в атмосферах звёзд, состояние звёздной атмосферы, при котором перенос энергии в ней осуществляется лучеиспусканием, причём каждый элемент объёма атмосферы излучает столько же энергии, сколько и поглощает. Предположение о Л. р. справедливо для большинства звёзд, так как перенос энергии другими способами (конвекцией и теплопроводностью) играет в звёздных атмосферах меньшую роль. Определение физических условий в атмосфере при Л. р. сводится к совместному решению уравнений переноса излучения и лучистого равновесия. К ним добавляется уравнение механического равновесия атмосферы под действием силы притяжения и сил газового и светового давления. Делается также допущение о термодинамическом равновесии при собственной температуре в каждом месте. Решение указанных уравнений позволяет определить изменение плотности и температуры с глубиной, а также поле излучения в атмосфере звезды. В частности, при этом находится распределение энергии в непрерывном спектре звезды. Сравнивая вычисленное таким путём распределение энергии в спектре с наблюдённым, проверяют правильность принятой теории.

При теоретическом определении линейчатых спектров звёзд в уравнении Л. р. учитывается перераспределение излучения по частотам внутри линии. Теория даёт возможность найти профиль спектральной линии, а также её эквивалентную ширину, то есть ширину соседнего участка непрерывного спектра, энергия в котором равна полной энергии, поглощённой в линии. Большое значение имеет зависимость эквивалентной ширины от числа поглощающих атомов (так называемая кривая роста), использование которой позволяет определить химический состав звёздных атмосфер. По профилям линий можно судить о вращении звёзд, о наличии в их атмосферах магнитных полей и других эффектах. Особое место в теории Л. р. занимает исследование звёзд с яркими линиями в спектрах. Такие спектры возникают в оболочках, выбрасываемых различными нестационарными звёздами (новыми, звёздами типа Be и другими). См. также Звёзды.

Лит.: Соболев В. В., Курс теоретической астрофизики, М., 1967; Иванов В. В., Перенос излучения и спектры небесных тел, М., 1969.

В. В. Соболев.

основной закон гетерогенных равновесий, согласно которому в гетерогенной (макроскопически неоднородной) физико-химической системе, находящейся в устойчивом термодинамическом равновесии, число фаз не может превышать числа компонентов, увеличенного на 2 (см. Фаз правило); установлено Дж. У. Гиббсом в 1873-76.

одновременное существование термодинамически равновесных фаз (См. Фаза) в многофазной системе. Простейшие примеры - равновесие жидкости со своим насыщенным паром, равновесие воды и льда при температуре плавления, расслоение смеси воды с триэтиламином на два несмешивающихся слоя (две фазы), отличающихся концентрациями. В равновесии могут находиться (в отсутствии внешнего магнитного поля) две фазы ферромагнетика с одинаковой осью намагничивания, но различным направлением намагниченности; нормальная и сверхпроводящая фазы металла во внешнем магнитном поле и т.д.

При переходе в условиях равновесия частицы из одной фазы в другую энергия системы не меняется. Другими словами, при равновесии химические потенциалы (См. Химический потенциал) каждой компоненты в различных фазах одинаковы. Отсюда следует Фаз правило Гиббса: в веществе, состоящем из k компонент, одновременно могут существовать не более чем k + 2 равновесные фазы. Например, в однокомпонентном веществе число одновременно существующих фаз не превосходит трёх (см. Тройная точка). Число термодинамических степеней свободы, т. е. переменных (физических параметров), которые можно изменять, не нарушая условий Ф. р., равно k + 2 - φ, где φ - число фаз, находящихся в равновесии. Например, в двухкомпонентной системе три фазы могут находиться в равновесии при разных температурах, но давление и концентрации компонент полностью определяются температурой.

Изменение температуры фазового перехода (кипения, плавления и др.) при бесконечно малом изменении давления определяется Клапейрона - Клаузиуса уравнением (См. Клапейрона - Клаузиуса уравнение). Графики, изображающие зависимость одних термодинамических переменных от других в условиях Ф. р., называются линиями (поверхностями) равновесия, а их совокупность - диаграммами состояния (См. Диаграмма состояния). Линия Ф. р. может либо пересечься с другой линией равновесия (тройная точка), либо кончиться критической точкой (См. Критическая точка).

В твёрдых телах из-за медленности процессов диффузии (См. Диффузия), приводящих к термодинамическому равновесию, возникают неравновесные фазы, которые могут существовать наряду с равновесными. В этом случае правило фаз может не выполняться. Правило фаз не выполняется также и в том случае, когда на кривой равновесия фазы не отличаются друг от друга (см. Фазовые переходы (См. Фазовый переход)).

В массивных образцах в отсутствии дальнодействующих сил между частицами число границ между равновесными фазами минимально. Например, в случае двухфазного равновесия имеется лишь одна поверхность раздела фаз. Если хотя бы в одной из фаз существует дальнодействующее поле (электрическое или магнитное), выходящее из вещества, то энергетически более выгодны равновесные состояния с большим числом периодически расположенных фазовых границ (Домены ферромагнитные и сегнетоэлектрические, промежуточное состояние сверхпроводников) и таким расположением фаз, чтобы дальнодействующее поле не выходило из тела. Форма границы раздела фаз определяется условием минимальности поверхностной энергии (См. Поверхностная энергия). Так, в двухкомпонентной смеси при условии равенства плотностей фаз граница раздела имеет сферическую форму. Огранка кристаллов (См. Кристаллы) определяется теми плоскостями, поверхностная энергия которых минимальна.

Лит.: Ландау Л. Д., Ахиезер А. И., Лифшиц Е. М., Курс общей физики. Механика и молекулярная физика, 2 изд., М., 1969; Френкель Я. И., Статистическая физика, М. - Л., 1948.

В. Л. Покровский.