У ствари постоје две Болтзманнове константе, Болтзманнова константа и Стефан-Болтзманнова константа; обојица играју кључне улоге у астрофизици ... први премошћује макроскопски и микроскопски свет и пружа основу за нулта-закон термодинамике; други је у једначини за зрачење црних тела.
Нулта закона термодинамике је, у суштини, оно што нам омогућава да дефинишемо температуру; ако бисте могли да „погледате унутра“ изолованог система (у равнотежи), удео састојака који чине систем са енергијом Е је функција Е, а Болтзманнова константа (к или кБ). Конкретно, вероватноћа је пропорционална:
е-Е / кТ
где је Т температура. У СИ јединицама, к је 1,38 к 10-23 Ј / К (то је џоул по Келвину). Како се Болтзманнова стална веза макроскопског и микроскопског света можда можда најлакше види овако: к је плинска константа Р (сјетимо се идеалног закона за гас, пВ = нРТ) подијељена с Авогадровим бројем.
Међу многим местима к појављује се у физици у Маквелл-Болтзманновој дистрибуцији, која описује расподелу брзина молекула у гасу ... и због тога је Земљина (и Венера) атмосфера изгубила сав водоник (и задржао је само хелијум, јер оно што се изгуби добије замењен хелијем из радиоактивног распада, у стенама) и зашто гасни дивови (и звезде) могу задржати своје.
Стефана-Болтзманнова константа (?) Повезује количину енергије коју зрачи црно тело (по јединици површине његове површине) са температуром црног тела (ово је Стефан-Болтзманнов закон). ? сачињавају друге константе: пи, пар целих бројева, брзина светлости, Планцкова константа ... и Болтзманнова константа! Пошто се астрономи готово у потпуности ослањају на откривање фотона (електромагнетног зрачења) да би посматрали свемир, сигурно ће бити изненађење кад науче да студенти астрофизике постају врло познати са Стефан-Болтзманновим законом већ у раним студијама! Напокон, апсолутна светлост (енергија зрачена у јединици времена) је једна од кључних ствари коју астрономи покушавају да процене.
Зашто се Болтзманнова константа појављује толико често? Зато што понашање великих система произилази из онога што се дешава с појединим компонентама тих система, а проучавање како доћи од малог до великог (у класичној физици) је статистичка механика ... којом је Болтзманн урадио већину првобитних тешких дизање (заједно са Маквелл-ом, Планцком и другима); заиста је Планцк дао к његово име, по Болтзманновој смрти (и Планцк-у који је имао Болтзманново-ову једначину ентропије - са к - угравирано на његовом надгробном споменику).
Желите да сазнате више? Ево неколико ресурса, на различитим нивоима: Идеални закон о гасу (из хиперфизике), Закони о зрачењу (из уводног курса астрономије) и курс Ричарда Фитзпатрицка са Универзитета у Тексасу (Аустин) (намењен студентима нижег степена) Термодинамика и статистика Механика.
Извори:
Хиперфизика
Википедиа
