Читать книгу "Больцман. Термодинамика и энтропия - Эдуардо Арройо"

ТЕОРИЯ СТРУН

Теория струн возникла при попытке примирить теорию квантовой механики и общую теорию относительности; квантовая механика и специальная теория относительности уже были объединены в стандартной модели физики частиц. В теории струн частицы больше не считаются точками, а описываются как небольшие струны (отсюда название) очень маленькой длины. Они могут быть замкнутыми, как петля, или открытыми. Использование струн вместо точек, как в стандартной квантовой теории, решает различные математические проблемы, которые приводят к бесконечностям при попытке осуществить вычисление. Теория струн считается жизнеспособным кандидатом для объединения квантовой механики и общей теории относительности, поскольку предсказывает существование частицы, гравитона, обладающей характеристиками, необходимыми для появления гравитационного взаимодействия. В стандартной модели две частицы взаимодействуют в одной точке, как на изображении слева. В теории струн точечные частицы заменяются петлями струн, как показано на изображении справа. Тот факт, что взаимодействие уже происходит не в вершине, а на протяженной площади, решает многие математические проблемы.

Идеальный пример — это состояние молекулярного хаоса, которым воспользовались как Больцман, так и Максвелл в нескольких статьях о кинетической теории: предположение о том, что скорости двух молекул не связаны до столкновения, однако связаны после него, предполагает временной предрассудок, из которого следует асимметрия второго начала. Если бы ученые предположили обратную гипотезу (скорости связаны в прошлом, но не связаны в будущем), они бы получили инвертированное второе начало термодинамики, где энтропия возрастала бы к прошлому, а не к будущему.

Диаграмма эволюции Вселенной, начиная с Большого взрыва. Временная асимметрия видна очень четко. Это изображение, предложенное НАСА, иллюстрирует знания о Вселенной, полученные благодаря спутнику WMAP, который измерил остаточное излучение Большого взрыва с беспрецедентной точностью.

ПРОБЛЕМА ВРЕМЕННОЙ АСИММЕТРИИ СЕГОДНЯ

Сегодня проблема временной асимметрии остается, хотя было осуществлено несколько немного умозрительных попыток решить ее. Теория струн, главный кандидат сегодня на замещение устаревшей стандартной модели, кажется, усугубляет ситуацию, а не улучшает ее.

Спустя некоторое время после смерти Больцмана была предложена теория Большого взрыва, которая утверждала, что Вселенная возникла на этапе большой плотности и температуры и быстро расширилась от того состояния до современных размеров. Идея Больцмана о Вселенной в состоянии тепловой смерти была оставлена в пользу современной космологии, в которой космос рассматривается как динамическая сущность, прошедшая через многие фазы и направляющаяся, согласно последним экспериментальным результатам, также к тепловой смерти из-за ускоренного расширения.

ВСЕЛЕННАЯ ГОЛДА

Вселенная Голда — это космологическая модель, предложенная Томасом Голдом, в которой энтропия начинает уменьшаться, как только Вселенная достигает максимального размера. Преимущество этой модели заключалось в симметричности с точки зрения времени, таким образом исключается необходимость объяснять низкую энтропию в прошлом. Однако не было ясно, какой механизм способен заставить материю вернуться в состояние более низкой энтропии, и поэтому вселенная Голда не входит в состав космологии, принятой сегодня. Как показано на рисунке, для вселенной Голда характерна идеальная временная симметрия.

Однако теория Большого взрыва не решала проблему энтропии. С учетом симметрии лежащих в основе законов, все еще существовала необходимость объяснить, почему на одном временном конце Вселенная находилась в состоянии чрезвычайно низкой вероятности (Большой взрыв), в то время как на другом она была в состоянии очень высокой вероятности. В качестве ответа на эту проблему Томас Голд (1920-2004) предложил модель, в которой Вселенная расширяется от изначального Большого взрыва, пока не доходит до максимального размера, после которого начинает сжиматься, пока не доходит до Большого сжатия (Big Crunch), где вся материя сокращается до одной точки.

РОДЖЕР ПЕНРОУЗ

Работа сэра Роджера Пенроуза, так же как и работа Стивена Хокинга (р. 1942), помогла заложить основы общей теории относительности Эйнштейна, особенно в том, что касается знания о черных дырах и идеи, что Вселенная должна была начаться с состояния, в котором плотность материи становится бесконечной и законы физики перестают действовать. Пенроуз также разработал теорию твисторов, альтернативный способ представления релятивистского пространства-времени, который облегчает многие вычисления. Он также изобрел невозможные геометрические формы, такие как треугольник Пенроуза, который вдохновил художника Маурица Корнелиса Эшера (1898-1972) на создание знаменитых литографий. Кроме физики и математики, Пенроуз совершил значительное вторжение в область философии разума. Пользуясь теоремами математической логики, он утверждает, что человеческий разум невозможно смоделировать с помощью компьютера.

Роджер Пенроуз (р. 1931) предложил другое решение, в котором Вселенная в своем конечном состоянии производит новый Большой взрыв. В его предложении к концу жизни космоса материя настолько разжижена, что ее распределение можно считать однородным, то есть одинаковым во всех положениях и направлениях пространства. Из-за однородности становится возможным изменение масштаба, что означает переоценку размеров, так что огромное расстояние точно соответствует крошечному. Итак, Вселенная в состоянии тепловой смерти максимального размера и энтропии точно соответствует Большому взрыву, где как размер, так и энтропия минимальны. Таким образом, космос будет проходить через множество циклов, в которых расширение порождает следующее расширение, без начала и конца.

Модель Пенроуза повлекла за собой множество неподтвержденных прогнозов, таких как излучение микроволн — электромагнитного излучения, которое пропитывает всю Вселенную. На данный момент его предложение представляется удачной попыткой, но кажется, что оно не вытеснит доминирующую теорию.

РИС. 1

РИС. 2