Microsoft Word N. Z. Ismay?lov Atmosferdenkenar astronomiya derslik doc
Yüklə 1,02 Mb. Pdf görüntüsü
|
- Bu səhifədəki naviqasiya:
- 3.2. İQ kosmik şüalanma mənbələri
43
Şəkil 2.6.1. «Orion-2» teleskopunun optik sxemi: 1-baş güzgü, 2 – ikinci güzgü, 3 – obyektiv prizma, 4 – menisk, 5 – görüş sahəsinin güzgüsü. Seçilmiş optik sistem yüksək keyfiyyətli axromatik təsvir yarada bilirdi və böyük görüş sahəsində sferik aberrasiya və komadan azad idi. Bütün optik elementlər kvarsdan hazırlanmışdı. Dalğa uzunluğundan asılı olaraq dispersiya λ = 2000 Å –də 170 Å/mm, λ = 3000 Å –da 550 Å/mm təşkil edirdi və ümumi spektrin uzunluğu 5 mm-ə çatırdı. Müşahidələr orbitin kölgə hissəsində aparılırdı. «Soyuz-13» raketində kosmonavtlar 1 dərəcə dəqiqliklə teleskopu istiqamətləndirdikdən sonra sistemin qəbulediciləri 2 standart ulduzu tuşlayır və istiqaməti dəqiqləşdirirdilər. Bundan sonra fotoqid teleskopu 3 " dəqiqliklə sahədə saxlaya bilirdi. Beş iş günü ərzində teleskopda böyük miqdarda 13 m – ə qədər ulduzun spektri alındı. Spektral sinfi yaxşı məlum olan A0 spektral sinifli ulduzlara görə dərəcələmə aparılırdı.
44
UB oblastda yüksək temperaturlu ulduzların, qoşa sistemlərin, qaz dumanlıqlarının spektrini almaq üçün «Skayleb» teleskopundan istifadə olunmuşdur. «Skayleb»-də işıq qəbuledicisi obyektiv prizmalı teleskopun kasseqren fokusunda qurulmuşdu. 35 mm enində fotolentdə spektrlər çəkilirdi. Fokal müstəvi qarşısına ikilinzalı sahə düzəldicisi qoyulmuşdu. Düzəldici CaF 2 və LiF materialından düzəldilmişdi və minimal buraxma dalğa uzunluğu 1300 Å idi. Obyektiv prizma 1400-2800 Å oblastında 65-dən 1280 Å/mm-ə qədər dispersiya yaradırdı. Burada da əlavə işıqlanmadan qaçmaq üçün, çəkilişlər orbitin kölgə hissəsində aparılırdı. Bunlardan başqa, UB oblastda O-G spektral sinifli ulduzların kütləvi şəkildə spektrinin 2 Å ayırdetmə ilə alınması üçün TD-1 peykində qurulmuş spektrometr, ulduzlararası mühiti, neytron ulduzlarını, ulduz xromosferlərini və s. tədqiq etmək üçün buraxılmış və orbitdə 8 il müddətində işləmiş «Koopernik» rəsədxanasında qurulmuş spektrometr, «Astron» sovet peykində quraşdırılmış «Spika» teleskopunda işləyən spektrometr və s. spektral müşahidələr aparmışlar. 45
FƏSİL 3 . İNFRAQIRMIZI OBLAST
Kosmik obyektlərin şüalanmasının 0.8 mkm-dan (görünən oblastın yuxarı sərhəddi) 1 mm-ə qədər (radiooblastın şərti başlanğıc sərhəddi) dalğa uzunluğu oblastını öyrənən bölməsi İnfraqırmızı astronomiya adlanır. Bu hissəyə nisbətən soyuq - 3000° K-dən 3°K qədər temperaturlu göy cisimlərinin ener$i şüalanmasının maksimumu düşür. Belə şüalanma soyuq ulduzlarda, qaz-toz dumanlıqlarına bürünmüş yenicə yaranmaqda olan ulduzlarda, ulduzlararası qaz və tozda və Günəş sistemində olan planetlərdə müşahidə olunur. İQ oblastın uzundalğalı submm-lik diapazonunda isə Kainatın genşlənməsinin ilkin mərhələsində yaranmış relikt şüalanma mövcuddur. İQ oblastda digər oblastlarda olduğu kimi, relyativistik elektronların şüalandırdığı qeyri istilik təbiətli kosmik şüalanma müşahidə olunur. İlk dəfə V.Herşel XIX əsrin əvvəlində Günəşin İQ spektrinin prizma və termometrlə ölçməsinə cəhd etmişdir. Bununla belə İQ astronomiya 20-ci əsrin 60-cı illərində c.Neyqebauer və R.Leytonun (1969-cu il, ABŞ) apardığı şimal göyünün 2.2 mkm dalğa uzunluğunda tədqiqatını apardığı dövrdən başlayır. Bu tədqiqatlar nəticəsində gözlənilmədən İQ diapazonda şüalanması görünən oblasta nisbətən daha böyük olan çoxlu obyekt aşkar olundu. Bunun ardınca 1960-cı ildən başlayaraq heliumla soyudulan qermanium bolometri vasitəsilə F.Lou (ABŞ, 1961) ilk dəfə 4 mkm dalğa uzunluğunda tədqiqatlar apardı.
46
3.2. İQ kosmik şüalanma mənbələri
Qalaktikada əsas İQ şüalanma mexanizmi istilik şüalanmasıdır. Onu şüalandıran əsas substansiya ulduzətrafı və ulduzlararası tozdur. Radiusu a olan tozcuğun şüalanma intensivliyi
(3.2.1) düsturu ilə verilir. Burada B(T,ν) - temperaturu T olan tozun Plank düsturu ilə verilən vahid səthinə düşən spektral ener$i şüalanma sıxlığıdır, 4πa 2 - tozun şüalanan səthinin sahəsi, Q(a,ν) ≤ 1 - zərrəciklərdə şüalanma difraksiyasını və optik xassələrini nəzərə alan effektivlik faktorudur. Tozun spektr boyu inteqrallanmasından alınan tam şüalanması (3.2.1) ifadəsindəki
(3.2.2)
faktoru hesabına mütləq qara cisimdəki kimi T 4 - lə deyil ~T 5 - lə
mütənasib olur. Əksər hallarda tozun qızmasına səbəb yaxın ulduzların UB və optik şüalanmasıdır. Qızma və soyumanın bərabərliyi şərtinə görə təyin olunan temperatur UB və ya optik diapazonda udulan və tozun özü tərəfindən şüalanan İQ ener$i balansından asılıdır. Məsələn, tozun udma qabiliyyəti UB və optik diapazonda böyük, İQ oblastda kiçikdirsə, onda tozun temperaturu da artıq olacaqdır. İsti ulduzlardan uzaqda tozun temperaturu ayrı-ayrı ulduzların şüalanmasından deyil, Qalaktika ulduzlarının ümumi şüalanması hesabına formalaşır. Hələ ulduzlar formalaşmamış soyuq qaz-toz Yüklə 1,02 Mb. Dostları ilə paylaş:
|