Физическая энциклопедия Том 4 - Порохов А.М.
Скачать (прямая ссылка):
4- 21 на разных частотах получено также ограничение на массу покоя реального фотона: Tnr < IO-44 г. Данное ограничение более слабое, чем полученное из анализа земного магн. поля, однако анализ земного магнетизма даёт ограничение и а массу виртуальных фотонов. Благодаря широкополосности, сильной линейной поляризации и импульсному характеру иа-лучеиия П. являются идеальными зондами для исследования межзвёздной среды, самой природой разбросанными по объёму Галактики. С помощью наблюдений П. было найдено, напр., что ср. концентрация электронов в межзвёздной среде равна 0,03 ± 0,1 см""*. Было установлено также, что галактич. маги, поле однородно в масштабах > 1 кпк и в ср. составляет (2,2 ± 0,4) «Ю-* Гс.
Лит.: Манчестер Р., Тейлор Д., Пульсары, пер. с англ.. М., 1980; Taylor J. Н. Stinebring D.R., Recent progress in the understanding of pulsars, «Ann. Rev. Astr. Ast-roph.», 1986, v. 24, p. 285. В. В. Усов.
ПУЛЬСАЦИИ ЗВЁЗД — собственные колебания звёзд, проявляющиеся в нх периоднч. расширении и сжатии. Простейший вид собств. колебаний звезды — радиальные сферически-симметричные пульсации. В общем случае иерадиальных колебаний меняется и форма звезды, напр, звезда периодически принимает форму то вытянутого, то сплюснутого эллипсоида. Пульсации обусловливают переменность цефеид, звёзд типа RV Тельца, RR Лиры, 6 Щита, |3 Цефея, ZZ Кита и нек-рых др. типов физ. переменных звёзд.
Большинство звёзд обладает значит, концентрацией массы к центру: плотность вещества в центре на неск. порядков превышает ср. плотность звезды. Как следствие, П. з. него мол огичны: относит, амплитуда колебаний в центре намного меньше, чем на поверхности.
Период P собств. колебаний звезды определяется в основном ср. плотностью вещества звезды р. Теоретич.
соотношение имеет вид P = const, где постоянная различна для разных мод и немного зависит от распределения вещества внутри звезды. Периоды большинства перем, звёзд согласуются с гипотезой радиальных колебаний в осн. моде (это колебание не имеет узлов вдоль радиуса), ио у иек-рых звёзд наблюдаются пульсации в обертонах или даже в неск. модах, в т. ч. не-радиальных. Для звёзд конкретного типа переменности, напр, типа RR Лиры, подобных друг другу по структуре, соотношение период — ср. плотность выполняется хорошо.
В пульсирующей авезде, за иснлючением её самых виеш. областей, колебания происходят почти адиабатически, в том смысле, что в течение цикла колебаний любой выделенный в звезде1 слой никак не изменяет проходящий через него потон излучения и пульсирует
ПУЛЬСАЦИИ
ПУЛЬСАЦИИ
как бы в условиях полной теплоизоляции, без теплообмена с окружающими слоями. Анализ аднабатич. П. g, не может дать информации о пульсац. устойчивости звезды, т. е. о нарастании или затухании малых колебаний с течением времени. Однако такой анализ обычно даёт хорошее описание механич. свойств звезды, в частности весьма точные значения периодов и правильное представление о распределении амплитуды пульсаций вдоль радиуса.
Возбуждение пульсаций звёзд. Хотя иеаднабатич. эффекты малы, они приводят к медленному изменению амплитуды П. з. Если в момент наиб, сжатия выделенный в звезде слой получает нек-рое кол-во теплоты, то последующее расширение будет происходить прн большем давлении, чем сжатие. В результате работа, совершённая слоем за цикл колебаний, будет положительной, т. е., как и в любой тепловой машине, будет иметь место превращение тепловой энергии в механическую. Такой слой будет вносить вклад в возбуждение (раскачку) колебаний. Еслн же в момент наиб, сжатия слой теряет теплоту, то он вносит вклад в затухание колебаний. Еслн суммарная работа всех слоёв в звезде за цикл колебаний положительна, то звезда пульсационно неустойчива (колебания нарастают), в противном случае — устойчива (колебания затухают).
Накопление или потеря теплоты выделенным слоем звёздного вещества (еслн в слое нет источников энергии) зависит от того, какое изменеине претерпевает идущий через слой поток излучения. В большинстве звёзд поток излучения в момент иаиб. сжатия возрастает в направлении от центра к поверхности, т. е. через внеш. границу выделенного слоя выходит больше теплоты, чем поступает в слой через внутр. границу. Каждый слой в момент наиб, сжатия теряет теплоту и способствует затуханию колебаний (звезда устойчива). Такое поведение потока излучения обусловлено в осн. изменениями коэф. непрозрачности звёздного вещества х(н = а/р, где а — поглощения коэффициент). Обычно при сжатии х уменьшается, причём из-за негомоло-гичности колебаний уменьшение на виеш. границе выделенного слоя будет большим, чем на внутренней, и поэтому слой будет терять теплоту. Нек-рый отток тепла из слоя прн сжатии может иметь место и при постоянном X.
Существование большого числа длительно пульсирующих звёзд указывает иа то, что в пульсирующей звезде должен постоянно действовать механизм раскачки колебаний. Для классич. переменных звёзд (цефеид, переменных типа RR Лиры и др. звёзд в полосе нестабильности, см. Герцшпрунга — Ресселла диаграмма) самым эффективным оказывается действие зон частичной ионизации водорода и гелия, особенно зоны второй ионизации гелия. Раскачивающее действие этих зон основаио на том, что при сжатии онн способны несколько задерживать проходящий через них поток излучения, а при расширении — наоборот, усиленно терять энергию, отдавая её виеш. слоям. Действительно, в зоне ионизации энергия, выделяющаяся при сжатии, идёт ие только иа нагрев газа, но и на его ионизацию. Относит, изменения плотности бр/р связаны с относит, изменениями темп-ры б Т/ T соотношением: б 77T «
