ボルツマン宇宙

ウィキペディア小見出し辞書

ボルツマン宇宙

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/09/29 06:03 UTC 版)

「ボルツマン脳」の記事における「ボルツマン宇宙」の解説

1896年、数学者エルンスト・ツェルメロは、 熱力学の第二法則が統計的というよりも絶対的であるという理論を発展させた。ツェルメロはポアンカレの回帰定理が閉システムにおける統計的エントロピーが最終的に周期関数でなければならないことを指摘することで彼の理論を強化した。したがって、エントロピーを増加させることが常に観察される第2の法則は、統計的ではない。ツェルメロの議論に対抗するために、オーストリアの物理学者ルートヴィッヒ・ボルツマンは2つの理論を発展させた。現在は正しいと考えられている最初の理論は、宇宙が何らかの未知の理由により低エントロピー状態で始まったというものである。1895年にボルツマンの助手イグナス・シュッツが考案した、1896年に発表された2番目の代替理論は、「ボルツマン宇宙」シナリオである。このシナリオでは、宇宙は熱的死の状態で寿命の大部分を費やす。しかし、非常に長い年月を経て、最終的に非常にまれな熱揺らぎが発生し、原子が相互に跳ね返り、観測可能な宇宙全体のような下部構造を生成する。宇宙のほとんどには特徴がないが、そのような部分には知的生命体が存在しないので、私たちが観測することはできないとボルツマンは主張している。ボルツマンにとって、この宇宙にしか知的生命体は存在しないので、ボルツマン宇宙の内部を観測しているのは私たちしかいないということは特筆すべきことではなかった（これは現代科学における人間原理の最初の用例かもしれない）。 1931年、天文学者アーサー・エディントンは、大きな揺らぎは小さな揺らぎよりも指数関数的に低い確率であるため、ボルツマン宇宙の観測者は小さな揺らぎの観測者によって圧倒的に多くなると指摘した。物理学者のリチャード・ファインマンは、1964年に発行された『ファインマン物理学』で同様の反論を展開した。2004年までに、物理学者はエディントンの観測をその論理的結論に発展させた。永遠に続く熱揺らぎの中で最も多くの観測者は、特徴のない宇宙に現れる最小限の「ボルツマン脳」である。