O’zbekiston respublikasi oliy va o’rta maxsus

Nazorat savollari:

1. 
   Radioleleskop qanday tuzilgan?
   
2. 
   Radioteleskopni diametri qanchaga teng bo’ladi?
   
3. 
   Eng ulkan radioteleskop qayerda o’rnatilgan?
   
4. 
   Radioteleskopni kattalashtirish qobiliyati teleskopni qaysi parametrlariga bog’liq bo’ladi?
   
5. 
   Radiointerfreometrlar deb nimaga aytiladi?
   

Ma’ruza – 6. 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).

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.

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.

F azo 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:

(2.15)

bu yerda _max – angestrem (A°), T – kelvinda (Rasm-6). (SI sistemasida).

Bundan _max ni va spektrogrammani qoraygan joyini aniqlab, Vin qonuniga asosan yulduz va Quyosh temperaturasini hisoblash 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 temperaturasi

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 tezlik bilan fazoda harakat qilsin. Yerga nisbatan Ye₁ 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 sekundda, oxirgi sekundda chiqqan to’lqin sekundda, chunki o’tgan sekundda yulduz nur tezligiga teng bo’lgan masofaga uzoqlashadi. Demak oxirgi yorug’lik to’lqini Yerga kechikib keladi, ya’ni sekund birligida. Shuning uchun ham yulduz tomonidan nurlangan 1 sekundda  tebranishlar Yerga sekundda qabul qilinadi. Demak Yerga qabul qilingan tebranish chastotasi:

(2.16)

Tebranish chastotasini to’lqin uzunligi bilan almashtirib, kuzatilayotgan to’lqin uzunligini hosil qilamiz:

Spektral chiziqlarni siljishi

(2.17)

 - aralashmagan spektral chiziq to’lqin uzunligi.

Demak, yoritgich spektrida to’lqin uzunligi ma’lum bo’lgan spektral chiziqlarni siljishini ni o’lchab, yoritgichni nurli tezligini hisoblash mumkin:

(2.18)

(16) va (18) formulalar asosida yoritgichni uzoqlashishida yoritgich nurlantirgan elektromagnit to’lqinlarni qabul qilish chastotasi kamayadi , to’lqin uzunligi oshadi yoritgich spektrida chiziqlar uzun to’lqin uzunlikli tomonga siljiydi (qizil) spektr oxirida . Shuning uchun yoritgichni nurli tezligi musbat bo’ladi . Yoritgichni yaqinlashuvida qabul qilinadigan tebranish chastotasi oshadi , to’lqin uzunligi kamayadi spektral chiziqlar qisqa to’lqin uzunlik tomoniga siljiydi (binafsha) spektr oxirida va yoritgichni nurli tezligi manbai hisoblanadi .

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.