Больцмана H-теорема. РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА. Глоссарий по физике

Больцмана H-теорема - одно из важных положений кинетич. теории газов, согласно к-рому для изолиров. системы в неравновесном состоянии существует Н-функция Больцмана, точнее - функционал, зависящий от функции распределения частиц по скоростям и координатам и монотонно убывающий со временем. Больцмана H-теорема установлена Л. Больцманом (L. Boltzmann) в 1872. Я-функция равна энтропии газа с обратным знаком, делённой на k; следовательно, Больцмана H-теорема выражает закон возрастания энтропии для изолиров. системы. В равновесном состоянии Н-функция постоянна.

где

- функция распределения частиц по скоростям и координатам, удовлетворяющая кинетическому уравнению Больцмана, h(x,t) - пространственная плотность Н-функции, имеющая смысл локальной плотности энтропии с обратным знаком. Скорость изменения Н-функции со временем равна

Согласно Больцмана H-теореме, для изолиров. системы

, что следует из равенства (2), если в него подставить

из кинетич. ур-ния Больцмана и симметризовать полученное выражение относительно функций распределения сталкивающихся частиц при прямом и обратном соударении. В общем случае для вывода Больцмана H-теоремы нужно использовать детального равновесия принцип.

В пространственно-неоднородных огранич. системах необходимы граничные условия для функции распределения на поверхности системы. В этом случае справедливо ур-ние баланса энтропии:

где S - плотность потока энтропии, G - локальное производство энтропии с обратным знаком. Следовательно, Больцмана H-теорема есть следствие положительности производства энтропии в неравновесной термодинамике, т. к. для изолиров. системы суммарный поток энтропии через поверхность равен нулю. Больцмана H-теорема справедлива для всех форм кинетич. ур-ния Больцмана.

Против Больцмана H-теоремы был выдвинут ряд возражений:

Лошмидт заметил, что каждому движению молекул газа с убыванием H соответствует движение с увеличением H. Парадокс возврата основан на Пуанкаре теореме о возвратах. В ответ на эти возражения Больцман выдвинул статистич. толкование Больцмана H-теоремы, поскольку она не является следствием одних лишь ур-ний механики, а использует предположение о "молекулярном хаосе", имеющее вероятностный характер. Согласно Больцману, энтропия, а следовательно и Н-функция, есть мера вероятности пребывания системы в неравновесном состоянии: убывание Н означает стремление системы к переходу из менее вероятного в более вероятное состояние .

Более совр. вывод кинетич. ур-ния Больцмана позволяет лучше понять причину появления необратимости в ур-нии Больцмана, несмотря на то, что оно выводится из обратимых ур-ний механики. Необратимость (и убывание Н-функции) связывается с отбором таких решений ур-ния Лиувилля, к-рые соответствуют сокращённому, неполному описанию неравновесного состояния системы с помощью одночастичной функции распределения и заданию граничного условия для корре-ляц. функций, имеющего вероятностный характер в отдалённом прошлом (принцип ослабления корреляций; см. Боголюбова уравнения).

Убывание Н-функции (рост энтропии) соответствует возрастанию хаоса в системе, что связано с неустойчивостью фазовых траекторий мн. механич. систем относительно изменения нач. условий: малые изменения нач. условий приводят к большим отклонениям фазовых траекторий (эффект перемешивания). Перемешивание приводит к стохастизации, в динамич. теории траектории становятся непредсказуемыми. Для макроскопич. систем в обычных условиях этот эффект не наблюдается, т. к. макроскопич. наблюдение подразумевает нек-рое сглаживание (определяется лишь небольшое число параметров системы, гораздо меньше, чем число механич. нач. условий).

Литература по Больцмана H-теореме

Знаете ли Вы, что любой разумный человек скажет, что не может быть улыбки без кота и дыма без огня, что-то там, в космосе, должно быть, теплое, излучающее ЭМ-волны, соответствующее температуре 2.7ºК. Действительно, наблюдаемое космическое микроволновое излучение (CMB) есть тепловое излучение частиц эфира, имеющих температуру 2.7ºK. Еще в начале ХХ века великие химики и физики Д. И. Менделеев и Вальтер Нернст предсказали, что такое излучение (температура) должно обнаруживаться в космосе. В 1933 году проф. Эрих Регенер из Штуттгарта с помощью стратосферных зондов измерил эту температуру. Его измерения дали 2.8ºK - практически точное современное значение. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.