Microsoft Word N. Z. Ismay?lov Atmosferdenkenar astronomiya derslik doc
Yüklə 1,02 Mb. Pdf görüntüsü
|
- Bu səhifədəki naviqasiya:
- 3. Materiyanın görünməyən (gizli) kütləsinin təbiəti
- Aksion - f
- Neytrino
- Qəhvəyi cırtdanlar
157
Sıxlığın bu qiymətini belə müəyyən etmək olar. Məlumdur ki, kütləsi M olan kürə üçün ikinci kosmik sürət bu ifadədən təyin olunur:
GM V 2 = (2.8)
Buraya kürənin kütləsini 3 3 4 R M ρ π =
və sürət əvəzinə V = HR münasibətini yazsaq
2 3 8 R G HR ρ π =
alarıq. Buradan da sıxlığın kritik qiymətini
H krit π ρ 8 3 2 = (2.9)
kimi alarıq. Deməli, Metaqalaktikanın orta sıxlığı Habbl sabitindən asılıdır. H=75 (km/san)/Mps hesab edərək sıxlıq üçün ρ krit ≈ 10
-29
q/sm 3 almaq olar. Yuxarıda qeyd etmişdik ki, Metaqalaktikada orta sıxlıq 3·10 -31
q/sm 3 -dür, bu da kritik sıxlıqdan xeyli kiçikdir. Ola bilsin ki, gizli kütlənin hesaba alınması bu qiyməti dəyişdirsin.
158 3. Materiyanın görünməyən (gizli) kütləsinin təbiəti Qalaktikalar topalarda çox böyük sürətlə fırlanmasına baxmayaraq topalar uzun müddət ərzində dağılmır. Hətta spiral qalaktikaların lap kənar qollarında duran ulduzlar nəzəriyyənin verdiyi qiymətdən daha sürətlə fırlanırlar, buna baxmayaraq sistemdən uçub uzaqlaşmırlar. Görünməyən maddənin olması əlavə qravitasiya qüvvəsi yaradar, bu da qalaktika və ulduzları tarazlıqda saxlaya bilər. Protondan tutmuş planetə qədər hər bir cisim qravitasiya qarşılıqlı təsirində iştirak edir, ona görə də görünməyən qara materiya nəzəri baxımdan istənilən şeydən ibarət ola bilər. Əksər astronomların fikrincə, gizli maddə əsasən adi maddədən – çoxlu sayda qəhvəyi cırtdandan və ola bilsin, Yupiter kimi planetlərdən ibarət olsun. Bununla yanaşı, əksər fiziklərin fikrincə gizli kütlə elementar zərrəciklərdən ibarətdir (cədvəl 2.3.1). Uzun illər elmi tədqiqatlar aparıldıqdan sonra alimlər belə qərara gəldilər ki, eksperimental
cədvəl 3.1. Gizli maddənin olduğu mənbələr Barion maddələr. Makroskopik obyektlər Barionsuz maddələr. Elementar zərrəciklər Qəhvəyi cırtdanlar (Brown Dwarfs) Neytrino. Aksion (axion) Neytron ulduzlar (Neutron stars) Fotino
Qara deşiklər (Black holes) HiqGs Bozonları Yupiter tipli planetlər Vimpslər(WIMPs-Weekly Interactive Massive particles) Qəribə zərrəciklər MAXO (MACHs-Macroscopic Neytralino (neutralino)
159
Compact Halo Obcects)
qurğu və cihazlar elə təkmilləşdirilməlidir ki, bir çox gizli kütlə zərrəciklərinə məxsus olan zərrəcikləri öyrənməyə imkan versin. Zəif qarşılıqlı təsir göstərən belə kütləli gizli kütlə zərrəciyi (WIMPs) detektorun yanından 320 km/san sürətlə keçməlidir. Bəzi hesablamalara görə hər bir anda belə kiçik tozcuqlar kosmosun hər bir kvadrat sm-dən keçməlidir. Güman edilir ki, belə bir intensiv zərrəciklər seli germanium və silikon kristallarının yaxınlığından keçərkən zərrəciklərdən biri kristal qəfəsə zərbələr vurar, qəfəs zərbələrdən vibrasiya edər, çünki WIMPs zərrəciklərin kütləsi atom kütləsi tərtibindədir. Zərbədən alınan ener$inin bir hissəsi kristalda olan elektrona verilir və elektronlar hərəkət etməyə məcbur olurlar. Hər bir kristal qurğuşun batareya ilə təmin olunmuşdur, buraya elektrik sahəsi yerləşdirməklə keçən yükün miqdarı ölçülə bilər. Bu metod ionlaşma üsulu ilə aşkar etmə kimi məlumdur. Bütün WIMPs – zərrəciklər, sadəcə, kristaldan ötüb keçdikdə ölçmə nəticəsi zəif olacaqdır. 900 q kütləli bir kristal WIMPs zərrəciklə hər gün 1- 1000 ədəd qarşılıqlı təsir yaradır. Aksion - f izikada atom nüvələrini parçalanmaqdan qoruyub saxlayan güclü qarşılıqlı təsiri modelləşdirərkən istifadə olunan hipotetik zərrəcikdir. Bir aksion bir elektrondan trilyon dəfə yüngüldür, lakin bir kub santimetrdə onların sayı yüz milyard ola bilər. WIMPs zərrəciklər Ağ Yolun qaranlıq qalosunda annihilyasiya edərək qamma-şüalar, antiproton və pozitronlar buraxa bilər. Belə bir şüalanmanı ümumiyyətlə, müşahidə etmək olar, lakin onu Qalaktikanın ümumi şüalanmasından ayırmaq çətin bir məsələdir.
160 Neytrino - gizli kütlə daşıyıcısı ola bilər. Neytrinonun iştirakı ilə kosmik obyektlərdə baş verən fiziki prosesləri neytrino astrofizikası öyrənir. Kainatın yaranmasının ilk anında genişlənmə başladıqdan təxminən 1 saniyə sonra neytrino maddə ilə istilik tarazlığında olmuşdur. Həmin dövrdən bizə çox soyumuş kosmolo$i neytrino qazı (reliktiv neytrino) gəlib çatmışdır. Adi Günəş tipli ulduzlarda neytrino ulduzun işıqlığını təmin edən nüvə reaksiyaları zamanı yaranır. İfratnəhəng ulduzların partlayışı zamanı və ulduzların qravitasiya kollapsı zamanı ulduzun mərkəzində temperatur o qədər qızır ki, neytrino yaradan pozitronlar və hətta π- mezonlar (pionlar) və müonlar əmələ gəlir: ν ν + → + + −
e
ν ν µ + + → e
ν
π + → ± ±
Bu ulduz neytrinolarının ener$isi əsasən MeV-in hissələrindən tutmuş 10-larla MeV-ə qədərdir. Yüksək ener$ili protonlar və daha ağır nüvələr atom nüvələri və aşağı ener$ili fotonlarla toqquşaraq π və K-mezonlar yaradır, onlar da parçalanaraq yüksək ener$ili kosmik neytrino yaradır. Onların ener$i diapazonu 10 15 -10 16 eV- ə qədər uzanır, bunu da ölçmək mümkündür.
– kiçik kütləli soyuq ulduzlardır. Qoşa sistemlərdə komponentlərin kütləsinin dəqiq təyini ulduzlar üçün kütlə-işıqlıq münasibətini dəqiqləşdirmək üçün əvəzsiz bir vasitədir. Bü münasibət ulduzların müasir daxili quruluş nəzəriyyəsi əsasında verilmişdir. Bu münasibət ulduzun bolometrik işıqlığına görə
Yüklə 1,02 Mb. Dostları ilə paylaş:
|