宇宙中最不可侵犯的定律之一是热力学第二定律。 它告诉我们，在任何物理系统中，没有任何东西（没有粒子和能量）与外部环境交换，熵总是增加。 这不仅适用于我们宇宙中一个封闭和孤立的系统，也适用于整个宇宙本身。 如果你看看今天的宇宙，并将其与任何更早的时间点进行比较，你会发现熵一直在上升，并且在我们所有的宇宙历史中都在继续上升，无一例外。
但是，如果我们一直追溯到最早的时代：大**的最初时刻呢？ 甚至更早：在Thermo **之前并建立了宇宙膨胀的时代？ 如果熵总是增加，这是否意味着宇宙的熵在某个初始时间从零开始，并在某个时候达到我们可能认为的“最大组织”状态？
令人惊讶的是，也许答案是否定的。 宇宙不仅在大**开始时没有最大程度地组织起来，而且即使在我们可以描述的最早阶段，在热大**期间甚至更早的时候，也存在相当大的熵。 此外，“有组织”不是一种合理的思维方式，尽管我们使用“无序”作为描述熵的随意方式。 让我们来看看这一切意味着什么。
我们的宇宙，从炽热的大**到今天，经历了巨大的增长和进化，并将继续如此。 大约138亿年前，我们整个可观测宇宙的大小与一块普通的巨石差不多，但今天它已经扩展到460亿光年的半径。 从早期开始，已经出现的复杂结构必须至少占平均密度的0%003%的种子是从缺陷中生长出来的。 **nasa/cxc/m. weiss
当我们在“热大”**的早期阶段思考宇宙时，我们想象着我们今天拥有的所有物质和辐射——目前分布在一个直径约920亿光年的球体上——都挤在一个世界上最大的南瓜大小的体积中。 那个阶段的宇宙非常炽热和密集，大约有1090个粒子、反粒子和辐射量子都拥有巨大的能量：甚至比欧洲核子研究中心的大型强子对撞机所能达到的能量还要大数十亿倍。 这包括：
标准模型的所有物质粒子，它们的所有反物质对应物，胶子，中微子。
光子。 无论是暗物质的罪魁祸首，还是可能存在的任何外星物种的粒子，所有这些都被包装在那个微小的体积中，同时具有巨大的动能。 这种炽热、致密、膨胀和均匀的 30,000 种状态的十分之一将在未来 138 亿年内成长为我们今天居住的可观测宇宙。 然而，当你想到我们一开始的样子时，它看起来确实是一种完全无序的状态。
早期的宇宙充满了物质和辐射，并且是如此炽热和致密，以至于它阻止了所有复杂的粒子，如质子和中子，在最初的几分之一秒内稳定地形成。 只有一个夸克-胶子等离子体，以及其他粒子，如带电轻子、中子和其他玻色子，以接近光速的速度飞来飞去。 这种原始汤是由粒子、反粒子和辐射组成的，虽然熵比我们现代宇宙低，但它仍然有很多熵。 **杜克大学的模型和数据分析项目。
但是，当涉及到熵时，无序的出现实际上意味着什么？ 我们通常谈论熵，就好像它是无序的量度：
地板上一个破碎的鸡蛋比台面上一个未破碎的鸡蛋有更多的熵，一杯热咖啡旁边的一团冷奶油比两者混合良好的组合具有更少的熵，一堆凌乱的衣服比一套整齐的梳妆台抽屉具有更高的熵，所有这些都折叠起来，有序地收起来。
虽然这些例子正确地识别了高熵和低熵状态，但并不是精确的“有序”或“无序”使我们能够量化熵。
相反，对于系统中存在的所有粒子、反粒子等，我们应该考虑的是每个粒子的量子态是什么，以及考虑到能量和能量分布允许哪些量子态。 熵实际上是一种度量，而不是像人类所说的无序那样的模糊特征，而只是：整个系统量子态的可能排列数量。
如果门保持关闭（左）比门打开（右），则在左侧初始条件下建立并允许进化的系统将具有更少的熵。 如果允许粒子混合，那么在相同的平衡温度下排列两倍的粒子的方法比在两个不同温度下排列一半的粒子的方法更多，导致右边系统的熵比左边的系统大得多。 **htkym & dhollm/wikimedia commons
例如，考虑上面的两个系统。 左边是一个中间有隔板的盒子，一边是冷气，另一边是热气; 在右边，分隔器已经打开，所以整个盒子现在都充满了相同（平衡）温度的气体。 哪个系统的熵更大？ 答案是右边混合良好的那个，因为当所有粒子都具有相同的性质时，排列（或交换）量子态的方法比一半具有一组属性而一半具有另一组不同属性时要多。
早在宇宙非常年轻的时候，宇宙中就存在着一定数量的粒子，这些粒子具有特定的能量分布。 在这些早期阶段，几乎所有的熵都是由辐射引起的; 如果我们计算它，那么我们发现总熵约为 s = 1088 kb**kb 是玻尔兹曼常数。 然而，每次发生能量发射反应时，例如：
形成一个中性原子，将一个较轻的原子核融合成一个较重的原子核，引力将一团气体坍缩成行星或恒星，或者创造一个黑洞，系统的整体熵——在这种情况下是整个宇宙——将不得不增加。
随着宇宙的膨胀，这个来自结构形成模拟的碎片代表了富含暗物质的宇宙中数十亿年的引力增长。 宇宙的熵，每向前走一步，总是在增加，即使熵密度（包括膨胀）可能会降低。 **拉尔夫·凯勒（Ralf Kaehler）和汤姆·阿贝尔（Tom Abel）（基帕克）奥利弗·哈恩（Oliver Hahn）
今天，我们能够将宇宙的熵量化到一定程度的精度，我们发现宇宙熵的最大贡献者是黑洞。 考虑到当今宇宙中黑洞的数量和质量，熵已经达到了现代值，大约是大黑洞早期阶段的万亿倍**：s = 10103 kb。对于黑洞，熵与黑洞的表面积成正比，而对于较重的黑洞，表面积更大。 银河系相对温和的超大质量黑洞的熵约为s = 1091 kb，比整个宇宙在热大**的早期阶段大约高出1000倍。
随着时间的流逝，随着宇宙时钟的不断滴答作响，宇宙继续形成和发展越来越多的大质量黑洞，而最重的黑洞吸引了最大的质量。 大约10个人在20年内，熵将达到最大值，因为它可能高达宇宙质量的1%（从今天的0.上升到0。04%）最终将以黑洞的形式被锁定，在s = 10121的范围内，给我们一个119 kb到s = 10121 kb的熵，这个熵（可能）只会守恒，而不是创造或破坏，因为这些黑洞最终会通过霍金辐射衰变，这是一个熵守恒（绝热）过程。
在黑洞表面编码的信息位可以与事件视界的表面积成正比。 当黑洞衰变时，它会衰变到热辐射状态。 当物质和辐射落入黑洞时，表面积会变大，从而能够成功编码信息。 当黑洞衰变时，熵不会减少，而是保持不变，因为霍金辐射是一个熵守恒（绝热）过程。 **t.b. bakker/dr. j.p.Van der Schaar，阿姆斯特丹大学。
然而，这假设我们宇宙的熵只适用于可观测的宇宙，它随着时间的推移而急剧膨胀。 如果我们比较宇宙的熵密度——换句话说，可观测宇宙的熵除以它的体积——我们会发现这个量，熵密度，最终会告诉我们一个非常不同的故事。
一个巨大的南瓜，代表着热大宇宙开始后不久可观测宇宙的大小**，半径约为13米，体积约为10立方米，这意味着早期宇宙的熵密度略高于1087 kb m3，这是巨大的。 也许一个有启发性的比较是，银河系中心的黑洞本身占据了大约10立方米的体积40立方米，使其熵密度只有10左右的51 kb m3，这仍然很大，但系数约为10 36熵密度小于熵密度，又回到了热伟大的初始阶段。
事实上，如果我们看一下今天的宇宙，尽管整体熵是巨大的，但体积如此之大的事实使熵密度相对较小：在 10 kb m3 到 1028 kb m3 的范围内
这个模拟显示了暗物质的宇宙网络及其形成的大尺度结构。 正常物质存在，但只占总物质的 1 6。 同时，物质本身只占整个宇宙的2 3左右，其余的都是暗能量。 虽然我们整个宇宙的熵是巨大的，以超大质量黑洞为主，但熵密度非常小。 虽然熵总是增加，但在膨胀的宇宙中，熵密度不会增加。 **the millennium simulation， v. springel et al.
虽然熵密度随着时间的推移急剧下降是有启发性的，但同样重要（也许更重要的是）注意到，尽管宇宙在不断膨胀，但宇宙的实际可计算熵却急剧增加。 事实上，当我们比较早期宇宙中存在的熵时，与今天热世界开始时的熵相比，大约有 15 到 16 个数量级的差异。 在宇宙的宇宙历史中，即使膨胀稀释了熵密度（或每单位体积的熵量），总熵也增加了一万亿倍以上。
此外，如果我们决定区分我们今天可以看到和测量的可观测宇宙和不可观测的宇宙，这种差异只会加剧，我们仍然在很大程度上没有意识到这一点。 虽然我们目前可以在460亿光年处看到所有方向，但随着时间的推移，最终会向我们揭示更多膨胀的宇宙。 我们不知道它的真实大小或范围; 我们只能为宇宙的大小设定一个下限，超出我们所能观察到的范围。 据我们所知，空间真的可以是无限的，超出了我们所能看到的它的组成部分。
在一个由暗能量主导的宇宙中，有四个区域：一个是其中的一切都是可触及和可观测的，一个是一切都是可观察但无法到达的，一个是有一天可以观察到的事物，另一个是永远无法观察到的事物。 标记的数字对应于我们截至 2024 年的共识宇宙学。 **andrew z. colvin/wikimedia commons;注释： e siegel
然而，重要的是要记住，大**虽然是我们所知道的宇宙的起源，但并不是我们可以明智地谈论的第一件事。 据我们所知，大**根本不是我们宇宙的开端，而是描述了一系列很早就存在的条件——热、致密、几乎完全均匀、膨胀、充满物质、反物质、辐射等。 然而，为了建立大**，我们所拥有的最好的证据指向了大**之前的另一种状态：宇宙的膨胀。
根据暴胀，在大**之前，宇宙充满了一种类似于暗能量的能量形式：渗透到空间结构或空间本身结构的地点所固有的能量。 正是这种形式的能量，而不是粒子、反粒子或辐射，主宰了宇宙。 随着宇宙的膨胀，它呈指数级膨胀：不可阻挡地，而不是以由物质和辐射密度降低所决定的不断降低的速度膨胀。 在这段时间里，无论暴胀持续了多长时间，每经过10-32次左右，普朗克长度大小的区域，物理定律不会坍缩的最小尺度，就会被拉伸到今天可见的宇宙大小。
通货膨胀期间发生的指数扩张之所以如此强大，是因为它是无情的。 每隔 10 -35 秒（左右），任何特定空间区域的体积在每个方向上都会增加一倍，导致粒子或辐射的任何稀释，并导致任何曲率迅速变得无法与平坦区分开来。 这也有助于保持熵恒定，但它大大降低了熵密度。 **e. siegel （l）;ned wright'S 宇宙学教程 （R） （英语）.
在暴胀期间，我们宇宙的熵必须低得多：大约1015 kb的体积相当于我们热开始时可观测宇宙的大小**：这个值可以通过计算宇宙视界存在产生的unruh辐射来获得。 但这个故事最重要的方面是：宇宙中存在的任何东西的实际熵在暴胀之前的暴胀过程中并没有太大变化; 它只是被稀释了。 初始熵密度发生巨大变化，并迅速稀释，直到可以忽略不计，因为在暴胀之前存在于宇宙中的任何预先存在的熵仍然存在，但逐渐被拉伸成越来越大的体积。
这对于理解我们宇宙早期阶段发生的事情至关重要。 我们不需要一些神奇的低熵状态来启动我们的宇宙或开始暴胀过程。 我们所需要的只是让宇宙的某个体积**出现膨胀，即使它是很小的体积，并且该体积中的空间开始膨胀。 在很短的时间内（不超过几分之一秒后），初始熵现在分散在更大的体积上，无论最初有多少熵。 熵可能总是在增加，但熵密度，或者说有一天将包含在我们整个可观测宇宙体积中的熵量，是由unruh辐射驱动的，下降到这个极低的值：每开尔文约10纳焦耳，分布在当时的宇宙体积上。
在暴胀期间（以绿色突出显示），世界线因指数膨胀（水平轴）而拉长，导致熵密度（蓝色圆圈内存在的熵量）显着下降，即使宇宙的整体熵从未减少。 当暴胀结束时，被困在暴胀中的场能被转化为粒子，导致熵的大幅增加：事实上，这是宇宙历史上最大的增加。 内德·赖特的宇宙学教程 E西格尔的笔记。
当膨胀结束时，驱动指数膨胀的能量被转化为物质、反物质和辐射：热的、致密的、几乎均匀的、膨胀但冷却的状态，标志着热极大值的开始。 将场能转化为粒子会导致我们可观测宇宙中的熵在那一刻急剧上升：从暴胀的最后阶段到热充血的开始，熵上升了大约73个数量级。 在接下来的 138 亿年里，随着我们的宇宙膨胀、冷却、融合、引力拉动、原子、恒星、星系、黑洞、行星和人类，我们的熵“仅”上升了 15 或 16 个数量级，并且今天还在继续上升。
与有史以来最大的熵增长相比，整个宇宙历史上已经发生和将要发生的事情是花生：暴胀的结束和热暴的开始。 然而，即使在这种熵低得惊人的暴胀状态下，我们仍然没有看到宇宙中的熵减少; 只是熵密度随着宇宙体积呈指数级增长而减小。 在遥远的未来，当宇宙膨胀到当前半径的100亿倍时，熵密度将再次像很久以前的暴胀时代一样小。 虽然我们宇宙体积中的熵将继续增加，但熵密度将继续下降，并且永远不会像热极大期开始时那样大**：大约138亿年前。
**10,000粉丝奖励计划