127
Şəkil 7.1.1. Kainatın elektromaqnit fon şüalanması spektri. Bütöv
qara
xətt - müşahidə ölçmələri, ştrixli xətt-nəzəri qiymətləndirmə,
ener$i erq/sm
2
sr –lə verilir.
cədvəl 7.1.1. Fon şüalanmasının müxtəlif diapazonlarında fotonların
ener$i sıxlığı və say sıxlığı.
\
7.2.
Diapazon
Ener$i şüalanma
sıxlığı,
eV/sm
3
Fotonların
say sıxlığı
Uzundalğalı radioşüalanma ~10
-7
~
1
Relikt
radioşüalanma
≈ 0.25
≈ 400
İnfraqırmızı ~10
-2
~
1
Optik
≈ 10
-3
~10
-3
Yumşaq rentgen
(
e <1 keV)
~10
-4
-10
-5
≈ 3·(10
-7
-10
-8
)
Sərt
rentqen
(e >1 keV)
~10
-4
≈ 3·10
-9
Yumşaq
γ-şüalanma
(e ~1-6 MeV)
≈ 3·10
-5
~10
-11
Sərt
γ-şüalanma
(e >10 MeV)
<10
-5
<10
-12
128
Müxtəlif diapazonlarda KFŞ
Radiodiapazonda uzundalğalı oblastda (
ν < 600 hs; λ > 50 sm)
radioteleskoplar eyni zamanda həm KFŞ-nı, həm də ulduzlararası
mühitdə relyativistik elektronlardan yaranan sinxrotron şüalanmanı
qəbul edir. Bu da KFŞ ayırmağı çətinləşdirir. Qalaktikanın sinxrotron
şüalanması səmada çox qeyri-bircins paylanmışdır. Səmada 178 Mhs
tezlikdə parlaqlıq temperaturu minimal 80 °K olan oblastı öyrənmək
daha maraqlıdır. Qalaktikadan kənar fon şüalanmasını ayırmaq o
zaman mümkündür ki, Qalaktikanın şüalanma spektri KFŞ-dan
fərqlənsin. Çox təəssüf ki, onlar kifayət qədər bir-birinə yaxındırlar.
Dəqiq analiz göstərir ki, fonun 178 Mhs tezlikdə parlaqlıq
temperaturu 30 °K-ə yaxındır, spektral indeksi isə radioqalaktikanın
spektral indeksinə təxminən bərabərdir,
α ≈ 0.75. Bu da metrlik
diapazonda KFŞ parlaqlıq temperaturunu təyin etməyə imkan verir.
Radioqalaktikaların və KFŞ-n spektral indekslərinin eyni olması belə
bir fikrə gətirdi ki, uzundalğalı KFŞ çox güclü diskret
radioqalaktikaların və kvazarların şüalanmasının nəticəsidir. Lakin
bizim Qalaktikanın və ətraf radioqalaktikaların fəza sıxlığının və
radioşüalanmasının müşahidəsi göstərdi ki, onların işıqlığı KFŞ
intensivliyini izah edə bilmir. Bu məsələni yalnız daha uzaq
qalaktikaların şüalanmasını nəzərə almaqla izah etmək mümkün
olmuşdur. Gözlənildiyinin əksinə olaraq, mənbələrin sayının ener$i
selindən asılılığı daha yüksək tərtib ilə müəyyən olunur. Bu da onu
göstərir ki, Kainatın yeni yarandığı dövrlərdə güclü radioşüalanma
mənbələrinin sayı indikindən çox olmuşdur, başqa sözlə,
qalaktikaların sayına görə radiomənbələr daha çox olmuşdur. Uzaq
radioqalaktika və kvazarlar indi zəif radiomənbə kimi müşahidə
olunurlar. Kosmik radiomənbələr təkamül nəticəsində azalmışlar.
129
Bununla da belə bir nəticə alındı ki, uzundalğalı oblastda KFŞ
yaradan, əsasən bu cür çoxsaylı mənbələrdir.
Mikrodalğalı fon şüalanması ( 6
⋅10
8
hs
<ν<10
12
hs; 300 mkm
< λ
< 50 sm). 1965-ci ildə sm-lik və mm-lik diapazonda aparılmış
ölçmələr göstərdi ki, fon şüalanması izotropdur və
∼2.7 °K
temperaturlu mütləq qara cisim şüalanması ilə təsvir oluna bilir. Bu
kəşf Habbl kəşfindən sonra kosmologiyada ən mühüm hesab edilə
bilər. Bu nəticə 1948-ci ildə amerika fiziki Q.Qamov tərəfindən
verilmiş isti kainat modelini təsdiq etmiş oldu. Bu şüalanma KFŞ
ener$i sıxlığının əsas hissəsini təşkil edir.
İnfraqırmızı diapazon (10
12
hs
< ν < 3⋅10
14
hs; 1 mkm
< λ < 300
mkm). Bu dalğa uzunluğu oblastı üçün yalnız şüalanmanın yuxarı
sərhəddi qiymətləndirilir, çünki atmosferin yuxarı qatlarında olan
molekullar buna mane olur. Yerüstü müşahidələr yalnız λ
<25 mkm
intervalında mümkündür. Göy cisimlərinin 25 mkm
< λ < 300 mkm
intervalında müşahidəsi raket, balon və yüksəklik təyyarələri ilə
aparılır. Məsələn, ABŞ, Hollandiya və Böyük Britaniyanın İRAS
peyki vasitəsilə 2.5
⋅10
5
İQ mənbə aşkar olunmuşdur. Hazırda bir çox
diskret şüalanma mənbələrinin spektrində İQ artıqlıq müşahidə
olunmaqdadır. Bir çox qalaktikalar, bir çox ulduz növləri, habelə
planetar dumanlıqlar yaxın İQ diapazonda anomal parlaqlıq
göstərirlər. Əksər hallarda temperaturu 2000 K –dən az olan
protoulduzlar, soyuq nəhəng ulduzlar və cavan isti ulduzların
şüalanmasını yenidən şüalandıran qaz-toz dumanlıqları belə şüalanma
artıqlığı göstərir. Lakin bütün bu obyektlərin şüalanması çox da
yüksək deyil və başqa qalaktikalarda olan belə obyektlərin birlikdə
şüalanması KFŞ –na əsas payı verə bilməz. Gözlənilmədən,
qalaktikadankənar obyektlərin müşahidəsi göstərdi ki, aktiv nüvəli
qalaktika və kvazarların şüalanması İQ diapazonda digər
130
diapazonlara nisbətən çox böyükdür. Hesablamalar göstərdi ki, məhz
bu obyektlərin şüalanması fon şüalanmasının əsas hissəsini təşkil edir.
Qalaktikaların yaranmasının müasir modellərində göstərilir ki, ilkin
mərhələdə, məsələn, qırmızı sürüşmənin z
≈ 5 – 10 qiymətində onlar
İQ oblastda çox parlaq olmalıdırlar. Ona görə hesab olunur ki, məhz
belə obyektlərin şüalanması KFŞ-əsasını təşkil edir. Hazırda müasir
cihazların həssaslığı İQ fon şüalanmasını birbaşa təyin etməyə imkan
vermir.
Optik diapazon (3
⋅10
14
hs
< ν < 3⋅10
15
hs; 3000 Ǻ
< λ < 1 mkm).
Optik diapazonda KFŞ ayırd etmək üçün qeyd olunan diffuz
şüalanmanın tərkibindən atmosferdə yaranan yaxın mənbələrin
şüalanmasını, zodiakal işıqlanmanı (planetlərarası mühitdə Günəş
işığının səpilməsi) və Qalaktika ilə ulduzların inteqral şüalanmasını
təmizləmək lazımdır. Yer atmosferindən kənarda atmosfer
şüalanması çox az olur. Yerüstü müşahidələrdə fondan atmosfer
şüalanmasını təmizləmək üçün atmosferin müxtəlif zenit
məsafələrində müşahidəsinə görə alınmış düzəlişlərdən istifadə edilir.
Zodiakal işıqlanmanı nəzərə almaq üçün ekliptika müstəvisinə
perpendikulyar istiqamətdə təxminən 1 a.v. məsafəyə qədər kosmik
aparat göndərmək olar. Bu oblastda praktiki olaraq planetlərarası toz
yoxdur. Hazırda bundan daha asan üsul zodiakal işıqlanma
modelindən istifadə etmək və ya optik oblastda KFŞ-nı zodiakal
şüalanmanın az olduğu Fraunhofer spektral xətlərində müşahidə
etməkdir. Bundan başqa optik fon şüalanmasını ayırmaq üçün raket
və peyklərlə zodiakal işıqlanmanın xassələri öyrənilməkdədir.
Üçüncü nəzərə alınacaq faktor, Qalaktika və ulduzların parlaqlıq
funksiyasına görə onların fon şüalanmasını ayırmaqdır. Bu faktor bir
çox hallarda əslində qeri-müəyyəndir və optik diapazon fon
şüalanmasında onun payını təyin etmək cətinlik törədir.