Энтропия большого канонического ансамбля в расширяющейся Вселенной
<< 2. Энтропия | Оглавление | 4. Заключение >>
3. Модельный конфигурационный интеграл
Для вычисления конфигурационного интеграла воспользуемя стандартным Ван дер Ваальсовским способом. Хотя применимость его здесь вряд ли обоснованна в виду дальнодействия затронутых сил, в оправдание можно привести лишь отсутствие других способов.
Итак, замечая, что , ибо поведение кинетической и
потенциальной энергии, по-видимому, должно быть согласованно (см. далее),
и считая, что потенциал имеет форму ямы глубиной
и размером
(
,
- порядка размеров галактики), а также
вычитая из него среднюю энергию, равную
(
- коэффициент
порядка еденицы, зависящий от формы объема и равный для шара
), имеем следующие выражения:


откуда
![]() |
(9) |
![]() |
(10) |

![]() |
(11) |







Теперь, после некоторых перобразований, можно получить для энтропии:
Уже отсюда видно, что квадратичная зависимость от
оставляет лишь присущую идеальному газу часть этого выражения, но это
говорит скорее о слабости модели, чем о невозможности такого поведения.
Тем не менее, мы предположим, что поведение также линейно с
ростом числа частиц. В качестве обоснования можно сослаться на работы
(Layzer, 1963; Irvine, 1965), показавших, что в среднем во Вселенной
корреляционная часть энергии и кинетическая энергия ведут себя согласованно
(стремясь в итоге к вириализованному состоянию). Совместно с условиями на
,
и выражением для
, это дает:

где


Это выражение, с учетом всех наложенных условий, уже может иметь
отношение к реальности и дает отличные от нуля слагаемые, отвечающие за
изменение энтропии взаимодействием. Его уже можно исполдьзовать - по крайней
мере, для достаточно разреженных систем (а для типичных скоплений выполнено,
что
) - для отдания предпочтения тому или другому
варианту распределения
.
Для выражения (12) с учетом условий (5) можно решить
и более общую задачу с любыми разумныни - найти экстремальное
распределение
, доставляющее максимум энтропии. Приравняв вариационную
производную нулю, получим:
![]() |
(13) |



Эти формулы, тем не менее, будучи применены к конкретным ситуациям, несмотря на кажущееся значительное отличие, дают распределения, близкие к Пуассоновому. Дальнейшая работа необходима для более тщательного исследования этого вопроса.
<< 2. Энтропия | Оглавление | 4. Заключение >>
Публикации с ключевыми словами:
Космология - галактики - Расширение Вселенной - гравитационное скучивание галактик - термодинамика - энтропия
Публикации со словами: Космология - галактики - Расширение Вселенной - гравитационное скучивание галактик - термодинамика - энтропия | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> |