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