| 8406202 9216 1210 912 1с большой сверхзвуковой скоростью, открывает возможность использования электромагнитных воздействий на поток для изменения сопротивления тела или уменьшения тепловых потоков от горячего газа к телу. Она же затрудняет проблему радиосвязи с летательным аппаратом из-за отражения и поглощения радиоволн ионизованным газом, окружающим тело. Нагревание воздуха при сжатии его перед головной частью движущегося с гиперзвуковой скоростью тела может вызывать мощные потоки лучистой энергии, частично передающейся телу и вызывающей дополнительные трудности при решении проблемы его охлаждения.
Если скорость набегающего потока во много раз превосходит скорость звука, то при малых возмущениях скорости изменения давления и плотности уже не будут малыми и необходимо пользоваться нелинейными ур-ниями даже при изучении обтекания тонких, заострённых тел. Существенная роль нелинейных эффектов характерна для гиперзвуковой аэродинамики. Многие представления аэродинамики умеренных сверхзвуковых скоростей, касающиеся характера сил и моментов, действующих на летательные аппараты, и устойчивости и управляемости этих аппаратов при гиперзвуковых скоростях полёта, становятся неприменимыми.
Большие значения числа М = v/a при течениях с гиперзвуковой скоростью позволяют установить важные качественные особенности таких течений и развить нелинейные асимптотич. теории для их количественного анализа. Так, при очень больших значениях числа М оказывается, что давление в набегающем на тело потоке становится пренебрежимо малым по сравнению с давлением в области течения за ударной волной, возникающей перед телом, а теплосодержанием набегающего потока можно пренебречь сравнительно с его кинетич. энергией. При таких условиях течение за ударной волной перестаёт зависеть от числа М набегающего потока.
Рис. 5. Значения коэффициента сопротивления сферы и цилиндра с конической головной частью; начиная с М-4 эти значения перестают заметно изменяться.
В этом состоит принцип стабилизации течения около тел при гиперзвуковых скоростях, причём стабилизация течения около тупых тел наступает при меньших значениях числа М, чем около тонких, заострённых тел (рис. 5).
Важным результатом теории гиперзвукового обтекания тонких, заострённых тел под малым углом атаки является т. н. закон плоских сечений, согласно к-рому при движении тонкого тела в покоящемся газе с гиперзвуковой скоростью частицы газа почти не испытывают продольного смещения, т. е. движение частиц происходит в плоскостях, перпендикулярных направлению движения тела (рис. 6).
Рис. 6. Схема к объяснению закона плоских сечений.
Из закона плоских сечений следует закон подобия, к-рый позволяет, напр., пересчитывать параметры движения, полученные для одного тела вращения при определённом числе М, на случай обтекания других тел с тем же распределением относит. толщины по длине, для к-рых произведение Мt(тау) сохраняет одно и то же значение (t - наибольшее значение относит. толщины тела).
Лит.: К о ч и н Н. Е., К и б е л ь И. А. Розе Н. В., Теоретическая гидромеханика 4 изд., ч. 2, М., 1963; Липман Г. В. Р о ш к о А., Элементы газовой динамики пер. с англ., М., 1960; Черный Г. Г. Течения газа с большой сверхзвуковой скоростью, М., 1959. Г. Г. Чёрный.
СВЕРХКОМПЛЕКСНЫЕ СОЕДИНЕНИЯ, комплексные соединения сложного состава. В С. с. к комплексному иону присоединены молекулы воды, аммиака, кислот, солей. Примеры С. с.: кристаллогидраты типа [Со(МНз)6]2(SО4)з -5Н2О, аммиакаты - Cu[PtCl6] -18NH3, соли -(NH4)3[RuCl6]NH4NO3. Обладая элек-тростатич. полем, комплексный ион притягивает дипольные молекулы, образуя в растворе вторую или даже третью координационные сферы. В образовании С. с. могут также участвовать окислительно-восстановительные взаимодействия, вандер-ваальсовы силы, водородные связи. Вторичными центрами присоединения могут быть и координированные молекулы или ионы, например SCN- в соединении [(NH3)2PtSCNSCNAg]NO3.
Лит.: Гринберг А. А., Введение в химию комплексных соединений, 2 изд., М.- Л., 1951; Химия координационных соединений, под ред. Дж. Бейлара и Д. Буша, пер. с англ., М., 1960; Некрасов Б. В., Основы общей химии, т. 3, М., 1970
СВЕРХНОВЫЕ ЗВЁЗДЫ, звёзды, испытавшие катастрофич. взрыв, за к-рым последовало огромное увеличение их блеска. В максимуме блеска светимость С. з. в миллиард раз превышает светимость таких звёзд, как Солнце, превосходя иногда светимость всей галактики, в к-рой они находятся. Максимум блеска С. з. наступает примерно через две-три недели после взрыва. После этого её блеск начинает постепенно падать, уменьшаясь в течение последующих 100 сут в 25-50 раз. В среднем в галактике, подобной нашей, вспыхивает одна-две С. з. в столетие. В нашей Галактике последние вспышки С. з. наблюдали Т. Браге в 1572 и И. Кеплер в 1604. Не исключено, что за последние три века в Галактике произошло ещё неск. вспышек С. з., к-рые, однако, не были замечены из-за сильного поглощения их света межзвёздной пылью. Наблюдая одновременно большое число галактик, астрономы открывают полтора-два десятка внегалактических С. з. ежегодно. Название "С. з." дано этим объектам по аналогии с новыми звёздами, но подчёркивает значительно более мощный характер вспышек.
По характеру изменения блеска со временем и спектру С. з. разделяют на 2 типа. С. з. I типа, как правило, в 3-5 раз ярче сверхновых II типа и характеризуются более медленным уменьшением блеска после максимума. Для спектров С. з. II типа наиболее характерны интенсивные линии излучения, тогда как для С. з. I типа - очень широкие линии поглощения. Другим отличием является присутствие в спектре С. з. II типа сильных линий водорода, почти полностью отсутствующих в спектрах С. з. I типа.
Большое значение для изучения С. з. имело обнаружение в Галактике продуктов их взрыва: расширяющихся с большими скоростями газовых оболочек (т. н. остатков сверхновых) и звездообразных объектов - пульсаров. Последние являются быстровращающимися нейтронными звёздами, для к-рых характерно радиоизлучение, пульсирующее с периодом, равным периоду вращения звезды. Остатки С. з. являются источниками т. н. синхронного радиоизлучения, к-рое возникает при торможении электронов большой энергии в магнитных полях оболочек. Нек-рые из остатков С. з. являются также источниками теплового рентгеновского излучения с темп-рой 106-107 К. Наиболее поразительным из всех остатков С. з. нашей Галактики можно считать Крабовидную туманность, к-рая находится на том месте, где в 1054 вспыхнула яркая С. з., отмеченная в китайских и японских хрониках. Помимо причудливой волокнистой туманности, расширяющейся со скоростью ок. 1500 км/сек, в этом остатке наблюдается пульсар с периодом излучения 0,033 сек в радио-, оптическом, рентгеновском и гамма-диапазонах. По ряду признаков С. з. 1054 нельзя отнести ни к I, ни ко II типу.
Анализ имеющихся наблюдательных данных о С. з. и о их остатках позволяет нарисовать в общих чертах следующую картину эволюции С. з. (характерные параметры приведены в табл.). При взрыве С. з. значительная доля массы звезды (а в некоторых случаях, возможно, и вся её масса) превращается в оболочку, расширяющуюся со скоростями до 20 000 км/сек. Увеличение блеска связано в значительной мере с увеличением радиуса излучающей поверхности. В максимуме блеска С. з. имеют колоссальный радиус, в 20-40 тыс. раз превышающий солнечный. По мере расширения оболочки её плотность уменьшается. При последующем расширении в межзвёздной среде оболочка С. з. начинает взаимодействовать с межзвёздным газом, что приводит к образованию ударной волны. Следствием этого является нагрев и торможение оболочки. Через десятки тысяч лет остаток С. з. охватывает объём пространства радиусом более 10 пс, заполненный горячей плазмой с темп-рой ок. 106 К. На границе этого объёма находится слой более холодного и плотного межзвёздного газа, увлечённого при расширении оболочки. Масса этого газа достигает неск. сот солнечных масс (типичный пример такого остатка С. з.- волокнистая туманность в созвездии Лебедя). По прошествии сотен тыс. лет скорость расширения оболочки падает до величины порядка 10 км/сек я её уже невозможно выделить на фоне хаотически движущихся облаков межзвёздного газа.
Характеристики сверхновых звёзд
Параметры
Сверхновые звёзды I типа
Сверхновые звёзды II типа
Масса выброшенной оболочки (в массах Солнца)
0,1-0,5
ок. 1
Скорость расширения в максимуме блеска, км/сек
10-20 тыс.
5-15 тыс.
Темп-pa в максимуме блеска, К.
15-20 тыс.
10 - 15 тыс.
Полная энергия излучения, эрг
1049 - 1050
3х1048 -3х1049
Кинетическая энергия оболочки, эрг
1050 - 1051
2х1050 - 2х1051
1 эрг = 10-7 дж.
Теория пока ещё (70-е гг. 20 в.) не в состоянии дать определённый ответ на вопрос о механизме вспышек С. з. Однако, по-видимому, можно счи |
