Проблема теплової смерті Всесвіту

[ виправити ] текст може містити помилки, будь ласка перевіряйте перш ніж використовувати.

скачати

Зміст
Введення
1. Поняття Всесвіту
2. Проблема теплової смерті Всесвіту
2.1 Другий закон термодинаміки
2.2 "За" і "проти" теорії теплової смерті
Висновок

Введення
У даній роботі ми поговоримо про майбутнє нашого Всесвіту. Про майбутнє дуже далекому, настільки, що невідомо, чи наступить воно взагалі. Життя і розвиток науки суттєво змінюють наші уявлення і про Всесвіт, і про її еволюції, і про закони, які керують цією еволюцією. Справді, існування чорних дір було передбачене ще в XVIII столітті. Але лише в другій половині XX століття їх почали розглядати як гравітаційні могили масивних зірок і як місця, куди може навічно «провалитися» значна частина речовини, доступного спостереженнями, вибуваючи із загального кругообігу. А пізніше стало відомо, що чорні діри випаровуються і, таким чином, повертають поглинене, хоча зовсім в іншому подобу. Нові ідеї постійно висловлюються космофізики. Тому картини, намальовані ще зовсім недавно, несподівано виявляються застарілими.
Одним з найбільш дискусійних ось вже близько 100 років є питання про можливість досягнення рівноважного стану у Всесвіті, що еквівалентно поняттю її «теплової смерті». У даній роботі ми і розглянемо його.

1. Поняття Всесвіту
A що таке Всесвіт? Вчені під цим терміном розуміють максимально велику область простору, що включає в себе як всі доступні для вивчення небесні тіла та їх системи, тобто як Метагалактика, так і можливе оточення, ще впливає на характер розподілу і руху тіл в її астрономічної частини.
Відомо, що Метагалактика знаходиться в стані приблизно однорідного ізотропного і розширення. Усі галактики віддаляються один від одного зі швидкістю тим більшою, чим більше відстань між ними. З плином часу швидкість цього розширення зменшується. На відстані 15-20 мільярдів світлових років видалення відбувається зі швидкістю, близькою до швидкості світла. З цієї та ряду інших причин, ми не можемо бачити більш далекі об'єкти. Існує як би якийсь «горизонт видимості». Речовина на цьому горизонті видно в надщільним («сингулярному», тобто особливому) стані, в якому воно було в момент умовного початку розширення, хоча з цього приводу є й інші припущення. Через обмеженість швидкості поширення світла (300000 км / с) ми не можемо знати, що відбувається на горизонті зараз, але деякі теоретичні розрахунки дозволяють думати, що за межами горизонту видимості речовина розподілена в просторі приблизно з тією ж щільністю, що і всередині нього . Саме це і призводить як до однорідного розширення, так і до наявності самого горизонту. Тому часто Метагалактику не обмежують видимою частиною, а розглядають як надсистему, ототожнення зі всього Всесвіту в цілому, вважаючи її щільність однорідною. У найпростіших космологічних побудовах розглядають два основних варіанти поведінки Всесвіту - необмежене розширення, при якому середня щільність речовини з плином часу прагне до нуля, і розширення з зупинкою, після якої Метагалактика має розпочати стискатися. У загальній теорії відносності показується, що наявність речовини викривляє простір. У моделі, де розширення змінюється стисненням, щільність досить висока і кривизна виявляється таким, що простір «замикається на себе», подібно до поверхні сфери, але у світі з більшим, ніж «у нас», числом вимірів. Наявність горизонту призводить до того, що навіть цей просторово кінцевий світ ми не можемо бачити цілком. Тому з точки зору спостережень замкнутий і відкритий світ розрізняються не дуже сильно.
Швидше за все, реальний світ улаштований складніше. Багато космологи припускають, що існує декілька, можливо, навіть дуже багато метагалактик і всі вони разом можуть представляти якусь нову систему, що є частиною деякого ще більшого освіти (може бути, принципово іншої природи). Окремі частини цього гіперміра (всесвіти у вузькому сенсі) можуть мати абсолютно різні властивості, можуть бути не пов'язані один з одним відомими нам фізичними взаємодіями (або бути слабо пов'язаними, що має місце у випадку так званого напівзамкненого світу). У цих частинах гіперміра можуть виявлятися інші закони природи, а фундаментальні константи типу швидкості світла можуть мати інші значення або взагалі відсутні. Нарешті, в таких всесвітів може бути не таке, як у нас, число просторових вимірів.

2. Проблема теплової смерті Всесвіту
2.1 Другий закон термодинаміки
Згідно з другим законом (початку) термодинаміки, процеси, що відбуваються в замкнутій системі, завжди прагнуть до рівноважного стану. Іншими словами, якщо немає постійного припливу енергії в систему, йдуть в системі процеси прагнуть до загасання і припинення.
Ідея про допустимість і навіть необхідності застосування другого закону термодинаміки до Всесвіту як цілого належить В. Томсон (лорд Кельвін), який опублікував її ще в 1852 р. Дещо пізніше Р. Клаузіус сформулював закони термодинаміки у застосуванні до всього світу в наступному вигляді: 1. Енергія світу постійна. 2. Ентропія світу прагне до максимуму.
Максимальна ентропія як термодинамічна характеристика стану відповідає термодинамічної рівноваги. Тому зазвичай інтерпретація цього положення зводилася (часто зводиться і зараз) до того, що всі рухи у світі повинні перетворитися на теплоту, всі температури вирівняються, щільність в досить великих обсягах повинна стати всюди однаковою. Цей стан і отримало назву теплової смерті Всесвіту.
Реальне різноманітність світу (крім, хіба що, розподілу щільності на найбільших нині спостережуваних масштабах) далеко від намальованої картини. Але якщо світ існує вічно, стан теплової смерті вже давно мало б наступити. Отримане протиріччя отримало назву термодинамічної парадоксу космології. Щоб його ліквідувати, потрібно було допустити, що світ існує недостатньо довго. Якщо говорити про що спостерігається частини Всесвіту, а також про її передбачуваному оточенні, то це, мабуть, так і є. Ми вже говорили про те, що вона знаходиться в стані розширення. Виникла вона швидше за все в результаті вибухово флуктуації в первинному вакуумі складної природи (чи, можна сказати, в гіперміре) 15 або 20 мільярдів років тому. Астрономічні об'єкти - зірки, галактики - виникли на більш пізній стадії розширення з спочатку майже строго однорідної плазми. Однак по відношенню до далекого майбутнього питання залишається. Що чекає нас чи наш світ? Настане рано чи пізно теплова смерть або ж цей висновок теорії з якихось причин невірний?
2.2 «За» і «проти» теорії теплової смерті
Багато видатних фізики (Л. Больцман, С. Арреніус та ін) категорично заперечували можливість теплової смерті. Разом з тим навіть і в наш час не менш великі вчені впевнені в її неминучості. Якщо говорити про супротивників, то, за винятком Больцмана, який звернув увагу на роль флуктуацій, їх аргументація була радше емоційною. Лише в тридцяті роки нашого століття з'явилися серйозні міркування щодо термодинамічної майбутнього світу. Всі спроби вирішення термодинамічної парадоксу можна згрупувати відповідно до трьома основними ідеями, покладеними в їх основу:
1. Можна думати, що другий закон термодинаміки неточний або ж невірна його інтерпретація.
2. Другий закон вірний, але неправильна або неповна система решти фізичних законів.
3. Всі закони вірні, але незастосовні до всієї Всесвіту через якихось її особливостей.
В тій чи іншій мірі всі варіанти можуть бути використані і дійсно використовуються, хоча з різним успіхом, для спростування висновку про можливу теплової смерті Всесвіту в як завгодно віддаленому майбутньому. З приводу першого пункту зауважимо, що в «Термодинаміка» К.А. Путилова (М., Наука, 1981) наводиться 17 різних визначень ентропії, не всі з яких еквівалентні. Ми скажемо лише, що якщо мати на увазі статистичне визначення, що враховує наявність флуктуацій (Больцман), другий закон у формулюванні Клаузіуса і Томсона дійсно виявляється неточним.
Закон зростання ентропії, виявляється, має не абсолютний характер. Прагнення до рівноваги підпорядковане імовірнісним законам. Ентропія отримала математичне вираження у вигляді ймовірності стану. Таким чином, після досягнення кінцевого стану, яке до цих пір передбачалося відповідним максимальної ентропії Smax, система буде знаходитися в ньому більш тривалий час, ніж в інших станах, хоча останні неминуче будуть наступати через випадкових флуктуацій. При цьому великі відхилення від термодинамічної рівноваги будуть значно більш рідкісними, ніж невеликі. Насправді стан з максимальною ентропією досягти тільки в ідеалі. Ейнштейн зазначив, що «термодинамічна рівновага, строго кажучи, не існує». Через флуктуацій ентропія буде коливатися в якихось невеликих межах, завжди нижче Smax. Її середнє значення <S> буде відповідати больцманівського статистичному рівноваги. Таким чином, замість теплової смерті можна було б говорити про перехід системи в деяке «найбільш ймовірне», але все ж кінцеве статистично рівноважний стан. Вважається, що термодинамічна і статистичне рівновагу - практично одне і те ж. Це помилкова думка спростував Ф.А. Цицин, що показав, що різниця в дійсності дуже велике, хоча про конкретні значеннях різниці ми тут говорити не можемо. Важливо, що будь-яка система (наприклад, ідеальний газ у посудині) рано чи пізно буде мати не максимальне значення ентропії, а скоріше <S>, що відповідає, як ніби, порівняно малу ймовірність. Але тут справа в тому, що ентропію <S> має не один стан, а величезна їх сукупність, яку лише через недбалість називають єдиним станом. Кожне з станів з <S> має і справді малу ймовірність здійснення, і тому в кожному з них система не затримується довго. Але для їх повного набору ймовірність виходить великий. Тому сукупність частинок газу, досягнувши стану з ентропією, близькою до <S>, повинна досить швидко перейти в якийсь інший стан з приблизно тієї ж ентропією, потім в наступне і т.д. І хоча в стані, близькому до Smax, газ буде проводити більше часу, ніж у будь-якому із станів з <S>, останні разом узяті стають кращими.
Інтерпретація другого закону стає ще більш складною, якщо врахувати взаємодії між частками, якими в ідеальному газі нехтують. У квазинейтральной плазмі, в галактиках між зірками (які тут припустимо вважати притягуються одне до одного матеріальними точками) крім прояви дальнодіючих сил тяжіння і відштовхування відбувається обмін енергіями та імпульсами, породжений цими силами. У цілому це веде до встановлення статистичного рівноваги з максвеллівським розподілом швидкостей в окремих частинок, неминучим наслідком чого є утворення тісних і стійких подвійних систем. Для цього потрібні особливі умови, зокрема, поява в невеликій області простору відразу трьох частинок (зірок). Це рідкісне, але неминуче явище. При потрійному зближенні одна з зірок відносить у кінцевому рахунку «надлишкову» кінетичну енергію, а дві інші утворюють єдиний об'єкт, у якому зосереджується негативна потенційна енергія. При наступних зближеннях пара може бути «розбита», але може стати і більш тісною. Виявляється, останній процес йде з дещо більшою ймовірністю, і пара стає з плином часу все більше тісним. Якби зірки були дійсно матеріальними точками, зближення йшло б необмежено. При цьому, як виявляється, ентропія системи та ймовірність стану ростуть до безкінечності. Правда, характерний час дії подібного механізму в галактиках дуже велика, і мова може йти лише про деяку тенденції, а не про еволюцію реальних подвійних зірок, які, швидше за все, утворилися в якомусь процесі колективного зореутворення.
Ускладнення можна простежити і в середовищах або об'єктах будь-якого типу. Нехай, наприклад, в посудині є достатня кількість атомів водню і кисню. Взаємодія між атомами обов'язково призведе до появи молекул. Це будуть двоатомні молекули водню і кисню і трьохатомні молекули води і озону. Закони термодинаміки, у примітивному розумінні, повинні були б вести до граничного спрощення. З іншого боку, і подальше ускладнення молекул неможливо. Ніякі інші трьох-, чотирьох-і більш складні комбінації зазначених атомів у природі не здійсненні. Загальним підсумком розгляду є висновок, згідно з яким найбільш ймовірне стан не обов'язково походить на традиційне однорідне простий розподіл, а може мати розвиненою структурою, яка визначається конкретним видом взаємодій між елементами системи.
Чи можлива, при справедливості другого закону термодинаміки, неповнота або хибність системи інших законів фізики? Звичайно, нам відомі не всі закони природи. Проте можливі варіанти начебто не зачіпають другого початку термодинаміки. Правда, неодноразово висловлювалися думки про існування деяких спеціально «антиентропійних» законів, однак у світлі сказаного про ймовірності, це може бути «лише» узагальнення другого початку, що встановлює його невідомі нині кордону. Якби система прагнула до менш ймовірного стану, слід було б подивитися, чи правильно визначена ймовірність.
Іноді з'являються сумніви в абсолютній справедливості законів збереження енергії. Тут можна згадати і причинний механіку Н. А. Козирєва, і різне трактування фізичного сенсу тензора енергії-імпульсу в загальній теорії відносності. При появі в системі додаткової енергії (нехай навіть «з нічого») змінюється верхня межа ентропії. При безперервній підкачування енергії ентропія могла б рости нескінченно. Ми не будемо докладніше зупинятися на ідеї незбереження енергії та зміни інших законів, відомих нам зараз, і обмежимося тим, що всі можливі варіанти не змінюють тенденції до односпрямованої еволюції.
Найбільш серйозне значення мають міркування, що об'єднуються третім пунктом. Найчастіше, говорячи про незастосовність другого закону до Всесвіту, висувають три аргументи. Перший з них найбільш простий - не можна, нібито, екстраполювати на нескінченність закон, встановлений для кінцевих в часі і просторі систем. Непереконливість цього аргументу випливає з того, що одночасно допускається можливість екстраполяції всіх інших законів, наприклад, закону збереження енергії. У кожному конкретному випадку необхідно ще встановити, чому екстраполяція неприпустима або можлива.
Другий аргумент - незамкнутість Всесвіту, оскільки другий закон термодинаміки справедливий лише для замкнутих систем. Можна було б виставити тут і контраргумент - для Всесвіту в цілому немає нічого зовнішнього за визначенням. Тому її можна вважати і замкнутою, хоча краще всього тут було б сказати, що поняття замкненості і незамкнутости по відношенню до такого специфічному об'єкту, який включає в себе все, що існує, не можуть бути визначені. Але можна і не апелювати до поняття цілого. Дуже великі частини будь-яких систем взагалі швидше замкнуті: чим більшу частину Всесвіту ми розглядаємо, тим менше для неї, взагалі кажучи, ставлення обмежує поверхні до об'єму. Роль зовнішніх впливів стає для такої частини все менш істотною. Якщо ж врахувати наявність горизонту видимості, з-за якого ніякі взаємодії до нас не доходять, астрономічну Всесвіт цілком допустимо вважати замкненою. Втім, тут є свої складності, на яких зупинятися теж не будемо.
Останній, третій аргумент з числа зазвичай використовуваних - нестаціонарність Всесвіту. Крім того, що саме вона (поряд з кінцівкою швидкості світла) призводить до появи горизонту, нестаціонарність не дає можливості встановитися стану з Smax, оскільки воно передбачається незмінним, тобто як ніби стаціонарним. Насправді це зовсім не так. У тих однорідних та ізотропних моделях Всесвіту, які частіше за все розглядають космологи, розширення нагадує збільшення обсягу газу, що відбувається без підведення або відведення тепла. Такі процеси називаються адіабатних і відбуваються вони без зміни ентропії. Не змінює розширення Всесвіту і величини Smax. Через різноманітних незворотних явищ, які супроводжують розширенню Всесвіту, ентропія все ж таки зростає. Тому тенденція зростання зберігається, незважаючи на розширення. Зрозуміло, при його необмеженість рано чи пізно припиниться взаємодія між окремими тілами і стан «заморозиться» на деякій відмінному від максимального рівні. Такий стан не є класичною тепловою смертю, але по суті мало чим від неї відрізняється. Адже всяке розвиток тут теж припиняється. Нижче ця ситуація буде розглянута докладніше.
Для пульсуючого Всесвіту картина поведінки ентропії виявляється лише трохи інший. Для однорідної системи все пульсації виявляються однаковими і теж йдуть при сталості ентропії. Якщо врахувати внутрішні незворотні процеси, зростання ентропії знову неминучий, причому в цілому ентропія зростає і від пульсацій (Я. Б. Зельдович та І. Д. Новиков). На якийсь із ранніх стадій ентропія по ідеї повинна бути мінімальною, може бути, що дорівнює нулю. Отже, якщо в майбутньому можливий необмежене зростання ентропії, то в минулому ми повинні допустити неминучість деякого абсолютного початку, що з загальнометодологічною точки зору нітрохи не краще визнання кінця розвитку. Втім, тут знову можна згадати про умовному початковому моменті, коли в гіперміре з'явилася флуктуація «потрібного» масштабу, яка пояснює і визначає все подальше поведінка.
На думку багатьох вчених, незастосовність другого закону термодинаміки до всього Всесвіту має більш глибокий зміст, пов'язаний з її нескінченною різноманітністю. Воно може бути початковим, але може бути і результатом розвитку більш простого освіти, описуваного на перших порах простими моделями, про які вище говорилося. Але навіть у рамках стандартної релятивістської космології ми стикаємося з можливістю використання різних однорідних моделей для опису одного і того ж розподілу речовини. У зв'язку з цим сформульований принцип космологічної невизначеності Мак-Рея. У різних моделях якщо не загальний характер, то темп змін виявляється принципово неоднаковим - аж до того, що час еволюції, нескінченне в одних моделях, може бути кінцевим в інших. Те ж стосується і просторових властивостей моделей. Для ілюстрації цього уявімо собі, що фізичний світ має надзвичайним властивістю - зменшувати масштаби при русі від деякого центру. А саме, роблячи крок, ми з якоїсь причини віддаляємося від центру всього на півкроку. Роблячи другий, просуваємося всього на чверть і т.д. Очевидно, зробивши як завгодно багато кроків, ми не просунемося вперед більше, ніж на один спочатку відміряних крок. Але подібне, якщо і не в точності таке зменшення насправді відбувається при русі з великою швидкістю по відношенню до деякої лабораторній системі відліку при розширенні Всесвіту - це відоме Лоренцева скорочення рухомих масштабів. А. Л. Зельманов звернув увагу на те, що нескінченний у своїй координатної системі світ може бути лише частиною іншого світу. При цьому останній у своїй координатній системі може бути навіть кінцевим. Таким чином, поняття кінцівки і нескінченності (не тільки просторово а й тимчасової) є не абсолютними, а відносними.
Ще більш складна ситуація може бути в неоднорідному системі з обертанням. Тут, як виявляється, не можна несуперечливим чином ввести поняття одночасності подій. Простір, як кажуть, стає неголономних. Все це означає, що позбавляється сенсу поняття «стан системи в певний момент часу». А наявність горизонту, незв'язаних або многосвязной великих областей гіперміра роблять сумнівним і саме поняття єдиної фізичної системи по відношенню до Всесвіту. У цих умовах, на нашу думку, немає сенсу вводити або якось обощать глобальні поняття, такі, як повна енергія, ентропія, ймовірність стану.
Ми не зупиняємося тут на важливій ролі (підкреслюється А. П. Трофименко) в термодинаміці так званих Отон, зокрема, що обертаються (керровскіх) чорних дір, які представляють собою яскравий приклад неоднорідностей в світі, що роблять його багатозв'язними. Тим більше неможливо тут говорити про явища, що визначаються можливої ​​разномерность окремих частин гіперміра та інше важливе і цікаве, що, однак, фізичної наукою тільки допускається, але детально поки не вивчена.
Підсумовуючи сказане, ще раз виділимо можливі варіанти зміни ентропії і ймовірності стану в світі, при яких про теплової смерті можна забути:
1. Ентропія збільшується необмежено.
2. Усі стану Всесвіту мають приблизно однакові ймовірності стану та ентропії, вельми далекі від максимальних значень.
3. Поняття ентропії і ймовірності стану для істотно неоднорідною і, можливо, многосвязной Всесвіту не мають сенсу. Кожен варіант вирішує проблему по-своєму. Крім того, перший переносить, по суті, проблему кінця розвитку кудись на початок, що здається мало підходящим для гіперміра або Всесвіту в цілому.

Висновок
Теплова смерть Всесвіту - це висновок про те, що всі види енергії у Всесвіті в кінці кінців повинні перейти в енергію теплового руху, яка рівномірно розподілиться по речовині Всесвіту, після чого в ній припиняться всі макроскопічні процеси.
Відповідно до другого початку термодинаміки, будь-яка фізична система, не обмінюється енергією з іншими системами (для Всесвіту в цілому такий обмін, очевидно, виключений), прагне до найбільш вірогідного рівноважного стану - до так званого стану з максимумом ентропії.
Однак ще до створення сучасної космології були зроблені численні спроби спростувати висновок про теплову смерті Всесвіту. Найбільш відома з них флуктуаційна гіпотеза Л. Больцмана (1872), згідно з якою Всесвіт одвічно перебуває в рівноважному ізотермічному стані, але за законом випадку то в одному, то в іншому її місці іноді відбуваються відхилення від цього стану; вони відбуваються тим рідше, чим більшу область захоплюють і чим значніше ступінь відхилення.
На сьогоднішній день у даній теорії також є як прихильники, так і супротивники. Безсумнівно те, що в даний час необхідний новий погляд на цю, здавалося б, досить добре вивчену проблему.
Додати в блог або на сайт

Цей текст може містити помилки.

Астрономія | Реферат
43.6кб. | скачати


Схожі роботи:
Анку персоніфікація смерті вісник смерті або знаряддя смерті
Проблема життя і смерті
Проблема життя і смерті в філософії
Проблема еволюції Всесвіту
Проблема життя смерті і бессметія в історії філософії
Проблема життя і смерті в духовному досвіді людини
Проблеми життя і смерті ставлення до смерті в різні історичні
Проблеми життя і смерті і ставлення до смерті в різних релігіях
Смерть види смерті ознаки смерті посмертні зміни значення для лікарської практики способи патологоанатомічного
© Усі права захищені
написати до нас