Теплова смерть Всесвіту: історія гіпотези та сучасні уявлення
- Ігор Сальниченко
- 1 лип. 2025 р.
- Читати 5 хв
Ідея про неминучу «теплову смерть» Всесвіту виникла у XIX столітті на ґрунті формулювання законів термодинаміки. Уже в 1850–1860-х роках Рудольф Клаузіус запропонував поняття ентропії, а Лорд Кельвін (Вільям Томсон) висловив думку, що енергія матеріальних тіл поступово «розсіюється» (дисипує) і у масштабі всього Всесвіту призведе до вирівнювання температур. Людвіг Больцманн у 1870-х роках пов’язав ентропію з мікроскопічними станами та навіть допустив випадкові флуктуації, що можуть локально знижувати ентропію. Таким чином закріпилося уявлення, що Всесвіт як замкнена система буде еволюціонувати до стану макроскопічного спокою і максимального безпорядку. Синтез цих ідей заклав основу гіпотези теплової смерті – остаточного стану, коли неможливі процеси корисної роботи внаслідок зникнення термодинамічних градієнтів. Наприклад, другий закон термодинаміки формулюється так:у будь-якому реальному процесі в ізольованій системі сумарна ентропія не може зменшуватися — вона зростає (ΔS > 0), а для оборотного процесу залишається сталою (ΔS = 0); отже загалом ΔS ≥ 0, що підкреслює неминучість росту ентропії в будь-якій замкненій системі[1].
Другий закон термодинаміки і ентропія Всесвіту
Основою гіпотези є збільшення ентропії – показника «внутрішнього безладу» системи. У замкненому Всесвіті, поза будь-якими енергообмінами з «зовнішнім» середовищем, вільна енергія поступово витрачається, а ентропія зростає до максимуму[1]. З точки зору статистичної фізики, ентропія S можна уявити як S = k ln Ω
де:
· S — ентропія системи,
· k— стала Больцмана (приблизно 1.38×10⁻²³ Дж/К),
· ln Ω — натуральний логарифм кількості Ω можливих мікроскопічних станів системи.
Ріст S (ΔS ≥ 0) означає, що система рідко переходить назад до меншої кількості доступних станів. У масштабах космосу це відповідає вирівнюванню температур та відсутності теплопотоку: поступово припиняються різні процеси, зникають температурні градієнти, і Всесвіт наближається до термодинамічної рівноваги.
Теплова смерть Всесвіту та сучасне уявлення: розширення Всесвіту, зорі та чорні діри
Науковий погляд на теплову смерть враховує відкриття ХХ–ХХІ ст. Виявлено, що Всесвіт не тільки розширюється, але й розширюється прискорено під впливом темної енергії. Раніше гіпотезували, що достатня кількість речовини призведе до гравітаційного гальмування і Великого стискання (аналогія знову до сингулярного стану), але спостереження над Ia типом наднових у 1998 р. показали, що розширення лише пришвидшується. Якщо матерії замало, розширення триватиме вічно, віддаляючи галактики одна від одної і поступово роблячи їх невидимими для спостерігачів[2]. Зорі червоного гіганта згаснуть, планетарні туманності розлетяться, а залишаться лише їхні холодні ядра (білі карлики, нейтронні зорі, чорні діри).
Наприклад, зоряна ітерція (пік утворення зір) уже позаду: очікується, що ≈10¹²–10¹⁴ років нові зорі більше не народжуватимуться. Після цього залишаться лише залишки зір і чорні діри. У так звану «ера чорних дір» єдиними «нормальними» об’єктами стануть чорні діри[3], які, за передбаченням Стівена Гокінга, повільно випаровуються завдяки квантовому випромінюванню. Навіть ці титани вимруть: час випаровування надмасивної чорної діри до останньої стадії приблизно 1010010100 років. Зрештою, залишаться лише дуже розріджені гази фотонів і лептонів при температурі майже 0 К – Всесвіт втрачає усі термодинамічні градієнти і входить у стан повного термального рівноваги[1].
Оцінки часових масштабів
Сучасні космологічні моделі дають лише приблизні цифри щодо кінцевих стадій Всесвіту. За оцінками, зореутворення припиниться через ≈10¹³–10¹⁴ років (≈10–100 трильйонів років)[3][1]. Протягом наступних 10191019–10201020 років всі зоряні залишки (білі карлики, нейтронні зорі) зіллються або будуть поглинуті надмасивними чорними дірами. Потім почнеться «епоха розпаду»: звичайна баріонна матерія поступово розпадається, наприклад, через уявний процес розпаду протонів (якщо вони нестабільні) – час до повного зникнення звичайної речовини становить ~10⁴⁰ років.
Нарешті, останні чорні діри випаровуються за часу ~10¹⁰⁰ років, і Всесвіт остаточно стає холодним, темним та надзвичайно розрідженим. На таких відстанях об’єкти рідко взаємодіють; будь-які спонтанні флуктуації мають надзвичайно малу ймовірність, тому подальші зміни – це лише дрібні квантові події. Наприклад, за дуже-дуже великих проміжків часу (~10¹⁰⁵⁰років) можуть виникнути так звані «мізки Больцмана» – випадково зібрані із частинок свідомі структури[1].
Альтернативні сценарії «кінця часу»
Хоча теплова смерть – один із найобговорюваніших сценаріїв, існують й інші можливі кінці Всесвіту. Велике стиснення (Big Crunch) уявлявся, як зворотній етап: коли матерії достатньо, гравітація може призвести до обернення розширення і знову «згорнути» Всесвіт у сингулярність[2][4]. Проте відкриття прискореного розширення вказує, що Велике стиснення на малий період не актуальне при поточній моделі з постійною «темною енергією».Інший гіпотетичний кінець – Великий розрив (Big Rip): якщо темна енергія еволюціонує і її «від’ємний тиск» зростає, нарешті вона почне розривати зв’язки всіх систем – від галактик до молекул. Це призведе до катастрофічного розриву структури простору-часу.
Однак такі сценарії вимагають екзотичних властивостей енергії (наприклад, станового параметра w<−1w<−1) і, за сучасними вимірюваннями, малоймовірні в найближчі сотні мільярдів років[2].Також розглядають квантові флуктуації і «флуктуаційний» Всесвіт (бездомні випари із вакууму): у найвіддаленішому майбутньому через квантові ефекти можуть випадково утворюватися скупчення енергії та частинок, котрі дарують новий «вибух» подібно до Великого вибуху, або з’являються свідомі структури (мізки Больцмана) з дуже низькою ймовірністю[1]. Ці сценарії надзвичайно спекулятивні, але теоретично не виключаються в нескінченному часі.
Фізичні константи, темна енергія і мультивсесвіт
Кінцева доля Всесвіту також залежить від фундаментальних параметрів. Якщо космологічна стала Λ (відповідальна за прискорене розширення) є постійною і додатною, то розширення продовжиться вічно, а температура Всесвіту асимптотично наближатиметься до деякого малесенького позитивного значення[5]. Натомість за відсутності Λ температура прямує до абсолютного нуля. Сучасні спостереження вказують, що темна енергія становить близько 69 % від щільності енергії Всесвіту (імовірно властива постійна Λ)[3], тому сценарій теплової смерті або Великого розриву є провідним. В уявленнях про мультивсесвіт припускають, що існують інші «зовнішні» світи з відмінними константами, де можуть реалізовуватися альтернативні кінці: наприклад, в одних Всесвітах збіг констант забезпечує циклічну зміну піків і стиснень, а в інших – спонтанний вакуумний розпад (нові фази, відмінні від ΛCDM). Однак ці ідеї поки що далекі від експериментальних перевірок.
Сценарій теплової смерті залишається одним з найбільш глибоко опрацьованих та історично обґрунтованих уявлень про кінець часу – він витікає із фундаментальних законів термодинаміки і базується на точних прогнозах сучасної космології[1][3]. Однак остаточно відповісти на питання про майбутню еволюцію всього Всесвіту може лише подальше уточнення природи темної енергії та, можливо, нові відкриття у фізиці високих енергій.
Список використаних джерел:
1. Пімблет, К. The fate of the universe—heat death, Big Rip or cosmic consciousness? / Kevin Pimbblet // Phys.org. — 04.09.2015. — [Електронний ресурс]. — Режим доступу: phys.org
2. NASA. NASA’s WFIRST Will Help Uncover Universe’s Fate // NASA.gov. — [Електронний ресурс]. — Режим доступу: nasa.gov
3. Бетц, Е. The Big Freeze: How the universe will die / Eric Betz // Astronomy.com. — 05.09.2023. — [Електронний ресурс]. — Режим доступу: astronomy.com
4. Гринько, І. Dark energy mystery will determine the ultimate fate of the Universe / Ivan Hrynko // Universe Space Tech. — 11.06.2025. — [Електронний ресурс]. — Режим доступу: universemagazine.com.
5. Wikipedia. Heat death of the universe // Wikipedia: The Free Encyclopedia. — [Електронний ресурс]. — Режим доступу: en.wikipedia.org.
Коментарі