この画像をクリックすると、8400万個の星がある天の川の拡大画像が見られます：

しかし星は、観測できる宇宙のエントロピー全体のほんの一部にしか寄与しません。 ランダムな情報が欲しいなら、他を探せばいい！

まず、「観測可能な宇宙」とは、正確には何でしょうか？

宇宙を見渡すほど、時間を遡ることになるのです。 ビッグバンから38万年後の高温のガスは見透かすことができません。

しかし、宇宙が膨張するにつれて、私たちが見ている遠い昔の星やガスはさらに遠くへ移動し、もはや観察することができなくなりました。 したがって、いわゆる「観測可能な宇宙」は、実際には「以前は観測可能だった宇宙」なのです。 その端は今、465億光年の彼方にある！

宇宙がまだ138億年しか経っていないのに、これは事実である。

観測可能な宇宙にある星の数はどれくらいですか？ 望遠鏡の進歩に伴い、推定値は上がっています。 現在、人々は天の川銀河に1000億から4000億の星があると見ています。

2009年、チャス・イーガンとチャールズ・リネウィーバーは、観測可能な宇宙のすべての星のエントロピーを1081ビットと推定しました。 これは、これらすべての星の量子状態を記述するための情報量です。

しかし、星間および銀河間ガスと塵のエントロピーは、星のエントロピーの約10倍です！

これは、星間および銀河間ガスと塵のエントロピーは、星のエントロピーの約10倍です！

これは、これらすべての星と塵の量子状態を記述するための情報量です。 それは約1082ビットです。

宇宙のすべての光子のエントロピーは、さらに多くなっています! 宇宙はビッグバンから残された放射線でいっぱいです。 ビッグバンから残された観測可能な宇宙の光子は、合計で約1090ビットのエントロピーを持つ。 これは「宇宙マイクロ波背景放射」と呼ばれている。

ビッグバンからのニュートリノも約1090ビット-光子より少し小さい。 重力子はもっと少なく、1088ビット程度である。 これは、重力子が非常に早い時期に他の物質や放射線から切り離され、それ以来冷却され続けているからです。 一方、宇宙マイクロ波背景放射に含まれる光子は、ビッグバンから約10秒後まで、
電子-陽電子対の消滅によって生成されていました。 したがって、重力子放射はマイクロ波背景放射よりも低温であると予想され、2.7 ケルビンに対して約 0.6 ケルビンです。

ブラックホールは、これまでに挙げたものよりも非常に大きなエントロピーを持ちます。 EganとLineweaverは、観測可能な宇宙における恒星質量のブラックホールのエントロピーを1098ビットと見積もっている。 第二法則では、エントロピーは増加することを好むとされています。

しかし、ブラックホールのエントロピーは質量に対して二次関数的に増加するのです! そのため、ブラックホールは合体してより大きなブラックホールになる傾向があり、最終的にはほとんどの銀河の中心にある「超巨大」ブラックホールが形成される。 8574>

ホーキング博士は、ブラックホールは十分に冷たい環境であれば、ゆっくりとその質量を放出すると予言しました。 しかし、超巨大ブラックホールが今質量を失うには、宇宙はあまりに高温です。

ですから、宇宙が十分に冷えて、大きなブラックホールがホーキング放射によってゆっくりと崩壊し始めるのは、遠い未来のことなのです。 エントロピーは増加し続け、主に光子と重力子に変換されます。 このプロセスには非常に長い時間がかかるでしょう。 何も落ちてこず、未知の効果が介在しないと仮定すると、太陽質量のブラックホールは、ホーキング放射によって蒸発するのに約1067年かかり、銀河の質量に匹敵する本当に大きなブラックホールは、約1099年かかるはずである。 このシナリオでは、非常に遠い未来の宇宙は、この温度でホーキング放射として生成される質量ゼロの粒子、すなわち光子と重力子で主に構成されることになる。 今日の「観測可能な宇宙」である指数関数的に膨張する空間のボール内のエントロピーは、指数関数的に増加し続けるでしょう…しかし、もっと重要なのは、エントロピー密度が、10-30ケルビンで熱平衡にある光子と重力子の気体のものに近づくということです(8574>

もちろん、今からその間に、話を変える新しい物理が見つかる可能性も十分にありますよ。

詳細については、こちらをご覧ください:

– Chas A. Egan and Charles H. Lineweaver, A larger estimate of the entropy of the universe, The Astrophysical Journal 710 (2010), 1825.

情報についての私のページもご覧下さい。