Microsoft Word N. Z. Ismay?lov Atmosferdenkenar astronomiya derslik doc
Yüklə 1,02 Mb. Pdf görüntüsü
|
131
Yerüstü müşahidələr zamanı optik oblastda KFŞ-nın heç bir izotrop komponenti müşahidə olunmamışdır. Bu şüalanmanın yuxarı sərhəddi səmanın tam optik parlaqlığından təxminən 100 dəfə azdır. Ayrı-ayrı qalaktikaların şüalanma spektri, onlara qədər olan məsafəni öyrənməklə qalaktikaların inteqral şüalanmasını hesablamaq olar. Məlum olmuşdur ki, KFŞ-na əsas payı normal qalaktikalar, daha doğrusu, onlara daxil olan ulduzlar verir. Qeyd etmək lazımdır ki, qalaktikalararası mühit ulduzlarla, ulduz topaları və cırtdan qalaktikalarla doludursa, müasir müşahidə texnikası ilə onu aşkar etmək mümkün deyil. Ona görə də bu işıq saçan obyektlərin Kainatın maddə sıxlığını verdiyi payı təyin etmək çətindir. Bu zaman optik diapazonda KFŞ-ın yuxarı sərhəddini bilməklə bu problemi çözmək olar. Əgər bu görünməyən obyektlərin kütlə-işıqlıq münasibətləri orta hesabla qalaktikalarınki ilə eynidirsə, onda göstərmək olar ki, işıq saçan cisimlərin kütləsi Kainatın qapalı olması üçün azlıq təşkil edir. Ultrabənövşəyi diapazon şərti olaraq 2 yerə bölünə bilər. Birincisi, yalnız peyk və raketlərdən müşahidə oluna bilən oblast, inkincisi, ümumiyyətlə Günəş sistemindən müşahidə oluna bilməyən diapazon. Müşahidəsi mümkün olan diapazon 10 15 hs
15 hs; 912 Ǻ < λ < 3000 Ǻ oblastını əhatə edir. UB spektral oblastda səmanın parlaqlığı, bizim Qalaktikaya daxil olan parlaq ulduzların şüalanması hesabına yaranır. Məlumdur ki, ulduzun səth temperaturu T nə qədər yüksək olarsa, o UB oblastda bir o qədər çox foton şüalandırar. Lakin temperaturu daha yüksək olan ulduzların sayı sürətlə azalır. Bundan başqa, dalğa uzunluğu azaldıqca, Qalaktika ulduzlarının birgə şüalanması da azalır. Məsələn, «Venera» kosmik stansiyasının ölçmələrinə görə bizim Qalaktikanın inteqral işıqlığı (onun görünməyən nüvəsinin işıqlığını nəzərə almadan) 1225-1340Ǻ
132 zolağında 10 40 -10 41 erq/san –dir, bu da onun optik şüalanmasının 10 - 3
-4 hissəsini təşkil edir. Ona gərə də hesab olunurdu ki, UB diapazonda fon şüalanmasının qalaktikadankənar komponentini ayırmaq optik diapazona nisbətən elə də çətin olmaz, həm də bu komponent əsasən ulduz olmayan mənbələrin – qalaktika nüvələrinin, kvazarların, ulduzlararası qazın şüalanması haqqında informasiya daşıyacaqdır. Əslində isə müşahidə oluna bilən UB diapazonda fona planetlərarası hidrogenin Günəş şüalanmasındakı L α xəttinin ener$isi hesabına yaratdığı güclü şüalanma əlavə olunur. Lakin bu şüalanmanı süzgəclərlə kəsmək olar. Lakin bütün bu cəhdlərə baxmayaraq hələlik UB oblastda qalaktikalararası fon şüalanmasını ayırmaq mümkün olmamışdır. Təcrübədən səma parlaqlığının minimumuna görə və kosmik hissəciklərin cihazda yaratdığı minimal siqnalın səviyyəsinə görə yalnız fon şüalanmasının maksimal həddi qiymətləndirilmişdir. Bundan başqa bizim Qalaktikaya analo$i olaraq hesab olunurdu ki, digər qalaktikaların da UB oblastda şüalanması bir o qədər güclü deyil, ona görə də KFŞ bu oblastda elə də böyük deyil. Lakin gözlənilmədən Andromeda Dumanlığında (M31 qalaktikası) qalaktika mərkəzində və digər aktiv qalaktika nüvələrində güclü UB şüalanma aşkar olundu. Peyk müşahidələrinin nəticələrinə görə, UB oblastda KFŞ əsas payı kvazarlar verir. UB oblastda KFŞ-nı öyrənməklə qalaktikalararası qazın xassələrini, və deməli, Kainatda maddənin paylanmasını müəyyən etmək olar. Məsələn, xüsusi süzgəclərlə ayrılmış 1225-1340 Ǻ zolağında 600 kpk –dən böyük olmayan məsafələrdə yerləşən bütün obyektlərin qırmızı sürüşmə nəticəsində şüalandırdığı hidrogenin L α xətti müşahidə olunur. Uzaq kvazarlarda (z ≈ 2) L α udulma xəttinin müşahidə olunmaması göstərir ki, orada qalaktikalararası neytral hidrogenin sıxlığı çox azdır, başqa sözlə, qalaktikalararaı qaz yüksək dərəcədə ionlaşmışdır: n H /n p
133
< 3 ⋅10 -8 , burada n H və n p
qalaktikalararası mühitdə 1 sm 3 həcmdə
olan hidrogen və proton atomlarının sayılır. Müşahidə oluna bilməyən UB diapazon 3.3 ⋅10 15
hs
< ν < 3⋅10 15
hs; 100 Ǻ
< λ
ulduzlararası mühitdəki neytral hidrogen tərəfindən udulduğu üçün prinsipial olaraq Günəş sistemi hüdudlarında müşahidə oluna bilməz. Yalnız dolayı üsulla bu KFŞ-n intensivliyini qiymətləndirmək mümkündür. UB oblastda KFŞ-sı qalaktikalar ətrafında isti ulduzların ətrafındakı HII zonasına bənzər zonalar yaradacaqdır. Aydındır ki, fon çox güclüdürsə, onda UB diapazonda fotonlar ulduzlararası qazı ionlaşdıracaqdır. Həqiqətən də, 21 sm dalğa uzunluğunda radiomüşahidələr göstərir ki, qalaktikaların optik sərhəddindən xeyli uzaqda neytral qaz müşahidə olunur. Orada hidrogenin sıxlığı olduqca azdır və hidrogenin neytral şəkildə olması göstərir ki, KFŞ intensivliyi çox azdır. Onun yuxarı sərhəddi təxminən 100 dəfə qonşu müşahidə oluna bilən diapazona nisbətən azdır. Qalaktikaların yaxın ətrafında olan neytral hidrogen 100 dəfə peyklərə qurulmuş sayğaclardan həssas detektor rolunu oynamışdır. Alınan qiymətləndirmə elə də az deyil. Hər 1 sm 2 səthə 1 saniyədə 10000 ionlaşdırıcı foton düşür. Rentgen diapazonu (3 ⋅10
16 hs
< ν < 10 20 hs; 0.1 Ǻ < λ < 100 Ǻ). Raket, peyk və balonlarla müşahidələr göstərdi ki, klassik rentgen oblastında (λ ∼1-10 Ǻ) şüalanma yüksək dərəcədə izotropdur, yəni qalaktikadankənar təbiətə malikdir. Yalnız yumşaq rentgen oblastında (fotonların ener$isi ε>250 eV) diffuz şüalanmanın qalaktik koordinatlardan asılılığı müşahidə olunur. KFŞ rentgen oblastda qüvvət funksiyası xarakterlidir. Praktiki olaraq bütün səmanın peyklərdə qoyulmuş cihazlarla tədqiqi KFŞ amplitudunun kiçik miqyaslı (3%-li) fluktuasiyasını ∼20° bucaq intervalı üçün müəyyən
134
etmək mümkün olmuşdur. Bu tədqiqatlar kosmologiya üçün çox vacibdir. Ümumiyyətlə, rentgen fonunun anizotropiyası Günəş sisteminin fonun izotrop olduğu sistemə nəzərən hərəkət sürətini təyin etməyə imkan verir. Rentgen oblastında KFŞ-n əsas mənbəyi dəqiq məlum deyil. Çox güman ki, bu mənbə qalaktika nüvələri, qalaktika topalarında və kvazarlarda olan qızmar ulduzlararası qazdır. Peyklərdə qurulmuş müxtəlif rentgen rəsədxanalarının müşahidələri göstərmişdir ki, səmanın hər bir dərəcə kvadratı oblastında 10-a qədər rentgen mənbəyi müşahidə olunur. Bunlardan 20-30%-i kvazarlar, 20-30 %-i uzaq qalaktikalar, 20-30 %-i bizim Qalaktikadır. Lakin bu obyektlərin birgə şüalanması KFŞ-n 50 %-ni də təmin edə bilmir. Bir çox zəif rentgen mənbələrini heç bir optik və radiomənbələrlə eyniləşdirmək olmur. Bu istiqamətdə tədqiqatlar davam edir. Rentgen oblastında ola bilsin ki, KFŞ aşağı tezlikli fotonların kosmik şüadakı relyativistik elektronlardan səpilməsi hesabına baş verə bilər (tərs Kompton səpilmə). Belə səpilmədə fotonun ener$isi kəskin artır və o rentgen oblastına düşür. Ola bilsin ki, qalaktikaların nüvəsində sərt rentgen şüalanması yaradan da bu səpilmədir. Rentgen şüalanma yaranmasının daha bir mexanizmi qızmar qazda olan tormoz şüalanmasıdır.
ν>1020 hs, ε>0.5 MeV). Rentgen şüalanması kimi qamma-şüalanma da tərs Kompton effekti və isti qazla qarşılıqlı təsirdə olan relyativistik elektronlardan tormoz şüalanması nəticəsində yaranır. Bundan başqa γ-fotonlar başqa səbəblərdən də yarana bilər. Bunlardan ən önəmlisi kosmik şüalanma tərkibindəki protonların ulduzlararası qaz atomları ilə toqquşması, proton və antiprotonun annihilyasiyası və π 0 -mezonların yaranmasıdır. Bundan sonra
π 0 -mezonlar parçalanaraq iki γ- kvant əmələ gətirir. Bu Yüklə 1,02 Mb. Dostları ilə paylaş:
|