75
görə çox yüksək ener$i toplaya bilər. Məsələn, belə hadisələrdən biri
ifratyeni ulduzların alışması zamanı partlayış prosesləri ola bilər.
Deyilən fikri söyləməyə əsas verən iki müşahidə faktıdır – Qalaktika
və Günəş kosmik şüalarının mövcud olması. Günəş kosmik
şüalanması Günəş alışmaları nəticəsində, Qalaktika kosmik
şüalanması isə Qalaktikada olan ifratyenilərin alışması nəticəsində
yaranır. 2-ci fəsildə deyildiyi kimi, kosmik şüalanma əsasən yüklü
zərrəciklərdən – protonlardan, elektronlardan, α – zərrəciklərdən və
kiçik miqdarda daha ağır nüvələrdən ibarətdir. Kosmik şüaların
ener$i paylanması qüvvət üstlü xarakterə malikdir, ona görə də
məntiqi olaraq belə demək olar ki, qüvvət üstlü xarakterə malik
şüalanma verən bütün astrofiziki obyektlərdə zərrəciklər qeyri-isilik
prosesləri nəticəsində sürətlənir.
Bütün yüklü zərrəciklər içərisində ən böyük şüalanma qabiliyyəti
elektrona məxsusdur. Bu şüalanma mexanizmlərindən ən effektivi
maqnit sahəsində elektronun sinxrotron şüalanmasıdır. Elektronlar
qüvvət üstlü ener$i paylanmasına maliksə optik nazik sinxrotron
şüalanma da qüvvət funksiyası olar:
2
1
0
0
)
(
−
−
=
s
v
v
v
v
I
I
(4.6.5)
Sinxrotron mexanizmlə kvazarların və aktiv nüvəli qalaktikaların
radioşüalanması və Krabşəkilli dumanlıqda olan pulsarın rentgen
oblast da daxil olmaqla bütün spektri yaxşı izah oluna bilir. Bir çox
astrofiziki obyektlərin rentgen şüalanması qüvvət üstlü xarakter
daşıyır, ona görə də onların şüalanması sinxrotron hesab edilir.
Bununla yanaşı, Kompton effekti hesabına yüksək dərəcədə qızmış
plazma da qüvvət üstlü xarakterdə spektr verə bilər. Bu qüvvət
76
funksiyalarının hansının istilik, hansının isə qeyri-isilik hesabına baş
verməsini yoxlamaq üçün, bu şüalanmalarda polyarlaşma dərəcəsi
ölçülməlidir. Sinxrotron şüalanmada polyarlaşma dərəcəsi 20-30%-ə
çata bilər ki, bu da sinxrotron radiospektrdə həqiqətən də müşahidə
olunur. Səpilən elektronlardan şüalanma 12%-dən çox olmamalıdır.
Təəssüf ki, hələlik indiki texnika ilə kosmik obyektlərin rentgen
şüalanmasının polyarlaşması ölçülə bilmir.
4.7. Rentgen mənbələrinin xassələri
Rentgen oblastında kosmosun ən geniş müşahidəsi (xülasəsi)
«Uxuru» və «Eynşteyn» peykləri vasitəsi ilə aparılmışdır. «Uxuru»-
nun 4-cü kataloqu 339 obyektin şüalanması haqqında məlumata
malikdir. 4.7.1-ci şəkildə bütün səma üzrə qalaktik koordinat
sistemində bu mənbələrin yeri göstərilmişdir.
77
Şəkil 4.7.1. Göy sferində rentgen şüalanma mənbələrinin paylanması.
Ən parlaq mənbələr qalaktika ekvatorunun mərkəzi ilə ±20°
aralığında toplanmışdır. Buradan aydın olur ki, onların əksəriyyəti
məhz bizim Qalaktikaya məxsusdur. Qaloda yerləşən zəif mənbələr
əsasən bizim Qalaktikadan kənarda yerləşən mənbələrdir.
Rentgen şüalanması mənbələrinin tədqiqi göstərmişdir ki, əksər
müxtəlif tip obyektlər az və ya çox miqdarda rentgen şüalanma verir.
Aşağıda əsas rentgen şüalanma mənbələrinin xassələrini veririk.
Günəş. Rentgen şüalanma xromosfer alışmaları zamanı və tacda
şüalanır. Tacın rentgen oblastda işıqlığı 10
-6
- 10
-7
L (L = 3.86·10
33
erq/san) təşkil edir.
Normal ulduzlar.
Rentgen şüalanma əsasən tacla bağlıdır. Rentgen
işıqlığın optik işıqlığa nisbəti O-B ulduzlarda 10
-6
- 10
-8
– dan M0
ulduzlara qədər 10
-3
- dək artır. Bu dəyişmə onunla bağlıdır ki, tacın
şüalanması maqnit sahəsinin intensivliyi ilə bağlıdır, maqnit sahəsi
konvektiv örtük tərəfindən yaranır, konvektiv örtüyü ən böyük olan
ulduzlar isə daha soyuq ulduzlardır.
RS Köpəklər tipli dəyişən ulduzlar
. Bu tip tutulan dəyişən ulduzlarda
aktivliyə səbəb ulduzun səthində ləkələrin olmasıdır. Əsas
komponentdə alışmalar zamanı Günəşdə olduğu kimi, aktiv
oblastlarla bağlı olan yüksək temperaturlu tacda rentgen şüalanması
yaranır. Sabit rentgen işıqlığı L
x
∼ 10
30
erq/san (Kapella) – 10
32
erq/san (σ Gem) kimi ulduzlarda olur. Alışma zamanı rentgen işıqlıq
bir neçə dəfə artır.
Tutulan-qoşa ulduzlar.
Bəzi qoşa ulduzlarda komponentlərdən biri
güclü ulduz küləyinə malik olur. Külək maddəsi ikinci ulduzla
toqquşmada zərbə cəbhəsi yaradır. Zərbə cəbhəsinin arxasında
78
temperatur
∼10
6
K çatır və belə temperaturda maddə rentgen oblastda
şüalandırır. Məsələn, Əlqol (β Per) üçün L
x
∼ 10
30
– 10
31
erq/san
təşkil edir.
Alışan ulduzlar və T Buğa tipli ulduzlar.
UV cet tipli alışan ulduzlar
və baş ardığıllığa çatmamış cavan T Buğa tipli ulduzlar da rentgen
şüalanma mənbələridir. Rentgen şüalanma yaranması alışan
ulduzlarda alışma zamanı maqnit aktivliyi ilə izah oluna bilər. T
Buğa tip ulduzlarda rentgen şüalanmanın yaranma mexanizmi tam
aydın deyil. Maqnit akkresiya modelinə görə maqnit sahəsi
ulduzətrafı diskdə toplanan maddəni istiqamətləndirərək ulduzun
lokal bir səthinə yönəldir. Nəticədə zərbə cəbhəsi və
yüksəktemperaturlu zonadan rentgen şüalanması baş verir. Sabit
rentgen şüalanması bu tip obyektlərdə L
x
∼ 10
30
– 10
31
erq/san olur,
rentgen və optik işıqlanmaların nisbəti ~10
-3
tərtibindədir, lakin
alışma zamanı bu nisbət artır.
İfratyeni qalıqları.
Bütün ifratyeni ulduz alışmasının qalıqları
rentgen şüalanma mənbəyidir. Belə qalıqlar rentgen şüalanmasına
görə bir neçə tipə ayrılır. Mərkəzində aktiv pulsar olan və plerionlar
adlanan qalıqlar daim sürətli elektronlar mənbəyidir və sinxrotron
mexanizm əsasında rentgen şüalanma yaradır. Buna misal nisbətən
cavan Krabşəkilli dumanlığı göstərmək olar. Nisbətən daha yaşlı
ifratyeni qalıqlarında rentgen şüalanması qalıq maddə ilə
ulduzlararası maddənin qarşılıqlı təsiri nəticəsində yaranır. Zərbədən
yaranan cəbhədə temperatur 10
7
°K –ə qədər qıza bilər. Krabda
rentgen işıqlığı 10
37
erq/san, örtüklü qalıqlarda 10
34
-10
35
erq/san
çatır.
Fon şüalanması.
Yüxarıda qeyd olunduğu kimi, bütün səma zəif
rentgen şüalanması mənbəyidir. Yumşaq rentgen oblastında bu
şüalanma
∼10
6
°K temperatura qədər isinmiş ulduzlararası qazın tac