БСЭ БСЭ - Большая Советская Энциклопедия (ДВ)
На ноны в Д. э. с. действуют одновременно электростатические силы и силы теплового движения. В результате взаимно противоположного влияния этих сил лишь часть ионов остаётся непосредственно вблизи поверхности электрода (плотная часть Д. э. с., или слой Гельмгольца), а остальные распределяются диффузно в растворе на некотором расстоянии от электрода (диффузный Д. э. с., или слой Гуи). Степень диффузности увеличивается с ростом температуры, а также при уменьшении концентрации раствора электролита и при уменьшении заряда электрода. Средняя толщина плотной части Д. э. с. порядка радиуса иона (несколько А), поэтому Д. э. с. обладает высокой электрической ёмкостью (~10-5 ф/см2 ) и внутри него действует сильное электрическое поле (~106 в/см ).
Строение Д. э. с. оказывает большое влияние на электрические свойства межфазных границ и на протекающие на них процессы — прежде всего, на механизм и кинетику электрохимических реакций, на электрокинетические явления, на устойчивость коллоидных систем и т. п. Для исследования Д. э. с. используются методы измерения поверхностного натяжения и ёмкости, адсорбционные измерения и др.
Лит.: Фрумкин А. Н., Багоцкий В.С., Иофа З. А., Кабанов Б. Н., Кинетика электродных процессов, М., 1952; Парсонс Р., Равновесные свойства заряженных межфазных границ, в кн.: Некоторые проблемы современной электрохимии, пер. с англ., М., 1958; Делахе и П., Двойной слой и кинетика электродных процессов, пер. с англ., М., 1967.
Ю. В. Плесков.
Рис. к ст. Двойной электрический слой.
Двойные звёзды
Двойны'е звёзды, две звезды, близкие друг другу в пространстве и составляющие физическую систему, компоненты которой связаны силами взаимного тяготения. Компоненты обращаются по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс и вместе движутся в Галактике. Д. з. являются частным случаем кратных звёзд , состоящих иногда из нескольких Компонентов (до 8). По методике обнаружения различают: визуально-двойные звёзды (их компоненты можно увидеть при помощи телескопа визуально или сфотографировать); спектрально-двойные звёзды (двойственность проявляется в периодических смещениях или раздвоениях линий их спектров); затменно-двойные звёзды (их компоненты периодически загораживают друг друга от наблюдателя); астрометрические Д. з., или тёмные спутники (очень точные измерения положений позволяют обнаружить периодические смещения звезды под влиянием обращающегося вокруг неё тёмного спутника); фотометрические Д. з. (при различии в температуре поверхностей компонентов точная многоцветная электрофотометрия показывает её отличие от одиночных звёзд). Иногда о двойственности какой-нибудь звезды можно судить по её сложному (комбинированному) спектру либо по одинаковому заметному собственному движению двух не слишком близко расположенных звёзд (широкие пары). Кратные системы могут состоять из Д. з. разного вида. Так, компонент визуально-двойной звезды сам может оказаться двойной одного из перечисленных видов. Описанные типы Д. з., представляющих собой физические системы, называются физическими Д. з. Вид Д. з. имеют также пары звёзд, компоненты которых разделены громадными расстояниями по лучу зрения и лишь случайно (и временно) располагаются в непосредственной видимой близости друг к другу на небесной сфере. С течением времени они разойдутся и перестанут считаться Д. з. Такие системы называются оптическими Д. з. При составлении каталогов к числу Д. з. относят лишь те объекты, у которых расстояния между компонентами не превышают некоторого предела, зависящего от блеска (видимой звёздной величины) главной звезды и её спутника. Так, две звезды 2-й звёздной величины могут считаться компонентами Д. з., если расстояние между ними меньше 40’’, две звезды 9-й звёздной величины — не более 3’’ и т. д. Всестороннее изучение Д. з. имеет большое значение, т. к. оно даёт способ надёжного определения масс звёзд, а в ряде случаев — определения размеров компонентов и их формы, плотности и закона её изменения с расстоянием от центра звезды, а также строения звёздных атмосфер. Все др. способы определения масс звёзд опираются на определения масс Д. з.
Изучение Д. з. началось в середине 17 в., когда Г. Галилей открыл несколько Д. з. и предложил метод определения относительного параллакса яркой главной звезды оптической Д. з. по отношению к более слабой и поэтому, вероятно, более далёкой. К середине 18 в. было обнаружено всего около 20 Д. з.; тогда же начались и первые измерения позиционного угла спутника q и расстояния между компонентами r (рис. 1 ). После 25 лет наблюдений английский астроном В. Гершель в 80-х гг. 18 в. обнаружил у некоторых Д. з. явное орбитальное (т. к. оно было криволинейным) движение спутника относительно главной звезды и оценил периоды обращения нескольких из них. Так были открыты физические Д. з. Русский астроном В. Я. Струве заложил твёрдый фундамент учения о Д. з. своими многолетними исследованиями. Он открыл много новых Д. з. (его каталог 3110 Д. з. опубликован в 1827), измерил положение спутников у 2640 Д. з. (опубликовано в 1837), на меридианном круге определял точные положения Д. з. в течение 20 лет (опубликовано в 1852). Английский астроном Дж. Гершель распространил исследования Д. з. на Южное полушарие неба. Русский астроном О. В. Струве исследовал проблему систематических ошибок при измерении Д. з. К середине 20 в. известно около 60 000 визуально-двойных звёзд. Для измерения визуально-двойных звёзд со времён В. Гершеля применяются позиционные микрометры разных видов, а для самых малых угловых расстояний — звёздные интерферометры . На больших телескопах можно измерять расстояния до 0,1—0,2’’. Применение фотографии к измерениям Д. з. даёт прекрасные результаты для расстояний больше 1—2’’.
Видимое относительное движение спутника вокруг главной звезды совершается по эллипсу (включая окружность и прямую как частные виды этой кривой). Главная звезда всегда находится внутри эллипса, но обычно не в фокусе видимой орбиты. Радиус-вектор (соединяющий главную звезду со спутником) описывает площади, пропорциональные времени, т. е. для Д. з. соблюдается 2-й Кеплера закон . Видимая орбита Д. з. (рис. 2 , а) является проекцией истинной орбиты (рис. 2 , б) на картинную плоскость (перпендикулярную лучу зрения). Разработано много методов определения элементов орбит Д. з.: большой полуоси, наклона орбиты, эксцентриситета, позиционного угла линии узлов, по которой плоскость орбиты пересекает картинную плоскость, долготы периастра (угла между линией узлов и линией, соединяющей периастр с апоастром в плоскости истинной орбиты), периода обращения и момента (даты) прохождения спутника через периастр. Из нескольких десятков тысяч визуально-двойных звёзд только около 2000 обнаруживают орбитальное движение и лишь для примерно 300 вычислены орбиты. Самый короткий период (1,72 года) имеет звезда BD — 8°4352; из больших периодов более или менее достоверны лишь те, которые не превышают 500 лет. Для пар с одинаковым большим собственным движением периоды формально получаются порядка сотен тысяч лет.
Первая спектрально-двойная звезда была открыта в 1889. В её спектре происходит периодическое раздвоение спектральных (рис. 2 ) линий, что свидетельствует об орбитальном движении обоих компонентов вокруг общего центра масс. У других Д. з. этого типа наблюдаются периодические смещения одиночных линий: линии более слабого компонента в спектре не заметны. Анализ кривой изменения лучевых скоростей спектрально-двойной звезды позволяет найти следующие элементы орбиты: период, эксцентриситет, момент (дату) прохождения периастра, долготу периастра, а также произведение a sini (а — большая полуось, I — наклон орбиты) и лучевую скорость g центра масс. Некоторое представление о характере лучевых скоростей в зависимости от формы и расположения орбиты даёт рис. 3 . Из примерно 2000 открытых спектрально-двойных звёзд орбиты вычислены для 500. Их периоды составляют от 4,7 часа до 60 лет.
Если наклон орбиты близок к 90°, можно наблюдать периодические взаимные затмения компонентов. В зависимости от относительных размеров и яркостей компонентов общий блеск затменно-двойной звезды будет испытывать более или менее продолжительные и глубокие минимумы. По форме кривой блеска такой звезды (рис. 4 ) можно судить об элементах её орбиты. Самый короткий из известных периодов 4,7 часа, самый длинный — 57 лет. В 1911 русский астроном С. Н. Блажко разработал первый общий метод вычисления орбит затменно-двойных звёзд. Анализ кривых изменения блеска позволяет определить не только элементы орбиты затменно-двойной звезды, но и относительные размеры звёзд по сравнению с размерами орбиты, форму звёзд и их поверхностную яркость. В сочетании с результатами др. наблюдений Д. з. такой анализ даёт возможность определить многие звёздные характеристики. Так, если получена также кривая лучевых скоростей, то можно определить размеры орбиты и диаметры самих звёзд в км, а также и светимости звёзд. В некоторых (правда, редких) случаях можно изучать также строение и состав звёздных атмосфер, наличие расширяющихся и вращающихся оболочек, закон потери массы более массивной звездой и эволюцию системы.
