Кюри - Вейса закон. РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА. Глоссарий по физике

Параметры вещества - постоянная Кюри С и парамагн. темп-pa Кюри

- играют важную роль в объяснении природы магнетизма [1]. К.- В. з. установлен П. Вейсом (P. Weiss, 1907). В дальнейшем было экспериментально показано, что у очень многих ферро- и антиферромагнетиков в парамагн. области (при темп-pax выше Кюри точки T_c и соответственно Нееля точки T_N)зависимость также описывается ф-лой (1). У ферромагнетиков

>0, у антиферромагнетиков

<0. В монокристаллах

анизотропна, этот эффект достигает большой величины в редкоземельных металлах.

Графически удобно изображать К.- В. з. в координатах

, где он имеет вид линейной зависимости

При этом (рис.) C=ctg

, а

определяется как точка пересечения прямой с осью Т.

Выполнение К.- В. з. в широком интервале температур носит приближённый характер. При Т

Т_С(Т_N)наблюдается отклонение от ф-лы (2). У ферромагнетиков

и T_C не совпадают (рис.), но очень близки, у антиферромагнетиков

и T_N могут существенно различаться.

С теоретич. точки зрения (в рамках теории молекулярного поля)К.- В. з. является обобщением Кюри закона на случай взаимодействия между лока-лизов. магн. моментами. При этом параметр

в (2) совпадает с коэф. l молекулярного поля Н*=

M(М - намагниченность образца). В Гейзенберга модели коэф.

пропорционален обменному интегралу между спиновыми моментами S, a

(N - число магн. атомов в образце, g - Ланде множитель ,

- магнетон Бора).

Для модели Гейзенберга существенна локализация электромов - носителей магн. момента. Между тем К.- В. з. наблюдается в большом числе металлов и сплавов (включая осн. ферромагн. металлы Fe, Co, Ni), где электроны, обусловливающие их магн. свойства, делокализованы. Учёт обменного взаимодействия в теории коллективизиров. электронов Стонера - Вольфарта хотя и усиливает слабо зависящий от Т Паули парамагнетизм (Т), но не может привести к К.- В. з. при

(

10⁴

К - температура Ферми в металле) ввиду сильного вырождения электронного газа (вклад в парамагнетизм оказывается квадратичным, а не линейным но параметру T/T_F). Для преодоления этого противоречия в теоретич. объяснении К.- В. з. в 70-х гг. 20 в. была предложена теория кпиновых флуктуации [2], к-рая учитывает корреляции между электронами и приводит к появлению линейной (или близкой к ней) зависимости

(Т), что и даёт возможность объяснить справедливость К.- В. з. для меггаллов и сплавов.

Помимо флуктуационного механизма, к К.- В. з. могут приводить особенности реальной электронной структуры магнетиков. Так, при наличии пика плотности состояний вблизи энергии Ферми (как, напр., в Ni) зависимость

(Т)имеет вид К.- В. з. [3, 4].

На температурную зависимость магн. восприимчивости

может влиять также размытие электронного спектра, вызванное разл. типами взаимодействий в твёрдом теле. Выяснение их роли - актуальная задача теории магн. явлений и эксперимента.

Литература по закону Кюри - Вейса

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.