Параметры состояния (термодинамические параметры). РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА. Глоссарий по физике

Параметры состояния (термодинамические параметры) - физ. величины, характеризующие равновесное состояние термодинамич. системы: темп-pa, объём, плотность, давление, намагниченность, электрич. поляризация и др. Различают экстенсивные П. с., пропорциональные объёму (или массе) системы (внутренняя энергия U, энтропия S, энтальпия Н, Гельмголъца энергия, или свободная энергия F, Гиббса энергия G ),и интенсивные П. с., не зависящие от массы системы (темп-pa Т, давление Р, концептрация с, хим. потенциал

). В состоянии термодинамич. равновесия П. с. не зависят от времени и пространств. координат. В неравновесном (квазиравновесном) состоянии П. с. могут зависеть от координат и времени.
Термодииамич. состояние определяется заданием совокупности независимых П. с. Однако не все П. с. являются независимыми. Уравнение состояния выражает зависимые П. с. через независимые; напр., давление является функцией температуры и объёма Р = P(V, Т). Объём является внешним П. с., т. к. определяется положением внеш. тел (стенки сосуда, положение поршня). Темп-pa зависит только от внутр. состояния системы и наз. внутренним П. с. В общем случае Р = Р(а₁, ..., а_п, Т), где а_i - внеш. П. с.
Элементарная работа

термодинамич. системы определяется П. с., напр. для жидкости или газа

= PdV, а в общем случае

где Х_i = Х_i(а₁, ..., а_п, Т) - обобщённые силы, являющиеся также П. с. Каждому набору независимых П. с. соответствуют определ. потенциалы термодинамические (характеристические функции), определяющие все термодинамич. свойства системы и зависящие лишь от выбранных параметров; напр., внутр. энергия U = U(V, S), энтропия S = S(V, U), энтальпия H = Н(Р, S), энергия Гельмгольца (свободная энергия F = F(V, Т), энергия Гиббса G = G(P, T, N), N - число частиц. Для многокомпонентных систем нужно учитывать ещё дополнит. П. с.: концентрации компонент с_i или их хим. потенциалы

. Для многофазных систем каждая фаза описывается своим парциальным термодинамич. потенциалом (см. Гиббса правило фаз).

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.