O’zbekiston respublikasi oliy va o’rta maxsus

Nazorat savollari:

1. 
   Sayyoralar qanday guruhga ajratilgan?
   
2. 
   Yer tipidagi sayyoralarning tuzilishi qanday?
   
3. 
   Saturn va Yupiter sayyorasi nimalardan tashkil topgan?
   
4. 
   Gigant tipidagi sayyoralar atmosferasi qanday?
   
5. 
   Yer guruhidagi sayyoralar Yupiter guruhidagi sayyoralardan qanday farq qiladi?
   

Ma’ruza – 5. Radioteleskoplar. Fazo yoritgichlarining rangi va yorqinligi.

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.

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 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) Ye₁ va Ye₂ larning farqi 100 marotiba (Ye₁: Ye₂=100) unda ularni yulduz kattaligi m₂-m₁=5 demak, hammavaqt

(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.

(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 ( ). Havorang yoritgich uchun fotousulidagi yulduz kattaligi ko’z ko’radigan yulduz kattaligidan katta ( ), bunda rang ko’rsatkichi manfiy ( ) 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:

(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.

Radionurlanishlarni qayd qilish uchun radioteleskoplardanfoydalaniladi. Odatda, radioteleskoplar juda katta antennalarga (ularninguzun to‘lqinlarda ishlashi bunga imkon beradi) ega bo‘lib, ular juda sezgir priyomniklarga ulangan bo‘ladi. Qabul qilingan radiosignallar ularda kuchaytirilib,so‘ngra maxsus elektron hisoblash mashinalari bilan bog‘langan signallarni qaydqilish apparaturalariga uzatiladi va ularda yozib olinadi.Radioteleskoplarning antennasi oddiy radioaloqa antennalaridan farq qilib,yuqori yo‘nalganlik xususiyatiga ega. Shu bois ular osmonning juda kichik

qismidagi radionurlanish manbalarini ajratib ko‘ra olish imkoniga ega bo‘ladi.

Radionurlanish uchun muhim parametr hisoblangan teleskopning ajrata olish

xususiyati radioteleskoplarda ham optik teleskoplardagi kabi aniqlanib, λ/D (bu

yerda λ radioto‘lqin uzunligini, D esa radioteleskop ko‘zgusining diametrini xarakterlaydi) ifoda bilan topiladi. Bunda radioto‘lqinning uzunligi optik nur-

larning to‘lqin uzunligidan millionlab marta katta bo‘ladi.

Shimoliy Kavkazda o‘rnatilgan, radioteleskopining diametri 600 metrbo‘lgan o‘zgaruvchan profilli antenna (RATAN-600) Yevropadagi eng yirik teleskop sanaladi. Shuningdek, ayni paytda yuqori ajrata olish xususiyatiga ega bo‘lgan radioteleskoplar bir-biridan juda katta masofada yotuvchi antennalar sistemasi yordamida ham amalga oshiriladi. Radioantennalarning bunday sistemasi asosida ishlaydigan radioteleskoplar radiointerferometrlar deb ataladi. Bunday radioantennalar sistemasi bir-biridan juda katta masofada (ba’zan turli Yer qit’alarida) yotib, ular ma’lum radioobyektni bir vaqtda kuzatish imkoniga egadir.

Radioteleskoplarning fokuslarida yig‘ilgan radioto‘lqinlarning interferensiya jarayoni asosida qayd qilingandan katta ajrata olish xususiyatiga erishadi. Ayni paytda planetamizda o‘ta sezgir radioteleskoplar ishlaydi. Ko‘zgusining diametri 65 m (Avstraliya), 76 m (Angliya), 100 m (Germaniya), 300 m (AQSH) va 600 m (Rossiya) keladigan radioteleskoplar Koinotning tabiiy radiostansiyalaridan astronomlarga «axborot» beradi. Dunyodagi eng quvvatli radioteleskop AQSHning Puerto-Riko orolida o‘rnatilgan (40-rasm).

O‘zbekiston hududida Jizzax viloyatining Zomin tumani tog‘ etagining Supa

nomli joyida metall ko‘zgusining diametri 70 metr keladigan yirik radiotelesko

qurilmoqda (41-rasm). Bu teleskop Koinotning «radioyuzi»ni mayda detallari

bilan ko‘rishga imkon beradi.