Термодинамическое состояние. РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА. Глоссарий по физике

Термодинамическое состояние - равновесное макроскопич. состояние термодинамической системы, к-рое фиксируется заданием параметров состояния, представляющих собой измеряемые макроскопич. приборами ср. величины определ. набора характеристик системы. Конкретный выбор этих параметров неоднозначен и определяется тем, каким способом рассматриваемая равновесная система выделяется из среды окружающих её тел и др, систем (т. е. видом контакта системы и окружения). Обычно используется один из четырёх вариантов такого выбора: 1) адиабатически изолированная система (система выделена стенками, не допускающими через себя потоки энергии и частиц) - фиксируются энергия системы

, объём V, число частиц N и внеш. поля X; 2) система в термостате (система выделена с помощью теплопроводящих стенок и находится в равновесии с др. термодинамич. системой, выполняющей роль термометра или термостата) - фиксируются темп-pa Т или Q= kT (энергия

уже не фиксируется точно), а также V, N, X; 3) система выделена воображаемыми стенками (величины

и N точно не фиксированы)- в качестве параметров состояния используются Q, V, X и хим. потенциал m; 4) вариант 2, но с подвижной стенкой (система "под поршнем", выполняющим роль мембраны манометра, объём V уже точно не фиксирован) - параметрами состояния являются Q, давление P, N и X. В термодинамич. пределе, , V/N= const, все четыре варианта оказываются эквивалентными, т. к. различия в граничных условиях проявляются как негарантированные малые поправки.

При выборе параметров в варианте 1 потенциалом термодинамическим, содержащим в себе всю информацию о равновесных свойствах системы, является энтропия S = S(, V, N, X), в варианте 2-свободная энергия (Гелъмгольца энергия) F=-QS/k = F(Q, V,N,X), в варианте 3 - введённый Гиббсом потенциал W = F- mN= = W (Q, V, X, m) и в варианте 4 - Шббса энергия (потенциал Гиббса) G = F+PV=G(Q, P, X,N). Если зафиксировать условие 1, то энтропия при стремлении системы к равновесному состоянию достигает своего макс. значения, при фиксир. условиях 2, 3, 4 соответственно потенциалы F, W, G стремятся к своим мин. значениям. Т. о., единственное и устойчивое состояние равновесия термодинамического, характеризуемое не только внеш. условиями, но и значениями всех др. макроскопич. параметров, определяется как решение вариационной задачи, соответствующей выбору одного из вариантов 1 -4 в случае 1 -

, в случае 2 - (dF)_Q_VXN=0, (d²F)_Q_VXN > 0 и т. д. Вариации термодинамич. потенциалов производятся по тем параметрам системы, к-рые при указанных фиксир. условиях могут принимать неравновесные значения.

Состояния неравновесных статистич. систем фиксируются по-разному в зависимости от этапов их эволюции. Напр., для классич. неидеального газа в нач. период времени, меньший или порядка времени взаимодействия отдельных частиц друг с другом, микроскопич. состояние системы определяется как в механике - заданием импульсов и координат всех N частиц. Затем состояние хаотизируется, индивидуальность частиц утрачивается и система вступает в кинетич. фазу эволюции, описываемую кинетич. функциями распределения и кинетич. ур-ниями (см. Кинетическая теория газов ).По истечении времени t~т_пр (т_пр - ср. время свободного пробега) в областях системы, имеющих локальный размер ~l (l-ср. длина свободного пробега), возникает локальное термодинамическое равновесие. Темп-ра Q (t, r), плотность n(t, r)и др. определяемые ими термодинамич. характеристики являются локальными и зависят от времени t и пространственной координаты r. На этом этапе эволюция системы описывается ур-ниями гидроди-намич. типа с учётом неоднородностей температуры, плотности и конкретных граничных условий (Навье -Стокса уравнения, ур-ния теплопроводности, диффузии и др.), а состояние- как "карта" релаксирующих значений локальных термодинамич. характеристик. Лишь по истечении общего времени релаксации в системе прекращаются потоки, устанавливаются равновесные значения температуры (одинаковые для всех r), плотности, давления и т. д. (при наличии внеш. статич. поля эти величины неоднородны и зависят от r), утрачивается роль граничных условий, кинетических коэффициентов и т. д. При этом поведение системы описывается методами равновесной термодинамики, состояние фиксируется условиями 1-4, а сама система конкретизируется с помощью макроскопич. ур-ний состояния или соответствующим термодинамич. потенциалом.

Литература по термодинамическим состояниям

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.