Tepelná smrt vesmíru ("Tepelná smrt" vesmíru,)
chybný závěr, že všechny druhy energie ve Vesmíru se nakonec musí proměnit v energii tepelného pohybu, která bude rovnoměrně rozložena po hmotě Vesmíru, načež se v ní zastaví všechny makroskopické procesy. Tento závěr formuloval R. Clausius (1865) na základě druhého termodynamického zákona (viz Druhý termodynamický zákon). Podle druhého zákona každý fyzikální systém, který si nevyměňuje energii s jinými systémy (taková výměna je pro Vesmír jako celek zjevně vyloučena), směřuje k nejpravděpodobnějšímu rovnovážnému stavu – k tzv. stavu s maximální entropií (viz. Entropie). Takový stav by odpovídal „T. s." B. Ještě před vytvořením moderní kosmologie (viz Kosmologie) byly učiněny četné pokusy vyvrátit závěr o „T. s." C. Nejznámější z nich je hypotéza fluktuace L. Boltzmanna (1872), podle níž byl Vesmír vždy v rovnovážném izotermickém stavu, ale podle zákona náhody někdy na jednom místě, pak na jiném, někdy dochází k odchylkám od tohoto stavu; vyskytují se méně často, čím větší je zachycená plocha a tím větší je míra odchylky. Moderní kosmologie prokázala, že nejen závěr o „T. s." V., ale rané pokusy o jeho vyvrácení jsou také mylné. Je to dáno tím, že nebyly brány v úvahu významné fyzikální faktory a především gravitace. .
S přihlédnutím k gravitaci není homogenní izotermické rozložení hmoty v žádném případě nejpravděpodobnější a neodpovídá maximu entropie. Pozorování ukazují, že vesmír je ostře nestacionární. Rozpíná se a látka, na začátku rozpínání téměř homogenní, se později vlivem gravitačních sil rozpadá na samostatné objekty, vznikají kupy galaxií, galaxie, hvězdy a planety. Všechny tyto procesy jsou přirozené, jdou s růstem entropie a nevyžadují porušení zákonů termodynamiky. Ani v budoucnu, s přihlédnutím ke gravitaci, nepovedou k homogennímu izotermickému stavu Vesmíru – k „T. s." B. Vesmír je vždy nestatický a neustále se vyvíjí. lit.: Zeldovich Ya. B., Novikov I. D., Struktura a vývoj vesmíru, M., 1975. I. D. Novikov.
Velká sovětská encyklopedie. - M.: Sovětská encyklopedie. 1969-1978 .
Podívejte se, co je „Tepelná smrt vesmíru“ v jiných slovnících:
Hypotéza předložená R. Clausiem (1865) jako extrapolace druhého termodynamického zákona na celý vesmír. Energie světa je podle Clausia konstantní, entropie světa tíhne k maximu. To znamená, že vesmír se musí dostat do stavu ... ... Fyzická encyklopedie
TEPELNÁ SMRT VESMÍRU- chybný závěr učiněný v XIX století. na základě druhého termodynamického zákona (viz), že všechny druhy energie ve Vesmíru se musí nakonec po ... ... proměnit v energii tepelného pohybu, která bude rovnoměrně rozložena po hmotě Vesmíru. Velká polytechnická encyklopedie
William Thomson - v roce 1852 předložil hypotézu TSV Tepelná smrt je termín popisující konečný stav jakékoli uzavřené termodynamiky ... Wikipedia
William Thomson - v roce 1852 objevil TSW Tepelná smrt je termín popisující konečný stav každého uzavřeného termodynamického systému a Vesmíru zvláště. V tomto případě nebude pozorována žádná řízená výměna energie, protože vše ... ... Wikipedie
Hypotetický stav světa, k němuž by měl údajně vést jeho vývoj v důsledku přeměny všech druhů energie na tepelnou energii a její rovnoměrné distribuce v prostoru; v tomto případě by se vesmír měl dostat do stavu homogenity ... ... Filosofická encyklopedie
„Tepelná smrt vesmíru“- mylný závěr, že všechny druhy energie ve Vesmíru se nakonec musí proměnit v energii tepelného pohybu, která bude rovnoměrně rozložena po hmotě Vesmíru, načež se v ní zastaví všechny makroskopické procesy. Tento závěr... Pojmy moderní přírodní vědy. Slovníček základních pojmů
Chybný závěr, že všechny druhy energie ve Vesmíru se nakonec musí proměnit v energii tepelného pohybu, do ráje, bude rovnoměrně rozložen po celém Vesmíru, načež v něm ustanou všechny makroskopické jevy. procesy. Tento závěr byl... Fyzická encyklopedie
Scénář velké krize Budoucnost vesmíru je otázkou zvažovanou v rámci fyzikální kosmologie. Mnoho vědeckých teorií předpovídalo možnosti budoucnosti, mezi nimiž existují názory jak na ničení, tak na ... ... Wikipedii
Tento termín má jiné významy, viz Konec světa (významy). Smrt lidstva z pohledu umělce (viz také ... Wikipedia
V kosmologii je Big Crunch jedním z možných scénářů pro budoucnost vesmíru, ve kterém se expanze vesmíru nakonec změní na kontrakci a vesmír se zhroutí a nakonec se zhroutí do singularity. Recenze ... Wikipedie
knihy
- Světy Cthulhu, Lovecraft Howard Phillips. Lovecraftova próza je ideálním odrazem vnitřního světa člověka ve stavu existenciální krize: kosmos je chladný a lhostejný, život je konečný, ve slovech a skutcích není vyšší...
Jedná se o teorii předloženou R. Clausiem v roce 1865, podle níž je vesmír považován za uzavřený systém, proto podle druhého termodynamického zákona entropie vesmíru směřuje k maximu, v důsledku čehož všechny makroskopické procesy se v něm musí časem zastavit.
Vesmír: spory o uzavřený a otevřený systém
Pro začátek si připomeňme, co je podstatou druhého termodynamického zákona: když v uzavřeném systému probíhají nevratné procesy, entropie systému se zvyšuje. Pro srovnání: v neuzavřených systémech se entropie může zvyšovat i snižovat a také zůstat nezměněna.
Vraťme se do našeho vesmíru. Vesmír je podle Clausia nepochybně uzavřeným systémem, protože si nevyměňuje energii s jinými systémy (ostatně žádný jiný vesmír mimo náš neexistuje?). Vesmír jako uzavřený systém tíhne k rovnovážnému stavu – stavu s maximem entropie. Všechny procesy probíhající ve Vesmíru tedy musí dříve či později odeznít, zastavit se.
Proč kritizovat teorii tepelné smrti vesmíru?
Kritika teorie tepelné smrti vesmíru je založena především na tvrzení, že navzdory logice argumentů tepelná smrt ještě nenastala. Vědci jsou však v otázce budoucnosti našeho vesmíru rozděleni.
Hypotéza je chybná, protože:
1 verze:
Někteří vědci tvrdí, že tepelná smrt vesmíru je nemožná, protože druhý zákon termodynamiky je nesprávný nebo jednoduše nepřesný, protože se nevztahuje na celý vesmír jako celek. Faktem je, že stav s maximem entropie lze vnímat pouze jako ideál, protože zákon nárůstu entropie není absolutní (ale podléhá pravděpodobnostním zákonům). Jinými slovy, v důsledku náhodných fluktuací (oscilací) bude entropie v systému vždy pod maximem.
2 verze:
Dalším argumentem proti Clausiově teorii je chápání vesmíru jako nekonečného, proto jej nelze nazvat uzavřeným ani otevřeným systémem (protože tato kritéria se používají pro konečné objekty). Proto je zcela logické předpokládat, že za podmínek nekonečna druhý termodynamický zákon v zásadě neplatí, nebo by měl být doplněn.
V každém případě jsou znalosti o vesmíru stále mizivé, takže jakékoli předpovědi o budoucnosti vesmíru zůstávají pouze dohady. Například dnes mezi vědci existují také zastánci teorie tepelné smrti vesmíru, kteří tvrdí, že takový scénář vývoje událostí by měl být považován za rovnocenný s ostatními, protože lidstvo stále nemůže s jistotou říci, zda Vesmír je nekonečný nebo zda je ještě konečný., takže jej lze chápat jako uzavřený systém.
MINISTERSTVO ŠKOLSTVÍ A VĚDY RUSKÉ FEDERACE
Státní vzdělávací instituce
Vyšší odborné vzdělání
Ruská státní obchodní a ekonomická univerzita
UFIMSKY INSTITUT
Právnická fakulta a distanční studium
dálkové studium (5,5 roku)
Specializace "Analýza a audit účetnictví"
Předmět: Pojmy moderních přírodních věd
Příjmení: Sitdikova
Jméno: Elvira
Prostřední jméno: Zakievna
Kontrolní práce zaslány na univerzitu
Příjmení učitele: Khamidullin Yavdat Nakipovich
Úvod
1.1 Vznik myšlenky T.S.V.
2. Zákon rostoucí entropie
2.2 Možnost entropie ve Vesmíru
3. Tepelná smrt vesmíru ve vědeckém obrazu světa
3.1 Termodynamický paradox
3.2 Termodynamický paradox v relativistických kosmologických modelech
3.3 Termodynamický paradox v kosmologii a postneklasický obraz světa
Závěr
Literatura
Úvod
Tepelná smrt Vesmíru (T.S.V.) je závěr, že všechny druhy energie ve Vesmíru se nakonec musí proměnit v energii tepelného pohybu, která bude rovnoměrně rozložena po hmotě Vesmíru, načež se všechny makroskopické procesy v r. to. Tento závěr formuloval R. Clausius (1865) na základě druhého termodynamického zákona. Podle druhého zákona každý fyzikální systém, který si nevyměňuje energii s jinými systémy (taková výměna je pro Vesmír jako celek zjevně vyloučena), směřuje k nejpravděpodobnějšímu rovnovážnému stavu – k tzv. stavu s maximální entropií. Takový stav by odpovídal T.S.V. Ještě před vytvořením moderní kosmologie byly učiněny četné pokusy vyvrátit závěr o T. S. W. Nejznámější z nich je hypotéza fluktuace L. Boltzmanna (1872), podle níž je vesmír věčně v rovnovážném izotermickém stavu, ale podle zákona náhody se někdy na jednom místě, pak na jiném, odchyluje od tohoto stát někdy nastat; vyskytují se méně často, čím větší je zachycená plocha a tím větší je míra odchylky. Moderní kosmologie zjistila, že nejen závěr o T.S.V. je chybný, ale chybné jsou i rané pokusy o jeho vyvrácení. Je to dáno tím, že nebyly brány v úvahu významné fyzikální faktory a především gravitace. S přihlédnutím k gravitaci není homogenní izotermické rozložení hmoty v žádném případě nejpravděpodobnější a neodpovídá maximu entropie. Pozorování ukazují, že vesmír je ostře nestacionární. Rozpíná se a látka, na začátku rozpínání téměř homogenní, se později vlivem gravitačních sil rozpadá na samostatné objekty, vznikají kupy galaxií, galaxie, hvězdy a planety. Všechny tyto procesy jsou přirozené, jdou s růstem entropie a nevyžadují porušení zákonů termodynamiky. Ani v budoucnu, s přihlédnutím k gravitaci, nepovedou k homogennímu izotermickému stavu Vesmíru – k T.S.V. Vesmír je vždy nestatický a neustále se vyvíjí. Termodynamický paradox v kosmologii, formulovaný ve druhé polovině 19. století, od té doby neustále vzrušuje vědeckou komunitu. Faktem je, že se dotkl nejhlubších struktur vědeckého obrazu světa. Přestože četné pokusy o vyřešení tohoto paradoxu vždy vedly pouze k dílčím úspěchům, generovaly nové, netriviální fyzikální nápady, modely a teorie. Termodynamický paradox je nevyčerpatelným zdrojem nových vědeckých poznatků. Zároveň se ukázalo, že jeho formování ve vědě bylo zapleteno spoustou předsudků a zcela nesprávných interpretací. Potřebujeme nový pohled na tento zdánlivě dobře prostudovaný problém, který v post-neklasické vědě nabývá netradičního významu.
1. Myšlenka tepelné smrti vesmíru
1.1 Vznik myšlenky T.S.V.
Hrozba tepelné smrti vesmíru, jak jsme již řekli, byla vyjádřena v polovině devatenáctého století. Thomson a Clausius, kdy byl formulován zákon nárůstu entropie v nevratných procesech. Tepelná smrt je takový stav hmoty a energie ve Vesmíru, kdy zmizely gradienty parametrů, které je charakterizují. Vývoj principu nevratnosti, principu rostoucí entropie, spočíval v rozšíření tohoto principu na Vesmír jako celek, což provedl Clausius.
Takže podle druhého zákona všechny fyzikální procesy probíhají ve směru přenosu tepla z teplejších těles na méně horká, což znamená, že proces vyrovnávání teplot ve Vesmíru pomalu, ale jistě probíhá. Následně se v budoucnu očekává mizení teplotních rozdílů a přeměna veškeré světové energie na tepelnou energii rovnoměrně rozloženou ve Vesmíru. Clausiusův závěr byl následující:
1. Energie světa je konstantní
2. Entropie světa tíhne k maximu.
Tepelná smrt Vesmíru tedy znamená úplné zastavení všech fyzikálních procesů v důsledku přechodu Vesmíru do rovnovážného stavu s maximální entropií.
Boltzmann, který objevil souvislost mezi entropií S a statistickou váhou P, se domníval, že současný nehomogenní stav Vesmíru je grandiózním kolísáním*, ačkoli jeho výskyt má zanedbatelnou pravděpodobnost. Boltzmannovi současníci neuznávali jeho názory, což vedlo k tvrdé kritice jeho práce a zřejmě vedlo k Boltzmannově nemoci a sebevraždě v roce 1906.
Když se podíváme na počáteční formulace myšlenky tepelné smrti vesmíru, je vidět, že ve všech ohledech neodpovídají jejich známým interpretacím, jejichž prizmatem tyto formulace obvykle vnímáme. Je zvykem mluvit o teorii tepelné smrti nebo termodynamickém paradoxu W. Thomsona a R. Clausiuse.
Ale za prvé, odpovídající myšlenky těchto autorů se ve všem neshodují a za druhé, níže uvedená tvrzení neobsahují ani teorii, ani paradox.
V. Thomson, rozebírající obecnou tendenci k rozptylování projevující se v přírodě mechanická energie, nerozšířil do světa jako celku. Princip zvýšení entropie extrapoloval pouze na rozsáhlé procesy probíhající v přírodě. Naopak Clausius navrhl extrapolaci tohoto principu právě na Vesmír jako celek, který pro něj působil jako všezahrnující fyzikální systém. Podle Clausia se „celkový stav Vesmíru musí stále více měnit“ ve směru určeném principem rostoucí entropie, a proto se tento stav musí neustále přibližovat k určitému meznímu stavu. Snad poprvé byl termodynamický aspekt v kosmologii identifikován Newtonem. Byl to on, kdo si všiml efektu "tření" v hodinovém strojku vesmíru - trend, který v polovině XIX století. nazývá se zvýšením entropie. Newton v duchu své doby volal na pomoc Pána Boha. Právě on byl sirem Isaacem pověřen sledováním natahování a oprav těchto „hodinek“.
V rámci kosmologie byl v polovině 19. století rozpoznán termodynamický paradox. Diskuse o paradoxu dala vzniknout řadě brilantních myšlenek širokého vědeckého významu („Schrödingerovo“ vysvětlení L. Boltzmanna o „antientropii“ života; jeho zavedení fluktuací do termodynamiky, jejichž zásadní důsledky ve fyzice dosud nevyčerpány; jeho grandiózní hypotéza kosmologické fluktuace, mimo konceptuální rámec, který fyzika v problému „tepelné smrti“ vesmíru dosud nevyšla; hluboký a inovativní, nicméně historicky omezený fluktuační výklad II. Začátek.
1.2 Pohled na T.S.W. z dvacátého století
Současný stav vědy je také v rozporu s předpokladem tepelné smrti vesmíru. Za prvé, tento závěr je relevantní pro izolovaný systém a není jasné, proč lze vesmír připsat takovým systémům.
Ve vesmíru existuje gravitační pole, které Boltzmann nevzal v úvahu, a je zodpovědné za vznik hvězd a galaxií: gravitační síly mohou vést k vytvoření struktury z chaosu, mohou dát vzniknout hvězdám z vesmíru. prach. Další vývoj termodynamiky a s ní i myšlenka T.S.V. V průběhu 19. století byla formulována hlavní ustanovení (počátky) termodynamiky izolovaných soustav. V první polovině 20. století se termodynamika rozvíjela především ne do hloubky, ale do šířky, vznikaly její různé úseky: technická, chemická, fyzikální, biologická ad. termodynamika. Teprve ve 40. letech se objevily práce o termodynamice otevřených systémů v blízkosti bodu rovnováhy a v 80. letech vznikla synergetika. Ten lze interpretovat jako termodynamiku otevřených systémů daleko od bodu rovnováhy. Moderní přírodní věda tedy odmítá koncept „tepelné smrti“ ve vztahu k vesmíru jako celku. Faktem je, že Clausius se ve svých úvahách uchýlil k následujícím extrapolacím:
1. Vesmír je považován za uzavřený systém.
2. Vývoj světa lze popsat jako změnu jeho stavů.
teplo smrt entropie vesmíru
Pro svět jako celek s maximální entropií to dává smysl, stejně jako pro jakýkoli konečný systém. Ale legitimita těchto extrapolací je sama o sobě velmi pochybná, ačkoli problémy s nimi spojené představují potíže i pro moderní fyzikální vědu.
2. Zákon rostoucí entropie
2.1 Odvození zákona rostoucí entropie
K popisu nevratného kruhového termodynamického procesu znázorněného na obrázku 1 použijeme Clausiovu nerovnost.
Tepelná smrt vesmíru - hypotetická. stav světa, k němuž by měl údajně vést jeho vývoj v důsledku přeměny všech druhů energie na tepelnou energii a její rovnoměrné distribuce v prostoru; v tomto případě se vesmír musí dostat do stavu homogenní izotermy. rovnováha charakterizovaná max. entropie. T. předpoklad s. v. je formulován na základě absolutizace druhého termodynamického zákona, podle kterého se entropie v uzavřeném systému může pouze zvyšovat. Mezitím druhý termodynamický zákon, ačkoli má velmi velký rozsah, má stvoření. omezení.
Patří sem zejména četné fluktuační procesy - Brownův pohyb částic, vznik jader nové fáze při přechodu látky z jedné fáze do druhé, samovolné kolísání teploty a tlaku v rovnovážné soustavě atd. I v pracích L. Boltzmanna a J. Gibbse bylo zjištěno, že druhý zákon termodynamiky má statistický. povaha a jím předepsaný směr procesů je ve skutečnosti jen nejpravděpodobnější, nikoli však jediný možný. V obecné teorii relativity se ukazuje, že díky přítomnosti gravit pole v obřím prostoru. termodynamické systémů, jejich entropie se může neustále zvyšovat, aniž by dosáhly rovnovážného stavu s max. hodnotu entropie, protože takový stav v tomto případě vůbec neexistuje. Nemožnost existence c.-l. Absolutní rovnovážný stav Vesmíru souvisí i s tím, že zahrnuje strukturní prvky stále většího řádu složitosti. Proto předpoklad T. s. v. neudržitelný. .
„Tepelná smrt“ Vesmíru, mylný závěr, že všechny druhy energie ve Vesmíru se nakonec musí proměnit v energii tepelného pohybu, která bude rovnoměrně rozložena po hmotě Vesmíru, načež se všechny makroskopické procesy v r. to.
Tento závěr formuloval R. Clausius (1865) na základě druhého termodynamického zákona. Podle druhého zákona každý fyzikální systém, který si nevyměňuje energii s jinými systémy (taková výměna je pro Vesmír jako celek zjevně vyloučena), směřuje k nejpravděpodobnějšímu rovnovážnému stavu – k tzv. stavu s maximální entropií. Takový stav by odpovídal „T. s." Otázka: Ještě před vytvořením moderní kosmologie byly učiněny četné pokusy vyvrátit závěr o „T. s." V. Nejznámější z nich je hypotéza fluktuace L. Boltzmanna (1872), podle níž byl Vesmír vždy v rovnovážném izotermickém stavu, ale podle zákona náhody někdy na jednom místě, pak na jiném, někdy dochází k odchylkám od tohoto stavu; vyskytují se méně často, čím větší je zachycená plocha a tím větší je míra odchylky. Moderní kosmologie prokázala, že nejen závěr o „T. s." V., ale rané pokusy o jeho vyvrácení jsou také mylné. Je to dáno tím, že nebyly brány v úvahu významné fyzikální faktory a především gravitace. S přihlédnutím k gravitaci není homogenní izotermické rozložení hmoty v žádném případě nejpravděpodobnější a neodpovídá maximu entropie. Pozorování ukazují, že vesmír je ostře nestacionární. Rozpíná se a látka, na začátku rozpínání téměř homogenní, se později vlivem gravitačních sil rozpadá na samostatné objekty, vznikají kupy galaxií, galaxie, hvězdy a planety. Všechny tyto procesy jsou přirozené, jdou s růstem entropie a nevyžadují porušení zákonů termodynamiky. Ani v budoucnu, s přihlédnutím ke gravitaci, nepovedou k homogennímu izotermickému stavu Vesmíru – k „T. s." B. Vesmír je vždy nestatický a neustále se vyvíjí. .
Úvod
1. Pojem vesmíru
2. Problém tepelné smrti vesmíru
2.2 Klady a zápory teorie tepelné smrti
Závěr
Úvod
V tomto článku budeme hovořit o budoucnosti našeho vesmíru. Budoucnost je velmi vzdálená, až se neví, zda vůbec přijde. Život a vývoj vědy výrazně mění naše představy o vesmíru, o jeho vývoji ao zákonech, které tento vývoj řídí. Ve skutečnosti byla existence černých děr předpovězena již v 18. století. Ale teprve ve druhé polovině 20. století se o nich začalo uvažovat jako o gravitačních hrobech hmotných hvězd a jako o místech, kde může značná část hmoty přístupné pozorování navždy „propadnout“ a opustit všeobecný oběh. A později vyšlo najevo, že se černé díry vypařují, a tak se vracejí pohlcené, i když ve zcela jiné podobě. Kosmičtí fyzici neustále vyjadřují nové myšlenky. Obrázky nakreslené docela nedávno se proto najednou ukázaly jako zastaralé.
Jednou z nejkontroverznějších za posledních asi 100 let je otázka možnosti dosažení rovnovážného stavu ve Vesmíru, který je ekvivalentní konceptu jeho „tepelné smrti“. V této práci se tím budeme zabývat.
A co je Vesmír? Vědci pod tímto pojmem rozumí největší oblast vesmíru, která zahrnuje jak všechna nebeská tělesa, tak jejich systémy dostupné ke studiu, tzn. jak Metagalaxie, tak i možného prostředí, které dodnes ovlivňuje charakter rozmístění a pohybu těles v její astronomické části.
Je známo, že Metagalaxy je ve stavu přibližně jednotné a izotropní expanze. Všechny galaxie se od sebe vzdalují rychlostí, která je tím větší, čím větší je vzdálenost mezi nimi. Postupem času se rychlost této expanze snižuje. Ve vzdálenosti 15-20 miliard světelných let dochází k odstranění rychlostí blízkou rychlosti světla. Z tohoto a z řady dalších důvodů nemůžeme vidět vzdálenější objekty. Existuje jakoby určitý „horizont viditelnosti“. Hmota na tomto horizontu je v superhustém („singulárním“, tedy zvláštním) stavu, ve kterém se nacházela v okamžiku podmíněného začátku expanze, i když o tomto skóre existují i jiné předpoklady. Vzhledem ke konečnosti rychlosti šíření světla (300 000 km/s) nemůžeme vědět, co se nyní děje na horizontu, ale některé teoretické výpočty nám umožňují myslet si, že mimo horizont viditelnosti je hmota distribuována v prostoru přibližně stejná hustota jako uvnitř. To vede jak k jednotné expanzi, tak k přítomnosti samotného horizontu. Metagalaxie se proto často neomezuje pouze na viditelnou část, ale je považována za supersystém ztotožněný s celým Vesmírem jako celkem, protože jeho hustota je jednotná. V nejjednodušších kosmologických konstrukcích jsou uvažovány dvě hlavní varianty chování Vesmíru – neomezená expanze, při které má průměrná hustota hmoty v průběhu času tendenci k nule, a expanze se zastavením, po kterém by se Metagalaxie měla začít smršťovat. Obecná teorie relativity ukazuje, že přítomnost hmoty zakřivuje prostor. V modelu, kde je expanze nahrazena kontrakcí, je hustota dostatečně vysoká a zakřivení se ukáže být takové, že se prostor "uzavře sám do sebe", jako povrch koule, ale ve světě s více rozměry než "naše". Přítomnost horizontu vede k tomu, že ani tento prostorově konečný svět nevidíme celý. Z hlediska pozorování se tedy uzavřený a otevřený svět příliš neliší.
S největší pravděpodobností je skutečný svět složitější. Mnoho kosmologů předpokládá, že existuje několik, možná i mnoho metagalaxií, a všechny dohromady mohou představovat nějaký druh nového systému, který je součástí nějaké ještě větší formace (možná zásadně odlišné povahy). Oddělené části tohoto hypersvěta (vesmíry v užším slova smyslu) mohou mít zcela odlišné vlastnosti, nemusí být vzájemně propojeny nám známými fyzikálními interakcemi (nebo být propojeny slabě, což je případ tzv. semi -uzavřený svět). V těchto částech hypersvěta se mohou projevit jiné přírodní zákony a základní konstanty, jako je rychlost světla, mohou mít jiné hodnoty nebo mohou zcela chybět. Konečně, takové vesmíry nemusí mít stejný počet prostorových dimenzí jako ten náš.
2.1 Druhý termodynamický zákon
Podle druhého zákona (počátek) termodynamiky mají procesy probíhající v uzavřeném systému vždy tendenci k rovnovážnému stavu. Jinými slovy, pokud do systému nedochází k neustálému přílivu energie, procesy probíhající v systému mají tendenci slábnout a zastavit se.
Myšlenka přípustnosti a dokonce nutnosti aplikace druhého termodynamického zákona na vesmír jako celek patří W. Thomsonovi (Lord Kelvin), který jej publikoval již v roce 1852. O něco později R. Clausius formuloval zákony termodynamiky aplikované na celý svět v následující podobě: 1. Energie světa je konstantní. 2. Entropie světa tíhne k maximu.
Maximální entropie jako termodynamická charakteristika stavu odpovídá termodynamické rovnováze. Interpretace této věty se proto obvykle redukovala (často i nyní redukovala) na to, že všechny pohyby na světě se musí proměnit v teplo, všechny teploty se vyrovnají, hustota v dostatečně velkých objemech musí být všude stejná. Tento stav se nazývá tepelná smrt vesmíru.
Skutečná rozmanitost světa (snad kromě rozložení hustoty na největších aktuálně pozorovaných měřítcích) má k malovanému obrazu daleko. Pokud ale svět existuje věčně, stav tepelné smrti měl nastat už dávno. Výsledný rozpor se nazývá termodynamický paradox kosmologie. K jeho odstranění bylo nutné přiznat, že svět neexistuje dostatečně dlouho. Pokud mluvíme o pozorovatelné části vesmíru, stejně jako o jeho předpokládaném prostředí, pak tomu tak zřejmě je. Již jsme řekli, že je ve stavu expanze. Vzniklo nejspíše v důsledku explozivního kolísání primárního vakua komplexní povahy (nebo, dalo by se říci, v hypersvětě) před 15 nebo 20 miliardami let. Astronomické objekty – hvězdy, galaxie – vznikly v pozdější fázi expanze z původně téměř přísně homogenního plazmatu. Otázkou však ve vztahu ke vzdálené budoucnosti zůstává. Co nás nebo náš svět čeká? Přijde dříve nebo později tepelná smrt, nebo je tento závěr teorie z nějakého důvodu nesprávný?
2.2 Klady a zápory teorie tepelné smrti
Mnoho významných fyziků (L. Boltzmann, S. Arrhenius a další) kategoricky popíralo možnost tepelné smrti. Přitom i v naší době si neméně prominentní vědci jsou jisti její nevyhnutelností. Pokud mluvíme o oponentech, pak s výjimkou Boltzmanna, který upozorňoval na roli kolísání, byla jejich argumentace spíše emotivní. Teprve ve třicátých letech našeho století se objevily vážné úvahy o termodynamické budoucnosti světa. Všechny pokusy o vyřešení termodynamického paradoxu lze seskupit podle tří hlavních myšlenek, na nichž jsou založeny:
1. Někdo by si mohl myslet, že druhý termodynamický zákon je nepřesný nebo jeho výklad nesprávný.
2. Druhý zákon je pravdivý, ale systém ostatních fyzikálních zákonů je nesprávný nebo neúplný.
3. Všechny zákony jsou pravdivé, ale kvůli některým jeho vlastnostem se nevztahují na celý Vesmír.
Tak či onak lze všechny možnosti využít a skutečně se využívají, i když s různou mírou úspěchu, k vyvrácení závěru o možné tepelné smrti Vesmíru v libovolně vzdálené budoucnosti. Pokud jde o první bod, poznamenáváme, že v "Termodynamice" K.A. Putilov (M., Nauka, 1981) poskytuje 17 různých definic entropie, z nichž ne všechny jsou ekvivalentní. Řekneme jen, že máme-li na mysli statistickou definici, která zohledňuje přítomnost fluktuací (Boltzmann), druhý zákon ve formulaci Clausia a Thomsona se skutečně ukazuje jako nepřesný.
Zákon zvýšení entropie, jak se ukazuje, není absolutní. Touha po rovnováze podléhá pravděpodobnostním zákonům. Entropie byla matematicky vyjádřena jako pravděpodobnost stavu. Po dosažení konečného stavu, o kterém se dosud předpokládalo, že odpovídá maximální entropii Smax, v něm tedy systém setrvá delší dobu než v jiných stavech, i když k tomu druhému nevyhnutelně dojde vlivem náhodných výkyvů. V tomto případě budou velké odchylky od termodynamické rovnováhy mnohem vzácnější než malé. Ve skutečnosti je stav s maximální entropií dosažitelný jen ideálně. Einstein poznamenal, že „termodynamická rovnováha, přísně vzato, neexistuje“. V důsledku fluktuací bude entropie kolísat v určitých malých mezích, vždy pod Smax. Jeho průměrná hodnota bude odpovídat Boltzmannově statistické rovnováze. Místo tepelné smrti by se tedy dalo hovořit o přechodu systému do nějakého „nejpravděpodobnějšího“, ale stále konečného statisticky rovnovážného stavu. Předpokládá se, že termodynamická a statistická rovnováha jsou prakticky stejné. Tento chybný názor vyvrátil F.A. Tsitsin, který ukázal, že rozdíl je ve skutečnosti velmi velký, i když zde nemůžeme mluvit o konkrétních významech rozdílu. Je důležité, že jakýkoli systém (například ideální plyn v nádobě) dříve nebo později nebude mít žádný maximální hodnota entropie, ale spíše odpovídající jakoby relativně malé pravděpodobnosti. Ale tady jde o entropii nemá jeden stát, ale jejich obrovskou kombinaci, která se jen ledabyle nazývá jediným státem. Každý ze států s má opravdu nízkou pravděpodobnost realizace, a proto se systém v každé z nich dlouho nezdrží. Ale pro jejich kompletní sadu je pravděpodobnost vysoká. Proto soubor částic plynu, který dosáhl stavu s entropií blízkou , by měl raději rychle přejít do nějakého jiného stavu s přibližně stejnou entropií, pak do dalšího a tak dále. A i když ve stavu blízkém Smax stráví plyn více času než v kterémkoli ze států s , poslední kombinace se stávají výhodnějšími.
- V kontaktu s 0
- Google+ 0
- OK 0
- Facebook 0
