Verbum

БАС (італьян. basso літар. нізкі),

1) самы нізкі мужчынскі голас. Вылучаюць высокі, або пявучы, і нізкі, або глыбокі, у оперы таксама характарны, камічны буфонны бас. Высокі бас бывае лірычны, больш мяккі, з дыяпазонам G—f​¹, і драматычны, больш моцны, з дыяпазонам F—e​¹. Для высокага баса характэрныя сіла і моц на верхніх гуках і больш слабае гучанне нізкіх гукаў. Нізкі (цэнтральны) бас вылучаецца глыбокім, поўным гучаннем у нізкім рэгістры і напружаным — у верхнім, дыяпазон (C, D) E — d​¹ (e​¹). Самы нізкі від баса — т.зв. бас-актавіст, дыяпазон (A₁) B₁ — a (c​¹).

2) Муз. інструменты нізкага (басовага) рэгістра (туба, кантрабас, саксафон-бас, домбра-бас, бас-кларнет).

3) Самая нізкая партыя шматгалосага муз. твора.

т. 2, с. 337

ЛЮ́ДЭРСА—ПА́ЎЛІ ТЭАРЭ́МА, тэарэма CPT («цэ-пэ-тэ»),

адна з асн. тэарэм квантавай тэорыі паля. Паводле Л.—П.т. ўраўненні захоўваюць свой від, калі адначасова правесці пераўтварэнне зарадавага спалучэння, прасторавай інверсіі і абарачэння часу (замена часу t на -t). Сфармулявана і даказана ням. фізікам Г.​Людэрсам і швейц. фізікам В.Паўлі (1955).

Сцвярджае, што калі ў прыродзе адбываецца які-н. працэс, то з той жа імавернасцю можа адбывацца працэс, у якім часціцы заменены на антычасціцы, праекцыі іх спінаў набылі процілеглы знак, а пачатковыя і канцавыя станы працэсу памяняліся месцамі. Устанаўлівае пэўную сувязь паміж характарыстыкамі часціцы і адпаведнай антычасціцы, якія маюць аднолькавыя масы спакою, час жыцця, энергетычныя спектры, а таксама вуглавыя размеркаванні прадуктаў распаду (калі ўзаемадзеянне часціц у канцавым стане слабае), а праекцыі спінаў на зададзеную вось процілеглыя. У доследах адхіленняў ад Л.—П.т. не выяўлена.

І.​С.​Сацункевіч.

т. 9, с. 404

МЮО́НЫ, мю-мезоны,

нестабільныя зараджаныя элементарныя часціцы, якія маюць спін ½, час жыцця 2,2∙10​⁻⁶ с і масу прыкладна ў 207 разоў большую за масу электрона; адносяцца да лептонаў. Адмоўна зараджаны (μ​⁻) і дадатна зараджаны (μ​⁺) М. з’яўляюцца антычасціцамі адзін аднаго.

Эксперыментальна выяўлены ў касм. праменях амер. фізікамі К.​Андэрсанам і С.​Недэрмаерам (1936—37). Асн. крыніцы М. — распад піонаў і каонаў (гл. Мезоны), якія інтэнсіўна нараджаюцца пры сутыкненнях адронаў, працэс нараджэння пар μ​⁻ μ​⁺ фатонамі высокіх энергій, распады гіперонаў, «зачараваных» часціц і інш. Па сваіх уласцівасцях ва ўсіх вядомых узаемадзеяннях μ​⁻ паводзіць сябе аналагічна электрону, ад якога адрозніваецца толькі масай (μ — е-універсальнасць). Слабае ўзаемадзеянне М. выклікае іх распад на электрон (ці пазітрон) і адпаведнае нейтрына, што вызначае час жыцця М. у вакууме. У рэчыве павольныя М. страчваюць энергію на іанізацыю атамаў і могуць спыняцца. Пры гэтым μ​⁻ прыцягваецца ядром атама і ўтвараецца мезаатам, а μ​⁺ далучае да сябе электрон і ўтвараецца мюоній.

І.​С.​Сацункевіч.

т. 11, с. 62

НЕЙТРЫ́ННАЯ АСТРАНО́МІЯ,

раздзел астраноміі, звязаны з пошукам, рэгістрацыяй і даследаваннем патокаў нейтрына ад пазаземных крыніц. Узнікла ў 1960-я г. разам са з’яўленнем прылад і метадаў дэтэктыравання нейтрына. Метады Н.а., у адрозненне ад інш. метадаў даследавання касм. аб’ектаў, даюць магчымасць вывучаць шчыльныя касм. аб’екты і даўнія касмалагічныя эпохі.

У Сусвеце нейтрына ўтвараюцца ў выніку ядз. працэсаў у нетрах зорак і пры ўзаемадзеянні касм. выпрамянення з асяроддзем, напр. з рэчывам атмасферы Зямлі (атм. нейтрына), міжгалактычным і міжзорным газамі, морам рэліктавых фатонаў (гл. Рэліктавае выпрамяненне) і інш. Энергетычны спектр касм. нейтрына ад ~10​⁻⁴эВ (касмалагічныя, ці рэліктавыя нейтрына) да 10​²⁰—10​²⁸эВ. Энергія нейтрына ад Сонца і нестацыянарных зорак да 10​⁸эВ. Нейтрына слаба ўзаемадзейнічаюць з рэчывам, таму зоркі для іх практычна празрыстыя і яны бесперашкодна пакідаюць іх. Рэгістрацыя гэтых нейтрына дае магчымасць вызначаць т-ру, шчыльнасць і хім. састаў цэнтр. часткі зорак, недаступнай вывучэнню інш. метадамі. Слабае ўзаемадзеянне касм. нейтрына з рэчывам абумоўлівае складанасць іх дэтэктыравання (патрэбна вял. колькасць рэгістравальнага рэчыва і дэтэктары неабходна будаваць глыбока пад зямлёй). Створана 5 найб. магутных дэтэктараў сонечных нейтрына (ЗША, Расія — ЗША Італія — Расія, Японія, Канада) і 2 вял. дэтэктары атм. нейтрына (у воз. Байкал, Расія і антарктычным лёдзе, ЗША). З 1980 існуе сусветная служба назірання за ўспышкамі звышновых зорак у нейтрынным святле. Гл. таксама Нейтрынная астрафізіка.

І.​С.​Сацункевіч, А.​А.​Шымбалёў.

т. 11, с. 277

АДЗІ́НАЯ ТЭО́РЫЯ ПО́ЛЯ,

універсальная фіз. тэорыя мікрабудовы матэрыі, якая прызначана даць апісанне ўсіх фундаментальных узаемадзеянняў, вызначыць уласцівасці элементарных часціц і законы іх руху.

У аснове адзінай тэорыі поля ляжаць агульныя палажэнні: 1) універсальнасць палявой канцэпцыі — кожнаму тыпу элементарных часціц і фундаментальных узаемадзеянняў адпавядаюць свае квантаварэлятывісцкія палі; 2) калібровачны (суперкалібровачны) прынцып як універсальны дынамічны прынцып для ўсіх тыпаў фундаментальных узаемадзеянняў — кожны з іх звязваецца з дынамічнай (калібровачнай) сіметрыяй і адказнымі за гэтае ўзаемадзеянне сілавымі зарадамі элементарных часціц, а таксама з адпаведнымі калібровачнымі палямі (базонамі) — іх пераносчыкамі; 3) гіпотэза аб існаванні адзінага універсальнага фундаментальнага ўзаемадзеяння (адзінага поля), канкрэтнымі праявамі якога пры адпаведных умовах з’яўляюцца гравітац., эл.-магн., слабае і моцнае ўзаемадзеянні. Пачатак адзінай тэорыі поля пакладзены стварэннем адзінай калібровачнай палявой тэорыі электраслабых узаемадзеянняў (1967—68), першага аб’яднанага апісання двух тыпаў узаемадзеяння ў межах адной тэорыі. Пасля пабудовы квантавай хромадынамікі прапанаваны розныя схемы «Вялікага аб’яднання», адзінай калібровачнай палявой тэорыі эл.-магн., слабага і моцнага ўзаемадзеянняў. Уключэнне гравітацыйнага ўзаемадзеяння ў агульную схему дасягнута за кошт увядзення суперсіметрыі (што звязвае ферміёны і базоны) і адпаведных суперкалібровачных палёў (гл. Супергравітацыя).

На Беларусі даказана магчымасць пабудовы тэорыі ўсіх фундаментальных узаемадзеянняў з дапамогай універсальных нелінейных ураўненняў Фёдарава для аб’яднаных палёў (1968; Ф.​І.​Фёдараў).

Літ.:

Физика микромира. М., 1980;

Фёдоров Ф.И. Уравнения первого порядка для гравитационного поля // Докл. АН СССР. 1968. Т. 179, № 4;

Богуш А.А. Введение в калибровочную полевую теорию электрослабых взаимодействий. Мн., 1987.

А.​А.​Богуш.

т. 1, с. 108

ЛЮМІНЕСЦЭ́НЦЫЯ (ад лац. lumen святло + -escent суфікс, які абазначае слабае дзеянне),

выпрамяненне, якое з’яўляецца залішкавым над цеплавым выпрамяненнем цела і доўжыцца на працягу часу, значна большага за перыяд светлавых ваганняў. Л. часта наз. халодным святлом (магчыма пры любой т-ры цела). У адрозненне ад раўнаважнага цеплавога выпрамянення, спектр якога не залежыць ад саставу рэчыва, а вызначаецца яго т-рай, Л. — нераўнаважнае выпрамяненне, спектр якога залежыць ад прыроды рэчыва (характэрны менавіта для дадзеных атамаў і малекул). Неабходная ўмова ўзнікнення Л. — папярэдняе паступленне энергіі ў рэчыва і паглынанне яе.

Паводле спосабу ўзбуджэння Л. адрозніваюць фоталюмінесцэнцыю (узбуджаецца святлом), катодалюмінесцэнцыю (паскоранымі электронамі), электралюмінесцэнцыю (эл. полем), хемілюмінесцэнцыю (хім. працэсамі), трыбалюмінесцэнцыю (мех. дэфармацыяй) і інш. Паводле прыроды працэсаў, што адбываюцца ў рэчыве, адрозніваюць Л. самастойную (працэсы адбываюцца ўнутры аднаго цэнтра і свячэнне настае адразу пасля ўзбуджэння), вымушаную (узбуджанае рэчыва пачынае свяціцца пасля вонкавага ўздзеяння — награвання, апрамянення) і рэкамбінацыйную (свячэнне выклікаецца рэкамбінацыяй, г.зн. злучэннем зараджаных часціц — іонаў і электронаў). Кароткачасовая Л. (10​⁻⁸—10​⁻¹⁰ с) наз. флуарэсцэнцыяй, больш працяглае «паслясвячэнне» — фасфарасцэнцыяй. Асн. характарыстыкі Л.: працягласць жыцця часціц ва ўзбуджаным стане (ад ~10​⁻¹⁰ да ~10​⁴ с); квантавы выхад (адносіны колькасці вылучаных квантаў святла да колькасці паглынутых); энергетычны выхад (ккдз); палярызацыя; спектры выпрамянення і ўзбуджэння (залежнасць інтэнсіўнасці свячэння ад даўжыні хвалі выпрамянення і ўзбуджэння). Характарыстыкі Л. маюць важнае значэнне ў люмінесцэнтным аналізе. Л. ў прыродзе (палярнае ззянне, свячэнне некаторых насякомых. мінералаў, гнілякоў) назіралася даўно, сістэматычна вывучаецца з 17 ст. Уклад у вывучэнне Л. зрабілі А.С. і Ж.Бекерзлі, У.Крукс, Ф.​Ленард і інш. Многія заканамернасці Л. вызначаны фізікамі школы С.І.Вавілава (гл. Вавілава закон) і А.М.Цярэніна.

На Беларусі даследаванні па Л. праводзяцца з 1950-х г. у Ін-це фізікі, Ін-це малекулярнай і атамнай фізікі Нац. АН, БДУ, НДІ прыкладных фіз. праблем БДУ і інш. У 1960-я г. створаны навук. цэнтр па Л. (адзін з найбуйнейшых у СССР). Найб. значныя працы школы фізікаў па Л. на чале з Б.І.Сцяпанавым, А.Н.Сеўчанкам, М.А.Барысевічам. Распрацаваны тэорыі Л. складаных малекул і адмоўнай Л., выяўлена і вывучана з’ява стабілізацыі-лабілізацыі электронна-ўзбуджаных шмататамных малекул (гл. Стабілізацыі-лабілізацыі з’ява), даследавана Л. пары складаных малекул, Л. рэдкіх зямель, складаных малекул, уранілавых злучэнняў, малекул біял. важнасці, у т. л. хларафілу і яго аналагаў. На аснове даследаванняў па Л. створаны новыя тыпы лазераў — лазеры на растворах і на пары арган. злучэнняў.

Літ.:

Вавилов С.И. Собр. соч. Т. 1—4. М., 1952—56;

Степанов Б.И. Введение в современную оптику: Поглощение и испускание света квантовыми системами. Мн., 1991;

Борисевич Н.А. Возбужденные состояния сложных молекул в газовой фазе. М., 1967;

Саржевский А.М., Севченко А.Н. Анизотропия поглощения и испускания света молекулами. Мн., 1971.

Г.​П.​Гурыновіч, Б.​М.​Джагараў.

т. 9, с. 407

АТМАСФЕ́РА (ад грэч. atmos пара + сфера) Зямлі, газавая абалонка вакол Зямлі, якая ўтрымліваецца яе прыцяжэннем, верціцца разам з ёю і забяспечвае жыццядзейнасць расліннага і жывёльнага свету. Маса атмасферы каля 5,15×10​¹⁵ т (адна мільённая доля масы Зямлі). Палавіна яе заключана ў слоі да 5 км, 90% — да 16 км, вышэй за 100 км — толькі мільённая частка. Выразнай верхняй мяжы не існуе, атмасфера паступова пераходзіць у касм. прастору (гл. Космас). За фіз. мяжу прымаюць выш. 1000—1200 км, тэарэтычная мяжа — 42 тыс. км, дзе цэнтрабежная сіла вярчэння Зямлі ўраўнаважваецца яе прыцяжэннем. З вышынёй мяняюцца фіз. ўласцівасці атмасферы: ціск, шчыльнасць, т-ра. Ціск атмасферы на ўзр. м. на 1 см² 1013,25 гПа, на выш. 5 км ён змяншаецца на ½. Залежнасць ціску ад вышыні выражаецца бараметрычнай формулай. Шчыльнасць паветра на ўзр. м. 1,27—1,30 кг/м³, на паверхні Зямлі ў Еўропе ў сярэднім 1,25 кг/м³, на выш. 20 км 0,087 кг/м³, на выш. 750 км менш за 10-13 кг/м³. Т-ра характарызуецца больш складанай залежнасцю ад вышыні.

Будова. Атмасфера мае выразную слаістую структуру. У аснову падзелу пакладзена вертыкальнае размеркаванне т-ры, паводле якога вылучаюць сферы і слаі-паўзы паміж імі. Ніжняя частка атмасферы — трапасфера, знаходзіцца над паверхняй Зямлі да выш. 8—10 км у палярных, 16—18 км у экватарыяльных шыротах. Характарызуецца паніжэннем т-ры з вышынёй каля 6,5 °C на 1 км. Пераходнаму слою (таўшчынёй ад соцень метраў да 2 км) паміж трапасферай і стратасферай — трапапаўзе — уласціва ізатэрмія. Стратасфера распасціраецца да 50 км, у ніжняй частцы яе т-ра пастаянная, з выш. 25—30 км павышаецца ў сярэднім на 0,3 °C на 100 м (у азанасферы). Паміж стратасферай і мезасферай размяшчаецца стратапаўза, у якой т-ра блізкая да 0 °C. У мезасферы (да выш. 80 км) т-ра зніжаецца на 0,35 °C на 100 м вышыні (да -90 °C), развіваецца канвекцыя (вертыкальнае перамешванне), утвараюцца серабрыстыя воблакі. У мезасферы адзначаецца іанізацыя часцінак газу. Мезапаўза знаходзіцца на выш. 80—85 км, ёй уласціва ізатэрмія ці слабае зніжэнне т-ры. Вышэй размешчана тэрмасфера (да 800—1000 м), дзе т-ра зноў рэзка павышаецца за кошт паглынання прамога сонечнага выпрамянення і дасягае 1500—2000 °C. Тэрмасфера адпавядае іанасферы, дзе паветра моцна іанізаванае ў выніку дысацыяцыі малекул газаў пад уздзеяннем ультрафіялетавай, рэнтгенаўскай і карпускулярнай радыяцыі, што з’яўляецца прычынай высокай т-ры, палярных ззянняў, свячэння атмасферы. Знешняя атмасфера — экзасфера, дзе адбываецца дысіпацыя газаў, іх часцінкі (пераважна атамы вадароду) рассейваюцца ў касм. прасторы і ўтвараюць карону Зямлі.

Састаў. Атмасфера паветра — сумесь газаў з дамешкам завіслых цвёрдых і вадкіх часцінак. Паводле хім. саставу вылучаюць гамасферу (да 90—100 км) з нязменнымі суадносінамі асн. газаў і гетэрасферу, дзе стан газаў і іх суадносіны вельмі зменлівыя. У сухім паветры гамасферы азот складае 78%, кісларод — 21, аргон — 0,9, вуглякіслы газ — 0,03%, астатняе — крыптон, ксенон, неон, гелій, вадарод, азон, ёд, радон, метан, аміяк і інш. Сучасны састаў атмасферы спрыяльны для жыцця на Зямлі: кісларод служыць для дыхання жывых арганізмаў, вуглякіслы газ — для стварэння арган. рэчываў раслін у працэсе фотасінтэзу. У фіз. працэсах, якія адбываюцца ў атмасферы, найб. актыўныя вадзяная пара, азон, вуглякіслы газ і атм. аэразолі. Вадзяная пара канцэнтруецца ў ніжніх слаях трапасферы (ад 0,1—0,2% у палярных шыротах да 3% у экватарыяльных), з вышынёй яе колькасць памяншаецца (на выш. 1,5—2 км на 50%), у нязначнай колькасці ёсць да выш. 15—20 км. Азон затрымлівае асн. частку ультрафіялетавага выпрамянення Сонца, гібельнага для ўсяго жывога на Зямлі. Канцэнтруецца ў азанасферы. Вуглякіслы газ здольны паглынаць даўгахвалевае выпрамяненне Зямлі і ствараць парніковы эфект атмасферы. Колькасць вуглякіслага газу павялічваецца ў сувязі з узмацненнем антрапагеннага ўздзеяння на атмасферу (мяркуюць, што да 2000 г. яго будзе 0,0375%). Атмасферныя аэразолі (завіслыя ў паветры цвёрдыя і вадкія часцінкі) таксама затрымліваюць цеплавое выпрамяненне паверхні Зямлі і ўплываюць на бачнасць у атмасферы. Прымеркаваныя да прыземных слаёў, частка іх пранікае ў стратасферу, дзе на выш. 15—20 км утвараецца аэразольны слой Юнге.

У гетэрасферы павялічваецца колькасць лёгкіх газаў, адбываецца дысацыяцыя малекул паветра і значная іанізацыя. Выразная змена стану газаў атмасферы адбываецца на выш. 100—210 км, дзе пераважае атамарны кісларод над малекулярнымі азотам і кіслародам. На выш. 500 км малекулярнага кіслароду практычна няма, вышэй за 600 км пераважае гелій, на выш. ад 2 да 20 тыс. км пашырана вадародная карона Зямлі. З верхняй часткай атмасферы звязаны радыяцыйныя паясы Зямлі: унутраны на выш. 500—1600 км і вонкавы, утвораныя электронамі з высокай энергіяй.

Паветраныя плыні. Вынікам неаднароднасці т-ры атмасферы па вертыкалі і нераўнамернага награвання палярных і экватарыяльных шырот, сухазем’я і мора з’яўляецца сістэма буйнамаштабных працэсаў — агульная цыркуляцыя атмасферы. Да яе належаць плыні ніжняй часткі трапасферы: пастаянныя — пасаты і сезонныя — мусоны, заходні перанос паветраных мас, канвекцыя, цыклоны і антыцыклоны і інш. Паблізу трапапаўзы, дзе існуе кантрастнасць т-ры, а таксама ў азонавым слоі на выш. 20—25 км утвараюцца магутныя струменныя плыні. Скорасць ветру ў верхняй стратасферы дасягае 100—150 м/сек. У тэрмасферы яна павялічваецца, тут адбываюцца прыліўныя рухі пад уздзеяннем Месяца і Сонца. Рухомасць атмасферы надае ёй ролю рэгулятара цеплаабмену Зямлі з космасам, радыяцыйнага і воднага балансу. Працэсы ўзаемадзеяння атмасферы і акіяна істотна ўплываюць на клімат Зямлі. Атмасфера мае электрычнае поле, якое фарміруецца пад уздзеяннем адмоўнага электрычнага поля Зямлі.

Паходжанне. Сучасная зямная атмасфера мае другаснае паходжанне, яна ўтварылася пасля ўзнікнення Зямлі ў выніку ўзаемадзеяння працэсу дэгазацыі з пародамі літасферы. Састаў атмасферы зменьваўся на працягу ўсёй гісторыі Зямлі, у т. л. і пад уплывам дзейнасці чалавека. Вылучаюць 2 асн. этапы — бескіслародны (2 млрд. гадоў назад) і кіслародны; маса кіслароду значна павялічылася ў фанеразоі пасля з’яўлення расліннасці на сушы.

Вывучэнне атмасферы пачалося ў антычны час. Навука пра атмасферу — метэаралогія сфарміравалася ў 19 ст. Для назіранняў за атмасферай створана сетка метэаралагічных станцый і пастоў, выкарыстоўваюцца метады вертыкальнага зандзіравання атмасферы, радыёлакацыя, пеленгацыя, самалёты, аўтам. аэрастаты, спец. судны, ракеты і метэаралагічныя спадарожнікі. У Беларусі назіранне за атмасферай праводзіцца на метэастанцыях гідраметэаралагічнай службы, у прамысл. цэнтрах вывучаюць і прагназіруюць ступені тэхнагеннага забруджвання; праводзяцца даследаванні радыенукліднага забруджвання атмасферы пасля катастрофы на Чарнобыльскай АЭС.

Літ.:

Атмосфера: Справ. Л., 1991;

Будыко М.И., Ронов А.Б., Яншин А.Л. История атмосферы. Л., 1985;

Бримблкумб П. Состав и химия атмосферы: Пер. с англ. М., 1988.

Г.​В.​Валабуева.

т. 2, с. 74