Физическая энциклопедия Том 4 - Порохов А.М.
Скачать (прямая ссылка):
С. з. тесно связаны со свойствами симметрии физ. систем. При атом симметрия понимается как инвариантность физ. законов относительно иек-рой группы преобразований входящих в них величии. Наличие симметрии приводит к тому, что для данной системы существует сохраняющаяся физ. величина (см. Нётер теорема). Т. о., если известны свойства симметрии системы, можно найти для неё закоиы сохранения, н наоборот.
Как отмечалось, законы сохранения энергии, импульса, угл. момента обладают всеобщностью. Это
обусловлено тем, что соответствующие симметрии можно рассматривать как симметрии иростраиства-вромени (мира), в к-ром движутся материальные тела. Так, сохранение энергии связано с однородностью времени, т. е. G инвариантностью физ. законов относительно изменения начала отсчёта времени; сохранение импульса н момента связаны соответственно с однородностью пространства (инвариантность относительно пространственных сдвигов) и изотропностью пространства (инвариантность относительно вращений пространства). Поэтому проверка механич. С. з. есть проверка соответствующих фук-дам. свойств пространства-времени. Долгое время считалось, что кроме перечисленных элементов симметрии пространство-время обладает зеркальной симметрией, т. е. инвариантно относительно пространственной инверсии. Тогда должна была бы сохраняться пространственная чётность. Однако в 1957 было экспериментально обнаружено несохранение чётности в слабом взаимодействии, поставившее вопрос о пересмотре взглядов на глубокие свойства геометрии мира.
В связи с развитием теории гравитации (см. Тяготение) намечается дальнейший пересмотр взглядов на симметрии пространства-времени и фундаментальные С. з. (в частности, на законы сохранения энергии и пульса).
Лит./ Лаидау JI. Д., Яи ф шип Е. М., Механика,
4 изд., М., 1988; Фейнман Р., Характер фиаических законов, пер. с англ., М., I960; Вигнер E., Эподы о симметрии, пер. с англ., М., 1971. М. В. Менский.
СПЕКЛ-ИНТЕРФЕРОМЕТРИЯ в астрономии— метод наземных оптич. наблюдений, основанный иа анализе тонкой структуры «мгновенных» изображений космич. объектов. С.-и. позволяет получать высокое угл. разрешение при наличии атм. искажении изображения.
В отсутствие атмосферы разрешение идеального (без аберраций) телескопа определяется угл. размером дифракц. кружка, т. е. равно 1,22 Х/D радиан (где К — длина волиы, D — диаметр объектива); напр., для 6-метрового оптич. телескопа эта величина ~0,02". Из-за искажений волнового фронта в атмосфере и инструменте «мгновенное» изображение точки в реальном телескопе распадается на множество дифракц. пятен (с характерным размером Х/D), распределёииых в области размером d ~ 1" (спекл-изображеиие). Вместе с изменением атм. искажений изменяется и структура изображения (характерное время ж 0,02 с), поэтому при обычных для астрономии экспозициях оиа размывается. В результате ивображенио точки представляет собой пятно размером d, т. е. разрешение телескопа существенно ухудшается. При помощи анализа тонкой структуры серии изображений, зарегистрированных с короткой ( « 0,02 с) экспозицией, в методе С.-и. удаётся довести разрешение наземных телескопов до дифракц. предела ценой потери чувствительности.
В 1970 А. Лабейри (A. Labeyrie) показал, что наблюдаемые в «мгновенных» изображениях звёзд дифракц. пятна в принципе тождественны спеклам, наблюдаемым при освещении предметов лазером, и возникают за счёт интерференции в фокусе телескопа волн, получив-тих в атмосфере случайные фазовые задержки. Из-за малости этих задержек спекл-изображения могут наблюдаться ие только в моиохроматич. свете, ио и в достаточно широком диапазопе спектра. Лабейри предложил обрабатывать серии сиекл-изображеиии, вычисляя их ср. спектр мощности или авто корреляц. ф-цию (АКФ) (см. Случайный процесс). Пусть, наир., наблюдается тесная двойная звезда (рис., а; негатив); её спекл-инображение (б) состоит из двух идентичных картин, образованных каждым из компонентов. Для отделения характеристик объекта от случайных деталей единичных изображений усредняют АКФ по большому числу изображений (от иеск. десятков до миллиона). Усреднённая АКФ (рис., в; приведены линии равных значе-
ний) будет содержать 3 максимума: самый большой в начале координат и 2 боковых, соответствующих совпадению сдвинутых спекло в яркого компонента CO спеклами слабого компонента. Расстояние между главным и боковым максимумами равно расстоянию между компонентами двойной звезды. В спектре мощности (рис., г; приведены линии равных значений)
• • >
Объект Спекл-
изображенив
а б
боковым максимумам соответствует система полос. Период полос обратно пропорционален расстоянию между компонентами. По контрасту полос можио определить отношение интенсивностей излучения компонентов.
Осн. ур-ние С.-н. можно получить из следующих соображений. Еслн 0(?, Ct9) — распределение интенсивности света в объекте наблюдения, -P(CtifCt2) — распределение интенсивности в спекл-изображеиии точки, то распределение интенсивности в изображении объекта Zfaj;, а8) представляет собой свёртку этих ф-ций (Ct1, а2 и 1?, ра — угл. координаты):
