two

Мир собирается объявить бесполётную зону в нашей Vselennoy! | Президенту Путину о создании Института Истории Русского Народа. |Нас посетило 40 млн. человек | Чем занимались русские 4000 лет назад? | Кому давать гранты или сколько в России молодых ученых?

с Д. э. с. Зарпж. частицы, ускоренные в сильных Д. э. с., образуют в прилегающей алазмс электронный к полный пучки. При атом пояможно развитие разл. лучковых: неустойчивостсй и происходит генерации пл л змеиных колебаний, в частности ле1ггмюровских.
При нарушении условия Бома в неипотермич. плазме (Т? > Т,-) с током могут образовываться короткоживу-щие слабые Д. э. с. с таким Дф. что гДф^;2Г_е. Ха-ракториоо иремя этих динамит, образований t ≈ w^¹ = = у m,-/4nne^a (to- ≈ плазменная частота); их сущеот-«енной структурной особенностью является наличие отрицательного потенциала (т. и. виртуального катода) исмосредстиспно перед скачком потенциала и Д. и, с. При мои часть электронов, переносящих ток через Д. :>. с., отражается от этого потенциального барьера.
.Обмен импульсом между электронами и ионами и Д. о. с. часто рассматривается как механизм трения электронов ofi ноны, объясняющий аномальное сопротивление пдаимы.
Лит.; Дпойной слой и электродная кинетика, М.. 19Я1.
А* С. £Г".≥чст»гл.
ДВОИНЬ'ГЕ ЗВЕЗДЫ ≈ пары знезл., обращающих с а кокруг общего центра масс. Данное определение предполагает наличие устойчивой орбиты и тем самым огра-ип'шиает расстояние между компонентам» и периоды обращения. Пары с расстоянием более 1ГИ а е. (1 а. е.= ≈1.496-10¹³ см] постепенно разрушаются при впанмо-fleijcTHitu с ближайшими к ним звиадамн Галактики. II УН меньше а расстояние соответствует контакту ав╦зд и равно сумме радиусов компонентов (-~10° см). Периоды обращения варьируют примерно от 0 ч до 10^е лот. Подавляющее большинство известных Д. з. (ок. 7,5-10*) ≈ ато в и я у а л L. u о - д в о ii н ы е звезды (ИДУ), их можно наблюдать раздельно (уиюиое расстояние мвжду компонентами ВДЗ, как правило, >0,1").
Зв╦зды, у к-рых зарегистрировано (по эффекту Доплера) изменение лучевых скоростей вследствие орбитального движения, называют спектрально-двойными зв╦здам» (СДЗ). Вычислено ок. 1000 орбит СДЗ. В пек-рык Д. з. (как правило, тесных) компоненты поочер╦дно затмевают друг друга, такие Д. а. паз. з а т м е н и ы м и двойными зв╦здами (ЯДЗ). Каталоги содержат ок. 4000 Л Д.Ч. Имеются и др. способы обнаружения и исследования Д. з., напр, по пе-рноднч. колебаниям координат (а с т р о м е т р л-ч е с к н е Д. з., или, кик их иногда называют, ЗВ╗ЗДЫ с Т╗МНЫМИ спутниками), но необычному виду спектра (зв╦яды с составными спектрам»), по сопоставлению пространств, скоростей звезд (пари с общим собственным движением) и т. д. ВДЗ чаще всего открывают я наблюдают с помощью малых и средник телескопов, снабженных микрометрами. Систематически наблюдались лишь звцзды ярче 9-й звездной величины (9^m). Разрешающая способность телескопов порндка 0,1", на пределе разрешения ра.шос.ть блеска компонентов ≈ не более 1*>, для широких пар она возрастает. ВДЗ с расстоянием более 2 наблюдают также фотографически, что повышает точность измерений. Самые тесные пары наблюдают со спекл-интерферомотрами на крупных телескопах с разрешением до 0,02" и точностью до 0,001" (см. С'пекл-интерферометрия). Неск. Д. я. с расстоянием от 0,001" открыто по фотометрич. наблюдениям их покрытий Луной.
Наблюдения ПДЗ в нек-рых случаях дают возможность проследить движение компонентов и вычислить орбиту, т. е. найти 7 элементов орбиты: период Р, эпоху прохождения черед периастр Т, большую полуось а (в секундах дуги), зксцонтриситет е и 3 угла, характеризующих ориентацию орбиты: наклонение i, долготу периастра CD u позиционный угол восходшпето узла Q. В 4-м каталоге орбит приведены орбиты 847 пар с периодами от года до 10³ лет. Осн. доля известных ВДЗ расположена it окрестностях Солнца.
Среда открытых СДЗ присутствуют, как правило, тесные пары, т. к. у компонентов таких пар выше ско-
рости орбпталмюго дчиженнп и их легче обнаружить. Лучевые скорости измеряют либо по спектрограммам, снятым с возможно больней дисперсией (точность от 0,25 до 10 км/с), либо с ппмощью спец. фотоэлектрич. спектрометров, отличающихся высокой чувствительностью и большой скоростью регистрации. В отд. случаях достигнута точность ~10 м/с. Большинство известных СДЗ ярче б"¹, хотя сейчас на крупных телескопах можно определять скорости чь╦ац до 16"¹ с точностью ≈ 1 км/с. По лучевым скоростям определяют елец, элементы орбиты: Р, Т, е, <о, asini (в км). Данные о спектральной к визуальной орбитах дают возможность найти а в линейной мерс, определить расстон-нне до зв╦здной системы, сумму масс, а иногда и массы компонентен Д. а.
По фотометрич. наблюдениям ЗДЗ строят кривую блсскя {зависимость блеска от фазы периода] и находят по ней Р, Т, е, i, eu и радиусы компонентов в единицах большой полуоси. Сочетание спектральных и фотометрич. данных также позволяет определить абс. размеры орбигг.1 и сумму масс.
Изучение орбитального движения ≈ единственный прямой способ определения масс яисшд на оспове соотношения M_t-{-Mz ≈ a^a/P^s, где Д/, и М₂ ≈ массы компонентов в ед. массы Солнца (jWg ≈1,9Я9-10⁸³ г), а н Р выражены в а. е. и гоцах соотиитствйинч. Насчнты-иается лишь неси, десятков звезд с над╦жно намеренными массами. Массы М и светимости L ав╦нд-карди-ков, расположенных на главной последовательности Герцшпрунеа Ресселла диаграммы, удовлетворяют след, эмпирич. зависимости (ом. Масса ≈ светимость зависимость): lg fr -3,8 lf> М, при М>0,5 и lg L = --- 2/t ]g М≈0,4 при М<0,5, где М ≈ масса о солнечных ед., L ≈ болометрич. светимость (т. е. полная мощность излучения) в ед. светимости Солнца (LQ≈ =3,826-10²⁶ Вт). Применение зависимости масса ≈ светимость к звездам с известной визуальной орбитой позволяет определить динамич. миссы и расстояния между компонентами ВДЗ.
Д. з. обычно рассматривают как часть более широкого класса кратных звезд, поскольку ок. трети известных Д. з. имеют более теспьм подсистемы, т. е. являются, по МРНЫПЙЙ мере, тройными. "Устойчивы только те кратные системы, у к-рых велико отношение периодов и нет тройных сближений ввезд.
Орбитальные плоскости Д. н. ориентированы в пространстве случайно, что связывают с хаотичностью движения частиц газа и пыли межзвездной среды, из к-рых образовались Д- з. В сравнительно широких napas (Я>10(1 лет) сочетание масс компонентов соответствует случайной комбинации одиночных ав╦зд. Такие системы могли образоваться в результате грави-тационнпго захвата второго компонента: либо при тройных сближениях зпсзд (напр., в процессе распада молодого ув╦здпого скопления), либо при двойных сближениях протоявезд и последующего irisynpyroro взаимодействия, сечение к-рого у протолнсзд велико. Эксцентриситеты орбит у широких пар больше, чем у тесных. Д. з. с Р<100 лет вероятнее всего-образовались посредством деления (фрагментации) вращяющего-си п рот о звездного облака в процессе его сжатия в зв╦зды. У таких Д. я. имеется тенденция к равенству масс компонентов, экваториальные плоскости зв╦зд в среднем близки к орбитальной плоскости системы. При делении вращающегося облака осп. доля углового момента сохраняется u качестве орбитального момента системы и тем самым устраняется избыток момента, препятствовавший сжатию. Это обстоятельство объясняет многочисленность Д. я. (см. Звездообразование].
Д. а. использовались для проверки теории эволюции зв╦зд, поскольку компоненты возникли одновременно и массы их часто известны. Обнаружено, напр., что в Д. з. с молодыми голубыми главными компонентами слабые вторые компоненты иногда располагаются выше
Ш
Л
X
О
ЕЙ
563
36-