91
Burada şüalanma əmsalı sıfra bərabər olduğu nəzərə alınmışdır. n
H
–
hidrogen atomlarının konsentrasiyası, σ
ν
– hidrogenin K örtüyündə
fotoionlaşmasının effektiv kəsiyidir. σ
ν
- kəmiyyətinin aşkar ifadəsi
belə verilir:
]
[
)
56
.
13
(
10
7
2
3
4
18
sm
hv
Z
N
k
v
−
⋅
=
σ
(4.9.2)
Burada h
ν
fotonun eV vahidlərində enercisi, Z - atomun nüvəsinin
yükü,
N
k
–K örtüyündə elektronun sayıdır. N
k
kəmiyyəti hidrogen
kimi ionlar üçün 1-ə, qalan atom və ionlar üçün isə 2-yə bərabərdir.
Şüaköçürmə tənliyini bu şəkildə yazmaq olar:
v
v
v
F
d
dF
−
=
τ
(4.9.3)
Burada
∫
=
=
R
H
v
H
v
v
N
dr
n
0
σ
σ
τ
, R –Yerdən mənbəyə qədər olan
məsafə,
N
H
–ulduzlararası mühitdə müşahidəçi ilə mənbə arasında
hidrogen atomlarının sayı, [N
H
] = sm
-2
, yəni en kəsiyin sahəsi 1 sm
2
olan sütunda müşahidəçiyə qədər olan atomların sayıdır. (5.9.3)
tənliyinin həlli aşağıdakı kimidir:
v
e
F
F
v
v
τ
−
=
0
(4.9.4)
Burada
0
v
F
- mənbədən çıxan şüalanma selidir. Fotoionlaşmanın çox
olduğu tezliklərdə ulduzlararası hidrogen tərəfindən udulma böyük
olur. Məsələn, uzaq ultrabənövşəyi oblastda, 912 Å-dən kiçik dalğa
uzunluqlarında fotoionlaşmanın effektiv kəsiyi böyükdür, ona görə
92
bu oblastda praktiki olaraq bütün fotonlar udulur. Yumşaq rentgen
oblastda da udulma kifayət qədər yüksəkdir, ona görə bir çox
şüalanma mənbələrinin spektrində qüvvət üstlü funksiyadan
kənaraçıxma müşahidə olunur. 4.9.1-ci şəkildə yumşaq rentgen
oblastında ulduzlararası udulmanın şüalanan enercidən asılılığı ifadə
olunmuşdur.
Şəkil 4.9.1. Yumşaq rentgen şüalanmasının ulduzlararası udulması.
FƏSİL 5. QAMMA-ASTRONOMİYA
93
5.1. Qamma astronomiyanın əsas xüsusiyyətləri
Qamma-astronomiya enercisi təxminən 100 keV-dən çox olan
xarakterik sərt elektromaqnit foton şüalanmasına görə kosmik
obyektləri və onlarda gedən fiziki prosesləri tədqiq edir. Belə
fotonlar, adətən, yüksək enercili zərrəciklərin bir-biri ilə qarşılıqlı
təsiri zamanı yaranır. Ona görə də, XX əsrin 50-ci illərindən
başlayaraq kosmik qamma-şüalanma (QŞ) kainatın uzaq hissələrində
yaranan protonların, elektronların və digər kosmik zərrəciklərin aşkar
edilməsi üçün unikal bir metod kimi meydana gəldi. Xüsusilə də,
protonların yüksək enercili nüvələrlə qarşılıqlı təsirindən yaranan QŞ
daha böyük maraq kəsb edir, çünki bu zaman demək olar ki, digər
diapazonlarda elektromaqnit şüalanma yaranmır.
Yer atmosferi Yer səthindən 30-50 km yüksəklikdə QŞ –nı səpir
və udur, onun Yer səthinə qədər gəlib çatmasına mane olur.
Fotonların enercisi
ε
k
≤ 20 MeV olan QŞ kompton səpilməsinə
məruz qalır, daha böyük enercili fotonlar isə elektron-pozitron
cütlüyü yaradır. Ona görə də, enercisi 10-100 keV intervalında olan
fotonları müşahidə etmək üçün kosmik aparatlarda və ya yüksəklik
aerostatlarında qurulmuş qamma-teleskoplardan istifadə olunmalıdır.
Enercisi 100 QeV-dən böyük olan fotonlar yerüstü qurğularda bu
fotonların atmosferlə qarşılıqlı təsirindən yaranan elektronlardan
Çerenkov şüalanmasına görə müşahidə oluna bilər.
XX əsrin 70-ci illərində həyata keçirilmiş xüsusi peyk-
rəsədxanaların müşahidələrindən sonra bir çox göy cisimlərindən çox
güclü QŞ aşkar olundu. Bunlardan Günəş səthinin aktiv oblastları,
pulsarlar, aktiv nüvəli qalaktikalar və kvazarlar misal ola bilər.
Bundan başqa, qamma-diapazonda müşahidələr bir çox gözlənilməz
nəticələrə gətirdi. Bunlardan, enercisi 0.1 MeV-dən bir neçə MeV-ə
94
qədər çatan güclü qamma-parıltıları və enercisi 100 MeV-dən böyük
olan diskret qalaktika mənbələrinin aşkar olunmasını misal
göstərmək olar.
QŞ diapazonu kifayət qədər böyükdür və qoyulan elmi məsələdən
asılı olaraq onu aşağıdakı bir neçə diapazona bölürlər:
1. Yumşaq QŞ, ener$isi
ε ≈ 0.1 -5 MeV (λ ≈ 0.12 - 0.24⋅10
-2
Ǻ).
2. Aralıq ener$ili QŞ,
ε ≈ 5-50 MeV (λ ≈ 0.24⋅10
-2
- 0.24
⋅10
-4
Ǻ).
3. Sərt QŞ oblastı,
ε ≈ 50 MeV -10 QeV (λ ≈ 0.24⋅10
-4
- 0.12
⋅10
-6
Ǻ).
4. Yüksək ener$ili QŞ,
ε ≥ 10 QeV.
5.2. Qamma-şüalanmanın yaranma mexanizmləri
QŞ-n yaranmasının elementar prosesləri nəzəri və eksperimental
fizikada yaxşı öyrənilmişdir. Bununla bərabər, bu şüalanmanın
kosmosda yaranma mexanizmləri hələ tam öyrənilməmiş qalır.
Qamma şüalanmanın yaranma prosesini üç qrupa bölmək olar.
Birinci qrupa, yüksək ener$ili elektronların yüklü zərrəciklərlə
qarşılıqlı təsirini misal göstərmək olar. Elektronlar zərrəciklərlə
toqquşarkən geniş tezlik diapazonuna malik elektromaqnit şüalanma
yaranır. Bu şüalanmanın yarandığı fotonun ener$isi onu yaradan
elektronun ener$isi ilə yuxarıdan məhduddur, yəni bundan çox ola
bilməz. Bu şüalanma tormoz şüalanması adlanır. Elektronların
ener$isinin kifayət qədər böyük qiymətində şüalanmanın bir hissəsi
qamma-diapazona aid olur. Elektromaqnit şüalanma qamma-oblastda
həm də elektronların maqnit sahəsində hərəkəti zamanı yaranır, buna
sinxrotron şüalanma deyilir. Sinxrotron qamma-şüalanmanın
yaranması üçün elektronlar böyük ener$iyə, maqnit sahəsi isə böyük
intensivliyə malik olmalıdır. Bundan başqa QŞ həm də kiçik ener$ili