Концепции современного естествознания

Очевидно, что критическое значение плотности определяется темпом расширения и выражается через параметр Хаббла. По современным данным, средняя плотность всех видов материи (включая скрытую массу) в наблюдаемой Вселенной близка к критической.

В соответствии с фридмановскими решениями можно рассчитать ход изменения плотности и температуры как в будущее, так и в прошлое. Пользуясь этими расчетами, Г. Гамов предсказал, что современная Вселенная должна быть заполнена электромагнитным излучением с температурой около 6 градусов. Хотя действительное обнаружение реликтового 3-градусного излучения произошло случайно, в принципе его существование ожидалось.

Вопрос о строении Вселенной в очень больших масштабах дополняется вопросом о свойствах Вселенной на очень ранней стадии ее эволюции. Неопределенность в ответе на этот вопрос отчасти связана с тем, что неизвестны свойства материи при огромных плотностях, на много порядков превышающих ядерную, и с бесконечными значениями всех физических величин: плотности энергии, давления, напряженности гравитационного поля и т. д. Состояние, характеризуемое такими значениями, называют сингулярностью. Для его изучения классические понятия длины и времени не применимы. Это область квантовой космологии.

ВЫВОДЫ

Наиболее распространенными объектами окружающего нас материального мира являются звезды -- небесные тела, подобные нашему Солнцу и находящиеся в состоянии плазмы. Некоторые из звезд имеют обращающиеся вокруг них планетные системы, подобные Солнечной системе. Земля является макротелом астрономического масштаба, одной из девяти планет обращающихся вокруг звезды -- Солнца.

Солнце, звезды и звездные скопления, наблюдаемые на небе, образуют систему, которую мы называем нашей Галактикой. Галактика (греч. galaktikos -- млечный, молочный) -- наша звездная система, включающая в себя звезды Млечного Пути -- 2 * 1011 звезд, в том числе Солнце со всеми планетами. В начале XX в. было доказано, что некоторые туманные пятна, видимые в телескоп в разных участках неба, находятся вне нашей Галактики и представляют собой другие галактики.

Галактики имеют тенденцию располагаться по границам гигантских ячеек. Ячеистая структура распределения галактик является наиболее крупной структурой Метагалактики -- видимой части Вселенной. Система галактик и их скоплений называется Метагалактикой.

Вселенная -- весь материальный мир, безграничный в пространстве, развивающийся во времени, окружающий нас и познаваемый нами. Всеобъемлющая Вселенная -- это вся материя в целом, взятая во всем ее потенциально возможном пространственно-временном структурном многообразии как совокупное множество всех потенциально возможных материальных миров.

Космос (от греч. kosmos -- строй, порядок, мир) -- синоним астрономического определения Вселенной; часто выделяют так называемый ближний космос -- межпланетную и околоземную среду, исследуемую при помощи космических метательных аппаратов, а также дальний космос -- мир звезд и галактик.

Вопросы для контроля знаний

Какие закономерности обнаружены в строении, движении и свойствах Солнечной системы?

Каковы основные параметры, определяющие свойства звезд?

Как распределены галактики во Вселенной?

Чем отличаются понятия "Метагалактика" и "Вселенная"?

Как соотносятся между собой понятия "мир", "космос", "Вселенная"?

Как можно истолковать такое высказывание: "Вселенная, в которой мы живем, безгранична, но конечна"?

Можно ли считать Солнечную систему единственной планетной системой?

Какова структура Солнечной системы?

Назовите большие планеты Солнечной системы.

Какая из планет расположена наиболее близко к Солнцу?

Какие из планет земной группы имеют атмосферу?

В чем отличия атмосферы Земли от атмосферы других планет?

11. ХАРАКТЕР ЕСТЕСТВЕН НОН АУЧ Н ЫХ ЗАКОНОМЕРНОСТЕЙ ПРИРОДЫ

О сколько нам открытий чудных

Готовят просвещенъя дух

И опыт, сын ошибок трудных,

И гений, парадоксов друг,

И случай, бог-изобретатель.

А. С. Пушкин

11.1 Детерминизм процессов природы

Детерминизм в современной науке определяется как учение о всеобщей, закономерной связи явлений и процессов окружающего мира. Наличие таких связей является доказательством материального единства мира и существования в мире общих закономерностей. Очень часто детерминизм отождествляется с причинностью, но такой взгляд нельзя считать правильным хотя бы потому, что причинность выступает как одна из форм проявления детерминизма.

Законы, с которыми имеет дело классическая механика, имеют универсальный характер, т. е. они относятся ко всем без исключения изучаемым объектам природы. Отличительная особенность такого рода законов состоит в том, что предсказания, полученные на их основе, имеют достоверный и однозначный характер. Наиболее ярко они проявились после того как на основе закона всемирного тяготения, изложенного И. Ньютоном в 1671 г. в "Математических началах натуральной философии" и законов механики возникла небесная механика. На основе законов небесной механики были вычислены отклонения в движении Урана, вызванные возмущающим влиянием неизвестной тогда планеты. Определив величину возмущения, независимо друг от друга по законам механики положение неизвестной планеты рассчитали Д. Адамc и У. Леверье. Всего на угловом расстоянии в 1° от рассчитанного ими положения И. Галле обнаружил планету Нептун. Открытие Нептуна, сделанное на кончике пера, как отметил Ф. Энгельс, блестяще подтвердило справедливость законов небесной механики и наличие в природе однозначных причинных связей. Это позволило французскому механику П. Лапласу сказать: дайте мне начальные условия, и я, с помощью законов механики, предскажу дальнейшее развитие событий. Это вошло в историю как лапласовый, или механистический детерминизм, который допускает однозначные причинные связи в явлениях природы.

Наряду с ними в науке с середины XIX в. стали все шире применяться законы другого типа. Их предсказания не являются однозначными, а являются только вероятностными. Вероятностными они называются потому, что заключения, основанные на них, не следует логически из имеющейся информации, а потому не являются достоверными и однозначными. Информация при этом носит статистический характер, законы, выражающие эти процессы, называют статистическими законами, и этот термин получил в науке большое распространение.

В классической науке статистические законы не признавали подлинными законами, так как ученые в прошлом предполагали, что за ними должны стоять такие же универсальные законы, как закон всемирного тяготения Ньютона, который считался образцом детерминистического закона, поскольку он обеспечивает точные и достоверные предсказания приливов и отливов, солнечных и лунных затмений и других явлений природы. Статистические же законы признавались в качестве удобных вспомогательных средств исследования, дающих возможность представить в компактной и удобной форме всю имеющуюся информацию о каком-либо предмете исследования. Подлинными законами считались именно детерминистические законы, обеспечивающие точные и достоверные предсказания. Эта терминология сохранилась до настоящего времени, когда статистические, или вероятностные, законы квалифицируются как индетерминистические, с чем вряд ли можно согласиться.

Отношение к статистическим законам принципиально изменилось после открытия законов квантовой механики, предсказания которых имеют существенно вероятностный характер.

Таким образом, исторически детерминизм выступает в двух следующих формах:

лапласовый, или механистический, детерминизм, в основе которого лежат универсальные законы классической физики;

вероятностный детерминизм, опирающийся на статистические законы и законы квантовой физики.

В динамических теориях явления природы подчиняются однозначным (динамическим) закономерностям, а статистические теории основаны на объяснении процессов вероятностными (статистическими) закономерностями. К динамическим теориям относятся классическая механика (создана в XVII-XVIII вв.), механика сплошных сред, т. е. гидродинамика (XVIII в.), теория упругости (начало ХГХ в.), классическая термодинамика (XIX а), электродинамика (XIX в.), специальная и общая теория относительности (начало XX в). К статистическим теориям относятся статистическая механика (вторая половина XIX в.), микроскопическая электродинамика (начало XX в.), квантовая механика (первая треть XX в.). Таким образом, XIX столетие получается столетием динамических теорий; XX столетие -- столетием статистических теорий. Значит, динамические теории соответствовали первому этапу в процессе познания природы человеком, тогда как на следующем этапе главную роль стали играть статистические теории.

В современной концепции детерминизма органически сочетаются необходимость и случайность. Признание самостоятельности статистических, или вероятностных, законов, отображающих существование случайных событий в мире, дополняет прежнюю картину строго детерминистического мира. В результате в новой современной картине мира необходимость и случайность выступают как взаимосвязанные и дополняющие друг друга аспекты объяснения окружающего мира.

Рассматривая проблему соотношения между динамическими и статистическими закономерностями, современная наука исходит из концепции примата статистических закономерностей. Не только динамические, но и статистические законы выражают объективные причинно-следственные связи. Более того, именно статистические закономерности являются фундаментальными, более глубокими по сравнению с динамическими закономерностями, они ярче выражают указанные связи.

Современную концепцию детерминизма можно сформулировать следующим образом: динамические законы представляют собой первый, низший этап в процессе познания окружающего мира; статистические же законы более совершенно отображают объективные связи в природе: они являются следующим, более высоким этапом познания.

В качестве примера динамических законов можно назвать закон Ома, выражающий зависимость сопротивления от его состава, площади поперечного сечения и длины. Этот закон охватывает множество различных проводников и действует в каждом отдельном проводнике, входящем в это множество.

Статистический характер имеет, например, взаимосвязь изменений давления газа и его объема при постоянной температуре, выявленная Бойлем и Мариоттом. Данная закономерность имеет место лишь в массе хаотически перемещающихся молекул, составляющих тот или иной объем газа. Статистическими являются законы квантовой механики, касающиеся движения микрочастиц; они не в состоянии определить движение каждой отдельной частицы, но определяют движение группы, того или иного множества.

В отличие от динамических законов, статистические законы не позволяют точно предсказать наступление или ненаступление того или иного конкретного явления, направление и характер изменения тех или иных его характеристик. На основе статистических закономерностей можно определить лишь степень вероятности возникновения или изменения соответствующего явления. Динамические теории не противостоят статистическим, а включаются в рамки последних как предельный случай. Это хорошо видно на примере классической механики, которую можно рассматривать как предельный случай квантовой механики.

Таким образом, согласно современной научной концепции, можно говорить о всеобщности, универсальности вероятностного подхода. Это означает, в частности, что деление фундаментальных теорий на динамические и статистические является, строго говоря, условным. Фактически все фундаментальные теории должны рассматриваться как статистические. Например, классическую механику с полным основанием следует считать статистической теорией, так как лежащий в ее основе принцип наименьшего действия имеет вероятностную природу, потому что, согласно принципу минимума энергии, состояние с наименьшей энергией оказывается наиболее вероятным.

Методологические вопросы современной физики органически связаны с вопросами материалистической диалектики. Развитие современной физики основано на диалектике необходимого и случайного, сохранения и изменения, единичного и общего и т. д. Современная физика пришла к выводу о фундаментальности вероятностных закономерностей. Наука рассматривает два основных типа причинно-следственных связей и соответственно два типа закономерностей--динамические и статистические. Изучение истории возникновения фундаментальных физических теорий позволяет сделать вывод, что динамические теории соответствовали первому этапу в процессе познания природы человеком, тогда как на следующем этапе главную роль стали играть статистические теории. Наиболее ярко сочетание этих концепций детерминизма в познании природных явлений проявилось при изучении термодинамических процессов и явлений. Рассмотрим основные концепции этих методов в применении к термодинамике.

11.2 Термодинамика и концепция необратимости

Человек может сделать путь великим, не путь делает великим человека.

Конфуций

История открытия закона сохранения и превращения энергии привела к изучению тепловых явлений в двух направлениях:

термодинамическом, изучающем тепловые процессы без учета молекулярного строения вещества, и молекулярно-кинетичес-ком, исследующем тепловые явления как результат совместного действия огромной совокупности движущихся частиц, из которых состоит вещество. Термодинамика возникла из обобщения многочисленных фактов, описывающих явления передачи, распространения и превращения тепла. Молекулярно-кинетическое направление характеризуется рассмотрением различных макропроявлений систем как результат суммарного действия огромной совокупности хаотически движущихся молекул. При этом молекулярно-кинетическая теория использует статистический метод, интересуясь не движением отдельных молекул, а только средними величинами, которые характеризуют движение огромной совокупности частиц. Отсюда другое ее название -- статистическая физика. Оформившись к середине XX в., оба эти направления подходят к рассмотрению изучения состояния вещества с различных точек зрения и дополняют друг друга, образуя одно целое.

Работа Д. Джоуля, Ю. Майера и других установили так называемое первое начало термодинамики. Р. Клаузиус первым высказал мысль об эквивалентности работы и количества теплоты как о первом начале термодинамики. Всякое тело имеет внутреннюю энергию, которую Клаузиус назвал "теплом содержащимся в теле" (U) в отличие от "тепла, сообщенного телу" (Q). Величину U можно увеличить двумя эквивалентными способами -- произведя над телом механическую работу (А) или сообщая ему количество теплоты (Q).

Общепризнанным является тот факт, что распространение тепла представляет собой необратимый процесс и тепло передается от горячего тела к холодному, а не наоборот. Важной концепцией термодинамики является то, что Клаузиус определил, что при работе тепловой машины не все количество теплоты, взятое у нагревателя, передается холодильнику. Часть этой теплоты превращается в работу, совершаемую машиной (рис. 11.1). Клаузиус показал, что объяснение превращения теплоты в работу основывается еще на одном принципе, сформулированном С. Карно, утверждающим, что в любом непрерывном процессе превращения теплоты от горячего нагревателя в работу непременно должна происходить отдача теплоты холодильнику. Совершаемая при этом тепловая работа (А) оценивается коэффициентом полезного действия () следующим образом: = A/Q1, где Q -- количество теплоты, переданное нагреванием. Максимальный коэффициент полезного действия имеет идеальная тепловая машина, работающая по циклу Карно, коэффициент полезного действия которой определяется как

где Т1 -- абсолютная температура нагревателя; Т2 -- абсолютная температура холодильника.



Таким образом, имеет место общее свойство теплоты, заключающееся в том, что теплота "всегда обнаруживает тенденцию к уравниванию температурной разницы путем перехода от теплых тел к холодным". Это положение Клаузиус предложил назвать "вторым основным положением механической теории теплоты", и в современную науку оно вошло как второе начало термодинамики.

Все эти многочисленные факты и нашли свое обобщение и теоретическое объяснение в законах классической термодинамики:

Если к системе подводить тепло Q и над ней производить работу А, то энергия системы возрастает до величины U:

U = = Q + А.

Эту энергию U называют внутренней энергией системы.

Невозможно осуществить процесс, единственным результатом которого было бы превращение тепла в работу при постоянной температуре, т. е. тепло не может перетечь самопроизвольно от холодного тела к горячему.

В первом законе речь идет о сохранении энергии, во-втором-- о невозможности производства работы исключительно за счет изъятия тепла из одного резервуара при постоянной температуре, т. е. о направлении тепловых процессов в природе.

В 1865 г. немецкий физик Рудольф Клаузиус для формулировки второго закона термодинамики ввел новое понятие -- "энтропия" (от греч. entropia -- поворот, превращение). Клаузиус рассчитал, что существует некоторая величина S, которая подобно энергии, давлению, температуре характеризует состояние газа. Когда к газу подводится некоторое количество теплоты, AQ, то энтропия S возрастает на величину, равную AS = AQ/T.

В течение длительного времени ученые не делали различий между теплотой и температурой. Однако ряд явлений указывал на то, что эти понятия следует различать. Например, при плавлении кристаллического тела теплота расходуется, а температура тела не изменяется в процессе плавления. После введения Клаузиусом понятия энтропии стало понятно, где пролегает граница четкого различия 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, как и температура, 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 состоянием системы.

Было также показано, что изменение энтропии в случае обратимых процессов не происходит, т. е. AS = 0. Значит, энтропия изолированной системы в случае обратимых процессов постоянна. При необратимых процессах получаем закон возрастания энтропии: S > 0.

Для описания термодинамических процессов первого закона термодинамики оказывается недостаточно, ибо первое начало термодинамики не позволяет определить направление протекания процессов в природе. Тот факт, что энтропия изолированной системы не может убывать, а только возрастает и достигает максимального значения в равновесном состоянии, является отражением того, что в природе возможны процессы, протекающие только в одном направлении -- в направлении передачи тепла от более горячих тел менее горячим.

Физический смысл энтропии и само понятие энтропии введено в физическую теорию, чтобы отличать в случае изолированных систем обратимые процессы, при которых энтропия максимальна и постоянна от необратимых процессов, когда энтропия возрастает.

Благодаря работам австрийского физика Людвига Больцма-на, это отличие было сведено с макроскопического уровня на микроскопический. Состояние макроскопического тела (системы), заданное с помощью макропараметров (параметров, которые могут быть измерены макроприборами, -- давление, температура, объем и другие макроскопические величины, характеризующие 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 возможных различных микросостояний, соответствующих данному макросостоянию, называют термодинамической вероятностью W макросостояния.

Больцман первым увидел связь между энтропией и вероятностью и связал их. В 1906 году Макс Планк вывел формулу, выражающую основную мысль Больцмана об интерпретации энтропии как логарифма вероятности состояния системы: S = k In W. Коэффициент пропорциональности к рассчитан Планком и назван им постоянной Больцмана. Формула: "S = к ln W" выгравирована на памятнике Больцману на кладбище в Вене.

Таким образом, энтропия изолированной системы при протекании необратимых процессов возрастает, ибо система, предоставленная самой себе, переходит из менее вероятного состояния в более вероятное. Энтропия системы, находящейся в равновесном состоянии, максимальная и постоянная (S = 0).

Идея Больцмана о вероятностном поведении отдельных молекул явилась развитием нового подхода при описании систем, состоящих из огромного числа частиц, впервые высказанного Д. Максвеллом. Он ввел для описания случайного характера поведения молекул понятие вероятности, вероятностный (статистический) закон. В дальнейшем Больцман также показал, что второй закон термодинамики также является следствием более глубоких статистических законов поведения большой совокупности частиц. Он же интерпретировал понятие энтропии в терминах изменения порядка в системе. Когда энтропия системы возрастает, то соответственно усиливается беспорядок в системе, т. е. энтропия выражает меру беспорядка системы. В таком случае второй закон термодинамики постулирует: энтропия замкнутой системы, т. е. системы, которая не обменивается с окружением ни энергией, ни веществом, постоянно возрастает. А это означает, что такие системы эволюционируют в сторону увеличения в них беспорядка, хаоса и дезорганизации, пока не достигнут точки термодинамического равновесия, в которой всякое производство работы становится невозможным.

Поскольку об изменении системы в классической термодинамике мы можем судить по увеличению их энтропии, то последняя и выступает в качестве своеобразной стрелы времени. Термодинамика впервые ввела в физику понятие времени в весьма своеобразной форме, а именно необратимого процесса возрастания энтропии в системе. Чем выше энтропия системы, тем больший временной промежуток прошла система в своей эволюции. Такое понятие о времени и особенно об эволюции системы в термодинамике коренным образом отличается от понятия времени и эволюции, которое лежало в основе эволюционной теории Дарвина. В то время как в дарвиновской теории происхождения новых видов растений и животных путем естественного отбора эволюция направлена на выживание более совершенных организмов и усложнение их организации, в термодинамике эволюция связывалась с дезорганизацией систем. В таком случае становилось непонятным, каким образом из неживой природы, системы которой имеют тенденцию к дезорганизации, могла появиться когда-либо живая природа, где системы, напротив, стремятся к совершенствованию и усложнению своей организации. Все это показало, что результаты исследования классической термодинамики находились в явном противоречии с тем, что было хорошо известно из других направлений науки. Это противоречие оставалось неразрешенным вплоть до 60-х годов XX в., пока не появилась новая, неравновесная термодинамика, которая опирается на концепцию необратимых процессов, рассматриваемых нами в 20-й главе.

11.3 Проблема "тепловой смерти Вселенной"

Ограничение области знания лишь небольшой группой людей ослабляет философский дух народа и ведет к духовному обнищанию.

А. Эйнштейн

Классическая термодинамика оказалась не способной решить и космологические проблемы характера протекания процессов, происходящих во Вселенной. Уильям Томпсон экстраполировал принцип возрастания энтропии на крупномасштабные процессы, протекающие в природе. На основе этого Р. Клаузиус распространил этот принцип на Вселенную в целом, что привело его к гипотезе о "тепловой смерти Вселенной". Все физические процессы, согласно второму началу термодинамики, протекают в направлении передачи тепла от более горячих тел к менее горячим. Это означает, что медленно, но верно идет процесс выравнивания температуры во Вселенной. Следовательно, будущее вырисовывается перед нами в достаточно трагических тонах:

ожидается исчезновение температурных различий в природе и превращение всей мировой энергии в теплоту, равномерно распределенную во Вселенной. Отсюда Клаузиус выдвинул два постулата:

Энергия Вселенной всегда постоянна.

Энтропия Вселенной всегда растет к максимуму.

Если принять второй постулат, то необходимо признать, что процессы во Вселенной направлены в сторону достижения состояния термодинамического равновесия, соответствующего максимуму энтропии, а следовательно, состояния, характеризуемого наибольшей степенью хаоса, беспорядка и дезорганизации. В таком случае во Вселенной наступит тепловая смерть и никакой полезной работы в ней произвести будет нельзя.

Вытекающий отсюда вывод о грядущей тепловой смерти Вселенной, означает прекращение каких-либо физических процессов вследствие перехода Вселенной в равновесное состояние с максимальной энтропией. На протяжении всего дальнейшего развития этот вывод привлекает внимание ученых, ибо затрагивает не только глубинные проблемы чисто научного характера, но также философско-мировоззренческие аспекты, указывающие определенную верхнюю границу возможного существования человечества. Такие мрачные прогнозы встретили критику со стороны ряда выдающихся ученых. Однако в середине XIX в. мало было научных аргументов для опровержения мнения Р. Клаузиуса. Только единицы догадывались, что понятие закрытой, или изолированной, системы является далеко идущей абстракцией, не отражающей реальный характер систем, которые встречаются в природе.

С научной точки зрения возникают проблемы правомерности следующих экстраполяций, высказанных Клаузиусом:

Вселенная рассматривается как замкнутая система.

Эволюция мира может быть описана как смена его состояний.

Для мира как целого состояние с максимальной энтропией имеет смысл, как и для любой конечной системы.

Проблемы эти представляют несомненную трудность и для современной физической теории. Решение их следует искать в общей теории относительности и развивающейся на ее основе современной космологии. Многие теоретики считают, что в общей теории относительности мир как целое должен рассматриваться не как замкнутая система, а как система, находящаяся в переменном гравитационном поле. В связи с этим применение закона возрастания энтропии не приводит к выводу о необходимости в нем статистического равновесия.

Проблему будущего развития Вселенной пытался разрешить и Больцман, применивший к замкнутой Вселенной понятие флуктуации. Под флуктуацией какой-то физической величины понимается отклонение истинного значения данной величины от ее среднего значения, обусловленного, например, хаотическим тепловым движением частиц системы. Больцман принял ограничение Максвелла, согласно которому для небольшого числа частиц второе начало термодинамики не должно применяться, ибо в случае небольшого числа молекул нельзя говорить о состоянии равновесия системы. При этом он использует это ограничение для Вселенной, рассматривая видимую часть Вселенной как небольшую область бесконечной Вселенной. Для такой небольшой области допустимы небольшие флуктуационные отклонения от равновесия, благодаря чему в целом исчезает необратимая эволюция Вселенной в направлении к хаосу.

К сожалению, мечта Больцмана не сбылась в полной мере. Ему не удалось найти ключ к объединению динамики и второго начала термодинамики, а предлагаемая флуктуационная модель эволюции Вселенной имела всего лишь характер гипотезы. Скептическое отношение многих ученых к атомистической теории Больцмана (сам он был убежден в том, что отстаиваемое им учение об атомах завоюет признание через много десятков лет), трудности с определением роли второго начала термодинамики в системе естествознания, а возможно, и ряд других причин привели этого замечательного ученого к трагическому концу. В 1906 году он покончил жизнь самоубийством.

XX век вносит коррективы в изучение проблем эволюции Вселенной. Формируется новое междисциплинарное направление -- синергетика, и на его основе возникает теория самоорганизации сложных систем. В отличие от закрытых, или изолированных, реальными системами в природе являются открытые системы. Они обмениваются с окружающей средой энергией, веществом и информацией. Опыт и практическая деятельность свидетельствовали, что понятие закрытой, или изолированной, системы представляет собой далеко идущую абстракцию и потому она слишком упрощает и углубляет действительность, поскольку в ней трудно или даже невозможно найти системы, которые бы не взаимодействовали с окружающей средой. Поэтому в новой термодинамике место закрытой изолированной системы заняло принципиально иное фундаментальное понятие открытой системы, которая способна обмениваться с окружающей средой веществом, энергией и информацией.

Открытая система не может быть равновесной, потому что ее функционирование требует непрерывного поступления из внешней среды энергии или вещества, богатого энергией. В результате такого взаимодействия система, как указывал Эрвин Шредингер, извлекает порядок из окружающей среды и тем самым вносит беспорядок в эту среду. В открытых системах также производится энтропия, поскольку в них происходят необратимые процессы, но энтропия в этих системах не накапливается, как в закрытых системах, а выводится в окружающую среду. Поскольку энтропия характеризует степень беспорядка в системе, постольку можно сказать, что открытые системы живут за счет заимствования энергии или вещества из внешней среды. Очевидно, что с поступлением новой энергии или вещества неравновесность в системе возрастает. В конечном счете прежняя взаимосвязь между элементами системы, которая определяет ее структуру, разрушается. Между элементами системы возникают новые связи, которые приводят к кооперативным процессам, т. е. к коллективному поведению ее элементов. Так, схематически могут быть охарактеризованы процессы самоорганизации открытых систем.

Как отмечает основоположник теории самоорганизации И. Р. Пригожин, переход от термодинамики равновесных состояний к термодинамике неравновесных процессов, несомненно, знаменует прогресс в развитии ряда областей науки.

ВЫВОДЫ

1. Детерминизм -- это учение о всеобщей закономерной связи явлений и процессов в окружающем мире. Причинность является одной из форм проявления детерминизма. Исторически в науке сложились два основных типа причинно-следственных связей и соответственно два типа закономерностей -- динами ческие и статистические (вероятностные).

2. Современную концепцию детерминизма можно сформиро вать следующим образом: динамические законы представляют собой первый, низший этап в процессе познания окружающего нас мира; статистические законы более совершенно отображают объективные связи в природе: они являются следующим, более высоким этапом познания.

3. Наиболее ярко динамический и статистический де терминизм проявляется при рассмотрении тепловых про цессов. Динамический подход характерен термодинамике. Молекулярно-кинетическая теория использует статистичес кий метод, интересуясь не движением отдельных молекул, а только средними величинами, которые характеризуют дви жение огромной совокупности частиц. Поэтому при изучении тепловых явлений в науке используют два направления: статистические законы и термодинамические законы, изуча ющие тепловые процессы без учета молекулярного строения вещества.

4. Если к системе подводится тепло и над ней производится работа, то энергия системы возрастает до величины, равной сумме этих величин. Невозможно осуществить процесс, единс твенным результатом которого было бы превращение тепла в работу при постоянной температуре. Тепло не может перетечь самопроизвольно от холодного тела к горячему.

Энтропия есть мера неупорядоченности системы. Энтропия замкнутой системы, т. е. системы, которая не обменивается с окружением ни энергией, ни веществом, постоянно возрастает.

Основываясь на связи энтропии с вероятностью, Больцман сформулировал, что природа стремится перейти из состояния менее вероятного в состояние более вероятное. Энтропия системы, находящейся в равновесном состоянии, максимальна и постоянна.

Второе начало термодинамики устанавливает в природе наличие фундаментальных асимметрий, т. е. однонаправленности всех происходящих самопроизвольных процессов. Об этой асимметрии, выделенной Клаузиусом и Кельвином, говорят все окружающие нас явления. Хотя количество энергии в замкнутых системах сохраняется, распределение энергии меняется необратимым способом. Распространение принципа возрастания энтропии на всю Вселенную привело Клаузиуса и Кельвина к гипотезе "тепловой смерти Вселенной".

Большинство систем являются открытыми, т. е. обменивающимися энергией или веществом с окружающей средой, поэтому понятие термодинамики расширялись для открытых систем. Энтропия в открытых системах может возникать и переноситься.

В стационарных неравновесных состояниях производится минимальная величина энтропии, что отражает внутреннюю инерцию и устойчивость систем, поэтому, если какие-то внешние условия не позволяют системе перейти в устойчивое равновесие, она перейдет в стационарное с минимальным производством энтропии -- теорема Пригожина.

Вопросы для контроля знаний

Чем отличаются универсальные законы от статистических?

Почему лапласовский детерминизм оказался несостоятельным?

Почему причинность не совпадает с детерминизмом в целом?

Как можно было бы определить современный детерминизм?

Какие процессы называются обратимыми?

Что выражает первый закон термодинамики?

Дайте простую формулировку второго закона термодинамики.

Как можно сформулировать этот же закон с помощью понятия энтропии?

Как происходит эволюция в закрытых системах?

Кто впервые выдвинул идею "тепловой смерти Вселенной" и в чем ее несостоятельность по современным представлениям?

Как происходит самоорганизация в открытых системах?

12. ПРОИСХОЖДЕНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ ВСЕЛЕННОЙ

Ньютоновская Вселенная пала замертво, а на ее месте оказалась Вселенная Эйнштейна. Эйнштейн не спорил с научными фактами, он поднял руку на аксиомы науки, а наука не устояла перед его напором.

Б. Шоу

12.1 Большой взрыв и расширяющаяся Вселенная

В истории познания окружающего нас мира четко прослеживается общее направление -- постепенное признание неисчерпаемости природы, ее бесконечности во всех отношениях. Вселенная бесконечна в пространстве и во времени, и если отбросить идеи И. Ньютона о "первом толчке", то такого рода мировоззрение можно считать вполне материалистическим. Ньютоновская Вселенная утверждала, что пространство есть вместилище всех небесных тел, с движением и массой которых оно никак не связано; Вселенная всегда одна и та же, т. е. стационарна, хотя в ней постоянно происходит гибель и рождение миров.

Казалось бы, небо ньютоновской космологии обещало быть безоблачным. Однако очень скоро пришлось убедиться в обратном. В течение XIX в. обнаружились три противоречия, которые были сформулированы в форме трех парадоксов, названных космологическими. Они, казалось, подрывали представление о бесконечности Вселенной.

Фотометрический парадокс. Если Вселенная бесконечна и звезды в ней распределены равномерно, то по любому направлению мы должны видеть какую-нибудь звезду. В этом случае фон неба был бы ослепительно ярким, как Солнце.

Гравитационный парадокс. Если Вселенная бесконечна и звезды равномерно занимают ее пространство, то сила тяготения в каждой его точке должна быть бесконечно велика, а стало быть, бесконечно велики были бы и относительные ускорения космических тел, чего, как известно, нет.

Термодинамический парадокс. По второму закону термодинамики все физические процессы во Вселенной в конечном счете сводятся к выделению теплоты, которая необратимо рассеивается в мировом пространстве. Рано или поздно все тела остынут до температуры абсолютного нуля, движение прекратится и наступит навсегда "тепловая смерть". Вселенная имела начало, и ее ждет неизбежный конец.

Первая четверть XX в. прошла в томительном ожидании развязки. Никто, разумеется, не хотел отрицать бесконечность Вселенной, но, с другой стороны, никому не удавалось устранить космологические парадоксы стационарной Вселенной. Лишь гений Альберта Эйнштейна внес новую струю в космологические споры.

Ньютоновская классическая физика, как уже говорилось, рассматривала пространство как вместилище тел. Никакого взаимодействия между телами и пространством по Ньютону и быть не могло.

В 1916 г. А. Эйнштейн опубликовал основы общей теории относительности. Одна из главных ее идей состоит в том, что материальные тела, в особенности большой массы, заметно искривляют пространство. Из-за этого, например, луч света, проходящий вблизи Солнца, изменяет первоначальное направление.

Представим себе теперь, что во всей наблюдаемой нами части Вселенной материя равномерно "размазана" в пространстве и в любой его точке действуют одни и те же законы. При некоторой средней плотности космического вещества выделенная ограниченная часть Вселенной не только искривит пространство, но даже замкнет его "на себя". Вселенная (точнее, выделенная ее часть) превратится в замкнутый мир, напоминающий обычную сферу. Но только это будет четырехмерная сфера, или гиперсфера, представить себе которую мы, трехмерные существа, не в состоянии. Однако, мысля по аналогии, мы легко разберемся в некоторых свойствах гиперсферы. Она, как и обычная сфера, имеет конечный объем, заключающий в себе конечную массу вещества. Если в мировом пространстве лететь все время в одном направлении, то через некоторое число миллиардов лет можно попасть в исходную точку.

Идею о возможности замкнутости Вселенной впервые высказал А. Эйнштейн. В 1922 г. советский математик А. А. Фридман доказал, что "замкнутая Вселенная" Эйнштейна никак не может быть статичной. В любом случае ее пространство или расширяется, или сжимается со всем своим содержимым.

В 1929 г. американский астроном Э. Хаббл открыл замечательную закономерность: линии в спектрах подавляющего большинства галактик смещены к красному концу, причем смещение тел тем больше, чем дальше от нас находится галактика. Это интересное явление называется красным смещением. Объяснив красное смещение эффектом Доплера, т. е. изменением длины волны света в связи с движением источника, ученые пришли к выводу о том, что расстояние между нашей и другими галактиками непрерывно увеличивается. Конечно, галактики не разлетаются во все стороны от нашей Галактики, которая не занимает никакого особого положения в Метагалактике, а происходит взаимное удаление всех галактик. Это означает, что наблюдатель, находящийся в любой галактике, мог бы, подобно нам, обнаружить красное смещение, ему казалось бы, что от него удаляются все галактики. Таким образом, Метагалактика нестационарна. Открытие расширения Метагалактики свидетельствует о том, что Метагалактика в прошлом была не такой, как сейчас, и иной станет в будущем, т. е. Метагалактика эволюционирует.

По красному смещению определены скорости удаления галактик. У многих галактик они очень велики, соизмеримы со скоростью света. Самыми большими скоростями, иногда превышающими 250 тыс. км/с, обладают некоторые квазары, считающиеся самыми удаленными от нас объектами Метагалактики.

Закон, согласно которому красное смещение (а значит, и скорость удаления галактик) возрастает пропорционально расстоянию от галактик (закон Хаббла), можно записать в виде: v -- Нr, где v -- лучевая скорость галактики; r -- расстояние до нее; Н -- постоянная Хаббла. По современным оценкам, значение Н заключено в пределах:

Следовательно, наблюдаемый темп расширения Метагалактики таков, что галактики, разделенные расстоянием 1 Мпк (3 * 1019 км), удаляются друг от друга со скоростью от 50 до 100 км/с. Если скорость удаления галактики известна, то можно вычислить расстояние до далеких галактик.

Итак, мы живем в расширяющейся Метагалактике. Это явление имеет свои особенности. Расширение Метагалактики проявляется только на уровне скоплений и сверхскоплений галактик, т. е. систем, элементами которых являются галактики. Другая особенность расширения Метагалактики заключается в том, что не существует центра, от которого разбегаются галактики.

Расширение Метагалактики -- самое грандиозное из известных в настоящее время явлений природы. Правильное его истолкование имеет исключительно большое мировоззренческое значение. Не случайно в объяснении причины этого явления резко проявилось коренное отличие философских взглядов ученых. Некоторые из них, отождествляя Метагалактику со всей Вселенной, пытаются доказать, что расширение Метагалактики подтверждает религиозное о сверхъестественном, божественном происхождении Вселенной. Однако во Вселенной известны естественные процессы, которые в прошлом могли вызвать наблюдаемое расширение. По всей вероятности, это взрывы. Их масштабы поражают нас уже при изучении отдельных видов галактик. Можно представить, что расширение Метагалактики также началось с явления, напоминающего колоссальный взрыв вещества, обладавшего огромной температурой и плотностью.

Так как Вселенная расширяется, естественно думать, что раньше она была меньше и когда-то все пространство было сжато в сверхплотную материальную точку. Это был момент так называемой сингулярности, который уравнениями современной физики описан быть не может. По неизвестным причинам произошел процесс, подобный взрыву, и с тех пор Вселенная начала "расширяться". Процессы, происходящие при этом, объясняются теорией горячей Вселенной.

В 1965 г. американские ученые А. Пензиас и Р. Вильсон нашли экспериментальное доказательство пребывания Вселенной в сверхплотном и горячем состоянии, т. е. реликтовое излучение. Оказалось, что космическое пространство заполнено электромагнитными волнами, являющимися посланцами той древней эпохи развития Вселенной, когда еще не было никаких звезд, галактик, туманностей. Реликтовое излучение пронизывает все пространство, все галактики, оно участвует в расширении Метагалактики. Реликтовое электромагнитное излучение находится в радиодиапазоне с длинами волн от 0,06 см до 60 см. Распределение энергии похоже на спектр абсолютно черного тела температурой 2,7 К. Плотность энергии реликтового излучения равна 4 * 10-13 эрг/см3, максимум излучения приходится на 1,1 мм. При этом само излучение имеет характер некоторого фона, ибо заполняет все пространство и совершенно изотропно. Оно является свидетелем начального состояния Вселенной.

Очень важно, что, хотя это открытие было сделано случайно при изучении космических радиопомех, существование реликтового излучения было предсказано теоретиками. Одним из первых предсказал это излучение Д. Гамов, разрабатывая теорию происхождения химических элементов, возникших в первые минуты после Большого взрыва. Предсказание существования реликтового излучения и обнаружение его в космическом пространстве -- еще один убедительный пример познаваемости мира и его закономерностей.

Во всех развитых динамических космологических моделях утверждается идея о расширении Вселенной из некоторого сверхплотного и сверхгорячего состояния, называемого сингулярным. Американский астрофизик Д. Гамов пришел к концепции Большого взрыва и горячей Вселенной на ранних этапах ее эволюции. Анализ проблем начальной стадии эволюции Вселенной оказался возможным благодаря новым представлениям о природе вакуума. Космологическое решение, полученное В. де Ситтером для вакуума (r ~ еHt), показало, что экспоненциальное расширение неустойчиво: оно не может продолжаться неограниченно долго. Через сравнительно малый промежуток времени экспоненциальное расширение прекращается, в вакууме происходит фазовый переход, в процессе которого энергия вакуума переходит в обычное вещество и кинетическую энергию расширения Вселенной. Большой взрыв был 15-20 млрд лет назад.

Согласно стандартной модели горячей Вселенной сверхплотная материя после Большого взрыва начала расширяться и постепенно охлаждаться. По мере расширения произошли фазовые переходы, в результате которых выделились физические силы взаимодействия материальных тел. При экспериментальных значениях таких основных физических параметров, как плотность и температура (р ~ 1096 кг/м3 и Т ~ 1032 К), на начальном этапе расширения Вселенной различие между элементарными частицами и четырьмя типами физических взаимодействий практически отсутствует. Оно начинает проявляться когда уменьшается температура и начинается дифференциация материи.

Таким образом, современные представления об истории возникновения нашей Метагалактики основываются на пяти важных экспериментальных наблюдениях:

Исследование спектральных линий звезд показывает, что Метагалактика в среднем обладает единым химическим составом. Преобладают водород и гелий.

В спектрах элементов далеких галактик обнаруживается систематическое смещение красной части спектра. Величина этого смещения возрастает по мере удаления галактик от наблюдателя.

Измерения радиоволн, приходящих из космоса в сантиметровом и миллиметровом диапазонах, указывают на то, что космическое пространство равномерно и изотропно заполнено слабым радиоизлучением. Спектральная характеристика этого так называемого фонового излучения соответствует излучению абсолютно черного тела при температуре около 2,7 градуса Кельвина.

По астрономическим наблюдениям, крупномасштабное распределение галактик соответствует постоянной плотности массы, составляющей, по современным оценкам, по крайней мере 0,3 бариона на каждый кубический метр.

Анализ процессов радиоактивного распада в метеоритах показывает, что некоторые из этих компонентов должны были возникнуть от 14 до 24 миллиардов лет назад.

12.2 Начальная стадия Вселенной

Начало Вселенной -- атомы и пустота, все же остальное существует лишь во мнении.

Диоген

Проблема возникновения структурности мира и жизни во Вселенной традиционно трактуется следующим образом: окружающая нас Вселенная обладает определенными физическими свойствами и закономерностями, познаваемыми нами. Как в таком случае происходит эволюция Вселенной, приводящая к достаточно сложным структурам, как зарождается и эволюционирует в такой Вселенной жизнь? От ответа на эти во многом еще не решенные вопросы зависят возможность существования жизни в других областях Вселенной и в другие времена и направления ее поиска.

Любая физическая теория, например уравнение Максвелла в электродинамике, ставит перед собой задачу дать полное физическое описание той или иной системы, если известен полный набор начальных данных, поскольку в различных физических явлениях начальные данные различны. Но когда мы обращаемся к космологии, которая должна описать свойства одной-единственной системы -- нашей Вселенной, вопрос о начальных данных и фундаментальных постоянных неразрывно связан с вопросом: почему Вселенная именно такая, какой мы ее наблюдаем. Прежде чем подойти к ответу на этот вопрос, рассмотрим, какими представляются современному естествознанию начальные условия нашей Вселенной.

Наиболее важным моментом современной стандартной космологической модели Вселенной является вопрос о свойствах ранней Вселенной. Удовлетворительное описание свойств ранней Вселенной дается в модели де Ситтера. Более поздние промежутки эволюции Вселенной даются в модели Фридмана. Переход от одного закона к другому означает радикальное изменение основных свойств Вселенной в этот момент, изменение ее фазового состояния.

Модель экспоненциального роста размеров Вселенной де Ситтера Rexp (Ht) на начальной стадии ее эволюции получила название модели "раздувающейся Вселенной". По этой модели, при t > 0 вся энергия мира была заключена в его вакууме. Деситтеровская стадия расширения длилась примерно 10-35 с. Все это время Вселенная быстро расширялась, заполняющий ее вакуум как бы растягивался без изменения своих свойств. Образовавшееся состояние Вселенной было крайне неустойчивым, энергетически напряженным. В таких случаях достаточно возникновения малейших неоДнородностей, играющих роль случайной затравки, чтобы вызвать переход в другое состояние (в качестве примера можно привести явление кристаллизации). При переходе вакуума в другое состояние мгновенно выделялась колоссальная энергия за счет разности его начального и конечного состояний. Примерно за 10-32 с пространство раздулось в громадный раскаленный шар размерами много большими видимой части Вселенной. При этом произошло рождение из вакуума реальных частиц, из которых со временем сформировалось вещество нашей Вселенной.

В последнее время усиленно обсуждаются причины того "первотолчка", который был началом расширений нашей Вселенной. Один из возможных механизмов, основанный на гипотезе о существовании кванта единого пространства-времени, описан в теории инфляционной Вселенной. Рассмотрим ее основные положения и выводы.

А. Эйнштейном была выдвинута идея о существовании космического отталкивания. Если учесть эти силы в уравнениях динамики Вселенной, то полное ускорение оказывается равным

a = атяг+ аотт

Ускорение тяготения атяг равно атяг = -GM / R2 , а ускорение отталкивания аотт. в соответствии с гипотезой Эйнштейна пропорционально R, т. е. аотт = const * R.

Числовое значение константы в этой формуле можно найти, определив среднюю плотность вещества р во Вселенной. В настоящее время считается, что р очень близко к 10-29 г/см3 и

где-- космологическая постоянная, равная 10-56 см-2.

Рассмотрим случай, когда во Вселенной нет вещества, она "пуста". При этом М = 0 и атяг = 0. Динамика Вселенной описывается ускорением аотт. Можно показать, что при этом две пробные частицы, помещенные в такую пустую Вселенную, будут удаляться друг от друга по экспоненциальному закону



Согласно современным концепциям естествознания, вакуум -- не пустота, в физическом вакууме непрерывно происходят процессы рождения и уничтожения виртуальных частиц. Это своеобразное "кипение" вакуума нельзя устранить, ибо оно означало бы нарушение одного из основных законов квантовой физики, а именно, соотношения неопределенностей Гейзенберга. Как показал академик Я. Б. Зельдович в 1967 г., в результате взаимодействия виртуальных частиц в вакууме появляется некоторая плотность энергии и возникает отрицательное давлени

Такое вакуумно-подобное состояние неустойчиво и с течением времени оно распадается, превратившись в обычную горячую материю. Энергия вакуумно-подобного состояния перейдет в энергию обычной материи, гравитационное отталкивание сменится обычной гравитацией, замедляющей расширение. С этого момента Вселенная начнет развиваться по известной стандартной космологической горячей модели эволюции. Рассмотрим исходные положения этой модели и ее основные результаты. Горячая модель Вселенной, как и любая другая, исходит из наблюдающегося в настоящее время факта ее расширения и объясняет три достоверно установленных факта -- наличие ба-рионной асимметрии Вселенной, космическое отношение числа фотонов к числу барионов, примерно равное 109, и однородность и изотропность реликтового излучения. Теория Большого взрыва в наши дни считается общепринятой. Согласно этой теории, наша Вселенная развивалась из первоначального состояния, которое можно представить в виде сгустка сверхплотной раскаленной материи. Излучение и вещество в нем находились в тепловом равновесии. В этой ранней Вселенной фотоны эффективно взаимодействовали с веществом, число частиц было равно числу античастиц.