ТЕРМОДИНАМИЧЕСКОЕ РАВНОВЕСИЕ

Термодинамическое равновесие (тепловое, или статистическое, равновесие) - состояние, в к-рое приходит любая замкнутая макроскопическая система по истечении достаточно большого промежутка времени. При Т.р. устанавливается детальный баланс - любой элементарный процесс в системе оказывается уравновешенным соответствующим обратным процессом. Если, напр., за ед. времени в нек-ром макроскопич. элементе объема среды (газа) N атомов (ионов, молекул) переходит из начального энергетич. состояния i в состояние k в результате поглощения фотона или соударения с к.-л. частицей, то при Т.р. в том же объеме за то же время произойдет столько же переходов из состояния k в состояние i с излучением фотонов такой же энергии или с равнозначным уменьшением кинетич. энергии системы. Детальный баланс имеет место для процессов, изменяющих кинетич. энергию и направление движения элементарных частиц, атомов, ионов, молекул, состояние их возбуждения, для процессов ионизации и рекомбинации, диссоциации и образования молекул и т.д. В состоянии Т.р. параметры системы не меняются со временем (строго говоря, те из параметров, к-рые не фиксируют заданные условия существования системы, могут испытывать флуктуации - малые колебания около своих ср. значений). Из детального баланса процессов следует, что при Т.р. реализуется: Максвелла распределение частиц по скоростям, Больцмана распределение частиц по энергиям, Саха формула для степени ионизации атомов и молекул, закон действующих масс для хим. равновесия, Планка закон излучения, Кирхгофа закон излучения, Стефана-Больцмана закон излучения и т.д. Причем темп-ры T, входящие в ф-лы, описывающие эти законы и распределения, одинаковы во всех равновесной системы и для всех сортов частиц, т.е. можно говорить просто о температуре системы. Термодинамически равновесное поле излучения можно получить внутри замкнутой полости с теплоизолирующими стенками (см. Абсолютно черное тело). Внутри такой полости фотоны распределены однородно и изотропно, интенсивность излучения поределяется формулой Планка , а поток излучения строго равен нулю. Однако если в стенке полости имеется отверстие достаточно малое, чтобы практически не нарушать равновесия внутри полости, то спектр. плотность потока излучения (количество энергии, приходящий через единицу площади за единицу времени в единичном интервале частот) через такое малое отверстие равна . Во Вселенной в целом условие, близкое к Т.р., реализовались лишь на ранних этапах ее эволюции, до эпохи рекомбинации (см. Космология). В звездах Т.р., вообще говоря, отсутствует, т.к. всякая звезда излучает с поверхности некоторое количество эл.-магн. энергии, возникающей в ее недрах вследствие термоядерных реакций. Существующий в звездах поток энергии наружу, а значит, и градиент (перепад) темп-ры между внутренними и наружными частями не совместимы с Т.р. Применительно к звездам, а иногда и к другим астрономич. объектам используется предположение о локальном Т.р., согласно к-рому темп-ра в разных элементах объема среды разная, существует поток излучения наружу (поле излучения неизотропно), но в каждом элементе объема среды справедливо распределения Максвелла и Больцмана, ф-ла Саха, закон излучения Кирхгофа, причем во всех из них для данного объема входит одно и то же локальное (местное) значение темп-ры, одинаковое для всех сортов частиц. Локальное Т.р. хорошо выполняется в недрах звезд, в слоях с оптической толщей на всех частотах, на к-рых светит звезда, и менее оправдано для внешних слоев звезды (в фотосфере). Тем не менее, поскольку предположение о локальном Т.р. очень сильно облегчает расчет моделей атмосфер звезд, его часто используют при расчете радиального распределения темп-ры и характеристик непрерывного спектра звезд (т.н. LTE-модели). При отказе от этого редположения (в т.н. NLTE-моделях) приходится находить совместные решения ур-ний переноса излучения, статистического равновесия (населенности уровней ионизационного равновесия для большого числа ионов хим. элементов) и гидростатического равновесия в звездах со стационарными атмосферами, а в случае нестационарных атмосфер - уравнений гидродинамики. Совместное решение этих уравнений - задача очень трудная, требующая применения быстродействующих ЭВМ. Как следует из сравнения LTE- и NLTE-моделей атмосфер, гипотеза локального Т.р. позволяет в большинстве случаев качественно, а часто и с неплохой точностью количественно описать непрерывный спектр выходящего из звезды излучения и рапределения осн. физ. величин с глубиной в атмосферах звезд. Основанием для применения гипотезы локального Т.р к звездным атмосферам служит то обстоятельство, что излучение, поглощаемое элементарным объемом атмосферы, в сильной степени перерабатывается прежде, чем покидает его. Как известно из термодинамики, такая переработка идет в направлении установления Т.р. Локальное Т.р. является зорошим приближением к реальности для всех астрофизических объектов или их частей, где среда оказывается оптически толстой на всех частотах, на к-рых объект излучает. Примерами таких объектов могут служить протозвезды и протопланеты на поздних стадиях эволюции, когдаплотность газа становится значительной. В межзвездном газе и туманностях, в газовых оболочках активных ядер галактик условие, как правило, очень далеки от Т.р., и из термодинамических равновесных соотношений для них обычно можно использовать лишь максвелловское распределение частиц по скоростям. Для расчета темп-ры, ионизации, спектра излучения в этих случаях необходимо решить уравнения статистич. равновесия. Типичными примерами отсутствия Т.р. явл. условия, господствующие в солнечной короне и в планетарных туманностях. В первом случае темп-ра излучения определяется темп-рой фотосферы ( 6000 К), тогда как электронная температура, определяемая распределением электронов по скоростям, достигает К. В планетарных туманностях господствуют совершенно другие условия: темп-ра излучения определяется темп-рой центральной горячей звезды (ядра) К, электронная же темп-ра составляет всего 5-10 тыс. К. Лит.: Ландау Л.Д., Лифшиц Е.М., Статистическая физика, ч. 1, 3 изд., М., 1976; Михалас Д., Звездные атмосферы, ч. 1-2, пер. с англ., М., 1982. (Н.Г. Бочкарев)