Salom, Khabro aholisi! Fundamental fanda moda, e'tiqod yoki fantaziya haqida gapirish mumkinmi?
Koinot inson modasiga qiziqmaydi. Ilm-fanni e'tiqod sifatida talqin qilib bo'lmaydi, chunki ilmiy postulatlar doimiy ravishda qat'iy eksperimental sinovdan o'tkaziladi va dogma ob'ektiv voqelik bilan ziddiyatga kirishishi bilanoq yo'q qilinadi. Va fantaziya odatda faktlarni ham, mantiqni ham e'tiborsiz qoldiradi. Shunga qaramay, buyuk Rojer Penrose bu hodisalarni butunlay rad etishni istamaydi, chunki ilmiy moda taraqqiyotning dvigateli bo'lishi mumkin, imon nazariya haqiqiy tajribalar bilan tasdiqlanganda paydo bo'ladi va fantaziya parvozisiz bizning barcha g'alati narsalarni tushunib bo'lmaydi. Koinot.
"Moda" bo'limida siz so'nggi o'n yilliklarning eng moda nazariyasi bo'lgan simlar nazariyasi haqida bilib olasiz. "Ishonch" kvant mexanikasi tayanadigan tamoyillarga bag'ishlangan. Va "Fantaziya" bizga ma'lum bo'lgan olamning kelib chiqishi haqidagi nazariyalardan boshqa narsa emas.
3.4. Katta portlash paradoksi
Keling, birinchi navbatda kuzatishlar masalasini ko'taraylik. Butun kuzatilishi mumkin bo'lgan koinot bir vaqtlar 3.1-bo'limda keltirilgan Katta portlash tasviriga mos keladigan juda siqilgan va nihoyatda issiq holatda bo'lganiga qanday to'g'ridan-to'g'ri dalil bor? Eng ishonchli dalil - bu ba'zan katta portlash deb ataladigan kosmik mikroto'lqinli fon radiatsiyasi (CMB). CMB nurlanishi engil, lekin juda uzun to'lqin uzunligi bilan, shuning uchun uni ko'z bilan ko'rish mutlaqo mumkin emas. Bu yorug'lik bizga har tomondan juda teng ravishda (lekin ko'pincha noaniq) tushadi. U ~2,725 K haroratli, ya'ni mutlaq noldan ikki darajadan yuqori bo'lgan termal nurlanishni ifodalaydi. Kuzatilgan "porlash" nihoyatda issiq koinotda (o'sha paytda ~ 3000 K) Katta portlashdan taxminan 379 000 yil o'tgach - oxirgi tarqalish davrida, koinot elektromagnit nurlanish uchun birinchi marta shaffof bo'lganida paydo bo'lgan deb ishoniladi (garchi Katta portlash paytida bu umuman sodir bo'lmagan). Oxirgi tarqalish davridan boshlab, bu yorug'lik to'lqinlarining uzunligi olamning o'zi kengayganiga (taxminan 1 marta) oshdi, shuning uchun energiya zichligi ham xuddi shunday tubdan kamaydi. Shuning uchun CMB ning kuzatilgan harorati atigi 40 K ni tashkil qiladi.
Ushbu nurlanishning mohiyatan nomuvofiq (ya'ni termal) ekanligi, rasmda ko'rsatilgan chastota spektrining tabiati bilan ta'sirchan tarzda tasdiqlangan. 3.13. Har bir aniq chastotadagi nurlanish intensivligi grafikda vertikal ravishda chiziladi va chastota chapdan o'ngga ortadi. Uzluksiz egri chiziq 2.2 K harorat uchun 2,725-bo'limda muhokama qilingan Plank qora tanli spektriga to'g'ri keladi. Egri chiziqdagi nuqtalar xato chiziqlari taqdim etilgan maxsus kuzatishlar ma'lumotlaridir. Shu bilan birga, xato satrlari 500 baravar ko'paytiriladi, chunki aks holda ularni hatto o'ng tomonda ham xatolar maksimal darajaga etgan joyda ko'rib chiqish mumkin bo'lmaydi. Nazariy egri chiziq va kuzatuv natijalari o'rtasidagi kelishuv shunchaki ajoyib - tabiatda topilgan issiqlik spektri bilan eng yaxshi kelishuv.
Biroq, bu tasodif nimani ko'rsatadi? Biz, aftidan, termodinamik muvozanatga juda yaqin bo'lgan holatni ko'rib chiqayotganimiz (shuning uchun ham kogerent atamasi ilgari ishlatilgan). Ammo yangi yaratilgan koinot termodinamik muvozanatga juda yaqin bo'lganligidan qanday xulosa kelib chiqadi? Keling, rasmga qaytaylik. 3.12-bo'limdan 3.3. Eng keng qo'pol donli hudud (ta'rifi bo'yicha) boshqa har qanday mintaqaga qaraganda ancha katta bo'ladi va odatda boshqalarga nisbatan shunchalik katta bo'ladiki, bu ularning barchasini mitti qiladi! Termodinamik muvozanat makroskopik holatga to'g'ri keladi, ehtimol, har qanday tizim ertami-kechmi keladi. Ba'zan bu koinotning termal o'limi deb ataladi, ammo bu holda, g'alati darajada, biz koinotning termal tug'ilishi haqida gapirishimiz kerak. Vaziyat yangi tug'ilgan koinotning tez kengayishi bilan murakkablashdi, shuning uchun biz ko'rib chiqayotgan holat aslida muvozanat emas. Shunga qaramay, bu holatda kengayishni mohiyatan adiabatik deb hisoblash mumkin - bu nuqta 1934 yilda Tolman tomonidan to'liq baholangan [Tolman, 1934]. Bu kengayish vaqtida entropiya qiymati o'zgarmaganligini anglatadi. (Adiabatik kengayish tufayli termodinamik muvozanat saqlanib qolganda shunga o'xshash vaziyatni fazaviy fazoda bir-biridan faqat koinotning ma'lum hajmlarida farq qiladigan qo'pol bo'lakli teng hajmli hududlar to'plami sifatida tasvirlash mumkin. Bu birlamchi holat kengayganiga qaramay, maksimal entropiya bilan tavsiflangan deb taxmin qilishimiz mumkin!).
Ko'rinib turibdiki, biz istisno paradoksga duch keldik. 3.3-bo'limda keltirilgan dalillarga ko'ra, Ikkinchi Qonun Katta portlash juda past entropiyaga ega bo'lgan makroskopik holat bo'lishini talab qiladi (va, qoida tariqasida, tushuntiriladi). Biroq, CMB kuzatuvlari shuni ko'rsatadiki, Katta portlashning makroskopik holati ulkan entropiya bilan tavsiflangan, ehtimol hatto maksimal darajada. Biz qayerda shunchalik jiddiy xato qilamiz?
Bu paradoksning bitta umumiy izohi: yangi tug'ilgan koinot juda "kichik" bo'lganligi sababli, maksimal entropiya uchun qandaydir chegara bo'lishi mumkin va o'sha paytda saqlanib qolgan termodinamik muvozanat holati, deb taxmin qilinadi. O'sha paytda mumkin bo'lgan chegara darajasidagi entropiya. Biroq, bu noto'g'ri javob. Bunday rasm butunlay boshqacha vaziyatga to'g'ri kelishi mumkin, bunda koinotning o'lchami qandaydir tashqi cheklovlarga bog'liq bo'ladi, masalan, muhrlangan pistonli silindrda bo'lgan gazda bo'lgani kabi. Bunday holda, piston bosimi tashqi energiya manbai (yoki chiqishi) bilan jihozlangan ba'zi tashqi mexanizm tomonidan ta'minlanadi. Ammo bu holat butun olamga taalluqli emas, uning geometriyasi va energiyasi, shuningdek, uning "umumiy o'lchami" faqat ichki tuzilishi bilan belgilanadi va Eynshteynning umumiy nisbiylik nazariyasi dinamik tenglamalari bilan boshqariladi (shu jumladan, nisbiylik nazariyasi). materiya holatini tavsiflovchi tenglamalar; 3.1 va 3.2 bo'limlarga qarang). Bunday sharoitlarda (tenglamalar vaqt yo'nalishi bo'yicha to'liq deterministik va o'zgarmas bo'lsa - 3.3-bo'limga qarang), faza fazosining umumiy hajmi vaqt o'tishi bilan o'zgarmaydi. P faza maydonining o'zi "rivojlanmasligi" kerak deb taxmin qilinadi! Barcha evolyutsiya oddiygina C egri chizig'ining P fazodagi joylashuvi bilan tavsiflanadi va bu holda koinotning to'liq evolyutsiyasini ifodalaydi (3.3-bo'limga qarang).
Ehtimol, agar biz Koinotning qulashining keyingi bosqichlarini, u Katta halokatga yaqinlashayotganini hisobga olsak, muammo aniqroq bo'ladi. K > 0, L = 0 uchun Fridman modelini eslang, rasmda ko'rsatilgan. 3.2-bo'limdagi 3.1a. Endi biz ushbu modeldagi buzilishlar materiyaning tartibsiz taqsimlanishidan kelib chiqadi, deb hisoblaymiz va ba'zi joylarda mahalliy qulashlar allaqachon sodir bo'lib, o'z o'rnida qora tuynuklarni qoldiradi. Shunda biz taxmin qilishimiz kerakki, bundan keyin ba'zi qora tuynuklar bir-biri bilan qo'shilib ketadi va yakuniy singulyarlikka qulash juda murakkab jarayon bo'lib, ideal sharsimon simmetrik Fridmanning qat'iy simmetrik Katta halokati bilan deyarli hech qanday umumiylik yo'q. shaklda keltirilgan model. 3.6 a. Aksincha, sifat jihatidan qulash holati rasmda ko'rsatilgan ulkan tartibsizlikni eslatadi. 3.14 a; bu holatda yuzaga keladigan yakkalik, ma'lum darajada, 3.2-bo'lim oxirida aytib o'tilgan BCLM gipotezasiga mos kelishi mumkin. Yakuniy qulash holati tasavvur qilib bo'lmaydigan entropiyaga ega bo'ladi, garchi koinot yana kichik o'lchamlarga qisqaradi. Garchi bu o'ziga xos (fazoviy jihatdan yopiq) qayta ishlangan Fridman modeli hozirda bizning koinotimizning ishonchli tasviri deb hisoblanmasa ham, xuddi shu mulohazalar kosmologik doimiy yoki kosmologik doimiy bo'lmagan boshqa Fridman modellariga ham tegishli. Materiyaning notekis taqsimlanishi tufayli shunga o'xshash buzilishlarni boshdan kechiradigan har qanday bunday modelning qulab tushadigan versiyasi yana hamma narsani iste'mol qiluvchi tartibsizlikka, qora tuynuk kabi o'ziga xoslikka aylanishi kerak (3.14-b-rasm). Ushbu holatlarning har birida vaqtni teskari aylantirib, biz mumkin bo'lgan boshlang'ich singulyarlikka (potentsial Katta portlash) erishamiz, bu esa, shunga ko'ra, ulkan entropiyaga ega bo'lib, bu erda entropiyaning "shifti" haqidagi taxminga zid keladi (3.14-rasm, c).
Bu erda men ba'zan ko'rib chiqiladigan muqobil imkoniyatlarga o'tishim kerak. Ba'zi nazariyotchilarning ta'kidlashicha, ikkinchi qonun qandaydir tarzda o'z-o'zidan teskari bo'lishi kerak, shuning uchun koinotning umumiy entropiyasi Katta halokat yaqinlashganda (maksimal kengayishdan keyin) asta-sekin kichiklashadi. Biroq, bunday rasmni qora tuynuklar mavjud bo'lganda tasavvur qilish ayniqsa qiyin, ular paydo bo'lgandan so'ng, o'zlari entropiyani oshirish uchun ishlay boshlaydilar (bu hodisa ufqi yaqinidagi nol konuslarning joylashishidagi vaqt assimetriyasi bilan bog'liq). 3.9-rasmga qarang). Bu uzoq kelajakda davom etadi - hech bo'lmaganda Xoking mexanizmi ta'sirida qora tuynuklar bug'lanib ketguncha (3.7 va 4.3-bo'limlarga qarang). Har holda, bu imkoniyat bu erda keltirilgan dalillarni bekor qilmaydi. Bunday murakkab qulash modellari bilan bog'liq bo'lgan va o'quvchilarning o'zlari o'ylagan yana bir muhim muammo bor: qora tuynuklarning o'ziga xosligi bir vaqtning o'zida paydo bo'lmasligi mumkin, shuning uchun biz vaqtni teskari aylantirganimizda, biz Katta portlashni olmaymiz, Bu "barchasi va darhol" sodir bo'ladi. Biroq, bu kuchli kosmik senzura haqidagi (hali isbotlanmagan, ammo ishonchli) gipotezaning xususiyatlaridan biridir [Penrose, 1998a; PkR, 28.8-bo'lim], unga ko'ra, umumiy holatda, bunday o'ziga xoslik bo'shliqqa o'xshash bo'ladi (1.7-bo'lim) va shuning uchun bir martalik hodisa deb hisoblanishi mumkin. Bundan tashqari, kuchli kosmik tsenzura gipotezasining haqiqiyligi haqidagi savoldan qat'i nazar, ushbu shartni qondiradigan ko'plab echimlar ma'lum va barcha bunday variantlar (kengaytirilganda) nisbatan yuqori entropiya qiymatlariga ega bo'ladi. Bu bizning topilmalarimiz to'g'riligiga oid xavotirlarni sezilarli darajada kamaytiradi.
Shunga ko'ra, biz koinotning kichik fazoviy o'lchamlarini hisobga olgan holda, mumkin bo'lgan entropiyaning ma'lum bir "past shifti" bo'lishi kerakligiga dalil topa olmadik. Asosan, materiyaning qora tuynuklar shaklida to'planishi va "qora tuynuk" singularliklarining yagona yagona tartibsizlikka qo'shilishi ikkinchi qonunga to'liq mos keladigan jarayondir va bu yakuniy jarayon ulkan o'sish bilan birga bo'lishi kerak. entropiyada. Geometrik me'yorlar bo'yicha "kichik" koinotning yakuniy holati tasavvur qilib bo'lmaydigan entropiyaga ega bo'lishi mumkin, bu shunday qulab tushadigan kosmologik modelning nisbatan erta bosqichlariga qaraganda ancha yuqori va fazoviy miniatyuraning o'zi maksimal qiymat uchun "ship" ni o'rnatmaydi. Garchi bunday "shift" (vaqt oqimini o'zgartirganda) Katta portlash paytida nega entropiya juda past bo'lganini tushuntirishi mumkin edi. Umuman olganda, koinotning qulashini aks ettiruvchi bunday rasm (3.14 a, b-rasm) paradoksning yechimini taklif qiladi: nima uchun Katta portlash paytida bo'lishi mumkin bo'lgan narsaga nisbatan juda past entropiya mavjud edi. portlash issiq bo'lganligi (va bunday holat maksimal entropiyaga ega bo'lishi kerak). Javob shundaki, agar fazoviy bir xillikdan katta og'ishlarga yo'l qo'yilsa, entropiya tubdan oshishi mumkin va bu turdagi eng katta o'sish qora tuynuklarning paydo bo'lishi bilan bog'liq bo'lgan tartibsizliklar bilan bog'liq. Binobarin, fazoviy jihatdan bir hil bo'lgan Katta portlash, haqiqatan ham, tarkibi nihoyatda issiq bo'lishiga qaramay, nisbatan past entropiyaga ega bo'lishi mumkin edi.
Katta portlash haqiqatan ham fazoviy jihatdan bir hil bo'lgan, FLRU modelining geometriyasiga mos (lekin 3.14c-rasmda ko'rsatilgan tartibsiz singulyarlikning umumiy holatiga mos kelmaydigan) eng ishonchli dalillardan biri yana keladi. RI dan, lekin bu safar uning termodinamik tabiati emas, balki burchakli bir xilligi bilan. Bu bir xillik RI ning harorati osmonning istalgan nuqtasida deyarli bir xil bo'lishi va bir xillikdan og'ishlar 10-5 dan oshmasligida namoyon bo'ladi (atrofdagi materiya bo'ylab harakatimiz bilan bog'liq kichik Doppler effekti uchun sozlangan). ). Bundan tashqari, galaktikalar va boshqa moddalarning taqsimlanishida deyarli universal bir xillik mavjud; Shunday qilib, barionlarning juda katta miqyosda taqsimlanishi (1.3-bo'limga qarang) sezilarli darajada bir xillik bilan tavsiflanadi, garchi sezilarli anomaliyalar mavjud bo'lsa-da, xususan, ko'rinadigan moddalarning zichligi o'rtacha qiymatdan tubdan past bo'lgan bo'shliqlar mavjud. Umuman olganda, biz koinotning o'tmishiga nazar tashlaydigan bo'lsak, bir jinslilik qanchalik baland ekanligini ta'kidlash mumkin va RI biz bevosita kuzatishimiz mumkin bo'lgan materiya taqsimotining eng qadimgi dalilidir.
Ushbu rasm o'z rivojlanishining dastlabki bosqichlarida olam haqiqatan ham juda bir hil, ammo biroz tartibsiz zichlikka ega bo'lgan degan qarashga mos keladi. Vaqt o'tishi bilan (va har xil turdagi "ishqalanish" ta'siri ostida - nisbiy harakatlarni sekinlashtiradigan jarayonlar), bu zichlikdagi nosimmetrikliklar tortishish kuchi ta'sirida kuchayib bordi, bu materiyaning asta-sekin to'planishi g'oyasiga mos keladi. Vaqt o'tishi bilan to'planish kuchayadi, natijada yulduzlar paydo bo'ladi; ular galaktikalarga guruhlanadi, ularning har biri markazda katta qora tuynuk hosil qiladi. Oxir oqibat, bu to'planish tortishishning muqarrar ta'siridan kelib chiqadi. Bunday jarayonlar haqiqatan ham entropiyaning kuchli o'sishi bilan bog'liq va tortishish kuchini hisobga olgan holda, bugungi kunda faqat RI qolgan birlamchi porlash to'pi maksimal entropiyadan uzoqroq bo'lishi mumkinligini ko'rsatadi. Ushbu to'pning termal tabiati, rasmda ko'rsatilgan Plank spektridan dalolat beradi. 3.13, faqat shunday deydi: agar biz Olamni (oxirgi tarqalish davrida) oddiygina bir-biri bilan o'zaro ta'sir qiluvchi materiya va energiyadan tashkil topgan tizim deb hisoblasak, u aslida termodinamik muvozanatda bo'lgan deb taxmin qilishimiz mumkin. Biroq, agar biz tortishish ta'sirini ham hisobga olsak, rasm keskin o'zgaradi.
Agar, masalan, muhrlangan idishdagi gazni tasavvur qilsak, u idish bo‘ylab bir tekis taqsimlanganda o‘zining shu makroskopik holatda maksimal entropiyasiga etadi, deb taxmin qilish tabiiydir (3.15 a-rasm). Shu nuqtai nazardan, u osmon bo'ylab teng taqsimlangan RI ni yaratgan issiq to'pga o'xshaydi. Biroq, agar siz gaz molekulalarini bir-biriga tortishish kuchi bilan bog'langan keng jismlar tizimi bilan almashtirsangiz, masalan, alohida yulduzlar, siz butunlay boshqacha rasmga ega bo'lasiz (3.15-rasm, b). Gravitatsion ta'sirlar tufayli yulduzlar notekis, klasterlar shaklida taqsimlanadi. Oxir oqibat, eng katta entropiyaga ko'plab yulduzlar qulab tushganda yoki qora tuynuklarga birlashganda erishiladi. Garchi bu jarayon uzoq vaqt talab qilishi mumkin bo'lsa-da (garchi yulduzlararo gaz borligi sababli ishqalanish bilan osonlashsa ham), biz oxir-oqibat tortishish kuchi hukmron bo'lganda, entropiya yuqori bo'lishini ko'ramiz, moddaning tizimda bir xil taqsimlanishi kamroq bo'ladi. .
Bunday ta'sirlarni hatto kundalik tajriba darajasida ham kuzatish mumkin. Kimdir so'rashi mumkin: er yuzida hayotni saqlab qolishda Ikkinchi Qonunning roli qanday? Quyoshdan olingan energiya tufayli biz bu sayyorada yashayotganimizni tez-tez eshitishingiz mumkin. Ammo, agar biz Yerni bir butun sifatida ko'rib chiqsak, bu mutlaqo to'g'ri bayonot emas, chunki kun davomida Yer tomonidan olingan deyarli barcha energiya tez orada yana kosmosga, qorong'i tungi osmonga bug'lanadi. (Albatta, aniq muvozanat global isish va radioaktiv parchalanish tufayli sayyoraning isishi kabi omillar bilan biroz o'zgartiriladi.) Aks holda, bir necha kun ichida Yer tobora qizib ketadi va yashash uchun yaroqsiz holga keladi! Biroq, to'g'ridan-to'g'ri Quyoshdan olingan fotonlar nisbatan yuqori chastotaga ega (ular spektrning sariq qismida to'plangan) va Yer kosmosga infraqizil spektrda ancha past chastotali fotonlarni chiqaradi. Plank formulasiga ko'ra (E = hn, 2.2-bo'limga qarang), Quyoshdan kelgan fotonlarning har biri kosmosga chiqarilgan fotonlarga qaraganda ancha yuqori energiyaga ega, shuning uchun muvozanatga erishish uchun kelganidan ko'ra ko'proq fotonlar Yerni tark etishi kerak ( 3.16-rasmga qarang). Agar kamroq fotonlar kelsa, kiruvchi energiya kamroq erkinlik darajasiga ega bo'ladi va chiquvchi energiya ko'proq bo'ladi va shuning uchun Boltsman formulasiga (S = k log V) ko'ra, kiruvchi fotonlar chiquvchiga qaraganda ancha kam entropiyaga ega bo'ladi. . Biz o'simliklardagi past entropiya energiyasidan o'z entropiyamizni kamaytirish uchun foydalanamiz: biz o'simliklar yoki o'txo'rlarni iste'mol qilamiz. Yerdagi hayot shunday saqlanib qoladi va rivojlanadi. (Ko'rinib turibdiki, bu fikrlarni birinchi marta Ervin Shredinger 1967 yilda, u o'zining "Life as It is" (Schrödinger, 2012) inqilobiy kitobini yozganida aniq ifodalagan.
Bu past entropiya muvozanati haqidagi eng muhim fakt bu: Quyosh butunlay qorong'i osmondagi issiq nuqtadir. Ammo bunday sharoitlar qanday paydo bo'ldi? Ko'pgina murakkab jarayonlar, shu jumladan termoyadroviy reaktsiyalar bilan bog'liq bo'lganlar va boshqalar rol o'ynadi, lekin eng muhimi shundaki, Quyosh umuman mavjud. Va bu quyosh moddasi (boshqa yulduzlarni hosil qiluvchi materiya kabi) gravitatsion to'planish jarayoni orqali rivojlanganligi sababli paydo bo'lgan va bularning barchasi gaz va qorong'u materiyaning nisbatan bir xil taqsimlanishi bilan boshlangan.
Bu erda qorong'u materiya deb ataladigan sirli moddani eslatib o'tishimiz kerak, u koinotning moddiy (no-l) tarkibining 85% ni tashkil qiladi, lekin u faqat tortishish o'zaro ta'sirida aniqlanadi va uning tarkibi noma'lum. Bugungi kunda biz ba'zi sonli miqdorlarni hisoblashda zarur bo'lgan umumiy massani hisoblashda ushbu masalani hisobga olamiz (3.6, 3.7, 3.9 bo'limlarga qarang va qorong'u materiya qanday muhim nazariy rol o'ynashi mumkin, 4.3-bo'limga qarang). Qorong'u materiya muammosidan qat'i nazar, biz materiyaning bir xil taqsimlanishining past entropiya tabiati bizning hayotimiz uchun qanchalik muhim ekanligini ko'ramiz. Bizning mavjudligimiz, biz tushunganimizdek, materiyaning dastlabki bir xil taqsimlanishiga xos bo'lgan past entropiyali tortishish zaxirasiga bog'liq.
Bu erda biz Katta portlashning diqqatga sazovor tomoniga keldik - aslida, fantastik. Bu sir nafaqat bu qanday sodir bo'lganida, balki bu juda past entropiya hodisasi bo'lganida hamdir. Bundan tashqari, diqqatga sazovor narsa bu holat emas, balki entropiyaning faqat bitta o'ziga xos jihatida past bo'lganligi, ya'ni: erkinlikning tortishish darajalari, negadir, butunlay bostirilgan edi. Bu moddaning erkinlik darajalari va (elektromagnit) nurlanishdan keskin farq qiladi, chunki ular maksimal entropiyaga ega bo'lgan issiq holatda maksimal darajada hayajonlangandek ko'rinardi. Menimcha, bu, ehtimol, eng chuqur kosmologik sir va negadir u hali ham yetarlicha baholanmagan!
Katta portlashning holati qanchalik o'ziga xos bo'lganligi va gravitatsiyaviy to'planish jarayonida qanday entropiya paydo bo'lishi mumkinligi haqida batafsilroq to'xtalib o'tish kerak. Shunga ko'ra, siz birinchi navbatda qora tuynukga qanday ajoyib entropiya xosligini tushunishingiz kerak (3.15 b-rasmga qarang). Biz bu masalani 3.6-bo'limda muhokama qilamiz. Ammo hozircha, keling, quyidagi, juda katta ehtimollik bilan bog'liq bo'lgan boshqa muammoga murojaat qilaylik: oxir-oqibat, koinot haqiqatda fazoviy cheksiz bo'lib chiqishi mumkin (K bilan FLRU modellarida bo'lgani kabi). 0, 3.1-bo'limga qarang) yoki hech bo'lmaganda koinotning katta qismi bevosita kuzatilmasligi mumkin. Shunga ko'ra, biz keyingi bo'limda muhokama qiladigan kosmologik ufqlar muammosiga yaqinlashamiz.
» Kitob haqida batafsil ma’lumotni quyidagi manzildan olishingiz mumkin
»
»
Xabrozhiteley uchun kupondan foydalangan holda 25% chegirma - Yangi fan
Kitobning qog'oz versiyasi uchun to'lov amalga oshirilgandan so'ng, elektron kitob elektron pochta orqali yuboriladi.
Manba: www.habr.com