Śmierć cieplna wszechświata - Heat death of the universe

Część serii na
Kosmologia fizyczna
Wielki Wybuch  · Wszechświat Wiek wszechświata Chronologia wszechświata
Wczesny wszechświat Inflacja  · Nukleosynteza Tła Fala grawitacyjna (GWB) Kuchenka mikrofalowa (CMB)  · Neutrino (CNB)
Ekspansja  · Przyszłość Prawo Hubble'a  · Przesunięcie ku czerwieni Metryczna ekspansja przestrzeni Metryka FLRW  · równania Friedmanna Kosmologia niejednorodna Przyszłość rozszerzającego się wszechświata Ostateczny los wszechświata
Komponenty  · Struktura składniki Model Lambda-CDM Ciemna energia  · Ciemny płyn  · Ciemna materia Struktura Kształt wszechświata Włókno galaktyki  · Formacja galaktyki Duża grupa kwazarów Struktura na dużą skalę Rejonizacja  · Tworzenie struktur
Eksperymenty Inicjatywa Czarnej Dziury (BHI) Bumerang Kosmiczny Eksplorator Tła (COBE) Ankieta dotycząca ciemnej energii Projekt Illustris Obserwatorium kosmiczne Plancka Cyfrowy przegląd nieba Sloan (SDSS) Pomiar przesunięcia ku czerwieni galaktyki 2dF ("2dF") Sonda anizotropii mikrofalowej Wilkinson (WMAP)
Naukowcy Aaronson Alfven Alpher Bharadwaj Kopernik de Sitter Dicke Ehlers Einstein Ellis Friedmann Galileusz Gamów Guth Hawking Hubble Lemaître Mateusz Niuton Penrose Penzias Wcierać Schmidt Gładki Suntzeff Sunjajew Tołman Wilsona Zeldovich Lista kosmologów
Historia przedmiotu Odkrycie kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła Historia teorii Wielkiego Wybuchu Religijne interpretacje teorii Wielkiego Wybuchu Kalendarium teorii kosmologicznych
Kategoria  Portal astronomiczny
v T mi

Śmierć cieplna wszechświata (również znany jako Big Chill lub Big Freeze: ) jest hipoteza o ostatecznym losie wszechświata , który sugeruje, że wszechświat będzie ewoluować do stanu bez energia swobodna , a zatem nie jest w stanie podtrzymać procesy które zwiększają entropię . Śmierć cieplna nie oznacza żadnej szczególnej temperatury bezwzględnej ; wymaga jedynie, aby różnice temperatur lub inne procesy nie były już wykorzystywane do wykonywania pracy . W języku fizyki jest to moment, w którym wszechświat osiąga równowagę termodynamiczną .

Jeśli topologia wszechświata jest otwarta lub płaska , lub jeśli ciemna energia jest dodatnią stałą kosmologiczną (obie są zgodne z aktualnymi danymi), wszechświat będzie się rozszerzał w nieskończoność i oczekuje się, że nastąpi śmierć cieplna wraz z wszechświatem schłodzenie zbliża się do równowagi w bardzo niskiej temperaturze po bardzo długim okresie czasu.

Hipoteza śmierci cieplnej wywodzi się z idei Lorda Kelvina , który w latach 50. XIX wieku przyjął teorię ciepła jako mechanicznej utraty energii w przyrodzie (zawartej w dwóch pierwszych prawach termodynamiki ) i przeniósł ją na większe procesy na skalę uniwersalną.

Geneza pomysłu

Idea śmierci cieplnej wywodzi się z drugiej zasady termodynamiki , której jedna wersja mówi, że entropia ma tendencję do wzrostu w układzie izolowanym . Z tego wynika hipoteza, że ​​jeśli wszechświat będzie trwał wystarczająco długo, asymptotycznie zbliży się do stanu, w którym cała energia jest równomiernie rozłożona. Innymi słowy, zgodnie z tą hipotezą w przyrodzie istnieje tendencja do rozpraszania (przekształcania energii) energii mechanicznej (ruchu) w energię cieplną ; stąd, przez ekstrapolację, istnieje pogląd, że z czasem mechaniczny ruch wszechświata wyczerpie się, gdy praca zostanie przekształcona w ciepło z powodu drugiego prawa.

Przypuszczenie, że wszystkie ciała we wszechświecie ochładzają się, a w końcu stają się zbyt zimne, aby podtrzymywać życie, po raz pierwszy przedstawił francuski astronom Jean Sylvain Bailly w 1777 r. w jego pismach o historii astronomii i późniejszej korespondencji z Wolterem. . W opinii Bailly'ego wszystkie planety mają wewnętrzne ciepło i znajdują się obecnie na jakimś szczególnym etapie ochładzania. Na przykład Jowisz jest wciąż zbyt gorący, by mogło tam powstać życie przez tysiące lat, podczas gdy Księżyc jest już zbyt zimny. W tym ujęciu stan końcowy jest opisany jako stan „równowagi”, w którym ustaje wszelki ruch.

Pomysł śmierci cieplnej jako konsekwencja praw termodynamiki został jednak po raz pierwszy zaproponowany w luźnych terminach, począwszy od 1851 roku przez Lorda Kelvina (William Thomson), który dalej teoretyzował na temat poglądów na utratę energii mechanicznej Sadi Carnota (1824), Jamesa Joule (1843) i Rudolf Clausius (1850). Poglądy Thomsona zostały następnie rozwinięte w ciągu następnej dekady przez Hermanna von Helmholtza i Williama Rankine'a .

Historia

Idea śmierci cieplnej wszechświata wywodzi się z dyskusji nad zastosowaniem dwóch pierwszych praw termodynamiki do procesów uniwersalnych. W szczególności w 1851 roku Lord Kelvin przedstawił pogląd, oparty na ostatnich eksperymentach z dynamiczną teorią ciepła : „ciepło nie jest substancją, ale dynamiczną formą efektu mechanicznego, dostrzegamy, że musi istnieć równoważność między pracą mechaniczną a ciepło, jak między przyczyną a skutkiem.

Lord Kelvin zapoczątkował ideę uniwersalnej śmierci cieplnej w 1852 roku.

W 1852 Thomson opublikował On a Universal Tendency in Nature to the Dissipation of Mechanical Energy , w którym nakreślił podstawy drugiej zasady termodynamiki, podsumowane przez pogląd, że ruch mechaniczny i energia użyta do wytworzenia tego ruchu będą naturalnie miały tendencję do rozpraszania się. lub zaniedbany. Idee zawarte w tym artykule, w odniesieniu do ich zastosowania do wieku Słońca i dynamiki działania uniwersalnego, przyciągnęły takie osoby jak William Rankine i Hermann von Helmholtz. Podobno trójka z nich wymieniła się pomysłami na ten temat. W 1862 Thomson opublikował artykuł „O epoce ciepła słonecznego”, w którym powtórzył swoje fundamentalne przekonania o niezniszczalności energii ( pierwsze prawo ) i powszechnym rozpraszaniu energii (drugie prawo), prowadzące do dyfuzji energii. ciepło, ustanie użytecznego ruchu ( praca ) i wyczerpanie energii potencjalnej poprzez materialny wszechświat, wyjaśniając jednocześnie jego pogląd na konsekwencje dla wszechświata jako całości. Thomson napisał:

Rezultatem byłby nieuchronnie stan powszechnego spoczynku i śmierci, gdyby wszechświat był skończony i pozostawiony, by przestrzegał istniejących praw. Ale nie można wyobrazić sobie granicy zasięgu materii we wszechświecie; dlatego też nauka wskazuje raczej na nieskończony postęp, w nieskończonej przestrzeni, działania, które polega na przekształceniu energii potencjalnej w namacalny ruch, a tym samym w ciepło , niż na pojedynczy, skończony mechanizm, który działa jak zegar i zatrzymuje się na zawsze.

W latach, które nastąpiły po pracach Thomsona z 1852 i 1862, Helmholtz i Rankine przypisywali pomysł Thomsonowi, ale czytali dalej jego artykuły, publikując poglądy, w których twierdził, że wszechświat skończy się „ śmiercią cieplną ” (Helmholtz) który będzie „ końcem wszystkich zjawisk fizycznych ” (Rankine).

Aktualny stan

Propozycje dotyczące ostatecznego stanu wszechświata zależą od założeń dotyczących jego ostatecznego losu, a założenia te znacznie się różniły na przełomie XX i XXI wieku. W hipotetycznym „otwartym” lub „płaskim” wszechświecie, który rozszerza się w nieskończoność, oczekuje się, że w końcu nastąpi albo śmierć cieplna, albo Wielkie Rozdarcie . Jeśli stała kosmologiczna wynosi zero, wszechświat zbliży się do zera absolutnego w bardzo długiej skali czasu. Jeśli jednak stała kosmologiczna jest dodatnia , co wydaje się mieć miejsce w ostatnich obserwacjach ( nagroda Nobla 2011 ), temperatura osiągnie niezerową wartość dodatnią, a wszechświat zbliży się do stanu maksymalnej entropii, w którym nie będzie już praca jest możliwa.

Ramy czasowe dla śmierci cieplnej

Uważa się, że od Wielkiego Wybuchu do dnia dzisiejszego materia i ciemna materia we wszechświecie były skoncentrowane w gwiazdach , galaktykach i gromadach galaktyk i uważa się, że będą tak dobrze wyglądać w przyszłości. Dlatego wszechświat nie znajduje się w równowadze termodynamicznej , a przedmioty mogą wykonywać pracę fizyczną. ^:§VID Czas rozpadu supermasywnej czarnej dziury o masie około 1 galaktyki (10 ¹¹  mas Słońca ) z powodu promieniowania Hawkinga jest rzędu 10 ¹⁰⁰  lat, więc entropia może być wytwarzana przynajmniej do tego czasu. Przewiduje się, że niektóre duże czarne dziury we Wszechświecie będą nadal rosły, osiągając być może 10 ¹⁴ M _☉ podczas zapadania się supergromad galaktyk. Nawet one wyparowałyby w okresie do 10 ¹⁰⁶ lat. Po tym czasie wszechświat wchodzi w tak zwaną erę ciemności i oczekuje się, że składać się będzie głównie z rozrzedzonego gazu fotonów i leptonów . ^:VIA Gdy ^pozostanie tylko bardzo rozproszona materia, aktywność we wszechświecie dramatycznie się zatrzyma, przy niezwykle niskich poziomach energii i niezwykle długich skalach czasowych. Spekulując, możliwe jest, że wszechświat wejdzie w drugą epokę inflacyjną , lub zakładając, że obecny stan próżni jest fałszywą próżnią , próżnia może przejść w stan o niższej energii . ^:§VE Możliwe jest również, że produkcja entropii ustanie i wszechświat osiągnie śmierć cieplną. ^:§VID Inny wszechświat mógłby zostać stworzony przez losowe fluktuacje kwantowe lub tunelowanie kwantowe w ciągu mniej więcej lat. Sugeruje się, że w ciągu długich okresów spontaniczny spadek entropii może w końcu wystąpić dzięki twierdzeniu o powtarzalności Poincarégo , fluktuacjach termicznych i twierdzeniu o fluktuacji . Taki scenariusz został jednak opisany jako „wysoce spekulacyjny, prawdopodobnie błędny, [i] całkowicie nietestowalny”. Sean M. Carroll , pierwotnie zwolennik tego pomysłu, już go nie popiera. ${\ Displaystyle 10 ^ {10 ^ {10 ^ {56}}}}$

Przeciwstawne poglądy

Max Planck napisał, że wyrażenie „entropia wszechświata” nie ma żadnego znaczenia, ponieważ nie pozwala na dokładną definicję. Niedawno Walter Grandy pisze: „Dość zarozumiałe jest mówienie o entropii wszechświata, o której wciąż tak mało rozumiemy, i zastanawiamy się, jak można zdefiniować entropię termodynamiczną dla wszechświata i jego głównych składników, które nigdy nie były w równowadze. w całym swoim istnieniu." Według Tiszy : „Jeśli izolowany system nie jest w równowadze, nie możemy powiązać z nim entropii”. Buchdahl pisze o „całkowicie nieuzasadnionym założeniu, że wszechświat może być traktowany jako zamknięty układ termodynamiczny”. Według Gallavottiego : „… nie ma powszechnie akceptowanego pojęcia entropii dla systemów nierównowagowych, nawet w stanie stacjonarnym”. Omawiając ogólnie kwestię entropii dla stanów nierównowagowych, Lieb i Yngvason wyrażają swoje zdanie w następujący sposób: „Pomimo faktu, że większość fizyków wierzy w taką nierównowagową entropię, jak dotąd nie udało się jej zdefiniować w wyraźnie zadowalający sposób ”. Zdaniem Landsberga: „ Trzecim nieporozumieniem jest to, że termodynamikę, a w szczególności pojęcie entropii, można bez dalszych badań zastosować do całego wszechświata... Pytania te mają pewną fascynację, ale odpowiedzi są spekulacjami i kłamią. wykracza poza zakres tej książki”.

Analiza stanów entropii z 2010 r.: „Entropia ogólnego pola grawitacyjnego jest wciąż nieznana” i „entropia grawitacyjna jest trudna do oszacowania”. Analiza uwzględnia kilka możliwych założeń, które byłyby potrzebne do oszacowania i sugeruje, że obserwowalny wszechświat ma większą entropię niż wcześniej sądzono. Dzieje się tak, ponieważ z analizy wynika, że ​​supermasywne czarne dziury mają największy udział. Lee Smolin idzie dalej: „Od dawna wiadomo, że grawitacja jest ważna dla utrzymywania wszechświata poza stanem równowagi termicznej. Układy związane grawitacyjnie mają ujemne ciepło właściwe – to znaczy prędkości ich składników rosną, gdy energia jest usuwana. system nie ewoluuje w kierunku jednorodnego stanu równowagi. Zamiast tego staje się coraz bardziej zorganizowany i niejednorodny, ponieważ dzieli się na podsystemy”. Ten punkt widzenia jest również wspierany przez fakt niedawnego eksperymentalnego odkrycia stabilnego stanu ustalonego nierównowagi w stosunkowo prostym układzie zamkniętym. Należy się spodziewać, że izolowany układ pofragmentowany na podsystemy niekoniecznie dochodzi do równowagi termodynamicznej i pozostaje w stanie równowagi nierównowagowej. Entropia będzie przekazywana z jednego podsystemu do drugiego, ale jej produkcja będzie wynosić zero, co nie jest sprzeczne z drugą zasadą termodynamiki .

Zobacz też

Bibliografia