Словарь (стр. 65 )

Перегрев жидкости осуществляется быстрым понижением давления от нач. значения рн>р0 до значения р<р0 (p0—равновесное давление при темп-ре Т). Понижение давления достигается либо перемещением поршня в жидко-водородных камерах, либо сбросом давления из объёма, ограниченного гибкой мембраной (в пропановых и фреоновых камерах). В момент вре­мени t0 (pн>p0) давление в камере сбрасывается за 5—15 мс и жидкость оказывается перегретой, т. е. чувстви­тельной к излучению. Ч-цы впускают­ся в П. к. в момент макс. чувствитель­ности. Через нек-рое время после до­стижения пузырьками достаточных размеров производится фотографиро­вание (стереофотосъёмка с помощью неск. объективов).

Для измерения импульсов заряж. ч-ц П. к. помещают в сильное магн. поле. Импульс р ч-цы определяется по радиусу кривизны ρ траектории в магн. поле Н : pc=300Hp/cos φ (φ — угол между направлением Н и импульсом р ч-цы, с — скорость света в вакууме). Искажения следов в П. к. невелики и определяются гл. обр. многократным рассеянием ч-ц.

Эффективность регистрации П. к. разл. процессов определяется в осн. её размерами. Наиболее распростра­нены П. к. объёмом 1—2 м. Однако на ускорителях сверхвысоких энер­гий используются камеры очень боль­шого размера. Водородная} камера «Мирабель» на ускорителе Института фи­зики высоких энергий АН СССР имеет объём 10 м3, а водородная камера на ускорителе Национальной ускоритель­ной лаборатории США— 30 м3. Ре­гистрация нейтральных ч-ц произво­дится по актам их вз-ствия с ядрами жидкости или по распадам на заряж. ч-цы.

С помощью П. к. были открыты и исследованы мн. элем. ч-цы. Гл. не­достаток П. к.— отсутствие «управ­ляемости», т. е. невозможность в про­цессе работы отбирать нужные собы­тия, что при исследовании редких событий приводит к необходимости просматривать большое кол-во фото­графий.

• См. лит. при ст. Детекторы.

.

ПУЛЬСАРЫ, переменные источники косм. эл.-магн. излучения, открытые первоначально (1967, англ. учёный Э. Хьюиш с сотрудниками) как источ­ники импульсного радиоизлучения с исключит. регулярно повторяющимися импульсами (рис. 1). Периоды по­вторения импульсов у известных радио-П. лежат в пределах от 33 мс у П. PSR 0531+21 в Крабовндной туманно­сти до 4,3 с у PSR 1845—19 (буквы PSR — сокр. от англ. Pulsating So­urces of Radioemission — пульсирую­щие источники радиоизлучения, цифры — координаты П.). Импульсы име­ют сложное строение (рис. 2), можно выделить тонкую структуру импульса (субимпульсы) и микроструктуру с элементами ~10-5 с. Со временем период П. медленно увеличивает­ся, напр. у PSR 0531+21 на 3,8Х10-8 с/сут. Размеры излучающих областей П. можно оценить из усло­вия, что такая область не может быть больше расстояния, к-рое проходит свет за время длительности микроим­пульса (~10-5 с). Эти размеры, сле­довательно, не превышают 3 км. Рас­стояния до П. оценивают по времени запаздывания Δτ длинноволновых импульсов по сравнению с коротковол­новыми. Различие во времени прихода сигналов обусловлено рассеянием из­лучения на эл-нах межзвёздной среды. Концентрация эл-нов в межзвёздной среде известна, что позволяет по Δτ определить расстояния до П. Для большинства П. расстояния заключены в пределах от 200 до 7000 световых лет, т. е. П. относятся к внутригалактич. источникам излучения.

596

Рис. 1. Сигналы от пер­вого из открытых пуль­саров PSR 1919+21 на частоте 72,7 МГц. Период пульсаций в момент от­крытия составлял 1,3370113 с, что сравнимо с точностью ат. этало­нов времени.

Рис. 2. Тонкая структура импульса пуль­сара PSR 0950+ 0,8.

При галактич. расстояниях мощ­ность и плотность потока радиоизлу­чения П. оказываются исключительно высокими: эффективная темп-ра ис­точника излучения может достигать 1030 К, а плотность потока десятков МВт/см2 (эта величина для Солнца составляет ~7000 Вт/см2). Нек-рые из радио-П., как оказалось, излучают также в видимом и рентг. диапазонах (напр., RSR 0531+21.), а в 70-х гг. 20 в. были открыты рентг. П. с перио­дами от неск. секунд до неск. сотен секунд. Светимость рентг. П. дости­гает 1036—1038 эрг/с (1029—1031 Вт), т. е. она в 103—105 выше полной све­тимости Солнца.

Согласно совр. представлениям, ра­дио-П.— это нейтронные звёзды, к-рые при массе ~1Mсолн имеют диаметры ~20 км. Только компактные нейтрон­ные звёзды могут сохранять свою це­лостность при вращении с периодом ~0,01 с. Полагают, что нейтронные звёзды-П. имеют сильное дипольное магн. поле (~1012 Гс) с магн. осью, не совпадающей с осью вращения звезды. В области магн. полюсов про­исходит истечение заряж. ч-ц, к-рые в магн. поле звезды излучают либо в пределах узкого пространств. ко­нуса (карандашная диаграмма на­правленности излучения вдоль магн. оси), либо веером, перпендикулярно магн. оси (ножевая диаграмма). При вращении звезды наблюдатель, попада­ющий периодически внутрь направ­ленного пучка радиоволн, будет фик­сировать импульсное излучение с пе­риодом вращения звезды. Энергия из­лучения П. черпается из кинетич. энергии вращающейся нейтронной звезды. Потери энергии приводят к уменьшению скорости вращения и

увеличению периода П. Механизм трансформации кинетич. энергии звезды в энергию эл.-магн. излучения пока ещё до конца не выяснен.

Для рентг. П. характерен иной ме­ханизм излучения — аккреционный (см. Аккреция). Рентг. П.— это, по-видимому, нейтронная звезда в тес­ной двойной системе, второй компо­нент к-рой — звезда-гигант, запол­нившая Роша предел. В-во второй звезды перетекает на нейтронную звез­ду и образует вокруг неё газовый диск. В-во внутр. областей диска, переме­щаясь вдоль силовых линий магн. по­ля нейтронной звезды, достигает её поверхности вблизи магн. полюсов (здесь располагаются т. н. горячие пятна звезды). Торможение падающего в-ва у поверхности звезды порождает направленное рентг. излучение, к-рое, поскольку звезда вращается, прихо­дит к наблюдателю, как и в случае радио-П., в виде последовательности импульсов.

Совр. теория связывает явление ра­дио-П. с начальным этапом жизни нейтронных звёзд. Напр., возраст П. в Крабовидной туманности, порождён­ного вспышкой Сверхновой звезды в 1054, составляет менее 1000 лет. Воз­никшая нейтронная звезда энергично излучает в радиодиапазоне за счёт эжекции в-ва в окружающее пр-во. Потери энергии приводят к замедле­нию вращения П., ослаблению эжек­ции и излучения. В результате на оп­ределённой стадии нейтронная звезда перестаёт быть радио-П. Она вновь становится П., но уже рентгеновским, когда период её вращения увеличива­ется до 1—10 с и магн. поле звезды уже не может сдерживать аккрецию в-ва. Падающее на звезду в-во второго компонента двойной системы попада­ет в горячие пятна на её поверхности, что приводит к появлению ударной волны и выделению гравитац. энер­гии. Практически вся гравитац. энер­гия аккрецирующего в-ва излучается в рентг. диапазоне. С наступлением фазы аккреции период вращения пере­стаёт увеличиваться и может даже на­чать уменьшаться, если аккрецирую­щее в-во передаёт звезде угловой мо­мент. Не исключено, что фаза рентг. П. у нейтронных звёзд повторяется.

• Пульсары. Сб. статей, пер. с англ., М., 1971; Д а й с о н Ф., X а а р Д., тер. Ней­тронные звезды и пульсары, пер. с англ., М., 1973; Явления нестационарности и звезд­ная эволюция, М., 1974; , Звезды. Их рождение, жизнь и смерть, 2 изд., М., 1977; Пульсары, пер. с англ., М., 1979;

Тейлор Дж., Пульсары, пер. с англ., М., 1980.

ПФУНДА СЕРИЯ, см. Спектраль­ные серии.

ПЬЕЗА (от греч. piezo — давлю) (пз, pz), единица давления и механич. напряжения в МТС системе единиц. 1 пз=1 сн/м2=103 Па=104 дин/см2=0,0102 кгс/см2=9,87•10-3 атм=7,50 мм рт. ст.

ПЬЕЗОМАГНЕТИЗМ (пьезомагнитный эффект), возникновение в в-ве намаг­ниченности под действием внеш. дав­ления. П. может существовать только в антиферромагнетиках и принци­пиально невозможен в пара - и диамагнетиках. П. возникает, когда под действием приложенного давления симметрия магн. структуры анти-ферромагн. кристалла изменяется т. о., что в нём появляется слабый ферромагнетизм. Намагниченность в образце возникает в результате скоса магн. подрешёток или относительного изменения величины их намагничен­ности (см. Антиферромагнетизм). П. был экспериментально обнаружен по­ка (1982) лишь в трёх антиферромагн. кристаллах: MnF2, CoF2 и α-Fe2O3. Величина намагниченности Ji в них пропорц. приложенному упругому на­пряжению σkl, т. е. Ji=Λiklσkl.

Пьезомагн. эффект невелик -- макс. значение Λikl (в CoF2) составляет 2•10-3 Гс•см2/кгс (~2•10-12 Тл•м2/Н). Существует термодинамически обрат­ный эффект — линейная магнитострикция антиферромагнетиков, т. е. пропорциональное магн. полю линей­ное изменение размеров кристаллов при наложении внеш. поля.