Гиббса энергия (изобарно-изотермический потенциал, свободная энтальпия) - один из термодинамических потенциалов, характеристич. функция при выборе давления P и температуры T в качестве
независимых термодинамич. параметров. Введена Дж. У. Гиббсом в 1875. (Иногда
Г. э. наз. термодинамич. потенциалом Гиббса или просто термодинамич. потенциалом,
в узком смысле слова, и обозначают Ф.) Г. э., обычно обозначаемая G,
связана с внутренней энергией U, энтропией S и объёмом V соотношением
. Г. э.
для однокомпонентной системы пропорциональна числу частиц N и равна ,
где - хим. потенциал,
зависящий только от P и T. Изменение Г. э. при квазистатич. процессе
и пост. числе частиц равно.
Следовательно, энтропию и объём можно получить дифференцированием Г. э.: ,
. Это означает,
что Г. э. есть характеристич. функция в переменных P и T. Удобство
применения Г. э. связано с тем, что G/N зависит только от интенсивных
термодинамич. параметров P и T, к-рые в равновесии постоянны для
всей системы.
Для многокомпонентной системы
Г. э. есть линейная функция от чисел частиц Nj в компонентах
j (или от масс компонент)
, где -хим. потенциал
компонента j. Следовательно, .
Термодинамич. равновесие
соответствует минимуму Г.э. В системе со мн. степенями свободы
, где аi - внеш. параметры, Ai - обобщённые
силы.
Г. э. связана с энтальпией
H=U+PV соотношением G=H-TS, к-рое аналогично выражению для Гельмгольца
энергии (свободной энергии) F=U-TS. Термин "свободная
энтальпия" основан на этой аналогии. С энергией Гельмгольца Г. э. связана
соотношением G=F+PV. В статистич. физике энергия Гельмгольца, а следовательно,
и Г. э. выражаются через статистич. интеграл (статистич. сумму).
Литература по энергии Гиббса
Фаулер Р., Гуггенгейм Э., Статистическая термодинамика, пер. с англ., М., 1949;
Зоммерфельд А., Термодинамика и статистическая физика, пер. с нем., М., 1955;
Хаар Д., Вергеланд Г., Элементарная термодинамика, пер, с англ., М., 1968;
Кубо Р., Термодинамика, пер. с англ., М., 1970;
Гиббс Дж. В., Термодинамика. Статистическая механика, пер. с англ., М., 1982;
Леонтович М. А., Введение в термодинамику. Статистическая физика, М., 1983.
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.