단계의 약 천조 배에 달하는 값에 도달합니다. S = 10¹⁰³ k_B . 블랙홀의 경우 엔트로피는 블랙홀의 표면적에 비례하며 더 무거운 블랙홀의 경우 더 큽니다. 은하수의 초 거대 블랙홀은 그 자체로 약 S = 10⁹¹ k_B 또는 뜨거운 빅뱅의 초기 단계에서 전체 우주보다 약 1000 배 더 많은 엔트로피를 가지고 있습니다.

시간이 지남에 따라 우주 시계가 계속 움직일수록 우리는 점점 더 많은 블랙홀을 형성 할 것이며 가장 무거운 블랙홀은 질량을 얻을 것입니다. 지금부터 10²⁰ 년 정보, 엔트로피는 우리의 범위의 엔트로피 곳주고, 블랙홀을 형성 할뿐만 아마도 최대 우주의 질량의 1 %, 최대에 도달 할 것 S = 10¹¹⁹ K_B을S = 10¹²¹ K_B , 엔트로피 블랙홀은 결국 호킹 방사선을 통해 붕괴 되기 때문에 (아마도) 보존 될 뿐 생성되거나 파괴되지는 않습니다.

블랙홀 표면에 인코딩 된 정보는 이벤트 지평선의 표면적에 비례하는 정보가 될 수 있습니다. 물질과 방사선이 블랙홀로 떨어지면 표면적이 커져 정보를 성공적으로 인코딩 할 수 있습니다. 블랙홀이 붕괴해도 엔트로피는 감소하지 않습니다. (TB BAKKER / JP VAN DER SCHAAR 박사, UNIVERSITEIT VAN AMSTERDAM)

그러나 이것은 시간이 지남에 따라 엄청나게 확장되는 관측 가능한 우주만을위한 것입니다. 대신 엔트로피 밀도 (또는 관측 가능한 우주의 부피로 나눈 관측 가능한 우주의 엔트로피)를 비교한다면 매우 다른 이야기를 들려줍니다.

반지름이 약 0.1 미터 인 축구 공의 부피는 약 0.004 입방 미터입니다. 즉, 초기 우주의 엔트로피 밀도는 10⁹⁰ k_B / m³를 약간 넘고 엄청납니다. 비교를 위해 은하수의 중앙 블랙홀은 자체적으로 약 10⁴⁰ m³의 부피를 차지하므로 엔트로피 밀도는 약 10⁵¹ k_B / m³ 에 불과합니다 . 이는 여전히 매우 크지 만 엔트로피 밀도보다 훨씬 작습니다. 초기 우주.

오늘날 우리가 우주를 보면 사실, 전체 엔트로피가 엄청난 경우에도 볼륨이 상대적으로 적은 수의 엔트로피 밀도가 너무 커서 드라이브를 사실이라고 : 약 ~ 10²⁷ K_B / m³의에 10²⁸ K_B / m³의.

빛의 각 점이 은하를 나타내는이 관측 가능한 우주의 시뮬레이션 된지도에서 우주 웹을 추적 할 수 있습니다. 우리 우주 전체의 엔트로피는 거대하고 초대 질량 블랙홀이 지배하지만, 엔트로피 밀도는 매우 작습니다. 엔트로피가 항상 증가하더라도 팽창하는 우주에서는 엔트로피 밀도가 증가하지 않습니다. (GREG BACON / STSCI / NASA GODDARD 우주 비행 센터)

그럼에도 불구하고 오늘날의 엔트로피와 비교했을 때, 뜨거운 빅뱅의 가장 빠른 순간에 초기 우주의 엔트로피에는 약 15-16 자릿수의 차이가 있습니다. 우주의 우주 역사에서 확장이 엔트로피 밀도 또는 단위 부피당 엔트로피의 양을 희석 시켰음에도 불구하고 총 엔트로피는 극적으로 증가했습니다.

그러나 오늘날 우리가보고 측정 할 수있는 관측 가능한 우주와 우리에게 거의 알려지지 않은 관측 불가능한 우주 사이에는 차이가 있습니다. 현재 우리는 모든 방향으로 460 억 광년 동안 볼 수 있으며 시간이 지남에 따라 더 많은 우주가 결국 우리에게 드러날 것입니다. 관찰 할 수 있습니다. 우리가 아는 한, 공간은 진정으로 그 이상으로 무한 할 수 있습니다.

빅뱅 이후 138 억년이 지난 오늘날, 우리는 빅뱅 이후 그 거리에서 빛이 우리에게 도달 할 것이기 때문에 우리로부터 460 억 광년 반경 내에 포함 된 모든 물체를 볼 수 있습니다. 그러나 먼 미래에 우리는 현재 610 억 광년까지 멀리 떨어진 물체를 볼 수있을 것입니다. 이것은 우리가 관찰 할 수있는 공간의 135 % 증가를 나타냅니다. (FRÉDÉRIC MICHEL 및 ANDREW Z. COLVIN, E. SIEGEL에 의해 기증 됨)

그러나 빅뱅이 우리가 알고있는 우리 우주의 기원이긴하지만 우리가 현명하게 말할 수있는 모든 것의 첫 번째 것은 아니라는 것을 기억하는 것이 중요합니다. 우리가 알 수있는 한, 빅뱅은 처음이 아니었다. 오히려 뜨겁고, 밀도가 높고, 거의 완벽하게 균일하고, 팽창하고, 물질로 가득 차고, 반물질, 방사선 등으로 가득 찬 일련의 조건을 설명합니다. 조금 일찍. 그러나 빅뱅을 설정하기 위해 우리가 가지고있는 가장 좋은 증거는 빅뱅 이전의 다른 주인 우주 인플레이션을 가리 킵니다.

인플레이션에 따르면 빅뱅 이전에 우주는 입자, 반입자 또는 복사가 아닌 필드 또는 공간 자체에 내재 된 에너지와 같은 암흑 에너지 형태의 에너지로 채워졌습니다. 우주가 팽창함에 따라, 그것은 물질과 복사의 밀도 하락에 의해 결정되는 끊임없이 감소하는 속도가 아니라 기하 급수적으로 그렇게되었습니다. 이 시간 동안 아무리 오래 지속되어 ~ 10 ^ -32 정도 지나면 물리학 법칙이 무너지지 않는 가장 작은 스케일 인 플랑크 길이의 영역이 늘어납니다. 오늘날 보이는 우주의 크기로.

인플레이션 중에 발생하는 지수 팽창은 무자비하기 때문에 매우 강력합니다. ~ 10 ^ -35 초 (또는 그 정도)가 지나갈 때마다 공간의 특정 영역의 부피가 각 방향으로 두 배가되어 입자 나 방사선이 희석되어 곡률이 평면과 빠르게 구별 될 수 없게됩니다. (E. SIEGEL (L); NED WRIGHT의 우주론 튜토리얼 (R))

인플레이션 동안 우리 우주의 엔트로피는 훨씬 더 낮았 을 것입니다. 뜨거운 빅뱅이 시작된 관측 가능한 우주의 크기에 해당하는 부피에 대해 약 10¹⁵ k_B 정도 입니다. (당신은 그것을 스스로 계산할 수 있습니다 .) 그러나 중요한 것은 이것입니다 : 우주의 엔트로피는 특별히 그렇게 많이 변하지 않습니다. 단순히 희석됩니다. 엔트로피 밀도는 극적으로 변하지 만 인플레이션 이전에 우주에 존재했던 기존 엔트로피는 여전히 남아 있지만 (증가 할 수도 있음) 더 크고 더 큰 볼륨으로 확장됩니다.

이것은 우리 우주에서 일어나는 일을 이해하는 데 중요합니다. 우리는 우주를 시작하거나 인플레이션 과정을 시작하기 위해 기적적으로 낮은 엔트로피 상태가 필요하지 않습니다. 우리에게 필요한 것은 우주의 일부에서 팽창이 일어나고 그 공간이 팽창하기 시작하는 것입니다. 간단히 말해서, 1 초도 안되는 순간에, 처음에 얼마나 많은 엔트로피가 있었는지에 상관없이 그 엔트로피는 이제 훨씬 더 큰 볼륨에 퍼져 있습니다. 엔트로피는 항상 증가 할 수 있지만 언젠가 우리의 전체 관측 가능한 우주가 될 볼륨에 포함 된 엔트로피의 양 또는 엔트로피 밀도는이 극도로 낮은 값으로 떨어집니다. 켈빈 당 약 10 나노 줄, 축구 공.

인플레이션 기간 (녹색) 동안에는 전체 엔트로피가 결코 감소 할 수 없지만 엔트로피 밀도 (파란색 원의 엔트로피 양)가 엄청나게 감소하여 세계 선이 지수 확장에 의해 늘어납니다. 인플레이션이 끝나면 인플레이션에 잠긴 필드 에너지가 입자로 변환되어 엄청난 엔트로피가 증가합니다. (E. SIEGEL의 NED WRIGHT의 우주론 튜토리얼 / 주석)

인플레이션이 끝나면 그 필드 에너지는 물질, 반물질 및 복사로 변환됩니다. 뜨겁고 밀도가 높고 거의 균일하며 팽창하지만 냉각되는 우주입니다. 그 필드 에너지를 입자로 변환하면 관측 가능한 우주 내의 엔트로피가 약 73 자릿수만큼 극적으로 상승합니다. 다음 138 억 년 동안 우리 우주가 팽창하고, 냉각되고, 융합되고, 중력 화되고, 원자와 별과 은하, 블랙홀과 행성과 인간이 형성됨에 따라 우리의 엔트로피는“단지”15 ~ 16 배 증가했습니다.

우주의 전체 역사에서 일어난 일과 일어날 일은 지금까지 일어난 가장 큰 엔트로피 성장에 비해 땅콩입니다. 인플레이션의 끝과 뜨거운 빅뱅의 시작입니다. 그러나 놀랍도록 낮은 엔트로피를 가진 인플레이션 상태에서도 우리는 여전히 우주의 엔트로피가 감소하는 것을 보지 못했습니다. 우주의 부피가 기하 급수적으로 증가함에 따라 감소한 것은 엔트로피 밀도뿐이었습니다. 먼 미래에 우주가 현재 반경의 약 100 억 배로 확장되면 엔트로피 밀도는 다시 한 번 인플레이션 시대만큼 작아 질 것입니다.

우리의 엔트로피는 계속 증가 할 것이지만, 엔트로피 밀도는 약 138 억년 전 뜨거운 빅뱅이 시작되었을 때만 큼 크지 않을 것입니다.

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Starts With A BangBeyond The Galaxy의 저자 인 Ethan Siegel , Ph.D. Treknology : Tricorders에서 Warp Drive 로의 Treknology : The Science of Star Trek에 의해 저술되었습니다 .

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