Mavzu: yadro astrofizikasi bajardi: yusupov husniddin qabul qildi

2.2.ASTROFIZIK TEKSHIRISH USULLARI
Astrofotometriya osmon yoritqichlari yorug'hgini o'lchash usullarini ishlab chiqadi va astrofizik o'tayotgan nurlanish oqimi yoritqich tasviri (difraksion gardishchasi) ning yoritilganini belgilaydi va uni o'lchab va yoritqichning uzoqligini bilgan holda yoritqichning yorug'lik kuchini yoki yorqinligini aniqlash mumkin. Bu ko'rsatkichlar endi yoritqichning energetik ko'rsatkichi bo'ladi va unga asosan yoritqichning temperaturasini aniqlash mumkin. Obyektiv yordamida yig'ilgan nurlanish oqimi priyomnikda ma'lum signal yoki taassurot hosil qiladi. Bu signal bilan yoritqich hosil qilayotgan yoritilganlik orasidagi bog'lanish har xil bo'lishi mumkin. Nurlanish priyomnigi (o'lchash asbobi) da hosil bo'lgan taassurot (signal) miqdori bilan unga tushayotgan nurlanish oqimi orasidagi bog'lanishni topish zarur bo'ladi. Bundan tashqari, yoritqichdan kelayotgan nurlanish oqimi priyomnikka tushguncha, u Yer atmosferasi va teleskopning optik sirtlari va qismlari orqali o'tadi va ularda yutiladi va sochiladi. Yoritqichning haqiqiy energetik ko'rsatkichlarmi chiqarishda bu ham hisobga olinishi zarur. Yer atmosferasi va teleskopning optik qismlarida osmon yoritqichidan kelayotgan nurlanish oqimining yuqorida sanab o'tilgan va boshqa o'zgarishlarini hisobga olgan holda astronomik o'lchashlar bajarish va ular natijalarini tahlil qilish usullarini ishlab chiqish astrofotometriyaning asosiy masalasi hisoblanadi. Har bir nurlanish priyomnigi (o'lchash asbobi) o'ziga xos spektral sezgirlikka va unga tushayotgan nurlanish oqimiga mos va o'ziga xos taassurot hosil qilish xususiyatiga ega bo'ladi. Shuning uchun har bir priyomnik uchun o'lchash va tahlil qilish usullari ishlab chiqilgan va shunga ko'ra astrofotometriya bir necha bo'limlarga, masalan, vizual, fotografik, fotoelektrik va radiometrik astrofotometriyaga bo'linadi. Hozirgi paytda astrofizik tekshirishlarda asosan yuqori aniqlikka ega fotoelektrik va radiometrik usullar qo'llaniladi. Bu usullarga o'tishdan oldin qisqacha vizual va fotografik usullarga to'xtalamiz. 2. Vizual astrofotometriya. Osmon yoritqichlari yorug'ligini ko'z yordamida solishtirish yo'h bilan o'lchashga asoslangan usul vizual astrofotometriyaning asosini tashkil etadi, Hozirgi zamonda bu usul kam qo'llaniladi, biroq, u fotometriyaning rivojlanishida juda katta rol o'ynagan. Bu usul soddaligi bilan boshqalardan farq qiladi va ayrim hollarda, masalan, o'zgaruvchan yulduzlarni tek-shirishda yaxshi natijalar berishi mumkin. Vizual fotometriyada nurlanish priyomnigi vazifasini kuzatuv-chi astronomning ko'zi bajaradi va osmon yoritqichlarining yorug'ligi bir-biri bilan solishtiriladi va ularning yulduziy kattaliklari ayirmasi o'lchanadi. Bunda, yorug'ligi noma'lum yulduzning tasviri, boshqa yulduziy kattaligi ma'lum, yulduzniki yoki sun'iy yorag'lik man-bainiki bilan solishtiriladi. Odam ko'zi yuqori darajada (1%) yorug'liklar farqini sezish qobiliyatiga ega. Agar ikkita osmon yorit-qichining yorag'lik kuchi yoki intensivligi I1 va I2, ulardan kelayotgan nurlanish oqimi F1 va F2 ular hosil qilayotgan yoritilganlik E1 va E2 bo'lsa, bularning nisbati I1/I2=F1/F2=E1/E2=n bir-biriga teng va ularning yulduziy kattaliklari ayirmasi m2-m2= 2.51g(n) ga teng bo'ladi. Kuzatuvchi astronomning vazifasi n-ni topishdan iborat. Buning uchun ikkita yoritqichdan yorug'rog'ini nuri maxsus tayyorlangan xiralatgich orqali o'tkaziladi va u yordamida ikkinchinikiga teng bo'lguncha xiralashtiriladi. Agar xiralatkichning xiralatish kuchi oldindan ma'lum bo'lsa, u holda, yuqoridagi munosabatdan yulduziy kattaliklar farqi hisoblanishi mumkin. Xiralatkich sifatida 1) fotometrik pona, 2) diametri o'zgartiriladigan diafragma, 3) ikkita polyaroiddan iborat asbob qo'llanilishi mumkin. 1). Fotometrik pona, bu ma'lum notiniqlikka ega shishadan pona shaklda yasalgan asbob bo'lib, lining xiralatish miqdori nur o'tayotgan qismi qalinligiga bog'liq bo'ladi. Xira yulduzning nuri (I1) ponaning eng tiniq joyidan va yorag'rog'ini (I2) ki esa, ponaning shunday joyidan o'tkaziladiki, undan o'tayogan nurlaniing intensivligi xira yulduznikiga teng bo'lsin. U holda, yorug' yulduz nuri intensivligi (I2) ning kamayish darajasi ponaning nurlar o'tayotgan joylar orasidagi masofa (1) ga proporsional bo'ladi, ya'ni m2-m1= 2.5lg(I1/I2) = kl. Bu yerda k — fotometrik ponaning doimiysi, ya'ni uzunlik birligiga mos keladigan va yulduziy kattaliklarida ifodalangan xiralatish darajasi. Bir jinsli yaxshi fotometrik pona yasash mashaqqatli ishdir. Bu jihatdan ikkita polyaroiddan yasalgan xiralatkich maqsadga muvofiqdir. 2). Polyarizatsion xiralatgich. Biz bunday asbob to'g'risida nur saralagichlarga bag'ishlangan bobda to'xtalgan edik. Agar yorug'roq yulduzning nuri polyaroidlar orqali, xirasiniki esa to'ppa-to'g'ri o'tkazilsa va polyaroidlardan birini teleskopning optik o'qi atrofida asta-sekin aylantirib yoritqichlar yorug'ligini tenglashtirish mumkin bo'ladi. Shunda polyaroidlarda nurni kuchsizlanish miqdori ularning qutblantirish tekisliklari orasidagi burchak ( ) ning kosinusi kvadratiga proporsional bo'ladi, ya'ni I1/I2= . Viziual fotomerik o'lchashlarning aniqligi va xatolari. Odam ko'zining fotometrik sezgirlik chegarasi 1 % ga teng, ya'ni yoritilganliklar farqi 1 % bo'lganda ham ko'z bu farqni seza oladi. Bu xususiyat yaxshi ko'rish sharoitlarida va yorug' yuzalarni solishtirib o'rgam'shda amal beradi. Bunday solishtirib o'lchashlarning aniqligi yuqori 0,020m -0,005m , ya'ni ularning xatosi yulduziy kattaliklarda 0,020m dan oshmaydi. Biroq, yulduzlarni solishtirib ular yorug'ligini o'lchashlarda xato 5-10% , tajribasiz kuzatuvchilarda hatto 20% gacha etadi Shuning uchun vizual astrofotometrik o'lchashlarning xatosi 0,15m -0,07m bo'lsa, bu hol normal hisoblanadi. Yulduzlarni bir-biri bilan solishtirishda osmon sahni yorug'ligi katta rol o'ynaydi. Yulduzning nuri xiralatkich yordamida kuchsizlantirilayotganda, uning atrofidagi osmon ham xiralashadi. Ikkinchi yulduz atrofidagi osmon endi birinchi yulduz atrofidagidan yorug'roq bo'lib qoladi. Bu yulduz kattaliklari farqini o'lchashda xatoliklarga olib keladi. Agar solishtirilayotgan yulduzlar har xil rangda bo'lsa, buham katta xatoliklarga olib keladi. Bundan tashqari, har bir kuzatuvchining ko'zi ma'lum spektral sezgirlikka ega va boshqa-boshqa kuzatuvchilar tomonidan o'lchangan yulduziy kattaliklar xatosi 0,2m -0,3m gacha yetishi mumkin. 4. Yulduzlar yorug'ligini qurollanmagan ko'z yordamida baholash. Astronomik amaliyotda yulduzlar yorug'ligini olchash yoki solishtirish asbobisiz yetarli darajada yuqori aniqlikda (0,lm ) baholash usullari ham ishlab chiqilgan va ayrim hollarda, masalan, o'zgaruvchan yulduzlar yorug'ligini o'lchashda ulardan foydalanish mumkin. Bunday usullar astronom olimlar F.V. Argelandr (1799-1875), E.Ch. Pikkering (1846-1919), A.Neyland (1868-1936) va S.N. Blajko (1870-1956) tomonidan ishlab chiqilgan. a). Argelandr usuli. Yorug'ligi o'zgaruvchan yulduzni v bilan belgilaylik va uning yaqin atrofida shunday yulduz (α) tanlaymizki, ularning yorug'ligi kuzatishlar boshida (t0) teng bo'lsin, ya'ni α=ν. Vaqt o'tishi bilan v yulduzning yorug'ligi o'zgaradi: ν yulduzning yorug'ligi a nikidan zo'rg’a seziladigan bo'lgan payt t1 da α1ν, ya'ni o'zgaruvchan yulduz α yulduzdan bir birlikka yorug'lashdi deb yozib qo'yamiz. Yana biroz vaqt o'tgach, ν ning yorug'ligi α nikidan oshganligi yaqqol ayon bo'lgach, t2 da α2ν deb yozamiz, ya'ni, ν yulduz α dan ikki pog'ona yorug'lashdi. Bunday kuzatishlarni ν yulduzning yorug'ligi α nikidan 4 pog'ona oshguncha davom ertiramiz va yozib boramiz. Shundan keyin solishtirish uchun boshqa, α ga nisbatan yorug'roq, b yulduz tanlaymiz va davom ettiramiz: t5 da blν, t6 da b2ν, t7 da b3ν bo'lsin. Endi solishtirish uchun yana ham yorug'roq yulduz (s) tanlaymiz va t8 da slv, s2v, s3v tarzda davom etamiz. Bu o'lchashlardan b-a=5, s-b=4.....ekanligini topish mumkin. Agar a=0 deb hisoblasak, b=5, s=9 va t vaqt momentida αnνmb uchun v=a+ bo'ladi.
b). Pikkering usuli: O'zgaruvchan yulduz atrofida ikkita (a va b) yulduz shunday tanlanadiki ulardan biri (a) ν dan yorug' ikkinchisi (b) esa xira bo'lsin. a va b yulduzlarning yorug'liklari ayirmasini xayolan 10 ta oraliqqa bo'lamiz va shu oraliqda o'zgaruvchan yulduz (ν) ning o'rnini belgilaymiz. Masalan, t0 vaqt momentida ν yulduz a dan uch birlik xira, biroq b dan 7 birlik yorug' bo'lsin, ya'ni a3ν7b. Boshqa t1 vaqtda a2ν8b, t2 vaqtda esa, alν9b bo'lsin. U holda, a va b yulduz-larning yorug'ligi ma va mb bo'lsa, yuqoridagi yozuvlarga asoslanib
t0 da mv= + yoki
hokazo ifodalami yozish va ular yordamida o'zgaruvchan yulduzning yorug'ligini hisoblash mumkin. s). Neyland-Blajko usuli: Yuqorida ko'rilgan usullaming afzalliklaridan foydalaniladi va kamchiliklari bartaraf etiladi. Birinchi usulning kamchiligi ν yulduz bitta yulduz bilan solishtiriladi bu uning kamchiligi, ikkinchi usulda ikki yulduz yorug'liklari farqi xayolan o'nta bo'lakka bo'linadi. Buni yaxshi amalga osliirish qiyin va xatoliklarga sababchi bo'ladi. Neyland-Blajko usulida v yulduzning yorug'ligi ikkala yulduzniki bilan bir vaqtning o'zida solishtiriladi va baholanadi. Bu yulduzlarning biri (a) ν dan yorug', ikkinchisi (b) esa xira bo'lishi kerak. Solishtirish yulduzlarining yulduziy kattaliklari yulduz jadvallaridan olinadi va o'zgaruvchan yulduzning yorug'ligi hisoblanadi. Bu usullar yordamida yulduzning yorug'ligi 0,1m dan oshmaydigan xatolik bilan o'lchanishi mumkin va ular o'zgaruvchan yulduzlar, meteorlar va kometalarning yorug'ligini baholashda qo'llaniladi. 5. Vizual fotometrik yulduzlar jadvallari. Yulduzlarning birinchi fotometrikjadvali meloddan oldin II asrda grek olimi Gipparx tomonidan tuzilgan. Unda odam ko'zi yordamida yorug'ligi o'lchangan 1000 dan ortiq yorug' yulduz ro'yxati berilgan. Bu jadvalda yulduzlar yorug'liklari bo'yicha 5 ta yorug'lik guruhiga ajratilganlar. Eng yorug' yulduzlar birinchi guruhga, eng xiralari esa, beshinchi guruhga kiritilgan. Yulduzlarning ikkinchi jadvalini Mirzo Ulugbek boshliq Samarqand astronomlari XV asrda tuzganlar. Teleskop ixtiro etilgandan keyin, astronomlar uni yulduzlarning yorug'ligini baholashga qo'llaydi. An'ana bo'yicha, yulduzlarning yorug'ligi yulduziy kattaliklarida ifodalanadi. XIX asrda Bonn (Germaniya) observatoriyasida 9 m -kattaligigacha bo'lgan yulduzlarning yorug'ligi ko'z yordamida o'lchandi. XIX asrning 80-yillarida Potsdam (Germaniya) va Garvard (AQSh) observatoriyalarida yulduzlarning yorug'ligi vizual fotometr (polyarizatsion xiralatkich) yordamida o'lchash ishlari boshlanadi. XX asr boshiga kelib, yorug'ligi 6 m ,5 dan yorug' bo'lgan yulduzlarning 9110 tasini yulduz kattaligi Garvard, 7,m 5 dan yorug' yulduzlarning 14199 tasiniki Potsdam observatoriyalarida o'lchandi va jadval sifatida chop etildi. Bu jadvallarning ichki xatosi yetarli darajada kichik (±0,1m ) bo’lsada, ularning bir-biridan farqi katta ekanligi ma'lum bo'ldi. Bu kuzatuvchilar ko'zining sezgirligiga, ularning tajribaliligiga va uslubiyatiga bog'liq. Bunday jadvallar subyektiv sabablar va xatolardan holi emas. Bu jihatdan fotografik va, ayniqsa, fotoelektrik usullar vizual usuldan ancha ustun turadi
Astrofizik tekshirishlar osmon yoritqichlaridan kelayotgan nurlanish oqimini o'lchashdan va tahlil qilishdan boshlanadi. Biz yuqorida ko'rdikki, avvalo, ularning rangi turlicha, keyin, nurlanish priyomniklarining spektral sezgirligi va o'tkazish polosasi har xil ekan. Shuning uchun tekshirish usullariga o'tishdan oldin osmon yoritqichlarining fizik xususitlarini belgilovchi, ularni. bir-biridan bir qarashda ajratib turuvchi umumiy ko'rsatkichlariga to'xtalib o'tamiz. Shunday ko'rsatkichlardan ikkitasi yoritqichla'rniog rangi va spektridir. Yulduzlaming yorug'ligini o'zaro solishtirib o'lchashda ularning bu ko'rsatkichlarini hisobga olish kerak

XULOSA
Foydalanilgan adabiyotlar.
1.Shavkat Mirziyoyev. ,,Tanqidiy tahlil, qatiy tartib intizom va shaxsiy javobgarlik-har bir rahbar faoliyatining kundalik qoidasi bo’lishi kerak” Toshkent 2017.
2. Shavkat Mirziyoyev. ,,Erkin va farovon, demokratik O’zbekiston davlatini
birgalikda barpo etamiz”
3.
8. http://arxiv.uz
9.http://ilm.uz
10. www.google