Идеальный газ во внешнем поле.

Пусть идеальный газ находится в каком-либо силовом поле, например, в поле тяжести. Так как на молекулы газа в этом случае действуют внешние силы, то давление газа не будет всюду одинаковым, а будет меняться от точки к точке.

В простейшем случае силы поля имеют неизменное направление, характеризуемое осью z. Пусть две площадки единичной площади ориентированы перпендикулярно оси z и находятся друг от друга на расстоянии dz. Если давления газа на обеих площадках равны р и p + dp, то разность давлений должна, очевидно, равняться суммарной силе, действующей на частицы газа, заключенные в объеме параллелепипеда с единичным основанием и высотой dz. Эта сила равна Fndz, где n – плотность молекул (т. е. их число в единице объема), a F – сила, действующая на одну молекулу в точке с координатой z. Поэтому

dp = nFdz.

Сила F связана с потенциальной энергией U(z) молекулы соотношением F = - dU/dz, так что

dp = – ndz dU/dz = – n dU.

Так как газ предполагается идеальным, то p = nkT. Если температура газа в различных точках одинакова, то

dp = kT dn.

Разность давлений dp в обоих случаях определяется разностью высот. Поэтому

Отсюда

и окончательно

Здесь n₀ – постоянная, представляющая собой плотность молекул в точке, где U = 0.

Полученная формула, связывающая изменение плотности газа с потенциальной энергией его молекул, называется формулой Больцмана. Давление отличается от плотности постоянным множителем kT, поэтому такое же уравнение справедливо и для давления

В случае поля тяжести вблизи земной поверхности потенциальная энергия молекулы на высоте z равна U = mgz, где m – масса молекулы. Поэтому, если считать температуру газа не зависящей от высоты, то давление р на высоте z будет связано с давлением р₀ на поверхности Земли соотношением

Эту формулу называют барометрической формулой. Ее удобнее представить в виде

где  – молекулярный вес газа, R – газовая постоянная.

Эту формулу можно применять и в случае смеси газов. Поскольку молекулы идеальных газов практически не взаимодействуют друг с другом, каждый газ можно рассматривать отдельно, т. е. аналогичная формула применима к парциальному давлению каждого из них. Чем больше молекулярный вес газа, тем быстрее его давление убывает с высотой. Поэтому атмосфера по мере увеличения высоты все более обогащается легкими газами: кислород, например, убывает в атмосфере быстрее, чем азот.

Следует, однако, иметь в виду, что применимость барометрической формулы к реальной атмосфере весьма ограничена, поскольку атмосфера в действительности не находится в тепловом равновесии и ее температура меняется с высотой.

Из формулы Больцмана можно сделать интересное заключение, если попытаться применить ее к атмосфере на любых расстояниях от Земли. На очень больших расстояниях от земной поверхности под U нужно понимать не mgz, a точное значение потенциальной энергии частицы

где  – гравитационная постоянная, М – масса Земли и r – расстояние от центра Земли. Справедливость этого выражения легко проверить дифференцированием по расстоянию (F = - dU/dr) и последующим сравнением с законом всемирного тяготения. Подстановка этой энергии в формулу Больцмана дает следующее выражение для плотности газа:

где через n_ теперь обозначена плотность газа в месте, где U=0 (т. е. на бесконечном расстоянии от Земли). Если r равен радиусу Земли R, получится соотношение между плотностью атмосферы на поверхности Земли n₀ и на бесконечности n_:

Согласно этой формуле плотность атмосферы на бесконечно большом расстоянии от Земли должна была бы быть отлична от нуля. Такой вывод, однако, абсурден, так как атмосфера имеет земное происхождение, и конечное количество газа не может быть распределено по бесконечному объему с нигде не исчезающей плотностью. Полученный вывод объясняется тем, что атмосфера предполагалась находящейся в состоянии теплового равновесия, что не соответствует действительности.

Данный результат показывает, что гравитационное поле вообще не может удержать газ в состоянии равновесия, а потому атмосфера должна непрерывно рассеиваться в пространстве. В случае Земли это рассеяние чрезвычайно медленно, и за все время своего существования Земля не потеряла сколько-нибудь заметной доли своей атмосферы. Но, например, в случае Луны с ее гораздо более слабым полем тяготения потеря атмосферы происходила гораздо быстрее, и в результате Луна в настоящее время атмосферы уже не имеет.