Салам, Khabro тургундары! Фундаменталдык илимде мода, ишеним же фантазия жөнүндө сөз кылууга болобу?
Аалам адамдын модасына кызыкпайт. Илимди ишеним катары чечмелеп болбойт, анткени илимий постулаттар дайыма катуу эксперименталдык сыноолорго дуушар болушат жана догма объективдүү чындыкка карама-каршы келе баштаганда эле жокко чыгарылат. Ал эми фантазия көбүнчө фактыларды да, логиканы да четке кагат. Ошого карабастан, улуу Роджер Пенроуз бул көрүнүштөрдү толугу менен четке кагууну каалабайт, анткени илимий мода прогресстин кыймылдаткычы боло алат, ишеним теория реалдуу эксперименттер менен ырасталганда пайда болот жана фантазиянын учуусуз биздин бардык таң калыштуу нерселерди түшүнүү мүмкүн эмес. Аалам.
"Мода" бөлүмүндө сиз акыркы он жылдыктардын эң модалуу теориясы болгон сап теориясы жөнүндө биле аласыз. "Ишеним" кванттык механика турган жоболорго арналган. Ал эми «Фантазия» бизге белгилүү болгон Ааламдын келип чыгышы жөнүндөгү теориялардан кем эмес.
3.4. Биг Бенг Парадоксу
Адегенде байкоолор боюнча маселени козгойлу. Бүт байкалуучу Аалам качандыр бир кезде өтө кысылган жана укмуштуудай ысык абалда болгон, бул 3.1-бөлүмдө келтирилген Биг Бенг сүрөтүнө дал келээрине кандай түз далилдер бар? Эң ынанымдуу далил - бул кээде чоң жарылуу деп да аталган космостук микротолкундуу фон радиациясы (CMB). CMB нурлануусу жеңил, бирок толкун узундугу өтө узун болгондуктан, аны көзүңүз менен көрүү таптакыр мүмкүн эмес. Бул жарык бизге бардык тараптан абдан бирдей (бирок көбүнчө ырааттуу эмес) түшөт. Ал температурасы ~2,725 К, башкача айтканда абсолюттук нөлдөн эки градустан жогору болгон жылуулук нурлануусун билдирет. Байкалып жаткан "жылт-жылт" укмуштуудай ысык Ааламда (ошол убакта ~ 3000 К) болжол менен 379 000 жыл Биг Бенгден кийин - акыркы чачыроо доорунда, Аалам электромагниттик нурланууга тунук болгондо (бирок) пайда болгон деп эсептелет. Бул Big Bang учурунда такыр болгон эмес). жарылуу; бул окуя Ааламдын жалпы жашынын биринчи 1/40 000 бөлүгүндө болот - Чоң жарылуудан азыркы күнгө чейин). Акыркы чачыратуу доорунан бери, бул жарык толкундарынын узундугу Ааламдын өзү кеңейгендей (болжол менен 1100 эсеге) көбөйдү, андыктан энергиянын тыгыздыгы да кескин түрдө азайды. Демек, СМБнын байкалган температурасы болгону 2,725 К.
Бул нурлануунун негизи когеренттүү эместиги (башкача айтканда, жылуулук) анын жыштык спектринин табияты менен таасирдүү түрдө ырасталган, сүрөттө көрсөтүлгөн. 3.13. Ар бир конкреттүү жыштыктагы нурлануунун интенсивдүүлүгү графикте вертикалдуу көрсөтүлөт жана жыштык солдон оңго карай көбөйөт. Үзгүлтүксүз ийри сызык 2.2 К температура үчүн 2,725-бөлүмдө талкууланган Планктын кара денесинин спектрине туура келет. Ийри сызыктагы чекиттер ката тилкелери берилген атайын байкоолордун маалыматтары болуп саналат. Ошол эле учурда, ката тилкелери 500 эсеге көбөйөт, антпесе, каталар максимумга жеткенде, оң жакта да карап чыгуу мүмкүн эмес. Теориялык ийри сызык менен байкоонун натыйжаларынын ортосундагы макулдашуу укмуштуудай - табиятта табылган жылуулук спектри менен эң жакшы макулдашуу.
Бирок, бул дал келүү эмнеден кабар берет? Биз, кыязы, термодинамикалык тең салмактуулукка абдан жакын болгон абалды карап жаткандыгыбыз (ошондуктан когерентсиз деген термин мурда колдонулган). Бирок жаңы жаратылган Ааламдын термодинамикалык тең салмактуулукка абдан жакын болгонунан кандай жыйынтык чыгат? Сүрөткө кайрылып көрөлү. 3.12. бөлүмдөн 3.3. Эң кеңири ири бүртүкчөлүү аймак (аныктоо боюнча) башка аймактарга караганда алда канча чоң болот жана адатта башкаларга салыштырмалуу ушунчалык чоң болгондуктан, алардын бардыгын бир топ карлик кылат! Термодинамикалык тең салмактуулук макроскопиялык абалга туура келет, ага эртеби-кечпи кандайдыр бир система келет деп болжолдоо керек. Кээде бул Ааламдын термикалык өлүмү деп аталат, бирок бул учурда, таң калыштуусу, биз Ааламдын термикалык төрөлүшү жөнүндө сөз кылышыбыз керек. Жагдай жаңы төрөлгөн Ааламдын тездик менен кеңейип жатканы менен татаалдашат, ошондуктан биз карап жаткан абал чындыгында тең салмактуу эмес. Ошого карабастан, бул учурда экспансияны негизинен адиабаттык деп эсептөөгө болот - бул жагдайды Толман 1934-жылы толук баалаган [Толман, 1934]. Бул энтропиянын мааниси кеңейүү учурунда өзгөргөн жок дегенди билдирет. (Адиабаталык кеңейүүнүн эсебинен термодинамикалык тең салмактуулук сакталган ушуга окшош жагдайды фазалык мейкиндикте бири-биринен Ааламдын белгилүү көлөмдөрү менен айырмаланган одоно бүртүкчөлүү бирдей көлөмдөгү аймактардын жыйындысы катары сүрөттөөгө болот. .. Биз бул баштапкы абал максималдуу энтропия менен мүнөздөлгөн деп болжолдоого болот - кеңейгенине карабастан!).
Кыязы, биз өзгөчө бир парадокско туш болуп жатабыз. 3.3-бөлүмдө келтирилген аргументтерге ылайык, Экинчи Мыйзам Биг Бенгдин өтө төмөн энтропиялуу макроскопиялык абал болушун талап кылат (жана, негизинен, түшүндүрөт). Бирок, CMB байкоолору Биг Бенгдин макроскопиялык абалы эбегейсиз энтропия, балким, мүмкүн болгон максималдуу менен мүнөздөлгөндүгүн көрсөтүп турат окшойт. Биз кайдан мынчалык ката кетиребиз?
Бул парадокстун бир жалпы түшүндүрмөсү: жаңы төрөлгөн Аалам абдан «кичинекей» болгондуктан, максималдуу энтропиянын кандайдыр бир чеги болушу мүмкүн деп болжолдонууда жана ошол учурда сакталып турган термодинамикалык тең салмактуулуктун абалы жөн гана чектүү деңгээлдеги энтропия ошол убакта мүмкүн. Бирок, бул туура эмес жооп. Мындай сүрөт Ааламдын көлөмү кандайдыр бир тышкы чектөөлөрдөн көз каранды болгон такыр башка жагдайга дал келиши мүмкүн, мисалы, мөөр басылган поршени бар цилиндрде камтылган газ сыяктуу. Бул учурда, поршендик басым энергиянын тышкы булагы (же чыгуу) менен жабдылган кандайдыр бир тышкы механизм менен камсыз кылынат. Бирок бул абал бүтүндөй Ааламга тиешелүү эмес, анын геометриясы жана энергиясы, ошондой эле анын “жалпы өлчөмү” ички түзүлүшү менен гана аныкталат жана Эйнштейндин жалпы салыштырмалуулук теориясынын динамикалык теңдемелери менен башкарылат (анын ичинде заттын абалын сүрөттөгөн теңдемелер; 3.1 жана 3.2-бөлүктөрдү караңыз). Мындай шарттарда (теңдемелер убакыттын багытына карата толугу менен детерминисттик жана инварианттуу болгондо – 3.3-бөлүмдү караңыз) фазалык мейкиндиктин жалпы көлөмү убакыттын өтүшү менен өзгөрүшү мүмкүн эмес. Бул фазалык мейкиндик P өзү "эволюция" болбошу керек деп болжолдонууда! Бардык эволюция жөнөкөй эле C ийри сызыгынын P мейкиндигинде жайгашуусу менен сүрөттөлөт жана бул учурда Ааламдын толук эволюциясын билдирет (3.3 бөлүмдү караңыз).
Ааламдын кыйроосунун кийинки этаптарын, ал Чоң Кырсыкка жакындап калганын эске алсак, балким, маселе айкыныраак болуп калат. Сүрөттө көрсөтүлгөн K > 0, Λ = 0 үчүн Фридмандын моделин эске салалы. 3.2а 3.1 бөлүмүндө. Эми биз бул моделдеги баш аламандыктар заттын туура эмес бөлүштүрүлүшүнөн келип чыгат деп ишенебиз жана кээ бир жерлеринде жергиликтүү кыйроолор болуп, алардын ордуна кара тешиктер калган. Ошондон кийин кээ бир кара тешиктер бири-бири менен биригет жана акыркы сингулярлыкка кыйрашы идеалдуу сфералык симметриялуу Фридмандын катуу симметриялык Чоң Крашы менен дээрлик эч кандай жалпылыгы жок өтө татаал процесске айланат деп ойлошубуз керек. сүрөттө көрсөтүлгөн модель. 3.6 а. Тескерисинче, сапаттык жактан алганда, кыйроо кырдаалы сүрөттө көрсөтүлгөн чоң башаламандыкты көбүрөөк эске салат. 3.14 a; Бул учурда пайда болгон сингулярдуулук кандайдыр бир деңгээлде 3.2-бөлүмдүн аягында айтылган BCLM гипотезасына дал келиши мүмкүн. Аалам кайра кичинекей өлчөмгө чейин кичирейсе да, акыркы кыйроо абалында элестетүү мүмкүн эмес энтропия болот. Бул өзгөчө (мейкиндик жактан жабык) кайталанган Фридмандын модели учурда биздин Ааламдын акылга сыярлык көрүнүшү катары каралбаса да, ошол эле ойлор космологиялык константасы бар же болбосо башка Фридмандын моделдерине да тиешелүү. Заттын бирдей эмес бөлүштүрүлүшүнөн улам ушундай баш аламандыктарды башынан өткөргөн мындай моделдин кыйраган версиясы кайрадан баарын жалмап турган хаоско, кара тешик сыяктуу өзгөчөлүккө айланышы керек (3.14 б-сүрөт). Бул абалдардын ар биринде убакытты артка кайтаруу менен биз мүмкүн болгон баштапкы сингулярдуулукка (потенциалдуу Биг Бенг) жетебиз, ал тиешелүү түрдө эбегейсиз энтропияга ээ, бул жерде энтропиянын “шыбы” жөнүндөгү божомолго карама-каршы келет (3.14 в-сүрөт).
Бул жерде мен кээде каралып жаткан альтернативалуу мүмкүнчүлүктөргө өтүшүм керек. Кээ бир теоретиктер мындай кыйраган моделдерде экинчи мыйзам кандайдыр бир жол менен тескери болушу керек деп эсептешет, ошондуктан ааламдын жалпы энтропиясы Чоң кыйроо жакындаган сайын (максималдуу кеңейгенден кийин) акырындык менен кичирейет. Бирок, мындай сүрөттү кара тешиктердин катышуусунда элестетүү өзгөчө кыйын, алар пайда болгондон кийин өзүлөрү энтропияны жогорулатуу үчүн иштей башташат (бул окуя горизонтунун жанындагы нөл конустардын жайгашкан убакыттын асимметриясы менен байланышкан, 3.9-сүрөттү караңыз). Бул алыскы келечекте дагы уланат - жок дегенде кара тешиктер Хокинг механизминин таасири астында бууланмайынча (3.7 жана 4.3-бөлүктөрдү караңыз). Кандай болгон күндө да бул мүмкүнчүлүк бул жерде келтирилген аргументтерди жокко чыгарбайт. Мындай татаал кыйраган моделдер менен байланышкан жана окурмандар өздөрү ойлонгон дагы бир маанилүү маселе бар: кара тешиктердин өзгөчөлүгү бир убакта пайда болбошу мүмкүн, ошондуктан биз убакытты артка кайтарганыбызда Биг Бенгге ээ болбойбуз. Бул "баары жана дароо" болот. Бирок, бул так күчтүү космостук цензуранын гипотезасынын (азырынча далилдене элек, бирок ынандырарлык) касиеттеринин бири [Penrose, 1998a; PkR, 28.8-бөлүм], ага ылайык, жалпы учурда мындай өзгөчөлүк мейкиндикке окшош болот (1.7-бөлүм), ошондуктан бир жолку окуя катары каралышы мүмкүн. Анын үстүнө, күчтүү космостук цензура гипотезасынын негиздүүлүгү жөнүндөгү суроого карабастан, бул шартты канааттандырган көптөгөн чечимдер белгилүү жана мындай варианттардын бардыгы (кеңейтилгенде) салыштырмалуу жогорку энтропия маанилерине ээ болот. Бул биздин табылгаларыбыздын негиздүүлүгүнө байланыштуу тынчсызданууну бир топ азайтат.
Демек, биз Ааламдын кичинекей мейкиндик өлчөмдөрүн эске алуу менен, сөзсүз түрдө мүмкүн болгон энтропиянын белгилүү бир "төмөн шыпы" болот деген далилдерди таба албайбыз. Негизинен кара тешик түрүндөгү материянын топтолушу жана “кара тешиктин” сингулярлыктарынын бирдиктүү сингулярлык хаоско биригиши экинчи мыйзамга толук шайкеш келген процесс жана бул акыркы процесс эбегейсиз өсүш менен коштолушу керек. энтропияда. Ааламдын акыркы абалы, геометриялык стандарттар боюнча, "кичинекей", мындай кыйраган космологиялык моделдин салыштырмалуу алгачкы этаптарына караганда бир топ жогору, ойго келбеген энтропияга ээ болушу мүмкүн, ал эми мейкиндик миниатюрасынын өзү максималдуу мааниге "шыпты" койбойт. энтропиянын, бирок мындай "шып" (убакыттын агымын тескери кылганда) Биг Бенг учурунда энтропиянын эмне үчүн өтө төмөн болгонун түшүндүрө алат. Чындыгында, жалпысынан Ааламдын кыйрашын чагылдырган мындай сүрөт (3.14 а, б-сүрөт) парадокстун чечилишин сунуштайт: эмне үчүн Биг Бенг учурунда болушу мүмкүн болгонго салыштырмалуу өтө төмөн энтропия болгон. жарылуунун ысык болгондугу (жана мындай абал максималдуу энтропияга ээ болушу керек). Жооп, эгерде мейкиндиктин бирдейлигинен чоң четтөөлөргө жол берилсе, энтропия түп-тамырынан бери көбөйүшү мүмкүн жана бул түрдөгү эң чоң өсүш кара тешиктердин пайда болушуна байланыштуу мыйзам бузуулар менен байланышкан. Демек, мейкиндик жактан бир тектүү Биг Бенг, чынында эле, анын мазмуну абдан ысык болгонуна карабастан, салыштырмалуу айтканда, укмуштуудай төмөн энтропияга ээ болушу мүмкүн.
Биг Бенг FLRU моделинин геометриясына шайкеш келген (бирок 3.14c-сүрөттө көрсөтүлгөн тартипсиз сингулярдуулуктун жалпы абалына туура келбейт) чындап эле мейкиндик жактан бир тектүү болгондугунун эң ынанымдуу далилдеринин бири дагы келет. РИден, бирок бул жолу термодинамикалык табияты менен эмес, анын бурчтук бир тектүүлүгү менен. Бул бир тектүүлүк РИдин температурасы асмандын кайсы гана чекитинде болбосун дээрлик бирдей экендигинде, ал эми бир тектүүлүктөн четтөөлөр 10–5тен ашпаганында (курчап турган материя аркылуу кыймылыбыз менен байланышкан кичинекей Доплер эффектиси үчүн туураланган) көрүнүп турат. ). Мындан тышкары, галактикалардын жана башка заттардын таралышында дээрлик универсалдуу бирдейлик бар; Ошентип, бариондордун (1.3-бөлүмдү караңыз) кыйла чоң масштабда бөлүштүрүлүшү олуттуу бир тектүүлүк менен мүнөздөлөт, бирок байкалаарлык аномалиялар, атап айтканда боштуктар деп аталгандар бар, мында көрүнүүчү заттын тыгыздыгы орточо көрсөткүчтөн кескин төмөн. Жалпысынан алганда, бир тектүүлүк биз караган Ааламдын өткөнүнө канчалык жогорураак деп айтууга болот жана RI биз түздөн-түз байкай турган материянын бөлүштүрүлүшүнүн эң байыркы далили.
Бул сүрөт өзүнүн өнүгүүсүнүн алгачкы этаптарында Аалам чындап эле өтө бир тектүү, бирок бир аз туура эмес тыгыздыкта болгон деген көз карашка шайкеш келет. Убакыттын өтүшү менен (жана ар кандай түрдөгү “сүүрүлүүнүн” – салыштырмалуу кыймылдарды басаңдатуучу процесстердин таасири астында) бул тыгыздыктын бузулуулары тартылуу күчүнүн таасири астында күчөгөн, бул материянын акырындык менен топтолушу идеясына шайкеш келет. Убакыттын өтүшү менен тополоң күчөйт, натыйжада жылдыздар пайда болот; алар галактикаларга топтошуп, алардын ар бири борборунда чоң кара тешик пайда болот. Акыр-аягы, бул топтоо тартылуу күчүнүн сөзсүз таасири менен шартталган. Мындай процесстер чындыгында энтропиянын күчтүү өсүшү менен байланышкан жана тартылуу күчүн эске алуу менен бүгүнкү күндө анын ичинен RI гана калган алгачкы жаркыраган шар максималдуу энтропиядан алыс болушу мүмкүн экенин көрсөтүп турат. Бул шардын жылуулук табияты, сүрөттө көрсөтүлгөн Планк спектри менен далилденген. 3.13, ушуну гана айтат: эгерде биз Ааламды (акыркы чачыроо доорунда) жөн эле бири-бири менен өз ара аракеттенүүчү материядан жана энергиядан турган система катары карай турган болсок, анда ал чындыгында термодинамикалык тең салмактуулукта болгон деп болжолдоого болот. Бирок, гравитациялык таасирлерди да эске алсак, сүрөт кескин өзгөрөт.
Эгер, мисалы, жабылган идиштеги газды элестетсек, анда ал идишке бир калыпта таралганда ошол макроскопиялык абалда өзүнүн максималдуу энтропиясына жетет деп болжолдоо табигый нерсе (3.15 а-сүрөт). Бул жагынан алганда, ал RI пайда болгон ысык шарга окшошуп калат, ал асманда бирдей бөлүштүрүлөт. Бирок, эгерде газ молекулаларын бири-бирине тартылуу күчү менен байланышкан денелердин кеңири системасы менен алмаштырсаңыз, мисалы, жеке жылдыздар, анда такыр башка сүрөт пайда болот (3.15 б-сүрөт). Гравитациялык эффекттерден улам жылдыздар кластерлер түрүндө бирдей эмес бөлүштүрүлөт. Акыр-аягы, эң чоң энтропия көптөгөн жылдыздар кулаганда же кара тешиктерге кошулганда жетишилет. Бул процесс көп убакытка созулушу мүмкүн болсо да (жылдыздар аралык газдын болушунан улам сүрүлүү аркылуу жеңилдетилгени менен) биз акыр-аягында, тартылуу күчү үстөмдүк кылганда, энтропия жогору болуп, системада материя ошончолук аз бирдей бөлүштүрүлөөрүн көрөбүз. .
Мындай таасирлерди күнүмдүк тажрыйбанын деңгээлинде да байкоого болот. Суралышы мүмкүн: Жерде жашоону сактоодо Экинчи Мыйзамдын ролу кандай? Бул планетада Күндөн алынган энергиянын аркасында жашап жатканыбызды көп уга аласыз. Бирок, эгерде Жерди бүтүндөй деп эсептей турган болсок, бул толугу менен чындыкка дал келбейт, анткени күндүз Жер алган энергиянын дээрлик бардыгы тез арада кайрадан космоско, караңгы түнкү асманга бууланып кетет. (Албетте, так тең салмактуулук глобалдык жылуулук жана радиоактивдүү ажыроодон улам планетанын ысышы сыяктуу факторлор менен бир аз жөнгө салынат.) Болбосо, Жер бир нече күндүн ичинде жөн эле ысып, жашоого жараксыз болуп калмак! Бирок, түздөн-түз Күндөн алынган фотондор салыштырмалуу жогорку жыштыкка ээ (алар спектрдин сары бөлүгүндө топтолгон), ал эми Жер космоско инфракызыл спектрде бир кыйла төмөн жыштыктагы фотондорду чыгарат. Планктын формуласы боюнча (E = hν, 2.2-бөлүмдү караңыз) Күндөн келген фотондордун ар бири мейкиндикке чыккан фотондордон бир топ жогору энергияга ээ, ошондуктан тең салмактуулукка жетишүү үчүн Жерден келгенге караганда көп фотон кетиши керек ( 3.16-сүрөттү караңыз). Эгерде азыраак фотондор келсе, анда кирген энергия азыраак эркиндик даражасына ээ болот, ал эми чыккан энергия көбүрөөк болот, демек, Больцмандын формуласына ылайык (S = k log V) кирген фотондор чыкканга караганда бир топ аз энтропияга ээ болот. . Биз өзүбүздүн энтропиябызды төмөндөтүү үчүн өсүмдүктөрдөгү аз энтропиялуу энергияны колдонобуз: өсүмдүктөрдү же чөп жегичтерди жейбиз. Жердеги жашоо ушинтип аман калып, гүлдөп жатат. (Кыязы, бул ойлор биринчи жолу Эрвин Шредингер тарабынан 1967-жылы, ал өзүнүн революциялык "Life as It is" китебин жазганда ачык-айкын формулировкаланган окшойт [Шредингер, 2012]).
Төмөн энтропиялуу бул тең салмактуулуктун эң негизги чындыгы бул: Күн толугу менен караңгы асмандагы ысык чекит. Бирок мындай шарттар кантип пайда болду? Көптөгөн татаал процесстер, анын ичинде термоядролук реакциялар менен байланышкан процесстер жана башкалар роль ойногон, бирок эң негизгиси – Күн дегеле бар. Жана ал күн материясы (башка жылдыздарды пайда кылган зат сыяктуу) гравитациялык топтолуу процесси аркылуу өнүккөндүктөн пайда болгон жана мунун баары газ менен караңгы заттын салыштырмалуу бирдей бөлүштүрүлүшү менен башталган.
Бул жерде Ааламдын материалдык (Λ эмес) курамынын 85% түзгөн, бирок ал гравитациялык өз ара аракетте гана аныкталуучу жана анын курамы белгисиз болгон караңгы зат деп аталган сырдуу затты айта кетишибиз керек. Бүгүнкү күндө биз кээ бир сандык чоңдуктарды эсептөөдө зарыл болгон жалпы массаны баалоодо бул маселени жөн гана эске алабыз (3.6, 3.7, 3.9-бөлүмдөрдү караңыз жана кара материя кандай маанилүү теориялык ролду ойной алат, 4.3 бөлүмүн караңыз). Караңгы материя маселесине карабастан, биз материянын баштапкы бирдей бөлүштүрүлүшүнүн төмөн энтропия табияты биздин жашообуз үчүн канчалык маанилүү экенин көрөбүз. Биздин бар болушубуз, биз түшүнгөндөй, материянын баштапкы бир калыпта бөлүштүрүлүшүнө мүнөздүү болгон төмөн энтропия гравитациялык резервге көз каранды.
Бул жерде биз Биг Бенгдин укмуштуудай, чындыгында, фантастикалык жагына келдик. Табышмак анын кантип болгондугунда гана эмес, ал өтө төмөн энтропия болгон окуяда да жатат. Андан тышкары, эң таң калыштуусу бул жагдай эмес, энтропиянын белгилүү бир жагынан гана төмөн болгондугу, атап айтканда: эркиндиктин гравитациялык даражалары кандайдыр бир себептерден улам толугу менен басылган. Бул заттын жана (электромагниттик) нурлануунун эркиндик даражаларына кескин карама-каршы келет, анткени алар максималдуу энтропия менен ысык абалда максималдуу дүүлүккөндөй көрүнгөн. Менин оюмча, бул балким эң терең космологиялык сыр жана эмнегедир ал дагы деле бааланбай келет!
Чоң жарылуунун өзгөчө абалы жана гравитациялык топтолуу процессинде кандай энтропия пайда болушу мүмкүн экендиги жөнүндө кененирээк токтоло кетүү зарыл. Демек, сиз адегенде кара тешикке кандай керемет энтропия таандык экенин түшүнүшүңүз керек (3.15 б-сүрөттү караңыз). Биз бул маселени 3.6 бөлүмүндө талкуулайбыз. Бирок азыр, келгиле, төмөнкү, өтө ыктымалдуу ыктымалдуулукка байланыштуу дагы бир маселеге кайрылалы: Аалам чындыгында мейкиндик жагынан чексиз болуп чыгышы мүмкүн (FLRU моделдериндегидей, К. 0, 3.1 бөлүмүн караңыз) же жок дегенде Ааламдын көпчүлүк бөлүгү түздөн-түз байкоого мүмкүн эмес. Демек, биз кийинки бөлүмдө талкуулай турган космологиялык горизонттордун проблемасына жакындайбыз.
» Китеп тууралуу кененирээк бул жерден тапса болот
»
»
Khabrozhiteley үчүн купонду колдонуу менен 25% арзандатуу - Жаңы илим
Китептин кагаз түрүндөгү версиясын төлөгөндөн кийин электрондук китеп электрондук почта аркылуу жөнөтүлөт.
Source: www.habr.com