Microsoft Word N. Z. Ismay?lov Atmosferdenkenar astronomiya derslik doc

 

13

təbiətli alışma radioşüalanması müşahidə olunur ki, bunun 

intensivliyi 10

-16

  Vt /(m

2

·Hs)  təşkil edir.   Belə alışmalar  əksər 

hallarda III tipə aiddir, yəni tezlik zolağı bir neçə meqaherts təşkil 

edir və 5-10 dəqiqə  ərzində alışma sönür. Qeyd edək ki, son 

dövrlərdə  Эünəş  şüalanmasında aşağı tezliklərdə digər tip 

radioşüalanmalar da müşahidə olunmuşdur. 

    Alışma planetlərarası plazma və Günəş  şüalanması qarışığından 

ibarətdir. Maqnit sahəsində plazmada həyəcanlanma yaranarsa, 

birtezlikli mühitə nisbətən qarışıq tezlikli mühitdə dalğa  ener$isinin 

daha effektiv şəkildə  şüalanma ener$isinə çevrilməsi baş verir 

(məsələn, tormozlanma və elektronların sinxrotron şüalanması). 

Misal kimi plazmanın məxsusi tezliyində Lenqmor dalğasının 

yaranmasını göstərmək olar: 

 

2

/

1

2

)

4

(

e

e

e

m

e

n

π

ω

=

  rad/san  (1.1.3) 

 

Və ya $irotezlikdə rəqslərin yaranma tezliyi və ya 

 

c

m

eH

e

H

=

ω

    rad/san   (1.1.4) 

 

maqnitoakustik dalğaların yaranması  və s. Belə  rəqslər həm də 

Günəşin aktiv oblastlarından atılmış  və subrelyativistik sürətə (3-

10)·10

4

 km/san qədər sürətləndirilmiş elektron dəstələrinin 

yaranmasına səbəb olunr. Günəşdən uzaqlaşdıqca belə selin qiyməti 

də azalır. Yerüstü radiomüşahidələr 10-600 MHs diapazonda günəş 

alışmalarını Günəş  mərkəzindən 5 günəş radiusundan böyük 

məsafələrdə ölçə bilmədiyi halda daha uzundalğalı oblastda tezlik 

azaldıqca Günəşdə yaranmış aktiv mənbələrin yer orbitinə  gəlib 

çatana qədər izlənməsi mümkündür. Belə müşahidələr «Proqnoz», 

«Kosmos-Koopernik» raketlərində, «Havkeye», «Helios» və s. 

peyklərində aparılmışdır. 

 

14 

    Planetlərin radioşüalanması aktiv şəkildə  həm yerüstü, həm də 

APS heyətində qurulmuş antennalarla müşahidə olunmuşdur. 

Məsələn, Yupiterin uzundalğalı radioşüalanması ilk dəfə 200 kHs 

tezlikdə «Zond-3» və «Venera-2» peyklərində ölçülmüşdür. 

Ümumiyyətlə Yupiterin orta şüalanma seli 10

-20

 Vt/(m

2

·Hs) –dir, 

güclü qeyri-istilik alışmasında 10

-15

 Vt/(m

2

·Hs)-ə çatır. Yupiterin 

uzundalğalı radioşüalanması geniş şəkildə «Voyacer» kosmik aparatı 

tərəfindən öyrənilmişdir. Həmin peyk Saturnun yaxınlığından 

keçərkən onun qeyri istilik şüalanmasını 200 kHs tezliyində ölçmüş, 

20 kHs-dən bir neçə MHs –ə  qədər diapazonda 0.1 san müddətli 

impulsları ölçmüşdür. Sonradan bu impulsların Saturn həlqələrində 

baş verən elektrostatik boşalmalar nəticəsində  əmələ  gəldiyi 

aydınlaşdırıldı. 

    10-80 kHs tezlik diapazonunda «Venera 11» və «Venera 12» 

tərəfindən Venera atmosferində baş verən 40 s

-1

 tezlikli şimşək 

çaxması qeyd olunmuşdur. Belə ildırımlar vaxtı ayrılan ener$i 

təxminən yerdəki ildırımlarda olduğu qədərdir. 

    Yer özü də maksimumu 100-300 kHs tezliyində olan aşağı tezlikli 

radioşüalanma mənbəyidir.  Bu şüalanmanın iki komponenti vardır: 

1) təqribən 10

-19

 Vt/(m

2

·Hs) olan və yerin maqnitosferində yaranan 

qeyri istilik təbiətli zəif  şüalanma, 2) intensivliyi 10

-12

 Vt/(m

2

·Hs) 

çatan, tam gücü 10

9

 Vt olan iki yer radiusu məsafədə avroral 

istiqamətdə yaranan sporadik alışma  şüalanması. RAE-2 peykinin 

ayətrafı orbitdə uçuşu zamanı yerətrafı km-lik radioşüalanma 

diapazonunun xəritəsi çıxarılmışdır. 

    Təxminən 1 sm-dən kiçik dalğa uzunluqlu diapazonda kosmik 

radioşüalanma Yer atmosferindən keçərkən kəskin azalır, atmosferin 

istilik  şüalanması günəş  işıqlanmasının istiqamətindən asılı oaraq 

yüzlərlə kelvinə çatır. Bununla yanaşı, temperaturu 3 K olan 

metaqalaktik relikt (qalıq) fon şüalanmasının maksimumu bir neçə 

millimetrlik diapazona düşür.  Ona görə bu cür şüalanmanı qeyd 

etmək üçün antenna balon məsafəsinə  qədər atmosferin yuxarı 

qatlarına qaldırılmalıdır. Belə yüksəklikdə 20-50 QHs tezliklərdə 

qalıq atmosferin effektiv şüalanma temperaturu 0.01 K olur. Bu da 

cihazın həssaslığının böyüməsi nəticəsində fon şüalanmasının dipol 

---

 

15

komponentinin anizotropiyaya malik olmasını  aşkar etməyə imkan 

vermişdir.  Bu hadisə, ola bilsin ki, Günəş sisteminin fona nisbətən 

300 km/san sürətlə hərəkət etməsinin nəticəsidir. 

 

1.2 Kosmosda antennalar 

 

     Əvvəlki paraqrafda deyildiyi kimi, uzundalğalı oblastda 

radiomüşahidələr yalnız ionosferdən yuxarıda mümkündür. Lakin 

qeyd etmək lazımdır ki, Yer planeti plazma örtüyü ilə  əhatə 

olunmuşdur və o da öz növbəsində planetlərarası plazmaya keçir. 

Ona görə radiosiqnallara bu mühitin təsiri də nəzərə alınmalıdır.  

    Atmosferdə elektronların sıxlığı  şüalanan tezliyin qiymətinə  təsir 

göstərir və ekvatorial müstəvidə məsafədən asılı olaraq  

 

3

4

5

)

(

10

35

.

1

−

⋅

=

sm

R

Ry

n

e

     (1.2.1)  

 

kimi dəyişir. Burada Ry –yerin radiusu, R –məsafədir. Deməli, 

şüalanma tezliyi  

ν

 ~ n

e

1/2 

~ R

-2 

kimi asılıdır. Bundan başqa, n

e 

sıxlığı 

verilən hündürlükdə geomaqnit enlikdən də asılıdır, ona görə də 

kosmik aparatın orbit parametrlərindən də asılıdır. 

    Yerin  maqnit  sahəsi olduğundan $irotezlik adlanan bir 

xarakteristikanı da nəzərə almalı oluruq.  

π

ω

ν

2

/

H

H

=

 (bax  1.1.4 

düsturuna).  Bundan əlavə, maqnitlənmiş plazma özünü optik maqnit 

sahəsi istiqamətdə yönələn iki cür sındıran mühit kimi aparır. Ona 

görə düşən şüa adi və qeyri-adi şüaya çevrilir.  

    Beləliklə, maqnitosfer plazmanın olması, 1) udulma əmsalının 

düşmə istiqamətindən asılılığına, 2) plazma dalğalarının effektiv 

udulduğu dalğa uzunluğunda intensiv küyün yaranmasına, 3) 

şüalanmanın refraksiyasına səbəb olur. Bundan başqa, yerin 

məhəllindən asılı olaraq təbii və süni radioküylər günün vaxtından, 

coğrafi koordinatlardan, geomaqnit aktivliyindən asılı olaraq dəyişir.  

 

16 

   Kosmosa  çıxarılan antenna özü də aktiv və tutum müqavimətinə 

malikdir. Kosmik şüaların tərkibində olan elektronların miqdarından 

asılı olaraq bu kəmiyyət dəyişə bilər. Ona görə  də bunu dəqiq 

qiymətləndirmək üçün antennada xüsusi qurğu yerləşdirilir. 

    Bütün  bu  deyilən faktorlar ona gətirib çıxarır ki, atenna Yer 

ətrafında böyük apogeyli orbitlərə  çıxarılsın. Uzun dalğalı 

diapazonda radioşüalanmanı qeyd etmək üçün antenna kimi bir 

çubuq, elektrik dipol antennası, yaxud çərçivə formalı maqnit dipolu 

istifadə olunur. Çubuqşəkilli antenna üçün dalğa müqaviməti  

 

2

2

2

40

λ

π

l

R

=

   Om  (1.2.2) 

 

kimi təyin olununr. Burada l - çubuğun uzunluğudur.      Antennanın 

tarazlıq temperaturunda onun effektiv parlaqlıq temperaturu  T

0

= 

cλ

2

/2k  kimi təyin olunur. Onda antennanın uclarında küy gərginliyi    

 

2

2

4

B

R

rT

U

a

ν

∆

=

     (1.2.3) 

 

ilə  təyin olunur. Burada 

∆ν- qəbul zolağının enidir. Onda qeyd 

olunan intensivliklə antennadakı gərginlik arasında əlaqə  

 

ν

λ

∆

=

R

U

j

2

2

2

   Vt/(m

2

·Hs·sr)       (1.2.4) 

 

 

kimi verilir. Tək çubuqşəkilli antenna halında bu münasibət 

 

ν

π

∆

=

2

2

2

80 l

U

j

       (1.2.5) 

 

---