logo
  1. Bosh sahifa
  2. Referatlar
  3. Umumiy
  4. Fazo jismlarining fizik tabiatini o’rganish usullari

Fazo jismlarining fizik tabiatini o’rganish usullari

Yuklangan vaqt:

08.08.2023

Ko'chirishlar soni:

0

Hajmi:

583.3388671875 KB
Ko'chirib olish
Fazo jismlarining fizik tabiatini o’rganish usullari Reja: Fazo jismlarini o’rganish Radioteleskoplar Fazo yoritgichlarining rangi va yorqinligi Spektrlar va spektral analiz Fazo jismlarini o’rganish Ma’lumki, radioto’lqinlar, infraqizil nurlar, yorug’lik nurlari, rentgen nurlari, gamma nurlar bir xil tabiatli bo’lib, elektromagnit tebranishni ifodalab, katta tezlik bilan s=300000 km/s tarqaladi. Ularni elektromagnit to’lqinlar deb aytamiz. Elektromagnit to’lqinlar bir-biridan turli tebranish chastotasi, ya’ni 1 sekundda tebranish soni bilan farq qiladi. Ma’lumki, tebranish chastotasi Gers (1 sekundda tebranish soni)da o’lchanadi va uni  harfi bilan belgilaydilar. Vaqt birligida bitta elektromagnit tebranishni hosil bo’lishiga tebranish davri (  ) deyiladi, ya’ni: τ= 1 ν (2.1) Tebranish davri sekund (s) larda o’lchanadi. Bir tebranish davrida elektromagnit to’lqin tarqalish masofasini to’lqin uzunligi (  ) deyiladi: λ= c⋅τ= c ν (2.2) To’lqin uzunligi kilometr (km), metr (m), desimetr (dm), santimetr (sm), millimetr (mm), mikrometr (1mkm=10 -6 m) va nanometr (1nm=10 -9 m) kabi birliklarda o’lchanadi. Astrofizikada yorug’lik nurlari, rentgen nurlari va gamma nurlar to’lqin uzunliklarini o’lchashda santimetrning yuzmilliondan bir ulushi ishlatiladi va u angstrem (A) deb ataladi: 1A=10 -10 m=10 -8 sm=10 -4 mkm=0,1nm Elektomagnit to’lqinlar uzuluksiz, ketma-ket elektromagnit spektrlarni yoki elektromagnit to’lqin shkalasini hosil qiladi. Energiya qabul qilgichlari turli to’lqin uzunlikdagi elektromagnit to’lqinlarni qabul qiladi. Masalan, radioto’lqinlarni (to’lqin uzunligi  10 km dan 0,2 km gacha, chastota  esa 30 kGs dan 1,5  10 6 MGs) radiopriyomniklar, infraqizil nurlanishni (  =0,2mm–7600 A°,  =1,5  10 6 MGs - 4  10 8 MGs) termoelementlar, fotoelementlar, sezgir foto- plyonkalar va fotoplastinkalar, yorug’lik yoki optik nurlarni (  =7600 A°-4000 A°,  =4  10 8 MGs - 8  10 8 MGs) ko’z, fotoelementlar va fotoemulsiyalar, ultra- binafsha nurlar (  =4000 A° - 100 A° va  =8  10 8 MGs - 3  10 10 MGs), rentgen nurlar (  =100 A° - 0,1 A° va  =3  10 10 MGs - 3  10 13 MGs) va gamma nurlar ( λ≤0,1 A∘, ν≥3⋅10 13 МГц) ni fotoemulsiyalar va maxsus apparatlar yordamida qayd qilinadi. Haqiqatan ham Quyosh va yulduzlar issiq plazmadan iborat bo’lgan shar shaklidagi jismlardan iboratdir. Ular har qanday nurlanishga ega bo’lgan elektromagnit to’lqinlarni chiqaradi. Ayniqsa, gamma nurlaridan to uzun radioto’lqinlargacha chiqaradi. Planetalar va ularning yo’ldoshlari Quyosh nurlarini qaytaradi va o’zlari esa turli darajadagi infraqizil nurlarni va radionurlarni nurlantiradi. Razryadlangan gaz tumanliklari juda katta masofalardagi gaz tumanliklaridir va fizikaviy holatiga qarab ma’lum chastotali elektromagnit to’lqinlarni nurlantiradi. Shuning uchun ham ba’zi tumanliklar ko’rinma to’lqin uzunlikdagi nurlarni chiqarada, boshqalari esa radionurlanishlar tufayli qayd qilinadi. Masalan, ko’rinmaydigan yulduzlararo sovuq vodorodli tumanliklar 21 smli radioto’lqinlarni chiqaradi. Buni Shklovskiy 1948 yilda aniqlagan. Bu radioto’lqinlar birinchi marotiba 1951 yilda Yuenon va Persellomlar tomonidan qayd qilingan. Elektromagnit to’lqinlar harakatdagi zaryadli zarrachalarni tormozlanishi natijasida elektromagnit to’lqinlar yuzaga keladi. Albatta tormozlanish magnit maydonida bo’lishi kerak. Magnit maydonida elektronlarning tormozlanishi natijasida chiqargan nurni magnito-tormozli yoki sinxrotron nurlanish deb aytiladi. Yer atmosferasi fazo jismlari tomonidan nurlanadigan har xil elektromagnit to’lqinlarni o’tkazmaydi. U gamma, rentgen, ultrabinafsha nurlar ( λ<3000 A∘ )ni yutadi. Bunga infraqizil nurlarning ma’lum qismi ham kiradi (masalan, λ>1000 нм ). Yer atmosferasi suv bug’lari va SO 2 gazlarini yutadi va  <1mm,  >20mm radioto’lqinlarni yutadi. Fazo jismlarining nurlanishi Yer sirtigacha yetib kelolmagan kosmik apparatlar yordamida tadqiq qilinadi. Yer atmosferasidan o’tadigan nurlanishlar Yer sathidan turib tekshiriladi. Buning uchun teleskoplar mavjuddir. Yorug’lik nurlarini qayd qiluvchi teleskoplarga optik teleskoplar deyiladi va radioto’lqinlarni qabul qiluvchi teleskoplarga radioteleskoplar deyiladi. Radioteleskoplar Kosmik radionurlanish birinchi marotiba 1931 yil amerikalik muhandis Karl Yanski tomonidan atmosferadagi radiopomexdan qayd qilingan. Aprel 1933 yil Yanskiy radionurlanish somon yo’lidan tarqaladi degan fikr aytilgan edi. Amerika radiomuhandisi Grouta Ryober diametri 9,5 m bo’lgan o’zi qurgan radioteleskopni yasadi va Yanskiyni radionurlanish somon yo’lidan tarqaladi degan fikrini tasdiqladi. 1942 ytl Ryober radiomanbalar joylashgan osmonning radiokartasini nashr qildi va 1944 yil Quyosh radionurlanishini ochdi. 1946 yildan boshlab fazo obyektlarini radionurlanishlarini qayd qiluvchi radioteleskopni qurishni boshladi. Radioteleskoplar asosini antenna va sezgir radioqabul qilgichlar tashkil qiladi. Antenna konstruksiyasi turli xil. Masalan diametri 100 m bo’lgan antennalar egilgan metal ko’zgulardan iborat parabolik va silindr shaklidagi karkaslar bo’lib, ular metal setka bilan qoplangan. Ulardan nurlantiruvchiga fokusirovkalangan radioto’lqinlar, qaytaruvchi va hosil bo’lgan elektr tokini simlar orqali kuchaytirgichga keyinchalik o’zi yozadigan priborga uzatiladi. Fazo yoritgichlarining rangi va yorqinligi Osmonni musaffo va yorug’ sharoitida ham ko’rinadigan yulduzlar yorqinligi turlichadir. Ba’zi yulduzlar yaxshi yorqinligi tufayli boshqa yulduzlar to’dasidan ajralib turadi. Ba’zi yulduzlarning yorqinligi juda past, kuchsiz bo’lib ba’zilarining yorqinligi shunday pastki qurollanmagan ko’z bilan ularni ko’rish qiyin. Yulduzlarni ko’pchiligini teleskopda ko’rish mumkin. fazo yoritgichlarini yorqinligini o’rganish, ularni ko’pgina xarakteristikalarini aniqlashga imkon beradi. Fazo yoritgichlarini ko’rinadigan yorqinligiga yarqillash deyiladi. O’zining fizik mohiyati jihatidan ko’rinadigan yorqinlik yoki fazo yoritgichining yarqillashi yorug’lik energiyasini qabul qiluvchi qurilmaga, masalan inson ko’zida fazo yoritgichi tufayli hosil bo’ladigan yoritilishdir. Fizikada yoritilish – bu 1 sekundda Расм – 4. Диаметри 66 метрли радиотелескоп yuza birligiga tushayotgan yorug’lik energiyasi birligida o’lchanadi. SI sistemasida bu birlikka lyuks (lk) deyiladi. Lekin fazo yoritgichlarini o’lchov birligi sifatida lyuks to’g’ri kelmaydi, chunki Yerda fazo yoritgichlaridan keladigan yorug’lik oqimi juda kichik. Masalan to’la oy zenitda bo’lganda belgilangan joyda 0,3 lyuks yoritilish hosil qiladi. Juda yorug’ yulduzlar ham 100, 1000 million marotiba to’la oyga nisbatan kuchsiz bo’ladi. Yorug’ yulduzlarning yulduz kattaligi 1 m ga teng. Normal ko’rish maydoniga to’g’ri keladigan chegarada ko’rinadigan yulduzlar uchun yulduz kattaligi m=6 m . 8 yulduz kattaligi chegarasida yulduzlar binoklda ko’rinadi. Juda kuchsiz (m>9 m ) yulduzlar teleskopda ko’rinadi. Juda yorug’ yoritgichlar (Quyosh, Oy, Venera planetasi, Yupiter va boshqalar) yulduz kattaligi manfiy. Yulduz kattaligini ifodalovchi shkala logarifmikdir. Agar ko’rinadigan 2 ta yoritgichning yoritilishi (yarqillashi) Ye 1 va Ye 2 larning farqi 100 marotiba (Ye 1 : Ye 2 =100) unda ularni yulduz kattaligi m 2 -m 1 =5 demak, hammavaqt lg E1 E2 =0,4 (m2−m1) (2.12) Bu formulaga Pogson formulasi deyiladi. Pogson formulasi yoritgichlarni yaltirashini (yoritilishini) yulduz kattaligini 0,01 m aniqlikda aniqlaydi. Ko’z yordamida va fotometr yordamida baholanadigan yulduz kattaligiga ko’z ko’radigan yulduz kattaligi (lotin tilida visualis-ko’z ko’radigan) deyiladi. Lekin hozir yoritgichlarni yaltirashini baholashda ko’z ko’radigan kuzatuvlar taxminiydir ayniqsa o’zgaruvchan yulduzlar uchun. Fotoplastinkalar yordamida 0,01 m aniqlikda yoritgichlarni yaltirashi aniqlanmoqda. Bu fotoplastinkalarga qizil nur umuman ta’sir qilmaydi, sariq kuchsiz ta’sir qiladi, ko’k, binafsha, ultrabinafsha nurlar kuchli ta’sir qiladi. Qizil nurli yulduzlar bu fotoplastinkalarda kuchsiz, havorang-oq yulduzlar fotoplastinkalarda juda yorug’ ko’rinadi. Fotoplastinkalarda yoritgichlarning tasviri asosida o’lchanadigan yulduz kattaliklariga (m p ) fotografik usulda o’lchangan yulduz kattaliklari deyiladi. Ko’z ko’radigan yulduz kattaliklari (m V ) maxsus fotoplastinkalarda yoritgich tasviri asosida o’lchanadi. Bu usul yorug’lik nurini ko’z qayd qiladigan usulday amalga oshiriladi. Yoritshichni fotografik va ko’z ko’radigan yulduz kattaliklari orasidagi farqi – oddiy rang ko’rsatkichini va yoritgich rangini ifodalaydi. C= mP−mV (2.13) Oq rangli yoritgichlarni har ikkala yulduz kattaliklari bir xil bo’lib, rang ko’rsatkichi 0 ga teng. Qizil, sariq yoritgichlar uchun foto usulidagi yulduz kattaligi m p ko’z ko’radigan yulduz kattaligi m V dan katta, ya’ni oddiy rang ko’rsatkichi musbat ( C= mP− mV>0 ). Havorang yoritgich uchun fotousulidagi yulduz kattaligi ko’z ko’radigan yulduz kattaligidan katta ( mP<mV ), bunda rang ko’rsatkichi manfiy ( C= mP− mV<0 ) lekin -0,50 m dan kam emas. Rangni ko’rsatkichi Ye P va Ye V yoritgichlarni nurlanishini bir-biriga taqqoslab Pogson formulasi asosida quyidagi formulani hosil qilamiz: lg Ev Ep =0,4 (m p−mv)=0,4 c (2.14) Hozirgi vaqtda yoritgichlarni yaltirashini (yoritilishini) o’rganish uchun yorug’lik nuri ta’sirida elektr tokini (fototok A.G.Stoletov) hosil qiladigan fotoelementlar ishlatilmoqda. Hozirgi sezgir fotoelementlar kichik yoritilishi kuchsiz elektr tokini hosil qiladi, lekin maxsus priborlar yordamida kichik tokni o’lchash mumkin bo’lgan darajagacha ko’tarish imkoniyati bor. Fazo yoritgichlarini yoritilishini (yaltirashini) fotoelektrik o’lchash svetofiltrlar yordamida o’tkazilib, alohida turli nurlar uchun o’tkaziladi. Sariq-yashil (ko’z ko’radigan hol uchun), ko’k va ultrabinafsha nurlar uchun ham. Aniqlik uchun V(ko’z ko’radigan hol uchun), B(ko’k rang), U(ultrabinafsha). Yulduz kattaligini fotoelektrik sistema 1953 yil amerikalik olimlar Djonson, Morgan va Xerris tomonidan aniqlangan bo’lib xalqaro miqyosda yulduz yoritilishini (yarqillashini) o’lchov sistemasi deb qabul qilingan. Bu sistemada (B-V) ya’ni, B va V yulduz kattaliklarining farqi rangning asosiy ko’rsatkichidir, (U-V) esa ultrabinafsha rang ko’rsatkichidir. Oq rangli yoritgichlar uchun U=B=V qabul qilingan, ya’ni rang ko’rsatkichi (B-V)=(U-V)=0; sariq va qizil rang uchun (B-V)>0 va (U-V)>0, ko’k rang uchun har ikala fotografik rang ko’rsatkichi manfiy. Ma’lumki fotoelementlarni va fotoplastinkalarni yorug’lik nurlarini qabul qiluvchanligi bir xil emas, unda yoritgichlarni fotoelektrik yulduz kattaligi ma’lum miqdorda ko’z ko’radigan va fotografik yulduz kattaliklari bilan farq qiladi. Hozirda yuqori aniqlikdagi priborlar bolometrlar (grek. «bole»-nur, «metreo»- o’lchash) ultrabinafsha, vizual, infraqizil nurlar yig’indisini o’lchaydi. Bu o’lchashlar tufayli yulduz kattaliklariga bolometrik kattaliklar deyiladi. Bu o’lchashlardan maqsad, yulduz yoritilishi (yaltirashi) yulduzni haqiqiy yoritilishini aniqlaydi. Yulduz yoritilishi (yarqilashi) yulduzning haqiqiy yoritilishini, rang ko’rsatkichi esa – yulduz o’lchami va temperaturasini aniqlaydi. Har ikkala xarakteristikalar yulduzlarni fizik tabiatini va evolyusiyasini o’rganishda asos bo’lib xizmat qiladi. Spektrlar va spektral analiz Elektromagnit to’lqinlar (  =4000 - 7600 A°) inson ko’ziga ta’sir qiladi va rangli tasvirlarni hosil qiladi. Qora - binafsha (  =4000 A°) qora - qizil (  =7600 A°), ular orasida ko’k, havorang, sariq, to’q qizil bir-biriga yaqin ranglar joylashgan. Bu nurlarni (yorug’lik to’lqinlari) birgalikda ko’zga ta’siri natijasida oq nurni ta’siri sezilarli bo’ladi. Lekin oq nurni tashkil etuvchilarga ajratish mumkin, agar bu nurni tor tirqish orqali uch qirrali prizmadan o’tkazilsa (Rasm-5), prizmada oq nur turli burchak ostida turli to’lqin uzunlikga bog’liq holda sinadi. Qisqato’lqinli nurlar (binafsha) eng ko’p sinadi, eng kam singan uzun to’lqin uzunlikni nurlar qizil nurlar. Shuning uchun prizmadan turli yo’nalish bo’yicha tarqalgan nurlar chiqadi va to’lqin uzunligiga (  ) qarab joylashgan bo’ladi va rangli yo’lakni hosil qiladiki, bunga spektr deyiladi (lotin. spectrum - ko’rinarli). Бинафша нурлар Қизил нурларНур Тирқиш Spektr ko’rinishlari har xil bo’ladi. Zichroq cho’g’langan moddalar har xil elektromagnit to’lqinlarni nurlantiradi. Shuning uchun uni spektri yalpi bo’ladi yoki uzluksiz bo’lib turli rangli chiziqlar ko’rinishida bo’ladi. Kimyoviy tarkibi jihatidan bir xil gazlar ma’lum uzunlikdagi to’lqinlarni nurlantiradi, shuning uchun ularni spektri alohida yorug’ yupqa chiziqlardan iborat bo’ladi, chiziqlarni soni va vaziyati gaz kimyoviy tarkibiga bog’liq bo’ladi. bunday spektrlar – chiziqli spektrlar deyiladi. Nurlanayotgan vodorod – spektral chiziqlar to’plamini (seriyasini) nurlantiradi. Balmer seriyasi (1985 y), bu seriyaning 4 ta to’lqin uzunligi ko’rinarli spektr ko’rinishida joylashgan. Bu 4 ta chiziq quyidagi simvollardan iborat: H  - qizil chiziq (  6563 A°), H  - yashil chiziq (  =4861 A°), H  - ko’k chiziq (  =4340 A°) va H  - binafsha chiziq (  =4103 A°). Nurlanayotgan gazlar murakkab molekulalardan iborat bo’lib, spektrda kengroq yo’llarni hosil qiladi. Bunda bir nechta spektral chiziqlar kimyoviy elementlar xususiyatlariga mos ravishda molekula tarkibiga kiradi. Demak gazlar uzluksiz spektrdan shunday yorug’lik to’lqinlarni yutishi mumkinki, ular o’z- o’zidan nurlantirish qobiliyatiga ega bo’ladi. Bu qonun 1859 yil R.Kirxgof tomonidan ochilgan edi. Atomlar tufayli nurni yutishi yoki chiqarishi kimyoviy elementga xos bo’lgan aniq chastotali kvantlarni nurlanishi tufayli yuz beradi. Qora chiziqlar (yo’laklar) bilan kesilgan uzluksiz spektrga yutilish spektri deyiladi. Shunday qilib yutilish, nurlanish spektri ko’rinishiga qarab moddani kimyoviy tarkibi to’g’risida fikr yuritish mumkin. Бинафша нурлар Фотографик пластинка Расм – 5. Спектрларни фото усул билан қайд қилувчи спектрограф приборини схемаси Birinchi marotiba bir nechta aniq yutilish qora chiziqlari Quyosh spektrida aniqlangan (ingliz fizigi G.Vollaston 1802 y.). Y.Fraungofer 1815 yil Quyosh spektrida 600 intensivli yutilish chiziqlarini aniqladi. Bu yutilish chiziqlari Fraungofer chiziqlari deb nomlangan. Ma’lumki planetalarni Quyosh tomonidan yoritilishini e’tiborga olsak, ularni spektri ham Quyosh spektriga o’xshab ketadi. Agar planetalar atmosfera bilan o’ralgan bo’lsa, unda uning spektrida yutilish yo’laki va chiziqlari paydo bo’ladiki, chiziqlar ularni kimyoviy tarkibiga bog’liq bo’ladi. Fazo yoritgichlarining spektrida yutilish chiziqlari va yo’laklari mavjud bo’ladi. Bu Yer atmosferasini kimyoviy tarkibiga bog’liq bo’ladi. Hozirda fazo jismlarining spektri fotografiya yordamida o’rganilmoqda. Spektrlarni fotografik tasviriga spektrogramma deyiladi. Spektrogramma qora-oq ko’rinishda bo’ladi, chunki astrofizikada rang emas balki yorug’lik to’lqin uzunligini bilish zarur. Quyosh yoki yulduz spektrogrammasini uzluksiz fonining turli uchastkalarini qorayish darajasi bir xil emas, qayerda eng katta energiyali yorug’lik to’lqini kelgan bo’lsa, o’sha joyda qorayish ko’proq bo’ladi. V.Vin (1893 y) qonuni: katta energiyaga ega elektromagnit to’lqin uzunligi (  max ) nurlanayotgan jismning absolyut temperaturasi bilan bog’liq: λmax ⋅T= 2,9 ⋅10 7 (2.15) bu yerda  max – angestrem (A°), T – kelvinda (Rasm-6). λmax ⋅T= 2,9 ⋅10 −3м⋅К (SI sistemasida). Bundan  max ni va spektrogrammani qoraygan joyini aniqlab, Vin qonuniga asosan yulduz va Quyosh temperaturasini hisoblashРасм – 6. Вин қонуни; λ max – тўлқин узунлиги, E max – энг катта энергия Расм – 7. Юлдузларни фазовий ва нурли тезликлари mumkin. Bu temperatura tushunchasida yoritgichning tashqi qatlamini temperaturasi tushuniladi. Bu qatlamga fotosfera deyiladi (grekcha. «fotos»-nur va «sfaira»-shar) hamda Quyosh va yulduz sirti sifatida qabul qilinadi. Quyosh spektrogrammasida eng katta qorayish  max =4800 A° li uchastkada bo’ladi. Shuning uchun ham Quyosh fotosferasi temperaturasiT= 2,9 ⋅10 7A∘⋅K 4800 A∘ =6000 K ga yaqin bo’ladi. yulduz spektrida va boshqa fazo obyektlariga hamma chiziqlar o’zining boshlang’ich holatidan u yoki bu tomonga siljigan bo’lishi mumkin. bunday siljish sababini avstriyalik olim X.Dopler 1842 yil va rus olimi N.Belopolskiy tomonidan 1899 yil tushuntirilgan bo’lib, bu holat yorug’lik manbalarini yorug’lik energiyasini qabul qiluvchi qurilma yo’nalishida harakatlanishi bilan tushuntiriladi. Bu kuzatuvchiga nisbatan yoki undan uzoqroqda bo’lishi e’tiborga olingan. Faraz qilaylik S yulduz ⃗ϑ tezlik bilan fazoda harakat qilsin. Yerga nisbatan Ye 1 undan uzoqlashayotgan bo’lsin (rasm-7). Bu tezlikni proyeksiyasi kuzatuvchiga YeS ko’rish nuriga nisbatini nur tezligi deyiladi. Agar yulduz  chastotali elektromagnit to’lqinlar nurlantirsa, unda boshlang’ich sekunda chiqqan to’lqin r masofadan Yerga t1= r c sekundda, oxirgi sekundda chiqqan to’lqin t2= r+ϑr⋅1 c c sekundda, chunki o’tgan sekundda yulduz nur tezligiga teng bo’lgan masofaga uzoqlashadi. Demak oxirgi yorug’lik to’lqini Yerga kechikib keladi, ya’ni t2−t1= ϑr c sekund birligida. Shuning uchun ham yulduz tomonidan nurlangan 1 sekundda  tebranishlar Yerga (1+ ϑr c) sekundda qabul qilinadi. Demak Yerga qabul qilingan tebranish chastotasi: ν'= ν:(1+ ϑr c ) (2.16) Tebranish chastotasini to’lqin uzunligi bilan almashtirib, kuzatilayotgan to’lqin uzunligini hosil qilamiz:λ'= λ+λ ϑr c Spektral chiziqlarni siljishi Δλ = λ'− λ= λ ϑr c (2.17)  - aralashmagan spektral chiziq to’lqin uzunligi. Demak, yoritgich spektrida to’lqin uzunligi ma’lum bo’lgan spektral chiziqlarni siljishini Δλ ni o’lchab, yoritgichni nurli tezligini hisoblash mumkin: ϑr=cΔλ λ (2.18) (16) va (18) formulalar asosida yoritgichni uzoqlashishida yoritgich nurlantirgan elektromagnit to’lqinlarni qabul qilish chastotasi kamayadi (ν'<ν) , to’lqin uzunligi oshadi (λ'>λ) yoritgich spektrida chiziqlar uzun to’lqin uzunlikli tomonga siljiydi (qizil) spektr oxirida (Δλ >0) . Shuning uchun yoritgichni nurli tezligi musbat bo’ladi (ϑr>0) . Yoritgichni yaqinlashuvida qabul qilinadigan tebranish chastotasi oshadi (ν'>ν) , to’lqin uzunligi kamayadi (λ'< λ) spektral chiziqlar qisqa to’lqin uzunlik tomoniga siljiydi (binafsha) spektr oxirida (Δλ <0) va yoritgichni nurli tezligi manbai hisoblanadi (ϑr<0) . Spektrograflar yordamida yorug’ yulduzlarni spektrini fotoplastinkaga tushurish mumkin. kuchsiz obyektlarni spektri prizma orqali fotoplastinkaga tushiriladi; bunda prizma teleskop obyektivini oldiga joylashtiriladi. Negativda ko’pgina yoritgichlarni spektri hosil bo’ladiki, bular teleskop ko’rish maydonida mavjud bo’lgan (rasm-8). Bunday spektrogrammalarni informativligi past bo’ladi, spektrograf yordamida olingan spektrogrammaga nisbatan lekin u fazo jismlarini fizik tabiatini o’rganishga yetarlidir. Energiya manbaini harakati chastotani o’zgarishi yuz beradi (to’lqin uzunligini ham) va radioto’lqin diapozonida – radiospektr deb ataladi. Kosmik tadqiqotlar Fazo jismlari Quyosh va quyosh sistemasi, planetalar, kometalar, galaktikalar va boshqa fazoviy obyektlarni tadqiqotida Yer sun’iy yo’ldoshlari, kosmik raketalar, kosmik stansiyalar roli katta. Kosmik apparatlarda qo’llaniladigan usullar, priborlarnafaqat kosmik obyektlarni fizikasini, balki fazoviy obyektlarni astronoik va astrofizik muammolarini tadqiqotida katta imkoniyat yaratmoqda. Masalan hozirda astronomik Yer sun’iy yo’ldoshi proyektini amalga oshirish rejasi tuzilmoqdaki, bunda ko’p qirrali eksperimentlarni ta’minlaydigan ilmiy apparaturalar, priborlar o’rnatilib, ular yordamida katta aniqlik bilan ekvatorial koordinatalar va yulduzlarni parallaktiv siljishini o’lchash rejalashtirilgan. Bu sun’iy yo’ldoshning bu proyekti Gippark deb ataladi, ya’ni buyuk grek astronomii Gipparx rodovskiy nomi bilan atalgan. Расм – 8. Проциона спектри (ўртада) ва таққослаш спектрлари (юқорида ва пастда) Foydalanilgan adabiyotlar 1. A. V. Loktin, V. A. Marsakov Leksii po zvyozdnoy astronomii, Ural MGU. 2009, 280 bet 2. Nuritdinov S. A. Galaktik astronomiya kursi. Ma’ruzalar matni, O’z MU 2000 3. T. B. Borkova, V. A. Marsakov Izbrann’ye zadachi po zvezdnoy astronomii, Rostov – na donu, 2008 4. Efremov Yu. N. Ochagi zvezdo obrazovaniya v galaktikax. M.: Nauka, 1989 5. J. Binney, M.Merrifield Galaktik astronom, Princeton University Press, 1998 6. J. Binney, Scott Tremeine Galaktik Dynamics: Second edition,Princeton University Press, 2008 7. Galakticheskaya astronomiya (N. Ya.Sotnikova, kurs leksiy) http;//www.astro. spbu. Ru/staff/nsot/ Teaching/galast/galast.html 8. www.astronet .ru/db/boobks/ 9. M. N. Dagayev Astrofizika, 1988

Fazo jismlarining fizik tabiatini o’rganish usullari Reja: Fazo jismlarini o’rganish Radioteleskoplar Fazo yoritgichlarining rangi va yorqinligi Spektrlar va spektral analiz

Fazo jismlarini o’rganish Ma’lumki, radioto’lqinlar, infraqizil nurlar, yorug’lik nurlari, rentgen nurlari, gamma nurlar bir xil tabiatli bo’lib, elektromagnit tebranishni ifodalab, katta tezlik bilan s=300000 km/s tarqaladi. Ularni elektromagnit to’lqinlar deb aytamiz. Elektromagnit to’lqinlar bir-biridan turli tebranish chastotasi, ya’ni 1 sekundda tebranish soni bilan farq qiladi. Ma’lumki, tebranish chastotasi Gers (1 sekundda tebranish soni)da o’lchanadi va uni  harfi bilan belgilaydilar. Vaqt birligida bitta elektromagnit tebranishni hosil bo’lishiga tebranish davri (  ) deyiladi, ya’ni: τ= 1 ν (2.1) Tebranish davri sekund (s) larda o’lchanadi. Bir tebranish davrida elektromagnit to’lqin tarqalish masofasini to’lqin uzunligi (  ) deyiladi: λ= c⋅τ= c ν (2.2) To’lqin uzunligi kilometr (km), metr (m), desimetr (dm), santimetr (sm), millimetr (mm), mikrometr (1mkm=10 -6 m) va nanometr (1nm=10 -9 m) kabi birliklarda o’lchanadi. Astrofizikada yorug’lik nurlari, rentgen nurlari va gamma nurlar to’lqin uzunliklarini o’lchashda santimetrning yuzmilliondan bir ulushi ishlatiladi va u angstrem (A) deb ataladi: 1A=10 -10 m=10 -8 sm=10 -4 mkm=0,1nm Elektomagnit to’lqinlar uzuluksiz, ketma-ket elektromagnit spektrlarni yoki elektromagnit to’lqin shkalasini hosil qiladi. Energiya qabul qilgichlari turli to’lqin uzunlikdagi elektromagnit to’lqinlarni qabul qiladi. Masalan, radioto’lqinlarni (to’lqin uzunligi  10 km dan 0,2 km gacha, chastota  esa 30 kGs dan 1,5  10 6 MGs) radiopriyomniklar, infraqizil nurlanishni (  =0,2mm–7600 A°,  =1,5  10 6 MGs - 4  10 8 MGs) termoelementlar, fotoelementlar, sezgir foto- plyonkalar va fotoplastinkalar, yorug’lik yoki optik nurlarni (  =7600 A°-4000 A°,  =4  10 8 MGs - 8  10 8 MGs) ko’z, fotoelementlar va fotoemulsiyalar, ultra- binafsha nurlar (  =4000 A° - 100 A° va  =8  10 8 MGs - 3  10 10 MGs), rentgen nurlar (  =100 A° - 0,1 A° va  =3  10 10 MGs - 3  10 13 MGs) va gamma nurlar (

λ≤0,1 A∘, ν≥3⋅10 13 МГц) ni fotoemulsiyalar va maxsus apparatlar yordamida qayd qilinadi. Haqiqatan ham Quyosh va yulduzlar issiq plazmadan iborat bo’lgan shar shaklidagi jismlardan iboratdir. Ular har qanday nurlanishga ega bo’lgan elektromagnit to’lqinlarni chiqaradi. Ayniqsa, gamma nurlaridan to uzun radioto’lqinlargacha chiqaradi. Planetalar va ularning yo’ldoshlari Quyosh nurlarini qaytaradi va o’zlari esa turli darajadagi infraqizil nurlarni va radionurlarni nurlantiradi. Razryadlangan gaz tumanliklari juda katta masofalardagi gaz tumanliklaridir va fizikaviy holatiga qarab ma’lum chastotali elektromagnit to’lqinlarni nurlantiradi. Shuning uchun ham ba’zi tumanliklar ko’rinma to’lqin uzunlikdagi nurlarni chiqarada, boshqalari esa radionurlanishlar tufayli qayd qilinadi. Masalan, ko’rinmaydigan yulduzlararo sovuq vodorodli tumanliklar 21 smli radioto’lqinlarni chiqaradi. Buni Shklovskiy 1948 yilda aniqlagan. Bu radioto’lqinlar birinchi marotiba 1951 yilda Yuenon va Persellomlar tomonidan qayd qilingan. Elektromagnit to’lqinlar harakatdagi zaryadli zarrachalarni tormozlanishi natijasida elektromagnit to’lqinlar yuzaga keladi. Albatta tormozlanish magnit maydonida bo’lishi kerak. Magnit maydonida elektronlarning tormozlanishi natijasida chiqargan nurni magnito-tormozli yoki sinxrotron nurlanish deb aytiladi. Yer atmosferasi fazo jismlari tomonidan nurlanadigan har xil elektromagnit to’lqinlarni o’tkazmaydi. U gamma, rentgen, ultrabinafsha nurlar ( λ<3000 A∘ )ni yutadi. Bunga infraqizil nurlarning ma’lum qismi ham kiradi (masalan, λ>1000 нм ). Yer atmosferasi suv bug’lari va SO 2 gazlarini yutadi va  <1mm,  >20mm radioto’lqinlarni yutadi. Fazo jismlarining nurlanishi Yer sirtigacha yetib kelolmagan kosmik apparatlar yordamida tadqiq qilinadi. Yer atmosferasidan o’tadigan nurlanishlar Yer sathidan turib tekshiriladi. Buning uchun teleskoplar mavjuddir. Yorug’lik nurlarini qayd qiluvchi teleskoplarga optik teleskoplar deyiladi va radioto’lqinlarni qabul qiluvchi teleskoplarga radioteleskoplar deyiladi. Radioteleskoplar

Kosmik radionurlanish birinchi marotiba 1931 yil amerikalik muhandis Karl Yanski tomonidan atmosferadagi radiopomexdan qayd qilingan. Aprel 1933 yil Yanskiy radionurlanish somon yo’lidan tarqaladi degan fikr aytilgan edi. Amerika radiomuhandisi Grouta Ryober diametri 9,5 m bo’lgan o’zi qurgan radioteleskopni yasadi va Yanskiyni radionurlanish somon yo’lidan tarqaladi degan fikrini tasdiqladi. 1942 ytl Ryober radiomanbalar joylashgan osmonning radiokartasini nashr qildi va 1944 yil Quyosh radionurlanishini ochdi. 1946 yildan boshlab fazo obyektlarini radionurlanishlarini qayd qiluvchi radioteleskopni qurishni boshladi. Radioteleskoplar asosini antenna va sezgir radioqabul qilgichlar tashkil qiladi. Antenna konstruksiyasi turli xil. Masalan diametri 100 m bo’lgan antennalar egilgan metal ko’zgulardan iborat parabolik va silindr shaklidagi karkaslar bo’lib, ular metal setka bilan qoplangan. Ulardan nurlantiruvchiga fokusirovkalangan radioto’lqinlar, qaytaruvchi va hosil bo’lgan elektr tokini simlar orqali kuchaytirgichga keyinchalik o’zi yozadigan priborga uzatiladi. Fazo yoritgichlarining rangi va yorqinligi Osmonni musaffo va yorug’ sharoitida ham ko’rinadigan yulduzlar yorqinligi turlichadir. Ba’zi yulduzlar yaxshi yorqinligi tufayli boshqa yulduzlar to’dasidan ajralib turadi. Ba’zi yulduzlarning yorqinligi juda past, kuchsiz bo’lib ba’zilarining yorqinligi shunday pastki qurollanmagan ko’z bilan ularni ko’rish qiyin. Yulduzlarni ko’pchiligini teleskopda ko’rish mumkin. fazo yoritgichlarini yorqinligini o’rganish, ularni ko’pgina xarakteristikalarini aniqlashga imkon beradi. Fazo yoritgichlarini ko’rinadigan yorqinligiga yarqillash deyiladi. O’zining fizik mohiyati jihatidan ko’rinadigan yorqinlik yoki fazo yoritgichining yarqillashi yorug’lik energiyasini qabul qiluvchi qurilmaga, masalan inson ko’zida fazo yoritgichi tufayli hosil bo’ladigan yoritilishdir. Fizikada yoritilish – bu 1 sekundda Расм – 4. Диаметри 66 метрли радиотелескоп

yuza birligiga tushayotgan yorug’lik energiyasi birligida o’lchanadi. SI sistemasida bu birlikka lyuks (lk) deyiladi. Lekin fazo yoritgichlarini o’lchov birligi sifatida lyuks to’g’ri kelmaydi, chunki Yerda fazo yoritgichlaridan keladigan yorug’lik oqimi juda kichik. Masalan to’la oy zenitda bo’lganda belgilangan joyda 0,3 lyuks yoritilish hosil qiladi. Juda yorug’ yulduzlar ham 100, 1000 million marotiba to’la oyga nisbatan kuchsiz bo’ladi. Yorug’ yulduzlarning yulduz kattaligi 1 m ga teng. Normal ko’rish maydoniga to’g’ri keladigan chegarada ko’rinadigan yulduzlar uchun yulduz kattaligi m=6 m . 8 yulduz kattaligi chegarasida yulduzlar binoklda ko’rinadi. Juda kuchsiz (m>9 m ) yulduzlar teleskopda ko’rinadi. Juda yorug’ yoritgichlar (Quyosh, Oy, Venera planetasi, Yupiter va boshqalar) yulduz kattaligi manfiy. Yulduz kattaligini ifodalovchi shkala logarifmikdir. Agar ko’rinadigan 2 ta yoritgichning yoritilishi (yarqillashi) Ye 1 va Ye 2 larning farqi 100 marotiba (Ye 1 : Ye 2 =100) unda ularni yulduz kattaligi m 2 -m 1 =5 demak, hammavaqt lg E1 E2 =0,4 (m2−m1) (2.12) Bu formulaga Pogson formulasi deyiladi. Pogson formulasi yoritgichlarni yaltirashini (yoritilishini) yulduz kattaligini 0,01 m aniqlikda aniqlaydi. Ko’z yordamida va fotometr yordamida baholanadigan yulduz kattaligiga ko’z ko’radigan yulduz kattaligi (lotin tilida visualis-ko’z ko’radigan) deyiladi. Lekin hozir yoritgichlarni yaltirashini baholashda ko’z ko’radigan kuzatuvlar taxminiydir ayniqsa o’zgaruvchan yulduzlar uchun. Fotoplastinkalar yordamida 0,01 m aniqlikda yoritgichlarni yaltirashi aniqlanmoqda. Bu fotoplastinkalarga qizil nur umuman ta’sir qilmaydi, sariq kuchsiz ta’sir qiladi, ko’k, binafsha, ultrabinafsha nurlar kuchli ta’sir qiladi. Qizil nurli yulduzlar bu fotoplastinkalarda kuchsiz, havorang-oq yulduzlar fotoplastinkalarda juda yorug’ ko’rinadi. Fotoplastinkalarda yoritgichlarning tasviri asosida o’lchanadigan yulduz kattaliklariga (m p ) fotografik usulda o’lchangan yulduz kattaliklari deyiladi. Ko’z ko’radigan yulduz kattaliklari (m V ) maxsus fotoplastinkalarda yoritgich tasviri asosida o’lchanadi. Bu usul yorug’lik

O'xshashlar

Optik teleskoplar va ularning xususiyatlari
Sayyoralarning fizik xususiyatlari
Yulduzlarning fizik tabiati
Yulduzlarning fizik parametrlari
Funksiyaning jarayonlarini o’rganish