1tom - 0332.htm
<
(а. Обозначая х^ ≈ рь, £п+д = <?Д' получим канонически сопряж╦нные переменные, в к-рых Г. с. запишется в виде (*).
Следуя этой схеме, можно перенести понятие Г. с. на распредел╦нные системы, описывающие классик-поля. Примером может служить Кортевега ≈ де Фриса уравнение vt-\\-$oux-{-vrxx≈(bb В качестве фазового пространства выбирают убывающие па бесконечности ф-ции v(x), для к-рых существует функционал
чивании возбужд╦нных ядер и в ядерных реакциях, состоит из отд. спектральных линий (линейчатое ГИ), уширенных в результате теплового движения атомов. Наложение отд. линий может создавать непрерывный спектр. В этот же интервал попадает аннигиляц. излучение, возникающее при аннигиляции позитронов
со
П ро тон+ядро Излучение возбужденного ядра
играющий роль функции Гамильтона. Скобку Пуассона функционалов S[v], Щи] определяют равенством
Распад тт5-мезонов
= С
J
.««» «L
'
≈ ос
Излучение электрона В магнитном поле
где 6/ди означает функциональную производную. Тогда ур-ние Кортевега ≈ де Фриса переписывается в виде ut≈≈(d/dx)dl//dvt т. е. представляет собой Г. с., имеющую к тому же бесконечный набор интегралов. Распредел╦нными (и даже интегрируемыми) Г. с. являются такще Шр╦дингера уравнение нелинейное^ синус-Гордона уравнение и описывающие намагниченность одноосного ферромагнетика Ландау ≈ Лифшица j/ряе-пения.
Лит.: Мозер Ю-, Лекции о гамильтоновых системах, пер, с англ., М,, 1U73; Арнольд В. И., Математические методы и-лассической механики, 2 изд., М., 1!17!>; Теория соли-то и он, М., 1980; Л и х т е к б е р г А., Л и б е р ы а н М., Регулярная и стохастическая динамика, пер, с англ., М., 1984.
Л. М. Лерман.
ГАММА (у) ≈ 1} единица напряж╦нности магн. поля, равная одной стотысячной эрстеда: 1у≈10 ~Б О ≈ ≈ 7,95775-10~4 А/м. 2) Редко применяемая дольная
Тормозное излучение электрона 0 электрическом поле
Аннигиляция протона / и антипротона У
единица массы: lv=
кг=10
г.
ГАММА-АСТРОНОМИЯ ≈ раздел астрономии, изучающий разл. космич. объекты по их УЛ. -магн. излучению в гамма-диапазоне (длины воли А,<10~1!г м, что соответствует энергии фотона е>105 эВ). Со стороны низких энергий Г. -а. граничит с рентгеновской астрономией, со стороны высоких энергий наблюдения ограничены макс, энергиями фотонов, досту иными намерениям (е~Ю1в ≈ 1017 эВ). Т. к. космич. у-излучение полностью поглощается земной атмосферой, гамми-астрощшич. наблюдения проводят в верх, слоях атмосферы н за е╦ пределами [используя аэростаты, гео-физ. ракеты и космич. аппараты (КА)] или с поверхности Земли, исследуя реакции фотонов у-излучсния с атомами атм. газов.
Гамма-излучение (ГИ) возникает при взаимодействии частиц высоких энергий (космических лучей) с веществом и эл.-магн. полями в космич. пространстве, а также в процессе аннигиляции частиц с античастицами (рис. 1}- Поскольку эл.-магн. сечении генерации ГИ хорошо известны, измерения интенсивности ГИ дают сведения о космических лучах, полях излучения, плотности и составе космических мишеней (компактные объекты, межзв╦здная и межгалактическая среда).
Ввиду слабого рассеяния ГИ межзв╦здной л межга-лактич. средами источники ГИ могут быть видны на расстояниях до космологии, красного смещения z≈ -100, что при создании у-телеекощш с высоким разрешенном и высокой чувствительностью позволит получить достаточно полную и ч╦ткую карту неба в у-из л учении.
По особенностям генерации и методам регистрации разделяют след, энергетич. интервалы ГИ: мягкое (е«105≈ 10Н эВ), среднее (10°≈ 107 у В), высокоонер-гичнос (или ж╦сткое, К)7 ≈ 1011 эВ), сверхвысоких энергий (1C11 ≈ 1014 эВ) н ультравысоких энергий 404 (1U14≈ 1017 эВ). Мягкое ГИ, возникающее при выснс-
о
ОбратныЙ компток-эффбкт
Аннигиляция электрона и тмттротона
Рис. 1. Схематическое изображение элементарных, процессов
генерации у~излУченил-
(е+) с электронами (е~). В результате двухфотонной е+е "-аннигиляции образуется спектральная линия 511 кэВ. Кроме линейчатого излучения, в этот и последующие энергетич. интервалы дают вклад процессы, приводящие к непрерывному спектру у-излучения: тормозное, магнитотормозное (смнхротронноо), изгибное излучения электронов и обратное комптоновское рассеяние электронов на малоэнергичных фотонах, в т. ч. на фотонах реликтового излучения. Испускание фотонов средних и высоких энергий (гамма-диапазона) обусловлено в основном радиац. распадами элементарных частиц, образующихся при взаимодействии протонов и ядер космич. лучей с веществом, а также в
процессе рр-аннигиляции. Гл. вклад да╦т распад нейтральных пионов: я°≈»-2у. Энергетич. спектр «ннон-ных» фотонов характеризуется максимумом интенсивности, приходящимся на энергию 6=mjt«/2=67,5 МэВ. ГИ сверхвысоких и ультравысоких энергий генерируют электроны и протоны соответствующих высоких анергий, спектр ≈ непрерывный.
Регистрация фотонов ГИ основана на процессах их взаимодействия с веществом: фотоэффекте, KOMIITQ-новском рассеянии и образовании с + ≈е~-пар (см, Гамма-излучение].
В телескопах, регистрирующих космич. ГИ, используются сцинтилляторы из Nal, Cslt в состав к-рых входят ядра с большим зарядом Z (сечение фотоэффекта пропорционально Z5), полупроводниковые детекторы на основе кристаллов германия, обладающие лучшим энергетич. разрешением (сте -≈1 кэВ при энергии е ≈1 МэВ)т жидкостные и газовые ксеноповые сч╦тчики. Направленлость телескопон созда╦тся за сч╦т внешнего активного или пассивного коллиматора, ограничивающего апертуру прибора несколькими градусами. Более высоким угл, разрешением обладают телескопы двойного КОАШТОНОВСКОГО рассеяния (рис. 2),
")
}
