Взрыв Вселенной

     1. ВВЕДЕНИЕ 

     Окружающий  нас мир при всем его многообразии и его изменчивости — не хаотическое скопление предметов и событий, а единое системное образование. В природе отчетливо просматривается многоступенчатая иерархия структурных уровней организации материи от элементарных частиц до крупномасштабных галактик. Каждый структурный уровень характеризуется специфической организацией и размерами, каждая ступень иерархической лестницы закономерно связана с другими. Благодаря взаимным связям этот огромный и разнообразный мир предстает перед нами как гармония, полная загадок и тайн. Большая их часть связана с вопросами происхождения и устройства Вселенной, ответы на которые дают космология, космогония и астрономия 

     Хотелось  бы прежде обратиться к понятию «Вселенная». Уже отмечалось, что это и

«универсум», и  место «вселения» человека. В английском языке слово «Вселенная»

(Universe) имеет  ту же этимологию, что и «единство» (unity) или «единица» (one). Буквально

оно означает единство, общность всех вещей, рассматриваемых как целое. Любопытно, что

слово «целый» (whole) имеет один корень со словом «святой» (holy), что отражает, глубоко таинственные и метафизические связи, с которыми имеет дело космология. Вплоть до XX века познание Вселенной как целого было прерогативой религии. 

     Самый важный «космологический принцип» состоит  в том, что ближний космос —

типичный образец  Вселенной в целом, так что  фундаментальной чертой Вселенной  является

одинаковость  ее областей и направлений. Современная  астрофизика и космология дают нам

картину однородной, изотропной, самосогласованной и регулярной в больших масштабах

Вселенной. Вот  эти указанные обстоятельства, эти  особенности и позволяют расценивать

Вселенную как  единое целое. 

     Основной  элемент Вселенной — галактика. Основной элемент галактики — звезда —

массивный плотный  газовый (точнее, плазменный) очень  горячий шар (с температурами

внутри до миллиардов градусов), излучающий в окружающее пространство огромную

энергию в основном в виде электромагнитного излучения. Во всех галактиках большая часть

вещества заключена  в звездах — в крупнейших, так  называемых эллиптических, галактиках

на звезды приходится свыше 95 процентов массы. В спиральных галактиках, таких, как наша

(точнее, Млечный  путь является типичным представителем  спиральных галактик с

перемычкой, или  пересеченных галактик — класс SB), доля газа и пыли значительно больше

5%, но все же  гораздо меньше, чем доля звезд.

      Тепловая  смерть Вселенной (Т.С. В.) - 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. Этот вывод был сформулирован Р. Клаузиусом (1865) на основе второго начала термодинамики. Согласно второму началу, 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. Такое состояние соответствовало бы Т. С.В. Ещё до создания современной космологии были сделаны многочисленные попытки опровергнуть вывод о Т. С.В. 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. Современной космологией установлено, что ошибочен не только вывод о Т.С.В., но ошибочны и ранние попытки его опровержения. Связано это с тем, что не принимались во внимание существенные физические факторы и прежде всего тяготение. С учётом тяготения однородное изотермическое распределение вещества вовсе не является наиболее вероятным и не соответствует максимуму энтропии. Наблюдения показывают, что Вселенная резко нестационарна. Она расширяется, и почти однородное в начале расширения вещество в дальнейшем под действием сил тяготения распадается на отдельные объекты, образуются скопления галактик, галактики, звёзды, планеты. Все эти процессы естественны, идут с ростом энтропии и не требуют нарушения законов термодинамики. Они и в будущем с учётом тяготения не приведут к однородному изотермическому состоянию Вселенной - к Т. С.В. Вселенная всегда нестатична и непрерывно эволюционирует. Термодинамический парадокс в космологии, сформулированный во второй половине ХIХ века, непрерывно будоражит с тех пор научное сообщество. Дело в том, что он затронул наиболее глубинные структуры научной картины мира. Хотя многочисленные попытки разрешения этого парадокса приводили всегда лишь к частным успехам, они порождали новые, нетривиальные физические идеи, модели, теории. Термодинамический парадокс выступает неиссякаемым источником новых научных знаний. Вместе с тем, его становление в науке оказалось опутанным множеством предубеждений и совершенно неверных интерпретаций. Необходим новый взгляд на эту, казалось бы, довольно хорошо изученную проблему, которая приобретает нетрадиционный смысл в постнеклассической науке. 
 

     2. История термина «энтропия» 

     В 1865 году Клаузиус ввел новое понятие  «энтропия» (entropia — от греч. «поворот», «превращение»). Клаузис посчитал, что  существует некоторая величина, которая, подобно энергии, давлению, температуре, характеризует состояние газа. Когда к газу подводится некоторое количество теплоты, то энтропия  возрастает. 

     После введения Клаузиусом понятия энтропии стало понятно, где пролегает  граница четкого различения таких понятий, как теплота и температура. Дело в том, что нельзя говорить о каком-то количестве теплоты, заключенном в теле. Это понятие не имеет смысла. Теплота может передаваться от тела к телу, переходить в работу, возникать при трении, но при этом она не является сохраняющейся величиной. Поэтому теплота определяется в физике не как вид энергии, а как мера изменения энергии. В то же время введенная Клаузиусом энтропия оказалась величиной, сохраняющейся в обратимых процессах. Это означает, что энтропия системы может рассматриваться как функция состояния системы, ибо изменение ее не зависит от вида процесса, а определяется только начальным и конечным состояниями системы. 

     В основе термодинамики лежит различие между двумя типами процессов  — обратимыми и необратимыми. 

     Понятие энтропии позволяет отличать в случае изолированных систем обратимые процессы (энтропия максимальна и постоянна) от необратимых процессов (энтропия возрастает).

     Сегодня в литературе встречается, по меньшей  мере, четыре формы энтропии:

     Во-первых, энтропия как мера неопределенности состояния любой вполне упорядоченной  физической системы, или поведения  любой системы, включая, живые и  неживые объекты и их функции. Именно эта форма энтропии, связанная  с неопределенностью состояния  системы, находит в последнее время наибольшее распространение при исследовании, как живых, так и неживых объектов и процессов.  

     Во-вторых, термодинамическая энтропия микрочастиц, или молекулярного (микроскопического) множества. 

     В-третьих, информационная энтропия, или неопределенность информации, т.е. сведений о некоторой информационной системе. Известно, что совпадение по виду формул для энтропии и информации послужило основанием для утверждения, что энтропия есть недостающая информация о состоянии системы. Было предложено использовать термин негэнтропия как тождественной связанной информации о состоянии системы. Негэнтропия не является отрицательной энтропией, или антиэнтропией, как иногда ошибочно считают некоторые ученые. 

     Разница масштабов энтропии и информации связана с их принципиальным различием, а именно: энтропия - это мера множества тех состояний системы, о пребывании в которых система должна забыть, а информация - это мера множества тех состояний, о пребывании в которых система должна помнить. 

     В-четвертых, энтропия, или неопределенность поведения, любой не вполне упорядоченной системы вплоть до макроскопических множеств.

Благодаря работам  великого австрийского физика Людвига Больцмана, это отличие было сведено с макроскопического уровня на микроскопический. Состояние макроскопического тела (системы), заданное с помощью макропараметров (параметров, которые могут быть измерены макроприборами — давлением, температурой, объемом и другими макроскопическими величинами, характеризующими систему в целом), называют макросостоянием. 

     Состояние макроскопического тела, охарактеризованное настолько подробно, что оказываются  заданными состояния всех образующих тело молекул, называется микросостоянием. 

     Всякое  макросостояние может быть осуществлено различными способами, каждому из которых соответствует некоторое микросостояние системы. Число различных микросостояний, соответствующих данному макросостоянию, называется статистическим весом W, или термодинамической вероятностью макросостояния. Попробуем разобраться в этом.

Мы знаем, что  весь окружающий мир состоит из молекул и атомов. Поместим в некоторый сосуд с теплоизолированными стенками некоторое количество газа, число молекул которого равно N. Выделим какую-либо одну молекулу. Предположим, что каким-либо образом мы можем ее пометить, скажем, можем окрасить ее в зеленый цвет. Если бы мы могли это сделать, то получили бы возможность отличать ее от других молекул и тем самым отследить ее поведение в данном объеме. Наблюдая за этой молекулой, мы очень скоро убедимся, что она может занимать любое положение в сосуде. Причем положение ее в любое мгновение оказывается случайным. 

     Теперь  разделим наш объем на две половины. Мы увидим, что наша молекула, беспорядочно блуждая, постоянно натыкаясь (сталкиваясь) с другими молекулами, пробудет в одной из половинок сосуда ровно половину времени, в течение которого мы за ней наблюдаем. В этом случае, говорят, что вероятность ее пребывания в одной из половинок сосуда равна 1/2. Если мы будем наблюдать уже за двумя мечеными молекулами, то вероятность того, что мы обнаружим сразу обе молекулы в одной из половинок сосуда, окажется равной произведению вероятностей каждой молекулы 1/2 • 1/2 = 1/4. Аналогично для трех молекул эта вероятность равна (1/2)3, а для N молекул — (1/2)N. В 29 граммах воздуха, например, содержится число молекул N, равное 6,023 • 1023. Соответственно, вероятность нахождения сразу всех молекул в одной половине объема сосуда (1/2)N ничтожно мала. Такое событие является маловероятным. Нам это и не кажется странным. Странным было бы, если бы в одной комнате все молекулы воздуха вдруг в некоторый момент времени собрались бы в одной ее половине, а в другой половине оказалось бы безвоздушное пространство. И если бы мы не успели или не догадались, что надо срочно перепрыгнуть в нужную половину комнаты, то умерли бы от кислородного голодания. Мы знаем, что такое событие является маловероятным. Вероятность же того, что все молекулы находятся во всем объеме данного сосуда, максимальна и примерно равна единице. Состояние это может реализовываться наибольшим числом способов, когда любая из молекул может находиться в любой точке пространства сосуда. В этом случае статистический вес, то есть число способов, которым может быть реализовано это состояние, максимальный.

     Пусть в некоторый момент времени нам  удалось загнать все молекулы с помощью диафрагм (перегородок) в правую верхнюю часть сосуда. Остальные 3/4 объема сосуда оставались при этом пустыми. Далее уберем диафрагмы и увидим, что молекулы заполнят весь объем сосуда, то есть перейдут из состояния с меньшей вероятностью в состояние с большей вероятностью. То есть процессы в системе идут только в одном направлении: от некоторой структуры (порядка, когда все молекулы содержались в верхнем правом углу объема сосуда) к полной симметрии (хаосу, беспорядку, когда молекулы могут занимать любые точки пространства сосуда). 

     Больцман  первым увидел связь между энтропией  и вероятностью. При этом он понял, что энтропия должна выражаться через логарифм вероятности. Ибо если мы рассмотрим, скажем, две подсистемы одной системы, каждая из которых характеризуется статистическим весом, соответственно W1 и W2, полный статистический вес системы равен произведению статистических весов подсистем: в то время как энтропия системы S равна сумме энтропии подсистем: Больцман связал понятие энтропии S с InW. В 1906 году Макс Планк написал формулу, выражающую основную мысль Больцмана об интерпретации энтропии как логарифма вероятности состояния системы:

S = k lnW 

     Коэффициент пропорциональности к был рассчитан Планком и назван постоянной Больцмана. Формула «S = k lnW» выгравирована на памятнике Больцману на его могиле в Вене. 

     Идея  Больцмана о вероятностном поведении  отдельных молекул явилась развитием  нового подхода при описании систем, состоящих из огромного числа частиц, впервые развитого Максвеллом. Максвелл пришел к пониманию того, что в этих случаях физическая задача должна быть поставлена иначе, чем в механике Ньютона. Очевидно, что наш пример с мечеными молекулами сам по себе неосуществим, ибо в принципе невозможно проследить в течение значительного интервала времени за движением отдельной молекулы. Невозможно также определить точно координаты и скорости всех молекул макроскопического тела одновременно в данный момент времени. Задачу следует ставить иначе, а именно — попытаться найти вероятность того, что данная молекула обладает таким-то значением скорости. Максвелл ввел для описания случайного характера поведения молекул понятие вероятности, вероятностный (статистический закон). Используя новый подход, Максвелл вывел закон распределения числа молекул газа по скоростям. Этот закон вызвал длительную дискуссию, длившуюся десятилетия вплоть до изготовления молекулярных насосов, позволивших произвести экспериментальную проверку закона. В 1878 году Больцман, как уже говорилось, применил понятие вероятности, введенное Максвеллом, и показал, что второй закон термодинамики также является следствием более глубоких статистических законов поведения большой совокупности частиц.