Редкие события в квантовом мире: как шум рождает хвосты ✛

Оригинал: "The Quantum Mechanics of Rare Events: From Quantum Walks to Stochastic Inflation"
arXiv:2608.06319v1 · 2026-08-06 · CC BY 4.0 · 2 мин
Чтобы понять, почему в квантовых системах случаются редкие события, нужно следить не за одной частицей, а за тем, как накапливаются мелкие помехи — как переводчик, который отвлекается на каждый шорох в зале.

Переводчик в зале суда отвлекается на каждый шорох: скрип стула, кашель в заднем ряду, шелест бумаг. К концу дня он переводит не то, что сказал свидетель, а то, что услышал сквозь помехи. Редкие ошибки перевода — не результат одного громкого крика, а накопления множества мелких шумов.

Так же и в квантовых системах: редкие события — например, частица, оказавшаяся далеко от ожидаемого места, — возникают не из-за одного гигантского скачка, а из-за скоординированного поведения множества малых квантовых шагов. Классическая физика давно умеет описывать такие хвосты распределений через «теорию больших уклонений»: вероятность экспоненциально подавлена, а показатель экспоненты находится из минимизации относительной энтропии. Но для квантовых систем аналогичного рецепта не было.

В классическом случайном блуждании вероятность того, что все N шагов окажутся в одном направлении, экспоненциально мала, но именно такие коллективные флуктуации, а не один гигантский скачок, обычно ответственны за редкие события.

Авторы новой работы построили простую модель — квантовое блуждание, в котором «шаги» задаются вспомогательными квантовыми частицами. Оказалось, что вероятность редкого события определяется минимизацией не обычной квантовой относительной энтропии, а её модификации, учитывающей конкретный базис измерения. Это как если бы переводчик, записывая услышанное, дополнительно терял часть информации из-за того, что вынужден выбирать слова из ограниченного словаря.

Для ангармонического осциллятора при малых отклонениях хвост распределения определяется тепловыми флуктуациями, а при больших — квантовым туннелированием. Переход между режимами происходит при условии β√(V''(x)/m) ~ 1. Это число — как порог слышимости: пока шум тихий, переводчик работает нормально, но когда шум превышает порог, он начинает пропускать целые фразы.

В космологии этот подход применили к стохастической инфляции — описанию эволюции длинноволновых мод скалярного поля в расширяющейся Вселенной. Выяснилось, что стандартное описание нарушает детальный баланс и приводит к постоянному производству энтропии. Это значит, что расчёты вероятности образования первичных чёрных дыр, основанные на классическом уравнении Фоккера–Планка, могут быть недостаточными для экстремально редких флуктуаций.

Нижняя граница на вероятность редкого события в квантовом блуждании: P(x) ≥ |$ψ_{WKB}$(x)|². Вероятность обнаружить частицу в точке x не меньше, чем квадрат модуля ВКБ-волновой функции.

Теперь переводчик знает, что его ошибки не случайны: они подчиняются строгому правилу, которое можно вычислить. И это правило работает не только в зале суда, но и в ранней Вселенной, где редкие флуктуации могли породить чёрные дыры, которые мы, возможно, наблюдаем сегодня.

В классическом случайном блуждании вероятность того, что все N шагов окажутся в одном направлении, экспоненциально мала, но именно такие коллективные флуктуации, а не один гигантский скачок, обычно ответственны за редкие события. В квантовом случае аналогичная ситуация: хвост распределения может определяться не квантовым туннелированием, а скоординированным поведением множества малых квантовых шагов.

P(x=N\alpha) \propto e^{-N I(\alpha)}
Вероятность редкого события экспоненциально убывает с числом шагов N, а скорость убывания не зависит от N и определяется только масштабированной координатой α.
P(\mu) \propto e^{-N S_{rel}(\mu \| \nu)}, \quad S_{rel}(\mu \| \nu) = \sum_s \mu(s) \log \frac{\mu(s)}{\nu(s)}
Чем сильнее эмпирическое распределение отличается от истинного, тем меньше вероятность его наблюдения; показатель экспоненты пропорционален числу шагов N и относительной энтропии.
P(x) \geq |\psi_{WKB}(x)|^2
Вероятность обнаружить частицу в точке x не меньше, чем квадрат модуля ВКБ-волновой функции, что позволяет оценивать хвосты распределений, зная только основное состояние.
Учёные
Max BornAlbert EinsteinJohn Stewart Bell
Понятия
стохастическая инфляция квантовая флуктуация при инфляции квантовые космологические неоднородности статистическая механика флуктуационно-диссипационная теорема инфляционная космология флуктуация стохастические флуктуации случайное блуждание статистика Ферми — Дирака динамика сложных систем статистика негауссовость уточнённая инфляционная динамика распределение вероятностей капля космологический коллайдер статистический шум уравнение Больцмана классическая физика