83
maqnit qüvvə xətləri boyunca ağ cırtdanın maqnit qütblərinə toplanır.
Bu sistemlər rentgen pulsarlara bənzəyir. Spektrin optik oblastı
siklotron mexanizmi ilə şüalanmaya uyğundur, ona görə də şüalanma
çox polyarlaşmışdır (polyar anlayışı buradan irəli gəlir). Rentgen
şüalanma maqnit qütblərində zərbə dalğasının tormozlanması
prosesində və elektronların maqnit sahəsində siklotron şüalanması
nəticəsində baş verir. Belə obyektlərdən ən populyarı olan HM Her
sistemində rentgen işıqlıq 4·10
32
erq/san –dir.
2.
Aralıq polyarlar və ya DQ Her tipli sistemlər. Belə sistemlərdə
maqnit sahəsi H
∼ 10
7
Gs-a çatır, Alven radiusu Roş səddindən bir
neçə dəfə çoxdur. Belə sistemdə akkresiya diski yaranır, və disk
böyüyərək ölçüsü Alven radiusuna gəlib çatır. Bundan sonra disk
dağılır və hadisələr polyarlarda olduğu kimi davam edir.
3. Yeniyəbənzər və cırtdan yeni ulduzlar. Ağ cırtdanın maqnit sahəsi
bu sistemlərdə maddə axınına ciddi təsir göstərə bilmir, ona görə
akkresiya diski ağ cırtdanın səthinə qədər gəlib çatır. Rentgen
şüalanma ağ cırtdanla akkresiya diski arasındakı qatda yaranır. Bu
qatda diskdəki maddənin sürəti Kepler sürətindən ağ cırtdanın
fırlanma sürətinə qədər azalır. İşıqlıq burada
∼10
32
erq/san çatır.
Maddə axını yüksək sürətli və sabit olarsa (təxminən 10
-8
M / il)
akresiya prosesi stasionar olar. Belə sistemlər yeniyəbənzər adlanır.
Ağ cırtdanda toplanan hidrogenlə zəngin maddə termonüvə
reaksiyaları nəticəsində 10
5
-10
2
ildən bir periodla partlama imkanına
malikdir. Bu hal onları Yeni və təkrar Yeni ulduzlara bənzədir.
Daha kiçik sürətli maddə axını (
∼ 10
-9
M / il) akkresiya prosesi
qeyri stasionar olur, bu da cırtdan yenilər fenomeninə gətirib çıxarır.
İfratyüksək kütləli rentgen mənbələr
- SuperSoft X-ray Sources
(SSS). Bu rentgen mənbələr 90-cı illərin əvvəlində ROSAT
peyki ilə
tədqiq olunmuşlar. Onlar çox yüksək işıqlığa malik olub (
∼ 10
38
84
erq/san) yumşaq şüalanma spektri şüalandırırlar. Rentgen
şüalanmanın 90%-i ener$isi 0.5 keV olan fotonlar tərəfindən həyata
keçirilir. Bu mənbələr öz Roş səddini dolduran F spekral sinifli
ulduzdan və ağ cırtdandan ibarət olan sıx qoşa sistemlər hesab
olunur. Maddə axını o qədər güclüdür ki (
∼10
-7
M / il), nəticədə ağ
cırtdanın səthidə qərarlaşmış hidrogen yanma reaksiyası baş verir.
Beləliklə, rentgen şüalanma mənbəyi temperaturu T
∼500 000 °K olan
ağ cırtdan tərəfindən yaradılır.
4.8. Kompton səpilməsində rentgen spektrin yaranması
Qeyri-relyativistik fotonlar (h
ν « m$
2
) və qeyri-relyativistik istilik
elektronları (kT
e
= m
e
c
2
) arasında enerci mübadiləsi Kompaneytsa
düsturu ilə verilir:
)
(
2
4
2
ν
ν
ν
σ
d
dn
h
kT
n
n
nu
d
d
h
c
m
n
dt
dn
e
e
e
T
+
+
=
(4.8.1)
Burada σ =6.65·10
-25
sm
2
- elektron səpilməsinin Tompson en kəsiyi,
)
8
/(
)
(
3
3
ν
π
ε
ν
h
c
n
=
- faza məkanında fotonların dolmasını göstərən
ölçüsüz
kəmiyyət, ε
ν
- şüalanmanın enerci sıxlığıdır. Sonuncu
kəmiyyət orta intensivliklə
ν
ν
π
ε
J
c
4
=
(4.8.2)
85
münasibəti ilə bağlıdır. İndi
e
kT
h
x
/
ν
=
ölçüsüz kəmiyyəti və
∫
=
cdt
n
c
m
t
kT
y
e
T
e
e
σ
2
)
(
ölçüsüz zamanı daxil etsək (5.8.1) tənliyini daha
sadə şəkildə yazmaq olar:
)
(
1
2
4
2
dx
dn
n
n
x
dx
d
x
dy
dn
+
+
=
(4.8.3)
Burada sağda mötərizədəki axırıncı hədd fotonların böyük tezliklərə
doğru diffuziyasını və Dopler effekti
nəticəsində çoxqat səpilmədə
elektronların soyumasını ifadə edir. Mötərizədəki birinci hədd
fotonların kiçik tezliklərə doğru diffuziyasını və ötürmə effekti
nəticəsində elektronların qızmasını, ikinci hədd isə məcburi şüalanma
kimi törəmə prosesləri və elektronların ötürmə effektinə görə
qızmasını təsvir edir. Kompaneyts tənliyindən isti elektronlarda
Kompton səpilməsinin bəzi xassələrini çıxarmaq olar.
a) Kompton səpilməsi fotonların sayını sabit saxlayır. Həqiqətin də,
∫
∫
=
=
=
0
2
dv
nv
dt
d
dv
hv
J
dt
d
N
dt
d
v
γ
(4.8.4)
Burada
dv
hv
J
N
v
∫
=
γ
fotonların tam sayıdır.
b)
qərarlaşmış Kompaneyts tənliyinin həlli (dn/dt = 0) Boze-
Eynşteyn (B-E) paylanmasına gətirir:
1
1
−
=
+x
e
n
µ
(4.8.5)
86
B-E paylanmasının xüsusi halı (µ = 0) Plank funksiyasına gətirib
çıxarır. µ kimyəvi potensialı Plank paylanmasına nisbətən fotonların
çatışmazlığını ifadə edir. µ « 1 olarsa B-E paylanması Vin
paylanmasına (
x
e
n
−
−
=
µ
) və ya Vin spektrinə çevrilir:
e
kT
hv
v
e
c
hv
e
−
−
=
3
)
/
(
8
π
ε
µ
(4.8.6)
Fiziki olaraq bu o deməkdir ki, səpilmənin yüksək həddində
Kompton səpilməsi temperaturu elektronların temperaturuna bərabər
olan B-E spektrini formalaşdırır.
Vin paylanmasında fotonun orta enercisi
e
x
x
e
kT
dx
e
x
dx
e
x
kT
hv
3
0
2
0
3
=
=
∫
∫
∞
−
∞
−
(4.8.7)
kimi təyin olunur.
c)
Enerci balansı tənliyi. Əgər Kompaneyts tənliyini 8
π(hν/c)
3
həddinə vurub onu tezliyə görə inteqrallasaq 1971-ci ildə Leviç və
Sünyayev tərəfindən alınmış düsturu alarıq:
∫
∫
∞
∞
−
−
=
0
2
2
0
2
2
8
4
dv
v
m
c
n
vedv
c
m
h
n
c
n
c
m
kT
dt
d
h
v
e
e
T
e
e
T
r
e
T
e
e
r
ε
π
σ
σ
ε
σ
ε
(4.8.8)