О
ш
О.
ас
значении К. п. В. рс- (5 .10-з0-2-10-ав) г/см3. С др, стороны, наблюдения показывают, что усредн╦нная
плотность вещества р«3-10~в1 г/сму, входящего в состав галактик, по-видимому, существенно меньше К. п. В. Однако, возможно, во Вселенной имеются труднонаблюдаемые формы материи, т. н, скрытые массы. Кол-во скрытой массы неизвестно, поэтому вопрос о соотношении между полной плотностью материи во
Вселенной и К. и. В. оста╦тся открытым.
Лит.: 3 е л ь д о и и ч Я. Б., Н о в и к о и И. Д., Строение и эволюция Вселенной, М., 1975; П и б л с П., Фи-иическая космология, пер. с англ.. М., 1Я7Г).
КРИТИЧЕСКАЯ СВЕТИМОСТЬ (эддипгтоновская сви-тимость). Светимость (L) звезды нал. критической (£Кр), если соответствующая ей сила давления излучения на вещество звезды уравновешивает силу гравитац. притяжения. Понятие «К. с.» впервые введено Л. С. Од-дингтоном (A. S. Eddington) в сер. 20-х гг. 20 в. (£кр наз. также э д д и н г т о н о в с к и м пределом с в о т и м о с т и). Светимость LKp является макс. верх, пределом светимости для зв╦зд, находящихся в статич. состоянии, а также излучающих за сч╦т гравитац. сжатия или аккреции. При Л>£кр вещество должно истекать из звезды.
(<пла давления излучения на вещество определяется механизмами взаимодействия излучения с веществом, среди них ≈ главные: 1) рассеяние излучения свободными электронами; для обычных зв╦зд JTG в осы. том-соновское рассеяние света с сечением о~т≈6,1>5 -10~ЗБ см2,
не зависящим от частоты рассеиваемого излучения; 2) поглощенно излучения при свободно-свободных (тормозных) переходах электронов в кудоновском поле ионов; 3) поглощение излучения не полностью ионизованными атомами при связанно-связанных и снязанно-свободных переходах электронов, к-рое сложным образом зависит от частоты поглощаемого излучения, хим. состава и физ. состояния зв╦здного вещества.
Определим величину К. с. звезды с массой М в условиях, когда е╦ вещество полностью ионизовано и доминирует механизм томсоновского рассеяния излучения свободными электронами. Рассмотрим электронейтральный сгусток вещества, к-рьтй расположен на расстоянии R от центра звезды, содержит ZN свободных электронов и N ионов с зарядом Ze и массой А тр каждый (е ≈ заряд электрона, тр ≈ масса протона). Этот сгусток притягивается звездой с силой /гр= ≈ GMNAmpIR1*, действующей в осн. на массивные ионы, и отталкивается от звезды с силой давления излучения /n^LiYZtfj/^c/?2, действующей на свободные электроны. В статич. состоянии ионный и электронный компоненты вещества тесно связаны друг с другом сплои электрич. поля, К-рое компенсирует действие сил /гр и /из п препятствует тем самым разделению компонентов плазмы. Это поле обусловлено положит, зарядом звезды £, возникающим на стадии установления равновесного состояния в результате потери звездой незначит. 'доли электронов из-за светового давления. Величина Q стабилизируется как раз на уровне, когда электрич. сила, действующая на электроны, достигает величины, сравнимой с силой светового давления. Приравнивая /гр и /из, находим значение К. с, звезды в условиях, когда доминирует томсоновскос рассеяние излучения:
А
L
1C)
кр
1,3.10≥
!О s
7.
эрг/с,
522
где MQ ≈ масса Солнца. Отметим, что LJfp зависит только от массы М и состава плазмы звезды и не зависит от ее радиуса благодаря одинаковой (~Л~2) зависимости силы гравитации и силы давления излучения от расстояния. Для ж╦сткого рентг. и ^-излучения сечение рассеяния на свободных электронах пк<ах (см. Ко.чп-
тона эффект). В этом случае i-K]1>LKp-
В условиях частичной ионизации вещества механизм поглощения излучения доминирует над томсоновским
рассеянием, эфф, сечение взаимодействия излучения
с веществом с>ат. При этом £Кр<£кр (различие может достигать 1≈2 порядков). Светимость звезды L в зонах частичной ионизации вещества может превысить локальное значение Лкр. Если зона со свсрхкрптпч. светимостью достаточно тонка, то в ней развивается конвекция, но звезда в целом остается равновесной. При малой плотности вещества перенос тепла конвекцией малоэффективен и наличие зоны со сверхкритич. светимостью может привести к истечению вещества и:» звезды t осн. масса к-рой оста╦тся в равновесии. При отсутствии сферич. симметрии возможно превышение светимости над Ькр. Гипотетич. сверхмассивпые звезды с массами 106≈10е MQ должны иметь светимость, близкую к К. с. по всей звезде, прич╦м одноврем. выполнение условий механич. и теплового равновесия этих зв╦зд возможно только в условиях конвективниго переноса энергии. Светимость, близкая к К. с., возникает при аккреции, вещества па ч╦рную дыру или нейтронную звезду, находящуюся в достаточно плотном газовом облаке. Если светимость при аккреции //.[К ≈
=яс2.А/ (М ≈ поток массы, к ≈ эффективность переработки гравитац. энергии в энергию излучения), то критич. поток массы при 0≈от, A/Z=--i и значении
8=0,1 есть
(eti t / м
V О
Сверхмассивные ч╦рные дыры в состоянии аккреции, а также быстровращающпеся сверхмассивные звезды рассматриваются ь качество моделей активных галак-тич. ндср и квазаров. Условие того, что светимость объекта не может превышать К. с.т да╦т наиб, над╦жную оценку масс квазаров и активных ндср галактик. В модели сверхзвезды эта оценка определяет фактпч. значение е╦ массы.
Лит.: 3 е л ь д п в и ч Я. Б., II о в и г; о л И. Д., Релятивистская астрофизика, М., 1967.
Г, С. Бисиоватый-Иогап, А. Ф. Илларионов. КРИТИЧЕСКАЯ СИЛА в теории упругости и пластичности ≈ наименьшая продольная сила, при к-рой возможны как прямолинейная, так н криволинейная формы равновесия первоначально прямолинейного бруса (см. Продольный изгиб). К. с. зависит от механич. характеристик материала бруса, формы его поперечного сечения, условий закрепления, а при нластич. деформациях ≈ и от податливости конструкции, элементом к-рой он является. К. с. упругого бруса определяется ф-лой Эйлера:
где Е ≈ модуль продольной упругости материала, / ≈ наим. значение центр, момента инерции поперечного сечения,- I ≈ длина бруса, и. ≈ козф.т учитывающий условия закрепления. Напр., для бруса со свободно оп╦ртыми концами п. = 1; для бруса, один конец к-рого ж╦стко заделан, а другой свободен, и, ≈2, При пластин, деформациях пользуются ф-лой Кармана; так, для бруса со свободно оп╦ртыми концами
где KI ≈ модуль Кармана; для бруса прямоугольного сечения
1 (VEV
a da/de. (модуль упрочения) определяется и» экспе-рим. зависимости между напряжением о и деформацией е при растяжении (сжатии). и. В. &пмн, КРИТИЧЕСКАЯ СКОРОСТЬ в гидроазроме-х а и и к е ≈ скорость течения среды v, равная местной скорости звука с в данной срсдо. Т. к. для ного газа
(где р, р, S, Т ≈ соответственно давление, плотность,
