Радиотехник тизимлар назарияси асослари

b) 21sm.da yulduzlararo vodorodning nurlanishi. Vodorodning eng past energiyali sathi l 25j/2 ikkita oraliq sath (m va n) dan iborat. Ularning
148



4.4-jadval
H sohalardagi Yulduzlararo muhitning yutilish chiziqlari emission
chiziqlar
Atom _{W, mA} Molekular _{W, m A} ehiziqlar chiziqlar
3302.4 4300.3 20 44340.5
Nal 3890.2 6 4681.5 HI
3303.0 3886.4 CH 6 6562.8
240 3878.8
5890.0 190 3143.2 3 3726.1 OII
Nal 7 3728.9
5895.9 ^3875.8
7664.9 3874.6 CN 4958.9 OIII
K I 3874.0 5006.8
7699.0
4232.4 6548.1 NII
4226.7 34 3957.7 CH+ 6583.6
Cal 21 3745.3 27
3933.7 3579.0
Call 13
3968.2 7
3073.0 4
3229.2
T ill
3242.0
3283.8
3719.9
Fe I
3859.9

statistik vaznlari g =3 va 1 ga teng. Bu sathlarning yuqorisi o ‘zak bilan elektron spinlari bir tomonga, pastkisi esa qarama-qarshisiga yo'nalgan holatlarga to ‘g‘ri keladi. Ularning energiyalar farqi hv= Em — En=

= 5.86- lO-6 eV. Atom sathlarining biridan ikkinchisiga o ‘tish ehtimoli Amn=2.85 • 10'15c_1 juda kichik, ya’ni Pauli prinsipi bo‘yicha taqiqlangan. Biroq yulduzlararo muhitdagi sharoit noqulay (past T va p) va nihoyatda uzun (>1021 sm) bo'lgan qarash chizig‘ida yotgan H atomlarining ko‘pligi ( > 1020) tufayli bunday kam ehtimolga ega bo‘lgan o ‘tishlar soni yetarli darajada ( > 105) ko‘p va ular hosil qilgan monoxromatik nurlanish kuchli
bo'ladi. Bunday o'tishga A, =21.11 sm to‘g‘ri keladi (v =1420,4 MGs).
1945—49-yillarda bashorat etilgan bu chiziqning radionurlanishi 1951-yilda bir vaqtning o‘zida bir necha rasadxonalarda qayd qilindi. Uning intensivligi yulduzlararo muhitda 0.1 dan 3 '/sm 3 ta gacha vodorod atomi borligini
149




ko'rsatadi, ya'ni yulduzlararo gazning zichligi 0.2 • 10-24 -t- 5 • 10-25 g/sm 3. Bu chang zichligidan o‘nlab marta ko'pdir. Bunday zichlik Galaktik ulkan hajmlarda katta optik qalinlik hosil qiladi, Galaktikaning uzoq qismlari- dan 21 sm da kelayotgan nurlanish biroz kuchsizlanadi. H atto kuchli
_{rad io n u rlan ish (M asalan, CasA) t} burchak hosil qiladigan yo‘nalishda _{d
manbalaridan kelayotgan 21 sm dagi} o'lqin uzunligi 21 sm boigan vodoro
chizigi protili. Ordinata o‘qi bo‘ylab
^{radionurlanishda yulduzlararo gazga} radio temperatura, abssissa o‘qi bo‘y!ab
tegishli X = 21 bo‘lgan yutilish chizig‘i ^{chiziq markazidan siljish tezligi.}
ham kuzatiladi (4 .11 -rasm ). Bu
chiziqda o‘lchashlar (kuzatishlar) Galaktikada gazning taqsimlanishini o‘rganishda katta samara beradi. Bunday kuzatishlar boshqacha usullar bilan ko‘rinmaydigan Galaktika o‘zagi orqasiga «qarash»ga imkon beradi. Bu Galaktikaning differensial aylanishi bilan bog‘liq va har xil tezliklar bilan aylanayotgan spiral tarmoqlarning radiochastotasi har xil bo‘ladi va ular spektrda yonma-yon joylashadi. Haqiqatdan radio chiziq chastotasi 1420 MGs da qarash chizig‘iga tik yo‘nalishda harakat qilayotgan qatlam- lar nurlanishi qayd qilinadi. Agar tarmoq 30 km /s tezlik bilan harakat qilayotgan bo‘lsa, uning radiochastotasi qo‘zg‘almas chastotaga (1420 M Gs) nisbatan 142 kGs ga siljiydi. Hozirgi zam on radionurlanish priyomniklari 1 kGs kenglikdagi radiochiziqni bemalol qayd qilaveradi. Radiochiziq profilida bir necha maksimumlarning kuzatilishi (4.11-rasm) qarash chizig'i yo‘nalishda bir necha (har bir maksimumga bittadan) diskret vodorod gaz bulut quyunlari borligini ko‘rsatadi. Maksimumlaming asosiy chastota (1420 MGs) dan siljishi (At)r) quyidagi formula orqali ifodalanadi:
Ax> = A • r • sin(l —10).
Bu esa uning uzoqligi (r)ni hisoblashga imkon beradi. Bu yerda, A — Galaktik aylanishi doimiysi; 10-Galaktika markazi uzunlamasi; 1— diskret radiomanba uzunlamasi. Shunday usul bilan Galaktikada neytral vodorodning taqsimlanishi tekshirilgan (4.12-rasm). Rasmda Galaktika tekisligida vodorodning spiral tarmoqlar hosil qilib taqsimlanishini ko‘rish mumkin. Chang va boshqa atomlar singari vodorod ham alohida-alohida quyunma- lar hosil qiladi. Ular rasmda har xil qora sohalar sifatida tasvirlangan. Eng qora sohalarda H atomlari konsentratsiyasi 16 atom/sm 3va eng oydin soha- larda 0.05 atom/sm3.
Galaktikaning 21 sm radiochiziqda ravshanligi kartalarining yutilish chizig‘i ham kuzatiladigan sohalarida sirt temperaturasini aniqlash mumkin. U 40—120 K oraliqda joylashadi.
150



a

m a l

g n e
K

.'//• /tr r /r ir /r


4.12-rasm. Galaktika tekisligida neytral vodorodning taqsimlanishi tarmoqsimon tuzilishga o‘xshash ko‘zga tashlanadi. Bu galaktikada gaz spiral tarmoqlar bo‘ylab tarqalgan degan xulosaga olib keladi.
151



To'lqin uzunligi 21 sm li radiochiziq vodorod radio spektrida yagona emas. Bular yuqori energetik holatlar (n =77 dan m =76 ga) orasidagi o‘tishlar natijasida ham hosil boiadi. Shuningdek, He ham yuqori sathlar orasidan o‘tganda radiochiziqlar beradi. Bunday o‘tishlar ehtimoli yuqori boisada, ular boshlanadigan sathlardagi atomlar soni kam boiadi. Biroq yuqorida ta’kidlaganimizdek ulkan koinot sohalarida qarash chizigi uzunligi nihoyatda katta boiganligi bunday o'tishlar sonining yetarli darajada ko‘p boiishini ta’minlaydi.
d) Molekular radiochiziqlar. Santimetr va detsimetr diapazonlarda molekular radiochiziqlar borligi ham qayd qilingan. Bu chiziqlar oddiy ikki atomli gidroksiddan (OH) boshlab to murakkab sianodiatsatelin (HC 5N) molekulalariga tegishli ekanligi aniqlangan. Yulduzlararo muhitda 371 ta ayrim molekula borligi keltirilganligi aniqlangan. 4.5-jadvalda eng intensiv radiochiziqlar ro'yxati keltirilgan, bular ichida gidroksil chizig‘i, ayniqsa ko‘p bilim berdi. U yutilish (absorbsion) va chiqarish (emission) chizig‘i sifatida kuzatiladi. Yutilish chizig‘i sifatida kuchli radionurlanish manbalari (CasA) spektrida, chiqarish — ionlangan vodoroddan iborat gaz tumanliklar chetlarida kuzatiladi.
Chiqarish chiziqlari nihoyatda ingichka; yutilish chiziqlari esa, aksincha keng bo‘ladi. Bu esa manbaning temperaturasi pastligini, o‘zi esa kichikligini ko'rsatadi. Gidroksil konsentratsiyasi vodorodnikidan million marta kam.
4.5.-jadval


^Molekula Spektr Chiziqlar chastotasi, MGs Molekula, sm ^ON Emissiya absorb 1612,1665,1667,1720
^CN emiss 4660,4765,6031,6035
^CO emiss 113501, 113492 15,0
^HCN emiss 115267 19,5
HC3N emiss 88267 12
^NH3 emiss 9098
^H20 emiss 88267
HCHO emiss 88267
^{CH30H absorb} 23694,23722,23870,24139 ^15,6
emiss 22235
4830,14489 ¹⁴
834 15,5
0 ‘ta uzun bazisli radiointerferometriya m olekular radionurlanish manbalari nihoyatda kichik ( 10— 100 astronomik birlik) bo‘lgan bir nechta, ba'zan juda ko‘p manbalardan iborat ekanligini ko‘rsatdi. Agar qayd qilinayotgan radio oqimni shunday kichik manbachalar sochayapti deb hisoblasak, bu manbachalar temperaturasi 1010—1015 K ekanligini bilamiz.
152




I i-kin uning nurlanishi to'la qutblangan bo‘lib, issiqlik nurlanishi bo‘la ulmaydi. Bunday xususiyatlarni mazer effekti orqali tushuntirish mumkin. Mazer effekt lazerlarda qo‘llaniladigan usulning o‘zginasi, faqat bunda
.ilomlar emas, balki molekulalar ishtirok etadi.
e) Yulduzlararo fazoda gaz va chang munosabati. Radioastronomik usulning aniqligi shu darajaga yetdiki, u 0. 1atom /sm 3 konsentratsiyaga ega hoigan radionurlanish manbalarini ham ko'rishga imkon berdi. Galaktikada r,az va chang bulutlar bir-biri bilan bogiiqm i yoki alohida-alohida kuzatiladimi degan savol tugiladi.
Kuzatishlarning ko‘rsatishicha chang miqdori ko‘p boigan, katta komp- lckslarda (Orion, Savr va Persey) konsentratsiyasi ham yuqori va 10 atom/
■.in3 ga yetadi. Shu bilan birgalikda nisbatan katta boim agan chang lumanliklarda vodorodda radionurlanish kuchaymaydi. Bu ularda vodorod yo'q degani emas. Chang bulutlarda vodorod molekular (H2) holatda boiishi mumkin va bu 21 sm da radionurlanishning kuchaymasligiga sababchi boiadi. Katta komplekslarda tarqoq gaz zichligining chang zichligiga nisbati 100 ga yctadi. Bunday komplekslar kattaligi 40—50 ps atrofidaligini hisobga olsak, bunday komplekslar massasi 20 000 1T])0 ga yaqinligini topamiz. Globula- larda chang miqdori 0.05 M 0 ekanligini yuqorida ko'rgan edik. Endi gazning changga nisbatini hisobga olsak globula massasi 25H]>0 darajasida bo‘lishi kerakligini topamiz.
Shunday qilib, Galaktikada gaz va chang aralashma holda tarqalgan. Bu aralashma yulduzlararo muhitni to‘ldirib turadi va uning zichligi Galaktika tekisligida maksimal o'rtacha 1,5 • 10 24 g/sm 3 ga teng. Bunda 3% chang, 70% gaz bo‘lib, undan uzoqlashgan sari tez suratlar bilan kamayib boradi, changni kamayishi gaznikiga qaraganda ikki marta ko‘p. Shuningdek, Galaktikada aralashmadan hosil bo'lgan bulutlar ham kuzatilib, ular ichida qaynoq yulduzlar b o ‘lsa, yorug', diffuz tum anlik shaklida, agar u Galaktikaning bir tomonida bo'lsa, qora tumanliklar shaklida kuzatiladi. Galaktika tekisligi atrofida bulutlar fazoning 4% ni egallaydi. Tumanliklar- da modda zichlik (1-1-50) • 10-24g/sm 3.