Энтропия, вероятность и Вселенная

Энтропия, вероятность и Вселенная... [c.162]

Вселенная, не имея границ ни в пространстве, ни во времени, обладает бесконечным множеством различных возможных состояний, причем в силу бесконечного разнообразия самой материи существует бесконечное число различных структур и частиц, взаимно превращающихся друг в друга. Развитие Вселенной происходит без стремления к какому-либо равновесному состоянию, поскольку невозможно исчерпать все возможные структурные формы, в которых может существовать Вселенная. Это означает, что для Вселенной в целом энтропия не имеет максимума, так что ни одно из состояний ее не является наиболее вероятным и, следовательно, не может быть какого-либо конечного состояния Вселенной, как это утверждает теория тепловой смерти Вселенной. Более того, так как каждый класс структур и частиц имеет свою энтропию, а общий запас энтропии во Вселенной бесконечен, вообще лишено смысла говорить о изменении энтропии всей Вселенной. [c.107]

Это утверждение Р. Клаузиуса убедительно опровергается современной космологией. Если учесть тяготение как неотъемлемое свойство Вселенной, то оказывается, что изотермное распределение энергии во Вселенной не является наиболее вероятным. Вселенная резко нестационарна, непрерывно расширяется, и почти однородное в начале расширения вещество под действием сил тяготения с течением времени распадается, образуя галактики, звезды, планеты. Эти процессы полностью соответствуют законам термодинамики (в результате их протекания энтропия возрастает) и осуществляются постоянно, так как являются свойством Вселенной. Поэтому максимум энтропии, к которому стремится Вселенная, оказывается недостижимым, и тепловая смерть Вселенной невозможна. [c.31]

Вселенная, не имея границ ни в пространстве, ни во времени, обладает бесконечным множеством различных возможных состояний поэтому даже за бесконечно большое время она не может пройти через все эти состояния, т. е. исчерпать их. Это означает, что для Вселенной в целом энтропия не имеет максимума, так что ни одно из состояний ее не является наиболее вероятным и, следовательно, не может быть какого-либо конечного состояния Вселенной, как это утверждает теория тепловой смерти Вселенной. [c.88]

В., но ошибочны и ранние попытки его опровержения. Связано это с тем, что не принимались во внимание существенные физ. факторы, и прежде всего тяготение. С учётом тяготения однородное изотермич. распределение в-ва не явл. наиболее вероятным и не соответствует максимуму энтропии. Наблюдения показывают, что Вселенная резко нестационарна. Она расширяется, и почти однородное в начале [c.744]

Флуктуации. После достижения равновесия в изолированной системе ее энтропия, считает Больцман, может незначительно отклоняться — флуктуировать — от своего максимального значения. Опираясь на флуктуационные представления, он предлагает первое научное решение проблемы тепловой смерти Вселенной Если представить себе Вселенную как механическую систему, состоящую из громадного числа составных частей и с громадной продолжительностью существования, так что размеры нашей системы неподвижных звезд ничтожны по сравнению с протяженностью Вселенной, и времена, которые мы называем эрами, ничтожны по сравнению с длительностью ее существования. Тогда во Вселенной, которая в общем везде находится в тепловом равновесии, т. е. мертва, то тут, то там должны существовать сравнительно небольшие области протяженности звездного пространства (назовем их единичными мирами), которые в течение сравнительно короткого времени эры значительно отклоняются от теплового равновесия... Если предположить, что Вселенная достаточно велика, то вероятность нахождения ее относительно малой части в любом заданном состоянии (удаленном, однако, от состояния теплового равновесия) может быть сколь угодно велика... Этот метод кажется мне единственным, при котором можно представить себе второе начало, тепловую смерть каждого единичного мира, без одностороннего изменения всей Вселенной от определенного начала к заключительному конечному состоянию . [c.87]

Кроме того, австрийский физик Л. Больцман на основе молекулярно-кинетической теории доказал, что закон возрастания энтропии — рассеяния энергии — неприменим к Вселенной еще и потому, что он справедлив лишь для статистических систем, то есть систем, состоящих из большого числа хаотически движущихся частиц, поведение которых подчиняется законам теории вероятностей. Возрастание энтропии таких систем указывает лишь наиболее вероятное направление протекания процессов и не исключается — более того, с необходимостью предполагается — возможность маловероятных событий — флуктуаций, когда энтропия уменьшается. [c.10]

Статистический характер второго закона термодинамики выражается в том, что наблюдаемый нами переход тепла от тел, более нагретых, к менее нагретым, сопровождающийся ростом энтропии этих тел, является лишь наиболее вероятным, а не абсолютно необходимым. Следовательно, явления в микромире, а вместе с тем и явления в громадных пространствах вселенной, где вещество сильно разрежено, а температуры низки, могут происходить иначе и сопровождаться не увеличением, а уменьшением энтропии системы. Таким образом, процессы во вселенной идут не от. начала к концу , а происходили и будут происходить вечно. [c.49]

Мы знаем, что для двух спиновых систем, находящихся в тепловом контакте, функция 1п 1 2 очень резко изменяется при перераспределении энергии между резервуаром и системой. Вероятность наступления заметной флуктуации величины аоб за время существования Вселенной пренебрежимо мала. Если исключить ненаблюдаемые флуктуации, то величина аоб остается постоянной и практически равной величине энтропии. [c.61]

Тезис Клаузиуса не был принят материалистической наукой, потому что нельзя распространять выводы об изолированной системе на Вселенную, которая бесконечна. Кроме того, исследования тепловых процессов с точки зрения строения вещества показывают (работы Больцмана, Смолуховского и других ученых), что рост энтропии системы не является обязательным, а только наиболее вероятным результатом и относится к телам, состоящим из громадного числа молекул. Те же процессы в необъятных пространствах Вселенной могут протекать и иначе, чем в земных условиях, и сопровождаться не ростом, а уменьшением энтропии системы. [c.62]

Пятьдесят лет назад считалось общепринятым, что энтропия Вселенной возрастает, и это вполне может оказаться справедливым. Здесь мы сталкиваемся с одним из аспектов космологической проблемы. В модели Большого взрыва ( Big Bang ), т. е. модели расширяющейся Вселенной, предполагается, что в наше время энтропия возрастает. Если в последующем Вселенная начнет сжиматься, то энтропия, вероятно, будет уменьшаться. [c.63]

Против флуктуационной гипотезы Больцмана был выдвинут ряд возражений. Одним из них является исчезающе малая вероятность сколько-нибудь больших флуктуаций. Ни концепция тепловой смерти , ни флуктуационная гипотеза не учитывали специфики Вселенной как гравитирующей системы. В то время как для идеального газа наиболее вероятным является равномерное распределение частиц в пространстве, в системе гравитирующих частиц однородное распределение не соответствует максимальной энтропии. Образование звезд и галактик из равномерного распределения вещества происходит не вследствие флуктуаций, а является естественным процессом, идущим с ростом энтропии. [c.84]

Отсюда следует, что второй закон термодинамики, устанавливающий рассмотренный здесь рост энтропии, не может считаться абсолютным и распространение его на все явления Вселенной, из которых многие нам пока еще неизвестны, незаконно. Действительно, развитая трудами ряда ученых статистическая механика, рассматривающая явления, лроисходящиев телах, как результат движения и взаимодействия отдельных молекул, устанавливает, что второй закон термодинамики и выведенные из него следствия, в частности возрастание энтропии в изолированной системе, не являются абсолютным законом, а указывают лишь на наиболее вероятное протекание явлений. Правда, вероятность именно такого результата настолько вел1 ка, что по расчету может пройти много миллионов лет, пока в телах обычных размеров удастся хотя бы па короткий момент заметить малейшие отклонения от закона роста энтропии, но в телах очень малых размеров, состоящих из небольшого числа молекул или находящихся в необычных для нас условиях, такие отклонения уже могут стать вполне реальными. [c.103]

В этой же работе Больцман делает расчет вероятностей различных состояний системы и доказывает, что наиболее вероятным состоянием является то, при котором энтропия ее достигает максимума доказывает, что при всяком взаимодействии реальных газов (диффузия, теплопроводность и т. д.) отдельные молекулы вступают во взаимодействие в согласии с законами теории вероят ностей... и заключает <аВторое начало оказывается, таким образом, вероятностным законом . Отсюда следует, что второе начало, будучи статистическим законом, неприменимо к Вселенной, тела которой движутся ке хаотично, а каждое по своим динамическим законам а кроме того, что второе начало может нарушаться тем чаще, чем меньше частиц в системе и чем меньше их скорости. [c.165]

Вместе с тем в масштабах безграничной Вселенной на отдельных ее участках вполне вероятны весьма мощные флюктуации энтропии. На этих участках естественными и само произ1вольными будут те яродессы, которые сопровождаются не ростом, а уменьшением энтропии. [c.82]

АДИАБАТИЧЕСКИЕ ФЛУКТУАЦИИ в космологии — один из возможных типов малых нарушений однородности Вселенной, цривлекаемых для объяснения происхождения её наблюдаемой структуры галактик, а также групп, скоплений и сверхскопле-ний галактик. А. ф. присутствуют, вероятно, уже на самых ранних стадиях эволюции Вселенной — вблизи космологич. сингулярности (см. Сингулярность космологическая). Они представляют собой неоднородности плотности и потенц. возмущения скорости п-ва, к-рые нарушают однородное и изотропное расширение Вселенной и, нарастая под действием сил тяготения, приводят к образованию гравитационно обособленных космич. тел. А. ф. сохраняют уд. энтропию строго неизменной по пространству — отсюда их название (см. Адиабатический процесс). Постоянство уд. энтропии является, согласно совр. теориям (см. Варион-ная асимметрия Вселенной), одним из важнейших свойств ранней Вселенной. [c.26]

Наиболее видным представителем этого направления следует считать Л. Больцмана, который дал статистическое толкование второму началу термодинамики. Л. Больцман рассматривает вселенную как механическую систему, состоящую из огромного числа частиц и существующую неизмеримо долго. В этой оистеме наиболее вероятным является состояние равновесия и. как его следствие, смерть. Менее вероятны, но принципиально возможны случаи, когда в отдельных областях системы возникают неравновесные состояния. Таюие вспышки жизни возникают в различных областях вселенной и в разное время. В любой момент имеются области, в которых разгорается жизнь и в которых она затухает. Мы живем в области вселенной, где происходит замирание жизни, поэтому для наших условий характерно возрастание энтропии. В друпих областях, где имеет место вспышка, наблюдается противоположная картина — там энтропия должна уменьшаться. [c.141]

Стоит отметить, что из этого только что доказанного нами предложения подчас без достаточных оснований делаются далеко идущие выводы, да и самому предложению даются формулировки расплывчатые и в своей неотчетливости явно преувеличенные. Так, говорится о том, что в результате теплового взаимодействия тел запас энтропии во вселенной должен непрестанно увеличиваться. Говорится и так, что энтропия системы, предоставленной самой себе , должна увеличиваться непрестанно при этом иногда, считаясь с вероятностным обоснованием термодинамики, этому утверждению стремятся придать не безусловный, аподиктический, а вероятностный, статистический характер (энтропия с подавляющей вероятностью увеличивается) эта последняя формулировка непригодна уже потому, что энтропия, как мы видели, для изолированной системы является термодинамической, а не фазовой функцией, т. е. вовсе не может считаться случайной величиной если Е и все А., остаются неизменными, то и энтропия не изменяет своего значения меняя же надлежащим образом эти аргументы, мы можем по произволу заставить энтропию увеличиваться или уменьшаться. Правда, некоторые авторы ) пытаются расширить определение энтропии, понимая ее как фазовую функцию, могущую, следовательно, при одних и тех же значениях термодинамических переменных принимать различные значения в зависимости от фазы при этом стремятся доказать, что так понимаемая энтропия (при неизменных значениях Е и А.,) должна с подавляющей вероятностью возрастать однако, не говоря уже о том, что такое доказательство до сих пор никому не удалось и вряд ли может удасться, совершенно не видно, какое значение могло бы иметь для термодинамики это ad ho придуманное расширение понятия энтропии. [c.93]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...