Plenar məruzəLƏr явления переноса в низкоразмерных электронных системах Аскеров Б. М., Фигарова С. Р - shikardos.ru o_O
Главная
Поиск по ключевым словам:
Похожие работы
Plenar məruzəLƏr явления переноса в низкоразмерных электронных системах Аскеров Б. - страница №1/8

gerb bsu.bmp


Akademik B.M.Əsgərovun 80 illik yubileyinə

həsr olunmuş
«FİZİKANIN AKTUAL PROBLEMLƏRİ»
IX RESPUBLİKA ELMİ KONFRANSININ
M A T E R İ A L L A R I

(6 dekabr 2013-cü il)

Müəllim” nəşriyyatı



BAKI – 2013
Konfransın təşkilat komitəsi:
Akademik A.M.Məhərrəmov Sədr

prof. A.H.Kazımzadə Sədr müavini

prof. M.Ə.Ramazanov Sədr müavini

f.r.e.n. K.İ.Alışeva Məsul katib


Üzvlər: Akademik B.M.Əsgərov,

prof. E.Ə.Məsimov, prof. R.Q.Məmmədov,

prof. Ə.Ş.Abdinov, prof. İ.M.Əliyev,

prof. C.M.Quluzadə, prof. R.C.Qasımova,

dos. E.Ələkbərov, dos. M.R.Rəcəbov



PLENAR MƏRUZƏLƏR
Явления переноса в низкоразмерных электронных

системах
Аскеров Б.М., Фигарова С.Р

Бакинский Государственный Университет
В настоящее время электронные явления переноса в низкоразмерных системах, таких как размерноквантованные пленки, слоистые кристаллы, сверхрешетки, являются объектом интенсивного изучения как экспериментально, так и теоретически. Интерес к таким системам связан с резкой анизотропией спектра. Размеры системы являются очень хорошим параметром, с помощью которого можно управлять физическими характеристикам системы, при этом появляются новые физические явления, которые отсутствуют в массивных образцах. В электронных системах существуют несколько параметров размерности длины, такие как линейные размеры (как внешний параметр), длина волны де Бройля , длина свободного пробега , магнитная длина (как внутренние параметры), сравнение между которыми приводят к новым явлениям и свойствам.

В работе рассматриваются явления переноса в таких низкоразмерных системах как размерно-квантованная пленки (-электрон находится в квантовой яме) и сверхрешетка, которая представляет собой систему квантовых ям.

Показано, что с уменьшением толщины размерно-квантованной пленки термоэдс и коэффициент Нернста–Эттингсгаузена изменяется не монотонно, а пилообразно, что определяется поведением плотности состояний. Максимальное значение этих коэффициентов принимает при толщине пленки, когда пленочный уровень совпадает с границей Ферми.

Построена теория магнитотермоэдс и продольного магнитосопротивления в сверхрешетках с косинусоидальным законом дисперсии (2).Анализируется зависимость кинетических коэффициентов от магнитного поля и степени заполнения зоны и спинового расщепления. Показано, что поведение продольного магнитосопротивления существенно зависит от соотношения между уровнем Ферми, положением уровня Ландау и шириной мини-зоны. Выявлены осцилляции вертикального продольного магнитосопротивления и магнитотермоэдс в магнитном поле, на которые существенно влияет спиновое расщепление и топология поверхности Ферми. Обнаружены области как положительного, так и отрицательного продольного магниитосопротивления. Причем отрицательное магнитосопротивление обусловлено именно спиновым расщеплением. Отмечено, что в сверхсильном магнитном поле, когда спиновое расщепление существенно, магнитосопротивление линейно зависит от магнитного поля.


Механизм образования межслоевой сколотой поверхности слоистых кристаллов типа АIIIВVI
Пашаев А.М., Тагиев Б.Г., Ибрагимов Р.А., Сафарзаде А.А.

Национальная Академия Авиации

safarzade@yandex.ru
Исследованы морфологические особенности сколотой ван-дер-ваальсовой (ВдВ) поверхности слоистых кристаллов (СК) типа GaSe и GaSe <примесь> методом сканирующей атомно-силовой микроскопии. Полученные изображения морфологии позволяют предположить, что в результате механического скола происходит пластическая реконструкция поверхности в виде гофра сложной формы с образованиями, являющимися следствием комплекса взаимодействующих процессов внедренных в межслоевое пространство дислокаций и процесса хемосорбции в условиях ex situ.

Атомы Se, которые, образуют ВдВ-поверхность кристалла GaSe, имеют неметаллическую природу и являются основной причиной затруднительного окисления СК. Высокая устойчивость к окислению, низкая шероховатость поверхности и отсутствие на ней оборванных связей дают возможность исследования морфологии сколотой поверхности СК GaSe методами атомно-силовой микроскопии на воздухе при комнатной температуре в условия ex situ. Наличие тонкой оксидной пленки на ВдВ-поверхности СК, которая возникает через несколько минут после экспозиции образца на воздухе, необходимо учитывать при представлении реальной структуры исследуемой поверхности.

Неравновесная система дефектов и адсорбированных частиц на ВдВ-поверхности стремится к равновесию путем самоорганизации, формируя при этом поверхность с минимальной энергией. При таких процессах формируется гофрированная структура, которая наблюдается на ВдВ-поверхности. Гофрированная поверхность формируется путем самоорганизации, в результате протекания кооперативных дислокационных процессов в базисной и пирамидальных кристаллографических плоскостях, в верхних слоях СК.

Различного типа дефекты, в частности, вакансии Se, на поверхности скола GaSe представляют собой центры сорбции сторонних атомов из окружающей среды. В результате хемосорбции на оборванных связях ВдВ-поверхности эти молекулы могут диссоциировать. Хемосорбция молекул на структурных дефектах решетки GaSe и взаимодействия между ними с участием подвижных структурных дефектов изменяет поверхностную энергию СК.

Движущей силой перестройки деформируемой структуры ВдВ-поверхности кристалла является стремление к минимуму полной энергии дислокационной подсистемы. Энергия снижается за счет объединения дислокаций в структуры большего масштаба. Дислокациям выгодно энергетически объединиться. В системе дислокационных структур наблюдается согласованное (самоорганизованное) поведение, что приводит к гофрированию ВдВ-поверхности. Гофрированные ВдВ-поверхности могут обладать уникальными свойствами подобно моноатомному слою графита (графена), которому прогнозируется широкое практическое применение в нанотехнологии.

ASTROFİZİKA BÖLMƏSİ
HD161796 və HD224014 ifratnəhəng ulduzlarının spektrlərində H xəttinin tədqiqi
Baloğlanov Ə.Ş., Məhərrəmov Y.M., Xəlilov Ə.M.,

Həsənova Ə.R.

AMEA N.Tusi adına Şamaxı Astrofizika Rəsədxanası
N.Tusi adına Şamaxı Astrofizika Rəsədxanasında (ŞAR) 2 metrlik teleskopun Kasseqren fokusunda quraşdırılmış müasir CCD işıq qəbuledicisinin köməyi ilə 2004 və 2005-ci illərdən etibarən HD161796 (F3Ib) və HD224014 (F8IaG2Ia0e) ifratnəhəng ulduzlarının spektral müşahidələri aparılmağa başlanmışdır. Nəticədə çox yüksək keyfiyyətli spektrlər alınmış və onlar DECH-20 və DECH-20t paket proqramları vasitəsilə işlənmişdir. R=15000 və S/N=150200 ətrafında olmuşdur.

Alınmış müşahidə materialları tədqiq edilərkən HD161796 və HD224014 ulduzlarının atmosferində müşahidə olunan Hα (λ6562.817Å) xəttində maraqlı dəyişkənliklərin baş verdiyi müəyyən edilmişdir. Ona görə də bu işdə tədqiq edilən ulduzlara dair ümumi məlumatlarla yanaşı, həm də Hα xəttindəki dəyişmələrdən alınmış nəticələr təqdim olunur.

HD161796 ulduzu üçün son məlumatlara görə Teff=6300K, R=246R, logLL =4.93 və d=8300 parsekdir.

Qeyd edək ki, HD161796 Post-AGB tipli ulduzdur, yəni nəzəri olaraq ulduzun xarici konvektiv örtüyü ikinci dəfə genişlənmiş və ulduzun helium qatında istilik pulsasiyası və ifratnəhənglərin asimptotik qoluna keçməsi prosesi başlanmışdır. Belə ki, bu ulduz qırmızı nəhəng mərhələsinə keçir, karbondan ibarət olan nüvə sıxılır, laylarda hidrogen və heliumun yanması prosesi gedir. Sonra tədricən örtük atılır, planetar dumanlıq əmələ gəlir və kütləsi təxminən 0.85M olan nüvədən isə ağ cırtdan ulduzun əmələ gəlməsi prosesi gedir.

HD161796 ulduzunun spektrləri işlənərkən Hα xətti profillərinin strukturunda dəyişkənliklərin olduğu müəyyən edilmişdir. Alınmış nəticələr əsasında ehtimal olunur ki, bu dəyişkənliklər ulduzətrafı örtüyün sferik və simmetrik olmaması ilə əlaqədardır. Digər tərəfdən tapılmışdır ki, Hα xəttində ekvivalent enin və şüa sürətinin qiymətləri zamana görə dəyişir. Belə ki, indiyədək aparılan ölçmələr göstərmişdir ki, Hα xəttində şüa sürəti -47-58 kms, ekvivalent en isə 0.821.57 Å intervalında dəyişir. Bu dəyişkənlik parlaqlıq əyrisinin dəyişməsi ilə 62 günlük periodla sinxron baş verir.

HD224014 ( Cas) ifratnəhəng ulduzu üçün son məlumatlara görə Teff = 7000K, R=400R, log LL=5.7, d=2500 parsekdir. Bundan əlavə,  Cas - ın görünən ulduz ölçüsü


V ~ 4.5m –dir. Lakin bu parlaqlıq gözlənilmədən dəyişə bilir. Belə ki, 1946-cı ildə  Cas – ın parlaqlığı V ~ 6m-dək zəifləmiş və bu zaman ulduzun temperaturu Teff =3000K olmuşdur. 2000-2001-ci illərdə yenə bu hal təkrarlanmış və Teff = 4250K olmaqla bir neçə ay davam etmişdir. Qeyd olunan hadisənin periodik olduğu irəli sürülmüşdür. Bu ulduzun diametri Günəşinkindən 400 dəfə böyükdür. Sarı hipernəhəng kimi  Cas nadir ulduzlardan biridir ki, onu ifratyenilər kimi partlamağa namizəd hesab edirlər.

 Cas ulduzunun spektrləri tədqiq edilərkən Hα xətti profillərinin strukturunda, şüa sürəti və ekvivalent enin qiymətlərində dəyişkənliklərin olduğu müəyyən edilmişdir. Aşkar olunmuşdur ki,  Cas ulduzunun spektrlərində Hα xəttinin bənövşəyi və qırmızı qanadlarında şüalanma komponentləri yaranır və yox olur. Bundan əlavə indiyədək tədqiqatçıların apardıqları ölçmələrdən məlum olmuşdur ki, Hα xəttində şüa sürətinin qiymətləri əsasən -68.5-31.5 km/s intervalında dəyişir. Ölçmələrin analizi göstərmişdir ki, bəzi hallarda Hα xəttində şüa sürəti kəskin dəyişir. Bu dəyişkənliklərin kvaziperiodikliyə malik olması ehtimal edilir.



Model üsulu ilə Günəşdə mikroturbulent hərəkət

sürətinin təyini
Səmədov Z.A., Şabanova Z.F., Hümbətova X.Z.

Bakı Dövlət Universiteti
Ulduz spektrlərini tədqiq edərkən məlum olmuşdur ki, bütün genişlənmə mexanizmləri dəqiqliklə nəzərə alınsa belə xəttin müşahidə profilini izah etmək mümkün olmur. Odur ki, belə qəbul olunmuşdur ki, ulduz atmosferlərində atomların istilik hərəkəti ilə yanaşı qazların xaotik hərəkətlərinin digər növü mövcuddur. Bu növ hərəkətlər “turbulent” hərəkətlər adlandırılmışdır. Beləliklə, atomların tam xaotik hərəkət sürəti:
Burada υ0- atomların orta istilik hərəkət sürəti, ξt- turbulent hərəkət sürətidir. Şərti olaraq iki növ turbulentlik: böyük miqyaslı (makro) və kiçik miqyaslı (mikro) turbulentlik fərqləndirilir. Hesab edilir ki, turbulent hərəkətdə iştirak edən qaz kütlələrinin xətti ölçüsü ulduz atmosferinin qalınlığından çox kiçik olarsa belə qaz kütlələrinin hərəkəti mikroturbulentlik, turbulent hərəkətdə iştirak edən qaz kütlələrinin xətti ölçüsü ulduz atmosferinin qalınlığı ilə müqayisə olunandırsa belə qaz kütlələrinin hərəkəti makroturbulentlik adlanır.

Mikroturbulent hərəkət sürətinin təyininin ən müasir və dəqiq üsulu atmosfer modelləri üsuludur. Bu üsul hər hansı atom və ionun geniş ekvivalent enlikli diapozona malik çoxlu sayda xətlərinin tədqiqinə əsaslanır. Mikroturbulent hərəkət sürətinə ξt müxtəlif qiymətlər verərək hər bir xətt üçün onun ölçülmüş ekvivalent eninə Wλ görə uyğun elementin miqdarı lgε hesablanır və ξt üçün müəyyən qiymət seçilir, belə ki, ξt-nin seçilmiş bu qiymətində lgε-nın Wλ-nın artması ilə sistematik dəyişməsi müşahidə olunmur. Başqa sözlə, müxtəlif intensivlikli xətlərə görə təyin olunan miqdar lgε eyni olmalıdır. Günəşin spektrində ən çox müşahidə olunan xətlər FeI-ə məxsus xətlərdir, həmçinin bu xətlərin osillyator gücləri daha dəqiq təyin edilmişdir.


1,1

Şəkil . ξt=1.1 km/s olduqda lgε(FeI)-in Wλ-dən asılığı


Günəş üçün Teff=5887K, lgg=4.57 parametrli model seçilir və bu model əsasında mikroturbulent hərəkət sürətinin müxtəlif qiymətlərində lgε(FeI) miqdarı hesablanmışdır. Müəyyən olunmuşdur ki, ancaq ξt=1.1 km/san (Şəkil ) olduqda lgε ilə Wλ arasında korelyasiya olmur. Beləliklə, Günəş atmosferində mikroturbulent hərəkət sürəti üçün təyin edilmişdir: ξt=1.1 km/s
HD 203574 (G5III) ulduzunun effektiv temperaturun və ağırlıq qüvvəsinin təcilinin təyini
Səmədov Z.A., Qədirova. Ü.R., İsgəndərova R.E.

Bakı Dövlət Universiteti
Bu işdə HD203574 (G5III) ulduzunun effektiv temperaturu və atmosferində ağırlıq qüvvəsinin təcili təyin olunmuşdur. Ulduzun spektri 2009-cu il 26 iyunda Şamaxı Astrofizika Rəsədxanasının 2m-lik teleskopunda alınmışdır. Teleskopun kasseqren fokusunda qoyulmuş YƏQ-li eєelle-spektrometrdən istifadə olunmuşdur. Spektral ayırdetmə 0.3Ǻ, siqnal/şum nisbəti S/N=200. Spektrlərin işlənməsi DECH-20 proqramı ilə aparılmışdır. Hα ətrafında xətti dispersiya 8 Ǻ/mm tərtibindədir. Balmer seriyasının Hα və Hβ xətlərinin ekvivalent enləri təyin olunmuşdur. Hα xətti üçün WHα ≈1.591 Ǻ, Hβ xətti üçün WHβ≈1.159 Ǻ.

Ulduzun effektiv temperaturu (Teff) və səthində ağırlıq qüvvəsinin təcili (lgg) bir sıra fotometrik və spektral kəmiyyətlərin müşahidə və atmosfer modelləri əsasında hesablanmış qiymətlərini müqayisə etməklə təyin olunur.

Müqayisə olunan fotometrik indekslər: [c1] və Q. Burada [c1]=с1-0.2(b-y), Q=(U-B)-0.72(B-V). Spektral kəmiyyət olaraq Hidrogenin Balmer seriyasının Hα və Hβ xətlərinin ekvivalent enləri göstərilir.

[c1] indeksi orta zolaqlı uvby, Q indeksi isə geniş zolaqlı UBV fotometrik sistemində təyin olunur.

Bu indekslər ulduzlararası fəzada udulmanın təsirindən azad olduqları üçün onlardan istifadə etmək əhəmiyyətlidir. [c1], Q indekslərinin müşahidə qiymətləri [c1]=0.292, Q=0.03 . Hα və Hβ xətlərinin ekvivalent enlikləri, [c1] və Q indekslərinin nəzəri qiymətləri isə bir sıra atmosfer modelləri üçün Kuruç tərəfindən hesablanmışdır.

[c1], Q, W(Hα), W(Hβ) kəmiyyətlərinin atmosfer modelləri əsasında hesablanmış qiymətlərini müşahidə qiymətləri ilə üst-üstə salaraq bu kəmiyyətlərin hər biri əsasında bir neçə Teff və lgg cütlərini alırıq. [c1], Q, W(Hα), W(Hβ) kəmiyyətlərinin müşahidə və nəzəri hesablanmış qiymətlərinin müqayisəsi əsasında təyin olunan Teff və lgg сütlərini Teff ,lgg müstəvisində qeyd edərək uyğun qrafiklər qurulur (şəkil 1).

Ulduzun effektiv temperaturu (Teff) və səthində ağırlıq qüvvəsinin təcilinin təyinində yenilik ulduzların parallaksının tətbiqidir.
безымянный

Şəkil 1. lgg ,Teff diaqramı
[c1], Q, W(Hα), W(Hβ) kəmiyyətlərinin müşahidə və nəzəri hesablanmış qiymətlərinin müqayisəsi və parallaksın tətbiqi əsasında qurulan qrafiklər Teff ,lgg müstəvisində Teff və lgg-nin qiymətlərinin kompakt bölgəsində kəsişir. Bölgənin mərkəzi ulduzun atmosfer parametrlərini təyin edir. İşdə alınmışdır ki,

Teff= 5100 ±200K, lgg=2.7±0.



Редже-эйкональный метод для упругого
адрон-ядерного рассеяния
Абдулвагабова С.К., Ахмедов Р.А., Эфендиева И.К.

Бакинский Государственный Университет
Настоящая работа посвящена рассмотрению упругого рассеяния адронов на нуклонах ядра при высоких энергиях, с применением Редже-эйконального метода с учетом s- канальной унитарности. Дифракционное рассеяние в модели Редже описывается обменом помероном – вакуумным движущимся полюсом в комплексной плоскости углового момента.

В работе большое внимание уделяется рассмотрению аналитических свойств амплитуды упругих процессов как функции угловых переменных и возможности расширения соответствующих областей аналитичности при учете условия унитарности. Преимущество этого подхода перед простым реджевским подходом заключается в том, что он в явном виде приводит к соблюдению унитарности в s- канале. Кроме того, использование в качестве основного уравнения схемы условия двухчастичной унитарности, аналитически продолженного в область высоких энергий, дает возможность эффективного учета структуры сингулярностей амплитуды рассеяния в плоскости углового момента и приводит к представлениям для амплитуды, содержащим в малой степени модельные предположения.

Достоинством развиваемого здесь подхода является то, что он позволяет единым образом исследовать процессы рассеяния на малые и большие углы, имеющие дифракционный и автомодельный характер, соответственно.

Определение угла отклонения заряженной частицы во время прохождения через неоднородную ядерную среду
Абдулвагабова С.К., Бархалова Н.Ш., Байрамова Т.О.

Бакинский Государственный Университет
В данной работе с учетом кулоновского взаимодействия изучено угол отклонения во время прохождения заряженной частицы через неоднородную ядерную среду, обусловленную флуктуацией плотности. Любое нарушение неоднородности свойств приводит к возникновению рассеяния. Поэтому рассеяние частицы при движении в ядерном веществе можно связать с рассеянием нуклонной волны на случайных флуктуациях плотности ядерного вещества. Но в размещении таких рассеивающих центров всегда имеются корреляция и рассеяние оказывается частично когерентным. Для когерентно рассеивающей системы нуклонов сечение неупругого рассеяния содержит вклад интерференционного неупругого рассеяния. Неоднородность среды изменяет спектр рассевающих ядер и выносит поправки к сечению неупругого рассеяния.

Исходным пунктом расчета послужили известные формулы теории многократного рассеяния. Для описания многократного рассеяния в «неоднородной» ядерной среде применена оптическая модель, в рамках которой рассматривается уравнение Липмана-Швингера с эффективным, регулярно зависящим от пространственных координат потенциалом.

Полученное в первом борновском приближении выражение для угла отклонения позволяет определить флуктуацию плотности ядерного вещества, тем самым помогает изучению структуры ядер.
Ulduzların effektiv temperaturunun və ağırlıq qüvvəsi təcilinin təyini
Tahirov M.M., Güləhmədova S.N.

Bakı Dövlət Universiteti

sonanermanqizi@mail.ru
Ulduzlararası fəzada udulmanın təsirindən azad olan, UBV fotometrik sistemində

Q=(U-B)-0,72(B-V),

uvby-sistemində isə

[c1]=c1 0,2(b-y)

indekslərindən istifadə olunur.

Q, və [c1] indekslərinin müşahidə qiymətləri ədəbiyyatlardan götürülür. Bir sıra atmosfer modelləri üçün Hα və Hβ xəttlərinin ekvivalent enlikləri, [c1] və Q indeksləri Kuruç tərəfindən hesablanmışdır. Effektiv temperaturun və ulduzun səthində ağırlıq qüvvəsinin təcilinin təyini üsulu Q, [c1] kəmiyyətlərinin atmosfer modelləri əsasında hesablanmış qiymətlərinin müşahidə qiymətləri ilə müqayisəsinə əsaslanır. Müşahidə və nəzəri hesablanmış qiymətləri üst-üstə salaraq yuxarıda göstərilən kəmiyyətlər əsasında bir neçə Teff və lgg cütlərini alırıq. Q, [c1] kəmiyyətləri əsasında təyin olunan Teff və lgg cütlərindən istifadə edərək lgg-nin Teff–dən asıllıq müstəvisində hər bir kəmiyyət üçün uyğun qrafiklər qurulur. Bu üsulla Prosiyon üçün alınmışdır ki,

Teff=6680K, lgg=4.00

Tətbiq etdiyimiz üsulla təyin olunan effektiv temperatur Teff infraqırmızı sel üsulunun nəticələri ilə üst-üstə düşür.

Cədvəldə 1948-ci ildən 2013-cü il arasında Prosiyon ulduzunun effektiv temperaturu Teff və qravitasiya sahəsinin intensivliyinin lgg təyin olunduğu qiymətləri verilmişdir.

Bizim nəzəri üsulla təyin etdiyimiz parametrlər müxtəlif müəlliflərin müşahidədən aldığı qiymətlərə yaxındır.


Определение спектрофотометрических характеристик линий разных химических элементов в инфракрасной спектре Солнца
Кули-Заде Д.М., Шабанова З.Ф., Кадырова У.Р.

Бакинский Государственный Университет
Инфракрасной спектр Солнца до сих пор является практически неисследованной области спектра хотя его исследование может играть важную роль при диагностике новых небесных объектов где происходит образование молодых звезд. В спектральный области от λ7500Å до λ8800Å нами были отобраны около 50 инфракрасных линий в спектра Солнца принадлежащих различным химическим элементам. В качестве спектр был использован цифровой спектральный материал полученный Курочном и др. с помощью Куде спектрометра высокой дисперсиям и высокого разрешения.

Результаты приведены в табл. 1.



λ , Å

Ele

ment

R0

λ1/2

(mÅ)

W

(mÅ)

λ , Å


Ele

ment

R0


λ1/2

(mÅ)

W

(mÅ)

7511.031

FeI

0.637

229

215

8327.061

FeI

0.659

228

197

7531.153

FeI

0.492

171

111

8331.926

FeI

0.528

223

134

7616.960

NiI

0.569

196

167

8339.413

FeI

0.470

241

107

7714.310

NiI

0.523

187

154

8346.131

MgI

0.360

320

152

7727.610

NiI

0.497

180

94

8387.782

FeI

0.670

238

172

7742.722

FeI

0.408

216

117

8439.581

FeI

0.499

336

81

7780.586

FeI

0.547

198

142

8498.062

CaII

0.711

972

1269

7788.933

NiI

0.483

108

96

8514.082

FeI

0.456

298

106

7832.108

FeI

0.559

206

159

8515.122

FeI

0.326

198

82

7918.383

SiI

0.368

816

97

8542.144

CaII

0.801

2098

2962

7932.351

SiI

0.407

228

124

8556.797

SiI

0.213

245

138

7937.150

FeI

0.582

225

176

8582.271

FeI

0.018

269

87

7945.858

FeI

0.573

225

177

8648.472

SiI

0.190

226

165

7998.953

FeI

0.571

219

166

8662.170

CaII

0.801

1659

2523

8046.058

FeI

0.550

211

146

8674.750

FeI

0.079

256

115

8085.175

FeI

0.541

228

157

8688.642

FeI

0.236

389

272

8183.250

NaI

0.767

284

277

8710.398

FeI

0.126

115

84

8194.836

NaI

0.808

281

300

8717.833

MgI

0.146

216

110

8207.744

FeI

0.378

168

77

8728.024

SiI

0.204

213

108

8213.041

MgI

0.442

281

110

8736.040

MgI

0.199

417

293

8220.388

FeI

0.615

260

219

8742.466

SiI

0.235

169

99

8232.319

FeI

0.407

185

93

7771.96

OI

0.290

212

70

8248.137

FeI

0.359

168

77

7774.18

OI

0.255

208

68

8248.802

CaII

0.271

219

95

7775.40

OI

0.212

204

43

Остаточные интенсивности в используемом спектральном материале дается через 0,2 mÅ, что позволяет построить линий с большой уверенностью. Использованы только наиболее чистые неблендированные линии. Обработка спектра были выполнены программой Origin. Были определены эквивалентные ширины W, полуширины, четвертьширины и центральные глубины профилей с большой точностью.
Данная работа выполнена при финансовой поддержке Фонда Развития Науки при Президенте Азербайджанской Республики –

Грант № EİF -2012-2(6)-39/12/1



HD 199478 ifrat nəhəng ulduzunun spektrində

NaI dubletinin tədqiqi
İsmayilova Ş.K., Mikayılov X.M.

AMEA Şamaxı Astrofizika Rəsədxanası

ismayilova_shafaq@rambler.ru

HD 199478 (HR 8020) isti ifratnəhəng ulduzdur. Spektral sinfi B8Iae və ulduz ölçüsü 5.69m kimi qiymətləndirilir [1]. Ulduzun spektrində xətlərin profillərində Be tipli ulduzlara xarakterik olan struktur müşahidə olunur. Xüsusi ilə Ha xəttinin emissya komponentində müşahidə olunan qoşa komponentli piklər müasiryanaşma metodlarına əsasən ulduzdan maddə axını və ulduz səthinəmaddə tökülməsi ilə izah olunur.Bu baxımdan HD 199478 ulduzunun tədqiqi mühüm əhəmiyyət kəsb edir.

Ulduzun müşahidələri 2011-ci ildə 02 iyul–06 oktyabr tarixləri intervalında ŞAR-ın 2-metrlik teleskopunun Kasseqren fokusunda eşelle-spektroqraf vasitəsilə aparılmışdır [2]. İşıq qəbuledicisi kimi ölçüsü 530x580 piksel (1 piks=24x18 mik.) olan azotla soyudulan CCD-dən istifadə olunmuşdur. 94 günlük müşahidə periodunda λλ4700-6600 ÅÅ dalğa uzunluğu intervalında 34 spektr alınmışdır. Alınmış spektrlərin işlənməsi DECH20 paket proqram qovluğu vasitəsilə yerinə yetirilmişdir [3].

Bu işdə əsas məqsəd Na І dubletinin tədqiqidir. Xətlərin profilləri qurulmuşdur, ekvivalent enləri və günəşə gətirilmiş şüa sürətləri təyin edilmişdir.

Şəkildən güründüyü kimi Na І dubletlərinin hər iki xətti D1 və D2 xətti iki güclü və zəif strukturlu komponentlərdən ibarətdir. Zəif komponentin natrium xətlərinə aid olması əvvəlcə bizdə şübhə doğururdu. Lakin bizim müşahidə periodu ərzində natrium dubletinin hər iki xəttinin qırmızi qanadında bu komponentlərin yaranması və hər iki zəif komponentin şüa sürətlərinin biri-birinə yaxın olması bu komponentlərin natrium dubletlərinə aid olduğunu deməyə əsas verir.

D1 xəttinin güclü komponentin ekvivalent eninin orta qiyməti 0.82 Å ətrafinda, şüa sürətinin qiyməti -18 km/s ətrafındadır. D2 xəttinin güclü komponentin ekvivalent eninin orta qiyməti 0.75 Å ətrafinda, şüa sürətinin orta qiyməti -18 km/s ətrafındadır. D1 xəttinin zəif komponentinin ekvivalent eninin orta qiyməti 0.17 Å ətrafinda, şüa sürətinin orta qiyməti
+39 km/s ətrafında, D2 xəttinin zəif komponentinin ekvivalent eninin orta qiyməti 0.15 Å ətrafinda, şüa sürətinin orta qiyməti + 42 km/s ətrafında

Beləliklə HD 199478 ulduzunun spektrində Na І dubletinin xətləri qoşa komponentlidir. D1 və D2 xətlərinin həm güclü komponentlərinin spektral parametrləri, həmdə zəif komponentlərinin spektral parametrləri 66,7 günlük periodik dəyişmələr göstərir.


1. Markova, N., & Valchev, T. 2000, A&A, 363, 995

2. Mikayılov X.M., Xəlilov V.M., Ələkbərov İ.Ə.,ŞAR Sirkulyarı, 2005 г. №109, 21-30

3. Г.А.Галазутдинов, Препринт САО РАН, 92 (1992).

Santimetrlik sakit və aktiv Günəş radiofluktuasiyalarına fraktal tədqiqat üsulunun tətbiqinin bəzi xüsusiyyətləri
Hüseynov Ş.Ş.

AMEA N.Tusi adıan Şamaxı Astrofizika Rəsədxanası

shirin.güseyn@gmail.com
Günəş və Yer atmosferlərində baş verən proseslərin təzahürü kimi Günəş radioşüalanması fluktuasiyalarında dalğa və turbulentliyin araşdırılması mühüm təcrübi əhəmiyyət kəsb edən üsullardan biridir. Məlumdur ki, son bir neçə on illiyə qədər Günəş radioşüalanması fluktuasiyalarından təşkil olunmuş zaman sıralarının tədqiqinə klassik üsulların (Furye, Tez dəyişənli Furye və onun müxtəlif versiyalarının) tətbiqi səhv nəticələrə gətirib çıxarmışdır. Çünki, bu üsullar prosesin dinamikasını araşdırmağa imkan versə də, xaosdan determiləşmiş xaotikliyi ayırd edə bilmir. Tədqiqatçılar tərəfindən bu cür müxtəlif nəticələrin alınmasının əsas səbəbi faydalı siqanalın tərkibində küyün çox olmasıdır.

Bu baxımdan, işdə Yer səthində Günəşin santimetrlik radioşüalanması nəticəsində alınan fluktuasiyalardan təşkil olunmuş zaman sıralarına modifikasiya edilmiş fraktal tədqiqat üsulu tətbiq edilmişdir [1]. Fraktal tədqiqat üsulu keçmiş SSRİ-nin müxtəlif məkanlarında fəaliyyət göstərən RT-2, RT-12, RT-24 və RT-64 radioteleskoplarında quraşdırılmış 2÷30 sm-lik geniş diapazonda işləyən həssas radiometrlər və mərhum Hüseynov Akif tərəfindən düzəldilmiş f=1÷2GHz və f=2÷4GHz diapazonda işləyən radiospektroqraflar vasitəsi ilə 1974-1989-cu illərdə alınmış müşahidə məlumatlarına tətbiq olunmuşdur. İşdə fraktal tədqiqat üsulunun nəticəsi kimi modifikasiya edilmiş Qrasberqer-Prokacia alqoritmi əsasında fraktal ölçü dərəcəsi hesablanmışdır. Məlum olmuşdur ki, fraktal ölçü dərəcəsinin qiyməti və onun dinamikası Günəş və Yer atmosferlərində gedən proseslərlə sıx bağlıdır. Tədqiqat aşağıdakı mühüm elmi nəticələri söyləməyə imkan vermişdir:

1. Fraktal ölçü dərəcəsinin qiyməti Fd1.2÷1.4 olduqda fluktuasiyanın amplitudunun qiyməti çox kiçik olduğundan (ümumi radioşüalanmanın 10-4 hissəsini təşkil edir) dəyişikliyi Yer atmosferində baş verən dalğa və turbulent proseslərə aid etmək olar. Sakit Günəş radioşüalanması fluktuasiyalarının amplitud qiymətinin kiçik olmasının əsas səbəbi kimi, yəni fluktuasiyaların yaranma mexanizmi kimi Puasson modeli təklif olunmuşdur [2]. Başqa sözlə, fraktal ölçü dərəcəsinin bu qiymətində, sakit Günəş radioşüalanması Yer atmosferindəki prosesləri araşdırmaq üçün təbii mənbə rolunu oynayır.

2. On iki güclü alışma (≥ 2 bal) hadisələri ətrafında aparılan tədqiqat nəticəsində fraktal ölçü dərəcəsinin qiyməti Fd1.6÷1.9-a çatır. Qiymət zamandan asılı olaraq tez-tez dəyişir. Bu qiymətə görə hesablanmış Kolmoqorov entropiyası alışma hadisəsinə 1÷3 gün qalmış azalmağa başlayır. Başqa sözlə, alışma hadisəsinə yaxınlaşdıqca ağ küy tədricən determiləşmiş xaotikliklə əvəz olunur. Bu da alışma hadisəsinin baş verməsi üçün toplanan enerjini müəyyən edir.

Yuxarıda qeyd etdiyimiz bu mühüm nəticələr Yer atmosferindəki proseslərin mahiyyətini başa düşmək və güclü alışma hadisələrinin 1-3 gün qabaqcadan miqdarı cəhətdən xəbər vermək üçün optimal parametrlərin seçilməsi baxımından mühüm təcrübi əhəmiyyət kəsb edir.
1. Гусейнов Ш.Ш., Гусейнов А.М. Оценка времени предсказуемости в солнечной атмосфере. Изв. АН Азерб. Респуб. 2002, т.XXII, №5; с.127-131.

2. Гусейнов Ш.Ш., Гусейнов А.М., Гребинский А.С. Пуассоновские модели формирования флуктуаций. Вестник Бакинского Университета. 2004, №2, с.166-174.



Günəş spektrində spektral xətlərin profillərinin incə quruluşu haqqında
Quluzadə C.M.

Bakı Dövlət Universiteti
Əvvəllər Günəş spektrində Fraunhofer xətlərinin asimmetriyasını öyrənmək üçün kəmiyyət üsulu yox idi. Xətlərin profillərinin bənövşəyi və qırmızı qanadlarının birbaşa müqayisəsi, asimmetriya əmsalı üsulu, bisektor üsulu və s. üsulların hamısı keyfiyyət xarakterli olduğundan profillərin asimmetriyasını ətraflı öyrənmək mümkün deyildi. Bundan başqa spektral xəttin profilinin asimmetriyasını bütövlükdə xarakterizə edən müəyyən bir fiziki kəmiyyət yox idi.

Son illər Bakı Dövlət Universitetinin Astrofizika kafedrasında spektral xətlərin asimmetriyasını ətraflı öyrənmək üçün köhnə üsulların heç birinə söykənməyən yeni kəmiyyət üsulu təklif edilmişdir. Bu üsulda xətlərin profillərinin asimmetriyasını hərtərəfli xarakterizə etmək üçün 4 yeni adlı fiziki kəmiyyət daxil edilmişdir:



  1. Differernsiyal asimmetriya

(1)

Profilin ixtiyari dərinliyində asimmetriyanı təyin edir. Burada profilin bənövşəyi və qırmızı qanadlarında eyni dərinlikli nöqtələrin xəttin mərkəzindən olan məsafədir.

Differensiyal asimmetriya olduqda asimmetriya bənövşəyi, olduqda isə asimmetriya qırmızı adlanır. Əgər profilin verilmiş dərinliyində differensiyal asimmetriya olarsa bu dərinlikdə profil simmetrikdir.

Təcrübə göstərir ki, differensiyal asimmetriya verilmiş xətt daxilində həm qiymətcə həm də işarəcə dəyişir. Başqa sözlə profilin bir dərinliyində meydana gələn bənövşəyi asimmetriya başqa dərinlikdə qırmızı asimmetriyaya və tərsinə çevrilir. Buradan xəttin profilinin asimmetriyasının incə quruluşa malik olması aşkar olmuşdur. Bəzi spektral xətlər üçün bir neçə dəfə dəfə qiymətini və işarəsini dəyişir və bənövşəyi asimmetriya qırmızı asimmetriyaya keçir.



  1. İnteqral asimmetriya

Differensiyal asimmetriyanın profilin dərinliyindən asılılığı ixtiyari bir xətt üçün aşağıdakı şəkildə verilmişdir.

m

Bu şəkildə cizgilənmiş sahəni aşağıdakı düsturla ifadə etmək olar:



(2)

Bu ifadə profilin inteqral asimmetriyası adlanır və profilin bütövlükdə asimmetriyasını təyin edir.

Aydındır ki, (2)- ni aşağıdakı kimi də yazmaq olar:

, (3)

burada


inteqral asimmetriyanın uyğun olaraq pozitiv və neqativ hissələridir.


  1. Qalıq asimmetriya

(3)

profildə hansı asimmetriyanın üstün olduğunu göstərir. olduqda profildə bənövşəyi asimmetriya, olduqda isə qırmızı asimmetriya üstünlük təşkil edir. olduqda profildə hər iki asimmetriya eyni güclüdür.



  1. Nisbi asimmetriya

(4)

inteqral asimmetriyanın profilin ekvivalent eninin (profildə tam udulmanın) hansı hissəsini təşkil etdiyini göstərir.

Bu kəmiyyətlərin birinci üçü ölçü vahidli (mÅ) adlı kəmiyyətlərdir. Onlar spektral xətlərin profillərinin asimmetriyasını hərtərəfli və kəmiyyətcə təsvir etməyə imkan verir.

Əvvəlki üsullardan alınır ki, spektral xəttin intensivliyi artdıqca asimmetriya əmsalı artır. Bu nəticəni fiziki olaraq izah etmək olmur və onun reallığı şübhə doğurur.

Müasir təsəvvürlərə görə Günəş və ulduz spektrlərində spektral xətlərin profillərinin asimmetrik olması onların atmosferində gedən dinamik proseslərlə (konvektiv hərəkətlər və müxtəlif növ dalğalarla) əlaqədardır.

Mənbəsi elektronların trayektoriyasından kənarda olan hal üçün Aaronov – Bom effekti
Rəcəbov M.R., Verdiyeva T.İ.

Bakı Dövlət Universiteti
Son zamanlar fəzanın qeyri-trivial topologiyaya malik oblastlarında hərəkət edən mikrozərrəciyin tədqiqinə aid kvant mexaniki məsələlər böyük maraq kəsb edir. Bu zaman kvant nəzəriyyəsində sərhəd şərtləri ilə yanaşı zərrəciyin hərəkət etdiyi xarici sahənin şəkli də mühüm rol oynayır. Belə topoloji effektlərin baş verdiyi kvant mexaniki məsələlərdən biri də Aaronov – Bom effektidir.

İşdə xarici elektromaqnit sahəsində hərəkət edən zərrəciyin hərəkəti klassik mexanika və kvant mexanikası nöqteyi-nəzərindən şərh edilir. Belə sahədə hərəkət edən zərrəciyin Şredinger tənliyinə elektromaqnit sahəsinin potensialları aşkar şəkildə daxil olurlar.



Klassik sahə halında zərrəciyin halı ona elektromaqnit sahəsi tərəfindən təsir edən Lorens qüvvəsi ilə təsvir olunur. Klassik tənliyə sahənin yalnız intensivlik vektorları daxil olurlar.



Kvant zərrəciyi vektor potensialı olduğu, lakin maqnit sahəsinin olmadığı oblastda elektromaqnit sahəsi tərəfindən təsiri hiss edir.

Aaronov – Bom effekti adlanan bu fenomen qüvvə olmadıqda zərrəciyə maqnit sahəsinin təsirini öyrənir. Kvant sahəsində yüklü zərrəcik xarici elektromaqnit sahəsinin təsirini, zərrəciyin hərəkətinin mümkün olmadığı, yəni müşahidə olunma ehtimalı çox kiçik olan və hətta sıfır olan fəzanın oblastında hiss edə bilər.

Qeyri-relyativistik müstəvi rotatora baxılır. Belə sistemin Şredinger tənliyi:



Bu tənliyin həlli:



Enerji spektri:



Alırıq ki, zərrəciyə təsir edən Lorens qüvvəsi sıfıra bərabər olduqda belə, zərrəciyin hərəkət etməsi mümkün olmayan oblastda toplanmış maqnit sahəsi enerji spektrini deformasiya edir, yəni zərrəcik maqnit sahəsinin təsirini hiss edir.



x prosesində - hiperonun polyarizasiyası
Abdullayev S.Q., Məmmədova Ü.E.

Bakı Dövlət Universiteti
Yüksək enerjilər fizikasında ən çox tədqiq olunan proseslərdən biri lepton–nuklon dərin qeyri-elastiki səpilmə (DQES) prosesidir. Son illərdə standart DQES prosesləri ilə yanaşı yarıinklüziv proseslərə olan maraq da xeyli artmışdır.

İşdə yüklü zəif cərəyanlar hesabına baş verən müon – nukon DQES-də yarıinklüziv -hiperonun doğulması prosesinə baxılmışdır:



, (1)

burada - - hiperonun uzununa polyarizasiyasıdır.

Kvark-parton modeli çərçivəsində prosesin effektiv kəsiyi:

burada (x) – kvarkın nuklon daxilində paylanma funksiyası, (z) – polyarizə olunmuş kvarkın polyarizə olunmuş -hiperona fraqmentasiya funksiyası, – elmentar parton proseslərinin effektiv kəsikləri, x, yvə z – kinematik dəyişənlərdir.



  1. prosesinin parton prosesləri aşağıdakılardır:



- hiperonun doğulması prosesinin effektiv kəsiyi bərabərdir:

burada F= , Uud = c , Uus =c ,

-

- Vaynberq parametri , – Kabibbo bucağı, –müon-nuklon sisteminin tam enerjisidir.

(4) düsturu əsasında - -hiperonun uzununa polyarlaşma dərəcəsi hesablanır:



burada R==0,056- dır.



- hiperonun uzununa polyarlaşma dərəcəsi yalnız d və s kvarkların fraqmentasiya funksiyalarından asılır. Təcrübələrdə - hiperonun uzununa polyarlaşma dərəcəsinin öyrənilməsi polyarizə olunmuş kvarkların fraqmentasiya funksiyaları haqqında informasiya verə bilər.










Наблюдательные загадки GW Ориона
Баширова У.З., Абди Г.А.

Шамахинская Астрофизическая Обсерватория

им.Н.Туси НАН Азербайджана
По современным представлениям в протозвездной стадии начальные массы звезд зависят от аккреции газа, которая происходит на поверхность звезды через аккреционный диск. В этом сообщении излагаются результаты анализа полученные на основании спектрального и фотометрического материала молодой системы GW Ori. На рис.1 приведена зависимость эквивалентных ширин эмиссии линии Нβ и Н, К СаII от фазы спектроскопического периода 241.9 дней, определенного в работе [3]. 1 около фазы 0.5 наблюдается значительное уменьшение эквивалентной ширины линии Нβ. 1 линии Н, К СаII также показывают незначительное уменьшение эквивалентных ширин около фазы 0.5.

Звезда GW Ori представляет собой тройную систему, где главный компонент “А” – звезда спектрального класса dK0-dK3e, второй компонент “В” составляет с компонентом “А” тесную пару (расстояние между ними rAB ≈ 1.4 а.е.), и третий компонент “С”, находящийся от главного на расстоянии rAC ≈ 8 а.е. ([5]). Все исследователи [3, 4 , 5] сходятся на том, что период обращения компонент “А” и “В” вокруг общего центра тяжести – Р1=242d , а компонента “С” – Р2=3600d ([5]). Орбиты компонент “В” и “С” вокруг “А” примерно круговые и судя по параметрам орбиты орбитальная плоскость образует небольшой наклон с лучом зрения.

Возможно, что в системе GW Ori существует (или существовал) обмен массами между компонентами “А” и “В”, о чем говорится и в [4]. В этом случае тесная двойная система компонент “А” и “В” как бы сыграла роль “ускорителя” эволюции. Компонент “А” стал меньше, а компонент “В” приобрел дополнительную массу и размеры за счет вещества верхних, гравитационно наиболее слабо связанных слоев атмосферы компонента “А”. Возможно, что подобным обменом масс можно объяснить и тот факт, что в работе [4] авторами были получены два значения периода примерно одинаковой достоверности – Р1=242d,02 и 242d,32.

Таким образом, используя параметры, предполагаемые в теории звездообразования, для звезд солнечной массы можно качественно объяснить вышеуказанное загадочное явление об исчезновении затмений в двойной системе GW Ori.




  1. Bate, M. R., & Bonnell, I. A. 1997, MNRAS, 285, 33

  2. Ochi, Y., Sugimoto, K., & Hanawa, T. 2005, ApJ, 623, 922.

  3. Mathieu R.D., Adams F.C., Latham D.W. The T Tauri spectroscopic binary GW Orionis. Astron.J., 1991, v.101, p.2184-2198.

  4. Шевченко В.С., Гранкин К.Н., Мельников С.Ю., Ламзин С.А. Квазиалгол GW Ori. Природа затмений и оценка масс компонентов. Письма в Астрон.журн. 1998, т.24, №8, с.614-621.

  5. Berger J.P., Monnier J.D., Millan-Gabet R., et al. First astronomical unit scale image of the GW Orionis triple system. Astron.Astrophys. 2011, v.529, p. 1-4.



Вращение звезд
Алиев С.Г.

Шамахинская Астрофизическая Обсерватория

им.Н.Туси НАН Азербайджана
Вращение является неотъемлемым свойством всех небесных тел. Осевое вращение наряду с массой и температурой – один из фундаментальных параметров звезд. Идея о том, что осевое вращение звезд может быть определено из измерения ширин спектральных линий, впервые была высказана у Эбни. Примерно 90 лет тому назад Г.А.Шайн и О.Струве впервые предложили и потом применили метод определения скорости вращения (точнее, ее проекции на луч зрения - Vsini) звезд разных типов на основании измерений ширин линий [2]. В данной работе кратко приводятся основные результаты о взаимосвязи и влияния вращения на самые разнообразные характеристики, параметры и эволюцию звезд. На распределение энергии в спектре, на интенсивности линий, определяемый химический состав атмосфер, спектральную классификацию, на форму поверхности, законы изменения фундаментальных параметров (Те, g) по поверхности и потемнения к краю, на светимости, показатели цвета и т.д.. Как правило, быстрое вращение (Vsini ≥100 км∕с) встречается исключительно у звезд главной последовательности (ГП) спектральных классов О, В, А и ранних F. Скорости вращения звезд более поздних, чем F5, очень низки и не превосходят ~ 20км/с. Кроме того, были выявлены, что величины Vsini для магнитных СР-звезд в 2-3 раза ниже, чем у нормальных звезд ГП той же температуры. В торможении вращения звезд существенную роль может играть магнитное поле и потеря вещества. Звезды ГП с радиоактивными оболочками (без конвективной оболочки) имеют средние скорости вращения ~ 200км/с, что в три раза меньше критической. Только Ве- звезды вращаются со скоростями, приближающимися к критическим
(500 км/с). Было установлено, что средняя скорость вращения зависит от спектрального класса и быстрее всего вращаются горячие звезды спектральных классов В и А. Это позволяет нам сделать заключение о том, что вращения звезды отражает как бы ее внутреннюю температуру (энергии). Проблема возникновения и дальнейшая эволюция углового момента звезд, остается до сих пор нерешенным. Кроме того неясно за счет каких механизмов идет диссипация углового момента протозвездных фрагментов; проблема медленного вращения химически пекулярных и магнитных звезд, по какой причине и на каком этапе эволюции пекулярные звезды теряют большую часть своего углового момента. Для решения этих вопросов необходимо иметь большое количество высококачественных однородных материалов наблюдений, что дело будущего.

Переменность межзвездных линий NaI 5890 и NaI 5896 в спектре звезды типа WR, HD 192163
Рустамов Д.Н., Абдулкеримова А.Ф.

Шамахинская Астрофизическая Обсерватория им.Н.Туси НАН Азербайджана
Звезда типа WR, HD 192163 (WN6, SB1) находится в центре кольцевой туманности NGC 6888 генетически связанной с нею [1].

В данной работе исследуется дублет натрия NaI 5890 (D2) и NaI 5896 (D1) в спектре звезды типа WR, HD 192163, с целью выявления возможного вклада кольцевой туманности NGC 6888 в формирование этого дублета.

Спектральные наблюдения звезды HD 192163 были проведены на кассегреновском фокусе 2-м телескопа Шамахинской астрофизической обсерватории (ШАО) НАН Азербайджана в 2005-2009 гг. Применялся эшелле-спектрометр с ПЗС-матрицей с форматом 530х580 пикселей, спектральный диапазон 4000−7000 ÅÅ, спектральное разрешение R = 13 600, отношение сигнала к шуму
S/N  100. Аппаратура наблюдений подробно описана в [2]. Получены 46 эшелле-спектрограммы исследованной звезды и стандартной звезды HD 189847. По эшелле-спектрограммам определена лучевая скорость межзвездных линий D1 и D2. Среднеквадратичная ошибка, определенная по стандартной звезде HD 189847 равно 3 км/c. Получены следующие результаты:

- вывялена асимметрия межзвездных линий поглощения D2 и D1 в спектре звезды типа WR, HD 192163. Асимметрия этих линий во всех случаях обнаружена в фиолетовых крыльях профилей этих линий.

- не обнаружена асимметрия линий D2 и D1 в спектрах стандартной звезды HD 189847.

- применением статистических методов анализа выявлена периодическая переменность лучевых скоростей линий D2 и D1.

Обнаруженная нами асимметрия указанных линий поглощения в спектре звезды типа WR, HD 191765, объясняется вкладом генетически связанной с этой звездой кольцевой туманности NGC 6888, в формирование этих линий. Выявленная переменность линий поглощения D2 и D1 в спектре звезды HD 192163, по-видимому, связана с динамическими процессами, происходящими в кольцевой туманности NGC 6888.

1. Лозинская Т.А., Письма в Астрон. Журн., 1980, т.6, стр.350-355.

2. Х.М.Микаилов, В.М.Халилов, И.А.Алекберов, Циркуляр ШАО., 2005, 109, стр. 21-29.

Maqnetar modelləri
Allahverdiyev Ə.O., Novruzova H.İ.

AMEA Fizika İnstitutu
Son illərdə yüksək dəqiqliyə malik yeni müşahidə materialları sayəsində bilinən neytron ulduz (NU) çeşidlərinin sayı 7-yə çatmışdır. Bunlar daha öncə tapılmış olan klassik radiopulsarla yanaşı qoşa sistemlərdə akkresiya nəticəsində termal şüalanan rentgen pulsarları, mərkəzi kompakt obyektlər, sönük neytron ulduzlar, izolə olunmuş rentgen neytron ulduzlar, millisaniyəlik pulsarlar, anomal rentgen pulsarları (ARP) və təkrarlanan yumşaq qamma şüa mənbələridir (TYQŞM). Bu axırıncı 2 tip son illərdə daha çox diqqəti cəlb etməkdədir. Bunun səbəbi isə ümumi olaraq maqnetar adlanan bu obyektlərin rentgen oblastında şüalandırdığı enerjinin onların fırlanma enerjisi itkilərindən ~10-100 dəfə çox olmasıdır. Bu obyektlərin P fırlanma periodları və ətraf mühitlə qarşılıqlı təsiri xarakterizə edən periodun zamana görə birinci tərtibdən törəməsi olan başqa pulsarlardan fərqli olaraq çox dar bir aralıqda dəyişirlər. Buna görə də bu obyektlərin enerji mənbəyi, NU digər təzahür formalarından fərqli olaraq, yüksək maqnit sahəsinin annihilyasiyası ilə izah olunmağa çalışılır. Hal-hazırda bu obyektlərin təbiətini və onların təkamülünü izah edən bir neçə model mövcuddur (akresiya mexanizmi ilə şüalanan “fall-back”, maqnitodipol mexanizminə əsaslanan maqnetar modeli və s.).

Bunların hər birinin özünəməxsus müsbət və mənfi cəhətləri vardır (onların əsasında hesablanan və müşahidə olunan neytron ulduz (NU) parametrlərinin müqayisəsi, NU ümumi təkamül prosesinə uyğunluğu və s.). Bu sadalananlar son zamanlar intensiv araşdırılmaqdadır. Bu iş, əsasən, “fossil-field” adlanan modelin maqnetarlara tətbiq oluna bilmə imkanlarının araşdırılmasına həsr olunmuşdur. Daha öncə təlkif etdiyimiz sınağın tətbiqi nəticəsində göstərilmişdir ki, maqnetarlar maqnitodipol mexanizmi ilə təkamül edir və onlar yüksək kütləli ulduzlardan əmələ gələ bilər.

Yuxarıda qeyd etdiyimiz sınağın əsas mahiyyəti pulsarların diaqramında müxtəlif modellərə əsaslanaraq hesablanmış təkamül izlərinin müşahidə materallarına nə dərəcədə uyğun gəlməsini meydana çıxarmaqdan ibarətdir. Bu məqsədlə müxtəlif modellərdən çıxan pulsar yaşlarının bu obyektlərin yaşları üçün daha dəqiq hesab olunan kinematik-statistik yaşlarla müqayisəsi aparılmışdır. Pulsarların kinematik-statistik yaşı dedikdə bu obyektlərin Qalaktika müstəvisindən məsafəsi və onların orta statistik sürətlərini istifadə etməklə tapılan yaşları nəzərdə tutulur. Bu üsulla tapılmış pulsar yaşları təkamül modelindən asılı olmayıb obyektin Qalaktika müstəvısinə qədər olan məsafəsi (|Z|) ilə düz mütənasibdir.

Araşdırmalar göstərdi ki, mövcud iki modeldən maqnetar modeli müşahidə materiallarının daha böyük qismini təkbaşına izah etməyə qadirdir (əslində hal-hazırda maqnetarlara aid olduqca geniş müşahidə materallarının hamısını izah edə bilən bir model və ya nəzəriyyə mövcud deyil) və maqnetarlar adi radiopulsarlarla nisbərən daha böyük kütləli ana ulduzlardan yaranmış ola bilərlər. Maqnetarların yüksək maqnit sahələrinin dinamo mexanizmi ilə deyil, “fossil field” modeli ilə yarana biləcəyi bir sıra arqumentlərlə əsaslandırılmışdır. Amma son müşahidələr və nəzəri tədqiqatlarda alınan yeni nəticələr maqnetarların digər modellərini tam istisna etməyə hələlik imkan vermir.



Остатки сверхновых в областях активного звездообразования
Асваров А.И., Мамедханова Г.Б.

Институт Физики, НАН Азербайджана

asvarov@physics.ab.az; astro@physics.ab.az
Процесс рождения новых звезд как в теоретическом так и в наблюдательном плане является исключительно трудной и многообразной проблемой. Мы в данной работе представляем результаты анализа рождения и их смерти в областях активного звездообразования (ОАЗ). Известно, что образование звезд происходит комплексно, в компактных ассоциациях. Согласно авторам работы [1] 90% звезд рождаются в ассоциациях размером 1пс. Рассмотрим первое поколение образовавшихся массивных звезд, первые (самые массивные) из которых за короткое время, меньше чем 106 лет, успевают закончить свою эволюцию и взорваться как сверхновая второго типа (СН II). Важная особенность эволюции ОСН в ОАЗ заключается в том, что на расширение оболочки оказывает влияние звездная составляющая массы, которая остается внутри ОСН, хотя диффузная составляющая материи полностью сгребается ударной волной и концентрируется около фронта ударной волны [2]. Большое количество молодых звезд разной массы, оставшиеся внутри ОСН, будут эволюционировать в среде, где давление очень высокое, хотя с расширением и со временем оно падает согласно . Это давление будет мешать свободному истечению вещества из звезд оставшихся внутри ОСН, образуя вокруг них плотные оболочки, не характерные для нормальных одиночных звезд, которые хорошо наблюдаются и поэтому хорошо изучены. Конечно, звезды, эволюционирующие ОАЗ, из-за сильного поглощения практически не видимы на Земле. Очень частые вспышки СН в таких областях, служат главным источником информации о процессах, происходящих в них. Из-за сильного поглощения в оптическом и ИК областях, в последние годы радио и рентгеновские наблюдения используются как важный канал информации об ОАЗ. Поведение яркости СН определяется распределением околозвездного вещества. Для рассматриваемого случая характерно большое разнообразие возможных сценарий развития. Рассмотрим несколько случаев. Если новая СН следует сразу за первой, то у ее прародителя вообще не будет оболочки, наблюдательно такую СН II будет отличаться отсутствием линий водорода и маловероятно ожидать от такого СН излучение в радио и рентгеновском диапазонах. Другой крайний случай – взрыв звезды окруженной плотной газовой оболочкой. Такая СН со временем может давать резкое увеличение яркости и, они легко могут генерировать радио и рентгеновское излучение. Специальные наблюдения областей активного звездообразования в рентгеновском диапазоне с помощью телескопа Чандра выявила избыток точечных источников жесткого рентгеновского излучения [3]. Высокочувствительные радионаблюдения [4] также выявляют большое количество источников радиоизлучения в ОАЗ. Ожидается, что более массивные звезды, у которых возраст меньше, дают СН II по первому сценарию, менее массивные звезды, которые живут дольше и у которых большое количество потерянной массы остается вокруг звезды, дают СН второго типа. Рассматриваемая здесь проблема тесно связана с одной из фундаментальных проблем астрофизики о начальной функции масс образующихся новых звезд.


  1. Lada, C. J., & Lada, E. A. 2003, ARA&A, 41, 57

  2. Asvarov A.I. Proc. IAU, 2013, V.292, p. 97

  3. Kuhn et al., 2013, E-preprint arXiv1309.4484

  4. Pérez-Torres M.A et al. 2009, A&A 507, L17


Dirak-Maksvel tənliklərinin şərti invariantlığı
Bədəlov V.H.

Fizika Problemləri İnstitutu, Bakı Dövlət Universiteti
Fiziki proseslərin modeli olan diferensial və ya inteqro-diferensial tənliklər sistemi Li mənada çox dar simmetriya qrupuna malikdirlər. Qeyri-xətti proseslərdə bu özünü daha qabarıq göstərir. Hazırda bu tənlklərin simmetriya qrupunu genişləndirmək üçün iki istiqamətdə elmi tədqiqat işləri aparılır. Bunlardan birincisi, tənliklərin simmetriya xassələrini tədqiq etmək üçün yeni metodların işlənməsidir ki, bu da həm lokal və həm də qeyri-lokal simmetriya xassələrinin tapılmasına gəlir. İkinci istiqamət isə diferensial tənliklərinin simmetriya qrupunu bütün həllərdə deyil, onun hər hansı alt həllər çoxluğunda öyrənilməsinə əsaslanır. Nəticədə bu tənliklər sisteminin simmetriya qrupu genişlənir. Beləliklə, bu istiqamətdə verilmiş tənliklər sisteminin müəyyən şərtlərə əsaslanan simmetriya qrupu tapılır və bu cür tapılmış invariantlıq şərti invariantlıq adlanır. Qeyd edək ki, ixtiyari əlavə şərt verilmiş tənliyin simmetriya qrupunu genişləndirmir. Ona görə də elə əlavə şərt öyrənib-qurmaq lazımdır ki, sistemin simmetriya qrupu daha geniş olsun.

Çoxlu sayda proseslərin modeli olan Dirak-Maksvel tənlikləri kütləsi, yükü və cərəyan sıxlığı sıfra bərabər olduqda Li mənada 23-parametrli simmetriya qrupuna görə invariantdır. Əks halda bu tənliklərin simmetriya qrupu azalır və o, 14-parametrli qrupa görə invariant olur.

İşdə Dirak-Maksvel tənliklərinin 14-parametrli invariantlıq cəbrinə daxil olmayan Q-şərti invariantlığına əsaslanan metodla yeni Q-şərti invariantlıq xassələri araşdırılmışdır. Beləliklə, əsas həllər çoxluğuna daxil olmayan müəyyən alt həllər çoxluqlarında tənliklər sistemi daha geniş simmetriya qrupuna malik olur.
Простой метод вычисления функции распространения в аксиальной калибровке
Агамалиева Л.А., Байрамова Т.О., Ахмедова С.М.

Бакинский Государственный Университет
После предложения и доказательства В.Грибовым о неоднозначности ряда калибровок, используемых в неабелевых калибровочных теориях, возникла необходимость нахождения или способ вычисления квантово-полевых функций

Вычисление конкретных эффектов определяется знанием квантово-полевых функций. Одним из таких функций является функция распространения или функция Грина. В теории поля функция Грина определяется как среднее значение операторов поля по вакууму. Здесь очень существенно вычислять среднее значение хронологического произведения по вакууму. Эта процедура довольно утомительна, поэтому вычисление функции Грина более простым методом оказывается очень актуальным, что и делается в данной работе. В предложенной схеме не используются методы теорий возмущений, что отвечает современной концепции о непертубативном методе вычисления квантово-полевых функций.

В данной статье вычисляется функция распространения в аксиальной калибровке -, здесь и . Получено нами следующая формула:


Эта формула представляет собой функцию распространения или функцию Грина глюона в калибровке .

Анализ данной формулы показывает, что она состоит из поперечной и продольной частей. Если принять =0 (калибровка Ландау) тогда формула становится поперечной.




  1. Dochitzer Yu., D’yakonov D., Troyan S. // Phys. Repts, V58, p. 270 (1980)

  2. Basseto A., Ciafaloni M., Mardiesini G. // Phys. Repts, V100, p. 201 (1983)

  3. Гаджиев С., Мамедов А., Гаджиева Л. // Краткие сообщения ОИЯИ, Дубна №1 (87)-98

  4. Алексеев А. // ЯФ том 33, вып. 2 (1981)

  5. Велиев Э., Карнаухов С., Файнберг В. // ЯФ том 49, вып. 6 (1989)

Yarıinklüziv proseslərində asimmetriyalar
Abdullayev S.Q.

Bakı Dövlət Universiteti

s_abdullayev@mail.ru
Yüksək enerjilər fizikasında geniş müzakirə olunan proseslərdən biri də lepton-nuklon dərin qeyri-elastiki səpilmə prosesidir. Belə proseslər polyarizə olunmuş kvarkların nuklon daxilində paylanma funksiyaları haqqında informasiya mənbəyidir. İşdə polyarizə olunmuş elektron (pozitron)-nuklon toqquşmasında yarıinklüziv hadronun doğulması proseslərinə baxılmışdır:

, (1)

burada elektronun (pozitronun) spirallığı, nuklon hədəfin uzununa polyarizasiyası, - və ya -mezonlardır.

Kvark-parton modeli çərçivəsində (1) prosesinin diferensial effektiv kəsiyi aşağıdakı şəkildə yazıla bilər:

(2)

burada – polyarizə olunmuş kvarkın polyarizə olunmuş nuklon daxilində paylanma funksiyası, kvarkın hadrona fraqmentasiya funksiyası, – parton proseslərinin effektiv kəsiyi, – adi kinematik dəyişənlərdir.

Elektron (pozitron)-nuklon toqquşmasının parton proseslərini yazaq:

(3)

burada, ola bilər. Hər bir parton prosesi yalnız bir spiral amplituda malikdir:



Buradan görünür ki, sol elektron (sağ pozitron) yalnız sol spirallı kvarklarla və sağ spirallı antikvarklarla qarşılıqlı təsirdə olur.

Yarıinklüziv elektron-nuklon səpilməsinin effektiv kəsiyi üçün aşağıdakı ifadə alınmışdır:



(5)

Həmin ifadə əsasında ikispinli asimmetriyanı təyin edək:



, (6)

burada elektronun və nuklon hədəfin spinləri paralel (antiparalel) olduğu halda baxılan prosesin effektiv kəsiyidir. ikispinli asimmetriyanın maraqlı bir xassəyə malik olduğu aşkarlanmışdır. Bu asimmetriya kvarkların nuklon daxilində paylanma funksiyalarından asılıdır, lakin fraqmentasiya funksiyalarından isə asılı deyildir.

Paylanma funksiyalarının ifadələri ədəbiyyatdan götürülərək ikispinli , asimmetriyalarının dəyişənlərindən asılılıq qrafikləri qurulmuşdur.

МГД-волны и неустойчивости температурно-анизотропной плазмы солнечной короны

как источник ее нагрева
Джалилов Н.С.

Шемахинская астрофизическая обсерватория

НАН Азерб.
На основе 16-моментных МГД-уравнений, которые учитывают тепловые потоки в анизотропной бесстолкновительной плазме, рассмотрены свойства неустойчивостей. Для всех возникающих в МГД-приближении неустойчивостей (обычная несжимаемая шланговая неустойчивость, вторая сжимаемая почти продольная шланговая и почти поперечная зеркальная неустойчивость замедленных магнитозвуковых мод, а также тепловая неустойчивость, вызванная тепловым потоком вдоль магнитного поля) рассмотрены их аналоги в кинетическом приближении. Исследовано кинетическое дисперсионное уравнение в низкочастотном диапазоне вблизи тепловой скорости ионов. Учтено течение ионного компонента плазмы вдоль магнитного поля. Сравнения МГД и кинетических порогов и инкрементов неустойчивостей показали хорошее согласие двух подходов. Это дает основания считать, что 16-моментные МГД-уравнения с хорошей точностью могут описывать динамику бесстолкновительной плазмы.

На основе развитой теории рассмотрены МГД-неустойчивости температурно-анизотропной корональной плазмы. Показано, что в условиях солнечной короны для слабых магнитных полей (B < 1 Гс) могут развиватьсяа периодические зеркальные неустойчивости медленных МГД-волн, а для сильных магнитных полей (B > 10 Гс) развиваются колебательные ионно-звуковые неустойчивости. Найдены инкременты нарастания неустойчивостей и оценены временные и пространственные масштабы развития и распада колебательной неустойчивости. Показано, что рассматриваемые неустойчивости могут играть заметную роль в энергобалансе короны и рассматриватьсяв качестве крупномасштабного источника энергии волнового механизма нагрева короны.



Необходимые условия оптимальности для систем с импульсными воздействиями при нелокальных краевых условиях
Ягубов М.А., Кулиев Г.Ф., Юсубов Ш.Ш.

Бакинский Государственный Университет
Известно, , что исследование многих физических процессов сводится к исследованию решений системы обыкновенных дифференциальных уравнений с импульс-ными воздействиями, при наличии начальных или краевых условий. Поэтому, является разумным и постановка различных задач оптимального управлениях в таких процессах.

В связи с такими задачами в работе рассматривается следующая задача: Пусть движение обьекта происходит на интервале времени и пусть фиксированные моменты времени из этого интервала. Предположим, что на каждом из интервалов , , траектория движения описывается системой дифференциальных уравнений



(1)

с нелокальными краевыми условиями



(2)

при импульсных воздействиях



. (3)

Здесь - заданная -мерная вектор-функция, непрерывная по совокупности переменных и имеет непрерывные частные производные по до второго порядка включительно, -заданные -мерные дважды непрерывно дифференцируемые вектор-функции, - заданная точка, фиксированные точки, --мерная кусочно-непрерывная вектор-функция управляющих воздействий со значением из непустого открытого множества (допустимое управление):



. (4)

Под решением задачи , соответсвующим заданному допустимому управлению , понимаеся кусочно-абсолютно непрерувная на , функция, а в точках разрыва существует конечный левый предел , .

Задача заключается в минимизации функционала (5)

определенного на решениях системы , порожден-ных всевозможными допустимыми управлениями, где -заданная дважды непрерывно-дифференци-руемая по скалярная функция , заданная скалярная функция , непрерывная по совокупности пере-менных и имеющее непрерывные частные производные по до второго порядка включительно. Для задачи получены различные необходимые условия оптимальности первого и второго порядков.


1. Самойленко А.М., Перестюк Н.А. Дифференциальные уравнения с импульсным воздействием (Вища Школа, Киев,1987).

Применение динамического программирования к решению задачи оптимального управления для линейного параболического уравнения
Гасанов К.К., Гасанова Л.К., Танырвердиев Т.С.

Бакинский Государственный Университет
В работе применяется принцип оптимальности Беллмана к решению задачи оптимального управления линейного параболического уравнения с интегральным квадратичным критерием качества.

Известно, что передача тепла и диффузия играют важную роль в различных технологических процессах.

Пусть объект управления в области описывается уравнением

с начальным условием



и неклассическими краевыми условиями



,

где - управляющая функция.

Допустимыми управлениями являются все функции из .

В выбранном классе допустимых управлений требуется указать управление такое, чтобы функционал



принимал наименьшее возможное значение, где - заданная функция, ,- фиксированный момент времени.



Группировка центральных звезд планетарных туманностей по средней светимости и среднему радиусу
Алышева К.И., Алили А.Г.

Бакинский Государственный Университет
Как известно, эволюция планетарных туманностей связана с их центральными звездами. Для детального исследования эволюции этих объектов требуется точное построение диаграммы Герцшпрунга-Рессела.

В представленной работе для выполнения поставленной задачи нами для 100 планетарных туманностей были вычислены радиусы и светимости центральных звезд планетарных туманностей. Далее туманности были распределены по средним светимостям и средним радиусам. На представленных диаграммах Генцшпрунга-Рессела показаны светимости взятые из литературы (рис. 1) и рассчитанные нами. Как показывает сравнение диаграммы почти совпадают.



Рис. 1



Рис. 2

FİZİKİ ELEKTRONİKA BÖLMƏSİ

следующая страница >>