Salam, Khabro sakinləri! Fundamental elmdə dəbdən, inancdan, fantaziyadan danışmaq olarmı?
Kainat insan modası ilə maraqlanmır. Elmi iman kimi şərh etmək olmaz, çünki elmi postulatlar daim ciddi eksperimental sınaqlara məruz qalır və doqma obyektiv reallıqla ziddiyyət təşkil etməyə başlayan kimi atılır. Və fantaziya ümumiyyətlə həm faktlara, həm də məntiqə məhəl qoymur. Buna baxmayaraq, böyük Rocer Penrose bu hadisələri tamamilə rədd etmək istəmir, çünki elmi dəb tərəqqinin mühərriki ola bilər, iman bir nəzəriyyə real təcrübələrlə təsdiqləndikdə ortaya çıxır və fantaziya uçuşu olmadan bizim bütün qəribəlikləri dərk etmək mümkün deyil. Kainat.
“Moda” fəslində siz son onilliklərin ən dəbli nəzəriyyəsi olan sim nəzəriyyəsi haqqında öyrənəcəksiniz. “İman” kvant mexanikasının dayandığı prinsiplərə həsr edilmişdir. Və "Fantaziya" Kainatın mənşəyi haqqında bizə məlum olan nəzəriyyələrdən başqa bir şey deyil.
3.4. Böyük Partlayış Paradoksu
Əvvəlcə müşahidələr məsələsini qaldıraq. Bütün müşahidə edilə bilən Kainatın bir vaxtlar son dərəcə sıxılmış və inanılmaz dərəcədə isti vəziyyətdə olduğuna dair hansı birbaşa sübutlar var ki, bu da Bölmə 3.1-də təqdim olunan Böyük Partlayış şəklinə uyğundur? Ən inandırıcı sübut bəzən böyük partlayış adlanan kosmik mikrodalğalı fon radiasiyasıdır (CMB). CMB radiasiyası yüngüldür, lakin çox uzun dalğa uzunluğuna malikdir, ona görə də onu gözlərinizlə görmək tamamilə mümkün deyil. Bu işıq bizə hər tərəfdən son dərəcə bərabər (lakin əsasən qeyri-bərabər) tökülür. Bu, ~2,725 K temperaturu olan, yəni mütləq sıfırdan iki dərəcədən yuxarı olan istilik radiasiyasını təmsil edir. Müşahidə olunan "parıltı"nın Böyük Partlayışdan təxminən 3000 il sonra - Kainatın elektromaqnit şüalanmaya ilk dəfə şəffaflaşdığı son səpilmə dövründə (o vaxt ~379 K) inanılmaz dərəcədə isti Kainatda yarandığı güman edilir (baxmayaraq ki, Bu, Böyük Partlayış zamanı heç baş vermədi). partlayış; bu hadisə Kainatın ümumi yaşının ilk 000/1-də baş verir - Böyük Partlayışdan bu günə qədər). Son səpilmə dövründən bu yana, bu işıq dalğalarının uzunluğu, Kainatın özü genişləndiyi qədər (təxminən 40 dəfə) artmışdır ki, enerji sıxlığı da eyni dərəcədə köklü şəkildə azaldı. Buna görə də QMİ-nin müşahidə olunan temperaturu cəmi 000 K-dir.
Bu radiasiyanın mahiyyətcə uyğunsuz olması (yəni termal) Şəkil 3.13-də göstərilən tezlik spektrinin təbiəti ilə təsirli şəkildə təsdiqlənir. 2.2. Hər bir xüsusi tezlikdə radiasiya intensivliyi qrafikdə şaquli olaraq çəkilir və tezlik soldan sağa doğru artır. Davamlı əyri 2,725 K temperatur üçün Bölmə 500-də müzakirə edilən Plank qara cisim spektrinə uyğundur. Əyri üzərindəki nöqtələr xəta çubuqlarının təqdim olunduğu xüsusi müşahidələrdən alınan məlumatlardır. Eyni zamanda, səhv çubuqları XNUMX dəfə artır, çünki əks halda səhvlərin maksimuma çatdığı sağda belə onları nəzərdən keçirmək mümkün olmayacaqdır. Nəzəri əyri ilə müşahidə nəticələri arasındakı uyğunluq sadəcə diqqətəlayiqdir - təbiətdə tapılan istilik spektri ilə bəlkə də ən yaxşı uyğunluq.
Ancaq bu təsadüf nədən xəbər verir? Göründüyü kimi, termodinamik tarazlığa çox yaxın olan bir vəziyyəti nəzərdən keçirməyimiz (buna görə də əvvəllər uyğunsuzluq termini istifadə edilmişdir). Bəs yeni yaradılmış Kainatın termodinamik tarazlığa çox yaxın olmasından hansı nəticə çıxır? Şəklə qayıdaq. 3.12-cü bölmədən 3.3. Ən geniş qaba dənəli bölgə (tərifə görə) hər hansı digər bölgədən daha böyük olacaq və adətən digərlərinə nisbətən o qədər böyük olacaq ki, onların hamısını cırtdan edəcək! Termodinamik tarazlıq, ehtimal ki, hər hansı bir sistemin gec-tez gələcəyi makroskopik vəziyyətə uyğundur. Bəzən buna Kainatın termal ölümü deyilir, lakin bu halda, qəribə də olsa, Kainatın termal doğulmasından danışmalıyıq. Vəziyyət yeni doğulmuş Kainatın sürətlə genişlənməsi ilə çətinləşir, buna görə də nəzərdən keçirdiyimiz vəziyyət əslində qeyri-bərabərdir. Buna baxmayaraq, bu halda genişlənmə mahiyyətcə adiabatik hesab edilə bilər - bu məqam hələ 1934-cü ildə Tolman tərəfindən tam qiymətləndirilmişdir [Tolman, 1934]. Bu o deməkdir ki, entropiya dəyəri genişlənmə zamanı dəyişməyib. (Adiabatik genişlənmə səbəbindən termodinamik tarazlığın saxlandığı buna bənzər bir vəziyyət, faza məkanında bir-birindən yalnız Kainatın xüsusi həcmlərində fərqlənən qaba dənəli hissələrə malik bərabər həcmli bölgələr toplusu kimi təsvir edilə bilər. Güman edə bilərik ki, bu ilkin vəziyyət maksimum entropiya ilə xarakterizə olunurdu - genişlənməyə baxmayaraq!).
Görünür, biz müstəsna bir paradoksla üzləşmişik. Bölmə 3.3-də təqdim olunan arqumentlərə əsasən, İkinci Qanun Big Bang-in son dərəcə aşağı entropiyaya malik makroskopik dövlət olmasını tələb edir (və prinsipcə, bununla izah olunur). Bununla belə, QMİ-nin müşahidələri göstərir ki, Böyük Partlayışın makroskopik vəziyyəti nəhəng entropiya, bəlkə də mümkün olan maksimum səviyyə ilə xarakterizə olunurdu. Harada belə ciddi səhv edirik?
Bu paradoksun ümumi bir izahı budur: güman edilir ki, yeni doğulmuş Kainat çox “kiçik” olduğundan, maksimum entropiya üçün müəyyən bir məhdudiyyət ola bilər və o dövrdə qorunan termodinamik tarazlıq vəziyyəti belə idi. sadəcə olaraq o zaman mümkün olan limit səviyyəli entropiya. Ancaq bu səhv cavabdır. Belə bir mənzərə, Kainatın ölçüsünün bəzi xarici məhdudiyyətlərdən asılı olduğu tamamilə fərqli bir vəziyyətə uyğun ola bilər, məsələn, möhürlənmiş bir pistonlu silindrdə olan bir qaz vəziyyətində olduğu kimi. Bu halda, pistonun təzyiqi enerjinin xarici mənbəyi (və ya çıxışı) ilə təchiz edilmiş bəzi xarici mexanizm tərəfindən təmin edilir. Lakin bu vəziyyət bütövlükdə Kainata aid edilmir, onun həndəsəsi və enerjisi, eləcə də “ümumi ölçüsü” yalnız daxili quruluşla müəyyən edilir və Eynşteynin ümumi nisbilik nəzəriyyəsinin dinamik tənlikləri ilə idarə olunur (o cümlədən maddənin vəziyyətini təsvir edən tənliklər; 3.1 və 3.2-ci bölmələrə baxın). Belə şəraitdə (tənliklər zamanın istiqamətinə görə tam deterministik və invariant olduqda - 3.3-cü bölməyə baxın) faza məkanının ümumi həcmi zamanla dəyişə bilməz. Ehtimal olunur ki, P faza məkanının özü “inkişaf etməməlidir”! Bütün təkamül sadəcə olaraq P fəzasında C əyrisinin yeri ilə təsvir olunur və bu halda Kainatın tam təkamülünü əks etdirir (bax. bölmə 3.3).
Bəlkə də Kainatın Böyük Qəzaya yaxınlaşdığı zaman çökməsinin sonrakı mərhələlərini nəzərə alsaq, problem daha aydın olar. Şəkildə göstərilən K > 0, Λ = 0 üçün Fridman modelini xatırlayın. 3.2-ci bölmədə 3.1 a. İndi biz inanırıq ki, bu modeldəki pozğunluqlar maddənin nizamsız paylanmasından yaranır və bəzi hissələrdə artıq yerli çökmələr baş verib və onların yerində qara dəliklər qalıb. Bundan sonra bəzi qara dəliklərin bir-biri ilə birləşəcəyini və son təkliyə çevrilmənin ideal sferik simmetrik Fridmanın ciddi simmetrik Böyük Qəza ilə demək olar ki, heç bir ortaqlığı olmayan son dərəcə mürəkkəb bir prosesə çevriləcəyini fərz etməliyik. Şəkildə təqdim olunan model. 3.6 a. Əksinə, keyfiyyət baxımından çökmə vəziyyəti Şəkildə göstərilən nəhəng qarışıqlığı daha çox xatırladacaq. 3.14 a; bu halda yaranan təklik müəyyən dərəcədə 3.2-ci bölmənin sonunda qeyd olunan BCLM fərziyyəsinə uyğun ola bilər. Kainatın kiçik bir ölçüyə qədər kiçilməsinə baxmayaraq, son çökmə vəziyyəti ağlasığmaz entropiyaya sahib olacaq. Baxmayaraq ki, bu xüsusi (məkan baxımından qapalı) yenidən çökən Fridman modeli hazırda öz Kainatımızın inandırıcı təsviri hesab edilmir, eyni mülahizələr kosmoloji sabiti olan və ya olmayan digər Fridman modellərinə də aiddir. Maddənin qeyri-bərabər paylanması səbəbindən oxşar pozğunluqlar yaşayan hər hansı belə modelin çökən versiyası yenidən hər şeyi istehlak edən xaosa, qara dəlik kimi təkliyə çevrilməlidir (şək. 3.14 b). Bu vəziyyətlərin hər birində vaxtı tərsinə çevirməklə, biz mümkün ilkin sinqulyarlığa (potensial Böyük Partlayış) nail olacağıq ki, bu da müvafiq olaraq nəhəng entropiyaya malikdir və bu, burada entropiyanın “tavanı” haqqında irəli sürülən fərziyyəyə ziddir (şək. 3.14 c).
Burada mən bəzən nəzərdən keçirilən alternativ imkanlara keçməliyəm. Bəzi nəzəriyyəçilər təklif edirlər ki, ikinci qanun bu cür çökən modellərdə birtəhər özünü tərsinə çevirməlidir ki, Böyük Qəza yaxınlaşdıqca kainatın ümumi entropiyası tədricən kiçilir (maksimum genişlənmədən sonra). Bununla belə, belə bir mənzərəni qara dəliklərin varlığında təsəvvür etmək xüsusilə çətindir, onlar meydana gəldikdən sonra özləri entropiyanı artırmaq üçün işə başlayacaqlar (bu, hadisə üfüqünün yaxınlığında sıfır konusların yerləşdiyi zamanın asimmetriyası ilə əlaqələndirilir, Şəkil 3.9-a baxın). Bu, uzaq gələcəkdə də davam edəcək - ən azı Hawking mexanizminin təsiri altında qara dəliklər buxarlanana qədər (bax, bölmə 3.7 və 4.3). Hər halda, bu ehtimal burada göstərilən arqumentləri etibarsız etmir. Bu cür mürəkkəb çökmə modelləri ilə əlaqəli olan və oxucuların özləri də düşünə biləcəyi başqa bir mühüm problem var: qara dəliklərin təklikləri eyni vaxtda heç meydana çıxmaya bilər, buna görə də zamanı tərsinə çevirdikdə, Böyük Partlayış əldə etməyəcəyik. bu "hər şey və dərhal" baş verir. Bununla belə, bu, güclü kosmik senzuranın (hələ sübut olunmamış, lakin inandırıcı) fərziyyəsinin xüsusiyyətlərindən biridir [Penrose, 1998a; PkR, bölmə 28.8], buna əsasən, ümumi halda, belə bir təklik fəzaya bənzəyəcək (bölmə 1.7) və buna görə də birdəfəlik hadisə hesab edilə bilər. Üstəlik, güclü kosmik senzura fərziyyəsinin özünün etibarlılığı ilə bağlı sualdan asılı olmayaraq, bu şərti təmin edən bir çox həll yolu məlumdur və bütün bu cür variantlar (genişləndikdə) nisbətən yüksək entropiya dəyərlərinə sahib olacaqdır. Bu, tapıntılarımızın etibarlılığı ilə bağlı narahatlığı xeyli azaldır.
Müvafiq olaraq, biz Kainatın kiçik məkan ölçülərini nəzərə alaraq, mümkün entropiyanın müəyyən bir "aşağı tavanının" mütləq olacağına dair dəlil tapa bilmirik. Prinsipcə, maddənin qara dəliklər şəklində toplanması və “qara dəlik” təkliklərinin vahid tək xaosa qovuşması ikinci qanuna tam uyğun gələn prosesdir və bu son proses nəhəng artımla müşayiət olunmalıdır. entropiyada. Kainatın həndəsi standartlara görə "kiçik" son vəziyyəti belə çökən kosmoloji modelin nisbətən erkən mərhələlərində olduğundan xeyli yüksək olan ağlasığmaz entropiyaya malik ola bilər və məkan miniatürünün özü maksimum dəyər üçün "tavan" təyin etmir. entropiyanın, baxmayaraq ki, belə bir "tavan" (zamanın axını tərsinə çevirərkən) Böyük Partlayış zamanı entropiyanın niyə son dərəcə aşağı olduğunu izah edə bilərdi. Əslində, ümumiyyətlə Kainatın dağılmasını əks etdirən belə bir şəkil (şək. 3.14 a, b) paradoksun həllini təklif edir: nə üçün Böyük Partlayış zamanı mümkün olanlarla müqayisədə olduqca aşağı entropiya var idi. partlayışın isti olması faktı (və belə bir vəziyyət maksimum entropiyaya malik olmalıdır). Cavab budur ki, məkan vahidliyindən böyük sapmalara icazə verilərsə, entropiya köklü şəkildə arta bilər və bu cür ən böyük artım məhz qara dəliklərin yaranması ilə əlaqədar olan pozuntularla bağlıdır. Nəticə etibarilə, məkan baxımından homojen olan Böyük Partlayış, məzmununun inanılmaz dərəcədə isti olmasına baxmayaraq, həqiqətən də, nisbətən aşağı entropiyaya malik ola bilərdi.
Böyük Partlayışın həqiqətən məkan baxımından kifayət qədər homojen olmasına, FLRU modelinin həndəsəsinə uyğun olduğuna dair ən inandırıcı sübutlardan biri (lakin Şəkil 3.14c-də təsvir edilən nizamsız təkliyin daha ümumi halına uyğun gəlmir) yenə gəlir. RI-dən, lakin bu dəfə termodinamik təbiətindən daha çox bucaq homojenliyi ilə. Bu homojenlik, RI-nin temperaturunun səmanın istənilən nöqtəsində praktiki olaraq eyni olması və homojenlikdən sapmaların 10-5-dən çox olmaması (ətrafdakı maddə ilə hərəkətimizlə əlaqəli kiçik Doppler effekti üçün tənzimlənməsi) ilə özünü göstərir. ). Bundan əlavə, qalaktikaların və digər maddələrin paylanmasında demək olar ki, universal vahidlik var; Beləliklə, baryonların (1.3-cü bölməyə baxın) kifayət qədər böyük miqyasda paylanması nəzərəçarpacaq anomaliyalar, xüsusən də görünən maddənin sıxlığının orta səviyyədən köklü şəkildə aşağı olduğu sözdə boşluqlar olsa da, əhəmiyyətli homojenlik ilə xarakterizə olunur. Ümumiyyətlə, homogenliyin baxdığımız Kainatın keçmişinə doğru daha yüksək olduğunu iddia etmək olar və RI birbaşa müşahidə edə biləcəyimiz maddənin paylanmasının ən qədim sübutudur.
Bu şəkil, inkişafının ilkin mərhələlərində Kainatın həqiqətən də son dərəcə homojen, lakin bir qədər qeyri-müntəzəm sıxlıqlara malik olması fikri ilə uyğun gəlir. Zamanla (və müxtəlif növ "sürtünmə" - nisbi hərəkətləri ləngidən proseslərin təsiri altında) bu sıxlıq pozuntuları cazibə qüvvəsinin təsiri altında gücləndi ki, bu da maddənin tədricən yığılması ideyasına uyğundur. Zaman keçdikcə yığılma artır, nəticədə ulduzlar əmələ gəlir; onlar qalaktikalarda qruplaşırlar, hər biri mərkəzdə nəhəng qara dəlik əmələ gətirir. Nəhayət, bu yığılma cazibə qüvvəsinin qaçılmaz təsiri ilə bağlıdır. Bu cür proseslər, həqiqətən də, entropiyanın güclü artması ilə əlaqələndirilir və cazibə qüvvəsini nəzərə alaraq, bu gün yalnız RI qalan ilk parıldayan topun maksimum entropiyadan uzaq ola biləcəyini nümayiş etdirir. Şəkildə göstərilən Plank spektri ilə sübut olunduğu kimi, bu topun istilik təbiəti. 3.13, yalnız bunu deyir: əgər Kainatı (son səpilmə dövründə) sadəcə olaraq bir-biri ilə qarşılıqlı təsirdə olan maddə və enerjidən ibarət sistem kimi qəbul etsək, onun əslində termodinamik tarazlıqda olduğunu güman etmək olar. Lakin qravitasiya təsirlərini də nəzərə alsaq, mənzərə kəskin şəkildə dəyişir.
Məsələn, möhürlənmiş qabda qazı təsəvvür etsək, o zaman onun bütün qabda bərabər paylandıqda həmin makroskopik vəziyyətdə maksimum entropiyaya çatacağını güman etmək təbiidir (şəkil 3.15 a). Bu baxımdan, o, səmada bərabər paylanmış RI-ni yaradan isti topa bənzəyəcək. Bununla belə, qaz molekullarını bir-birinə cazibə qüvvəsi ilə bağlı olan nəhəng cisimlər sistemi ilə, məsələn, ayrı-ayrı ulduzlarla əvəz etsəniz, tamamilə fərqli bir mənzərə alırsınız (şək. 3.15 b). Qravitasiya təsirlərinə görə ulduzlar qeyri-bərabər, çoxluqlar şəklində paylanacaq. Nəhayət, ən böyük entropiya çoxsaylı ulduzlar çökdükdə və ya qara dəliklərə birləşdikdə əldə ediləcək. Baxmayaraq ki, bu proses uzun müddət çəkə bilər (baxmayaraq ki, bu, ulduzlararası qazın olması səbəbindən sürtünmə ilə asanlaşdırılacaq), nəticədə, cazibə qüvvəsi hakim olduqda, entropiyanın daha yüksək olduğunu, maddənin sistemdə bir o qədər az bərabər paylandığını görəcəyik. .
Bu cür təsirləri hətta gündəlik təcrübə səviyyəsində də izləmək olar. Sual oluna bilər: İkinci Qanunun Yer üzündə həyatın saxlanmasında rolu nədir? Günəşdən alınan enerji sayəsində bu planetdə yaşadığımızı tez-tez eşidə bilərsiniz. Ancaq Yer kürəsini bütövlükdə nəzərə alsaq, bu, tamamilə doğru ifadə deyil, çünki gün ərzində Yerin qəbul etdiyi demək olar ki, bütün enerji tezliklə yenidən kosmosa, qaranlıq gecə səmasına buxarlanır. (Təbii ki, dəqiq tarazlıq qlobal istiləşmə və radioaktiv parçalanma səbəbindən planetin qızması kimi amillərlə bir qədər düzəldiləcək.) Əks halda, Yer kürəsi sadəcə olaraq getdikcə istiləşəcək və bir neçə gün ərzində yaşayış üçün yararsız hala düşəcəkdi! Bununla belə, birbaşa Günəşdən alınan fotonlar nisbətən yüksək tezlikə malikdirlər (onlar spektrin sarı hissəsində cəmləşiblər) və Yer kosmosa infraqırmızı spektrdə çox aşağı tezlikli fotonlar buraxır. Plank düsturuna görə (E = hν, bölmə 2.2-ə baxın), Günəşdən gələn fotonların hər biri kosmosa yayılan fotonlardan qat-qat yüksək enerjiyə malikdir, buna görə də tarazlığa nail olmaq üçün Yerdən gələndən daha çox foton ayrılmalıdır ( Şəkil 3.16-a baxın). Daha az foton gələrsə, gələn enerji daha az sərbəstlik dərəcəsinə malik olacaq və çıxan enerji daha çox olacaq və buna görə də Boltzmann düsturuna (S = k log V) görə, gələn fotonlar çıxanlardan daha az entropiyaya sahib olacaqlar. . Biz öz entropiyamızı azaltmaq üçün bitkilərdə olan aşağı entropiya enerjisindən istifadə edirik: biz bitki və ya ot yeyən heyvanları yeyirik. Yer üzündə həyat belə yaşayır və inkişaf edir. (Görünür, bu fikirləri ilk dəfə Ervin Şrödinger 1967-ci ildə özünün inqilabi kitabı Life as It is [Schrödinger, 2012] yazarkən aydın şəkildə ifadə etmişdir).
Bu aşağı entropiya tarazlığının ən əhəmiyyətli həqiqəti budur: Günəş tamamilə qaranlıq bir səmada qaynar nöqtədir. Bəs belə şərtlər necə yaranıb? Bir çox mürəkkəb proseslər, o cümlədən termonüvə reaksiyaları və s. Və bu, günəş materiyasının (digər ulduzları əmələ gətirən maddə kimi) cazibə qüvvəsinin toplanması prosesi ilə inkişaf etdiyi və bütün bunlar qaz və qaranlıq maddənin nisbətən vahid paylanması ilə başladığı üçün yaranıb.
Burada, zahirən Kainatın maddi (Λ olmayan) tərkibinin 85%-ni təşkil edən, ancaq qravitasiyanın qarşılıqlı təsiri ilə aşkarlanan və tərkibi məlum olmayan qaranlıq maddə adlı sirli maddəni qeyd etmək lazımdır. Bu gün biz bəzi ədədi kəmiyyətlərin hesablanması zamanı lazım olan ümumi kütləni qiymətləndirərkən bu məsələni sadəcə nəzərə alırıq (3.6, 3.7, 3.9-a baxın və qaranlıq maddənin daha vacib nəzəri rolu üçün, bölmə 4.3-ə baxın). Qaranlıq maddə məsələsindən asılı olmayaraq, maddənin ilkin vahid paylanmasının aşağı entropiya təbiətinin həyatımız üçün nə qədər əhəmiyyətli olduğunun şahidi oluruq. Bizim varlığımız, anladığımız kimi, maddənin ilkin vahid paylanması üçün xarakterik olan aşağı entropiyalı cazibə ehtiyatından asılıdır.
Burada Big Bang-in diqqətəlayiq, əslində, fantastik tərəfinə gəlirik. Sirr təkcə bunun necə baş verməsində deyil, həm də son dərəcə aşağı entropiya hadisəsi olmasındadır. Üstəlik, diqqətəlayiq olan bu vəziyyətdən daha çox, entropiyanın yalnız bir spesifik cəhətdən aşağı olmasıdır, yəni: sərbəstliyin cazibə dərəcələri nədənsə tamamilə sıxışdırılıb. Bu, maddənin və (elektromaqnit) şüalanmanın sərbəstlik dərəcələri ilə kəskin ziddiyyət təşkil edir, çünki onlar maksimum entropiya ilə isti vəziyyətdə maksimum dərəcədə həyəcanlanmış kimi görünürdülər. Fikrimcə, bu, bəlkə də ən dərin kosmoloji sirrdir və nədənsə hələ də lazımınca qiymətləndirilməyib!
Böyük Partlayışın nə qədər xüsusi vəziyyəti və cazibə qüvvəsinin yığılması prosesində hansı entropiyanın yarana biləcəyi üzərində daha ətraflı dayanmaq lazımdır. Müvafiq olaraq, ilk növbədə qara dəliyə hansı inanılmaz entropiyanın xas olduğunu dərk etməlisiniz (bax. Şəkil 3.15 b). Bu məsələni 3.6-cı bölmədə müzakirə edəcəyik. Ancaq hələlik, aşağıdakı, olduqca ehtimal olunan ehtimalla əlaqəli başqa bir problemə keçək: nəhayət, Kainat əslində məkan baxımından sonsuz ola bilər (K ilə FLRU modellərində olduğu kimi). 0, bölmə 3.1-ə baxın) və ya heç olmasa Kainatın çox hissəsi birbaşa müşahidə olunmaya bilər. Müvafiq olaraq, biz növbəti bölmədə müzakirə edəcəyimiz kosmoloji üfüqlər probleminə yaxınlaşırıq.
» Kitab haqqında ətraflı məlumat üçün müraciət edin
»
»
Khabrozhiteli üçün kuponda 25% endirim - Yeni Elm
Kitabın kağız versiyasının ödənişi edildikdən sonra elektron kitab e-poçta göndərilir.
Mənbə: www.habr.com