Страница 5 из 9
Свободная Энергия как источник и единственный реальный ресурс развития Вселенной
Определим свободную энергию нашей Вселенной, как энергетический потенциал нашей Вселенной относительно суперкосмоса, в котором рождаются вселенные. Будем считать, что свободная энергия это изначальный запас энергии, которым располагала первичная частица – протовселенная. Впрочем, сейчас трудно утверждать однозначно, не существует ли энергетической подпитки нашей Вселенной со стороны суперкосмоса, в котором содержатся все вселенные. Дело в том, что наша Вселенная, как теперь полагают астрономы, расширяется с нарастающим ускорением, и откуда берется дополнительная энергия на такой разгон и нужна ли она вообще (а эффект притока энергии только кажущийся) пока не ясно. Например, есть гипотеза, состоящая в том, что за это ускоренное расширение отвечает сам физический вакуум нашей Вселенной, который в этом случае располагает колоссальным запасом энергии и в этом процессе должен испытывать некие превращения. Мало того, пока совершенно не ясно, почему Вселенная вообще имеет материю. Процесс образования частиц из вакуума порождает пару: частица – античастица, причем античастица очень быстро взаимодействует с любой встречной частицей с образованием гамма-квантов – это называется аннигиляция. Следовательно, либо изначально в момент возникновения нашей Вселенной частиц было две и на самом деле где-то существует Вселенная – близнец, состоящая из антиматерии, либо существует некий механизм нарушения симметрии вещество – антивещество.
В любом случае, считается твердо установленным, что Вселенная расширяется и остывает со временем, звезды и галактики исчерпывают первоначальный запас топлива – первичного водорода для термоядерных реакций, а значит, Вселенная в значительной степени ведет себя согласно законам термодинамики.
Таким образом, возникает мысль о том, что эволюция и даже само время в нашей Вселенной имеют место только потому, что существует перетекание одних форм энергии в другие, при этом качество энергии Вселенной только ухудшается (изменяется), что выражается в законе непрерывного возрастания энтропии, т. е. в законе падения качества энергии.
Энтропия и исчерпание свободной энергии
«Смерть» и «Возрождение» Вселенной
Под энтропией в науке понимается некая мера беспорядка сложной системы, при этом считается, что эта мера связана с тепловой энергией и информацией. В термодинамике рост энтропии связывается с деградацией свободной энергии. Следует признать, это понятие до сей поры не имеет четкого однозначного определения и однозначного толкования, хотя количественно энтропия с успехом используется в термодинамических расчетах, при некоторых общепринятых стартовых допущениях. Так или иначе, развитие Вселенной с термодинамической точки зрения выглядит как процесс вселенского нарастания энтропии. При этом структуры, в которые переходит материя, и усложняются и упрощаются одновременно. Почти сразу после своего возникновения Вселенная была почти однородной и поэтому простой, но состояла только из горячей и сжатой плазмы. Сейчас Вселенная весьма структурирована и сложна, но все же Вселенная становится холоднее и в ней остается все меньше горючего – первичного водорода для поддержания во Вселенной хоть какой-то активности. Считается даже, что всеобъемлющий рост энтропии задает направление стрелы времени.
Сценариев дальнейшей судьбы Вселенной несколько. В любом из сценариев следующие поколения звезд будут все более короткоживущими из-за уменьшения доли водорода в их составе на момент их образования. Звезды предыдущих поколений просто уменьшат долю водорода в космосе, создавая из него всю таблицу Менделеева в ходе ядерных реакций и своих взрывов. Галактики будут становиться все более изолированными, космос будет постепенно гаснуть, лишаясь всяких светящихся объектов. А далее, есть варианты. Например такой: с расширением Вселенной начнут изменяться мировые константы, при этом вся сложная материя распадется с переходом в длинноволновое излучение, затухающее со временем. Это относительно «быстрый» сценарий, речь тут может идти о сотнях миллиардов лет. Гораздо более длительные сценарии связаны с гипотезой спонтанного распада протонов, из которых состоят ядра атомов, и самые длительные сценарии связаны с вариантом стабильного протона. В этом случае жизнь Вселенной растянется на триллионы триллионов триллионов лет. Вселенная будет огромна и почти абсолютно пуста, звезды будут превращаться в черные дыры или медленно остывать, превращаясь в черные карлики, которые тоже будут изредка сталкиваться и превращаться в черные дыры. Вся последняя материя соберется в сверхгигантские черные дыры, которые будут медленно испаряться в вакуум длинноволновым излучением, пока окончательно не прекратят свое существование. Еще какое-то время длинноволновое излучение будет создавать хоть какой-то радиофон, а потом и этот фон полностью выровняется. Это состояние и будет соответствовать абсолютному нулю температуры Вселенной.
Величина энтропии Вселенной в этом состоянии будет максимальной, хотя и не ясно, какой именно по абсолютной величине.
В своей истории физика давала противоречивые, взаимоисключающие ответы на этот вопрос. Рудольф Клаузиус в 1865 году на основе формул классической термодинамики обосновал гипотезу о «тепловой смерти» Вселенной. Так как температура стоит в знаменателе формулы для расчёта энтропии, то в теории получалось так, что со временем, при повсеместном достижении веществом температуры абсолютного нуля, энтропия достигнет бесконечно большой величины и все процессы теплообмена во Вселенной необратимо и навсегда прекратятся, что и будет означать её «смерть».
В 1872 году Людвиг Больцман выдвинул гипотезу, что на самом деле Вселенная пребывает в равновесном состоянии (то есть, не изменяется во времени), а отклонения от неравновесного состояния, такие как, например, в Солнечной и в других звёздных системах – суть случайные флуктуации, вероятность которых крайне мала. Для расчёта энтропии Больцман предложил статистическую формулу S = k ln(W), где W – термодинамическая вероятность нахождения рассматриваемой системы в текущем состоянии, k – фундаментальная константа. Формула Больцмана оказалась настолько важна для современной физики, что даже была размещена на его надгробном памятнике в Вене (Австрия).
Макс Планк в 1911 году предложил гипотезу о том, что при абсолютном нуле энтропия Вселенной будет нулевой. Это предположение Планк ввёл в физику в виде постулата – своей формулировки третьего начала термодинамики. Современная статистическая физика считает, что достижение Вселенной температуры абсолютного нуля практически неизбежно, то есть имеет стопроцентную вероятность. Так как такое состояние системы может быть реализовано только одним способом, то W = 1. Следовательно, если воспользоваться для расчёта энтропии формулой Больцмана S = k ln(1) = 0.