47
dumanlıqlarında qızma ümumi sahə ulduzlarının UB və optik
şüalanmasının, daha sıx mərkəzi hissələrdə isə rentgen və toz
hissəcikləri ilə qarşılıqlı təsirdə ola bilən kosmik şüalanma
zərrəciklərinin ener$isi hesabına formalaşır. Belə buludların
qızmasının bir səbəbi də yavaş sıxılma nəticəsində ayrılan qravitasiya
ener$isidir. Tozun üst qatlarda soyuması yalnız submm oblastda
şüalanmadan deyil, qaz molekulları ilə toqquşmalardan da baş verə
bilər.
Tozun şüalanması ilə yanaşı qazın xətti şüalanma spektri də
müşahidə olunur. Bu bir tərəfdən atomların ener$i səviyyələrinin incə
quruluşu ilə (məsələn, cI λ =157 mkm, OI λ = 63 mkm, OIII λ = 88
mkm, NeII λ =12.8 mkm, və s.), digər tərəfdən isə molekulların
fırlanma rəqsi və təmiz fırlanma keçidləri (CO, NH
3
, OH, SiO, H
2
və
b.) ilə əlaqədardır.
3.3. İnfraqırmızı şüalanma qəbulediciləri
İQ oblastın spektrini əsasən yaxın İQ (λ=0.8-5 mkm), orta və ya
aralıq (5-35 mkm) və uzaq (1 mm –ə qədər) oblastlara bölürlər.
Dalğa uzunluğu 0.1 mm
≤ λ ≤ 1 mm olan oblastı submillimetrlik
(submm) oblast adlandırırlar. Atmosferdə olan «pəncərələrin»
şəffaflığından asılı olaraq İQ fotometriyada sərhədlər 1.3.1
cədvəlində verilmiş qaydada zolaqlarla müəyyən olunur. cədvəldə λ
=34 mkm, 350 mkm və 460 mkm və daha uzundalğalı, tədricən
radiodiapazona keçən oblastlar göstərilməmişdir.
Yerüstü İQ müşahidələr atmosferin şəffaf zolaqlarında adi optik və
İQ teleskoplar vasitəsilə müşahidə olunur. Atmosferin udulmasını
azaltmaq üçün yüksək dağlıq yerlərdə qurulmuş xüsusi teleskoplar
ikinci ossilyasiya edən güzgü ilə təmin olunur və teleskop özü fon
48
yarada bilən çox kiçik İQ şüalanma qabiliyyətinə malikdir. Məsələn,
Havay adalarında sönmüş vulkanın zirvəsində 4200 m hündürlükdə
4 ədəd iri İQ teleskop qurulmuşdur: diametri 375 sm olan Kanada-
Fransa, D=360 sm olan İngiltərə, D=300 sm və 224 sm ABŞ –NASA
və Havay universiteti teleskoplarıdır.
cədvəl 3.3.1. İQ fotometrik süzgəclər sistemi
Fotometrik
zolaq
Zolağın sərhəddi, mkm
λ
1
λ
2
Effektiv dalğa uzunluğu
λ
0
, mkm
H 1.45 1.8
1.63
K 1.9 2.5
2.22
L 3.05 4.1
3.6
M 4.5
5.5
5.0
N 7.9 13.2
10.6
Q 17
28
21
İQ astronomiya müşahidələrində teleskopun və atmosferin fon
şüalanması bəzən müşahidə obyektinin şüalanmasından güclü olur.
Fon şüalanmasını nəzərə almaq üçün fəza modulyasiyası adlanan
metoddan istifadə olunur. Bu zaman obyektin və qonşu hissənin
şüalanmaları fərqi qeyd olunan siqnalın gücü ilə mütənasibdir. Tipik
İQ fotometrin sxemi 3.3.1-ci şəkildə verilir.
Qəbuledicinin küyü, foton küyü və atmosfer titrəməsi fonunda
faydalı siqnalı qeyd etmək üçün radiometrik metoddan istifadə olunur
49
(şəkil 3.3.2). Teleskopun topladığı siqnal modullaşdırıldıqdan sonra
İQ qəbulediciyə ötürülür, detektə olunur və modulyasiya tezliyində
dəyişən cərəyana çevrilir. Bundan sonra gücləndirilir və sinxron
demodulyasiya olunaraq analoq qeydedicisinə ya rəqəmli sayğaca
ötürülür və kompyuterdə işlənir.
Tədqiq olunan obyektin şüalanmasını ölçmək üçün «mənbə-I fon»
və «II fon-mənbə» fərqini qeyd etmək lazımdır (3.3.2-ci şəkildə
uyğun olaraq I və II dəyişən gərginlik formasında).
Şəkil 3.3.1. İnfraqırmızı fotometrin quruluşu: 1-rəqs edən güzgü
(modulyator); 2-süzgəc; 3-bolometrlə birlikdə kriostat; 4-siqnalın
ilkin gücləndiricisi; 5- fotometri ulduza yönəltmək üçün güzgülər; 6-
izləmə qurğusunda elektron-optik çevirici (EOÇ) ; 7-okulyar; 8-
EOÇ-u şəkil müstəvisində hərəkət etdirən qurğu.
Birinci fərqi ikincidən çıxsaq mənbənin ikiqat siqnalını alarıq.
Ener$i paylanması məlum olan standart ulduzun eyni cihazda alınmış
siqnalı ilə nisbətdə mənbənin verdiyi şüalanmanın mütləq vahidlərlə
50
qiymətini almaq olar. Alınan siqnalın atmosferdə itkisini nəzərə
almaq üçün başqa bir nisbətən parlaq obyekt müşahidə olunmalıdır.
Şəkil 3.3.2. İQ şüalanma qeydedicisinin prinsipial sxemi: a-
qeydedicinin blok sxemi (1-teleskop, 2-kriostat və bolometr,
süzgəclər, 3-dəyişən gərginlik gücləndiricisi, 4-siqnalı modullaşdırma
sistemi, 5-sinxron detektor, 6-sabit cərəyan gücləndiricisi, 7-siqnalın
vizual yoxlanması bloku, 8-rəqəmsal qeydedici). b-detektə
olunmadan əvvəl və fotometrdən çıxandan sonra siqnalın forması.
Teleskopun yüksəklik təyyarə və ya aerostatlarında yerləşdirilməsi
praktiki olaraq atmosferdə olan bəzi udulma zolaqlarından başqa
bütün İQ diapazonda atmosfer itkisindən azad olmağa imkan verir.
51
Bundan başqa İQ oblastda foton küyünü azaltmaq üçün güzgülərin
krioqen soyudulması müşahidə dəqiqliyini artırmağa imkan verir. İlk
belə bir peyk Hollandiya-ABŞ-İngiltərə tərəfindən 1983-cü ildə
orbitə çıxarılmışdır (İRAS). Bu peyklə 8-120 mkm intervalında bütün
göyün axtarılması aparılmış, 250 mindən çox yeni İQ mənbə aşkar
olunmuşdur.
Qısadalğalı İQ oblastda 1.2 mkm – dan kiçik dalğa uzunluğunda
qeydiyyat xüsusi fotogücləndirici və ya YƏc-lərlə həyata keçirilir.
5.5 mkm-a qədər intervalda maye azotla soyudulan İnSb qəbuledicisi
tətbiq olunur. Daha uzundalğalı oblastlarda əsasən qermanium və
onun birləşmələrindən ibarət 1.5 K qədər soyudulan istilik
bolometrləri istifadə olunur. Adətən nəinki detektor özü, həm də
süzgəclər, diafraqmalar, spektr də soyudulur.
İQ şüalanmanı adətən küyün ekvivalent gücü (KEG) ilə xarakterizə
edirlər. Bu parametr düşən siqnalın elə gücüdür ki, onun təsirilə
alınan siqnal küy səviyyəsində olsun. İdeal qəbuledici üçün küy
düşən fotonların fluktuasiyası hesabına alınır. Ona görə
KES =
2
/
1
/
)
1
/(
)
2
(
f
kT
hc
f
e
hc
P
A
λ
ηλ
−
−
(3.3.1)
ifadəsi yazıla bilər. Burada T
f
və P
f
temperatur və qəbulediciyə düşən
fon siqnalın orta gücü, A – qiyməti bolometr üçün 1, fotovoltanik
qəbuedici üçün 2 olan əmsal,
η
≤1 qəbuledicinin kvant effektivliyidir.
İQ astronomiyada ayırdetmə əldə etmək üçün spektrofotometrik
dəyişdirilə bilən süzgəclərdən və pazşəkilli interferometrik
süzgəclərdən, habelə difraksiya spektrometrindən, Fabri-Pero
interferometrindən də istifadə olunur. Xüsusilə Maykelson
interferometrinin tətbiqi əsasında işləyən Furye-spektrometriya
metodu geniş yayılmışdır və hazırda bu metodla R=10
5
-ə çatan
52
ayırdetmə almaq olur. Bundan başqa, lazerlərin tətbiqinə əsaslanan
heterodin spektrometrləri daha yüksək ayırdetmə almağa imkan verir
(R=10
7
). Bununla yanaşı bu metodla 0.1
″ bucaq ayırdetməsi almaq
üçün də istifadə olunur.
3.4. İQ astronomik müşahidələrin nəticələri
Spektrin infraqırmızı diapazonu optik və radiodiapazonlar
arasında 0.7 mkm-dən 1 mm-ə qədər bir zolaqdan ibarətdir. Bu
zolağın uzundalğalı hissəsinin müşahidə texnikası (10-100 mkm-dan
1 mm-ə qədəri) radio diapazonun texnikasına yaxın olduğu üçün onu
submillimetrlik (submm) zolaq da adlandırırlar.
Fizikadan məlumdur ki, mütləq qara cismin T mütləq
temperaturunda istilik şüalanma ener$isinin maksimumu λ
m
Vin
sürüşməsi qanunu ilə təyin edilir:
λ
m
= 2.9 mm / T
(3.4.1)
Buradan belə nəticəyə gəlmək olar ki, İQ oblastda şüalanma aşağı
etmperaturlu cisimlər tərəfindən şüalandırılır. Effektiv temperaturları
4000-30000 °K olan ulduz və qalaktikaların spektral şualanması UB
və optik oblastda maksimuma malikdirlər. Bundan daha aşağı
temperaturlu cisimlərin şüalanması İQ və submm oblastlarda
maksimuma malikdir. Belə şüalanmanın mənbələri mikroskopik bərk
hissəciklər-ulduzlararası tozlar, protoulduz və protoplanet qaz-toz
diskləridir. Lakin bununla yanaşı, İQ şüalanma sürətli elektronların
maqnit sahəsində hərəkəti zamanı qeyri istilik mexanizmi ilə də
yarana bilər.
Dostları ilə paylaş: |