Физическая энциклопедия Том 4 - Порохов А.М.
Скачать (прямая ссылка):
Лит.: Комолов В. П., Трофименио И. Т., Квантование фазы при обнаружении радиосигналов, М., 1976; Сверхгенераторы, М., 1983. Ю. С. Константинов.
СВЕРХГИГАНТЫ — иаиб. яркие звёзды, светимость к-рых превышает ~ IO4Lq и может достигать (2—3)-IO6Lo (L© — светимость Солнца). По двумерной спектральной классификаций С. описываются как объекты светимости классов Ia+, Ia1 lab, Ib (звёзды класса Ia+ иногда именуются также гипергигантами или сверхсверхгигантами). Традиционно С. подразделяются на голубые (спектральных классов О, В и А), жёлтые (F, G) н красные (К и М,‘см. также Красные гиганты и сверхгиганты). По эмпнрич. оценкам массы С. достигают 50—60 Mq, однако возможно существование объектов с массой до ж 100 Mq. Раднусы С. составляют от ~10До у звёзд ранних спектральных классов до —^1000 Rq у звёзд нанб. поздних спектральных классов. Кроме того, С. поздних классов обладают пылевыми оболочками, протяжённость к-рых может достигать неск. тысяч собств. радиусов звёзд.
У большинства С. наблюдается спектральная и фото-метрич. переменность разл. масштабов и периодичности, колебания блеска. Эти явлення связаны с неустойчивостью протяжённых оболочек, пульсациями 8вёзд, прохождением через оболочки ударных волн, нерегулярными движениями больших областей атмосфер С.
Звёзды с массами от ж5Mq до «12 Mq попадают в область Герцшпрунга — Ресселла диаграммы, занимаемую С. (т. е. становятся С.), на наиб, поздних стадиях своей эволюции, когда у них формнруютсн углероднокислородные ядра, окружённые тонкими слоевымн источниками энерговыделення (см. Эволюция звёзд). Me-вее массивные звёзды никогда не достигают стадии С.
Звёзды с массами от 2 Mq до (40 ±10) Mq проводят в области С. практически всё своё время жизни, более массивные звёзды покидают область С. в конце илн после завершення стадип горения водорода в ядре.
Одним из осн. факторов, определяющих эволюцию С.. является потеря вещества, скорость к-рой составляет от ~10-8 M ©/год у звёзд спектрального класса А до ~10~б MqIгод у звёзд наиб, раиних и наиб, поздних спектральных классов. У горячих С. истечение вещества происходит под действием давления излучения в резонансных линиях в УФ-области спектра, у каиб. холодных С.— под действием давления излучения на пыль и молекулы, к-рые передают импульс газу. Механизм потери вещества объектами промежуточных спектральных илассов пока не вполне ясен. С. с массами, меньшими ж 10 Mq, в результате потери вещества превращаются в окружённые плотными газопылевыми оболочками т. н. OH/IH-звёзды, излучающие преим. в ИК- и радиоднапазонах спектра, затем — в ядра планетарных туманностей я оканчивают эволюцию белыми карликами. С. с массами от ж 10 Mq до (40 ± ± 10)Л/© к моменту выгорания в их недрах ядерного горючего обладают протяжёнными оболочками л взрываются как сверхновые звёзды II типа, образуя нейтронные звёзды. Более массивные С. теряют оболочки на стадии горения водорода в ядре и покидают область С. на диаграмме Герцшпрукга — Ресселла, становясь горячими гелиевыми Вольфа — Райе звёздами. Последние, завершив эволюцию, также взрываются как сверхновые (тнпа Ib), образуя нентрокиые звёзды и, возможно, чёрные дыры.
Для С. поздних спектральных классов характерны миогочисл. аномалии хим. состава, связанные с проникновением конвекции из оболочки в область интенсивного ядерного горения, где происходит синтез хим. элементов. При взрывах С. как сверхновых и выбросах тт оббЛбчёк прсясубяит вбогзщеяле тжвёздяой среды тяжёлыми элементами.
JIum,: Ягер К. де, Звезды наибольшей светимости, пер. С англ., М., 1984, Л. Р. Юнгельсон.
СВЕРХДАЛЬНЕЕ РАСПРОСТРАЛЁНИЕ РАДИОВОЛН — распространение радиоволн на расстояния, существенно превышающие протяжённость стандартных линий радиосвязи (<, 10 тыс. км). Реализуется прн благоприятном пространственном распределении электронной концентрации Ne и эфф. частоты соударений v над землёй на уровне ~70-^400 км,; определяющих совместно с рабочей частотой / осн. свойства показателя преломления земной атмосферы и формирующих такой волновой канал (см. Волноводное распространенце радиоволн), к-рый обеспечивает найм, затухание в точке приёма. Прн этом существ, роль играют высотнан стратификация среды н её горизонтальная неоднородность .
Представление о предельно достижимой дальности менялось с накоплением эксперим. фактов, развитием приёмно-передающих комплексов н теорнн распространения эл.-магн. волн. Первые опыты Г. Маркоии (G. Marconi) по трансатлантич. связн (1901) продемонстрировали неожиданно высокую , напряжённость поля и привели А. Кеннелли (A. Keunelly) и О. Хевисайда (О. Heaviside) к гипотезе о существовании ионосферы, отражающей радиоволны обратно к Земле (см. Отражение радиоволн). Освоение в 1920-е гг. К В-диапазона (декаметрового) показало возможность установления дальних связей даже прн малых излучаемых мощностях. Были обнаружены сигналы, проходящие по обратной дуге большого круга, и кругосветное эхо, отмечено повышение амплитуды сигнала в окрестности антипода излучателя. Дальнейшие исследования, в т. ч. с помощью ИСЗ, геофиз. ракет н остронаправлеиных антенн, показали наличие разнообразных каналов С. р. р., множественность траекторий, сложные вариации азимутальных углов прихода, связь оптнм. условий распространения с освещённостью трассы. Эти ис-
