Ш
U
ш
СС
584
пий» /нЦ шфамую единицу матриц, представляющих из теиераторов. Получающиеся в результате представления Д. С. г. окапываются неунитарными. Унитарные неприводимые представления Д. С. г. (кроме тривиального! являются бесконечномерными.
Лит..- В и л с н к а н Н. Я.. Специальные функции н rto-piifj предсгиилений групп, Ы., 1<)05; М е а с ft и Я Ы. D.. Метоз индуцированных представлений: пространство-время ч кон-цгпции частиц, М., ТС; Б а р у т Д., Р о н ч к а Р.. Теория представлений групп и си прилткрмип, пер. с англ,, т. 1≈2, М., 1980. М. И. Mwemrfi.
ДЕ СЙТТЕРА ПРОСТРАНСТВО-ВРЕМЯ-четыр╦хмерное пространство-врем я постоянной кршшниы. Подобно Минкавскнго пространству-времени, Д. С. п.-в. максимально симметрично а (в зависимости от знака кривизны) обладает Ю-параметрит, группой симметрии (/(4, 1} (Д.С.п.-в. 1-го родя) или 0(3, 2) (Д. С. п.-в. 2-го рода, или антидесптторовское пространство, см. Де Ситтера группа]. Д. С. п.-в. является частным однородным и изотропным решением ур-ний Энвгатей-иа общей теории относительности (см. Тяготение), а правой части к-рых на месте тензора энергии-импульса материи Т^ стоит т. н. космология, постоянная Л, т. е. (8лС/с4) 7"J--A6JJ, где G ≈ гравитан. постоянная, 6ц ≈ символ Кронексра (u., v= О, 1, 2, 3). Именно в этом контексте око было введено В. до Ситтсром (W. de Sitter) в 1917. Тензор кривизны Д. С. п.-в. выражается через его ыетрич. тензор g~v ф-лоп 11^ - - */jA (g^gvo ≈ ffung^o)' Наиб, интерес представляет Д. С. п.-в. 1-го рода, соответствующее случаю Л > 0. Оно наиб, просто реализуется в виде гиперболоида н 5-мерном псевдпевклндовйм пространстве (одна координата ≈ временная, остальные ≈ пространственные). Д. С. п.-а. 1-го рода обладает горизонтам событий {см. Чгрные дары), поэтому, в отличие от пространства-времени Мшшовского, для любого соСы-тил в нем световой кънус будущего (совпадающий с областью причинного влияния данного события) не покрывает при t ≈∙ оо иеего пространства. С точки зрения космологии Д. С.п.-в, 1-го рода является частным случаем однородных и изотропных моделей Фридмана (см. Косммогия.)^ в к-рых плотность обычной материи равна нулю, а масштабный фактор (размер Вселенной) имеет след, зависимость от времени: a(t)=.'.cI/-1ch(Hl), a{t)- ааеН1 н a It) = с//-1 sh (III) соответственно для закрытой, плоской и открытой моделей Фридмана, где Н ≈ (Леа/3)''!, a0 = const (все три решения описывают одно и то же пространство-врем я в разных системах отсч╦та, но только первое аз них покрывает Д. С.п.-в. полностью). Экспоненц. быстрое расширение при (≈*∙<» есть результат гравитац. отталкивания, вызванного космологнч. постоянной.
Д. С. п.-в. 1 го рода играет важную роль в космологии н двух случаях. Во первых, если Л>0. то космологнч. модели Фридмана будут асимптотически стремиться к Д. С. п.-в. при i-n» (для закрытой модели Фридмана это утверждение nepFio, осла влияние космологнч. постоянной на эволюцию модели станет существенным ранее, чем произойд╦т смола расширения на сжатие, вызванная кривизной 3-мерного пространстпя). Т. о., при Л>0 Д. С. п.-в. может приближ╦нно описывать будущее нашей Вселенной. Во-вторых, гоглястго сценарию разйуаатщейся Вселенной, наша Вселенная могла приближенно совпадать с Д. С. п.-в. (пли его частью) и испытывать экспопенц. расширение н течение нек-рого времени в прошлом, на очень раннем этапе своей эволюции. При этом необходимая эффективная когшлошч. постоянная созда╦тся краитови-гравитац. эффектами (см. Квантовая теория гравитации) или потенц. энергией нек-рого квантового скалярного поля, возникающего в моделях великого объединения взаимодействий или в теории супергравитации. Несмотря на относит, непродолжительность такой деситторовской стадии, Вселенная зн это время могла расширится от сверхмикроскопнч. размерны ~10-аз см до громадных
масштабов, к-рыо к настоящему моменту будут значительно превосходить размер видимой части Вселенной (~10ва см). В этом случае наблюдаемая с настоящее время высокая степень крупномасштабной однородности и изотропии видимой части Вселенной объясняется тем, что в кек-ром интервале времени в прошлом она находилась в максимально симметричном деситтеров-ском состоянии.
Лит.* х о н и н г С., Э л л и с Д т., Крупномасштабная структура пространства-времени, пер. с англ., М.. 1Э77.
А. Л. Старобикекий.
ДЕСОРБЦИЯ (от лат. de- ≈ приставка, означающая удаление, u sorbco ≈ поглощаю) ≈ процесс, обратный адсорбции, и абсорбции, при к-puu поглощ╦нное вещест-во покидает поверхность или объем адсорбента. Д. ад-сорбиров. атомов и молекул происходит в результате их колебат. движения вдоль связи адсорбат ≈ адсорбент с Частотой Т0. Процисс Д. всегда характеризуется энергией активации S^=Q-\-Sa, где Q ≈ теплота адсорбции, а £, ≈ энергия активации адсорбции. Кинетика Д. в рамках адсорбц. модели Лопгыюра может быть описана ур-нием;
где а,-л ≈ скорость Д., ka ≈ константа скорости Д., G ≈ степень заполнения поверхности адсорбента молекулами адсорбата, ( - время, Т ≈ абс. томп-ра, /(в) ≈ ф-ция, определяемая характером взаимодействия адсорбата с адсорбентом, состоянием поверхности, латеральным взаимодействием в адсорбиров. слое и др. факторами, трудно поддающимися строгому количественному уч╦ту. Методами статистич. физики уда╦тся получить явное выражение для /(О) и fcrf в жестких римках выбранных моделей потенциалов взаимодействия частиц адсорбата и адсорбента.
При повышении темп-ры в системе в первую очередь Д. будут подвергаться молекулы, адсорбированные на тех центрах адсорбции, дли к-рых ╗А минимальна. Этот аффект положен в основу эксперим. метода ≈ термодесорбционной спектроскопии, при помощи к-ро-го научают кинетику адсорбц. процессов, энергетич. распределение центров адсорбции, определяют теплоты адсорбции. При регистрации спектра термодссорбцин тймп-ру повышают, как правило, в программируемом режиме. Кол-во десорбируюгцего вещества регистрируется манометром или определяется хромятографичсс-ки. Если нагрев адсорбента производится быстро, то полная Д. наступает практически сразу, и по кол-ву десорбиров. вещества можно рассчитать величину адсорбции Г. Эта разнонидность метода тормодесорбции наз. флэш-десорбцией (или методом вспышки).
Наряду с традиционной ≈ тепловой ≈ активизацией процесса Д. используются относительно новые методы ускорения дссорбц. процессов в вакууме. Под действием электронного пучка возникает электронно-стимулированная десорбция, под действием света ≈ фотостимулироыннная десорбция. Элвктрич. поля с достаточно высокими значениями напряж╦нности вызывают десорбцию полем (с поверхности нек-рых полупроводников Д. происходит при невысоких значениях напряж╦нности поля). Д. можно вызвать также ионными пучками достаточно высоких энергий, а также нтомными и молекулярными пучками. Д. активизируется поверхностными УЗ -колебаниями оирецил. типа (волнами ['алея). Механизмы атих явлений не всшда детально изучены, напр, при фотодесорбции часто не уди╦тсн определить сечения ра;!Л. каналов диссипации энергии и, следовательно, отделить тепловой действие света от фоторождсния электронов И дырок, поверхностная к о «центра ц пн к-рых существенно влияет на кинетику Д. Дссорбц. потоки в вакууме наряду О нейтральной содвржат ааряж. компоненты (кроме термо-доеорбц, потоков при шшсих темп-рах).
Адсорбционно-десорбц. явления часто сопровождаются гистерезисом, проявляющимся, uairp.,
