Понятие энтропии в термодинамике и теория тепловой смерти Вселенной

Понятие энтропии в термодинамике и теория тепловой смерти Вселенной. 

В 1865 году немецкий физик и математик Рудольф Клаузиус впервые введено понятие энтропии как меры необратимого рассеяния теплоты в термодинамических процессах, меры отклонения реального процесса от идеального.

Он определил изменение энтропии Δ S термодинамической системы при обратимом процессе как отношение изменения общего количества теплоты ΔQ к величине абсолютной температуры T:

При необратимом  процессе выполняется неравенство:

Эти формулы  применимы только для изотермического процесса (происходящего при постоянной температуре). Её обобщение на случай произвольного квазистатического процесса (состоящим из непрерывно следующих друг за другом состояний равновесия). выглядит так:

,

где dS — приращение (дифференциал) энтропии, а δQ — бесконечно малое приращение количества теплоты.

Энтропия, таким  образом, согласно вышеописанному, определена вплоть до произвольной аддитивной постоянной. Третье начало термодинамики позволяет определить её точнее: предел величины энтропии равновесной системы при стремлении температуры к абсолютному нулю полагают равным нулю.

По  второму началу термодинамики, говорящего о том, что невозможен процесс, при котором теплота самопроизвольно переходила бы от более холодных тел к более нагретым телам, энтропия S замкнутой системы возрастает (закон возрастания энтропии). Математически это можно записать так:

Из закона возрастания энтропии вытекает невозможность  построения вечного двигателя 2 рода, т.е. машины, которая совершала бы механическую работу только за счет охлаждения источника теплоты (без передачи тепла более холодному телу): в этом случае энтропия источника теплоты, а значит и всей системы, убывает. Поэтому при количественной эквивалентности 2 форм энергии – теплоты и работы, утверждаемой 1 началом термодинамики, 2 начало термодинамики устанавливает их качественную неэквивалентность : тепловая энергия в работу превращается не полностью, а лишь частично. Оставшаяся часть теплоты передается другим телам, повышая их энтропию, так что общий уровень энтропии замкнутой системы возрастает.

В 1877 году австрийский физик Людвиг Больцман дал статическое истолкование энтропии в терминах термодинамической вероятности (термодинамической вероятностью некоторого состояния системы понимается число W элементарных исходов, реализующих это состояние). Если считать все элементарные исходы равновероятными , то вероятность любого состояния системы представляет собой отношение W к общему числу состояний и поэтому она пропорциональна термодинамической вероятности этого состояния. В статической термодинамике энтропия S состояния системы определяется через термодинамическую вероятность W этого состояния по формуле Планка

S=k* ln W,

где k – постоянная Больцмана и равна 1,38 · 10⁻²³ Дж/К.

Поскольку увеличение энтропии эквивалентно увеличению W, то возрастанию энтропии означает в рамках статической физики переход системы от менее вероятных состояний к более вероятным. Наиболее вероятное состояние термодинамической системы – состояние теплового равновесия, при котором прекращаются все виды теплообмена и температура всех составляющих термодинамической системы одинакова. Она соответствует максимуму энтропии. Поэтому энтропия не только характеризует направленность природных процессов (выражением чего является  закон возрастания энтропии в замкнутых системах), но она также является мерой беспорядка (мерой хаоса) в системе, состоящей из большего числа частей. Рост энтропии означает рост хаоса, а уменьшение энтропии и, следовательно, увеличение упорядоченности системы.

Гипотеза  о тепловой смерти Вселенной.

На основе 2 начала термодинамики Клаузиус сформулировал  гипотезу “тепловой смерти Вселенной” - все виды энергии во Вселенной в конце концов должны перейти в тепловую энергию, которая достигнет своего максимума и равномерно распределится по всей Вселенной, что приведет к её гибели. Согласно второму началу, любая физическая система, не обменивающаяся энергией с другими системами (для Вселенной в целом такой обмен, очевидно, исключен), стремится к наиболее вероятному равновесному состоянию — к так называемому состоянию с максимумом энтропии. Такое состояние соответствовало бы тепловой смерти. Ещё до создания современной космологии были сделаны многочисленные попытки опровергнуть вывод о тепловой смерти. Самая известная из них - статическое истолкование энтропии Л.Больцмана, ограничивающее область действия 2 начала термодинамики макроскопическими системами и показывает его неприменимость к микро- и мегасистемам и показывающее, что для мегамира (Вселенной в целом) нет понятия “ наиболее вероятное состояние “. Вселенная извечно пребывает в равновесном изотермическом состоянии, но по закону случая то в одном, то в другом её месте иногда происходят отклонения от этого состояния; они происходят тем реже, чем большую область захватывают и чем значительнее степень отклонения. Современной космологией установлено, что ошибочен не только вывод о «Тепловой смерти» Вселенной, но ошибочны и ранние попытки его опровержения. Связано это с тем, что не принимались во внимание существенные физические факторы и прежде всего тяготение. С учётом тяготения однородное изотермическое распределение вещества вовсе не является наиболее вероятным и не соответствует максимуму энтропии. Наблюдения показывают, что Вселенная резко нестационарна. Она расширяется, и почти однородное в начале расширения вещество в дальнейшем под действием сил тяготения распадается на отдельные объекты, образуются скопления галактик, галактики, звёзды, планеты. Все эти процессы естественны, идут с ростом энтропии и не требуют нарушения законов термодинамики. Они и в будущем с учётом тяготения не приведут к однородному изотермическому состоянию Вселенной — к Тепловой  смерти. Вселенная всегда нестатична и непрерывно эволюционирует.