ту, а також про її передбачуваному оточенні, то це, мабуть, так і є. Ми вже говорили про те, що вона знаходиться в стані розширення. Виникла вона швидше за все в результаті вибухоподібну флуктуації в первинному вакуумі складної природи (або, можна сказати, в гіперміре) 15 або 20 мільярдів років тому. Астрономічні об'єкти - зірки, галактики - виникли на пізнішій стадії розширення з спочатку майже строго однорідної плазми. Однак по відношенню до далекого майбутнього питання залишається. Що чекає нас або наш світ? Настане рано чи пізно теплова смерть або ж цей висновок теорії з якихось причин хибний? В
2.2 В«ЗаВ» і В«протиВ» теорії теплової смерті
Багато видатні фізики (Л. Больцман, С. Арреніус та ін) категорично заперечували можливість теплової смерті. Разом з тим навіть і в наш час не менш великі вчені впевнені в її неминучості. Якщо говорити про супротивників, то, за винятком Больцмана, який звернув увагу на роль флуктуацій, їх аргументація була швидше емоційною. Лише в тридцяті роки нашого століття з'явилися серйозні міркування щодо термодинамічної майбутнього світу. Всі спроби вирішення термодинамічної парадоксу можна згрупувати відповідно з трьома основними ідеями, покладеними в їх основу:
1. Можна думати, що другий закон термодинаміки неточний або ж невірна його інтерпретація. p> 2. Другий закон вірний, але невірна або неповна система решти фізичних законів. p> 3. Всі закони вірні, але незастосовні до всього Всесвіту через якісь її особливостей.
В тій чи іншій мірі всі варіанти можуть бути використані і дійсно використовуються, хоча з різним успіхом, для спростування висновку про можливу теплової смерті Всесвіту в як завгодно віддаленому майбутньому. З приводу першого пункту зауважимо, що в В«термодинамікиВ» К.А. Путилова (М., Наука, 1981) наводиться 17 різних визначень ентропії, не всі з яких еквівалентні. Ми скажемо лише, що якщо мати на увазі статистичне визначення, що враховує наявність флуктуацій (Больцман), другий закон у формулюванні Клаузіуса і Томсона дійсно виявляється неточним. p> Закон зростання ентропії, виявляється, має не абсолютний характер. Прагнення до рівноваги підпорядковане імовірнісним законам. Ентропія отримала математичний вираз у вигляді ймовірності стану. Таким чином, після досягнення кінцевого стану, яке до цих пір передбачалося відповідним максимальної ентропії Smax, система буде перебувати в ньому більш тривалий час, ніж в інших станах, хоча останні неминуче будуть наступати через випадкових флуктуацій. При цьому великі відхилення від термодинамічної рівноваги будуть значно більш рідкісними, ніж невеликі. Насправді стан з максимальною ентропією досяжно тільки в ідеалі. Ейнштейн зазначив, що В«термодинамічна рівновага, строго кажучи, не існує В». Через флуктуацій ентропія буде коливатися в якихось невеликих межах, завжди нижче Smax. Її середнє значення буде відповідати больцманівських статистичному рівновазі. Таким чином, замість тепло...
