Astronomik kuzatuv punkitidagi tungi osmon fonini tadqiq etish - Астрономия - Дипломные работы

Информация о документе

Цена	9000UZS
Размер	1.9MB
Покупки	0
Дата загрузки	24 Сентябрь 2019
Расширение	doc
Раздел	Дипломные работы
Предмет	Астрономия

Astronomik kuzatuv punkitidagi tungi osmon fonini tadqiq etish

Купить

MUNDARIJA Kirish………………………………………………………………………….3 I BOB Astroiqlimning asosiy parametrlari…………………………………….…6 1.1 Ochiq tunlar soni …………………………………………………………...6 1.2 Atmosfera shaffofligi……………………………………………………….9 1.3 Tungi osmon foni… ……………………………………………………… . 14 1.4 Meteorologik parametrlar va ularning fasliy o’zgarishlari……………… . .20 II BOB Jahondagi yetakchi observatoriyalarning astroiqlimi ………………….22 2.1 Maydanak observatoriyasi ……………………………………………… .. .27 2.2 Kanar va Gavay orollardagi observatoriyalar…………………………….. 36 2.3 Samarqand observatoriyasining astroiqlimi va meteorologik parametrlari..44 2.4 Samarqand observatoriyasida qo’llaniladigan teleskop haqida…………….52 Xullosa …………………………………………………………………….59 Adabiyotlar ………………………………………………………………60

Kirish Yer sirtidan olib boriluvchi astronomik kuzatuvlarning sifatiga ta’sir etuvchi atmosfera faktorlari majmuasiga astroiqlim deyiladi. Ma’lum joyga o‘rnatilgan teleskopning astroiqlimi o‘sha joy atmosferasi holatini aniq ifodalovchi parametrlar orqali sonli ko‘rinishda berilgan bo‘lishi kerak. Bu parametrlar bir xil usul va asboblar yordamida o‘lchanishi kerak hamda ularni boshqa joylarda olingan natijalar bilan solishtish imkoni bo‘lishi kerak. Bundan tashqari, o‘lchangan parametrlar bir xil kattalikda ifodalanishi lozim. Ushbu bitiruv malakaviy ishi O‘zbekiston Fanlar akademyasi Ulug‘bek nomidagi Astranomiya instituti (O‘zR FA AI) ning Qashqadaryo viloyatida joylashgan Maydanak balandtog‘ astronomik observatoriyasida olib borilgan tadqiqotlar asosida astroiqlimning meteorologik fakto

observatoryasida tasvir sifatini baholash uchun qo‘llangan asbob [Sarazin & Roddier, 1990] - DIMM (Differential Image Motion Monitor) yordamida tungi tasvir sifati ε FWHM ni o‘lchash boshlab yuborildi. Ushbu bitiruv malakaviy ishida DIMM-uskunasi yordamida olingan ma’lumotlar va o‘lchashlar paytida olingan meteorologik kuzatish ma’lumotlari taxlil qilindi. Mavzuning dolzarbligi: Osmon foni ikki tashkil etuvchidan: osmon jismlari – Oy, sayyoralar, Galaktikamiz va zodiak yog’dusi kabi tabiiy-astronomik va kuzatuv punkti atrofidagi sun’iy yoritkichlar xosil qilgan yorug’lik yig’indisidan iborat bo’ladi. Fonning vaqt bo’yicha o’zgarishlari – tun yoki mavsum davomidagi, va osmonning turli tomonlaridagi variatsiyalarini o’rganish dolzarb masala hisoblanadi. Mavzuning maqsadi va vazifasi: Osmon j

“Mamlakatimizda demokratik islohotlarni ya’nada chuqurlashtirish va fuqorolik jamiyatini rivojlantirish kontseptsiyasi” mavzusida ma’ruza qildilar 2 . O’z ma’ruzalarida oltita yo’nalishni eng muhum ustuvor vazifalar sifatida belgilab berdilar. Bu yo’nalishlar quyidagi yo’nalishlardir. 1. Davlat hokimiyati va boshqaruvni demokratlashtirish 2. Sud-huquq tizimini isloh qilish 3. Axborot sohasini isloh qilish, axborot va so’z erkinligini ta’minlash 4.O’zbekistonda saylov huquqi erkinligini ta’minlash va saylov qonunchiligini rivojlantirish 5. Fuqarolik jamiyati institutlarini shakllantirish va rivojlantirish 6. Demokratik bozor islohotlarini va iqtisodiyotini liberallashtirishni yanada chuqurlashtirish Oltinchi yo’nalishda raqobat to’g’risida to’xtaldi. Raqobatlasha oladigan har qanday mahsu

I БОБ Astroiqlimning asosiy parametrlari Hozirgi paytda katta teleskoplarni o‘rnatish uchun joy tanlash yoki ishlab turgan astronomik observatoriyaning samaradorligini aniqlash uchun atmosferaning quyidagi parametrlari o‘rganilishi shart (SHevchenko, 1973; SHeglov, 1980): 1. Ochiq vaqt miqdori 2. Meteorologik faktorlar 3. Atmosfera shaffofligi (yoki atmosfera ekstinsiyasi) 4. Tungi osmon foni 5. Tasvir sifati 6. Atmosferaning adaptiv optika uchun kerakli spetsifik parametrlari. 1.1. Ochiq tunlar soni Ma’lum bir joyda astronomik tadqiqotlar o‘tkazish imkoniyatini baholash uchun birinchi navbatda o‘sha joydagi ochiq vaqt miqdori ko‘rib chiqiladi, chunki astroklimatning bu parametri yerdagi optik teleskop yordamida olinadigan ma’lumotga proporsionaldir. Tungi ochiq vaqt miqdori kechgi astrono

meteostansiya bilan jihozlash talab qilinmaydi. Observatoriya uchun joy tanlanib, qurilish boshlanganidan so‘ng ochiq vaqtning haqiqiy miqdorini aniqlasa bo‘ladi. Ko‘pincha bu tasvir sifati, ekstinktsiyani o‘lchash paytida astroiqlim tadqiqotchisi tomonidan amalga oshiriladi. Ochiq vaqt har soatda (yoki har 3 soatda) 10 ballik shkala asosida aniqlanadi. Bunda 1 ball osmonning 10% i bulutli ekanligini, 2 ball esa osmonning 20% bulitli ekanligini bildiradi, va xokazo. 10 ball esa osmonning 100% bulut bilan qoplanganligini bildiradi [4] . Shuni takidlash joizki, ko‘pincha 2 ta metod bilan olingan ma’lumotlar chiziqli korrelyatsiyaga ega bo‘ladi. Bog‘lanish koeffitsiyentini bilgan xolda bir turdan ikkinchisiga o‘tish mumkin. Masalan: Toshkent uchun bu koeffitsiyent mart oyida 1,2 ga teng, ya’n

Iyun 79 34 70 Iyul 92 42 75 Avgust 81 48 73 Seniyabr 84 54 85 Oktiyabr 55 57 83 Noyabr 42 67 84 Dekabr 46 69 77 O’rtacha 58 59 78 Paranal observatoryasida ochiq tunlar soni deyarli o‘zgarmas bo‘lib, uning miqdori 80% atrofida. Maydanak observatoryasida maksimal ochiq tunlar soni iyun-sentabr oylarida kuzatilib, 80% dan yuqori natijani ko‘rsatsa, La Silla observatoriyasida esa bu davr dekabr-martga to‘g‘ri kelib, ochiq tunlar soni 70% dan yuqori bo‘ladi [Novikova 1972]. 8

1.2. Meteorologik parametrlar va ularning fasliy o‘zgarishlari Ma’lumki yerdan olib boriladigan astronomik kuzatuvlar sifati muayyan xududning meteorologik sharoiti bilan qat’iy chegaralangan, shuning uchun meteorologik parametrlarni o‘rganish astroiqlim tadqiqotlarining asosiy qismini tashkil etadi. Maydanak observatoriyasida 1996 yildan boshlab 2006 yilgacha atmosfera asosiy parametri bo‘lmish tungi tasvir sifati – katta teleskop fokus tekisligidagi yulduz – ε FWHM DIMM-asbobi yordamida o‘lchandi. Biz aniq kuzatuv vaqtini DIMM-instrumentida kuzatilgan ma’lumotlarni taxlil qildik. Meteorologik parametrlarni tasvir sifatiga tasirini o‘rganish maqsadida Maydanakda 1996 yil avgust oyidan tasvir sifatini o‘lchash bilan bir qatorda havo harorati, shamol tezligi va uning yo‘nalishi qayd etila b

Iyun Iyul Avgust Seniyabr Oktiyabr Noyabr Dekabr 206 311 409 629 691 356 142 3.33 2.27 2.26 2.50 2.27 1.87 1.16 Jami (yillik o’rtacha) 3444 2.4 4 1996 yil avgustidan 1999 yil oktabr vaqt oralig‘idagi meteoparametrlarni qayt qilish ma’lumotlar taxlili paytida Maydanak tog‘idagi yozgi o‘rtacha tun harorati taxminan +13º ni tashkil etgan bo‘lsa, qishdagi o‘rtacha harorat -7° ni tashkil etdi. Ayrim xollarda havo temperaturasi -15° gacha tushishi kuzatildi. Bahor va kuzdagi o‘rtacha harorat mos ravishda 2° va 6° ni tashkil qildi. Tungi vaqtda haroratning o‘rtacha tushishi 5° ni tashkil etdi. Ko‘rsatilgan davrda Maydanakdagi o‘rtacha shamol tezligi 2,4 m/s tashkil qildi. Shamolning asosiy yo‘nalishi janubiy-sharq [5] . 2000 yilning may oyida xuddi shu platformaga CAMBEL Scientific [http:// www.c

1.1-rasm. Basic Weather Station avtomatik meteostansiyasining ko‘rinishi .11

1.2-rasm. Olti metr balandlida o‘lchangan shamol yo‘nalishlarining burchak gistogrammasi. 1. 3-rasm. Maydanak tog‘ida yer sirtidan 6 metr balandlikdagi shamol tezligining statistik taqsimoti. 12

1.3-rasmda Maydanak tog‘ida yer sirtidan 6 metr balandlikda shamol tezligining statistik taqsimoti keltirilgan. Rasmdan ko‘rinadiki, shamolning tezligining mediana miqdori 2.5 m/s ga teng. Shamolning tezligi 75 % xolda 4 m/s ga yaqin, umumiy holning 85 % ga yaqinida shamolning tezligi 5 m/s dan oshmaydi. Umumiy o‘lchashlar sonining 7,8 % da shamol esmaydi. Demak Maydanak tog‘ida, shamolning tezligi, boshqa joylar bilan solishtirganda, juda ham kichik ekan. Masalan, Paranal observatoriyasidagi o‘rtacha shamol tezligi, 1995-2000 yillardagi o‘lchashlarga binoan 7.2 m/s ni tashkil etadi. 13

1.3. Atmosfera shaffofligi Fotometrik kuzatuvlar uchun atmosfera shaffofligi g‘oyat muhim parametr sanaladi. Atmosfera shaffofligi vaqt davomida doimiy o‘zgarib turadi va turli kuzatuv joylarida uning miqdori turlicha bo‘ladi. Atmosfera shaffofligi yoritgichdan kelayotgan nurning atmosferadan o‘tgan qismini bildirsa, atmosfera ekstinksiyasi - nurning atmosfera yutib qolgan qismini ifodalaydi. Ma’lumki yerning atmosferasi nur intensivligini susaytiradi va uning energiyasini spektral taqsimotini o‘zgartiradi. Buning sababi yer atmosferasidagi turli yutilish va sochilish jarayonlari bilan bog‘liq shu sababli atmosfera to‘liq shaffof emas. Osmon jismlari ko‘rinishi atmosfera shafofligi bilan chegaralanadi. Er satxida turgan kuzatuvchi nur susayishi sababli yulduzdan kelayotgan oqimni atmosfera

uglerod dioksidining atmosferadagi 1 м 3 hajmdagi konsentrasiyasi 280 millionta zarraga teng bo‘lgan bo‘lsa, hozir kunda bu daraja 30% ga oshib, uning miqdori 368 millionga yetdi. Observatoriya qurilishidan oldin joy tanlashda va fotometrik o‘lchashlarni bajarishda optimal usul tanlash uchun ma’lum bir vaqt oralig‘ida atmosfera ekstinksiyasi muhim shart xisoblanadi. Kuzatilayotgan obyyektni atmosferadan tashqari yulduz kattaligini xisoblashda atmosfera korektirofka bo ‘ lishi qishki atmosferada yorug ‘ likning umumiy susayishi xisobida bir oy vaqt oralig ‘ ida mavsumiy o ‘ zgaradi va ekstinksiya koyefitsiyenti qiymatiga ta ’ sir qiladi . Astroiqlimning boshqa parametrlariga qaraganda ekstinksiyani asosiy farqi uni aniqlash mumkin , shuning uchun ekstinksiya koyefitsiyentini o ‘ rtacha qiym

Jeleznyakova [1984]tomonidan amalga oshirildi va bu tadqiqotlar ekstinksiya koeffitsiyentining yil fasllari bo‘yicha taqsimotini o‘rganish imkonini berdi. Tillayev va boshqalar [2004] tomonidan bajarilgan tadqiqotlar UBVR fotometrik sistemada ekstinksiyaning tungi variatsiyalarini o‘rgangan. 1976 – 77 yillar yozida maydanakdagi atmosfera shaffofligi Litvalik astranomlar tomonidan tadbiq etildi [Zdanavichyus K, va Sudjyus I 1978]. Vilnyus yyetti rangli fotometrik sistema uchun o‘rtacha koyefitsiyentlar aniqlangan. Fotoyelektrik o‘lchashlar natijasida ekstinksiya koyefitsiyenti 345, 374, 405, 466, 516, 544, va 656 nm bo‘lgan to‘lqin uzunliklari uchun 0.70, 0.50, 0.38, 0.26, 0.21, 0.19, va 0.14, tashkil qildi. Eng shaffof tunda V filtr uchun ekstinksiya koyefitsiyenti 0 m.13-0 m.14 eng yomon

Berdnikov va SHevchenko [1988] Jeleznyakova [1984] tomonidan olingan o‘rtacha mavsumiy shaffoflik qiymatidan foydalangan holda va o‘z tadqiqotlari 1982-86 yillar ROTOR [Shevchenko, 1989] dasturi asosida shaffoflik dispersiyasi koyefitsiyentini aniqlashdi. Dispersiya shaffoflik koyefitsiyenti ±(10-15)% tashkil qildi. Bundan tashqari mualliflar shaffoflik o‘zgarishidagi yillik 5 kunlik va kunlik to‘lqinlarni topishdi. Mualliflar fikriga ko‘ra bu narsa atmosferada suv bug‘lari miqdoriga bog‘liq. 1978 -1998 yillar Litvalik astranomlar [Pakstieni va boshq] fotometrik tadqiqotlar asosida ekstinksiyani variatsiyasi va tarkibiy koyefitsiyenti tadqiq qilishgan. yetti rangli vilnus sistemasida mualliflar takidlashicha atmosfera ekstinksiya koyefitsiyentini ayrazol tarkibi neytralligi ko‘rsatilgan. Y

Yekstinksiya koyefitsiyentining fasliy tebranishlari yil davomida chang va suv bug‘larining konsentratsiyasi o‘zgarishi bilan qattiq bog‘langan, buni 5- tasvirdagi quyi egri chiziq yaqqol namoyon etadi. Ekstinksiya koyefitsiyentini variatsiyasini fasliy o‘zgarishini chamalash maqsadida vulqon tasiri davrida va undan so‘ng bizning ma’lumotlarimizni 1991 - 1994 yillar va 1995 - 1998 yillar davrdagi ma’lumotlarni oyma oy o‘rtachaladik. Natijalar ko‘rsatishicha birinchi davrdagi qiymatlar muntazam ravishda yuqoriroq va oyma oy o‘zgarishlari ikkinchi davrdagi normal egri chiziqdan farqlanadilar. V tasmadagi farqi o‘rtacha 0.05m birlikka farqlanadi. 1.4 -rasm. V filtrdagi ekstinksiya koeffitsiyentining fasliy o‘zgarishlari. Yuqoridagi egri chiziq Pinatubo vulqoni tasiri davriga, quyi egri chiziq

regressiya chizig‘i). Ko‘p yillik o‘rtachalangan ma’lumotlar asosida tuzilgan. Absissa o‘qi bo‘yicha tunning boshlanishi soatlarda ifodalangan vaqti. 1.3-jadval V filtrdagi ekstinksiya koeffitsiyentining o‘rtacha oylik qiymatlari Ойлар Железнякова 1981-1982 Мельников 1991-1994 Тиллаев, 2005 1991- 1994 1995- 1998 1995- 2002 Май 0.2 0.2 0.117 0.145 Июн 0.225 0.22 0.209 0.153 0.195 Июл 0.235 0.22 0.219 0.189 0.205 Август 0.215 0.22 0.224 0.189 0.193 Сентябр 0.19 0.2 0.207 0.18 0.172 Октябр 0.165 0.19 0.21 0.139 0.145 Ноябр 0.133 0.17 0.209 0.126 0.126 19

1.4. Tungi osmon foni Observatoriya atmosferasi sifatini baholashda tungi osmon foni asosiy xarakteristikalardan biri hisoblanadi. Tungi osmon foni va tasvir sifati teleskop samaradorligini cheklaydi [SHevchenko, 1973]. Atmosfera yog‘dusi yoki tungi osmon foni ikki tarkibiy qismdan iboratdir: atmosferik va noatmosferik. Atmosferik qism asosiy komponentalari yuqori atmosferaning yorug‘ligi va samoviy fon (u zodiokal yorug‘lik, diffuziyali gallaktikalar va yulduzlar fonini o‘z ichiga olad) kiradi [Roach & Smith,, 1976; Allen, 1977; Roch i Gordon, 1977]. Tungi osmon fonining fizik sabablari yuqori atmosfera neytral tarkibining kvant nuri tasirida beradigan fotoximiyaviy reaksiyasi ( 90 – 100 km yuqorida) va ionlar ishtirokidagi reaksiyalar (250 – 300 km) dir [Poch i Gordon, 1977]. Bugungacha

- 21 m .7 yuqoridagidek ekanligi aniqlandi. Muallif 1975-78 yillardagi tadqiqotlar asosida Maydanak tog‘i tungi atmosfera yorug‘ligi o‘rtacha V -22 m .9±0 m ,3 ni tashkil qilishi aniqlandi. Bundan tashqari muallif takidlashiga ko‘ra, somon yo‘lida to‘planadiganlar ordinar fotometriyasi yo‘li bilan olingan tungi osmon yorug‘ligi nisbatan yuqoridir va integral fon va uning tarkibi haqida aniq malumotni beradi va astropunktga xarakteristika berishda obyyektiv ma’lumot bo‘lolmaydi. Zdanavichuv va Sudjus 1976 va 1977 yilda 4 oysiz tun davomida 40" diafragma va V filtrda o‘lchashdi. O‘rtacha osmon foni 21m.6±0m.3 ni tashkil qildi. Nihoyat Maydanakning tungi osmon foni 1984 – yilda Kutirevim [1985] tomonidan Fabri – Pero spektrometrida o ’ lchashlar olib borildi . Kuchsiz cho ’ zilgan H ll so

II-Bob Jahondagi yetakchi observatoriyalarning astroiqlimi Yevropa Janubiy observatoriyasi (ESO European Southern Observatory qonuniy nomi – Yevropa astronomik kuzatishlarni Janubiy yarim sharda tashkillashtirish)- Xalqaro tekshiruv tashkilotida 14 Yevropa davlatlari va Braziliya davlati bor. 2.1-rasm Yevropa Janubiy observatoriyasi (European Southern Observatory) Observatoriyada birinchi bo’lib 3,5 metrli ko’zguli teleskopda kompuyuter orqali boshqarish amalga oshirildi. Hozirgi kunda havaskor teleskoplar ham shunday imkoniyatga ega. Yevropa Janubiy observatoriyasining boshqa qismi Chilining Atakama cho’lida joylashgan Very Large Telescope ( juda katta teleskop) observatoriyaning asosiy joylashgan joyi. Very Large Telescope – bu 4 ta 8 metrlik teleskop (rasmda keltirilgan) Yevropa Janubiy

davlatlardagi yetakchi astronomlar tomonidan amalga oshirildi va 1954 yil 26 – yanvar ESO deklaratsiyasida imzolandi.Janubiy yarim sharni tanlashdan asosiy maqsad refrektorli teleskoplar o’sha vaqtda Shimoliy yarim sharda joylashgan edi. Bundan tashqari ko’p obyektlar Somon yo’li va Magellan bulutlarini faqat Janubiy yarim shardan kuzatish mumkin . Birinchi marta teleskopni Janubiy Afrikada o’rnatish rejalashtirildi lekin kuzatishlar shuni ko’rsatdiki Janubiy Andagi sharoit yaxshiroq va 1963 yil 15- noyabrda observatoriyani joylashtirish joyi sifatida Chili mamlakati tanlandi. Bu masaladan oldin 1962 yil 5 oktyabrda Belgiya , Germaniya, Fransiya , Nederlandiya va Shvetsiyada ESO konveksiyasi imzolandi, bosh direktorlik vazifasiga Otto Hekman tayinlandi.Birinchi marta o’rnatilgan ESO telesk

2.3-rasm Juda katta teleskop Yevropa astronomlariga janubiy osmonlarni o’rganish uchun 1962 yilda tashkilot tashkil qilindi.Unda dunyodagi eng zamonaviy sanalgan eng katta mukammal texnik teleskop o’rnatilgan NTT(New Technology Teleskope - yangi texnologiyali teleskopi) diametri 3.6 bo’lgan birinchi ilg’or optikali teleskopi La- Silladagi observatpriyada o’rnatilgan VLT (Very Large Telescope) 4 ta 8.2 metr tizimdagi teleskop va 4 ta 1.8 metrdagi yordamchi teleskoplar Paranal observatoriyasida o’rnatildi. Ishning yakunida Yevropada juda katta bo’lgan 40 metr ko’zguli bo’lgan teleskopni o’rnatilishiga tayyorgarlik ko’rilyapti, bu dunyoda eng katta teleskop bo’ladi. 2013 yilda ALMA – qurilishini yakunlash rejalashtirildi bu eng katta astronomik obsrevatoriyalardan biri, qaysiki millemetrlar v

oshiriladi.ALMA Xalqaro prayekt hisoblanadi, qaysiki unda Yevropa Sharqiy Osiyo va Shimoliy Amerika va Chili mamlakatlari ishtirok etadi.Astronomik kuzatishlarni amalga oshirish uchun tabiiy sharoit yaxhi bo’lganligi uchun ESO tarkibiga kiruvchi observatoriya asboblari Atakama cho’liga joylashtirildi. La- Silla, Paranal, Leyano Dchaxnontor observatoriyalarining bosh binosi Germaniyaning Myunxen shahri yaqinidagi Garx shahriga joylashtirildi. Paranal observatoriyasi - Astronomik observatoriya And tog’lar tizimidagi Atakama cho’lida Serro Paranalda 1999 yilda ish boshlagan [http:// www.eso.org ]. Observatoriya dengiz sathidan 2635 metr balandlikda Antafagaskada 120km janubda joylashgan. Observatoriya Janubiy Yevropa observatoriyasiga qarashli. Paranal observatoriyasining eng katta quroli eng

2.5-rasm 360 gradusli panorama 2.6-rasm Juda katta teleskop (4 ta 8 metrlik teleskoplar) 26

2.1 Maydanak observatoriyasi Maydanak tog’i astroiqlimini o’rganish XX asrning 60 – yillari oxirlaridan boshlangan [Tillayev бошқалар , 200 3 ]. Olib borilgan ko’pyillik tadqiqotlar natijasida Maydanak tog’i astronomik ob’ektlarni kuzatish uchun jahondagi eng noyob punktlardan biri ekanligi aniqlandi. XX asr 90 - yillari o’rtalarida Maydanak tog’ida jahondagi ilg’or astronomik markazlar bilan hamkorlikdagi ilmiy dasturlarning boshlab yuborilishi natijasida astroiqlimning asosiy parametri – ε FWHM (katta teleskop fokal tekisligidagi uzoq eskpozitsiyada olingan va to’lqin uzunligi λ = 500 nm bo’lgan yulduz tasviri profilining maksimal intensivligi sathining yarmidagi to’la kengligi) ni o’rganish masalasi yana kun tartibiga qo’yildi. Gap shundaki, Maydanak tog’ida bu parametr bir nechta tadqi

metrli reflektor BTA o’rnatish uchun joy tanlash bo’yicha ishlar olib boriladi. Shu maqsadda Kavkaz va O’rta Osiyoning har xil rayonlariga 15 ta astroiqlim ekspedistiyasi uyushtirildi. Dasturga ko’ra Danjon-Kude shkalasi bo’yicha vizual kuzatuv va AZT-7 teleskopida yulduz tasvirining titrashini fotografik o’lchash ham kiritilgan edi. Ushbu qurilma yordamida o’rta Osiyo rayonlarida astroiqlim o’lchashlari o’tkazildi. Teleskop fokal tekisligidagi yulduz tasvirining siljishi  dan ulkan teleskopdagi tasvirning o’lchamiga quyidigi bo g’ lanish orqali o’tiladi:  FWHM = 1.24  cos z (3) DLP-asbobi. Maydanakda foydalanilgan asbob-uskunalar ichida diqqatga sazovori DLP – ikki nurli qurilmadir. Tasvir sifati DLP yordamida vizual baholanadi. Ammo bu qurilmaning g’ oyasi eng yaxshi g’ oyalardandir

FWHM= σ 6/5 . (2.1) 2.7 - rasm . Ikki nurli priborning optik sxemasi DLP oldida atmosfera trassasi optik funkstiya katta teleskop bilan teng bo’ladi. Agar a) DLP va kata teleskop bitta yulduzga bir vaqtda qaratilgan bo’lsa b) katta teleskop optik abberastiyasi FWHM < 0.3" - DLP ajrata olish qobiliyatining vizual chegarasidir. Ammo s o’ nggi tadqiqotlar natijalariga ko’ra ma’lum bo’ldiki, o’sha paytda olingan o’rtacha koeffistient katta teleskopda yulduzlar titrashi amplitudasi o’rtasidagi bo g’ liqlik h aqiqatga yaqin bo’lib chiqdi :  FWHM =1,75  DPP ) cos( z (2.2) Bu yerda  FWHM - katta teleskop uchun yulduzning zenitdagi tasviri o’lchami,  DPP - yulduzlar difrakstion tasviri masshtabida o’lchangan DLP bali, z - zenit masofa. Fotoelektrik qurilma (FEP). FEP ko’chma (portativ) ek

chetida hosil bo’ladi va uning ekvivalent fokus masofasi 18 m ni tashkil qiladi. Svetofiltr (SZS-8, qalinligi 5 mm) mikroob’ektiv bilan ko’zgu pichoq orasida joylashgan. To’lqin uzunligi  =5500 A  va kengligi 1200 A  optik tripletni o’tkazib yuborish markazlashtirilgan. Ko’zgu pichoqdan qaytgan yulduz tasvirining bir qismiga mos keluvchi yorug’lik oqimi Fabri linzasi orqali yon tomondagi FEU ga tushadi. Yoru g’ lik oqimining boshqa qismi esa ikkinchi FEU ga tushadi. Qurilma bu ikki yoru g’ lik oqimi farqini o’lchaydi. Bitta koordinata bo’yicha ko’zgu pichoq qirrasiga nisbatan yulduz tasvirining o g’ irligi markazi burchak siljishini belgilaydi. Agar siljish, yulduz tasviri razmeridan juda kichik bo’lsa, unda yoru g’ lik oqimlari farqi yulduz tasviri o g’ irlik markazi burchak siljishini

2.8-rasm. Fotoelektrik priborning optik sxemasi DIMM-priborining tuzilishi va ishlash prinstipi DIMM-instrumenti nazariyasi, uning tuzilishi, ishlash prinsipi va kalibrovkasi Sarazin va Rodde tomonidan yoritilgan. Ma’lumki, D diametrli kichik teleskopdagi tasvirning o’rta kvadratik titrash kattaligi  2 turbulent atmosferaning optik xususiyatini belgilovchi Frid paramerti r 0 bilan quyidagicha bog’langan: Ushbu formulaga asosan yulduzning katta teleskop fokal tekisligida uzo q ekspozistiya bilan olingan atmosferik tasvirining o’lchami q uyidagicha beriladi:0r 0.98 FWHM        ( 2.4 ) Barcha hisob-kitoblar uchun  =500nm deb olinadi. Maydanak tog’ida o’rnatilgan DIMM-teleskopining optik sxemasi 15-rasmda berilgan. DIMM-instrumenti asosiy ko’zgusining diametri 279 mm va fokus masofa

2.9-rasm. DIMM-instrumentining optik sxemasi. M1-bosh ko’zgu; M2- ikkilamchi giperbolik ko’zgu; W1- kirish tirqishi; W2-prizma-ponali kirish tirqishi. W2 prizma-pona nurni 195 yoy sekundi burchakka og’adi, buning natijasida teleskop fokal tekisligida yulduzning ikkita tasviri hosil bo’ladi. Instrument kirish qismiga ikkita, diametri 80 mm dan bo’lgan va bir-biridan 200 mm masofada joylashtirilgan diafragma o’rnatilgan. Bu diafragmalar Shmid korrekstion plastinkasiga bevosita o’rnatilgan. Ulardan biriga nurni 195 yoy sekundiga sindiruvchi prizma-pona o’rnatilgan. Yorug’lik priyomnigi sifatida kvadrat piksellarining o’lchami 10x10 mkm bo’lgan ST-5 PZS-matrista tanlangan. Ushbu konfigurastiyada instrument nominal fokus masofasida yulduzning ikkita tasvirini hosil bo’lib, ular orasidagi masofa

tushishi kerak. Buning uchun ikki shart bajarilishi kerak. Birinchisi, atmosfera turbulentligi Kolmlgorov-Obuxov qonuniga bo’ysunishi lozim, ikkinchisi kirish tirqishlari orasidagi masofa ular orasidagi masofadan bir necha b a robar katta bo’lishi kerak (bizning misolimizda d/D=25). Kuzatuv natijalarini taxlil etish paytida Frid paramerti r 0|| va r 0  mikdori bir-biridan ancha kattaga farq qilsa bu ma’lumotlar tashlab yuboriladi. O prital eskpozistiya vaqti mos ravishda  1 =10 va  2 =20 ms etib belgilandi. Bu o’z navbvtida Sarazinning vaqt bo’yicha o’rtachalash effektini ham hisobga oladi:        0 1 1 2 2 2 2 2  (2.6) Maydanak observatoriyasida tungi tasvir sifatini o’lchash 1996 yil avgust oyida boshlanib 2003 yilning dekabr oyigacha davom ettirildi. Yuqoridagi vaqt oralig’i

2.10 - rasm . Tungi atmosferik tasvir sifatining kommulyativ va statistik taqsimoti . 2 . 1 - j a d v a lO y Tunlar soni o’lchash-lar soni FWHM (25% ) FWHM (m ediana) FWHM (75% ) FWHM (o’rtacha) I 7 4 6 5 7 0 0 , 6 0 0 , 7 9 1 , 0 3 0 , 8 8 I I 7 0 7 1 7 1 0 , 6 0 0 , 7 7 0 , 9 8 0 , 8 4 I I I 4 3 3 7 6 2 0 , 5 6 0 , 7 1 0 , 9 1 0 , 7 6 I V 5 2 4 2 2 0 0 , 6 1 0 , 7 7 0 , 9 7 0 , 8 4 V 9 1 7 5 9 6 0 , 5 5 0 , 7 0 0 , 8 8 0 , 7 5 V I 1 1 9 9 3 2 6 0 , 5 7 0 , 7 1 0 , 9 0 0 , 7 6 V I I 1 6 5 1 2 6 3 0 0 , 5 9 0 , 7 4 0 , 9 3 0 , 7 9 V I I I 1 7 6 1 6 3 7 0 0 , 5 7 0 , 7 2 0 , 9 2 0 , 7 934

I X 1 9 7 2 2 0 4 1 0 , 5 5 0 , 7 0 0 , 8 8 0 , 7 4 X 1 5 5 1 6 9 3 8 0 , 5 3 0 , 6 9 0 , 8 8 0 , 7 6 X I 9 4 9 4 6 4 0 , 5 1 0 , 6 5 0 , 8 2 0 , 7 0 X I I 8 6 7 3 6 4 0 , 5 7 0 , 7 2 0 , 9 2 0 , 7 8 J a m i ( o ’ r t a c h a ) 1 3 2 2 1 2 3 4 5 2 0 , 5 6 0 , 7 1 0 , 9 1 0 , 7 735

2.2 Kanar va Gavay orollardagi observatoriyalar Kek telaskopi ( observatoriyasi ) Gavay orollari Mouno Kea tog ’ i Mouna Kea observatoriyasi . (W.M.Keck Observatory) 10 metrlik 8 yarastlik 300 tonnalik Kek teleskoplar konstruksiyasi dunyodagi eng yaxshi yutug’lardan biri. Har bir bosh ko’zgu 36 ta 6 ti burchakli segmentlardan iborat. Qaysiki hammasi bitta yaxlit oynada ishlaydi –texnologiya revolutsiyasi ko’zguning quvvatini oshiradi. Bu teleskop Mauno–Kea tog’ida joylashgan. 2.11-rasm. Mauno–Kea tog’idagi teleskop Dunyodagi eng katta optik va infraqizil nur teleskopi hisoblanadi. U olimlarga qator yangiliklarni yaratishga yordam beradi : Galaktikada koinot cheti mavjudligi, yangi tabiatni gamma nurlari sochilishi mexanizmi ko’plab planetalar atrofidagi yulduzlar fonini ochishda yordam ber

Mauno –Kea observatoriyasi (Mauno –Kea observatory) –Xalqaro prayekt, bir qancha ilmiy tekshirish markazlari, teleskoplari AQSH dagi Gavay orollaridagi dengiz sathidan 3730 metrdan 4190 metr balandlikda bo’lgan Mauno –Kea vulqoni tepaligida joylashgan. 1967 yilda tashkil etilgan bo’lib, observatoriya hududi Gavay Universitetiga ijaraga berilgan. Mauna Kea observatoriyasi dunyodagi optik kuzatishlar infraqizil va spektr ko’rish doiralarini kuzatish qulay bo’lgan Tinch okeanidagi baland joyda joylash gan . Roke-de-los-Machucha observatoriyasi – astronomik observatoriya Ispaniyadagi Kanar orollarida joylashgan La–Palma orolidagi Grafia Munesipaletetida 1985 yilda tashkil etilgan . Observatoriya Kanar Astrofizika Instetutiga qarashli shimoliy observatoriyalar tarkibiga kiradi. Uskunalarning a

Observatoriyada I. Nyuton nomli teleskopda ish boshlandi. 1979 yilda La- Palmadagi Qirollik observatoriyasi Grenvichga ko’chirildi. Angiliyadagi Susseks Grafligidagi Xyorstmons qasri yonida joylashgan . Observatoriya Santa –Krus –de- La – Palmada Ispaniya, Shvetsiya, Daniya va Buyuk Britaniya vakillari ishtirokida asos solindi . Germaniya , Italiya ,Norvegiya, Nederlandiya Fillandiya, Islandiya va AQSH keyinchalik azo bo’lgan. Observatoriya1985 yil 29- iyunda Ispaniya Qirollik oilasi va 6ta Yeropa davlatlari boshliqlari ishtirokida qonuniy ochildi. Bu yig’indi amalga oshirish uchun maxsus 7ta vertaliyot qo’nadigan maydoncha tashkil etildi. Observatoriyani joylashish o’rni dunyoda astroiqlimning sifatini o’rganish bo’yicha ikkinchi o’rinda (FWHM ko’rsatkichlar bo’yicha) Gavayadagi Mauno –Ke

Astronomik kuzatishlar aniqligini oshirish uchun qo’yilgan talablar, teleskoplarda o’lchash chegaralaru yuqoriligi kuchsiz va juda kuchsiz osmon jismlarini kuzatish uchun bir qator tashqi tabiiy omillar muhim ahamiyatga ega bo’ladi. Tabiiy omillar majmui berilgan joyning astronomic kuzatuvlar olib borishga yaroqliligini aniqlovchi astroiqlim deb ataladi. Bu omillarga quyidagilar kiradi. Ochiq kunlar va tunlar soni (atmosfera maksimal tiniqligidagi) havoning changlanish darajasi, tungi osmon foni yorqinligi, atmosfera turbulentligi intensivligi bu omildan yulduz tasviri tebranishi va miltillashiga bog’liq bo’ladi. Observatoriy yaqinida inson faoliyati ham astronomic kuzatishlar olib borishiga qo’shimcha halaqitlar beradi. bularning asosiylarini sanab o’tamiz: osmon foni yoritilishi, telesko

Pulkovo abservatoriyasi hozirgi faoliyat olib borilayotgan va eng qadimgi abservatoriyalardan biridir. U 1839 yili ishga tushgan. Uni qurilishi uchun joy tanlash juda uzoq davom etgan va himoyaviy zona tashkil etilgan. Bu zona astroiqlimni saqlash uchun tashkil etilgan. Shu tufayli asbob-uskunalarning sifatliligi tufayli Pulkovo abservatoriyasi dunyo astronomiya poytaxti degam shuxratga ega bo’ldi. Hududning intensiv ravishda o’zlashtirilishi, shaharning o’sib borishi, yirik obekt qurilishlari, aeraport kompleksi kengayishi teplitsa xo’jaligi qurilishi chiqindixonalar paydo bo’lishi, atrof-muhit fizik xususiyatlari o’zgarishiga olib keldi. Texnogen halaqitlar ortishiga va astroiqlim yomonlashuviga olib keldi. Yuzaga kelgan muammoli masalalar quyidagilardan iborat: Osmon foni shovqin omili

atmosferamizda mavjud bo`lmagan spektr chiziqlari qulay “ifloslantiriladi” bu esa ko`pincha tashvishlar olib keladi. Hududidagi tehnogen shovqinlar unga yaqin joylashgan kata observatoriya Kiev shossesi, temir yo`l magistrali yordamida yanada kuchayadi. Bu shovqinlar yulduz tasvirini 0,1 ga chastotadan 0.01Gs chastotagacha tebrantiradi, tebranish amplitudasi 0,2 ’’ ba’zilari esa 1,0 ’’ gacha. Bu esa hisoblash ishlarini qiyinlashtirib yuboradi. Rossiya fanlar akademiyasining “Pulkovo” seysmik stansiyasining ma’lumotiga ko’ra oxirgi 30 yilda fon halaqitlari darajasi ikki marta ortgan. 1956 yil texnogen halaqitlar darajasi 0,2 mkm, 1985 yilda esa 0,4 mkm ga yetdi. Tebranish amplitudasi esa taxminan 1 sekunnd atrofida bo’ldi. Ishchi kunlarida halaqitlar o’rtacha amplitudasining ishchi bo’lmaga

Yorug’likni atmosferada yutilishi tufayli susayishi tabiiy va texnogen sabablarga bog’liqdir. Kosmik obektlardan keladigan yorug’lik yo’lidagi asosiy yutuvchi kompanentlar azon va suv bug’idir. Yirik aerozollar tomonidan yorug’likning yutilishiga, to’lqin uzunligiga bog’liq emasliligi u tundan bu tungacha 0,2 – 0,4 gacha o’zgarib turadi. Yer atmosferasi orqali osmon jismlarini kuzatish natijasida olimlar atmosferada mavjud bo’lmasligi kerak bo’lgan jismlar mavjudligini faktlar asosida aniqladilar. “Atmosferaning ifloslanishi ” aerozol sonining ortishi, suv bug’ining ortishi tiniqlik koeffitsentani kamayishiga olib keldi. V.B.Nikonov tomonidan olib borilgan ilmiy izlanishlar vizual tiniqlik koeffitsenti p=0,84 tengligi aniqlandi. Xuddi shu to’lqin uzunligi diapozonida so’ngi izlanishlar shu

uchburchak shaklida ko’tarilib borib, Pliadada tugagan. Pliada esa bizning gallaktikamiz tekisligi bo’ylab cho’zilib, yulduz va tumanliklardan iborat yoydir. Bu manzara umumiy kengligi 180 gradus bo’lib, to’rtta alohida kadrdan iborat bo’lib, Tenerife orolidagi milliy parkda tushirilgan. Zadikal yorug’lik Izoh: Ba’zan osmon o’z o’zidan yorug’lik chiqaradi. Bu esa bizga bulutlarni quyosh yoki oy nurini qaytargandek bo’lib tuyuladi. Agar u osmon bo’ylab cho’zilgan uzun chiziq butun shaklida yorug’ yo’llardan iborat bo’lsa, biz sonon yo’lidagi miliardlab yulduzlarning xamjihatlikdagi nurlanishini kuzatayotgan bo’lamiz. Bu manzarada ham biz tushurgan tasvirda ana shu hodisa tasvirlangan. Yorug’lanish gorizintga joylashgan bo’lsa va uchburchak shaklida bo’lsa u holda u zodikal yorug’likdir. Zod

2.3 Samarqand observatoriyasining astroiqlimi va meteorologik parametrlari Astronomiya bo’yicha mutaxasislar hozirgi vaqtda Qarshi va Samarqand Davlat Universitetida Fizika va Astronomiya o’qituvchilari Nizomiy nomli Toshkent pedogogika Unversitetida va yana beshta (Jizzax, Qo’qon, Navoyi, Nukus, Toshkent viloyati Angren shahri) va Respublika Inistetutlarida tayyorlanmoqda. Astronomiya hodimlarini tayyorlash yuqorida sanab o’tilganidek oliygohlarda Astronomiya Inistetutida Fanlar Akademiyasining Respublika O’quv Muassasasida moddiy texnika bazasini yaratish astronomik tarmoqlarda va ilmiy o’quv observatoriyalarida amalga oshiriladi. Birinchi observatoriya tarmog’i SAM DU da 2006 yilda Samarqand observatoriyasi qurildi. Samarqand observatoriyasida uskunalar bazasining paydo bo’lish Kassek R

davom etdi. (1-rasmning chap tasviri ) izlanishlar shuni aniqladiki Samarqand shahrining median tasvir sifati 1,68 sekund kenglikda aniqlandi. (1-rasmning o’ng tasviri ) Pulkovo (2,5’’) Tyanshan (Olmota) Astronomik observatoriyasidan (2,6’’) Qrimdagi astronomik observatoriyasida (2,2’’)quyidagi observatoriyalarga nisbatan yaxshi. 2.13-rasm To’liq qator tasvir sifatini ko’zatish va yuqori taqsimlanishi . Kuzatishlarning ikkichi bosqichida 2007 yildan modernezatsiya qilingan yangi programmalashtirilgan DIMM priboridan foydalanildi. Median tasvir sifati 1.54 kenglikni tashkil etdi. Ilmiy kuzatishlar shuni ko’rsatdiki Samarqand observatoriyasining sharoiti qator izlanishlar va monitor kuzatishlar olib borish uchun qulayligini ko’rsatdi. Ma’lumki tasvir sifati juda asosiy parametr atmosfera sha

borildi. 3 mingdan ortiq natija olish uchun 123 kecha kuzatishlar olib borildi. 2.14- rasmda Umumiy kuzatishlar ko’rsatilgan. Statistika shuni ko’rsatadiki median tasvir sifati 1,68 burchak sekundga teng, o’rtacha 1,76 burchak sekundni tashkil etadi. Huddi kutilganidek bu parametrlar bo’yicha 21-rasmda Samarqand observatoriyasidagi o’tkazilgan barcha kuzatishlarning tasvirlari ko’rsatilgan. 5- Jadvalda tasvir sifatining mavsumiy natijasi keltirilgan oylar Tundagi kuzatishlar soni Aniqlashlar soni Burchak sekundlarning median aniqliklari Burchak sekundlarning o’rtacha aniqliklari 46

1 2 36 1.39 1.44 2 10 168 1.33 1.39 3 9 452 1.39 1.45 4 6 241 1.56 1.61 5 14 371 1.76 1.83 6 26 772 1.96 2.03 7 9 221 1.75 1.80 8 11 61 1.78 1.83 9 17 244 1.76 1.82 10 12 305 1.52 1.71 11 5 91 1.91 1.96 12 2 52 1.64 1.63 jami 123 3014 1.68 1.76 Biz shuni aniqladikki, o’rganishlar va bir qancha asosiy astronomik tadqiqotlar pastda keltirilgan . Qor o’lchamlari va musoffo osmon kechalari etarli bo’ldi. Astroiqlimning asosiy parametri bu – tasvir sifati bо‘lib, u kuzatish joyining atmosferasi turbulentligi tufayli yulduz kо‘rinma diametrining kattalashishi va tasvir shaklining buzilishi hisoblanadi. Tasvir sifati yoy sekundlarida о‘lchanadi. Maydanak observatoriyasi va jahonning boshqa yetakchi observatoriyalarida bu kattalikning median qiymati 0.6–0.9 yoy sekundini tashkil etadi. Samarqandda

Tungi ochiq vaqtlar miqdori О‘zbekiston Gidrometeorologiya xizmat markazi tomonidan 2002-2005 yillarda olingan ma’lumotlar asosida baholandi. Umumiy sutkalar soni 1400, har bir sutkaning bulutliligi 10 ballik sistemada 8 marta baholangan. Baholarni olish vaqtlari mahalliy vaqt bо‘yicha soat 2, 5, 8, 11, 14, 17, 20 va 23 lardan iborat. Tungi ochiq vaqtlar miqdorini baholash uchun bu ma’lumotlardan sutkaning tungi qismida olingan baholar ajratib olindi. Bu vaqt tun davomida Quyosh gorizontdan 18 gradusdan past bо‘lgan vaqt oralig‘ini о‘z ichiga oladi. 2.15-rasm. Bir sutkadagi minimal xavosi ochiq soatlar miqdori 2.15-rasmda Samarqand, Toshkent, Qrim, Shimoliy Kavkaz va Pulkovo punktlari uchun oylik о‘rtachalashtirilgan bir sutkaga mos keluvchi minimal ochiq vaqtlar miqdori oyma-oy kо‘rsatilg

observatoriyada deyarli bir xil, boshqa (qishki) oylarda Samarqandda bulutli tunlar soni kо‘proq. 2.16-rasm. Ochiq vaqtlar miqdorining mavsumiy о‘zgarishi Samarqand ilmiy-о‘quv observatoriyasida 2007 yilning may-iyun oylarida DIMM qurilmasi uchun yangi dasturiy ta’minot yaratildi [4] va uning yordamida may-oktabr oylarida kuzatuv ishlari olib borildi. Quyida keltirilgan 24-rasmda 2004 yilda olingan ma’lumotlar bilan birgalikda yangi dasturiy ta’minotga ega bо‘lgan DIMM qurilmasi yordamida о‘lchangan 2007 yildagi Samarqand ilmiy- о‘quv observatoriyasidagi astronomik tasvir sifati keltirilgan. 2.17 -rasm. Samarqandda о‘lchangan tungi astronomik tasvir sifati 49

Jadvalda 2004 va 2007 yillarda turli dasturiy ta’minotga ega bо‘lgan DIMM qurilmalari yordamida olingan tasvir sifati bо‘yicha statistik ma’lumotlar keltirilgan. Jadvaldan kо‘rinib turibdiki, har ikki yilda olingan ma’lumotlar bir- biriga juda yaqin statistik kо‘rsatkichlarga ega. 2004 yil (yoy sekundlari) 2007 yil (yoy sekundlari) 25 -persentil 1.23 1.27 Median qiymat 1.50 1.52 75 -persentil 1.84 1.81 О‘rtacha qiymat 1.57 1 .54 2 .18 -rasm. Tasvir sifatining kumulyativ taqsimoti Samarqandda olingan tasvir sifatining kumulyativ taqsimotini har ikki yil uchun solishtirsak (25-rasm), ularning ustma-ust tushganligining guvohi bо‘lamiz. Xulosa qilib aytganda, Samarqand observatoriyasidagi ochiq tunlar miqdori yoz oylarida yetarlicha yuqori qiymatga ega. Tasvir sifati 2004 va 2007 yillarda har-

2. 4 Samarqand observatoriyasi da qo’llaniladigan teleskop haqida Ishlab chiqaruvchi Grabb Parsons Montirovka turi minus ekvatorial montirovka. Asosiy ko’zgu diametri 480 mm, qalinligi 70 mm. Fokus masofasi: 2290 mm Fokus nisbati: 1.4,8 Nisbiy tirqish: D/F 1:4,8 Teleskopning sistemasi: Cassegring sistema. Ekvivalent fokur masofa: 9540 mm Ekvivalent nisbiy tirqish: 1:20 Masshtab: 10mm=3,6 1 Asosiy ko’zgudagi markaziy tirqish diametri 50mm. (Cassegrin ikkilamchi ko’zgu diametri 128mm). Asosiy ko’zgu tubidan vokal tekisligigacha masofa 290mm.Yordamchi teleskopga ko’zgusining diametri 160 mm. Tasminiy fokus masofasi 194 mm. Izlovchi turba AT-1: diametri: 50mm, ko’rish maydoni 11 0 kattalashtirishi 6 marta. 17m R – filtrda yulduzlarni kuzatiladi [17- 20]. 51

2 .19 - rasm . AP 10 teleskopining ko ’ rinishi52

KUZATUVCHILAR UCHUN QO ’ LLANMA . Ushbu qo ’ llanma Samarqand o ’ quv observatoriyasidagi 0.48 m lik Grabb Parsons teleskopida AP 10 kamera sini qo ’ llagan holda kuzatishlar tartibini mujassam etgan . Kuzatishlar o ’ tkazish , avvalo teleskopning va mavjud asboblarning yaxshi saqlanishini ta ’ minlash maqsadida ushbu qo ’ llanmadagi ketma - ket berilgan ko ’ rsatmalarga qat ’ iy rioya qilish talab etiladi . Teleskopni kuzatishlar uchun qulay bo ’ lgan ob - havo sharoitida “ qulay sharoit ” ishga tayyorlashning bosqichma - bosqich amalgam oshirilishi ushbu qo ’ llanmaning asosiy qismini tashkil etadi . ” Noqulay sharoit ” jarayoni esa ushbu qo ’ llanmaning alohida bandida berilgan . 1. Kuzatishdan oldin (kunduzi) Kuzatuvchi shom paytidan taxminan 1,5 - 2 soat oldin kuzatish joyiga kelib, k

Asosiy kompyuter qo’shiladi va kamera kerakli haroratgacha sovutiladi. Asbobni qo’shish jarayonlari: “AP10 kamerada kuzatish uchun mo’ljallangan qo’llanma” da berilgan. Mazkur kecha uchun kuzatish rejasini tayyorlash. 2. Kechki shulalar (yassi maydon tasvirini olish) 2.1 Meridiandan ~ +1-2 soat keyin teleskop osmonning g’arb tomon qismiga, yoki osmonning bulutsiz, yorug’ bo’lmagan tomoniga o’rnatiladi. Zarurat bo’lganda soat mexanizmi qo’shiladi (ulagich soat mexanizmi blokining chapdan pastida joylashgan). 2.2 B(Blue) filtr qo’yiladi. 2.3 Qachonki osmon fonining o’rtacha qiymati tasviri bo’yicha 15000ADU dan kam bo’lsa, sinov vaqti (15 sekund) qilinadi, shu vaziyatda yassi maydon tasvirini olishni boshlash mumkin. yassi maydonning barcha tasvirlari uchun har qaysi filtrda bir xil ekspozi

3.2 Bo’sh ( Empty ) filtr qo’yiladi, sinov tasvirlar seriyasi o’tkaziladi (5 sek., zarurat bo’lganda ekspozitsiya vaqtini o’zgartirish mumkin). Kamera nazorati dasturidagi, tasvirlar orasidagi vaqt 5 sek. bo’lgan Fokusing ilovasi qo’llaniladi. 3.3 Teleskop fokusirovkasi, teleskopni fokusirovka qilish pultidagi “+” yoki “-“ tugmachalar bosilib, ikkilamchi oynani siljitish orqali amalgam oshiriladi. 3.4 Tasvirlar fokuslangan hisoblanadi, agarda tasvirda “siing” qiymati kam bo’lsa. 3.5 Zarurat bo’lganda fokusirovka qilishni, kuzatish paytida ham istalgan vaqtda takrorlash mumkin. 4. Kuzatish. 4.1 Teleskopni kerakli manbaga yunaltirish (o’rnatish) uchun ish ctolidagi VI.3 dasturni qo’llang. Bu ilovaning ko’rsatmalari bilan tanishing. Teleskopni manbaga yunaltirish uchun “Teleskopning soat burc

qaysi filtrda yassi maydonning barcha tasvirlari uchun bir xil ekspozitsiyani qo’llash tavsiya etiladi. 5.4 Ertalabki shulalar uchun yassi maydon tasviri, ekspozitsiyalar oralig’ida tasvirni ~ 10-15 arc.sek. ga o’zgartirish orqali filtrlarning quyidagi ketma-ketligi bo’yicha olinadi: I(Infrared), R(Red), V(Green), B(Blue). 5.5 Tasvirda fonning o’rtacha qiymati 15000 ADU dan oshmasligi kerak. Shuningdek, 2000 ADU dank am bo’lgan fon bilan ham tasvir olish tavsiya etilmaydi. 5.6 Yassi maydon tasvirini olish tugagach, xuddi shunday vaqt yig’indisi bilan qora maydon ( Dark ) ning ham 5-10 ta tasvirini olish kerak bo’ladi (yani: silliq maydon tasviri uchun ekspozitsiya vaqti 15 sek. bo’lgan bo’lsa, qora maydon tasviri uchun ham 15 sek. bo’lishi kerak). 6. Teleskopni yopish. 6.1 Teleskopning soa

7. noqulay ob-havo. 7.1 Agarda; qalin bulut, tuman, yuqori namlik (8% va yuqori), yomg’ir, qor yoki kuchli shamol kabilar tufayli kuzatish imkoni bo’lmasa, teleskop gumbazini ochmang. 7.2 agar kuzatish paytida, ob-havo keskin o’zgarsa (yomg’ir boshlansa yoki namlik birdaniga ko’tarilsa) zudlik bilan teleskop gumbazini yoping va 6-banddagi asbobni va teleskopni o’chirish ko’rsatmalariga rioya qiling. 7.3 momaqaldiroq paytida barcha qurilmalarni elektr manbaidan o’chirish kerak va binoning asosiy elektr manbaini o’chirish zarur. 57

Xulosa Shunday qilib, nazorat etilmaydigan texnogen omillarning kuchayishi natijasida astronomik kuzatishlarning aniqlik darajasi pasayib ketadi. Juda uzoq davom etadigan ba’zi-bir kuzatuvlar uzilib qoladi. Ko’p yillik mehnatlar zoe ketadi. 150 yildan quyosh observatoriyasi hududida olim va injinerlar tomonidan o’ta muhim biodinamik, geofizik, geodezik kuzatishlar olib borilmoqda. Buning natijasida kata amaliy ahamiyatga ega bo’lgan bilimlar majmui to’plandiki, ulardan insonlar juda uzoq vaqt foydalanishadi. Biz esa albatta vatanimiz hududidagi observatoriyalarni imkon darajasida himoyalashimiz, undan keng maqsadlarda foydalanishimiz va yoshlarimizga uni asrab avaylash haqaida ma’lumotlar berishimiz kerak bo’ladi. Chunki observatoriyalar natijasida olingan natijalar ertamizni belgilab bera

Adabiyotlar 1. I.A.Karimov “Jahon moliyaviy-iqtisodiy inqirozi O’zbekiston sharoitida uni bartaraf etishning yo’llari va choralari” Toshkent O’zbekiston 2009yil 2. I.A.Karimov “Mamlakatimizda demokratik islohatlarni yanada chuqurlashtirish va bu fuqorolik jamiyatining rivojlantirish kontsepsiyasi” 12 noyabr 2010yil. 3. Mursalimova G., Raximov A. Umumiy astronomiya kursi. Toshkent. ,,O’qituvchi “ 1976 y 4. Sarazin M. and Roddier. The ESO differential image motion monitor // Astron.Astrophys. – 1990. – 227. – p.294-300. 5. Шевченко В.С. Результаты астроклиматических наблюдений на горе Майданак, Астрон.журн. 1973. том 50, вып.3. – с.632-644. 6. Щеглов П.В. Распределение измеренных фотоэлектрических r0 для двух среднеазиатских вершин и для свободной атмосферы // Астрон. цирк. -1980/ - № 1124,

11. Новикова Г.В. О количестве наблюдательного времени на изолированных горных вершинах // Астрон. цирк. 1972, № 672, С.5-7. 12. http :// www . campbellsci . co . uk 13. http://www.climate. uz/uz/section.scm? sectionIdқ7167&contentIdқ7175 14. Исаков И.С., Кардополов В.И., Соловейчик В.И. Прозрачность на г. Майданак по фотометрическим и актинометрическим наблюдениям // Атмосферная оптика, Ред. Дивари Н.Б. М.: Наука, 1974. – с.126-130. 15. Кардополов В.И., Филипьев Г.К. О прозрачности атмосферы и фоне ночного неба на г. Майданак в июне-июле 1976 г. // Писма в астрон. журн., 1979, т. 5, № 2, с.106-109. 16. Железнякова А.И. Прозрачность атмосферы в оптическом и инфракрасном диапазонах длин волн и ее вклад в эффективность астроклимата // «Астроклимат и эффективность телескопов». (ред. Шевченко

Купить

Похожие документы
Faxriy yorliq
Olamning yagona fizik manzarasi
Fazoda tekislik va ularga doir metrik masalalar
Quyosh sistemasi. Quyosh sistemasi va yer. Yerning geografik qobiqlari hamda tiriklik belgilari
Somon yo’li - shimoliy qutbi