1tom - 0532.htm
578
«
о. ш
5
U ш
пием на мнимую единицу матриц, представляющих масштабов, к-рые к настоящему моменту будут значи-
нек-рые из генераторов. Получающиеся в результате тельно превосходить размер видимой части Вселенной
представления Д. С. г. оказываются неунитарными. (~1028 см). В этом случае наблюдаемая в настоящее
Унитарные неприводимые представления Д. С, г. (кро- время высокая степень крупномасштабной однородно-
ме тривиального) являются бесконечномерными. сти и изотропии видимой части Вселенной объясняется
Лит.: В и л с н к и и Н. Я,. Специальные функции и те о- тем, что в нек-ром интервале времени в прошлом она
KSyS^rS^n^^^Jl^^^^p^-^roS! находилась в максимально симметричной деситтеров-
цспция частиц, М., 1970; Б а р у т А., Р о н ч к а Р., Теория ском состоянии.
представлений групп и ее приложения, пер. с англ., т. 1≈2, Лит..' Хонинг С., ЭллисД ж., Крупномасштабная
М,, 1980. М, В. Мепекий. структура пространства-времени, пер, с аигл,, М., 1977.
ДЕ СЙТТЕРА ПРОСТРАНСТВО-ВРЕМЯ ≈ четыр╦хмер^ л. л. Старобинсый.
ное пространство-время постоянной кривизны. Подоб- ДЕСОРБЦИЯ (от лат. de- ≈ приставка, означающая
но Минковского пространству-времени, Д. С. п.-в. мак- Удаление, и sorbeo ≈ поглощаю) ≈ процесс, обратный
симально симметрично н (в зависимости от знака кри- адсорбции и абсорбции, при к-ром поглощ╦нное вещест-
внзны) обладает Ю-параметрич. группой симметрии в° покидает поверхность или объ╦м адсорбента. Д. ад-
О (4, 1) (Д. С. п.-в. 1-го рода) или О {3, 2) (Д. С. п.-в. сорбиров. атомов и молекул происходит в результате
2-го рода, или антидеситтсровское пространство, см. их колебат. движения вдоль связи адсорбат ≈ адсор-
Дв Ситтера группа). Д. С, п.-в. является частным бсит с частотой т0. Процесс Д. всегда характеризуется
однородным и изотропным решением ур-ний Эйщцтей- энергией активации £d=CH-£a. Г╧ Q ≈ теплота
на общей теории относительности (см. Тяготение), адсорбции, а £а ≈ энергия активации адсорбции,
в правой части к-рых на месте тензора энергии-импуль- Кинетика Д. в рамках адсорбц. модели Лспгмюра
са материи Т1^ стоит т.н. космология, постоянная Л, может быть описана ур-нием:
т. е. <8лС/с4) 7£ = Л6]>, где G-гравитац. постоянная, ^ = -^-/(6)-/^ ехр
6j[ ≈символ Кронекера (u., v = 0, 1, 2, 3). Именно й
в этом контексте оно было введено В. до Ситтером гДе wd ~ скорость Д., k^ ≈ константа скорости Д.,
(W, de Sitter) в 1917. Тензор кривизны Д. С. и .-д. 9-степень заполнения поверхности адсорбента молеку-
выражается через его метрич. тензор g ф-лой лами адсорбата, t ≈ время, Т ≈ абс. темп-pa, /(0J ≈
В Ч.\\(е е ≈Р е \\ Наиб ИНТРИГ ппезстав- Ф-ЧИЯ» определяемая характером взаимодействия
мл-р<т /s-<M*na*vp *np£Va/' ildjiiu* ишвреь iijitv^icij» адсорбата с адсорбентом, состоянием поверхности, лате-
JJHOT Д. С. п.-в. 1-го рода, соответствующее случаю ральным взаимодействием в адсорбиров. слое и др.
Л > 0, Оно наиб, просто реализуется в виде гипербо^ факторами, трудно поддающимися строгому количест-
лоида в 5-мерном псевдоевклидовом пространстве венному уч╦ту. Методами статистич. физики удастся
(одна координата ≈временная, остальные ≈простран- получить явное выражение для f(6) и kd в ж╦стких
ственные). Д. С. п.-в. 1-го рода обладает зоризонтом рамКах выбранных моделей потенциалов взаимодейст-
событий (см. Черные дыры), поэтому, в отличие от вия частиц адсорбата и адсорбента,
пространства-времени Минковского, для любого собы- При повышении темп-ры в системе в первую очередь
тия в н╦м световой конце будущего (совпадающий д. будут подвергаться молекулы, адсорбированные на
с областью причинного влияния данного события) не тех центрах адсорбции, для к-рых Sd минимальна,
покрывает при г ≈^ со всего пространства. С точки Этот эффект положен в основу эксперим. метода ≈
зрения космологии Д. С.и,-в. 1-го рода является термодесорбционной спектроскопии, при помощи к-ро-
частным случаем однородных и изотропных моделей го изучают кинетику адсорбц, процессов, энергетич.
Фридмана (см. Космология), в к-рых плотность обыч- распределение центров адсорбции, определяют теплоты
нон материи равна нулю, а масштабный фактор (раз- адсорбции. При регистрации спектра термодесорбции
мер Вселенной) имеет след, зависимость^ от ^времени: темп-р у повышают, как правило, в программируемом
a(i) = cll ch (Jft), a (t) ^ aQe и в (г) ≈ сН~ sh(Ht) режиме. Кол-во десорбирующего вещества рогистриру-
соответствопно для закрытой, плоской и открытой мо- ется манометром или определяется хроматографичес-
делей Фридмана, где H ≈ (Acz/3) % a0^const (все три ки. Если нагрев адсорбента производится быстро, то
решения описывают одно и то же пространство-время полная Д. наступает практически сразу, и по кол-ву
в разных системах отсч╦та, но только первое из них десорбиров. вещества можно рассчитать величину ад-
покрывает Д, С.п.-в. полностью). Экспоненц. быстрое сорбции Г. Эта разновидность метода тормодесорбции
расширение при £≈*∙<» есть результат гравитац. от- наз. флэш-десорбцией (или методом вспышки).
талкивания, вызванного космологич, постоянной. Наряду с традиционной ≈ тепловой ≈ активизаци-
Д. С. п.-в. 1-го рода играет важную роль в космоло- ей процесса Д. используются относительно новые
пш в двух случаях. Во-первых, если Л>0, то космоло- методы ускорения десорбц. процессов в вакууме. Под
гич. модели Фридмана будут асимптотически стре- де!ютвием электронного пучка возникает электронно-
миться к Д. С. п.-вг при (-^-оз (для закрытой модели стимулированная десорбция, под действием света ≈
Фридмана это утверждение верно, если влияние космо- фотостимулированная десорбция. Электрич. поля с
логпч. постоянной на эволюцию модели станет сущест- достаточно высокими значениями напряж╦нности вы-
ВЕНШЫМ ранее, чем произойд╦т смена расширения па бывают десорбцию полем (с поверхности нек-рых полу-1
сжатие, вызванная кривизной 3-мерного пространства), проводников Д. происходит при невысоких значениях
Т. о., при А>0 Д. С. п.-в. может приближ╦нно описы- напряж╦нности поля), Д. можно вызвать также иоы-
вать будущее пашей Вселенной. Во-вторых, согласно нымн пучками достаточно высоких энергий, а также
сцсгшрию раздувающейся. Вселенной, наша Вселенная атомными и молекулярными пучками. Д. активизиру-
могла приближенно совпадать с Д. С. п.-в. (или его ется поверхностными УЗ-колебаниями определ. типа
частью) и испытывать экспоненн.. расширение в течение (волнами Рэлея). Механизмы этих явлений не всегда
нек-рого времени в прошлом, на очень раннем этапе детально изучены, напр, при фотодесорбции часто не
своей эволюции. При этом необходимая эффективная уда╦тся определить сечения разл. каналов диссипации
космологич. постоянная созда╦тся квантово-гравитац. энергии и, следовательно, отделить тепловое действие
эффектами (см. Квантовая теория гравитации} или света от фоторождения электронов и дырок, иовсрх-
потенц. энергией нек-рого квантового скалярного поля, постная концентрация к-рых существенно влияет па
возникающего в моделях великого объединения взаимо- кинетику Д. Десорбц. потоки в вакууме наряду с ней-
дсйствий или в теории супергравитации. Несмотря на тральной содержат ааряж- компоненты (кроме термо-
относит, непродолжительность такой деситтеровской десорбц. потоков при низких темп-рах).
стадии, Вселенная за это время могла расшириться от Адсорбционно-десорбц. явления часто сопровожда-
сверхмикроскопич. размеров ~10~аз см до громадных ются гистерезисом, проявляющимся, папр.,
")
}
