Диссипативные системы - динамич. системы, у к-рых энергия упорядоченного процесса переходит в энергию
неупорядоченного процесса, в конечном счёте-в тепловую. В механич. Д. с. полная
энергия (сумма кинетической и потенциальной) при движении непрерывно уменьшается
(рассеивается), переходя в другие, немеханич. формы энергии (напр., в теплоту).
Примеры Д. с.: твёрдые тела, между к-рыми действуют силы сухого или жидкостного
трения; вязкая (или упруговязкая) среда, в к-рой напряжения зависят от скоростей
деформаций; колебания электрич. тока в системе контуров, затухающие при наличии
омического сопротивления из-за перехода энергии в джоулеву теплоту, и т. д.
Практически все системы, с к-рыми приходится реально сталкиваться в земных условиях,
являются Д. с. Рассматривать их как консервативные, т. е. как системы, в к-рых
механич. энергия сохраняется, можно лишь в отд. случаях, приближённо отвлекаясь
от ряда реальных свойств системы. Д. с. изучаются с макроскопич. точки зрения
термодинамикой неравновесных процессов, с микроскопической - статистич. механикой
неравновесных процессов или физической кинетикой.
Движение механич. Д. с.
исследуют с помощью обычных ур-ний динамики для систем материальных точек, твёрдых
тел или сплошных сред, включая в число действующих сил т. н. диссипативные силы
или силы сопротивления. Однако интегрирование получающихся ур-ний бывает в большинстве
случаев связано со значит. трудностями, особенно когда зависимость диссипативных
сил от характеристик движения (напр., от скоростей) не выражается в простой
аналитич. форме или когда точное решение задачи связано с необходимостью одновременно
интегрировать уравнения движения среды и тела, движущегося в этой среде (задачи
о движении тел в воде или воздухе, о пробивании брони и т. п.).
Изучение движения Д. с.
значительно упрощается, когда скорости механич. перемещений настолько малы,
что диссипативные силы можно считать линейными функциями обобщённых скоростей.
В этих случаях диссипация энергии может быть охарактеризована т. н. диссипативной
функцией, численно равной половине полной механич. энергии системы, рассеивающейся
в единицу времени, и диссипативные силы могут быть просто выражены через эту
функцию.
Литература по диссипативным системам
Боголюбов Н. Н., Проблемы динамической теории в статистической физике, М.- Л., 1946;
Боли Б., Уэйнер Дж., Теория температурных напряжений, пер. с англ., М., 1964;
Бухгольц H. H., Основной курс теоретической механики, ч. 1, 9 изд., ч. 2, 6 изд., M., 1972;
Валеску Р., Равновесная и неравновесная статистическая механика, пер. с англ., т. 2, М., 1978;
Веселовский И. H., Очерки по истории теоретической механики, M., 1974;
Галилей Г., Соч., [пер. с итал.], т. 1, M.- Л., 1934;
Гуревич Л. Э., Основы физической кинетики, Л.- М., 1940;
Д'Аламбер Щ., Динамика, пер. с франц., M.- Л., 1950;
де Гроот С., Мазур П., Неравновесная термодинамика, пер. с англ., М., 1964;
Дьярмати И., Неравновесная термодинамика. Теория поля и вариационные принципы, пер. с англ., М., 1974;
Жуковский H. E., Теоретическая механика, 2 изд., M.- Л., 1952;
Зубарев Д. Н., Неравновесная статистическая термодинамика, М.. 1971;
Ивлев Д. Д., Быковцев Г. И., Теория упрочняющегося пластического тела, М., 1971;
Ильюшин А. А., Пластичность. Основы общей математической теории, М., 1963;
История механики с древнейших времен до конца XVIII в., M., 1971;
Кадашевич Ю. И., Новожилов В. В., Теория пластичности, учитывающая остаточные микронапряжения, "ПММ", 1958, т. 22, с. 78;
Кайзер Д., Статистическая термодинамика неравновесных процессов, пер. с англ., М., 1990.
Кларк Д., Макчесни M., Динамика реальных газов, пер. с англ., M., 1967;
Климонтович Ю. Л., Кинетическая теория неидеального газа и неидеальной плазмы, М., 1975;
Кочин H. E., Кибель И. A., Pозе H. В., Теоретическая гидромеханика, ч. 1, 6 изд., ч. 2, 4 изд., M., 1963;
Лагранж Ж., Аналитическая механика, пер. с франц., т. 1-2, 2 изд., M.- Л., 1950;
Лойцянский Л. Г., Лурье А. И., Курс теоретической механики, т. 2 - Динамика, в изд., M., 1983.
Лойцянский Л. Г., Механика жидкости и газа, 5 изд., M., 1978,
Ляв А. Математическая теория упругости, пер. с англ., М.- Л., 1935;
Механика в СССР за 50 лет, т. 1-3, M., 1968-72;
Николаи E. Л., Теоретическая механика, ч. 2 - Динамика, 13 изд., M., 1958;
Прандтль Л., Гидроаэромеханика, пер. с нем., M., 1949;
Седов Л. И., Механика сплошной среды, т. 1-2, 4 изд., M., 1983-84.
Соколовский В. В., Теория пластичности, 3 изд., М., 1969;
Стретт Дж. В. (лорд Рэлей), Теория звука, пер. с англ., 2 изд., т. 1-2, М., 1955;
Трехмерные задачи математической теории упругости и термоупругости, под ред. В. Д. Купрадзе, 2 изд., М., 1976;
Тимошенко С. П., Гудьер Дж., Теория упругости, пер. с англ., 2 изд., М., 1979;
Прагер В., Xодж Ф., Теория идеально пластических тел, пер. с англ., М., 1956;
Пригожин И., Введение в термодинамику необратимых процессов, пер, с англ., М., 1960;
Ревуженко А. Ф., Чанышев А. И., Шемякин Е. И., Математические модели упругопластических тел, в сб.: Актуальные проблемы вычислительной математики и математического моделирования, Новосиб., 1985.
Термодинамика необратимых процессов, пер. с англ., М., 1962;
Ферцигер Д ж., Капер Г., Математическая теория процессов переноса в газах, пер. с англ., М., 1976;
Хаазе Р., Термодинамика необратимых, процессов, пер. с нем., М., 1967;
Хан X., Теория упругости. Основы линейной теории и её применение, пер. с нем., М., 1988.
Xилл Р., Математическая теория пластичности, пер. с англ., М., 1956;
Чепмен С., Каулинг Т. Математическая теория неоднородных газов, пер. с англ., М., 1960;
Эйлер Л., Основы динамики точки, пер. с лат., М.- Л., 1938;
Знаете ли Вы, как разрешается парадокс Ольберса? (Фотометрический парадокс, парадокс Ольберса - это один из парадоксов космологии, заключающийся в том, что во Вселенной, равномерно заполненной звёздами, яркость неба (в том числе ночного) должна быть примерно равна яркости солнечного диска. Это должно иметь место потому, что по любому направлению неба луч зрения рано или поздно упрется в поверхность звезды. Иными словами парадос Ольберса заключается в том, что если Вселенная бесконечна, то черного неба мы не увидим, так как излучение дальних звезд будет суммироваться с излучением ближних, и небо должно иметь среднюю температуру фотосфер звезд. При поглощении света межзвездным веществом, оно будет разогреваться до температуры звездных фотосфер и излучать также ярко, как звезды. Однако в дело вступает явление "усталости света", открытое Эдвином Хабблом, который показал, что чем дальше от нас расположена галактика, тем больше становится красным свет ее излучения, то есть фотоны как бы "устают", отдают свою энергию межзвездной среде. На очень больших расстояниях галактики видны только в радиодиапазоне, так как их свет вовсе потерял энергию идя через бескрайние просторы Вселенной. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.
