Кометаларни ўрганиш - Астрономия - Дипломные работы

Информация о документе

Цена	9000UZS
Размер	287.6KB
Покупки	0
Дата загрузки	24 Сентябрь 2019
Расширение	doc
Раздел	Дипломные работы
Предмет	Астрономия

Кометаларни ўрганиш

Купить

«Кометаларни ўрганиш»

М у н д а р и ж а Кириш ........................................................... Ошибка! Закладка не определена. I боб. Кометалар ҳақида у мумий маълумотлар .................................................... 5 1.1. Kometa ............................................................................................................ 5 1.2. Xeyl-Bopp kometasi ..................................................................................... 10 1.3. Кометалар т узили ши bo`yicha ilmiy tadqiqodlar ....................................... 12 1.4. Aylanishi, K ometa yadrosidan moddalarning ajralishi ................................. 15 1.5. Quyosh sistemasining ichki sohasi ............................................................... 22 1.6. Tashqi Quyosh sistemasi .......................

Kirish Ma`lumki katta sayyoralar va ularning yo`ldoshlari, asteroidlar, kometalar hamda meteorlar Quyosh sistemasining a`zolari hisoblanadi. Shulardan ayniqsa kometalar ya`ni dumli yulduzlar alohida ajralib turadi. Bunday dumli yulduzlarni kishilar qadim zamonlardan kuzatib kelganlar. Chunki bu yulduzlar kishilar diqqatini o`ziga beixtiyor jalb qilganlar. Shunday “sochli yulduzlar” paydo bo`lganidan boshlab kishilar ularni bir necha marta oddiy ko`z bilan, astronomlar esa teleskoplar yordamida kuzatganlar va undan kerakli ilmiy natijalarni olganlar. Ayniqsa, kometalarni dunyo miqyosida o`rganish astronomiya fani uchun muhim ahamiyatga ega. Qadimda osmonda dumli yulduzlar paydo bo`lishi katta qiziqishga sabab bo`lgan va bu nom`alumlik ko`plab noaniq talqin va dahshatga sabab bo`lgan. Nima u

o`z boshidan o`tkazgan. Kichik sayyoralar bunday jarayonlardan chetda bo`lganligi tufayli Quyosh tizimining o`tmishini qayta tiklashga imkon beradi. Hammamizga yaxshi ma`lum o`tgan 2010-yilda Yaponiyalik astronom olimlar tomonidan juda ulkan loyiha amalgam oshirildi - ular kichik sayyora tashkil etuvchi moddalardan namuna olishga muvaffaq bo`ldilar. Ushbu namunalarni o`rganish orqali Quyosh sistemasi o`tmishiga tegishli ko`plab savollarga qisman bo`lsada javob olishimiz mumkin bo`ladi. Ushbu loyihaning nomi Xayabusadir. Demak BMI ning dolzarbligi birgina mana shu misol asosida ko`rsatilishi mumkin. Maqsad va vazifalari : Kometalarning ochilishiga oid tarixiy ma`lumotlar bilan tanishish; Ularning harakat trayektoriyasiga oid materiallarni topish va o`rganish; kometalarning orbitalari va chi

I боб. Кометалар ҳақида умумий маълумотлар 1.1. Kometa Kometa - bu uncha katta bo`lmagan osmon jisimi bo`lib, u planetalararo fazoga harakat qiladi va quyoshga yaqinlashganda undan yo`l-yo`lakay gaz ajratib harakatlanadi. Kometa bilan muz subtmatsiyasi (quruq parlanish) dan plazma holatigacha turli fizikaviy jarayonlar bog`liqdir. Kometa - bu Quyosh shakllanishidan qolgan qoldiqdir. Kometalarni kuzatish va hatto ularning kashf etilishi astronomiyaga qiziquvchilari tomonidan amalgam oshiriladi. Ba`zan kometalar juda yorqin bo`lib, butun ommaning e`tiborini tortadi. Qadimda yorqin kometalar paydo bo`lganda odamlarda qo`rquv uyg`otgan va karikaturistlar uchun ilxom manbai bo`lib xizmat qilgan. Asosan barcha kometalar Quyosh sistemasining tarkibiy qismi hisoblanadi. Ular planetalar kabi tortis

Kometa markazida diametri bir nech kilometr bo`lgan qattiq jism yoki konglomerat jismdan iborat bo`ladi. Bu massa Yer massasidan milliard marta kichidir. F. Uipl modeliga ko`ra, kometa yadrosi har xil muzlar aralashmasi, asosan uglekislota, ammiak va chang zarralari aralashmasi bilan muzlagan suvdan tashkil topgan. Bu model to`g`ri ekanligini Galley va Djakobin-Tsinner kometalar yadro yaqinida 1985-1986-yillarda to`g`ridan-to`g`ri kosmik apparatlar bilan o`lchashlar va astronomik kuzatishlar tasdiqladi. Kometa Quyoshga yaqinlashganda, uning yadrosi qiziydi va muz sublimatsiyasi, ya`ni erimasdan turib birdaniga parlanishi kuzatiladi. Hosil bo`lga gaz yadrodan har tomonga mayda zarralarni olib uchib ketadi. Quyoshnuri ta`sirida undagi suvdan kometa yadrosiatrifida ulkan vodorod tojini xosil

ko`rishganida uning yadrosi bo`laklari bir-biridan millionlab kilometr uzoqlashgan edi. Odatda yadrosining bo`linishi kometaning to`liq parchalanishigaolib keladi. 1872va1885 yillarda Biel kometasi Er orbitasini kesib o`tishi kerak edi. Shunda meteoritlar yomg;iri kuzatildi. Kometa (grekchadan komyotyos –,,sochli”) –Quyosh atrofida chizilgan orbita bo`ylab aylanuvchi tuman ko`rinishidagi uncha katta bo`lmagan osmon jismidir. Quyoshga yaqinlashganda uning atrofida tumansimon qobiq – komani, ba`zida gaz va changlardan iborat dum xosil bo`ladi. Taxminlarga ko`ra uzoq davrli kometalar bizga juda ko`p kometalar yadrolari joylashgan Oorta tumanlidan uchib kelishadi. Quyosh sistemasining chetki qismida joylashgan jismlar, asosan uchuvchi moddalardan (suvli, metanli va boshqa muzlar) iborat bo`lib

ularni qurollanmagan oddiy ko`z bilan ko`rish mumkin. Bazida ularning eng sezilarli darajasidagini “katta (ulkan) kometalar” deb atashadi. O`tgan asrda kometalarning nomlari bir necha marta o`zgardi va aniqliklar kiritildi. 20 boslarigacha ko`pgina kometalar ularni qayd qilga yili bo`yicha nomlanardi. Ba`zida qo`shimcha yorqinligiga yoki yil mavsumga qarab, (ya`ni agar o`sha yili ularning soni bir nechta bo`lsa) aniqliklar kiritilar edi. Masalan, “1680 yilning katta kometasi», “1882 yilning katta sentabr kometasi”, va xokazo. Galley 1531, 1607 va1682 yillardagi kometalar bitta kometa va u 1759 yilda yana qaytishini isbotlab berdi. Shunday qilib, ushbu kometa Galley kometasi deb atala boshlandi. Suningdek, ikkinchi va uchinchi noma`lum davrli kometalar. Enke va Biel olim sharafiga ular noml

D/-Kometa parchalangan yoki yo`qolgan. A/-Kometa deb xato tan olingan, aslida astroid ekanligi aniqlangan ob`ektlar. Masalan, Xeyl-Bopp kometasi C/ 1995 01. Odatda ikki marta perigeliydan o`tgan davriy kometalar tartib raqamiga ega bo`ladi. Galley kometasi 1682-yilda qayd qilingan. Uning zamonaviy sistemada nomlanishi 1P/1682 01 bo`ladi. Quyosh sistemasida ham kometalar, ham astroidlar ro`yxatida bo`lgan 5ta jinsi mavjud. Ular quyidagilar 2060Xiron(95P/ Xiron), 4015 Uilsan- Xarington (107P/ Uilson-Xarington), 7968 El`st-Pisarro(133 P/ El`st-Pisarro), 60558 Exekl (174P/ Exekl)va 118401 LINEAR (176P/ LINEAR). Kometalar cho`zilgan elliptik orbitalar bo`ylab harakatlanadi. Kometalar va uni o`rab turgan yorug` tumansimon (koma) –gaz va changlardan iborat bo`ladi. Yorug` kometalar Quyoshga yaqi

chiqdi. Jumladan zamonaviy astronomiyada foydalaniladigan kometalar dumlari klassifikatsiyasi xam unga tegishlidir. Bredixin kometa dumlarini asosan 3ta tibga ajratdi: to`g`ri va ingichka, Quyoshdan to`g`ri yo`nalgan, keng va quyoshdan egilgan va ozgina buralgan, kalta, Quyshdan kuchli egilgan. Astronomlar kometa dumlarining formasini quyidagiga tushuntirishdi. Kometani tashkil etgan zarralar tarkibi turlicha va xususiyatlari bir xil bo`lmaganligi sababli quyosh nurlanishi bilan har xil ta`sirlashadi. Shunday qilib fazoda bu zarralar ajralishadi va kometa dumi har xil formaga ega bo`ladi. 1.2. Xeyl-Bopp kometasi Xeyl-Bopp kometasi (C/1995 01)-XX asrda eng yorqin kuzatish oson bo`lgan uzoq davriylikka ega kometadir. Uni qurollanmagan ko`z bilan uzoq vaqt- 18 oy kuzatildi. Bu rekord vaqt 181

Xeyl-Bopp kometasining paydo bo`lishi uzoq vaqt kometalar kuzatilmagani uchun odamlarda katta qiziqish uyg`otdi. Kometa bir-biridan xabarsiz holda ikkita amerikalik kuzatuvchi Alan Xeyl va Tomas Bopp tomonidan kashf etildi. Xeyl bir necha yuzlab soat vaqtini kometa izlashga behuda sarfladi. O`z uyi oldida (Nyu- Meksikada) u ma`lum kometalarni kuzatib turib O`qchi yulduzlar turkumidagi M70 yulduzlar to`plami yonida 10,5 kattalikdagi tumanli ob`ektni yarim tunda kuzatdi. Xeyl bu ob`ekt atrofida boshqa ob`ektlar yo`qligi va u sezilarli darajada siljiyotganligini aniqladi. Shundan so`ng u markaziy astronomik byuroga astronomik kashfiyoti haqida elektron xat jo`natdi. Boppning shaxsiy teleskopi yo`q edi. U o`z o`rtoqlari bilan Arizona shtatidagi Ctenfild yonida gallaktikalar va yulduz to`dalar

Xeyl-Bopp kometasiga ommaviy qiziqish uyg`otishda internet katta rol oynadi. Ko`pgina saytlar ochildi va kometaning fotosuratlari har kuni yoritib borildi. Kometa perigeliydan o`tgandan so`ng janubiy yarimsharga siljidi va uning yorqinligi so`na boshladi. Janubiy kuzatuvchilar 1997 yilning dekabrigacha qurollanmagan ko`z bilan kuzatish mumkin bo`ldi. Jami ko`rinish vaqti 185 oy tashkil etdi. Hozirgi paytda Xeyl-Bopp kometasi uzoqlashmoqda va yorqinligi kuchsizlanmoqda. 2004-yilning avgust oyida Uran planetasi orbitasi chegarasidan uchib o`tdi. 2008 –yilning o`rtalarida u Quyoshdan 26,8 astr. birlik masofada edi. Hozirgi paytgacha astronomlar kometani kuzatib kelmoqda. Xozir ham uning atrofida koma mavjud bo`lib, bu uning yadrosi sekin soviyotganligini bildiradi. Uning yorqinlik darajasi 20

neytral atomlardan tashkil topgan bo`lib, taxminan 50 mln km uzunlikgacha cho`zilgan bo`ladi. Комета чўзилган эллиптик орбита бўйлаб ҳаракат қилади. Иккита ҳар хил думлар ҳосил бўлишига эътибор қилинг. Natriy manbai kometaning yadrosida emas, balki bosh qismining ichida ekan. Buni tushuntirishning bir nech mexanizmlari bor. Bunday natriy manbai kometa yadrosini o`rab olgan chang zarralari o`rtasidagi to`qnashish yoki zarralar ichidan ultrabinafsha nurlar yordamida siqib chiqarish tufayli manba vujudga keladi. Xozircha qaysi mexanizm qanday darajada xosil bo`lishi to`liq tushunarli emas. Ayni paytda changli dum kometa ortida qoladi, ionli esa Quyoshdan teskari tomonga yo`nalgan, natriyli dum esa shu ikkalasi oralig`ida joylashgan bo`ladi. Bu natriy atomlari kometa bosh qismida yorug`lik bos

elementlar munosabatlari har xil strukturada ekanligi bilan farqlanadilar. Shuning uchun astromlar kometalardagi muzlar planetalar diskida emas, balki yulduzlararo bulutlarda shakllanadilar. Tumanliklarda muzlarning hosil bo`lishining nazariy modeli shuni ko`rsatadiki, Xeyl-Bopp kometa 25-45 k tempraturada yuzaga kelgan. Spektroskop yordamida Xeyl-Bopp kometasini kuzatish organik birikmalar guruhi mavjudligini ko`rsatdi. Ulardan ba`zi birlari kametalarda ko`zatilmagan. Bunday uksus va chumoli kislotalari va atsetonitril kabi murakkab molekulalar kameta yadrosi tarkibida yoki ximyaviy reaksia berishi davomida vujudga kelishi mumkin . Xeyl-Bopp komtasi tarkibida noyob argon gazi mavjud bo`lgan birinchi kometa bo`lgan. Noyob gazlar kimyoviy jihatdan inert va uchuvchan. Bunda har xil gazlar ha

Кометани яқиндан кузатиш 1.4. Kometaning aylanishi va yadrosidan moddalarning ajralishi Kometaning faolligi va undan gaz ajralib chiqishi uning yadrosi sirti bo`ylab bir xil taqsimlanmagan bo`lib, aniq bir nuqtasidan kuchli otilish ko`rinishida vujudga keladi. Bunday otilish nuqtalarini kuzatish kometa yadrosini aylanish davrini hisoblash imkonini berdi. Ma`lum bo`lishicha Xeyl-Boppkometasi yadrosi aylanar ekan, ammo har xil vaqt momentlarida o`lchashda har xil davrda: 11 soat 20 minutdan 12 soatu 5 minutgacha qiymatlar berdi. Bunday har xil qiymatlar berishi, bittadan ortuq aylanish o`qiga ega. Yana bir davr: (“super davr” deb nomlagan), sirtidan otilib chiqqan changlar bo`yicha hisoblashlar 22 kun aylanish davri qiymatini berdi. 1997 yilning martida to`satdan fevraldan martgacha kometa o

x- rasm. x- rasm. Kosmik apparatlar yordamida kometalarni tadqiq etish

Yo`ldoshi haqida tortishuvlar . 1999-yilda kometa yadrosidan chang ajralish xarakteri to`liq tushuntirish uchun kometa ikki yadroli degan taxmini taklif etilgan ilmiy maqola paydo bo`ldi. Bu ilmiy ish nazariy tadqiqotlarga asoslangan bo`lib, undaikkinchi yadro kuzatilishiga oid faktlar ko`rsatilmagan edi. Ammo, asosiy yadro diametri 70km, ikkinchi yadro 30km,ular orasidagi masofa 180 km, o`zaro aylanish davri 3 kun ekanligi e`lon qilindi. Quyosh sistemasi markaziga yulduz-Quyosh va uning atrofida aylanuvchibarcha kosmik obe`ktlardan iborat planetalar sistemasidir. Quyosh gravitatsiyasi bilan bog`liq ob`ektlar massasining asosiy qismi taxminan aylana orbita bo`ylab ekleptika tekisligida joylashga 8 ta alohida aylanuvchi planetalarga to`plangan. To`rtta kichik Merkuriy, Venera, Yer va Mars y

x- rasm. Quyosh tizimi. OOrt bulutlari rasmning o`ngdagi chet qismida joylashgan. Quyosh sistemasi Somon yo`li gallaktikasi tarkibiga kiradi. Quyosh sistemasi ob`ektlari markazida Quyosh-C2V spektral sinfiga mansub bosh ketma- ketlikdagi sariq karliksimon yulduz turadi. Quyoshda butun sistemasning ~99,866% massasi jamlangan bo`lib, u quyosh sistemasidagi barcha planetalarni va boshqa jismlarning o`zining totishish kuchi bilan ushlab turadi. To`rtta yirik gazsimon gigant ob`ekt qolgan massasining 99% (bunda Yupiter va Saturn-90%) tashkil qiladi. Quyosh atrofida ayllanuvchi aksariyat yirik ob`ektlar asosan ekliptika tekisligi deb ataluvchi bitta tekislikda harakat qilishadi. Ammo, kometalar va Koyper belbog`ida ob`ektlar ekleptika tekisligiga nisbatan katta burchak qiyaligidagi orbita bo`yl

Bunday orbitalar orasidagi masofani ifodalovchi nazariyani yaratishga harakat qilishadi. Ammo, hech qaysisi umumiy qabul qilinmagan. Quyosh atrofida aylanuvchi ob`ektlar orbitalari Kepler qonuni bilan ifodalanadi. Unga ko`ra har bir ob`ekt ellips bo`ylab harakatlanadi va uning fokuslaridan birida joylashadi.Quyoshga yaqin ob`ektlarda aylanish burchak tezligi katta, shuning uchun aylanish davri kichik. Elliptik orbitada quyosh bilan ob`ekt o`rtasidagi masofa yil davomida o`zgaradi. Ob`ekt orbitasining quyoshga eng yaqin nuqtasi perigeliy, eng uzoq nuqtasi esa afeliy deb ataladi. Xar bir ob`ekt o`z perigeliyida eng katta tezlikda va eng sekin o`z afeliy nuqtasida xarakat qiladi. Planetalar orbitasi aylanaga yaqin ammo, kometalar, astroidlar va Koyper belbog`idagi ob`ektlar kuchli cho`zilgan

olinishi mumkin. Transneptun ob`ektlar regionida joylashgan karliksimon planetalarni plutoidlar deb atashadi. Mayda jismlar - Quyosh sistemasidagi qolgan barcha jismlar kiradi. Gaz, muz va tosh kabi terminlar Quyosh sistemasida uchraydigan moddalarning har xil sinflarini tasvirlash uchun foydalaniladi.yuqori tempraturali kondensatsiya erish bilan birikmalar xosil bo`lishini tariflash uchun tosh terminidan foydalaniladi. Prtoplaneta tumanligidagi har qanday sharoitda o`zining qattiq holatida qoladigan jismlar toshlar mavjud. Tosh birikmaga asosan silikat va metallar, ya`ni temir va nikellar kiradi. Bulardan quyosh sistemasidagi yer guruhi planetalari va astroidlari tashkil topgan. Gazlar nihoyatda past tempraturali erish va yuqori bosimli to`yingan bug` sifatidagi vodorod molekulasi, geliy

o`rtasidagi bog`lanishni ko`rsatadi. Odatda issiq yulduzlar eng yorug` yulduzlardi. Yulduzlarning ko`p qismi diagrammaning bosh ketma- ketligida joylashgan. Quyosh esa bu ketma-ketlikning taxminan o`rtasida joylashgan. Quyoshga nisbatan yorqin va issiq yulduz juda kam, a sovuq (qizil karlik)va xira yulduzlar esa Gallaktikadagi yulduzlarning 85%ini tashkil qilib ko`p uchraydi. Bosh ketma- ketlikdagi quyoshning holati shuni ko`rsatadiki, yadroviy sintez uchun vodorod zaxirasi hali tugamagan va o`z evalyutsiyasining taxminan o`rtasida joylashgan. Xozir quyosh yanada yorqinroq bo`lmoqda. Quyosh evalyutsiyasining avvalgi bosqichlarida uning yorqinligi xozirgi yorqinligining 70% ni tashkil etgan. Quyosh-yulduzlar axolisining 1 tipidagisi bo`lib, u olam rivojlanishining so`ngi bosqichida paydo bo

Yer magnitmaydoni quyosh shamolining yer atmosferasini buzishiga xalaqit beradi. Venera va Marsning magnit maydoni yo`q. shuning uchun yulduzlarning atmosferasini quyosh shamoli koinotga uchirib ketib turadi. Quyosh tojining massaotishi kabi holatlar magnit maydonning o`zgarishi olib keladi va quyosh sirtidan ulkan soatiga ~109-110 tonna modda miqdorini chiqib ketadi. Bu moddalar yer magnit maydoni bilan ta`sirlashib Yer atmosferasi qutbi atrofi qatlamida tushadiva magnit qutbi atrofida gox-gox kuzatilgan qutb yog`dusi yuzaga keladi. Quyosh sistemasidan tashqarida kosmik nurlari vujudga keladi. Geliosfera kam miqdorda planetalar magnit maydoni qisman quyoshni tashqi tasirdan himoya qiladi. Yulduzlararo kosmik nurlar zichligi o`zgargani kabi quyosh magnit maydoni ham vaqt o`tishi bilan o`z

400 o C ni tashkil qiladi. Undagi bunday temratura, atmosferasi zich bo`lgani uchun uglekisliy gazga boy bo`lgan bug`xona effaktini vujudga keltiradi. Unda magnit maydon mavjud emas. Uning atmosferasi tartibli ravishda vulqonlar otilib turishi bilan to`ldirib boriladi. Yer uchun planetalar ichida yirik va eng zich planetadir. Yerda tiktonik planetalar kuzatiladi. Yer atmosferasi boshqa planetalar atmosferasidan erkin kislorod mavjudligi bilan tubdan farq qiladi. Yerning bitta tabiiy yo`ldoshi- Oy bo`lib, u quyosh sistemasidagi ichki planetalar guruhidagi eng katta yo`ldosh hisoblanadi. Mars. Mars Yer va Veneradan kichik (0,107 Yer massasiga teng).U asosan uglekisliy gazdan iboratatmosferaga ega. Uning sirtidagi bosim 6,1 mbar (0,6% Yerdagidan). Uning sirtidagi vulqonlardan biri olimp vulqo

belbog”ida kometalar xam mavjuddir. Bundan tashqari Qo”yosh ichki sistemasida, ya`ni Merkuriy va Mars orbitalari orasidagi orbitalari orasidagi orbitalada harakatlanuvchi astroidlar guruhi mavjud. Ulardan aksariyatining orbitasi ichki planetalar bilan kesishadi. Tserera - astroidlar belbog`idagi yirik jismlardan biri bo`lib, karlik olaneta deb klassifikatsiya qilingan. Uning diametri 1000 km va massasi xususiy gravitatsiyasi ta`sirida sfaerik shaklini saqlay oladigan darajada yetarlicha kattadir. 1.6. Tashqi Quyosh sistemasi Quyosh sistemasining tashqi sohasida gazli gigantlar va uning yo`ldoshlari uyi hisoblanadi. Ko`pgina qisqa davrli kometalar, kentavrlar orbitalari shu sohadan o`tadi. Bu sohadagi qattiq ob`ektlar Quyoshdan uzoqda bo`lgani uchun juda past temraturada suv muzlari, ammiak

yo`ldosh bor. Ulardanikkitasi Titan va Entseladda geologik faollik belgilarini namoyon qiladi. Titan hajmi Merkuriydan katta bo`lib, Quyosh sistemasida atmosferasi bor bo`lgan yagona yo`ldoshdir. Uran massasi 14 ta Yer massasiga teng bo`lib, tashqi planetalar ichida eng yengili hisoblanadi. Uning boshqa planetalardan g`aroyib tomoni shundaki, u ekliptika tekisligiga yon tomonga yotgan holda 90 o da katta burchakda aylanadi. Uning yadrosi boshqa gazli gigantlar yadrosiga nisbatan ancha sovuq bo`lib, koinotga juda kam issiqlik chiqaradi. Uranda 27 ta yo`ldosh bor. Eng yiriklari: Titaniya, Oberon, Umbriel, Ariel va Mironda. Neptun , u Uranda ozgina kichik bo`lsa ham, Yerdan 17 marta katta va shuning uchun zichligi katta. U ko`proq ichki energiya chiqaradi. Lekin Yupiter yoki Saturnnikidan ko`

Transneptun ob`ektlar. Neptundan keyingi fazoda, yoki “transneptun ob`ektlari regioni” xozirgi paytgacha yetarlicha tadqiq etimagan. Taxminlarga ko`ra, ular faqat asosan tosh va muzlardan iborat mayda jismlardan tashkil topgan. Koyper belbog`i - asosan muzlardan iborat bo`libv, astroidlar poyasiga o`xshash quyosh sistemasi xosil bo`lishida paydo bo`lgan qoldiq, bo`laklardan tashkil topgan. U quyoshdan 30-55 a.b. masofada turadi. Quyosh sistemasi atrofidagi mayda jismlarning yiriklarining aksariyat qismi Koyper poyasidagi Kvavar, Varuna va Ork kabilarning parametrlari aniqlastirilganidan so`ng ular karlik planetalar deb klassifikatsiya qilindi. Aniqlashlaricha Koyper poyasidagi 100000 dan ortiq ob`ektlarning diametri 50 kmdan ortiq bo`lib, Koyper poyasining to`la massasi Yer massasining yuz

Makemak-2005 yilda FU9 deb belgilangan edi. 2008-yilda nom berildi va karlik planeta deb e`lon qilindi. Xozirgi paytda yorqinlik darajasi bo`yicha Koyper poyasida Plutondan keyin ikkinchi hisoblanadi. Makemakda xozircha yo`ldoshi aniqlanmadi. Uning diametri Pluton diametrining 50 dan 75 % gacha diametrni tashkil qiladi.Orbitasining qiyaligi 29 o , eksuentrisitetligi ~0,162 ga teng. Erida - yirik karlik planetalardan biriadir. Uning diametri 2400 km bo`lib, Pluton diametridan kamida 5 % ga katta. U kashf qilinganda uni planeta deb qabul qilish kerak degan ko`p tortishuvlar bo`lgan. Eridaning bitta Disnomiya yo`ldoshi bor. Uning orbitasi Pluton orbitasi kabi kuchli cho`zilgan bo`lib, perigeliy 38,2 a.b. (taxminan Quyoshdan Plutongacha bo`lgan masofa) va afeliy 97,6 a.b. masofani tashkil qila

1986 йил 8 март 12050 yil aylanish davriga ega. 2003 yilda uni Mayka Braun kashf etdi. Uning o`ta eleptik orbitaga egaligig hech qaysi poyas a`zosi emasligini bildiradi. Agar uning shaklini etarlicha ishonarli aniqlashga muvofaq bo`linsa, uni karlik planeta deb tan olish mumkin. Quyosh sistemamizning katta qismi hali no`malum. Quyoshning gravitatsion maydonining atrofdagi yulduzlar gravitatsion kuchlari ustidan ikki yorug`lik yili (125 000 a.b.) masofagacha o`z hukumronligini o`tkazadi deb baholash mumkin. Shunga qaramay, K oyper belbog`i bilan orta buluti orasidagi sohada 10 minglab a.b. radiusgacha hali umuman o`rganilmagan. Shuningdek Merkuriy bilan Quyosh o`rtasidagi sohasini o`rganish davom etmoqda. Hozirgi paytdagi qabul qilingan gipotezaga binoan quyosh sistemasi bundan taxminan 4

Issiq protoyulduz markaz. Bu nuqtadagi quyosh evolyutsiyasi T buzoq tipidagi yulduz bo`lgan. T buzoq tipidagi yulduzni o`rganish shuni ko`rsatadiki, ular gohida 0,001-0,1 quyosh massasiga teng massali protoplaneta diski kuzatiladi. 50 mln yil davomida proto yulduz markazidagi vodorod bosimi va zichligi termoyadro reaksiyasi boshlanishi uchun etarli bo`ldi. Gravitatsion siqish kuchiga qarshilik qiladigan issiqlik energiyasi o`rtasida gidrostatik muvozanatga etgunga qadar tempratura, reaksiya tezligi, bosim va zichlik ortib boradi. Bu bosqichga quyosh bosh ketma – ketlikda haqiqiy yulduzga aylangan. Quyosh sestemasi hozirgi ma`lumotlarga ko`ra Gerishprung – Rassel deagrammasi bosh ketma – ketligidan chiqib quyosh rivojlanishni boshlamaguncha mavjud bo`ladi. Quyosh o`zining vodorod zahirasini

II bob. Kometalarni teleskop yordamida kuzatish 2.1. Galey kometasi (1P/Nalley) qisqa davrli yorqin kometa, quyoshga har 75-76 yilda qaytib keladi eleptik orbitaligi va davriyligi aniqlangan birinchi kometa xisoblanadi. Edmund Galley sharafiga Galley kometasi deb ataladi. Kometa bilan eta-Akvaridlar va Oriondlar mateoredlar oqimi ham bog`liq. Shunga qaramasdan har asrda yorqinroq uzoqdavrli kometalar tashrif buyuradilar. Galley kometasi qurollanmagan kuzga ko`rinadigan hamda yagona qisqa davrli kometa hisoblanadi. Xitoy va Vavilon tarixiy manbalaridan ma`lum bo`lishicha Galley kometasi 30 marta tashrif qilgan. Birinchi tashrifida eramizdan oldingi 240 yilda kuzatish belgilangan. Oxirgi marta esa 1986 yil fevralda kelib ketdi. Navbatdagisi 2061 yil o`rtalarida kelishi kutilmoqda. 1986 yilda

Эдмунд Галлей 1680 – 1681 yillarda 24 yoshli E.Galley yorqin kometani (C/1680V1, ba`zan Nyuton kometasi deb atalgan) kuzatdi. Kometa avvalo Quyoshga yaqinlashib, so`ng undan uzoqlashdi. Bu uning harakati to`g`ri chiziqli emasligini bildiradi. Tadqiqotni davom ettirib Galley quyosh tomondan kometaga ta`sir etayotgan markazga intilma kuch orasidagi masofaning kvadratiga teskari proporsional ravishda kamayishini tushundi. Kometaning navbatdagi 1982 yildagi paydo bo`lishiga Galley Robert Gukga savol bilan murojat qildi. Jismga shunday kuch ta`sir etsa u qanday egri chiziq bo`ylab harakat qiladi. Ammo Gukdan javob olmadi. Galley Kembridjga bordi va Isaak Nyutonga shu savol bilan murojaat qilgan edi, Nyuton birdan ellips bo`ylab harakat qiladi deb javob berdi. Nyuton tortishish kuchi ta`sirida j

Galley tarixiy yozuvlarni o`rganib chiqib kometa orbetalari elementlarining birinchi katalogini tuzdi u quyidagilarga e`tibor qildi. 1531 yil (Atan kuzatgan), 1607 yil (Kepler kuzatgan) va 1682 yil (uning o`zi kuzatgan) kuzatilgan kometalar hammasi bitta kometa bo`lib, Quyosh atrofida 75-76 yil aylanish davriga ega. Uning aylanishiga gigant planetalar gravitatsion ta`sirini hisobga olib, uning yana 1758 yilda qaytishini bashorat qildi. Galleyning bashorati to`g`ri chiqdi. 1758 yil 25 dekabrda nemis kristiyani va havaskor astronom I.Palichlar kuzatishdi. Kometa prigeliyni 1759 yil 13 marta kesib o`tdi. Yupiter va Saturinlarning tortishish kuchi tufayli 618 kunga kechikishga majbur qildi. Kometa paydo bo`lishdan 2 oy oldin A.Klero tomonidan kechikish sababini hisoblab chiqdi. Xisoblash xatol

Quyosh sestemasidagi boshqa barcha jismlarnikidan eng kattadir. 1910 yilda bizning planetamiz yonidan uchib o`tayotganda 70,56 km/s ni tashkil etgan. Kometa orbitasi yer orbitasi bilan ikki nuqtada yaqinlashadi. Galley kometasi ranglari hosil qilgan ikki metsorlar oqimi Yerda kuzatildi. May oyining boshida eta- Akvaridlar va oktyabr oyi oxirida Orionidlar oqimlari kuzatildi. Qisqadavrli kometalar aylanish davri 20 yildan kichik va orbita qiyaligi 20- 30 gradus yoki undan kichik bo`lsa, ularni Yupiter kometalari oilasi deb ataladi. Orbita aylanish davri xuddi Galley kometasi kabi 20 dan 200 yilgacha bo`lgan kometalar, orbitalar qiyaligi esa 0 dan 90 gacha bo`lgan kometalar galley tipidagi kometalar deb ataladi. Hozirgi kunda 54 ta galley tipidagi kometalar ma`lum, shuningdek Yupiter kometal

1989 yilda Chirikov va Vecheslavovlar Galley kometasining 46 ta paydo bo`lishi natijalarini tahlil qilib, katta vaqt masshtabida kometa dinamikasi tartibsiz va harakatini oldindan aytish qiyin ekanligini ko`rsatadi. Bunda vaqt masshtabi yuz ming va million yil tartibida kometa hulqini dinamik xaos nazariyasi bo`yicha ifodalash mumkin. Ushbu yondashish kometaning perigeliydan o`tishini yaqin vaqtlarda taxminan baholash imkonini beradi. Galley kometasining o`rtacha yashash vaqti 10 mln yilni tashkil qiladi. So`nggi tadqiqotlarga ko`ra bir necha 10 ming yildan keyin 2 qismga parchalanadi. Yoki bir necha 100 ming yildan keyin Quyosh sistemasidan chiqib ketishi mumkin. So`nggi 2000-3000 tashrifda Galley kometasi yadro massasi 80-90%ga kamaygan. Galley kometasi orbitasi tadqiqotlari tarixi matem

Галлей 1531, 1607 ва 1682 йилларда комета орбита элементларини қуйидагича ҳисоблаб чиқаради [33] Перигелийда н ўтиши қиялиги узоқлиги Перигелийдан узоқлиги Перигелий, а. б. 26.08.1531 162°18′ 50°48′ 301°36′ 0,58 27.10.1607 162°58′ 50°21′ 302°16′ 0,58 15.09.1682 162°24′ 49°25′ 301°39′ 0,57 1456 йилда кузатилган кометани ҳам Галлей кометаси билан бир хил эканлиги маълум бўлди. Бундай идентификация 1758 йилда ҳам қайтиб келишини айтиш имконини берди. Ҳақиқатан комета қайтиб келди. Палич томонидан 1758 йил 25 декабрда кузатишга мувоффақ бўлинди. Кометанинг ушбу қайтишини Клеро ҳам аниқ вақтини Юпитер ва Сатурнларнинг кометага таъсирини ҳисобга олган ҳолда ўлчади (ўша пайтда Уран, Нептун ва Плутонлар кашф қилинмаган эди). 1835 йилда қайтишини Дамуазо ва Понтекулан, 1910 йилда қайтишини эса Ка

билан Галлей кометасининг 760, 451, ва 1301 йиллардаги ташрифларини ҳам аниқлади. 1850 йилда Ж.Ҳинд Галлей кометаси ҳақидаги европа ва хитойдаги маълумотларидан фойдаланган ҳолда Био каби тахминий ташрифи оралиғидаги вақтни 76,5 йил деб маълум орбитал кузатув элементлари мослигини текширган ҳолда аниқлашга ҳаркат қилди. Унинг 18 та идентификациясидан эрамиздан олдинги 11 йилгача ташрифининг ярмидан кўпи (1223, 912, 837, 603, 373 ва 11 йил эрамизгача) хато бўлиб чиқди. Бундай ҳамма ташрифлар ўртасидаги боғлиқликнинг исботи комета орбитасининг узлуксиз ўзгаришига қуёш системасидаги планеталарнинг таъсирини ҳисобга олган ҳолда кузати бориш ва навбатдаги ташрифи қачон бўлишини олдиндан айтиш имконини берди. Бундай ёндашишни биринчи бўлиб Кауэлл ва Э.К.Д.Кроммелин (1907) [51,52,53], элементларн

2.3. Галлей кометасини кузатиш натижалари Кузатишлар [44] [48] Брейди [63] Еманс, Кианг [44] [48] Ландграф [66] Ситарский [67] — — — 2134/03/28.05 — — — 2061/07/29.31 2061/07/28.75 — 1986/02/09.46 1986/02/09.39 1986/02/09.66 1986/02/09.46 — 1910/04/20.18 1910/04/19.68 1910/04/20.18 1910/04/20.18 — 1835/11/16.44 1835/11/15.94 1835/11/16.44 1835/11/16.44 — 1759/03/13.06 1759/03/12.55 1759/03/13.06 1759/03/13.05 1759/03/12.51 1682/09/15.28 1682/09/14.79 1682/09/15.28 1682/09/15.28 1682/09/14.48 1607/10/27.54 1607/10/26.80 1607/10/27.54 1607/10/27.52 1607/10/25.00 1531/08/25.80 1531/08/25.59 1531/08/26.23 1531/08/26.32 1531/08/23.68 1456/06/09.1 1456/06/08.97 1456/06/09.63 1456/06/09.67 1456/06/08.10 1378/11/09 1378/11/10.87 1378/11/10.69 1378/11/11.05 1378/11/9.64 1301/10/24.53 1301/10/26.40

Комета ядроси Галлей кометаси 1910 йилда « Вега » планеталараро станция

«Джотто» зонди 2.4. 1986 йилдан кейинги кузатиш Галлей кометаси Қуёшдан 28,06 а.б. масофада

III боб. “Grobb Parsons” teleskopi 3.1. “Grabb Parsons” teleskopi параметрлари O`zbekiston fanlar akademiyasi astronomiya institutining Maydanak tog`idagi observatoriyasida tungi vaqtlarda “Grobb Parsons” termosining bosh kuzgusining deometri 48 sm bo`lgan teleskopni bekor turgan edi. Bu teleskobning taqdiri juda qiziqarli bo`lgan. U 1938 – yilda Vilnyu Universiteti uchun harid qilingan bo`lib. 1967 – yilda O`zbekistonda Maydonak tog`ining Sharqiy cho`qqisida olib kelindi. Oradan olti yil o`tgach u tupdan yashartirilib tog`ning Ga`rbiy chuqqisida olib o`tildi va osmon jismlarini yuqori sifatli ko`rinish imkonini beradigan yangi ekvatoriyal moslamaga o`rnatilgan. Bu yerda u chorak asr davomida yulduz turkumlariga sinchikov nazar tashladi, o`zgaruvchang yulduzlar jilvasini diqqat bilan kuzat

Ekvalent fokus masofa – 9540 mm: Ekvalent nisbiy tirqish – 1;20 Mashtab- 10 mm Asosiy kuzgudagi markaziy tirqish diyametri – 50 mm Kossegren ikkilamchi ko`zgu diametrek 128 mm: Asosiy kuzgu tubidan fokal tekislekkacha masofa – 290 mm: Yordamchi teleskopda kuzgusining deametri – 160 mm Izlovchi teleskopda kuzgusining diyametri – 160 mm Izlovchi turba AT – 1 deametri – 50 mm: Ko`rish maydoni – 11 Kattalashtirishi – 6 marta 17 m R – tilngda yulduzlarni kuzatadi. 3.2. “Grabb Parsons” teleskopini kuzatuvga tayyorlash Samarqand o`quv observatoriyasiga tegishli 0,48m lik Grobb Parsons teleskopida AP – 10 kamerasini qo`llagan holda kuzatishlar tartibini mujassam etgan. Kuzatishlar o`tkazish, avvalo teleskopning va mavjud asboblarning yaxshi saqlanishini taminlash ushbu qo`llanmadagi ketma – ket be

1.1.Minora va teleskopning asosiy elektrtarmog`iga ulanganligi tekshirish (tarmoq ulagichlari binoning 1- qavatida, devorda joylashgan) tarmoqdagi tok ulagichlar balandga tomon bo`lsa tok tok ulangan bo`ladi. (U yerda 2 ta ulagich bo`lib, ish paytida ikkalasi ham qo`shilgan holatda bo`lishi shart). 1.2. Teleskopning gumbazi quyoshga teskari tomonga aylantiriladi va xonani shamollashtirish uchun ochiladi. 1.5.Teleskop turbasining qopqog`i ochiladi (bu qopqoq berkitilgan 2 ta boltga nisbatan aylantirish ochiladi.) 1.4 Asosiy kompyuter va kamera ulangan tarmoq filtri kobelini razetkaga ulash. Agar qo`shilgan bo`lsa tarmoq filtrida qizil entekator yonadi. 1.5. Teleskopda RA va DEC datchiklarning vaziyatini tekshirish kuzatishidan oldin har ikkala dokchiklar istalgan yunalishlarda harakatlanish

2.4.Kechki shulalar uchun yassi maydon tasvirlari filtrlarning quyidagi ketma – ketligi B (Blue), V(Green), R (Red), I(Infrared) tasvirlarni ore,sec. ekspozetsiya oralig`ida siljitish orqali yoki soat mehanizmining o`chirilgan holatida olinadi. 2.5. Tasvirda o`rtacha fon qiymatiga e`tibor berish zarur, u 15000 ADU dan oshmasligi kerak. Shuningdek fon qiymati 2000 ADU dan kichik bo`lganda tasvir olish tavsiya etilmaydi. 2.6. Yassi maydon tasvirini olib bo`lgach huddi shu holda 5-10 marta qora maydon (DARK) tasvirini ham olish kerak (ya`ni yassi maydon tasviri uchun ekspozetsiya vaqti 15 sek bo`lsa qora maydonning har qaysi tasviriuchun ham 15 sek bo`lishi shart .) 3. Teleskopni fokusirovka qilish. 3.1. Teleskopni meridionga yaqin bo`lgan. Shuningdek ekvator qismiga yaqinroq bo`lgan istalga

4.2. Teleskopning manbaga to`g`ri yunaltirilganligiga ishonch hosil qilish (istalgan filtr va ekspozitsiya vaqtini tanlab) sinov tasvirlari seriyasi o`tkazish kerak. Zarurat bulganda manbaning tasvirdagi vaziyatini nozik yunaltirish motori (motor tonkogo navedinya) orqali o`zgartirish mumkin. 4.3. Kerakli filtrni qo`ying va ekspozitsiyani qo`shing. Har qaysi manbani kuzatiish so`ngida manba tasvirini olishdagi o`zgarish vaqti qancha bo`lsa, xuddi shunday qora maydon tasvirini olish ham tavsiya etiladi. Shuningdek, qora maydon tasvirini olishni kuzatish dasturi tygagach bajarsa ham bo`ladi. 5. Ertalabgi shulalar (yassi maydon tasvirini olish) 5.1. Teleskopni sharq tomonga meridiyangacha ~ +1-2 soat masofada, osmoning yorqin yulduzlar bo`lmagan qismiga yoki osmonning bulutlarsiz, ancha yorqi

6.2. Asbobni AP 10 kamerasida kuzatish qo`llanmasidagi ko`rsatmalarga asosan o`chiriladi. 6.3. Kompyuter o`chiriladi. 6.4. Teleskop trubasining qopqog`I yopiladi. 6.5. Teleskop quyidagi holatlarga qo`yiladi. RA=00:00:00 va DEC =- 25:00:00 6.6. Teleskop gumbazi “Park” vaziyatiga qo`yiladi. Teleskop gumbazi yopiladi. 6.7. Tarmoq filtri kabeli manbadan uzatiladi ( zarurat bo`lganda shnur razetkadan chiqoriladi). 6.8. Zarurat bo`lganda binoning asosiy tok manbai o`chiriladi. 6.9. Kelishdan avval binoning asosiy eshigi yopiladi. 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

Yulduz kattaligi 3,44 masofasi 148 yorug`lik yili, yorqinligi 70 quyosh yorqinligi atlasi 10 17 deltasi 41C 0 51 minut, kuzatuvlar asosan Grobb Parsons teleskopida amalga oshiriladi. Teleskopi Appoge kamerasi AP – 10 raqamli zariyadli aloqa qurilma kamerasi bilan jihozlangan bo`lib kuzatuvlar B, V, R, va I filtrlarda olib borilmoqda. Kuzatuvdan oldin kuzatish fonusini teleskopni ya`ni asboblarni tungi kuzatuvga tayyorladim. Asosiy kompyuter va kamera ulangan tarmoq filtiri kabeli rezetkaga uladim teleskopda RA va DES datchiklarning zaryadini tekshirib datchiklar harakati (ligirobkasi) qisqa oraliq pulti (pult) tonkaga novedenya yordamida amalga oshiriladi bilgan holda kechgi shulalar tasvirini olishni boshladim. Meridiyanda taqribon + 1-2 soat keyin teleskopni osmonning g`arb tomonga yoki

Астрономические телескопы подразделяются по типу оптических систем на три больших класса: линзовые (рефракторы), зеркальные (рефлекторы) и зеркально-линзовые. Все крупные телескопы, как правило, зеркальные, поскольку они полностью свободны от присущей линзовым системам хроматической аберрации - искажения изображения из-за неодинакового преломления в линзе лучей с различными длинами волн. Кроме того диаметр объектива рефрактора может быть только около метра. При больших размерах в линзе под действием собственного веса возникают деформации, искажающие изображение. Оптические системы зеркальных телескопов состоят обычно из двух зеркал: главного и вспомогательного. Главное зеркало - вогнутое, большого диаметра (или, как говорят специалисты, с большой апертурой), а вспомогательное гораздо меньш

можно с полным основанием назвать приборами ХХI века. Во-первых, они очень "большие" - диаметр их главного зеркала 8-10 метров. Во-вторых, они построены с использованием новых принципов. Их зеркала подстраиваются под изменения, происходящие в атмосфере, так что расфокусировка изображения, вызванная перепадами плотности воздуха, его потоками и ветром, сводится к минимуму. Такая оптика, "умеющая" приспосабливаться к быст-ро меняющимся условиям, называется адаптивной. Для повышения разрешающей способности телескопов применяются также методы оптической интерферометрии с большой базой. К новому поколению телескопов относятся 10-метровые телескопы Кек I и Кек II (США), 10- метровый телескоп Хобби-Эберли и 8-метровые телескопы Джемини, Субару, телескоп VLT (Very Large Telescope -

объекты вроде галактик могут рассматриваться как множество точек.) Свет от далекой звезды распространяется в виде сферической волны, проходящей огромное расстояние в космическом пространстве. Практически фронт волны, достигшей Земли, можно считать плоским из-за гигантского радиуса сферы - расстояния до звезды. Но прежде чем попасть в телескоп, волна проходит через земную атмосферу, и турбулентность воздуха (случайные изменения плотности из-за вариаций температуры и других параметров под действием ветровых потоков) нарушает плоскую форму фронта. Изображение искажается. Адаптивная оптика призвана скомпенсировать отклонения и восстановить изначальную (плоскую) форму волнового фронта. Идея такой коррекции состоит в том, чтобы до того, как свет соберется в фокусе телескопа, намеренно внести в п

только тогда, когда достаточно близко от объекта находится яркая звезда. Подсчитано, что для уверенной работы адаптивной системы в видимой области спектра при средних условиях яркость этой опорной звезды должна быть такой, чтобы в каждую зону апертуры телескопа размером 10.10 см попадали бы по крайней мере 10 тысяч фотонов в секунду. Чтобы удовлетворить этому требованию, опорная звезда должна быть как минимум 10 величины по яркости. В среднем только три такие звезды обнаруживаются в каждом квадрате неба размером в один градус. Это ограничение было бы приемлемым, если бы не было второй фундаментальной проблемы: адаптивная компенсация эффективна лишь в пределах крайне небольшой области неба, ограниченной так называемым изопланатическим углом (углом равных плоскостей), который в видимом диапа

гораздо больших участках неба, чем при наблюдениях в видимой области спектра. Второй путь состоит в применении лазеров для создания искусственных опорных звезд - лазерных маяков. Интересно, что этот подход был случайно найден исследователями Линкольновской лаборатории Массачусетского технологического института и Лаборатории Филлипс ВВС США при работе по программе СОИ - Стратегической оборонной инициативы (известной у нас как программа "звездных войн"). В 1980-х годах они изучали вопросы создания лазерного оружия, способного поражать цели, летящие в верхних слоях атмосферы и выше. Так как лазерный пучок подвергается тем же атмосферным искажениям, что и свет звезды, решено было применить принципы адаптивной оптики. В 1982 году исследователи начали использовать компенсирующую систему

широком веере направлений. Планируется использовать пять относительно ярких лазерных опорных звезд, образующих Х-образную конфигурацию. Расстояние от центральной звезды до остальных лежит в диапазоне от 1/2 до 3/4 угловой минуты. Эти искусственные звезды предполагается создать следующим образом. Лазеры на ксеноне мощностью порядка 10 Вт "нацеливаются" на слой паров натрия, выброшенный с борта ракеты на высоте около 90 километров. Лазерный свет с длиной волны 589 нм вызывает флуоресценцию атомов натрия - возникает "лазерная звезда". Поскольку лазерный маяк находится гораздо ближе к телескопу, чем естественная звезда, он испускает конический (а не цилиндрический) пучок, проходящий только через часть турбулентного слоя. Этот недостаток особенно проявляется в случае большой апе

Хаббл дает высокое качество изображения, но не может обнаружить слабые объекты, доступные большим наземным телескопам нового поколения: для этого его апертура слишком мала. А применение адаптивной оптики позволит наземным телескопам сравняться по качеству изображения с Хабблом. Особенно перспективно использование в телескопах нового поколения метода интерферометрии с большой базой. Этим методом можно измерять угловые диаметры астрономических объектов. Звездный интерферометр представляет собой два укрепленных на общей раме зеркала, причем расстояние между ними (длину базы) можно изменять. Свет от звезды, попадающий на оба зеркала, делится на два пучка, которые при помощи вспомогательных зеркал и линзы сводятся вместе и образуют интерференционную картину в виде чередующихся темных и светлых

называемая система кудэ, от французско го coude - ломаный), направляется в общее приемное устройство, расположенное в центральной лаборатории. При этом в одном из телескопов свет проходит через оптическую линию задержки, длина которой регулируется таким образом, чтобы разность хода приходящих на телескопы световых пучков была равна нулю. При нулевой разности хода на приемном устройстве возникает интерференционная картина. Далее измерительная процедура аналогична используемой в звездном интерферометре Майкельсона. Такой принцип применен в упоминавшемся выше телескопе VLT. Этот телескоп не имеет аналогов. Он состоит из четырех отдельных 8-метровых телескопов; сооружение последнего, четвертого телескопа планируется завершить в следующем году. Эти телескопы могут либо использоваться независимо

Джемини более традиционны: они используют сферический купол, в котором телескоп может независимо вращаться. В результате изучения динамики движения воздушных потоков, возникающих при вращении телескопа, обсерватория Субару остановилась на цилиндрической форме купола. В обсерватории Джемини применяются большие боковые окна для естественной вентиляции. Меры, предпринимаемые для изоляции от теплового излучения посторонних источников, дают возможность вести наблюдения не только в видимой, но и в ближней и средней инфракрасной областях спектра. Интерес к этому диапазону продиктован тем, что в нем наблюдаются большие величины красного смещения (сдвига спектральных линий в сторону более длинных волн, свидетельствующего о разбегании галактик: чем больше смещение, тем более удалена галактика), мень

наблюдения в диапазонах длин волн, недоступных для наземных телескопов из-за сильного поглощения в атмосфере, например в ультрафиолетовой или рентгеновской областях спектра. Наземные же телескопы с большими апертурами и базами подходят для наблюдений в области длинных волн, для которых турбулентные эффекты легче компенсировать. И есть все основания присоединиться к словам Фредерика Су , опубликовавшего недавно в ежемесячнике "OE Reports" статью о современных наземных телескопах: "Эти новые телескопы с их новой технологией возвещают наступление золотого века в астрономии. Они дадут возможность получить ясные картины меняющейся Вселенной и, проникая в нее более глубоко, возможно, поставят новые вопросы перед теоретиками". Авторство, источник и публикация: 1. Доктор технически

Адабиётлар 1. Беляев Н. А., Чурюмов К. И. Комета Галлея и ее наблюдение. — М.: Наука, 1985. 2. Войцеховский А. И. Виновница земных бед? . — М.: Знание, 1990. — 42 с. — (Знак вопроса). — ISBN 5-07-001396-3 3. Граффъ К. Комета Галлея . — Одесса: Mathesis, 1910. — 72 с. 4. Колдер Н. Комета надвигается. — М.: 1984. — 176 с. 5. Марочник Л. С. Свидание с кометой (Библиотечка «Квант»). — М.: Наука, 1985. — 208 с. 6. Марочник Л. С. Экспедиция к комете Галлея. — М.: Знание, 1987. — 64 с. — (Новое в жизни, науке, технике. Подписная научно-популярная серия «Космонавтика, астрономия»). 7. Марочник Л. С. Свидание с кометой. — М.: Терра, 2008. — 320 с. 8. Марочник Л. С., Скуридин Г. А. На встречу с кометой Галлея. — М.: 1982. 9. Пономарев Д. Н. Комета Галлея. — М.: 1984. 10. Томита К. Беседы

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