Термодинамическая вероятность - число способов W, к-рыми можно реализовать данное макроско-пич.
состояние физ. системы, статистический вес макроскопич. состояния. Поскольку
W>1, Т. в. не является вероятностью в обычном смысле. Т. в.
связана с энтропией соотношением Больцмана S = klnW. В
случае идеальных газов Т. в. легко вычисляется. Величина энтропии и, следовательно,
Т. в. зависят от типа статистики, к-рой подчиняются частицы (см. Больцмана
статистика, Базе - Эйнштейна статистика, Ферми - Дирака статистика). Для реальных систем Т. в. можно оценить по величине статистической суммы
Z, напр. для канонического распределения Гиббса S= - (дF/дT)V,N,, где F-Гельмголъца энергия, V- объём системы, содержащей N частиц.
Когда число N велико, Т. в. становится очень большой: ,
где -энергия
системы. В термодинамическом пределе ()
Т. в. экспоненциально растёт с увеличением N.
Знаете ли Вы, что "гравитационное линзирование" якобы наблюдаемое вблизи далеких галактик (но не в масштабе звезд, где оно должно быть по формулам ОТО!), на самом деле является термическим линзированием, связанным с изменениями плотности эфира от нагрева мириадами звезд. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.
,
где 
-энергия
системы. В термодинамическом пределе (
)
Т. в. экспоненциально растёт с увеличением N.
