Microsoft Word N. Z. Ismay?lov Atmosferdenkenar astronomiya derslik doc
Yüklə 1,02 Mb. Pdf görüntüsü
|
- Bu səhifədəki naviqasiya:
- FƏSİL 5. QAMMA-ASTRONOMİYA
- 5.2. Qamma-şüalanmanın yaranma mexanizmləri
91 Burada şüalanma əmsalı sıfra bərabər olduğu nəzərə alınmışdır. n H – hidrogen atomlarının konsentrasiyası, σ ν – hidrogenin K örtüyündə fotoionlaşmasının effektiv kəsiyidir. σ ν belə verilir:
] [ ) 56 . 13 ( 10 7 2 3 4 18 sm hv Z N k v − ⋅ = σ (4.9.2) Burada h ν fotonun eV vahidlərində enercisi, Z - atomun nüvəsinin yükü, N k –K örtüyündə elektronun sayıdır. N k kəmiyyəti hidrogen kimi ionlar üçün 1-ə, qalan atom və ionlar üçün isə 2-yə bərabərdir. Şüaköçürmə tənliyini bu şəkildə yazmaq olar:
− = τ (4.9.3) Burada ∫
= R H v H v v N dr n 0 σ σ τ , R –Yerdən mənbəyə qədər olan məsafə, N H –ulduzlararası mühitdə müşahidəçi ilə mənbə arasında hidrogen atomlarının sayı, [N H ] = sm -2 , yəni en kəsiyin sahəsi 1 sm 2
tənliyinin həlli aşağıdakı kimidir: v e F F v v τ − = 0 (4.9.4) Burada
0 v F - mənbədən çıxan şüalanma selidir. Fotoionlaşmanın çox olduğu tezliklərdə ulduzlararası hidrogen tərəfindən udulma böyük olur. Məsələn, uzaq ultrabənövşəyi oblastda, 912 Å-dən kiçik dalğa uzunluqlarında fotoionlaşmanın effektiv kəsiyi böyükdür, ona görə
92 bu oblastda praktiki olaraq bütün fotonlar udulur. Yumşaq rentgen oblastda da udulma kifayət qədər yüksəkdir, ona görə bir çox şüalanma mənbələrinin spektrində qüvvət üstlü funksiyadan kənaraçıxma müşahidə olunur. 4.9.1-ci şəkildə yumşaq rentgen oblastında ulduzlararası udulmanın şüalanan enercidən asılılığı ifadə olunmuşdur. Şəkil 4.9.1. Yumşaq rentgen şüalanmasının ulduzlararası udulması.
93
Qamma-astronomiya enercisi təxminən 100 keV-dən çox olan xarakterik sərt elektromaqnit foton şüalanmasına görə kosmik obyektləri və onlarda gedən fiziki prosesləri tədqiq edir. Belə fotonlar, adətən, yüksək enercili zərrəciklərin bir-biri ilə qarşılıqlı təsiri zamanı yaranır. Ona görə də, XX əsrin 50-ci illərindən başlayaraq kosmik qamma-şüalanma (QŞ) kainatın uzaq hissələrində yaranan protonların, elektronların və digər kosmik zərrəciklərin aşkar edilməsi üçün unikal bir metod kimi meydana gəldi. Xüsusilə də, protonların yüksək enercili nüvələrlə qarşılıqlı təsirindən yaranan QŞ daha böyük maraq kəsb edir, çünki bu zaman demək olar ki, digər diapazonlarda elektromaqnit şüalanma yaranmır. Yer atmosferi Yer səthindən 30-50 km yüksəklikdə QŞ –nı səpir və udur, onun Yer səthinə qədər gəlib çatmasına mane olur. Fotonların enercisi ε
≤ 20 MeV olan QŞ kompton səpilməsinə məruz qalır, daha böyük enercili fotonlar isə elektron-pozitron cütlüyü yaradır. Ona görə də, enercisi 10-100 keV intervalında olan fotonları müşahidə etmək üçün kosmik aparatlarda və ya yüksəklik aerostatlarında qurulmuş qamma-teleskoplardan istifadə olunmalıdır. Enercisi 100 QeV-dən böyük olan fotonlar yerüstü qurğularda bu fotonların atmosferlə qarşılıqlı təsirindən yaranan elektronlardan Çerenkov şüalanmasına görə müşahidə oluna bilər. XX əsrin 70-ci illərində həyata keçirilmiş xüsusi peyk- rəsədxanaların müşahidələrindən sonra bir çox göy cisimlərindən çox güclü QŞ aşkar olundu. Bunlardan Günəş səthinin aktiv oblastları, pulsarlar, aktiv nüvəli qalaktikalar və kvazarlar misal ola bilər. Bundan başqa, qamma-diapazonda müşahidələr bir çox gözlənilməz nəticələrə gətirdi. Bunlardan, enercisi 0.1 MeV-dən bir neçə MeV-ə
94 qədər çatan güclü qamma-parıltıları və enercisi 100 MeV-dən böyük olan diskret qalaktika mənbələrinin aşkar olunmasını misal göstərmək olar. QŞ diapazonu kifayət qədər böyükdür və qoyulan elmi məsələdən asılı olaraq onu aşağıdakı bir neçə diapazona bölürlər: 1. Yumşaq QŞ, ener$isi ε ≈ 0.1 -5 MeV (λ ≈ 0.12 - 0.24⋅10 -2
Ǻ). 2. Aralıq ener$ili QŞ, ε ≈ 5-50 MeV (λ ≈ 0.24⋅10 -2
- 0.24 ⋅10
-4 Ǻ).
3. Sərt QŞ oblastı, ε ≈ 50 MeV -10 QeV (λ ≈ 0.24⋅10 -4 - 0.12
⋅10 -6
Ǻ). 4. Yüksək ener$ili QŞ, ε ≥ 10 QeV.
QŞ-n yaranmasının elementar prosesləri nəzəri və eksperimental fizikada yaxşı öyrənilmişdir. Bununla bərabər, bu şüalanmanın kosmosda yaranma mexanizmləri hələ tam öyrənilməmiş qalır. Qamma şüalanmanın yaranma prosesini üç qrupa bölmək olar. Birinci qrupa, yüksək ener$ili elektronların yüklü zərrəciklərlə qarşılıqlı təsirini misal göstərmək olar. Elektronlar zərrəciklərlə toqquşarkən geniş tezlik diapazonuna malik elektromaqnit şüalanma yaranır. Bu şüalanmanın yarandığı fotonun ener$isi onu yaradan elektronun ener$isi ilə yuxarıdan məhduddur, yəni bundan çox ola bilməz. Bu şüalanma tormoz şüalanması adlanır. Elektronların ener$isinin kifayət qədər böyük qiymətində şüalanmanın bir hissəsi qamma-diapazona aid olur. Elektromaqnit şüalanma qamma-oblastda həm də elektronların maqnit sahəsində hərəkəti zamanı yaranır, buna sinxrotron şüalanma deyilir. Sinxrotron qamma-şüalanmanın yaranması üçün elektronlar böyük ener$iyə, maqnit sahəsi isə böyük intensivliyə malik olmalıdır. Bundan başqa QŞ həm də kiçik ener$ili
Yüklə 1,02 Mb. Dostları ilə paylaş:
|