|
Rieth József: Anyagvilág - Háttérismeret Tartalomjegyzékhez < Világképem < (Kvark-időszak, Hadron-időszak) Az entrópia a tudomány (elsősorban a hőtan és az informatika) fontos fogalma, egy rendszer rendezetlenségi fokát jellemzi. Az entrópia műszót Rudolph Clausius (1822—1888) találta ki, és ezzel jellemezte a termodinamikában az anyagi rendszerek molekuláris rendezetlenségét, illetve termodinamikai valószínűségének a mértékét. Ebből következtetni lehet a maguktól végbemenő folyamatok irányára: a természetben egyre valószínűbb állapotok következnek be. Például a hő a melegebb testről a hidegebb test felé áramlik. Tehát, minden spontán folyamatnál bizonyos munka kárba vész, hővé alakul át. Emiatt, a természetben a spontán folyamatok visszafordíthatatlanok. A munka, de bármely energiafajta is maradéktalanul hővé alakítható, míg a hő csak részben alakítható át másfajta energiává (ezért tartják alacsonyabb rendű energiának). Az entrópia és a rendezetlenség egyenértékűsége elvben még a termodinamikában felbukkan, de végleg Erwin Schrödinger az életjelenségek kapcsán tisztázta. Később — a formai hasonlóság alapján — Neumann János javasolta Shannonnak, hogy képletét nevezze entrópiának. De, minthogy negatív előjel szerepelt a képlet előtt, negentrópia lett a neve (régen antientrópia is), ami a rendszerek rendezettségének mértékét fejezi ki. Ha egy rendszer adiabatikusan zárt (vagyis a környezetéből nem vesz fel hőt), akkor a rendszerben lejátszódó spontán folyamatok során a rendszer entrópiája mindaddig nő, amíg be nem áll az egyensúlyi állapot. Egyensúlyi állapotban a rendszer entrópiája maximális. Azonban nyílt rendszer egyensúlyának nem feltétele az entrópiamaximum, mivel az entrópianövekedés a külvilágnak leadott hővel kompenzálható, sőt, az entrópia akár csökkenhet is. Ludwig Boltzmann 1872-ben azt javasolta, hogy a hőcserével járó folyamatokra az 1858-ban Rudolf Clausius által bevezetett entrópia mennyiségét arányosnak válasszák a test energetikai makroállapotát megvalósító mikroállapotai számának logaritmusával: entrópia = (Boltzmann-állandó) × (az azonos energiával jellemzett makroállapotot megvalósító mikroállapotok számának logaritmusa). Miután a fizikusok többsége kifejezetten ártalmasnak tartja a sok-sok szinonímának tűnő szóval megzavarható értelmű kommunikációt, az entrópiát S, a mikroállapotok számát W, a Boltzmann-állandót kB jelöli, és a fenti kapcsolatot S=kB log (W ) alakban tette megtanulhatóvá a 150 éve született Max Planck. Boltzmann soha nem írta le ezt a képletet, de jelentősége ugyanakkora a természeti folyamatok leírása szempontjából, mint a Planck-Einstein-képlet a foton energiájára (E=hn). Nem véletlen, hogy a bécsi temetőben ez a felirata Boltzmann síremlékének. Legyen az egyes mikroállapotok neve X1, X2, ..., Xi, ... . Bekövetkezésük esélyét egy 0 és 1 közé eső számmal, a P1, P2, ..., Pi, ... valószínűséggel jellemzik. Az esemény annál meglepetésszerűbb, minél negatívabb Pi logaritmusa. Az eseményrendszer átlagos meglepetésszerűségének mértékét M-mel jelölve, az M = P1log P1+ P2 log P2+ ... + Pi log Pi+ ... kifejezést kapjuk az átlagérték kiszámítási szabályát követve. Amennyiben minden valószínűség azonos, akkor úgy kapjuk vissza Boltzmann híres képletét, ha az entrópia és a meglepetésszerűség kapcsolatára az S = - kB M megfeleltetést definiáljuk. Ellenőrizhető, hogy az entrópia legnagyobb értékét akkor éri el, ha minden mikroállapot azonos eséllyel következik be, azaz a rendszer a legkevésbé differenciált. Az entrópia növekedésének Clausius által megfogalmazott elve Boltzmann és Gibbs értelmezésében tehát a homogenitásra való természetes törekvést, a hőmérsékleti vagy anyagkoncentrációbeli inhomogenitások megszűnésének tendenciáját emelte általános természeti elvvé. 1948-ban C. E. Shannon javasolta, hogy a fenti entrópiafogalmat az informatikában is használják jelsorok információtartalmának jellemzésére. Ismert, hogy bármiféle információ kódolására alkalmas a "0" és az "1" jelekből létrehozott speciális sorozat. Természetesen, ha teljesen véletlenszerűen követik egymást, akkor a sorozatnak nincs információtartalma. A teljes véletlenszerűség azt jelenti, hogy a két kódjel előfordulási valószínűsége egyenlő, azaz p(0)=p(1)=1/2. Ezt adhatjuk meg például ideális fémpénz feldobása előtt, a kísérlet végkimenetére vonatkozó ismerethiányunk jellemzésére. A teljesen határozott tudás arról, hogy egy adott helyen melyik kódot kell használni például a p(0)=0, p(1)=1 valószínűséggel társítható (ez írja le a helyzetet, amikor a "fej" kimenetű pénzfeldobást az "1" kóddal jelöljük). A fenti képletet használva az első esetben M= -log(2), a másodikban M=0 értéket kapunk. Egy bit információnak hívjuk a pénzfeldobás kimenetéhez társuló tudást, amelynek meglepetésszerűsége tehát M= -log(2). Általában véve minél meglepetésszerűbb egy jelsor, annál nagyobb az információtartalma. A jelátadás (tömörítés, kódolás) során fellépő hibák hatására az elképzelhető jelsorok valószínűsége a kiegyenlítődés felé halad, azaz az ennek során bekövetkező információvesztés megfelel az entrópianövekedés tendenciájának. A Shannon-koncepció kiválóan alkalmasnak bizonyult az informatikában annak ellenére, hogy ott semmiféle közvetlen fizikai hátterű folyamat nem zajlik. Érdekes kérdés, hogy megragadhatók-e másutt is olyan jelenségkörök, amelyek képesek lehetővé tenni az entrópiához hasonló szerepet játszó fogalom bevezetését és felhasználni az entrópia növekedése által kijelölt fejlődési irányt. Az entrópia és a fekete lyukak A fekete lyukak olyan szingularitások, amelyek elnyelik az anyagot úgy, hogy onnan még a fény sem tud kiszabadulni. Kezdetben úgy tűnt, hogy a fekete lyukak léte sérti azt az elfogadott elvet, miszerint a világegyetem entrópiája növekedik. Stephen Hawkingnak sikerült bebizonyítania, hogy ez korántsem igaz. "A kilépő sugárzás pozitív energiáját a fekete lyukba áramló negatív energiájú részecskék árama egyenlíti ki. Einstein nevezetes egyenlete értelmében az energia arányos a tömeggel: E=mc² (ahol E az energia, m a tömeg, c pedig a fénysebesség). A beáramló negatív energia tehát csökkenti a fekete lyuk tömegét. A tömeg csökkenése következtében csökken az eseményhorizont területe. Az ebből eredő entrópiacsökkenést (a lyuk belsejében) bőven meghaladja a kibocsátott sugárzás okozta entrópianövekedés, úgyhogy szó sincs a második főtétel megsértéséről. Minél kisebb a fekete lyuk tömege, annál magasabb a hőmérséklete. Ahogy tehát fogy a fekete lyuk tömege, egyre nő a hőmérséklete és részecskekibocsátása, azaz egyre gyorsabban veszíti tömegét. Nem teljesen tisztázott még, mi történik akkor, ha a fekete lyuk végül rettenetesen kicsivé válik. Legésszerűbbnek az a feltevés látszik, hogy hatalmas végső részecskekibocsátás közepette teljesen megsemmisül; a hatás több millió H-bomba egyidejű fölrobbantásával egyenértékű.", A XVIII. század végén, mikor a fény természetét illetően Newton részecskefelfogása kizárólagosan elfogadott volt, Laplace tette fel a kérdést: mekkora sugarú lenne az a Földével azonos átlagsűrűségű égitest, amelynek gravitációs teréből a fénysebességgel induló próbatest nem tudna elszakadni. Más szóval, mikor lesz az első kozmikus szökési sebesség nagyobb a fény sebességénél. A válasz (a Föld sugarának 250-szerese) a John Michell által 1784-ben "fekete csillagnak" elnevezett objektumra vonatkozó első számítás volt. A fekete csillag azért láthatatlan, mert a felületén kibocsátott fény nem érkezhet el a külső megfigyelőhöz. A Laplace által 1795-ben közölt számítás igen egyszerű, hiszen a feltételezett fényrészecske mv2/2 mozgási energiájába a fény v=c sebességét behelyettesítve és a gravitáció kötési energiájával, azaz GMm/R-rel téve egyenlővé (G Newton gravitációs állandóját, R az objektum keresett sugarát, M pedig az R sugarú gömbben található Föld-sűrűségű anyag össztömegét jelöli), kiszámíthatjuk a sugarat. Szerencse, hogy a fényrészecske tömege (m) ebből a képletből egyszerűsítéssel eltűnik! Aztán jöttek Young interferenciakísérletei, nyilvánvalóvá lett, hogy a fény hullámtermészetű, sőt 1905 óta az is sejthető volt, hogy a fényenergia csomagját szállító részecske nulla tömegű. Laplace számításával senki nem foglalkozott több mint egy évszázadig. Einstein általános relativitási elmélete keretében Karl Schwarzschild tette fel újra a kérdést 1916-ban. Minden M tömegű objektumhoz megtalálta azt a távolságot, amelyen belülre koncentrálva a tömeget, oly mértékben görbültté válik a téridő geometriája, hogy azon kívülre nem juthat ki fényjel. Ebben a számításban már közbenső fogalomként sem fordul elő a fény alkotórészeinek természetét jellemző egyetlen mennyiség, tehát a tömeg sem! Gömbszimmetrikus (irányfüggetlen) sűrűségeloszlást vizsgálva kimutatta, hogy az eseményhorizontnak nevezett határsugár a tömeggel (M) lineárisan nő . A horizonton túl, ugye, nem láthatunk, erre utal az elnevezés. Ez azt jelenti, hogy az eseményhorizonttal társított gömb felülete a tömeg négyzetével (M2) arányos. Így elég nagy energiát elegendően kicsiny térfogatba sűrítve (amely tehetetlen tömeget is képvisel Einstein energia-tömeg ekvivalenciaelve szerint) mindig keletkezhet fekete lyuk. Ezzel az eséllyel számolnak a genfi szupergyorsító esetében is, amely bizsergető lehet a borzalmakkal mindig kokettálni kész, környezetvédőnek álcázott áltudományos magazinok olvasóinak. Az általános relativitás elméletéből jósolt nagy sűrűségű objektumokat először a 2008. áprilisban elhunyt amerikai fizikus, John Wheeler vette komolyan (neki tulajdonítják a "fekete lyuk" elnevezést is: ez a "fekete csillag" elképzelést általánosítva olyan égitestet jelöl, amelynek szerkezete nem mutat rokonságot a csillagokéval). Ő figyelt fel arra a paradoxonra, amelyet a fekete lyukba behulló komplex anyagi rendszer okozta entrópiaváltozás jelent az entrópianövekedés természeti tendenciájával szemben. Ugyanis az 1960-as évek végén bebizonyítottak egy tételt, amely szerint a fekete lyuknak a külvilág szempontjából minden hatása kimerítően megadható, ha teljes tömegét, teljes elektromos töltését és egyéb töltésjellegű mennyiségeinek (pl. a perdületének, a bariontöltésének stb.) teljes értékét ismerjük. Ezeknek a mennyiségeknek a mikroszkopikus elrendezése a fekete lyukban semmiféle külső hatást nem hozhat létre. Ez az ún. "kopaszsági" ("no-hair") tétel. Wheeler feltette a kérdést doktoranduszainak: hová tűnik a fekete lyukba behulló összetett makroszkopikus testek komplex mikroszerkezetéből származó entrópiája? A választ Jacob Bekenstein adta meg doktori értekezésében, amelyet 26 éves korában, 1973-ban védett meg. Egy másik Wheeler-diák eredményére támaszkodott, akinek munkáját Stephen Hawking fejlesztette teljes általánosságú tétellé. 1970-ben Demetrios Christodoulou bebizonyította, hogy a visszafordítható (azaz időben fordított irányban is lejátszódó) folyamatokban részt vevő fekete lyukak eseményhorizontja által kifeszített felület csak nőhet. Ezt Hawking tetszőleges (irreverzibilis) folyamatokra is bebizonyította. Szemléletes példaként vegyünk két Schwarzschild-féle fekete lyukat m1 és m2 tömegekkel. Ha összeolvadnak, tömegük m1 + m2 lesz. Miután eseményhorizontjuk sugara tömegükkel arányos, az átmeneti változások megnyugvása után kialakuló gömbszimmetrikus fekete lyuk eseményhorizontjának felülete valóban nagyobb a kezdeti objektumok összfelületénél, hiszen (m1 + m2 )2 > m12 + m22. Bekenstein cikkében ezt a tételt idézve vetette fel annak lehetőségét, hogy a fekete lyukak entrópiáját eseményhorizontjuk felületével arányos mennyiségnek lehet választani. Azt becsülte meg, hogy mekkora felületváltozást idéz elő, ha a fekete lyuk elnyel egy tömegpontot. Másik oldalról a tömegpont elemi objektumként 1 bitnyi Shannon-információt hordoz a hozzá tartozó informatikai entrópiával (vagy látható a külső megfigyelő számára, vagy nem). A felületnövekedéssel arányosnak vett entrópianövekedés mértékét éppen a tömegpont által hordozott információs entrópia számunkra történő elvesztésével tette egyenlővé és ebből állapította meg a felületváltozást szorzó együtthatót. Hawking 1976-ban egzaktul is kiszámította a fekete lyukak Bekenstein-entrópiájának felületet szorzó együtthatóját. Bekenstein számos példán mutatta meg, hogy a külvilág és a fekete lyukak alkotta rendszer entrópiája nem csökken, ha a fekete lyukakhoz eseményhorizontjuk felületével arányos entrópiát rendelünk. Wheeler ettől kezdve a mikrofizikai (kvantumelméleti) kutatásokat információelméleti kutatásként emlegette. A fenti időszakban végzett elemzések vezették el Hawkingot az entrópia és a hőcsere klasszikus kapcsolatának alkalmazásával ahhoz a felismeréshez, hogy a fekete lyukakkal hőmérséklet és a hőmérséklethez termikus sugárzás társítható. Ez a hőmérséklet fordítva arányos a fekete lyuk tömegével. Minél kisebb tömegű a fekete lyuk, annál gyorsabban sugározza szét energiáját. Ezért aztán megnyugodhatnak az izgulósak: hiába keletkeznek esetleg mini fekete lyukak a genfi óriásgyorsító bekapcsolása utáni kísérleti programban, tömegük a másodperc ezermilliárdod része alatt elpárolog. Még azelőtt eltűnnek, mielőtt megkezdődhetne környezetük makroszkopikus anyagának "beszippantása". Természetesen igen izgalmas kérdés, hogy milyen módon lehet mini fekete lyukakat létrehozni, de ezekkel az univerzum entrópiatartalmát kutatva nem kell időt töltenünk. Az entrópianövekedésnek a fekete lyukak fizikáját is magában foglaló általánosítása ma már széleskörűen elfogadott. Ezek után érdekes kérdés, hogy az univerzum entrópiájának mekkora részét hordozzák a fekete lyukak. Ismeretes, hogy galaxisunk centrumában egy szupernagy fekete lyuk van, amelyet a Nap tömegénél tízmilliószor nagyobb tömeg jellemez. Ha Schwarzschild sugár-tömeg kapcsolatát használjuk Hawking együtthatójával, akkor az ebbe a fekete lyukba "szorult" entrópia becsült értéke kB1091. Ez horribilis szám. Még inkább az, ha figyelembe vesszük, hogy az univerzum általunk belátható részében, melynek mérete 1028 m, a mikrohullámú háttérsugárzás teljes entrópiája kb. kB1088. Az univerzum e tartományában található szokványos (bennünket is alkotó) teljes anyagmennyiség entrópiája pedig kb. kB1079. A sötét anyag mennyisége a megszokott (elektromágneses sugárzásra képes) anyagénak kb. hatszorosa. Így a sötét anyag entrópiája legfeljebb egy-két nagyságrenddel lehet nagyobb az előző becslésnél. Az univerzum energiájának nagy részét pedig egy kozmológiai állandó segítségével értelmezik jelenleg, amelynek zérus az entrópiája! Ugyanakkor úgy tűnik, hogy a galaxisok mindegyikének centrumában a mi galaxisunkéhoz hasonló szupermasszív fekete lyuk van. Miután a belátott eseményhorizont belsejében nagyságrendileg 1011 galaxis van, a fekete lyukak teljes entrópiatartalma kb. kB10102 , ami messze meghaladja bármi egyéb objektumosztály entrópiatartalmát! Univerzumbeli anyagfajta Entrópia/ kB Kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás 1088 Kozmikus neutrínóháttér 1088 Nemrelativisztikus, elektromágnesesen sugárzó anyag 1079 Sötét anyag 1080-81 Sötét energia 0 Egyetlen szupernehéz fekete lyuk 1091 Fekete lyukak teljes entrópiája 10102 A holografikus elv Gerard 't Hooft Nobel-díjas részecskefizikus vetette fel, hogy a fekete lyukaknak az a tulajdonsága, hogy entrópiájukat nem térfogatukból, hanem felületükből lehet számolni, esetleg általánosítható, hiszen az univerzum entrópiáját alapvetően ez az osztály adja. A 't Hooft által megfogalmazott holografikus elv kimondja, hogy a valamely térfogatban végbemenő alapvető kölcsönhatásokat meghatározó dinamikai mennyiségek (az ún. szabadsági fokok) számosságát a tartomány felületével és nem térfogatával arányosnak kell tekinteni. Ezt az elvet a csillagászok által belátható kozmikus eseményhorzont mai méretével határolt tartományra alkalmazva, kB10123 adódik a tartomány entrópiatartalmának nagyságrendjére. A hiányzó 20 nagyságrend izgalmas kihívás a csillagászoknak: hol lehetnek azok az objektumok, amelyek elrejtik az entrópiát? Persze ez a kérdés csak a holografikus elv természeti alaptörvényként való elfogadása esetén izgalmas, amire gyűjteni kell az érveket. Az elképzelést 't Hooft 1993-94-ben az összes elemi kölcsönhatást tartalmazó keretelmélet, a húrelmélet elemzéséből "desztillálta". Ez a sokdimenziós (egyes változataiban 26, más változatában 11 térdimenziós) elmélet átfogalmazható úgy, hogy abban csak a húrt határoló "felület" szabadsági fokai jelenjenek meg. A húrelmélet hívei számára a holografikus elv érvényessége vitathatatlan. Bár az elv teljesülése nem is bizonyítható más, a kísérleti vizsgálódással sokkal közvetlenebbül összevethető elméletekre, annál érdekesebb lehet az alkalmazásából származó következmények kidolgozása. Például nézhetjük az erős kölcsönhatások elméletét, a kvarkokat és gluonokat szerepeltető kvantumszíndinamikát. Gyorsítókban előidézett nagyenergiás kölcsönhatások esetén közvetlen megoldása nagyon pontos jóslatokat tesz lehetővé, de egy laboratóriumban álló proton tulajdonságaira szinte reménytelen nehézségű az elmélet jóslatainak kiszámítása. Itt segítségül hívható a holografikus elv, amelyet alkalmazva feltételezhetjük, hogy a négy téridő dimenzióban észlelt erős kölcsönhatás esetleg egy ötdimenziós beágyazó világ határaként elképzelt világunkban hat. Ennek az ötdimenziós világnak a térfogatában egy majdnem klasszikus gravitációs kölcsönhatással leírható elmélet állítható párba a határon érvényes erős kölcsönhatási elmélettel. A holografikus elv azt jelenti, hogy a gravitációs elmélet megoldásából ugyanúgy kiolvashatók a protonnak az erős kölcsönhatásokból származó alaptulajdonságai, mint az eredeti négydimenziós elméletből. A kérdés csak az, hogy melyiket könnyebb számolni. Az ötdimenziós elmélet előnye, hogy az álló proton a segítségével technikailag jobban áttekinthető, egyszerűbb megoldási módszerek alkalmazásával írható le, mint a kvantumszíndinamikával. Ezért az elvet (érvényességének bizonyítása nélkül) deklarálva számos, korábban reménytelen nehézségűnek tapasztalt kvantumszíndinamikai számítást annak segítségével igyekeztek elvégezni (megkerülni). Az így nyert elméleti leírás pontossága az elvárható 1%-nál kisebb bizonytalanságnál egyelőre jóval gyengébb. A részecskefizikus-közösség figyelmének középpontjában jelenleg folytatott vizsgálódás eredményessége nagy hatással lehet a holografikus elv jövőbeli, részben részecskefizikai, részben kozmológiai alkalmazására. Hangsúlyozni kell, hogy a holografikus elvre a 't Hooft által ajánlott név nem egyéb, mint egy jól megválasztott hasonlat, amely az elképzelés tudományos és tudományon kívüli körökben való jó "eladhatóságát" segíti. A hologramra utal, amely egy felületen tárolható információmennyiségből állítja elő az eredeti háromdimenziós képet. Azonban az alapvető kölcsönhatások konkrét mechanizmusához az optikai holográfiának semmi köze. Tartalomjegyzékhez < Világképem < (Kvark-időszak, Hadron-időszak) ----------------------- http://hu.wikipedia.org/wiki/Entr%C3%B3pia http://www.termeszetvilaga.hu/szamok/tv2008/tv0810/patkos.html
|