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

 

9

və kometlərin səthinə qona bilən kosmik zondlarsız təsəvvür etmək 

çətindir.  

    Atmosferdənkənar astronomiya sahəsində ilk nəticələr hələ XX 

əsrin 40-cı illərində UB oblastda 3000 Ǻ dalğa uzunluğundan kiçik 

dalğa uzunluqda Günəşin spektrini almaqla mümkün olmuşdur. Bu 

eksperimntlərdə 100 km – ə  qədər yüksəyə qalxa bilən raketlər 

istifadə olunurdu. 40-50 km yüksəkliyə qalxa bilən yüksəklik 

aerostatları vasitəsilə, raketlərlə, daha sonra kosmik era başlayandan 

sonra isə Yerin Süni Peykləri (YSP) və Planelərarası Avtomatik 

Stansiyalar (PAS) vasitəsilə kosmik obyektlər bütün dalğa 

diapazonlarında öyrənilməyə başladı. 

    Atmosferdənkənar astronomiya atmosferdə olan qeyri-bircinslik 

nəticəsində yerüstü teleskoplarda alınan təsvirlərin titrəməsini aradan 

qaldırır, habelə teleskopun nəzəri difraksiya dairəsi ilə müəyyən 

olunan ayırdetməsini almağa imkan verir. Məsələn, 80-cı illərdə 

ABŞ-da güzgüsünün diametri 2.4 m olan ST teleskopunda 0.01

″ 

ayırdetmə alınmışdır.   

    Nəzəri olaraq atmosferdənkənar astronomiya 0.0001

″ ayırdetməyə 

malik optik interferometr və bazisi 1 a.v. olan və 10

-6 

- 10

-8

″ 

ayırdetmə verən radiointerferometr almağa imkan verir.  Peyklərdə 

qurulmuş müşahidə cihazları birbaşa müşahidə nöqtələrinə çatdırıla 

bilər. Məsələn, «Voyacer-1-2»(1980-1981, ABŞ) kosmik peyki 

Yupiterə yaxınlaşaraq onun peyklərinin səthində incə detalları, Saturn 

həlqələrinin quruluşunu öyrənmişdir. Sovet planetlərarası «Venera-

11, -12» (1978) və «Venera-13, -14» (1981-1982) stansiyaları, 

Veneranın səthi həmişə qalın buludlarla örtülü olduğuna baxmayaraq, 

onun panoramını almağa müvəffəq olmuşdur.  

 

 

 

10 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

---

 

11

 

FƏSİL 1. RADİOASTRONOMİYA 

1.1 Radioastronomiya nəyi müşahidə edir 

 

    Yer  atmosferinin  ionosfer  qatı 10 Mhs-dən kiçik tezlikləri 

buraxmadığı üçün bu tezlikli radiosiqnalları  qəbul etməkdən ötrü 

qəbuledici antennaları ionosferdən kənara çıxarmaq lazımdır.  Artıq 

keçən  əsrin 60-cı illərindən belə  təcrübələr YSP və Avtomatik 

Planetlərarası Stansiyalarda (APS) həyata keçirilməyə başladı. Belə 

peyklərdə antennanın uzunluğu bir neçə metr olduğuna görə qeyd 

olunan dalğanın dalğa uzunluğundan çox kiçik idi. Ona görə də belə 

antennaların istiqamət diaqramları dipol formasına yaxın idi, bu da 

bucaq ayırdetməsinin kiçik (bir steradian tərtibində) alınmasına səbəb 

olurdu.  Qeyd etmək lazımdır ki, böyük dalğa uzunluqlu 

radiodiapazonda bucaq ayırdetməsi hazırda təxminən 15

′-yə 

çatdırılmışdır.  

    Hazırki dövrdə uzundalğalı radiodiapazonda qalaktikanın diffuz 

şüalanması, Günəş alışmaları, habelə Yer və planetlərin 

radioşüalanması öyrənilir. 

Qalaktikanın radiofonu 10 Mhs-dən yüksək tezliklərdə qüvvət 

funksiyası formasındadır. Bu da şüalanmanın sinxrotron (qeyri-

istilik) təbiətli olduğunu göstərir. Belə  şüalanma ulduzlararası 

mühitdə maqnit sahəsində elektronların  şüalanması  nəticəsində 

yaranır. Ener$isi E

e

 olan sinxrotron şüalanma verən elektronun 

şüalanma spektri 0.3

ν

s

 tezliyində enli bir maksimum verir. Burada 

ν

s 

= 1.6 ·10

-5

 H

⊥

E

e

 Hs , H

⊥

 -maqnit sahəsinin intensivliyinin elektronun 

sürətinə perpendikulyar olan komponentidir. Əgər elektronların 

paylanması  

 

N

e

(E

e

) ~ E

-

α

 elektron/(sm

2

·s·sr·QeV)        (1.1.1) 

 

 

12 

olarsa, onda sinxrotron şüalanma spektri də üstlü funksiya şəklində 

olar: 

 

c(E) ~E

-(

α

-1)/2

 Vt / (m

2

·sr.Hs)            (1.1.2) 

 

Bundan istifadə edərək  şüalanma spektrinin parametrlərinə görə 

elektronların spektrini və  sıxlığını, habelə belə fotonların yarandığı 

yerdə maqnit sahəsinin qiymətini təyin etmək olar. 

    Daha aşağı 5-10 MHs tezliklərdə müşahidə olunan diffuz şüalanma 

yerüstü radiomüşahidələrlə yaxşı uyğunluq təşkil edir və dərəcəsi (

α-

1)/2=0.5 olan  üstlü funksiya formasındadır. Qalaktika diskinin 

yerləşdiyi ulduzlararası mühitdə maqnit sahəsi 5 mkE tərtibindədir. 

Ona görə də belə radiodalğalar ener$isi 0.5 QeV olan elektronlardan 

şüalana bilər.  Hesablamalara görə şüalanan optik qalınlığın 1 qiyməti 

şüalanan oblastların 4 kpk ölçüsü olduğunu göstərir.  Onda elektron 

selində 

şüalanan elektronların tam ener$isi 3·10

-2

 

elektron/(sm

2

·s·sr·QeV)  olar. Lakin kosmik şüalarda olan 

elektronların ener$isinin birbaşa kosmik peyklərdən ölçülməsi 

ölçülən selin bundan bir neçə tərtib az olduğunu göstərir. Buna səbəb 

kosmik  şüaların günəş küləyində  dəyişməsidir. Ener$isi 5 MeV-dən 

kiçik olan elektronlar günəş şüalanmasının təsiri ilə Günəş ətrafından 

«süpürülür» və uzaqlaşdırılır. Ona görə 

aşağı tezlikli 

radioşüalanmanın müşahidəsi kosmik şüalanmanın Günəş 

aktivliyindən fərqli konsentrasiyasını təyin etməyə imkan verir. 

    Tezliyin  3  MHs-dən yuxarı qiymətlərində Günəşdən daha uzaq 

oblastların müşahidə olunması mümkündür. Bu zaman alınan 

paylanma Qalaktika diskinin şüalanmasını əks etdirir. Ona görə daha 

uzundalğalı oblastların daşıdığı  məlumat daha çox ulduzlararası 

mühitin, qalaktikada iri miqyasda maddə paylanması, relyativistik 

elektronların paylanması  və kosmik şüaların Günəş  şüalanması 

tərəfindən modulyasiyası haqqında məlumat daşıyır. 

    Günəş tacının temperaturu 10

6

 K çatır, odur ki, aşağı tezliklərdə 

istilik  şüalanmasınin intensivliyi çox kiçikdir 

− 10

-26

  Vt/(m

2

·Hs).  

Eyni zamanda uzundalğalı oblatda Günəşdən çox güclü qeyri-istilik 

---