бсжного растяжения ядра также несущественны для 7^10. Деформация ядра начинает заметно изменяться, когда центробежная энергия вращения с ран ниш стен
2. -'
с оболочочной, что происходит при I ~ А 'л.
Т. о., но вращат. спектрах четно-четны х ядер ко:>ф. ?В ~ ╦ $ Л~'л и оон. обусловлен парными корре-
ляциями нуклонов. Вклад в $3 от взаимодействия вращат. и колебат. движений и А /3 paj меньше. Пе-аднабатичность вращения по отношению к р- и Y~K°-лебаниям проявляется л нарушении (12) для перс-ходов между уровнями втих полос и оон. полосы.
Др. c]i(ic-o6 описания неадиабатич. аффектов - - модель псрим. момента инерции /, к-рая для нращат. полосы осн. состояния хороню описывает энергии вращат. уровней до / = 12. При больших / наблюдается неадиабатич, аффект, наз, аномалией и р а щ а т. спектра. Л, Джонсон (Л, Johnson) в 1971 обнаружил отклонение энорпш переходов от правила интервалов (4). Впоследствии было установлено, что это явление носит общий характер. Оказалось, что энергии у-переходов между соседними уровнями в полосе) в интервале /~12 ≈ 16 не растут монотонно с /, а остаются неизменными и даже уменьшаются, что соответствует резкому увеличению J. Это можно представить в виде З-образной зависимости /(со2) (рис. 2) ≈ ∙ отсюда термин бзкбеидинг («обратный загиб»).
Аномалии вращат. спектра четно-ч╦тных ядер редкоземельных элементов при /~12≈ Ifi связаны с пересечением полосы осн. состояния с полосой, основанной на нейтронном диухквазичаетнчшш возбуждении из под-оболочки Г,3/ . Благодаря большому одночас-тичному
моменту силы Кориолиса и вменяют схему сложения угл. моментов в последней полосе. Суммарный момент
75
50
25
'55
Ег
0,05
0.10
0,15
2 1 СО . МэВ
Рис. 2. Зависимость момента инерции 3 ядра от частоты to его вращения в ЧУТНО-ч╦тных изотопах Ег.
Рис. 3, Схема связи угловых моментов в выстроенной
ПОЛ Of С.
j двухквазичастичного возбуждения «развязывается» с деформацией и ориентируется пройм, вдоль оси вращения ядра (рис. 3). Аномалии вращат. спектра в неч╦тных ядрах наблюдаются при несколько больших / в полосах, основанных на нейтронном состоянии из подоболочки ('к,/ и при тел. же / в остальных низколежащих полосах.
При большей энергии в области /~26≈30 наблюдается 2-й бэкбсндинг. Он объясняется пересеченном нейтронной двухквазичастичнхш полосы с полосой, основанной на протонном двухкваяичастичпом возбуждении из подоболочки hn/ . При больших / «в игру вступают»
ещ╦ более возбужд╦нные полосы. Т. о., низшая по энергии, т. л. осн. и р а с т - полоса, состоит из частей разл, полос. Каждая полоса вносит в 7 свою одночастич-ную часть, приблизительно равную угл. моменту возбужд╦нного состояния, на к-ром она осиоиана. Следо-
вательно, угл. момент ирает-молосы обраяокан как коллективным н ращением ядра, так и одночастичиым движением нуклонов (см. Высокоспиповыс состояния ядер). Лит.: 15 о р О., Вращательное движение в ядрах', пер. с англ., «УФН», 1Н7Н, т, 1^0, с. 543; Бор О,, М о т т е л ь-с о н 11., Структура атомного лдра, пор. с англ., т. 2, М., 1977; II я и л и ч t\\ и н (; и II. М., Аномалии вращательных спектром деформированных атомных ядер, «УФЫ», 1УН1, -г. 1^Й, с. 193.
И. (V/. Павличенков.
ВРАЩАТЕЛЬНЫЕ СПЕКТРЫ ≈ молекулярные спектры, обусловленные вращением молекул как целого. Чисто В. с. наблюдаются в разреженных молекулярных газах в дал╦кой ИК-области спектра (вплоть до субмиллимптроиого диапазона), в спектрах комбинац. рассеяния света. Чаще наблюдается вращат. структура колебат, полос. Подробнее см. Молекулярные спектры. ВРАЩАЮЩИЙ МОМЕНТ ≈мера внеш. воздействия на вращающееся толо, изменяющего угл. скорость вращения. В. м. равен алгебраич, сумме моментов в сох действующих на вращающееся тело сил относительно оси вращения (см. Момент силы). В.м. может быть также выражен через угл. ускоренно тела е равенством Afnp=/e., где / ≈ момент инерции тела относительно оси вращения.
ВРАЩЕНИЕ ГАЛАКТИК ≈ сущеетшжамие у галактики в целом момента кол-ва движения, обнаружено спектроскопически (по наклону спектральных линии) первоначально у спиральных галактик в 1913≈15 В. Слаифером {V. Sliphor). К 1985 с разной степенью подробности изучены кривые вращения (зависимость орбитальной скорости вращения от радиуса) примерло для 150 спиральных (СГ) и неправильных (НГ) галактик, а также примерно для 60 эллиптич. галактик (ЭГ). Кроме того, изучено отдельно вращение восьми балд-жей СГ (зи&щных сгущений в их центр, части). Кол-во исследованных объектов быстро раст╦т.
Макс, скорости вращения СГ Рмакс^-ОО≈250 км/с (иногда до 400 км/с), они значительно (в 5≈10 раз) превосходят случайные скорости зв╦зд в дисках СГ. К ЗГ, напротив, скорости вращения редко превосходят значения имаксяНОО км/с и, как правило, меньше (часто в 3≈5 ра:*) случайных скоростей зв╦зд и(>. В изученных балджах СГ ^макс~и,7 *V ^- г- определяется по наклону уаких линии поглощения (излучения) в оптич. спектро галактики (при расположении щели спектрографа попер╦к диска галактики) или по доилеровскому смещению радиолинии атомарного водорода 21 см. Оптич. определения кривой вращения более над╦жны, но радиометоды позволяют в ряде случаев продвинуться за пределы области, видимой в оптич. излучении. Если известен наклон диска к лучу зрения, то по наблюдаемым лучевым скоростям разных частей галактики можно рассчитать истинную кривую вращения.
Среди СГ и НГ по виду кривой вращения выделяются три типа объектов: тип I ≈ галактики, у к-рых в пределах оптич. диска происходит монотонный рост скорости вращения v (г] с увеличением расстояния г от центра вращения; тип II ≈ галактики, у к-рых v(r) is наблюдаемой области асимптотически стремится к пределу; тип III ≈ галактики, у к-рьтх v(r) начинает убывать с ростом г. Частично отнесение галактики к тому или иному типу зависит от исследованной области криной вращения, поскольку v(r) достигает максимума на расстояниях гмакс = (1≈15) кик при среднем гмакс» ^(5≈6} кик (рис.).
В свою очередь, вид кривой вращения позволяет определить распределение массы галактики по радиусу. Приравнивая центробежную силу и силу тяготения для звезды, движущейся на расстоянии г от центра галактики с круговой скоростью и/-, можно оценить массу галактики М (г) внутри сферы радиусом г:
М r = vrG-1-
Ill
X ш
(О ≈ ньютоновская гравитационная постоянная). Однако для определения плотности галактик р (г) по из- ..^ вестнон зависимости М (г) требуются дополнит, модель- 341
")
}
