黒体輻射における光子気体の熱力学とは? わかりやすく解説

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黒体輻射における光子気体の熱力学

出典: フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』 (2018/06/25 16:03 UTC 版)

光子気体」の記事における「黒体輻射における光子気体の熱力学」の解説

分大きな気体分子の系において、分子エネルギーマクスウェル・ボルツマン分布に従う。この分布に達するためには、分子互いに衝突しエネルギーと運動量交換するプロセスを経る必要がある光子気体においても平衡状態存在するが、光子同士相互作用しないため、光子気体何らかの別の方法平衡状態達することになる。 一般的に光子気体系の平衡状態は、何らかの物体相互作用することによって達する。光子気体系が入っている箱を想定し光子が壁に吸収され、壁から放出されるとする。壁がある温度になっているとすると、光子気体エネルギー分布はその温度黒体輻射エネルギー分布一致する光子気体の、通常の気体分子系との最も顕著な違いは、光子気体粒子数は保存されないことである。壁の物体中の電子光子衝突すると、電子はより高エネルギーの状態に励起され光子気体系から光子消滅する励起され電子は、いずれ、より低いエネルギー状態に戻る(緩和)が、緩和が何段階かで起こるのであればその都度光子放出される光子気体系に光子増えることになる。この過程において、放出される光子エネルギーの和は吸収され光子エネルギー等しいが、光子数は変化しうるのであるこのように光子気体には粒子数の保存則がなく、その帰結として光子気体化学ポテンシャルゼロであることがわかる。 光子気体熱力学的性質は、量子力学的計算用いて求めることができる。単位体積振動数対すエネルギー密度スペクトル u は、以下のようになる。 u ( ν , T ) = 8 π h ν 3 c 3 1 e h ν / k T − 1 {\displaystyle u(\nu ,T)={\frac {8\pi h\nu ^{3}}{c^{3}}}{\frac {1}{e^{h\nu /kT}-1}}} h はプランク定数、c は光速度、ν は振動数、k はボルツマン定数、T は温度である。 振動数について積分し、体積 V を掛けることで、光子気体内部エネルギー求められる。 U = ( 8 π 5 k 4 15 c 3 h 3 ) V T 4 {\displaystyle U=\left(8{\frac {\pi ^{5}k^{4}}{15c^{3}h^{3}}}\right)VT^{4}} N = ( 16 π k 3 ζ ( 3 ) c 3 h 3 ( 2 π ) 3 ) V T 3 {\displaystyle N=\left({\frac {16\pi k^{3}\zeta (3)}{c^{3}h^{3}(2\pi )^{3}}}\right)VT^{3}} ここで ζ(n) はリーマンのゼータ関数である。なお、ある温度対し粒子数 N は体積 V のみに依存する、すなわち光子密度一定になることが分かる光子は、本質的に相対論的量子力学に従う気体状態方程式によって記述される。すなわち、 U = 3 P V {\displaystyle U=3PV} P V = ζ ( 4 ) ζ ( 3 ) N K T ≈ 0.9 N K T {\displaystyle PV={\frac {\zeta (4)}{\zeta (3)}}NKT\approx 0.9\,NKT} 以下の表に、光子気体熱力学的な関係式をまとめる。なお、圧力体積依存せず、 P ∝ a T 4 {\displaystyle P\propto aT^{4}} と書ける。 光子気体における状態方程式状態関数 (T, V)内部エネルギー U = ( π 2 k 4 15 c 3 ℏ 3 ) V T 4 {\displaystyle U=\left({\frac {\pi ^{2}k^{4}}{15c^{3}\hbar ^{3}}}\right)\,VT^{4}} 粒子数 N = ( 16 π k 3 ζ ( 3 ) c 3 h 3 ( 2 π ) 3 ) V T 3 {\displaystyle N=\left({\frac {16\pi k^{3}\zeta (3)}{c^{3}h^{3}(2\pi )^{3}}}\right)\,VT^{3}} 化学ポテンシャル μ = 0 {\displaystyle \mu =0\,} 圧力 P = 1 3 U V = ( π 2 k 4 45 c 3 ℏ 3 ) T 4 {\displaystyle P={\frac {1}{3}}\,{\frac {U}{V}}=\left({\frac {\pi ^{2}k^{4}}{45c^{3}\hbar ^{3}}}\right)\,T^{4}} エントロピー S = 4 U 3 T = ( 4 π 2 k 4 45 c 3 ℏ 3 ) V T 3 {\displaystyle S={\frac {4U}{3T}}=\left({\frac {4\pi ^{2}k^{4}}{45c^{3}\hbar ^{3}}}\right)\,VT^{3}} エンタルピー H = 4 3 U {\displaystyle H={\frac {4}{3}}\,U} ヘルムホルツの自由エネルギー A = − 1 3 U {\displaystyle A=-{\frac {1}{3}}\,U} ギブスの自由エネルギー G = 0 {\displaystyle G=0\,}

※この「黒体輻射における光子気体の熱力学」の解説は、「光子気体」の解説の一部です。
「黒体輻射における光子気体の熱力学」を含む「光子気体」の記事については、「光子気体」の概要を参照ください。

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