宇宙中最不可侵犯的定律之一是熱力學第二定律。 它告訴我們，在任何物理系統中，沒有任何東西（沒有粒子和能量）與外部環境交換，熵總是增加。 這不僅適用於我們宇宙中乙個封閉和孤立的系統，也適用於整個宇宙本身。 如果你看看今天的宇宙，並將其與任何更早的時間點進行比較，你會發現熵一直在上公升，並且在我們所有的宇宙歷史中都在繼續上公升，無一例外。
但是，如果我們一直追溯到最早的時代：大**的最初時刻呢？ 甚至更早：在Thermo **之前並建立了宇宙膨脹的時代？ 如果熵總是增加，這是否意味著宇宙的熵在某個初始時間從零開始，並在某個時候達到我們可能認為的“最大組織”狀態？
令人驚訝的是，也許答案是否定的。 宇宙不僅在大**開始時沒有最大程度地組織起來，而且即使在我們可以描述的最早階段，在熱大**期間甚至更早的時候，也存在相當大的熵。 此外，“有組織”不是一種合理的思維方式，儘管我們使用“無序”作為描述熵的隨意方式。 讓我們來看看這一切意味著什麼。
我們的宇宙，從熾熱的大**到今天，經歷了巨大的增長和進化，並將繼續如此。 大約138億年前，我們整個可觀測宇宙的大小與一塊普通的巨石差不多，但今天它已經擴充套件到460億光年的半徑。 從早期開始，已經出現的複雜結構必須至少佔平均密度的0%003%的種子是從缺陷中生長出來的。 **nasa/cxc/m. weiss
當我們在“熱大”**的早期階段思考宇宙時，我們想象著我們今天擁有的所有物質和輻射——目前分布在乙個直徑約920億光年的球體上——都擠在乙個世界上最大的南瓜大小的體積中。 那個階段的宇宙非常熾熱和密集，大約有1090個粒子、反粒子和輻射量子都擁有巨大的能量：甚至比歐洲核子研究中心的大型強子對撞機所能達到的能量還要大數十億倍。 這包括：
標準模型的所有物質粒子，它們的所有反物質對應物，膠子，中微子。
光子。 無論是暗物質的罪魁禍首，還是可能存在的任何外星物種的粒子，所有這些都被包裝在那個微小的體積中，同時具有巨大的動能。 這種熾熱、緻密、膨脹和均勻的 30,000 種狀態的十分之一將在未來 138 億年內成長為我們今天居住的可觀測宇宙。 然而，當你想到我們一開始的樣子時，它看起來確實是一種完全無序的狀態。
早期的宇宙充滿了物質和輻射，並且是如此熾熱和緻密，以至於它阻止了所有複雜的粒子，如質子和中子，在最初的幾分之一秒內穩定地形成。 只有乙個夸克-膠子等離子體，以及其他粒子，如帶電輕子、中子和其他玻色子，以接近光速的速度飛來飛去。 這種原始湯是由粒子、反粒子和輻射組成的，雖然熵比我們現代宇宙低，但它仍然有很多熵。 **杜克大學的模型和資料分析專案。
但是，當涉及到熵時，無序的出現實際上意味著什麼？ 我們通常談論熵，就好像它是無序的量度：
地板上乙個破碎的雞蛋比台面上乙個未破碎的雞蛋有更多的熵，一杯熱咖啡旁邊的一團冷忌廉比兩者混合良好的組合具有更少的熵，一堆凌亂的衣服比一套整齊的梳妝台抽屜具有更高的熵，所有這些都摺疊起來，有序地收起來。
雖然這些例子正確地識別了高熵和低熵狀態，但並不是精確的“有序”或“無序”使我們能夠量化熵。
相反，對於系統中存在的所有粒子、反粒子等，我們應該考慮的是每個粒子的量子態是什麼，以及考慮到能量和能量分布允許哪些量子態。 熵實際上是一種度量，而不是像人類所說的無序那樣的模糊特徵，而只是：整個系統量子態的可能排列數量。
如果門保持關閉（左）比門開啟（右），則在左側初始條件下建立並允許進化的系統將具有更少的熵。 如果允許粒子混合，那麼在相同的平衡溫度下排列兩倍的粒子的方法比在兩個不同溫度下排列一半的粒子的方法更多，導致右邊系統的熵比左邊的系統大得多。 **htkym & dhollm/wikimedia commons
例如，考慮上面的兩個系統。 左邊是乙個中間有隔板的盒子，一邊是冷氣，另一邊是熱氣; 在右邊，分隔器已經開啟，所以整個盒子現在都充滿了相同（平衡）溫度的氣體。 哪個系統的熵更大？ 答案是右邊混合良好的那個，因為當所有粒子都具有相同的性質時，排列（或交換）量子態的方法比一半具有一組屬性而一半具有另一組不同屬性時要多。
早在宇宙非常年輕的時候，宇宙中就存在著一定數量的粒子，這些粒子具有特定的能量分布。 在這些早期階段，幾乎所有的熵都是由輻射引起的; 如果我們計算它，那麼我們發現總熵約為 s = 1088 kb**kb 是玻爾茲曼常數。 然而，每次發生能量發射反應時，例如：
形成乙個中性原子，將乙個較輕的原子核融合成乙個較重的原子核，引力將一團氣體坍縮成行星或恆星，或者創造乙個黑洞，系統的整體熵——在這種情況下是整個宇宙——將不得不增加。
隨著宇宙的膨脹，這個來自結構形成模擬的碎片代表了富含暗物質的宇宙中數十億年的引力增長。 宇宙的熵，每向前走一步，總是在增加，即使熵密度（包括膨脹）可能會降低。 **拉爾夫·凱勒（Ralf Kaehler）和湯姆·阿貝爾（Tom Abel）（基帕克）奧利弗·哈恩（Oliver Hahn）
今天，我們能夠將宇宙的熵量化到一定程度的精度，我們發現宇宙熵的最大貢獻者是黑洞。 考慮到當今宇宙中黑洞的數量和質量，熵已經達到了現代值，大約是大黑洞早期階段的萬億倍**：s = 10103 kb。對於黑洞，熵與黑洞的表面積成正比，而對於較重的黑洞，表面積更大。 銀河系相對溫和的超大質量黑洞的熵約為s = 1091 kb，比整個宇宙在熱大**的早期階段大約高出1000倍。
隨著時間的流逝，隨著宇宙時鐘的不斷滴答作響，宇宙繼續形成和發展越來越多的大質量黑洞，而最重的黑洞吸引了最大的質量。 大約10個人在20年內，熵將達到最大值，因為它可能高達宇宙質量的1%（從今天的0.上公升到0。04%）最終將以黑洞的形式被鎖定，在s = 10121的範圍內，給我們乙個119 kb到s = 10121 kb的熵，這個熵（可能）只會守恆，而不是創造或破壞，因為這些黑洞最終會通過霍金輻射衰變，這是乙個熵守恆（絕熱）過程。
在黑洞表面編碼的資訊位可以與事件視界的表面積成正比。 當黑洞衰變時，它會衰變到熱輻射狀態。 當物質和輻射落入黑洞時，表面積會變大，從而能夠成功編碼資訊。 當黑洞衰變時，熵不會減少，而是保持不變，因為霍金輻射是乙個熵守恆（絕熱）過程。 **t.b. bakker/dr. j.p.Van der Schaar，阿姆斯特丹大學。
然而，這假設我們宇宙的熵只適用於可觀測的宇宙，它隨著時間的推移而急劇膨脹。 如果我們比較宇宙的熵密度——換句話說，可觀測宇宙的熵除以它的體積——我們會發現這個量，熵密度，最終會告訴我們乙個非常不同的故事。
乙個巨大的南瓜，代表著熱大宇宙開始後不久可觀測宇宙的大小**，半徑約為13公尺，體積約為10立方公尺，這意味著早期宇宙的熵密度略高於1087 kb m3，這是巨大的。 也許乙個有啟發性的比較是，銀河系中心的黑洞本身佔據了大約10立方公尺的體積40立方公尺，使其熵密度只有10左右的51 kb m3，這仍然很大，但係數約為10 36熵密度小於熵密度，又回到了熱偉大的初始階段。
事實上，如果我們看一下今天的宇宙，儘管整體熵是巨大的，但體積如此之大的事實使熵密度相對較小：在 10 kb m3 到 1028 kb m3 的範圍內
這個模擬顯示了暗物質的宇宙網路及其形成的大尺度結構。 正常物質存在，但只佔總物質的 1 6。 同時，物質本身只佔整個宇宙的2 3左右，其餘的都是暗能量。 雖然我們整個宇宙的熵是巨大的，以超大質量黑洞為主，但熵密度非常小。 雖然熵總是增加，但在膨脹的宇宙中，熵密度不會增加。 **the millennium simulation， v. springel et al.
雖然熵密度隨著時間的推移急劇下降是有啟發性的，但同樣重要（也許更重要的是）注意到，儘管宇宙在不斷膨脹，但宇宙的實際可計算熵卻急劇增加。 事實上，當我們比較早期宇宙中存在的熵時，與今天熱世界開始時的熵相比，大約有 15 到 16 個數量級的差異。 在宇宙的宇宙歷史中，即使膨脹稀釋了熵密度（或每單位體積的熵量），總熵也增加了一萬億倍以上。
此外，如果我們決定區分我們今天可以看到和測量的可觀測宇宙和不可觀測的宇宙，這種差異只會加劇，我們仍然在很大程度上沒有意識到這一點。 雖然我們目前可以在460億光年處看到所有方向，但隨著時間的推移，最終會向我們揭示更多膨脹的宇宙。 我們不知道它的真實大小或範圍; 我們只能為宇宙的大小設定乙個下限，超出我們所能觀察到的範圍。 據我們所知，空間真的可以是無限的，超出了我們所能看到的它的組成部分。
在乙個由暗能量主導的宇宙中，有四個區域：乙個是其中的一切都是可觸及和可觀測的，乙個是一切都是可觀察但無法到達的，乙個是有一天可以觀察到的事物，另乙個是永遠無法觀察到的事物。 標記的數字對應於我們截至 2024 年的共識宇宙學。 **andrew z. colvin/wikimedia commons;注釋： e siegel
然而，重要的是要記住，大**雖然是我們所知道的宇宙的起源，但並不是我們可以明智地談論的第一件事。 據我們所知，大**根本不是我們宇宙的開端，而是描述了一系列很早就存在的條件——熱、緻密、幾乎完全均勻、膨脹、充滿物質、反物質、輻射等。 然而，為了建立大**，我們所擁有的最好的證據指向了大**之前的另一種狀態：宇宙的膨脹。
根據暴脹，在大**之前，宇宙充滿了一種類似於暗能量的能量形式：滲透到空間結構或空間本身結構的地點所固有的能量。 正是這種形式的能量，而不是粒子、反粒子或輻射，主宰了宇宙。 隨著宇宙的膨脹，它呈指數級膨脹：不可阻擋地，而不是以由物質和輻射密度降低所決定的不斷降低的速度膨脹。 在這段時間裡，無論暴脹持續了多長時間，每經過10-32次左右，蒲朗克長度大小的區域，物理定律不會坍縮的最小尺度，就會被拉伸到今天可見的宇宙大小。
通貨膨脹期間發生的指數擴張之所以如此強大，是因為它是無情的。 每隔 10 -35 秒（左右），任何特定空間區域的體積在每個方向上都會增加一倍，導致粒子或輻射的任何稀釋，並導致任何曲率迅速變得無法與平坦區分開來。 這也有助於保持熵恆定，但它大大降低了熵密度。 **e. siegel （l）;ned wright'S 宇宙學教程 （R） （英語）.
在暴脹期間，我們宇宙的熵必須低得多：大約1015 kb的體積相當於我們熱開始時可觀測宇宙的大小**：這個值可以通過計算宇宙視界存在產生的unruh輻射來獲得。 但這個故事最重要的方面是：宇宙中存在的任何東西的實際熵在暴脹之前的暴脹過程中並沒有太大變化; 它只是被稀釋了。 初始熵密度發生巨大變化，並迅速稀釋，直到可以忽略不計，因為在暴脹之前存在於宇宙中的任何預先存在的熵仍然存在，但逐漸被拉伸成越來越大的體積。
這對於理解我們宇宙早期階段發生的事情至關重要。 我們不需要一些神奇的低熵狀態來啟動我們的宇宙或開始暴脹過程。 我們所需要的只是讓宇宙的某個體積**出現膨脹，即使它是很小的體積，並且該體積中的空間開始膨脹。 在很短的時間內（不超過幾分之一秒後），初始熵現在分散在更大的體積上，無論最初有多少熵。 熵可能總是在增加，但熵密度，或者說有一天將包含在我們整個可觀測宇宙體積中的熵量，是由unruh輻射驅動的，下降到這個極低的值：每開爾文約10納焦耳，分布在當時的宇宙體積上。
在暴脹期間（以綠色突出顯示），世界線因指數膨脹（水平軸）而拉長，導致熵密度（藍色圓圈內存在的熵量）顯著下降，即使宇宙的整體熵從未減少。 當暴脹結束時，被困在暴脹中的場能被轉化為粒子，導致熵的大幅增加：事實上，這是宇宙歷史上最大的增加。 內德·賴特的宇宙學教程 E西格爾的筆記。
當膨脹結束時，驅動指數膨脹的能量被轉化為物質、反物質和輻射：熱的、緻密的、幾乎均勻的、膨脹但冷卻的狀態，標誌著熱極大值的開始。 將場能轉化為粒子會導致我們可觀測宇宙中的熵在那一刻急劇上公升：從暴脹的最後階段到熱充血的開始，熵上公升了大約73個數量級。 在接下來的 138 億年裡，隨著我們的宇宙膨脹、冷卻、融合、引力拉動、原子、恆星、星系、黑洞、行星和人類，我們的熵“僅”上公升了 15 或 16 個數量級，並且今天還在繼續上公升。
與有史以來最大的熵增長相比，整個宇宙歷史上已經發生和將要發生的事情是花生：暴脹的結束和熱暴的開始。 然而，即使在這種熵低得驚人的暴脹狀態下，我們仍然沒有看到宇宙中的熵減少; 只是熵密度隨著宇宙體積呈指數級增長而減小。 在遙遠的未來，當宇宙膨脹到當前半徑的100億倍時，熵密度將再次像很久以前的暴脹時代一樣小。 雖然我們宇宙體積中的熵將繼續增加，但熵密度將繼續下降，並且永遠不會像熱極大期開始時那樣大**：大約138億年前。
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