Microsoft Word N. Z. Ismay?lov Atmosferdenkenar astronomiya derslik doc
Yüklə 1,02 Mb. Pdf görüntüsü
|
- Bu səhifədəki naviqasiya:
- Neytron ulduzlar
- Qara deşiklər
- Qravitasiya linzası
- 4. EROS proqramı
- Ədəbiyyat
- Kitabda istifadə olunan bəzi qısaldılmış sözlər
161
kütləsini təyin etməyə imkan verir. Qəhvəyi cırtdanların kütləsi 0.05 M qədərdir. Neytron ulduzlar - əsasən neytronlardan ibarət hidrostatik tarazlıqda olan ulduzlardır. Bu ulduzların mövcudluğu XX əsrin 30- cu illərində neytron kəşf olunduqdan sonra məlum oldu. Lakin yalnız 1967-ci ildə onları pulsarların radioşüalanmasına görə aşkar etmək mümkün olmuşdur. Sonralar göstərildi ki, neytron ulduzlar həm pulsarlarda, həm də rentgen şüalanma mənbələri olan barsterlərdə özünü biruzə verir. Güman olunur ki, təkamülün müəyyən mərhələsində neytron ulduzlar aktiv qamma-şüalanma mənbəyinə çevrilir. Hazırki dövrə qədər 500-dən çox neytron ulduz aşkar olunmuşdur, onlardan 5%-i rentgen pulsarı, 10%-i barster, qalanları isə adi radiopulsarlardır. Qara deşiklər – fəzanın elə bir hissəsidir ki, burada cazibə qüvvəsi müdhiş bir qiymətə çatır. Belə cisimlərdə ikinci kosmik sürət işıq sürətindən böyükdür, ona görə ondan heç bir şey, hər hansı bir şüalanma, zərrəcik uzaqlaşmır, çünki heç nə işıq sürətindən böyük sürətlə hərəkət etmir. İşığın çıxa bilmədiyi sərhəddi qara deşiyin üfüqü adlandırırlar. cazibə qüvvəsi şüalanmanı qapamaqdan ötrü bu sahəni yaradan kütlə qravitasiya radiusu adlanan
2
c GM r g = (3.1) ölçüyə qədər sıxılmalıdır. Böyük kütlələr üçün qravitasiya radiusu çox kiçikdir. Məsələn, Günəş üçün M =2·10 33 q olduğundan r g = 3
km alınır. Qara deşiklərin sahəsi Eynşteyn nəzəriyyəsi ilə təsvir olunur. Bu nəzəriyyəyə görə qara deşiklərin yaxınlığında fəzanın həndəsi
162 ölçüləri qeyri-evklid (Riman) həndəsəsi ilə təsvir olunur, zaman isə belə cismin ətrafında daha yavaş sürətlə davam edir. Müasir təsəvvürlərə görə böyük kütləli ulduzlar öz təkamülü nəticəsində sıxılaraq qara deşiyə çevrilə bilər. Qravitasiya linzası - qravitasiyaetdirici cismin təsiri ilə elektromaqnit şüalanmasını optik linzalara bənzər şəkildə əyən və onu müəyyən fəzada fokuslayan qravitasiya sistemləridir. Günəş özü də qravitasiya sahəsinin təsirilə onun yaxınlığından keçən şüalanmanı əyərək Günəşin hərəkətinin əksi istiqamətində toplayır (şəkil 3.1).
Şəkil 3.1. Böyük kütləli G kosmik cismin (Günəş və ya ulduzun) qarşıdan gələn zərrəcikləri fokuslaması sxemi.
Fokuslanan şüalar boyunca qazın sıxlaşması heliumun λ= 584 nm dalğa uzunluqlu xəttində xüsusi kosmik peykdə quraşdırılmış cihazda müşahidə olunur.
163
İşıq qravitasiyaetdirici cismin yaxınlığından keçərkən onun trayektoriyası əyilir və cismə doğru meyl edir. Adi cisimlər üçün meyl bucağı α kiçik olur ( α » 1) və bu düsturla təyin olunur :
2 4 ) ( bc Gm b = α (3.2)
Burada b – istiqamətdən asılı parametr, m – cəzb edən cismin kütləsidir. 3.2-ci şəkildən göründüyü kimi, şüa işıq verən I nöqtəsindən çıxıb c cismindən əyilərək H müşahidəçisinə çatır.
Şəkil 3.2. Qravitasiya linzasının sxematik təsviri. Böyük kütləli c cismi İ mənbəyindən gələn şüanı əyərək H müşahidəçisi üçün A və B nöqtələrində yerləşən iki təsvir yaradır.
Əgər işıq saçan mənbə böyük ölçülüdürsə, onda müşahidəçi mənbənin iki astiqmatik xəyalını görəcəkdir. Şüaları əyən c cismi
164
qravitasiya linzası adlandırılır. Əgər qravitasiyaetdirici c cisminin kütləsi obyektin mərkəzində deyil, müəyyən həcm boyu
toplanmışdırsa və şüa bu həcm boyunca sərbəst keçib gedə bilirsə, onda keçən şüaların trayektoriyası daha mürəkkəb formaya malik olacaqdır. Adətən, belə hallarda müşahidəçi şüalanan obyektin üç xəyalını görəcəkdir. Hazırda bir neçə qravitasiya linzası aşkar edilmişdir. Bunlardan GSQ 0957+561 A, B kvazarı bir-birindən 5 ″.7 bucaq məsafəsində yerləşən və identik spektr və z=1.41 qırmızı sürüşməyə, həm də təqribən eyni parlaqlığa malik sistemdir. Bu halda qravitasiya linzası kimi Yerlə kvazar arasında yerləşən qalaktika və ya qalaktikalar sistemi iştirak edir, nəticədə kvazarın yerdəki müşahidəçiyə nəzərən iki təsviri alınır. İşığın qravitasiya fokuslanması ağır maddə ilə dolu mühitdə yayılarkən özünü xüsusi qaydada aparır. Konus daxilindəki materiyanın cazibəsi həmin şüaları 3.4-cü şəkildə göstərildiyi kimi əyir. Obyekt nə qədər uzaqda olarsa, maddə şüa konusu daxilində bir o qədər çox olar və şüalar bir o qədər çox əyilər. Bu da ona gətirib çıxarır ki, Kainatda müəyyən məsafədən başlayaraq daha uzaqda yerləşən obyektin görüş bucağı kiçilmək əvəzinə daha böyük görünür.
Qalaktikaların fırlanma əyrilərinin öyrənilməsi belə bir nəticəyə gətirmişdir ki, bu qalaktikalarda qalo (qalaktikanın mərkəzi də daxil olan kürəvi hissə) tutqun materiyadan ibarətdir. İlkin hesablamalara görə qalonun kütləsi qalaktikanın görünən maddəsinin kütləsindən on dəfə artıqdır. Bu tutqun maddənin təbiəti axıradək məlum deyildir. O 165
materiya qarşılıqlı təsirdə olan elementar zərrəciklərdən, yaxud da qəhvəyi cırtdanlardan və qara deşiklərdən ibarət ola bilər. Qalo materiyasının təbiətinin aşkar
Şəkil 3.4. İ mənbəyinin şüalanmasının H müşahidəçisinə qədər olan kosmolo$i məsafənin böyüməsində alınan α görünmə bucağının böyüməsi effektini təsvir edən sxem.
166
edilməsi kosmologiyaya və qalaktikaların əmələ gəlməsi nəzəriyyəsinə mühüm təkan verə bilər. Paçinskinin fikrincə bizim Qalaktikanın qalosunda tutqun astronomik obyektləri öyrənmək üçün Böyük Magellan buludlarında (BMB) ayrı-ayrı ulduzları müşahidə etmək lazımdır. İş burasındadır ki, BMB ulduzlarından gələn şüalar Qalodakı böyük kütlənin yaxınlığından keçərkən müşahidəçinin bu ulduzdan aldığı işıq çoxalar. Bu artma məsafənin funksiyasıdır, zərbə parametri adlanan kəmiyyətdən asılıdır. Elə minimal məsafə var ki, bu zaman şüa hələ əyilmir. Böyüməni normal zərbə parametri ilə belə ifadə etmək olar:
2
1 2 2 0 ) 4 ( 2 ) / ( + + = = u u u R r u A E (4.1)
Burada R E –«Eynşteyn radiusu»dur; M deflektorun kütlə funksiyası, D d - deflektorla müşahidəçi arasında məsafə, D s – müşahidəçi ilə ulduz arasında məsafə olarsa,
) 1 ( 4 2 2
d d E D D D c GM R − = (4.2)
yaza bilərik. Əgər zərbə parametri deflektorun Eynşteyn radiusundan kiçikdirsə (u < 1), onda artım 0.3 ulduz ölçüsü təşkil edər. Verilən ulduz üçün bu artımın ehtimalı istənilən zaman anında həmin ulduzun ulduzla bizim aramızda yerləşən π
E 2 sahəli dairənin daxilindəki deflektorda olması ilə eynidir. π
E 2 kəmiyyəti deflektorun kütləsi ilə mütənasib, qalodakı deflektorların sayı isə onların kütləsi ilə tərs mütənasib olduğu üçün bu ehtimal baxış şüası istiqamətində toplanan 167
qara materiyanın kütləsi ilə mütənasib olacaqdır. Bu kütlə Qalaktikanın orta fırlanma sürətini müəyyən edir. Ulduz, müşahidəçi və deflektor nisbi hərəkətdə olduğundan göstərilən artımın müddəti R E / V t kimi təyin olunar. Burada V t –
deflektorun en kəsiyin nisbi sürətidir. BMB obyektlərinin linzalanması zamanı bizim qalo 200 km/san sürətə malik olduğundan ən ehtimallı linzalanma vaxtı
Θ = M M 70 τ (4.3)
gün olar. «Linzalanma müddəti» anlayışı həmin obyektin ulduz ölçüsünün 0.3 ulduz ölçüsü qədər artdığı müddətə deyilir. τ
kəmiyyəti
ilə mütənasib olduğundan, müşahidə ərzində aşkar olunan mikrolinzalama hadisələri
ilə tərs mütənasib olar. Onda heç olmasa τ xarakterik vaxta malik bir hadisəni müşahidə etmək üçün müşahidə olunan ulduzların sayı ilə müşahidə vaxtının hasili 10 6 τ tərtibində olmalıdır. Əgər qalo kütləsi 10 -7 M olan görünməyən obyektlərdən ibarətdirsə, onda xarakterik vaxt üçün bir neçə ay və bir neçə saat müddəti alırıq. Belə kütləli obyektlər hidrogendən ibarət ola bilər, bu zaman kütlə kiçik olduğundan termonüvə reaksiyası baş verməz (M<0.07 M ), bununla bərabər, uçub dağıla bilməz, bunun üçün bu kifayət qədər böyük kütlədir (M>10 -7 M ). 0 m .3 artımı qeyd etmək üçün fotometrik ölçmədə dəqiqlik 0 m .1-dən kiçik olmalıdır. İşıq əyriləri simmetrik, axromatik olmalı, tək bir ekstremuma malik olmalıdır, təkrarlanma olmamalıdır. Bu tələbləri qoymaqla əyriləri seçmək olar. Bu tələblər əsasında iki qrup müşahidə aparmışdır.
168 Birinci dəstə Livermor-Berkli-Maunt Stromlo-San Dieqo-Santa Barbara əməkdaşlığı BMB Maunt Stromloda, Avstraliyada işləmişdir. İkinci qrup EROS adlanırdı (Experience de Recheche d'Obcets Sombres), 1990-cu ildən BMB –nı Çilidə La Sillada (ESO) izləmişdir. EROS iki proqrama malik idi. Birincisi, 1-30 günlük xarakterik vaxtla 10 -4 -10 -1 M kütləli deflektorları axtarmalı idi. Şmidt fotolövhələrinə 10 milyonlarla BMB ulduzlarının xəyallırı bir neçə il ərzində çəkilmişdir. Bu ulduzların yarıdan çoxu parlaqdır və onlar üçün tələb olunan dəqiqliklə 0 m .3 dəyişməsini almaq mümkün olmuşdur. İkinci proqram kütləsi 10 -7 -10
-3 M və xarakterik müddəti 1-3 gün olan deflektorları axtarmalı idi. Bunun üçün xüsusi mozaik YƏc-lər vəsitəsi ilə eyni zamanda 150000 ulduzu hər 20 dəqiqədən bir qeyd edən qəbuledicidən istifadə olunmuşdur. Bu proqramın ilkin müsbət nəticələri artıq alınmışdır.
169
Ədəbiyyat Амнуэль П. Р., Релятивистская астрофизика сегодня и завтра, М., 1979; Бочкарев Н.Г., Основы физики межзвездной среды. М., Изд. МГУ, 1992. Гинзбург В.Л., Сыроватский С.И., Происхождение космических лучей, М., 1963; Гнедин Ю.Н., Новые направления и новые проблемы. Соросовский образовательный журнал.1996, №8, с.76-83. Гусейнов О.Х., Зельдович Б.Я., Астрон.ж.1966, т.3,с.313. Дорман Л.И., Экспериментальные и теоретические основы
Засов А.В., Постнов К.А. Общая астрофизика. М. Фрязино, 2006. Кириллов-Угрюмов В. Г., Гальпер А. М., Лучков Б. И., Гамма- астрономия, М., 1978; Крат В.А., Котляр Л.М. Стратосферная астрономия. Л.: Наука, 1976; Курт В. Г., Перспективы внеатмосферных астрономических исследований, "Природа", 1972, 5; Курт В.Г. Внеатмосферная астрономия. 2008, www.astronet.ru/db/msq/1188962/index; Мартынов Д.Я. Курс общей астрофизики. 4-е изд. М.: Наука, 1988; Мирошниченко Л.И., Космические лучи в межпланетном пространстве, М., 1973;
170 Москаленко Е.И. Методы внеатмосферной астрономии. М.: Наука, 1984; Современные достижения космонавтики, М., 1981; Сулейманов В.Ф., Рентгеновская астрономия. Казань, 1998; Топтыгин И. Н., Космические лучи в межпланетных магнитных
Фацио Дж., Инфракрасная астрономия, в кн.: На переднем крае астрофизики, пер. с англ., М., 1979;
Черепащук А.М., Тесные двойные звезды на поздних стадиях эволюции. Соросовский образовательный журнал. 1996. No 8. с. 84-92.;
Черепащук А.М., Чернин А.Д., Вселенная, жизн, черные дыры. Фрязино, Век 2, 2003.; Шкловский И.С. Звезды, их рождение, жизнь и смерть. М.: Наука, 1984.; Шоломицкий Г.Б., Прилуцкий О.Ф., Инфракрасная и
исследование космич. пространства, 1979 т. 14. Юпитер глазами "Вояджера", М., 1981; Bleeker c.A.V.,X-Ray and Gamma-Ray Astronomy.Elsevier Science Pub.Co.1989, 324 p; Skinner G., Ballmoos P., N.Gehrels, C.Krizmanic., Fresnel lenses for X-Ray and Gamma-Ray Astronomy, 2003.;
171
Kitabda istifadə olunan bəzi qısaldılmış sözlər: APS - Avtomatik Planetlərarası Stansiya İQ – İnfraqırmızı BMB – Böyük Maqellan Buludu UB - Ultrabənövşəyi PAS - Planetlərarası Avtomat stansiyalar EOÇ - elektron-optik çevirici KEG - küyün ekvivalent gücü HR - Herşprunq-Ressel (diaqramı) QŞ - Qamma şüalanma KFŞ - Kainatın Fon Şüalanması İRAS - InfraRed Astronomical Satellite Submm - submillimetrlik
172
EXTRA-ATMOSPHERIC ASTRONOMY N.Z.Ismailov
In this textbook, written by phys.-math. dr. of sciences, professor’s of Baku State University Ismailov N.Z. widely have presented basic features, methods of researches and some results which had received on the observations in the field of extra- atmospheric astronomy. Besides, the author acquaints of readers with the basic of theoretical representations, about mechanisms of formation separate forms of electromagnetic and radiation in space. Features of cosmic and neutrino radiations also were presented. In addition part of the book some most important problems of modern astrophysics was discussed. The book is written as the manual for students of universities and scientists who are engaged in the field of astrophysics and may be useful for amateurs of astronomy.
173
N.Z.İSMAYILOV ATMOSFERDƏNKƏNAR ASTRONOMİYA
, ab
ВНЕАТМОСФЕРНАЯ АСТРОНОМИЯ Н.З.Исмаилов
В учебном пособии, написанный д-ром физ.-мат. наук, профессором Бакинского Государственного университета Н.З.Исмаиловым широко изложены основные особенности, методы исследований и некоторые результаты проведенных наблюдений в области внеатмосферной астрономии. Кроме того, автор знакомит читателя основными теоретическими представлениями о механизмах образования отдельных видов электромагнитного излучения в космосе. Изложены также особенности космического и нейтринного излучения. В дополнении приведены некоторые наиболее важные проблемы современной астрофизики. Книга написана как учебное пособие для студентов университетов, а также полезна для научных работников, занимающихся в области астрофизики, и может быть интересным для любителей астрономии.
174
Yüklə 1,02 Mb. Dostları ilə paylaş:
|