Тепловая смерть Вселенной

     Иногда  появляются сомнения в абсолютной справедливости законов сохранения энергии. Тут  можно вспомнить и причинную  механику Н. А. Козырева, и различную  трактовку физического смысла тензора  энергии-импульса в общей теории относительности. При появлении  в системе дополнительной энергии (пусть даже «из ничего») меняется верхняя граница энтропии. При  непрерывной подкачке энергии энтропия могла бы расти бесконечно. Мы не будем подробнее останавливаться на идее несохранения энергии и изменения других законов, известных нам сейчас, и ограничимся тем, что все возможные варианты не меняют тенденции к однонаправленной эволюции.

     Наиболее  серьезное значение имеют соображения, объединяемые третьим пунктом. Чаще всего, говоря о неприменимости второго  закона ко Вселенной, выдвигают три аргумента. Первый из них наиболее прост – нельзя, якобы, экстраполировать на бесконечность закон, установленный для конечных во времени и пространстве систем. Неубедительность этого аргумента следует из того, что одновременно допускается возможность экстраполяции всех остальных законов, например, закона сохранения энергии. В каждом конкретном случае необходимо еще установить, почему экстраполяция недопустима или возможна.

     Второй  аргумент – незамкнутость Вселенной, поскольку второй закон термодинамики справедлив лишь для замкнутых систем. Можно было бы выставить здесь и контраргумент – для Вселенной в целом нет ничего внешнего по определению. Поэтому ее можно считать и замкнутой, хотя лучше всего здесь было бы сказать, что понятия замкнутости и незамкнутости по отношению к такому специфичному объекту, который включает в себя все сущее, не могут быть определены. Но можно и не апеллировать к понятию целого. Очень большие части любых систем вообще скорее замкнуты: чем большую часть Вселенной мы рассматриваем, тем меньше для нее, вообще говоря, отношение ограничивающей поверхности к объему. Роль внешних воздействий становится для такой части все менее существенной. Если же учесть наличие горизонта видимости, из-за которого никакие взаимодействия к нам не доходят, астрономическую Вселенную вполне допустимо считать замкнутой. Впрочем, здесь есть свои сложности, на которых останавливаться тоже не будем.

     Последний, третий аргумент из числа обычно используемых – нестационарность Вселенной. Помимо того, что именно она (наряду с конечностью скорости света) приводит к появлению горизонта, нестационарность не дает возможности установиться состоянию с Smax, поскольку оно предполагается неизменным, т.е. как будто стационарным. В действительности это вовсе не так. В тех однородных и изотропных моделях Вселенной, которые чаще всего рассматривают космологи, расширение напоминает увеличение объема газа, происходящее без подвода или отвода тепла. Такие процессы называются адиабатными и происходят они без изменения энтропии. Не меняет расширение Вселенной и величины Smax. Из-за разнообразных необратимых явлений, которые сопутствуют расширению Вселенной, энтропия все же растет. Поэтому тенденция роста сохраняется, несмотря на расширение. Разумеется, при его неограниченности рано или поздно прекратится взаимодействие между отдельными телами и состояние «заморозится» на некотором отличном от максимального уровне. Такое состояние не является классической тепловой смертью, но по существу мало чем от нее отличается. Ведь всякое развитие здесь тоже прекращается. Ниже эта ситуация будет рассмотрена подробнее.

     Для пульсирующей Вселенной картина  поведения энтропии оказывается  лишь немного другой. Для однородной системы все пульсации оказываются  одинаковыми и тоже идут при постоянстве  энтропии. Если учесть внутренние необратимые  процессы, рост энтропии снова неизбежен, причем в целом энтропия растет и  от пульсаций (Я. Б. Зельдович и И. Д. Новиков). На какой-то из ранних стадий энтропия по идее должна быть минимальной, может быть, равной нулю. Следовательно, если в будущем возможен неограниченный рост энтропии, то в прошлом мы должны допустить неизбежность некоторого абсолютного начала, что с общеметодологической точки зрения ничуть не лучше признания конца развития. Впрочем, здесь снова можно вспомнить об условном начальном моменте, когда в гипермире появилась флуктуация «нужного» масштаба, объясняющая и определяющая все дальнейшее поведение.

     По  мнению многих ученых, неприменимость второго закона термодинамики ко всей Вселенной имеет более глубокий смысл, связанный с ее бесконечным  разнообразием. Оно может быть начальным, но может быть и результатом развития более простого образования, описываемого на первых порах простыми моделями, о которых выше говорилось. Но даже в рамках стандартной релятивистской космологии мы сталкиваемся с возможностью использования различных однородных моделей для описания одного и  того же распределения вещества. В  этой связи сформулирован принцип  космологической неопределенности Мак-Рея. В разных моделях если не общий характер, то темп изменений  оказывается принципиально неодинаковым – вплоть до того, что время эволюции, бесконечное в одних моделях, может быть конечным в других. То же касается и пространственных свойств  моделей. Для иллюстрации этого  представим себе, что физический мир  обладает необычайным свойством  – уменьшать масштабы при движении от некоторого центра. А именно, делая  шаг, мы по какой-то причине удаляемся  от центра всего на полшага. Делая  второй, продвигаемся всего на четверть и т.д. Очевидно, сделав сколь угодно много шагов, мы не продвинемся вперед больше, чем на один первоначально  отмеренный шаг. Но подобное, если и  не в точности такое уменьшение на самом деле происходит при движении с большой скоростью по отношению  к некоторой лабораторной системе  отсчета при расширении Вселенной  – это известное лоренцево сокращение движущихся масштабов. А. Л. Зельманов обратил внимание на то, что бесконечный в своей координатной системе мир может быть лишь частью другого мира. При этом последний в своей координатной системе может быть даже конечным. Таким образом, понятия конечности и бесконечности (не только пространственнй но и временной) являются не абсолютными, а относительными.

     Еще более сложная ситуация может  быть в неоднородной системе с  вращением. Здесь, как оказывается, нельзя непротиворечивым образом ввести понятие одновременности событий. Пространство, как говорят, становится неголономным. Все это означает, что лишается смысла понятие «состояние системы в определенный момент времени». А наличие горизонта, несвязность  или многосвязность больших областей гипермира делают сомнительным и само понятие единой физической системы по отношению ко Вселенной. В этих условиях, по нашему мнению, нет смысла вводить или как-то обощать глобальные понятия, такие, как полная энергия, энтропия, вероятность состояния.

     Мы  не останавливаемся здесь на важной роли (подчеркиваемой А.П. Трофименко) в термодинамике так называемых отонов, в частности, вращающихся (керровских) черных дыр, которые представляют собой яркий пример неоднородностей в мире, делающих его многосвязным. Тем более невозможно здесь говорить о явлениях, определяемых возможной разномерностью отдельных частей гипермира и прочем важном и интересном, что, однако, физической наукой только допускается, но детально пока не изучено.

     Суммируя  сказанное, еще раз выделим возможные  варианты изменения энтропии и вероятности  состояния в мире, при которых  о тепловой смерти можно забыть:

     1. Энтропия увеличивается неограниченно.

     2. Все состояния Вселенной имеют  примерно одинаковые вероятности  состояния и энтропии, весьма  далекие от максимальных значений.

     3. Понятия энтропии и вероятности  состояния для существенно неоднородной и, возможно, многосвязной Вселенной не имеют смысла. Каждый вариант решает проблему по-своему. Кроме того, первый переносит, по существу, проблему конца развития куда-то в начало, что кажется мало подходящим для гипермира или Вселенной в целом. 
 
 
 
 
 
 

     Заключение.  

     Тепловая  смерть Вселенной – это вывод  о том, что все виды энергии  во Вселенной в конце концов должны перейти в энергию теплового движения, которая равномерно распределится по веществу Вселенной, после чего в ней прекратятся все макроскопические процессы.

     Согласно  второму началу термодинамики, любая  физическая система, не обменивающаяся энергией с другими системами (для  Вселенной в целом такой обмен, очевидно, исключен), стремится к  наиболее вероятному равновесному состоянию  – к так называемому состоянию  с максимумом энтропии.

     Однако  ещё до создания современной космологии были сделаны многочисленные попытки  опровергнуть вывод о тепловой смерти Вселенной. Наиболее известна из них  флуктуационная гипотеза Л. Больцмана (1872), согласно которой Вселенная извечно пребывает в равновесном изотермическом состоянии, но по закону случая то в одном, то в другом её месте иногда происходят отклонения от этого состояния; они происходят тем реже, чем большую область захватывают и чем значительнее степень отклонения.

     На  сегодняшний день у данной теории также имеются как сторонники, так и противники. Несомненно то, что в настоящее время необходим новый взгляд на эту, казалось бы, довольно хорошо изученную проблему.

     Ни  доказать, ни опровергнуть гипотезу тепловой смерти Вселенной современными научными силами не представляется возможным, поскольку  наши знания о ней всё ещё ничтожно малы, и мы не можем с полной уверенностью утверждать, что Вселенная не находится  под действием внешних сил, или  может рассматриваться как замкнутая термодинамическая система. Однако именно понятие тепловой смерти стало первым шагом к осознанию возможной конечности существования Вселенной, хотя нам и неизвестно, когда и по какому сценарию произойдёт её гибель. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

     Список  литературы:

     1.Концепции  современного естествознания./ под ред. проф. С.А. Самыгина, 2-е изд. Ростов-на-Дону: «Феникс», 1999. – 580 с.  
2.Данилец А.В.Естествознание сегодня и завтра - СПб.: Народная библиотека 1993  
3.Дубнищева Т.Я.. Концепции современного естествознания. Новосибирск: Изд-во ЮКЭА, 1997. – 340 с.  
4.Пригожин И. От существующего к возникающему. М.: Наука, 1985. – 420 с.  
5.Ремизов А.Н. Медицинская и биологическая физика. – М.: Высшая школа, 1999. – 280 с.  
6.Станюкович К.П. К вопросу о термодинамике Вселенной // Там же. С. 219-225.  
7.Суорц Кл.Э. Необыкновенная физика обыкновенных явлений. Т.1. - М.: Наука, 1986. – 520 с.  
8.О человеческом времени. - «Знание-Сила», № , 2000 г. С.10-16  
9.Цицин Ф.А. Понятие вероятности и термодинамика Вселенной // Философские проблемы астрономии ХХ века. М., 1976. С. 456-478.  
10.Цицин Ф.А. Термодинамика, Вселенная и флуктуации // Вселенная, астрономия, философия. М., 1988. С. 142-156  
11.Цицин Ф.А. [К термодинамике иерархической Вселенной]// Труды 6-го совещания по вопросам космогонии (5-7 июня 1957 г.). М., 1959. С. 225-227.