bu yerda dE — yoritilganlikni o'zgarish miqdori, dm — unga mos keladigan yulduziy kattalikni orttirmasi, k — proporsionallik koefitsienti, Agar kuzatish joyida (teleskop obyektivi yuzida) ikkita yulduz (mv m2) hosil qilayotgan yoritilganliklar E1 va E2 bo'lsa, bu yulduzlarning ko'rinma yulduziy kattaliklari ayirmasi m2-m1=k'\n(E1/E2) ga teng. Bu ifodani shaklda yozish mumkin.
Agar oxirgi
E1/E2=exp[(m2-m1)/k] (2)
ifodani logariflasak, unda quyidagi formulani olamiz
lg(E1/E2)=(m1-m2)lgp (3)
1856-yilda ingliz astronomi N.R. Pogsonning (1829-1891) taklifiga asosan va tarixiy an'anaga ko'ra yoritilganliklari yuz marta farq qiladigan yulduzlarning yulduziy kattaliklari ayirmasi beshga tengligi hisobga olinib, lgp=0.4 deb qabul qilindi va
m1-m2=2.5lg(E1/E2) (4)
Bu formula Pogson formulasi deb ataladi va u ko'rinma yulduziy kattaliklar ayirmasi bilan yulduzlar kuzatish joyida hosil qilgan yoritilganliklar nisbati orasidagi bog'lanishni ifodalaydi. Ikkita yulduz hosil qilayotgan yoritilganliklar 2.512 marta farq qilganda ularning ko'rinma yulduziy kattaliklari bir birlikka farq qiladi. Yulduziy kattaliklar shkalasi yoritilganliklar shkalasiga teskari bo'lib, yulduz qancha ko'p yoritsa, uning ko'rinrna yulduziy kattaligi shuncha kichik (hatto manfiy) son bilan ifodalanadi. Birinchi kattalikdagi yulduz ikkinchi kattalikdagidan 2,512 marta, ikkinchi kattalikdagi yulduz esa, uchinchi kattalikdagidan shuncha marta ko'p yoritadi. Hozirgi zamon astrofotometrik priyomniklari yulduzlar yorug'ligini +0,001m yulduziy kattalik aniqligida o`lchashga imkon beradi.
II-BOB.ASTROFIZIK VOSITALAR TUSHUNCHASI 2.1. KOSMIK NURLAR ASTROFIZIKASI
Astrofizik tekshirishlar osmon yoritqichlarining xususiyatlari-dan chiqqan holda kuzatish asboblari yaratishni taqozo etadi. Osmon yoritkichlari har xil yorug'likka ega. Ularning yoritishi egallagan interval kengligi bir necha ming milliard birlikni tashkil etadi.. Quyoshning ko'rinma yulduziy kattaligi m0=-26,8m bo'lsa, tim qorong'i tungi osmon bir yoy minuti kvadrat yuzasining yorug'ligi m0=13m ,50 (Quyosh yuzining oydinligi 150000 stilb va tim qorong'i osmonniki 10-8 sb). Astrofizik tekshirishlarning rivojlanishi yana ham xira manbalarni kuzatishni taqozo etadi. Ko'pchilik yulduzlarning yorug'ligi deyarli o'zgarmaydi, o'zgarganda ham sekin o'zgaradi. Astrofizik tadqiqotlarda fizik laboratoriyadagi singari yorug'lik manbalari nurlanish quvvatini xohlagancha o'zgartib bo'lmaydi. Ular qanday yorug'lik sochsalar, shunday holda ularni qabul qilishga to'g'ri keladi. Biroq yulduzlar nurini yig'ish va yorug'roq yulduz tasviri hosil qilish mumkin. Buning uchun qo'yilgan masalalardan chiqqan holda nur yig'uvchi va tahlil qiluvchi asboblar yaratish kerak bo'ladi. Astrofizik tekshirishlarning rivojlanish tarixiga nazar tashlasak, tekshirish asboblari (teleskoplar, nurlanish priyomniklari) mukam-mallashib, kattalashib va sezgirlashib borayotgani natijasida yangi-yangi kashfiyotlar qilinayotganini ko'ramiz. Teleskop yasashda uni sifatli bo'lishi uchun maxsus shartlar qo'yiladi. Masalan, yulduz tasvirini olaylik. Yulduzlar nuqtaviy nurlanish manbalaridir, ya'ni yulduz tasviri juda kicliik (burchak kattaiigi 0,1 yoy sekundidan kichik) bo'ladi. Teleskopning fokal tekisligida uning tasviri qancha kichik (ideal holda matematik nuqta shaklida bo'lishi kerak) bo'lsa, tasvir shuncha yorug' bo'ladi. Biroq eng sifatli teleskoplarda ham yulduz tasviri kichik gardishcha shaklida bo'ladi, uni yana ham kichraytirib bo'lmaydi. Buning obyektiv sabablari va o'tib bo'lmaydigan jihatlari bor. Teleskopning loyihasi chizilayotganda ana shu obyektiv sabablar va chegaralanishlar nazarda tutiladi. Yuqori sifatli teleskop yasashda qator qiyinchiliklar borki, ularni to'la yechib bo'lmaydi. Quyida biz teleskopning asosiy ko'rsatkichlari, kamchiliklari va ularni kamaytirish yo'llari bilan tanishamiz. Teleskop yordamida mashaqqat bilan yig'ilayotgan nurlanish oqimini oqilona metodlar bilan o'lchash va tahlil qilish kerak bo'ladi. Buning uchun maxsus yasalgan nurlanish priyomniklari (nurla-nishni qayd qiluvchi asbob) qo'llashga, kuchli kosmik "shovqin" ; ichidan bizga kerakli yulduzning kuchsiz nurini, yoki "ovozini", ajratib olishga to'g'ri keladi. Bu jihatdan astrofizik tekshirishlar fizik laboratoriyada bajariladigan tadqiqotlardan keskin farq qiladi. Astrofizik tekshirish obyektlarining nurlanishi keng spektral diapazonni (1-jadval) o'z ichiga olishi mumkin. Obyekt to'g'risida to'la va aniq ma'lumotlar uning spektrini barcha qismlari (gamma nurlardan to radionurlanishgacha) ni tekshirishdan olinishi mumkin. Bunday tekshirishlar maxsus asboblar qo'llashni taqozo etadi. Keyingi boblarda biz astrofizik tekshirishlarda qo'llaniladigan yordamchi asboblar va nurlanish priyomniklari bilan tanishamiz.
