Текст книги "Большая Советская Энциклопедия (МЕ)"
Автор книги: Большая Советская Энциклопедия
Жанр:
Энциклопедии
сообщить о нарушении
Текущая страница: 29 (всего у книги 105 страниц)
Межелайтис Эдуардас Беньяминович
Межела'йтис Эдуардас Беньяминович (родился 3.10.1919, деревня Карейвишкяй, ныне Пакруойского района Литовской ССР), литовский советский поэт. Член КПСС с 1943. Родился в семье рабочего. В 1939—40 учился на юридических факультетах Каунасского и Вильнюсского университетов. Во время Великой Отечественной войны в 1943 военный корреспондент в составе 16-й Литовской дивизии. Печатается с 1935. Уже в первых сборниках стихов («Лирика», 1943; «Ветер родины», 1946; «Мой соловей», 1952) М. проявил себя как поэт яркого лирического дарования. Творчество М. питалось живительными источниками литовского фольклора, лирический герой его поэзии ощущал неразрывную связь со своим народом и родной природой. Ранняя лирика М. по своему пафосу и стилю близка традициям поэзии С. Нерис и С. Есенина. Значительной вехой в творчестве М. стала эпическая «Братская поэма» (1955), посвященная теме социалистической дружбы народов. В 1957 опубликовал книгу стихов «Чужие камни» – размышления советского поэта-коммуниста о капиталистическом мире. Событием в творческой биографии М. и во всей советской поэзии был выход сборника стихов «Человек» (1961; Ленинская премия, 1962). Эта книга – радостный гимн Человеку-коммунисту, его Земле, и в то же время её автора тревожат судьбы всего человечества, его грядущее. Глубокий интеллектуализм и философичность, публицистический пафос – основные черты сборников «Солнце в янтаре» (1961), «Автопортрет. Авиаэскизы» (1962), «Южная панорама» (1963) и «Кардиограмма» (1963). В 60 – 70-е гг. М. публикует книги поэтической публицистики, в которых высказаны мысли автора о литовском и мировом искусстве: «Лирические этюды» (1964), «Хлеб и слово» (1965), «Ночные бабочки» (1966), «Здесь Литва» (1968), «Горизонты» (1970), «Барокко Антакальниса» (1971), «Янтарная птица» (1972). Для детей написаны сборники «Кем быть» (1947), «Что сказала яблонька» (1951), «Учительница» (1953) и другие. Перевёл на литовский язык сочинения А. С. Пушкина, М. Ю. Лермонтова, Т. Г. Шевченко и другие. Произведения М. переведены на многие языки мира. В 1959—70 председатель правления СП Литовской ССР. Секретарь правления СП СССР (с 1959). Член ЦК КП Литвы (с 1960). Депутат Верховного Совета СССР 6—7-го созывов. Премия имени Дж. Неру (1969). Награжден орденом Ленина, 3 другими орденами, а также медалями.
Соч.: Poezija, t. 1—2, Vilnius, 1968; в русском переводе – Крылья, Вильнюс, 1953; Весенние гости, М., 1959: Алелюмай, М., 1970; Контрапункт, М., 1972.
Лит.: Тихонов Н., Заметки о новом сборнике стихов Эд. Межелайтиса, «Коммунист» (Вильнюс), 1961, № 9; Огнев В., Книга про стихи, М., 1963; Ланкутис Й., «Человек» Э. Межелайтиса, М., 1965; Макаров А., Эдуардас Межелайтис, М., 1966; Наровчатов С., Поэзия в движении, М., 1966; Урбан А., Автодокументальная проза, «Звезда», 1970, № 10; Lankutis J., Mieželaičio poezija, Vilnius, 1965.
Е. Ветрова-Борисова.
Э. Межелайтис. «Авиаэтюды» (Москва, 1966). Илл. С. Краскаускаса.
Э. Межелайтис.
Меженинов Сергей Александрович
Межени'нов Сергей Александрович [7(19).1.1890 – 28.9.1937], советский военный деятель, комкор (1935). Член КПСС с 1931. Родился в Кашире в дворянской семье. Окончил Казанское военное училище (1910), Академию Генштаба (1914), Киевскую школу летнабов (1916). Участник 1-й мировой войны 1914—18, капитан. В Красной Армии с августа 1918. Был начальником штаба 4-й армии Восточного фронта (1918—19), командовал 3-й (1919), 12-й (1919—20) и 15-й (1920) армиями. В 1921 помощник и командующий войсками Орловского военного округа, начальник штаба Западного фронта. После войны начальник штаба и 1-й заместитель начальника Главного управления воздушного флота (1921—24), начальник штаба Украинского военного округа (1924—25), помощник и заместитель начальника ВВС (1925—31). В 1932—33 начальник штаба Управления ВВС, в 1933—37 заместитель начальника штаба РККА и член Военного совета НКО СССР (с 1934).
Межень
Меже'нь , сезонное стояние низких (меженных) уровней воды в реках. Обычно к М. относят маловодные периоды продолжительностью не менее 10 дней. Обусловлено периодами сухой или морозной погоды, когда водность реки поддерживается главным образом грунтовым питанием при сильном уменьшении или прекращении поверхностного стока. В умеренных и высоких широтах различают летнюю и зимнюю М. (к зимней М. относится маловодный период с наличием ледовых явлений).
Межзвёздная газодинамика
Межзвёздная газодина'мика , то же, что космическая газодинамика .
Межзвёздная среда
Межзвёздная среда' , разреженное вещество, межзвёздный газ и мельчайшие пылевые частицы, заполняющие пространство между звёздами в нашей и других галактиках . В состав М. с. входят, кроме того, космические лучи , межзвёздные магнитные поля , а также кванты электромагнитного излучения различной длины волны. Вблизи Солнца (и других звёзд) М. с. переходит в межпланетную среду . Пространство между галактиками заполняет межгалактическая среда . Впервые к выводу о существовании М. с., поглощающей свет звёзд, пришёл В. Я. Струве (1847), однако её существование было доказано только в 30-х годах 20 века (американским астрономом Р. Трамплером и советским астрономом Б. А. Воронцовым-Вельяминовым).
Межзвёздный газ состоит из нейтральных и ионизованных атомов и молекул. Основную массу газа составляют атомы водорода и гелия (соответственно около 90 % и 10 % по числу атомов) с небольшой примесью кислорода, углерода, неона, азота (около 0,01 % каждого). Из молекул наиболее обильно представлена H2 , сосредоточенная в облаках. Кроме того, имеются в малом количестве CH, OH, H2 O, NH3 , CH2 O и другие органические и неорганические молекулы. Межзвёздный газ почти равномерно перемешан с межзвёздной пылью, состоящей из частиц размером 10-4 —3·10-6см . Мелкие частицы состоят из Fe, SiO2 , более крупные имеют частично графитовые ядра, возможно с примесью железа, и оболочки из замерзших газов CH4 , NH3 , H2 O и других. Газ и пыль почти полностью отсутствуют в эллиптических галактиках, в спиральных же галактиках типов Sa , Sb , Sc составляют соответственно около 1 %, 3 %, 10 % массы галактики, а в неправильных галактиках – в среднем 16 %. Межзвёздные газ и пыль сильно концентрируются к плоскости галактик, образуя диск, толщина которого составляет в среднем несколько сотен пс , возрастая к периферии иногда до нескольких кпс . Концентрация газа в дисках в среднем около 1 или нескольких атомов в 1 см3 (плотность около 10-24г/см3 ); вне диска и на его краях плотность газа значительно меньше. В спиральных галактиках большая часть газа и пыли сосредоточена в спиральных рукавах (ветвях): плотность газа между рукавами галактики в 3—10 раз меньше, чем в рукавах. В рукавах около 80—90 % газа сосредоточено в межзвёздных облаках, которые часто объединяются, образуя газопылевые комплексы, располагающиеся главным образом на внутренней (вогнутой) стороне спиральных рукавов. Параметры межзвёздных облаков крайне разнообразны.
В нашей Галактике диаметры межзвёздных облаков обычно составляют 5—40 пс , концентрация атомов в них от 2 до 100 в 1 см3 , температура 20—100 К. Облака занимают около 10 % объёма диска Галактики. Газ и пыль М. с. вместе со звёздами движутся в диске галактик вокруг её центра по орбитам, близким к круговым, со средними скоростями, составляющими 100—200 км/сек. Отдельные облака межзвёздного газа имеют собственные (пекулярные) скорости, величина которых в среднем равна 10 км/сек , достигая иногда 50—100 км/сек. В галактической короне наблюдается газ, падающий на плоскость галактики со скоростями в десятки и сотни (до 200) км/сек ; происхождение этого газа не выяснено. Концентрация атомов между облаками 0,02—0,2 в 1 см3 , температура 7—10 тысяч К.
Водород, гелий и другие элементы, потенциалы ионизации которых больше, чем у водорода, в облаках ионизованы очень слабо, а между облаками ионизация водорода – несколько десятков процентов. Остальные элементы однократно ионизованы светом звёзд. Такие облака и среда между ними называются областями HI (нейтрального водорода) и занимают основную часть диска галактик. Вокруг горячих звёзд класса О водород сильно (до 99 %) ионизован ультрафиолетовым излучением. Такие области называются областями HII (ионизованного водорода) или зонами Стрёмгрена. температура областей HII достигает 6000—8000 К, размеры их в зависимости от температуры звезды и плотности газа колеблются от долей пс до нескольких десятков, а в исключительных случаях – до сотен пс . Обычно вокруг горячих звёзд наблюдаются не просто ионизованные межзвёздные облака, а значительно более плотные диффузные туманности, в которых концентрация достигает десятков и сотен атомов в 1 см3 . Возможно, это остатки того плотного комплекса, из которого образовались горячие звёзды. Такие области HII постепенно расширяются под действием горячего газа. Если на пути такой области встречается уплотнение, принадлежащее области HI, то граница области HII огибает это уплотнение, обнажая его со всех сторон. Так образуются тёмные (на фоне светящихся областей HII) холодные плотные области HI, имеющие вид вытянутых жгутов (так называемые слоновьи хоботы) или сферических сгустков (глобулы). В спектре областей HII наблюдаются яркие линии водорода и запрещенные линии кислорода, азота, серы и некоторых других элементов, а также слабый непрерывный спектр. В радиодиапазоне эти области светятся в непререрывном спектре и в линиях водорода и гелия, возникающих при квантовых переходах между очень высокими энергетическими уровнями. В областях HI газ в оптических лучах не светится. Его изучают по линиям поглощения света звёзд, расположенных позади этих областей. Особенно много информации дают резонансные линии поглощения атомов и ионов, расположенные в ультрафиолетовой области и наблюдаемые с космических зондов. Сведения о нейтральном водороде в Галактике и других галактиках, о его распределении и движении получают, наблюдая радиолинии нейтрального водорода с длиной волны 21 см . В этой линии, однако, излучается лишь малая доля тепловой энергии газа областей HI. Основная доля энергии излучается областями HI в далёких инфракрасных спектральных линиях атомов O, ионов C, Si, Fe и других.
Средняя плотность пыли в диске Галактики 10-26г/см (0,01 плотности газа). Эта пыль поглощает свет звёзд, причём синие лучи сильнее, чем красные. Поэтому из-за пыли свет далёких звёзд виден не только ослабленным, но и более красным. Наличие пыли не позволяет наблюдать звёзды, лежащие в плоскости Галактики на расстояниях, превышающих 3 кпс от Земли. Плотные облака газа и пыли, поглощающей свет, кажутся тёмными на светлом фоне Млечного Пути. Ещё резче выделяются тёмные газопылевые облака, если они проектируются на светлую туманность. Вблизи достаточно ярких звёзд (в основном класса B) пыль освещена настолько, что может быть сфотографирована с Земли; такие светлые облака называются отражательными туманностями. Слой газа и пыли в других галактиках, наблюдаемых с ребра, виден в виде тёмной полосы (см., например, илл. ). Межзвёздные пылинки имеют несферическую форму и ориентированы в среднем определённым образом относительно магнитного поля Галактики, что вызывает поляризацию света звёзд.
Массы больших газопылевых комплексов достигают десятков и сотен тысяч масс Солнца. В их центральных частях температура очень низкая (иногда всего 5—6 К) при концентрации атомов до сотен в 1 см3 и более. Плотность пыли в них больше 1 /100 плотности газа. Последнее обстоятельство связано с тем, что при низких температурах и больших плотностях происходит образование молекул, в том числе многоатомных, и налипание их на пылинки. В таких местах могут образовываться звёзды. В связи с этим имеет важное значение то обстоятельство, что в центральных частях комплексов наблюдаются компактные объекты (размером порядка 1015см и меньше), из которых, возможно, образуются звёзды (см. Протозвёзды ) и планеты. Они очень интенсивно излучают в радиолиниях молекул OH, H2 O и других, характер излучения которых иногда аналогичен излучению лазеров .
Частиц, составляющих космические лучи и обладающих огромными энергиями – от 106 до 1020эв , в М. с. гораздо меньше, чем других её компонентов, но их общая энергия в 1 см3 составляет около 1 эв , то есть превышает энергию тепловых движений межзвёздного газа. Космические лучи больших энергий слабо взаимодействуют с газом и пылью, изредка вызывая в них ядерные реакции. Менее энергичные частицы (106 —107 эв ) способны нагревать и ионизовывать межзвёздный газ; они являются одним из основных источников нагрева областей HI. Напряжённость межзвёздного магнитного поля мала (в 105 раз слабее магнитного поля Земли), но его энергия примерно равна энергии космических лучей. Поэтому давление космических лучей и магнитного поля играют существенную роль в динамике М. с. Электромагнитные кванты в М. с. имеют частоты от радиодиапазона до жёсткого гамма-излучения. Наибольшее воздействие на межзвёздные газ и пыль оказывают оптические, ультрафиолетовые и мягкие рентгеновские лучи (с энергией квантов меньше 1 кэв ). Последние отчасти приходят из межгалактического пространства, а отчасти возникают в рентгеновских источниках внутри Галактики и вызывают (вместе с космическими лучами) нагрев и частичную ионизацию областей HI. Оптические и ультрафиолетовые кванты в М. с. являются результатом излучения звёзд Галактики.
В галактиках происходит постоянный обмен веществом между М. с. и звёздами. М. с. служит материалом для образования звёзд, а звёзды, в свою очередь, выбрасывают часть вещества в М. с., сообщая одновременно газу кинетическую энергию. Это происходит и на спокойных стадиях развития звёзд, и в конце их эволюции, когда звёзды сбрасывают оболочку, образуя планетарную туманность, или взрываются как сверхновая звезда . Происходит постоянный круговорот вещества, при котором количество газа в М. с. постепенно истощается. В частности, последним обстоятельством объясняется, что в эллиптических галактиках газа нет, в то время как в неправильных его много: здесь он истощился менее всего. Поскольку в процессе эволюции звёзд и особенно при взрывах сверхновых звёзд ядерные реакции меняют химический состав газа, меняется со временем и состав М. с., а следовательно, и состав образующихся из неё звёзд. Кроме того, происходит обмен газом между ядрами галактик и М. с.
Лит.: Пикельнер С. Б., Физика межзвёздной среды, М., 1959; Каплан С. А., Пикельнер С. Б., Межзвёздная среда, М., 1963; Гринберг М., Межзвёздная пыль, перевод с английского, М., 1970; Космическая газодинамика, [перевод с английского], М., 1972; Бакулин П. И., Кононович Э. В., Мороз В. И., Курс общей астрономии, М., 1970; Мартынов Д, Я., Курс общей астрофизики, М., 1971; Аллер Л., Астрофизика, перевод с английского, т. 2, М., 1957.
С. Б. Пикельнер, Н. Г. Бочкарёв.
Часть Млечного Пути в созвездиях Орла и Лебедя. Видны тёмные и светлые участки («туманности» и «облака»).
Галактика в созвездии Андромеды.
Галактика в созвездии Волос Вероники.
Межзвёздное магнитное поле
Межзвёздное магни'тное по'ле , одна из составляющих межзвёздной среды . Напряжённость и структура М. м. п. может быть оценена из астрономических наблюдений различного типа. Одним из них является исследование радиоизлучения Галактики, образующегося в результате движения в М. м. п. релятивистских электронов (то есть электронов, имеющих скорости, близкие к скорости света). Для получения надёжных результатов необходимо знать количество таких электронов, но оно не известно с достаточной точностью. Другой метод оценки М. м. п. основан на измерении поляризации света звёзд в межзвёздной среде, обусловленной тем, что межзвёздные пылевые частицы вытянутой формы под влиянием М. м. п. ориентируются в пространстве определённым образом и по-разному поглощают свет с различной поляризацией. Поскольку свойства пылевых частиц изучены недостаточно, такие исследования приводят к приближённым результатам, но позволяют определить направления силовых линий в проекции на небесную сферу. Третий метод оценки поля основан на Фарадея эффекте , вследствие которого плоскость поляризации поляризованного радиоизлучения, проходящего через плазму с магнитным полем, поворачивается на угол, пропорциональный длине пути, электронной концентрации и средней проекции напряжённости магнитного поля на луч зрения. Поскольку многие радиоисточники имеют поляризованное радиоизлучение, этот метод позволяет оценить радиальную компоненту поля для многих направлений в Галактике. Четвёртый, самый непосредственный метод измерения напряжённости М. м. п. применим только к сравнительно плотным массивным газовым облакам, которые проектируются на мощные источники радиоизлучения. Такие облака порождают в спектре источника линию поглощения с длиной волны 21 см , у которой можно измерить Зеемана эффект и оценить таким образом продольную составляющую напряжённости поля в облаке. В некоторых случаях напряжённость поля можно оценить по его динамическому действию на газ, которое обусловливает вытянутую форму некоторых газовых туманностей, способствует образованию тонких волокон, наблюдаемых в отражательных туманностях. Наконец, М. м. п. в значительной степени влияет на толщину газового диска Галактики.
Сопоставление всех методов позволило получить следующее представление о М. м. п. Галактики. Величина поля составляет несколько мкгс , причём в разных областях Галактики она несколько различна. Между рукавами она имеет, по-видимому, порядок 1 мкгс , в рукавах – приблизительно в 2 раза больше, и ещё больше – в облаках, особенно плотных. В галактическом диске силовые линии в среднем близки к окружностям. Однако в отдельных участках размером в несколько сотен пс структура поля бывает довольно сложной.
Происхождение галактического магнитного поля пока недостаточно ясно. Оно могло быть уже в среде, из которой образовалась Галактика. Однако более вероятно, что оно образовалось в результате магнитогидродинамических процессов, турбулентных движений проводящей среды. С другой стороны, поле могло быть образовано в ходе формирования первых звёзд. Последующие взрывы могли выбросить магнитное поле в межзвёздное пространство, где оно усиливалось турбулентными движениями и дифференциальным вращением Галактики. М. м. п. играет существенную роль в звездообразовании. См. Космогония .
Лит. см. при статье Межзвёздная среда .
С. Б. Пикельнер.
Межзвёздное поглощение
Межзвёздное поглоще'ние , ослабление света при его прохождении от излучающего небесного светила (звёзды, галактики и др.) через межзвёздную среду . Вызывается рассеянием, дифракцией и поглощением света мелкими – с размерами порядка 1 мкм – частичками космической пыли, беспорядочно распространённой в межзвёздном пространстве или сосредоточенной в отдельных пылевых туманностях. Величина М. п. составляет от десятых долей до нескольких звёздных величин на 1 кпс . Она различна в разных направлениях из-за неравномерности распространения космической пыли, но особенно значительна вблизи плоскости Млечного Пути. М. п. обнаруживается по общему ослаблению излучения и изменению цвета звёзд. Звёзды, свет которых рассеян межзвёздной средой, имеют заметно ослабленный коротковолновый участок спектра, вследствие чего они выглядят более красноватыми по сравнению со звёздами того же типа, но свободными от М. п. (см. Избыток цвета ). М. п. наблюдается также и за пределами оптического диапазона, что подтверждено наблюдениями, выполненными с телескопами, поднятыми за пределы плотной атмосферы. Эффективность рассеяния, величина и характер М. п. зависят от размеров и природы частиц межзвёздной среды. Учёт М. п., искажающего блеск звёзд, имеет большое значение при определении точных расстояний до звёзд и при изучении структуры Галактики. На существование М. п. впервые указал В. Я. Струве в 1847; однако всестороннее изучение его началось лишь в 30-х годах 20 века. После открытия М. п. в расстояния до звёзд и галактик, вычисленные путём сравнения видимых звёздных величин с абсолютными, пришлось внести соответствующие поправки.
Когда свет звезды поглощается облаками межзвёздного газа, также присутствующего в межзвёздном пространстве, в спектре звезды возникают межзвёздные линии поглощения (большей частью они принадлежат кальцию, натрию, железу, а также ряду молекул).
М. п. изучается методами звёздной астрономии путём подсчётов числа звёзд в сравниваемых между собой площадках неба, методом фотоэлектрической многоцветной фотометрии и другими способами.
Лит.: Каплан С. А., Пикельнер С. Б., Межзвёздная среда, М., 1963.
Е. К. Харадзе.
