Информация о документе

Цена 9000UZS
Размер 476.5KB
Покупки 0
Дата загрузки 31 Август 2023
Расширение docx
Раздел Курсовые работы
Предмет Астрономия

Продавец

Bohodir Jalolov

Optik teleskoplarning asosiy tushunchalari

1Optik teleskoplarning asosiy tushunchalari Reja: Kirish…………………………………………………………………………….. I. BOB. Optik teleskoplarning asosiy tushunchalari…………………….…. 1.1. Teleskoplar va ularning vazifalari……………………………..…. 1.2. Optik teleskoplarning asosiy ko’rsatgichlari………………..……. 1.3. Optik teleskop turlari ……………………………………………………. …………..……… Asosiy qism………………………………………………………………………... II. BOB. Optik teleskopni loyihalash………………………………………… 2.1. Teleskopning fokal tekisligida tasvirning masshtabi………………. 2.2. Teleskopning kuchaytirishi (optik quvvati)……………………….. 2.3. Teleskopning ajrata olish kuchi……………………………………. 2.4. Teleskopning fotografik optik quvvati…………………………….. Xulosa……………………………………………………………………………… Foydalanilgan adabiyotlar……………………………………………………….. 2 Kirish. Astrofizik kuzatishlarda asosan ishlatiladigan asboblar teleskoplar va nurlanish qabul qiluvchilardir. Astrofizik tekshirishlar osmon yoritqichlarining xususiyatlaridan chiqqan holda kuzatish asboblari yaratishni taqozo etadi. Osmon yoritkichlari har xil yorug’likka ega. Ularning yoritishi egallagan interval kengligi bir necha ming milliard birlikni tashkil etadi. Quyoshning ko’rinma yulduziy kattaligi m 0 = -26.8 m bo’lsa, tim qorog’i tungi osmon bir yoy minuti kvadrat yuzasining yorug’ligi m 0c =13 m .50 (Quyosh yuzining oydinligi 150000 stilb va tim qorongi osmonniki 10 -8 sb). Astrofizik tekshirishlarning rivojlanishi yana ham xira manbalarni kuzatishni taqozo etadi. Ko’pchilik yulduzlarning yorug’ligi deyarli o’zgarmaydi, o’zgarganda ham sekin o’zgaradi. Astrofizik tadqiqotlarda fizik laboratoriyadagi singari yorug’lik manbalari nurlanish quvvatini xohlagancha o’zgartib bo’lmaydi. Ular qanday yorug’lik sochsalar, shunday holda ularni qabul qilishga to’g’ri keladi. Biroq yulduzlar nurini yig’ish va yorug’roq yulduz tasviri hosil qilish mumkin. Buning uchun qo’yilgan masalalardan chiqqan holda nur yig’uvchi va tahlil qiluvchi asboblar yaratish kerak bo’ladi. Astrofizik tekshirishlarning rivojlanish tarixiga nazar tashlasak, tekshirish asboblari teleskoplar va nurlanish priyomniklaridir. Ular mukammallashib, kattalashib va sezgirlashib borayotgani natijasida yangi-yangi kashfiyotlar qilinmoqda. Teleskop yasashda uni sifatli bo’lishi uchun maxsus shartlar qo’yiladi. Masalan, yulduz tasvirini olaylik. Yulduzlar nuqtaviy nurlanish manbalaridir. Teleskopning fokal tekisligida uning tasviri qancha kichik (ideal holda matematik nuqta shaklida bo’lishi kerak) bo’lsa, tasvir shuncha yorug’ bo’ladi. Biroq eng sifatli teleskoplarda ham yulduz tasviri kichik gardishcha shaklida bo’ladi, uni yana ham kichraytirib bo’lmaydi. Buning ob’ektiv sabablari va o’tib bo’lmaydigan jihatlari bor. Teleskopning loyihasi chizilayotganda ana shu ob’ektiv sabablar va chegaralanishlar nazarda tutiladi. Yuqori sifatli teleskop 3yasashda qator qiyinchiliklar borki, ularni to’la yechib bo’lmaydi. Teleskop yordamida mashaqqat bilan yig’ilayotgan nurlanish oqimini oqilona metodlar bilan o’lchash va tahlil qilish kerak bo’ladi. Buning uchun maxsus yasalgan nurlanish priyomniklari qo’llashga, kuchli kosmik “shovqin” ichidan bizga kerakli yulduzning kuchsiz “ovozini” ajratib olishga to’g’ri keladi. Bu jihatdan astrofizik tekshirishlar fizik laboratoriyada bajariladigan tadqiqotlardan keskin farq qiladi. 4I. BOB. Optik teleskoplarning asosiy tushunchasi. 1.1. Teleskoplar va ularning vazifalari Teleskoplar-astrofizik tadqiqotlar qilishda astronomlarning asosiy quroli bo’lib xizmat qiladi. Birinchi teleskop 1609 yili italyan olimi Galiley tomonidan ishga tushirilib, olim o’z instrumenti yordamida birdaniga bir nechta kashfiyot qildi. Xususan u Oyning relefi Yernikiga o’xshashligini, Yupiter atrofidagi 4 yo’ldoshini, Quyoshning dog’ini va Somon yo’lini yulduzlar tashkil qilganligini aniqladi. Bu kashfiyotlar, teleskopning osmon jismlarining tabiatini o’rganishda, juda katta imkoniyatlar yaratishi mumkinligini ma’lum qilib, astronomiyada yangi eraning ochilishidan darak berdi. Teleskopning ixtiro qilinishi, astrofizikada muhim voqea bo’lib, u Olam tuzilishi haqida ilmiy dunyoqarashning shakllanishida katta rol o’ynadi. Teleskoplarning asosiy vazifalarini quyidagicha belgilash mumkin: 1) Yoritgichdan kelayotgan nurlanishni qayd qilish (ko’z, fotografik plastinka, fotoelektrik qayd qilgich, spektrograf va hokazolar yordamida); 2) ob’ektiivning fokal tekisligida, kuzatilayotgan yoritgichning yoki osmon qismining tasvirini yasash; 3) qurollanmagan ko’z bilan qaralganda ajratib ko’rib bo’lmaydigan, o’zaro juda kichik yoy masofada joylashgan ob’ektlarni ajratib ko’rsatish. Teleskopning asosiy qismi ob’ektiv-qavariq linzadan yoki botiq sferik ko’zgudan yasalgan bo’lib, u o’z tekisligiga yoritgichdan tik yo’nalishda kelayotgan nurlarni yig’ib, fokal tekisligida, uning tasvirini yasaydi. Agar nurni qayd qilish ko’z yordamida bajariladigan bo’lsa, u holda ob’ektiv tomonidan yasalgan tasvirga qarash uchun okulyar zarur bo’ladi. Teleskoplar, ob’ektivining turiga ko’ra, ikkiga  refraktor va reflektor ga bo’linadi. Refraktorda ob’ektiv sifatida qabariq linza, reflektorda esa botiq sferik ko’zgu ishlatiladi. 5 1-rasm 1 -rasmda oddiy refraktorda nurning yo’li tasvirlangan. Bunda teleskop ob’ektivi, yoritgichdan kelayotgan nurni uning fokusi F da yig’adi va shu nuqtadan bosh optik o’qqa tik o’tuvchi tekislikda (fokal tekisligida) yoritgichning tasvirini yasaydi. Yasalgan tasvirga kattalashtiruvchi linza (okulyar) yordamida qarab, quzatilayotgan osmon jismining (planeta, Oy yoki Quyosh) burchak o’lchamining kattalashganini ko’ramiz. Binobarin teleskop bizga, qaralayotgan osmon jismini ham ravshanlashtirib, ham kattalashtirib berayotganiga guvoh bo’lamiz. masofalariga bog’liq bo’ladi. Tasvir fotoplastinkada yohud fotoelektrik yo’l bilan qayd qilinadigan bo’lsa, okulyar kerak bo’lmay, fotoplastinka yoki elektrofotometrning kiritish diafragmasi bevosita teleskopning fokal tekisligida joylashadi. Birinchi refraktor rusumli teleskop italiyalik mashhur olim G.Galiley tomonidan 1610 yilda ishga tushirildi. Refraktorning ob’ektividan nur sinib o’tganligi tufayli, uning fokal tekisligida nuqtali ob’ektning tasviri nuqta o’rniga, rangli konsentrik halqalar ko’rinishida bo’ladi. Bu hodisa xromatik aberrasiya deyilib, turli to’lqin uzunlikdagi nurlar uchun, linza, turlicha nur sindirish koeffisientiga ega ekanligidan sodir bo’ladi. Bunday teleskoplarda xromatik aberrasiya, turli nur sindirish ko’rsatgichiga ega bo’lgan ikki xil shishadan tayyorlangan linza-ob’ektiv (axromat) yordamida ma’lum darajada kamaytiriladi. Ma’lum nurning qaytish qonunlari uning to’lqin uzunligiga bog’liq bo’lmaydi. Shuning uchun ham xromatik aberrasiyani kamaytirish maqsadida linzali ob’ektiv qaytaruvchi sferik 6ko’zgu bilan almashtirildi. Sferik ko’zguli birinchi teleskopreflektor taniqli ingliz fizigi I.Nyuton tomonidan ishga tushirildi. Sferik ko’zgudan qaytayotgan nurning nuqtaviy tasvir hosil qilmay bunday buzilishi, sferik aberrasiya deb yuritiladi. Agar ko’zguga aylanma paraboloid sirt berilsa edi, u holda sferik aberrasiya yo’qolib, tasvir nuqtaviy ko’rinish olar edi. Shuning uchun ayni zamonning teleskoplarining ob’ektivlari paraboloidal formada yasaladi. 1.2. Optik teleskoplarning asosiy ko’rsatkichlari. Teleskopni astronomik kuzatishlarda qo’llashdan maqsad osmon yoritqichidan kelayotgan keng paralel nur dastasini yig’ish va yuqori sifatli tasvir hosil qilishdir. Nur yig’uvchi sifatida qabariq linza yoki botiq ko’zgu qo’llanishi mumkin. Linzali teleskop refraktor , ko’zguli teleskop reflektor deb ataladi. Refraktorning nur yig’uvchi qismi - ob’ektivi - bitta yoki birnechta (to’rtagacha) har xil navdagi (filint, kron) shishadan yasalgan va har xil sirtga (qabariq, botiq, yassi) ega linzalardan iborat bo’lishi mumkin. Ob’ektivning markazidan uning sirtiga tik holda o’tuvchi chiziq yoki nur teleskopning optik o’qi deb ataladi. Reflektorning nur yig’uvchi qismi bosh ko’zgu deb ham ataladi. U issiqlikdan kengayish koefitsenti kam, yengil va mustahkam shisha navidan (zerodur, sitall) botiq (qabariq) parabolik (giperbolik) shaklda yasaladi va sirtiga bir tekis vakuumda bug’latilgan alyuminiy qatlam (1 – 2 nm) yotqiziladi. Vaqt o’tishi bilan bu qatlam alyuminiyning oksidlanishi tufayli 10 martagacha qalinlasha baradi. Bunday ko’zgu unga tushgan nurning 90 % ni qaytaradi. Botiq parabolik ko’zguning sirti, parabola (geometrik egri chiziq) ning o’z o’qi atrofida aylanishi natijasida hosil bo’ladigan, geometrik sirtga o’xshash bo’ladi. Ob’ektiv va bosh ko’zgu aylana gardish shaklga ega va uning diametri D bo’lsin. Ob’ektivga tushgan parallel nurlar (yulduzlar nuri shunday bo’ladi) undan 7o’tayotganda sinadi (yoki bosh ko’zgudan qaytganda yo’nalishini o’zgartiradi) va yo’nalishini o’zgartirib uning fokal tekisligida ( α ) kesishadi (yig’iladi) va manba (ob’ekt) ning tasvirini hosil qiladi (1-rasm). Fokal tekslikni ob’ektivdan uzoqligi uning fokus masofasi ( F ) deb ataladi. Fokal tekislik optik o’qqa perpendikulyar bo’ladi va unda predmet yoki yorug’lik manbainning to’ntarilgan tasviri hosil bo’ladi. Agar fokal tekislikka fotoplastinka o’rnatilsa, u holda, yoritqich (yoki ob’ekt) larning, osmonining suratini olish mumkin. 1.3. Optik teleskop turlari. Refraktorlar. Bunday teleskopga yulduzlar osmonini suratga tushirishga mo’ljallangan astrograflar (yuqorida tilga olingan Astronomiya institutining normal astrograf) misol bo’la oladi . 2-rasm. Normal astrograf (chapda) va qo’shaloq obektivli astrograf (o’ngda). Refraktorlar Quyosh va Oyni, sayyoralarni suratga olishda ham ishlatiladi. Astrografda fotoplastinka yoki fotoplyonkaga tushirilgan yulduzlar osmoni surati olinadi, u negativ deb ataladi va yulduzlarning aniq koordinatalarini o’lchashda qo’llaniladi. Ma’lumki, linzali ob’ektivlar xromatik aberrasiyaga ega. Bu kamchilik astrografda tor spektral diapazonda suratga olish orqali bartaraf etiladi. Har xil ranglarda refraktorning fokus masofasi har xilligi xromatik abarratsiya tufayli ro’y 8beradi. Xromatik aberratsiyani kamaytirish maqsadida, refraktor, qo’llanilishi ko’zda tutilgan nurlanish priyomnigining sezgirligi maksimumga mos keladigan spektral diapazon uchun, hisoblanadi va yasaladi. Masalan, xromosfera teleskopi vodorod atomi spektral chiziqlarining birida (N λ ) Quyoshni suratga olishga mo’ljallangan. Bu chiziq ichida (uning kengligi 0.02 nm) xromatik aberrasiya ta’siri sezilmaydi. Fotografik astrografda sezgirlashtirilmagan oddiy emulsiya surilgan fotoplastinkaga ( sezgirligi maksimumi λ max =420 nm, o’tqazish sohasi kengligi 100 nm) yulduzlar osmoni suratga olinadi. Oddiy fotoemulüsiyani sezish maksimumi (α max =420 nm, binafsha nurlar) ga to’g’ri keladi va fotogafik astrograf (masalan, normal astrograf) anashu binafsha nurlar uchun hisoblanadi va yasaladi. Shuningdek, fotovizual astrograf ham qo’llaniladi. Uning ob’ektivi λ max =550 nm uchun hisoblanadi. Rangli shisha filtr (nur saralagich) va sezgirlashtirilgan fotoplastinka yordamida tor (100 nm) spektral diapazon ajratiladi va osmon yoritqichlari shu diapazonda suratga olinadi. Astrograflar yulduzlar osmonining keng sohasini suratga tushirishga mo’ljallanadi. Shuning uchun ularning yaxshi sifatli ko’rish maydoni etarli darajada keng bo’lishi kerak. Masalan, Kitob shaxri (Qashqadaryo viloyati) yaqinidagi observatoriyada o’rnatilgan qo’sh quvrli (ob’ektivli) astrografning ko’rish maydoni 5x5 0 =25 kv.gradusga teng. Quvrlarning ikkalasi ham fotogafik teleskop hisoblanadi. Bunday qo’sh quvrli teleskoplarning ayrimlarida quvrlardan biri fotografik nurlarda yulduzlar osmonini suratga olsa, ikkinchisi fotovizual nurlarda oladi. Astrograf suratxonada qo’llaniladigan fotokameraga o’xshaydi. Teleskop quvrining osmonga qaratiladigan uchiga bir necha linzadan (ular optik abberasiyalarni kamaytirish maqsadida tanlanadi) iborat ob’ektiv va qarama- qarshi uchiga esa fotoplastinka solingan kasseta o’rnatiladi. Bunday ob’ektiv, odatda, keng ko’rish maydonga ega va bu maydon ichida optik aberrasiyalar etarli darajada (difraksion gardishchadan chetga chiqmaydigan) kamaytirilgan bo’ladi. Tor spektral oraliq (diapazon) da kuzatishga mo’ljallangan teleskoplarda xromatik aberrasiya ta’siri juda kam bo’ladi biroq sferik aberrasiya, koma, astigmatizm 9etarli darajada kamaytirilgan bo’lishi shart. Reflektor va teleskopik tizimlar . Bunday teleskoplarning nur yigiuvchi qismi, ob’ektivi, botiq ko’zgu bo’lib, u teleskop quvri yoki tanasining quyi (pastki) qismiga o’rnatiladi. Bosh ko’zguning nur qaytaruvchi sirti parabolik (parabolani o’qi atrofida aylanishdan xosil bo’lgan sirt) shaklga ega va uning fokusi teleskop quvri ichida bo’ladi. Fokusni quvr tashqarisiga chiqarish maqsadga muvofiqdir. Buni birnecha usullari bor va har xil kuzatishlar bajarishga imkon beradigan birnecha optik elementlardan tashkil topgan teleskopik tizimlar ishlab chiqilgan. Bu tizimlar ularni ishlab chiqqan olimlarning nomlari bilan ataladilar. Masalan, N’yuton, Kassegren, Gregori va Richi-Kreten tizimlari. N’yuton tizimida parabolik bosh ko’zguning fokusi oldiga, uning optik o’qiga 45 0 burchak ostida kichik yassi ko’zgu o’rnatiladi. Bu yassi ko’zgu ob’ektivdan qaytgan va yig’ilayotgan nurlarni yon tomonga qaytaradi. Kichik (u odatda bosh ko’zgudan o’n marta kichik) yassi ko’zgu bosh ko’zguning markaziy qismini bekitib to’radi. Bu uning optik kuchini biroz kamaytiradi xolos. Kassegren tizimida bosh parabolik botiq ko’zguning fokusi (u bosh fokus deb ataladi) oldiga, undan ma’lum uzoqlikda, optik o’qqa tik holda qabariq giperbolik ko’zgu o’rnatiladi va undan qaytgan va yig’ilayotgan nurlar bosh ko’zguning o’rtasidagi teshikdan o’tib uning orqasida, kassegren fokusida, kesishadi va tasvir hosil qiladi. Teleskop quvrining osmonga qaratiladigan uchiga bir necha linzadan (ular optik abberasiyalarni kamaytirish maqsadida tanlanadi) iborat ob’ektiv va qarama- qarshi uchiga esa fotoplastinka solingan kasseta o’rnatiladi. Bunday ob’ektiv, odatda, keng ko’rish maydonga ega va bu maydon ichida optik aberrasiyalar etarli darajada (difraksion gardishchadan chetga chiqmaydigan) kamaytirilgan bo’ladi. Tor spektral oraliq (diapazon) da kuzatishga mo’ljallangan teleskoplarda xromatik aberrasiya ta’siri juda kam bo’ladi biroq sferik aberrasiya, koma, astigmatizm etarli darajada kamaytirilgan bo’lishi shart. 103-rasm. Reflektor va teleskopik tizimlar . Masalan, yulduz tasvirini olaylik. Yulduzlar nuqtaviy nurlanish manbalaridir. Teleskopning fokal tekisligida uning tasviri qancha kichik (ideal holda matematik nuqta shaklida bo’lishi kerak) bo’lsa, tasvir shuncha yorug’ bo’ladi. Biroq eng sifatli teleskoplarda ham yulduz tasviri kichik gardishcha shaklida bo’ladi, uni yana ham kichraytirib bo’lmaydi. Buning ob’ektiv sabablari va o’tib bo’lmaydigan jihatlari bor. Teleskopning loyihasi chizilayotganda ana shu ob’ektiv sabablar va chegaralanishlar nazarda tutiladi. Yuqori sifatli teleskop yasashda qator qiyinchiliklar borki, ularni to’la echib bo’lmaydi. Quyida biz teleskopning asosiy ko’rsatgichlari, kamchiliklari va ularni kamaytirish yo’llari bilan tanishamiz. Teleskop yordamida mashaqqat bilan yig’ilayotgan nurlanish oqimini oqilona metodlar bilan o’lchash va tahlil qilish kerak bo’ladi. Buning uchun maxsus yasalgan nurlanish priyomniklari qo’llashga, kuchli kosmik “shovqin” ichidan bizga kerakli yulduzning kuchsiz “ovozini” ajratib olishga to’g’ri keladi. Bu jihatdan astrofizik tekshirishlar fizik laboratoriyada bajariladigan tadqiqotlardan keskin farq qiladi. Astrofizik tekshirish ob’ektlarining nurlanishi keng spektral diapazonni o’z ichiga olishi mumkin. 11Hozrigi zamonning eng katta optik teleskoplar Teleskop Kuzgusi metri, m Bosh ko’zgusi xususiyati O’rnatilgan joy Loyiha sheriklari Bahosi, mln. $ Ishga tushirilgan yil KECK I 10 parabolik, ko’psegmentl i (qurama), aktiv Mauna Kea, AQSH 94 1994 KECK II 10 Gavay, AQSH 78 1996 EKT (to’rtta teleskop) 4x8.2 yupqa, aktiv Paranal, CHili EJO, 9 ta Yevropa davlatlari 200 1998 JEMINI,8 yupqa, aktiv Mauna Kea, AQSH (25%), 176 1998 SHimoliy 8 Sero Pachon, Angliya (25), 2000 Janubiy CHili Kanada, CHili, SUBARI 8.2 yupqa, aktiv Mauna Kea YAponiya 100 1998 KBT (binokulyar) 2x8.4 Qalin kataksimon Grahm tog’i, Arizona, AQSH AQSH, Italiya 75 1998 HET (Hobbi- EbYerli) 11 Ko’psegment li, sferik Foulkas tog’i, Texas, AQSH AQSH, Germaniya 13.5 2001 AKT 6 qalin Rossiya 1976 JAKT 11 HET tipidagi SuzYerland, Janubiy Afrika Janubiy Afrika Respublikasi 10 2005-2007 EKT 35 HET tipidagi AQSH 200 2012 100 Ko’psegment li qurama), sferik Germaniya, Shvetsiya, Daniya va b. 1000 2020 12Izohlar: KESK – xomiy Kesk nomiga atalgan teleskop; EKT – Eng Katta Teleskop; JEMINI – qo’shaloq teleskoplar Shimoliy va Janubiy; KBT – katta binokulyar teleskop; HET – xomiylar Hobbi va Eberli nomiga atalgan teleskop; AKT – azimutal katta teleskop; JAKT – janubiy Afrika katta teleskopii; EKT – Eberli katta teleskopii; Shmidt kamerasi . Katta yorug’lik kuchi va keng ko’rish maydoniga ega teleskopik tizim XX asrning 20 yillarida eston optigi B. Shmidt (1879-1935) tomonidan ishlab chiqilgan. Shmidt teleskopida nur yiguvchi sifatida sferik ko’zgu qo’llaniladi. Ko’zguning egrilik markaziga korreksion shisha plastinka o’rnatiladi (u ko’zgu oldida va undan r=2F masofada joylashtiriladi). Shmidt kamerasi (chapda) va Maksutov teleskoplari (o’ngda) ning optik sxemasi. Gardishsimon plastinkaning ko’zguga qaragan tomoni sirti aylana to’lqinsimon shaklga ega (o’rtasidagi do’nglik uni o’rab turuvchi chuqurlik bilan o’ralgan). Yassi to’lqin frontini plastina shunday o’zgartib o’tkazadiki, natijada sferik aberrasiya, koma va astigmatizm to’la bartaraf bo’ladi. Bunday teleskopning fokal tekisligi egri bo’ladi va unga fotoplyonka tortiladi, ya’ni fotoplyonkaga fokal sirt singari egrilik beriladi. Shmidt teleskopining ko’rish maydoni birnecha o’n kvadrat gradiusni tashkil etadi. Teleskop yulduzlar osmonini rasmga tushirishga mo’ljallanganligi uchun u Shmidt kamerasi deb ataladi. Eng katta Shmidt kamerasi Tautenberg Observatoriyasida (Germaniya) o’rnatilgan. Uning korreksion plastinasi diametri 134 sm, sferik ko’zgusiniki esa 203 sm, F=4 m va A=1:3, ko’rish maydoni 3 0 ,4 X 3 0 ,4 . b) Maksutov teleskopi . Keng ko’rish maydoniga ega katadioptrik teleskopning yana bir turi rus astronomi va optigi D.D.Maksutov (1896-1965) tomonidan 1941 yilda kashf etilgan. Bu teleskopda nur yig’uvchi sferik 13ko’zguning sferik aberrasiyasi yupqa, ikkala sirti qariyib bir xil egrilikka ega, linza yordamida bartaraf etiladi. Sirtlarning egrilik radiuslari ayirmasi αR=R 1 -R 2 linza qalinligining 0,6 - 0,7 qismiga teng. Linzani sferik ko’zgu fokusidan biroz oldinroqqa o’rnatish va uning qalinligini tanlash yo’li bilan koma bartaraf etiladi. Maksutov teleskopi juda kalta teleskopdir. Linza menisk deb ataladi va uning sirti sferik shaklga ega va bu uni yasashni engilashtiradi. Shmit plastinasini yasash ko’p mehnat talab qiladi. Biroq mensk ko’zgu oldiga hisoblashlarda belgilangandek juda aniq o’rnatilishi zarur. Gurjiston FA Abastuman observatoriyasida o’rnatilgan Maksutov teleskopi meniskining diametri 70 sm, sferik ko’zguniki 96,6 sm, fokus masofasi 210 sm ga teng. Teleskopning uzunligi 320 sm ga teng. Fokal sirti Shmidt kamerasinikiga o’xshash egri bo’ladi. Maksutov tizimi teleob’ektivlarda qo’llaniladi. MTO-1000 deb ataladigan teleob’ektiv unga misol bo’laoladi. Quyoshni rasmga oluvchi teleskoplardan biri (u minskli fotogleograf deb ataadi) da Maksutov tizimi qo’llanilgan. Bu teleskopik tizimlarda menisk sferik ko’zguning fokal sirti oldiga (ko’zguga yaqinroq) o’rnatilgan va uning ko’zguga qaragan tomoni o’rtasiga kichkina doira shaklda alyuminiy qatlam yotqizilgan. Sferik ko’zgudan qaytgan yig’iluvchi nurlar undan qaytib ko’zgu o’rtasidagi teshiqdan kassegren tizimidagi singari o’tadi va teleskopning fokal tekisligida tasvir hosil qiladi. Teleskopning fokal tekisligi ko’zgu orqasida joylashgan. Katadioptrik, ya’ni ko’zgu va linzadan iborat, teleskoplar sirasiga hozirgi paytda keng qo’llaniladigan Richi-Kreten teleskopi ham kiradi. 14II. BOB. Optik teleskopni loyihalash. 2.1. Teleskopning fokal tekisligida tasvirning masshtabi. Fokal tekislikda ob’ekt tasvirining kattaligi ob’ektivning fokus masofasiga bog’liq. Agar yoritqichning burchakiy ko’rinma kattaligi bo’lsa, ya’ni u α burchak ostida ko’rinsa, u xolda F fokus masofali teleskopning fokal tekisligida uni tasvirining chiziqiy kattaligi l=Ftg(α) ga teng bo’ladi va uni α ga nisbati tasvirning masshtabini belgilaydi. Tasvirning masshtabi, bu tasvirda bir mm uzunlikka necha gradius (yoy minuti, yoy sekundi) osmon sferasi yoyi to’g’ri kelishini ko’rsatadi. Odatda, osmon yoritqichlarining burchakiy kattaligi yoy minutlari va sekundlarda beriladi va α kichik bo’lganda tangensni ( tg ) radianlarda ifodalangan α burchak bilan almashtirish mumkin, ya’ni tg(α)= α/3438 =α/206265. Bu kasrlarning suratida α mos ravishda burchakiy minutlar (α) va sekundlar (α) da, maxrajida esa, bir radianda yoy minutlari va sekundlari soni keltirilgan. Tasvirning chiziqiy kattaligi l = Fα 1 /3438 yoki l = F α 11 / 206265. Tasvirning masshtabi l / α 1 =F/3438 yoki l/ α 11 =F /206265 (1.1) va birligi mm/yoy minuti yoki mm/yoy sekundi. Agar yoritqichning burchakiy kattaligi α=1 0 bo’lsa, u holda, uni tasvirining chiziqiy kattaligi l=F/3438 mm bo’ladi ( F mm larda). Masalan, O’zFA Astronomiya Institutining normal astrografida (yulduzlar osmonini suratga oladigan teleskop) tasvir masshtabi bir mm/yoy minuti, ya’ni osmondagi bir yoy minuti tasvirda bir mm uzunlikka ega bo’ladi. Masalan, Oy gardishining burchak kattaligi α=30 0 ga teng, fokus masofasi F=100 mm bo’lgan teleskopda Oy tasvirining chiziqiy kattaligi l=9 mm, demak, tasvir masshtabi 9/30 mm/yoy min. Teleskopning fokus masofasi uning yaqinlashtirishi (kattalashtirishi) ni belgilaydi. Astronomik kuzatishlarda qo’llaniladigan teleskoplarda yoritqich yorug’ligini o’lchash ob’ektiv hosil qilgan uning tasviri ustida bajariladi. 15Yulduzning tasviri , bu undan kelayotgan va ob’ektidan o’tayotganda yo’nalishini 16o’zgartirishi (sinishi yoki aks qaytishi) tufayli yig’ilayotgan va kesishayotgan nurlarning ko’ndalang kesimidir. Agar teleskop fokal tekisligidan yoritqichga qarasangiz, yarqirab turgan gardishni ko’rasiz. Bu berilgan yoritqich tomonidan yoritilgan teleskop ob’ektividir. Tasvirni ko’rish uchun yana bitta linza kerak bo’ladi. U okulyar deb ataladi. Okulyar yordamida tasvirni kattalashtirib ko’rish mumkin. Optikadan ma’lumki, optik tizm sirti ko’rinadigan yorug’lik manbaining tasvirini tuzayotib uning sirt yorug’ligini yoki ravshanligini ko’paytirmaydi, balki aksincha, optik sirtlardan aks qaytishda fizik yo’qotish, linza ichida yutilish tufayli uni kamaytiradi. Tasvirning sirt yorug’ligi teleskopning fokus masofasi ( F ) ga teskari proporsional ravishda kamayadi. Shuning uchun α=1/F linzaning optik kuchi deb ataladi. Astronomiyada osmon yoritqichi tasvirining ravshanligi emas, balki yorug’lik o’lchaydigan asbob-fotometrning nur sezuvchi qatlamida (teleskopning chiqish teshigida) u hosil qilayotgan yoritilganlik yoki nur sezuvchi qatlamga tushayotgan nurlanish oqimi o’lchanadi. Bunda teleskop ob’ektivining diametri ( D ) muhim rol o’ynaydi. Ob’ektivning diametri qancha katta bo’lsa teleskop shuncha ko’p nurlanish oqimi ( F ) yig’adi.Ф  Е  S  Е  D 2 / 4 . (1.2) Bu yerda E - yoritqich tomonidan teleskop ob’ektivining yoritilganligi , S - ob’ektivning yuzasi. Shuning uchun teleskop ob’ektivining diametri ( D ) va fokus masofasi ( F ) uning asosiy ko’rsatqichlari hisoblanadi. Ob’ektiv diametrini uning fokus masofasiga nisbati A =D/F , teleskopning aperturasi yoki nisbiy kirish tuynagi (teshigi) deb ataladi. Sirti ko’rinadigan osmon yoritqichlari (Oy, sayyoralar) teleskopning fokal tekisligida hosil qilayotgan yoritilganlik E 1 = (D/F) 2 =A 2 . Bu yerda A 2 teleskopning optik quvvatini belgilaydi. Umuman olganda D diametrli teleskopning optik quvvati deb bu teleskop oddiy, qurollamagan, ko’zga qaraganda beradigan foydaga aytiladi. Biroq odatda teleskopning yorug’lik kuchi deganda A nazarda tutiladi. Eng katta yorug’lik 17kuch 1:1 bo’ladi va bunda ob’ektivning diametri uning fokus masofasiga teng. Biroq bunday ob’ektivni yasash ancha mashaqqatli ish. Yulduzlar nuqtaviy yorug’lik manbai bo’lganliklari uchun, ularni yaqinlashtirishning (kattalashtirishni) foydasi yo’q, bundan ko’rinib turibdiki A qancha kichik bo’lsa, teleskop shuncha ko’p yorug’lik kuchiga ega bo’ladi. A ning qiymati nisbat sifatida beriladi. Astrometrik o’lchashlarda tasvirning masshtabi muhim rol o’ynaydi, shuning uchun astrograflarda A =1α10, ya’ni ularning fokus masofasi ob’ektivi diametridan o’n marta katta bo’ladi. Astrofizik tekshirishlarda yorug’lik oqimi hal qiluvchi rol o’ynaydi, shuning uchun reflektorlarda A α 1α3, ya’ni, ob’ektiv fokus masofasi uning diametridan uch marta atrofida katta bo’ladi. Juda katta optik kuchga ega teleskop yasash qiyin, chunki bunday hollarda ob’ektiv nuqson (aberasiya) lari ham A 3 va A 2 ga proporsional ravishda kuchayadi. Bu masalaga keyinroq qaytamiz. Hozir esa, kuzatishlarga teleskop qo’llash qanday yutuq beradi, shuni ko’raylik. 2.2. Teleskopning kuchayirishi (optik quvvati). Teleskopsiz ko’z bilan kuzatganda yulduzdan kelayotgan parallel nur dastasining ko’z qorachig’i diametriga (d α 2 – 5 mm) teng keladigan qismigina sezgi (taasurot) hosil qilishda ishtirok etadi. Ob’ektivi diametri D bo’lgan teleskop orqali kuzatilganda teleskop teshigi (ob’ektiv) dan o’tayotgan barcha nurlar taasurot hosil qilishda ishtirok etadi (yuqorida teleskopning fokal tekisligidan yoritqichga qaralganda yorug’ gardish (ob’ektiv) ni ko’ramiz deb takidlangan edi). Astrofizik o’lchashlar teleskopning fokal tekisligida hosil bo’lgan yoritqichning tasviri ustida olib boriladi. Teleskopning fokal tekisligida yulduzning tasviri juda kichik, ideal sharoitda teleskopning kirish teshigidan (ob’ektiv) o’tayotgan nuqtasimon manbaning difraksion tasviridan iborat, bo’ladi. Bunday yulduz tasvirining yorug’ligini o’lchashda, tarixiy anana bo’yicha, u 18boshqa, shunday tasvir bilan solishtirib o’lchangan. Nurlanish priyemniklarini astronomik kuzatishlarga qo’llash osmon yoritqichlari yorug’ligini o’lchash texnologiyasiga o’zgartirish kiritishga sabab bo’ldi. Teleskop yordamida yoritqich tasvirida yig’ilgan nurlanish oqimi priemnikning nur sezuvchi qatlami sirtiga tushiriladi. Bu amal maydon linzasi deb ataladigan va teleskopning fokal tekisligi orqasiga o’rnatiladigan linza yordamida bajariladi. Maydon linzasi priyemnikning nur sezuvchi sirtiga osmon yoritqichi yoritib turgan teleskopning kirish teshigi (ob’ektivi) tasvirini tushiradi. Shunday qilib, teleskop orqali o’lchashlarda ham biz yoritilganlikni o’lchaymiz. Bu safar yoritilganlik (D/d) 2 marta kuchaygan bo’ladi. Bu yerda d priyemnikning nur sezuvchi qatlamining diametri. Maktab teleskopi ob’ektivining diametri D=100 mm va fokus masofasi F =1000 mm va bunday teleskopda m T =12.1 m , ya’ni o’n ikkinchi kattalikkacha bo’lgan yulduzlarni ko’rish mumkin. Musaffo va tim qora tungi osmonda oddiy ko’zga bir vaqtning o’zida qo’rinadigan yulduzlar soni 3000 ta bo’lsa, maktab teleskopi bunday sharoitlarda 200000 yulduzni ko’rishga imkon beradi. Agar teleskop vizual (kuz bilan) kuzatishlarga mo’ljallangan bo’lsa, unda yana bitta linzacha qo’llaniladi. Bu linza ob’ektiv fokal tekisligi (E) orqasiga shunday qo’yiladiki, uning fokusi ob’ektivning fokal tekislikda (E) yotish kerak (1-rasm). Bu linzacha (odatda ikkita linzachadan iborat optik sistema) okulyar (ko’z) deb ataladi. Okulyardan chiqqan nurlar parallel bo’ladi va ko’z qorachiga tushadi. Okulyar shunday bo’lishi kerakki, ob’ektivdan o’tgan nurlarning barchasi undan ham o’tish kerak. Ob’ektivdan (u teleskopik sistemaning kirish qorachig’i deyiladi) o’tgan nur dastasi teleskopik sistema (ob’ektivyokulyar) ning chiqish qorachigi (d) dan o’tish shart. Chiqish qorachigi ko’z qorachigidan (b) katta bo’lmasligi kerak. Shundagina vizual kuzatishlarda teleskopik sistema effektiv ishlaydi. 19Okulyar teleskopning kattalashtirishini kuchaytiradi. Vizual teleskopning kattalashtirishi K=F/f=D/d . Bu yerda f, d - okulyarning fokus masofasi va diametri. Vizual kuzatishlarda d ko’z qorachig’ining diametriga ( α ) teng bo’lishi maqsadga muvofiqdir. Bunday teleskopning kattalashtirishi ( K ) teng qorachig’iy deb ataladi, K = D/α va u effektiv ishlaydi, unda qo’llaniladigan okulyarning fokus masofasi f=F/K . Yuqoridagi nisbatdan ko’rinib turibdiki, berilgan teleskopda f qancha kichik bo’lsa, uning kattalashtirishi shuncha ko’p bo’ladi, bu holda ob’ektivdan kirgan nurlarning ma’lum qismi taasurot hosil qilishda ishtirok etmaydi. Atmosfera tinch bo’lganda kattalashtirishni K=2D gacha etkazish mumkin. Bu yerda D ob’ektiv diametri mm larda. Notinch atmosfera tasvirni titrashiga sababchi bo’ladi va uni buzadi, shuning uchun kattalashtirish odatda 500 dan oshirilmaydi. Teleskopning ko’rishi maydoni (okulyar orqali ko’rinadigan osmon qismi) ning diametri kattalashtirishga bog’liq va burchakiy minutlarda N=2000 1 /K ga teng. Teleskopda Oy gardishini (30 ' ) to’la ko’rish uchun kattalashtirish 60 martadan oshmasligi kerak. Vizual teleskopda qo’llaniladigan okulyarlarning birnecha turi mavjud. Shulardan eng ko’p qo’llaniladiganlari Gyugens va Ramsden okulyarlaridir. Ular ikkita, bir tomoni qabariq ikkinchisi tekis, linzalardan iborat bo’ladi. Linzachalarning biri (ob’ektiv tomondagisi) katta ikkinchisi esa kichik bo’ladi va Gyugens okulyari qo’llanilganda teleskopning fokal tekisligi okulyar ichida, linzalar orasida bo’lsa, Ramsden okulyari qo’llanilganda - uning oldida bo’lishi kerak. Gyugens okulyari ichida mm shkalali chizg’ich chizilgan shisha plastinka o’rnatiladi yoki bir-biriga tik joylashgan ikkita ingichka ip tortib qo’yilgan yoki chiziq chizilgan tiniq shisha bo’ladi. 202.3. Teleskopning ajrataolish kuchi . Ideal teleskop ham yulduz tasvirini nuqta shaklida emas, balki, ma’lum diametrga ega gardishcha shaklida hosil qiladi. Buning birinchi sababi yorug’lik difraksiyasi hodisasidir. Tinch atmosfera sharoitida yulduz tasviri halqalar bilan o’ralgan kichkina gardishcha shaklida bo’ladi. Bu, nuqtaviy yorug’lik manbai (yulduz) nuri teleskopning kirish teshigi (ob’ektivi) da hosil qilgan difraksion manzaradir. Teleskopning ob’ektivi qancha katta bo’lsa, gardishcha diametri shuncha kichik bo’ladi va u teleskopning ajrataolish kuchini belgilaydi. 4-rasm. Nuqtaviy yorug’lik manb’a ekranda hosil qiladigan (difraksion) manzara. Berilgan D diametrli teleskopda bir xil yorug’likdagi bir-biriga yaqin joylashgan ikkita yulduz alohida-alohida ko’rinadi, agar ularning tasvirlarida bir yulduz tasvirining markazi (yorug’lik maksimumi) ikkinchi yulduz difraksion gardishchasini o’rab turuvchi qora xalqa (yorug’lik minimumi) o’rtasiga to’g’ri kelsa. Bu shart Reley kriteriyasi deb ataladi va difraksiya nazariyasiga asosan quyidagicha ifodalanadi. Ob’ektiv tomonidan qaralganda, gardishcha atrofidagi qora xalqaning radiusi α=1.22λ/D radianga teng. Bu yerda α - nurlanishning to’lqin uzunligi, D – teleskop ob’ektivining diametri. Teleskopning fokal 21tekisligida xalqa radiusiga α=1.22λ/D mos keladigan chiziqiy qiymat r=Fα=1.22λF/D. (1.4) Bu yerda - teleskopning ajrataolish qobiliyatini ko’rsatadi va u odatda burchakiy sekundlarda beriladi. Agar α = 0.55  (mikron) bo’lsa (yashil nurlar), u holda, α 1 =14α/D ( D – sm larda) va yulduzning difraksion gardishchasi radiusi r = 0,67αF/D mikron . Maktab teleskopining ( D =10 sm) ideal holda ajrataolish kuchi 1.4α ga teng (odam ko’zining ajrataolish kuchi 60α). Bu teleskopning fokal tekisligida yulduz tasvirining radiusi r=0.0067 mm ga teng bo’ladi . Demak, difraksiya hodisasi teleskopning ajrataolish kuchini chegaralaydi. Agar ikkita yulduz orasidagi burchak masofasi 2αα bo’lsa, yulduzlar ustma-ust tushadi. Bir xil yorug’likdagi, bir-biridan α 0.85=12 0 /D burchakiy masofada bo’lgan ikkita yulduzni berilgan ( D ) teleskopda ajratib bo’lmaydi. Agar yulduzlarning yorug’ligi teng bo’lmasa, ajralmaslik chegarasi αα kattalashadi. Demak, vizual nurlarda ajralish chegarasi αα=12α/D. Agar kuzatish ko’z yordamida bajarilayotgan bo’lsa, ko’zning ajrataolish qobiliyati (α60 0 ) hisobga olinishi zarur va teleskopni kattalashtirishi K α 60αD/12 =5α D bo’lishi kerak. Berilgan teleskopda ( D ) ikkita bir-biriga eng yaqin joylashgan yulduzlarni ko’rinish sharti ideal teleskopda va ideal atmosfera sharoitida yuqorida keltirilgan shartlarda bajariladi. Real ob’ektivning nuqsonlari difraksion manzarani bo’zadi. Astronomik ob’ektivlarni yasashda uning nuqsonlari difraksion gardishidan chetga chiqmaslik sharti qo’yiladi. Bu shart bajariladigan ob’ektivlarda yaxshi atmosfera sharoitida difraksion manzarani ko’rish mumkin. 2.4. Teleskopikning fotografik optik quvvati. Optik sistema keng sirtga ega bo’lgan ob’ekt (Oy, sayyoralar) tasvirini hosil qilganda teleskop uning ravshanligini ( V ), odatda, kuchaytiraolmaydi, aksincha, optik sirt va muhitlarda yutilish hisobiga u kamayadi. Biroq, astronomik kuzatishlarda yoritqichning ravshanligi emas, balki u hosil qilayotgan yoritilganlik o’lchanadi. Optik sistema qurollanmagan ko’zga nisbatan beradigan foyda 22sistemaning optik quvvati deb ataladi. Yulduzlar misolida u (D/d) 2 marta oshishi yuqorida qo’rilgan edi. Agar kuzatishlarda o’rtacha sezgirlikdagi fonoplastinka qo’llanilsa, negativda eng xira yulduzning yulduziy kattaligi Bu yerda t - ekspozisiya vaqti, minutlarda, D - ob’ektiv diametri, mm- larda, m T pg - teleskopning chegaraviy yulduziy kattaligi, ya’ni berilgan teleskopda, berilgan navli fotoplastinkaga olingan yulduzlar osmoni suratida (negativda) chiqadigan eng xira yulduzning yorug’ligi, teleskopning fotografik optik quvvatini belgilaydi. Diametri D=6 m (RFA Maxsus Astrofizik Observatoriyasi) teleskopda t =10 minut ekspozisiya bilan yulduziy kattaligi m =20.1 m gacha bo’lgan yulduzlar suratini olish mumkin. Bunday yulduzlarni D =60 sm teleskopda olish uchun t =17 soat ekspozisiya berish kerak bo’ladi. Uzoq ekspozisiya davomida olingan tasvirda tungi osmonning ham tasviri hosil bo’ladi. Bu esa xira yulduzni ko’rishga to’sqinlik qilaboshlaydi va teleskopning optik quvvatini yoki zehn kuchini chegaralaydi. Shuning uchun har bir teleskop ma’lum maksimal ekspozisiya vaqti (t ch ) bilan xarakterlanadi va u teleskopning aperturasi (A) ga bog’liqlg t ч < (0.6 - 2.32 * lg A) . (1.6) A=1:1 uchun t ch =4 minut, A=1:10 uchun t ch =4 soat va hokazo, ya’ni A kamaygan sari ( F - uzaygan sari) tungi osmonning zararli ta’siri kamayib boradi. Fokus masofaning uzayishi teleskopning kattalashtirishini kuchaytiradi, tasvirning masshtabini (mmgradus yoki mmyoy sekund) kattalashtiradi. Bu o’z yulduz tasvirini (u odatda nuqta shaklida bo’lmay balki kichik difraksion gardishcha shaklida bo’ladi) ham kattalashtiradi. Natijada ob’ektivda yig’ilgan nur gardishgacha yoyilib tushadi va yuza birligiga tushayotgan oqim (yoritilganlik) qamayaboshlaydi. Biroq bu kamayish darajasi osmonni qorong’ulashuviga 23qaraganda sekin bo’lgani uchun kattalashtirish foyda keltiradi. Shunday qilib, keng sirtga ega bo’lgan yorug’lik manbalarini suratga tushirishda kameraning yorug’lik kuchi (A) asosiy rol o’ynaydi. Bu nuqtai nazardan D=5 m li Polomar teleskopi (A=13.3) va qo’l bola kameracha (A=13) bilan teng kuchlidirlar. Biroq nuqtasimon yorug’lik manbalari (yulduzlar) uchun optik quvvat A 2 marta emas balki D 2 marta oshadi. Agar qo’l bola kameraning ob’ektivi diametri D =5 sm va fokus masofasi F=16,7 mm bo’lsa, eng kam ajrata olishga ega fotoplastinkadagi tasvirda 30 mikronga 0 0 .1 to’g’ri keladi, ya’ni kichik teleskopning ajrata olish juda past bo’ladi. Shunday va undan kam kattalikka ega ob’ektlarni suratga olishda Polomar teleskopi qo’l bola kameraga nisbatan (300) 2 =90 000 marta ko’p foyda beradi. Teleskopning fokal tekisligida yulduzlar tasviri nuqtasimon bo’lmay, balki ma’lum kattalikdagi gardishcha shaklida bo’ladi. Buning birinchi sababi difraksiya hodisasi bo’lsa, (yuqorida u bilan tanishgan edik), ikkinchi sababi teleskop ob’ektivining abYerrasiyalaridir, uchinchisi Yer atmosfYerasining notinchligi tufayli yulduz nurining miltillashidir . Abberasiyalariga o’tishdan oldin atmosfera ta’sirini ko’rib chiqamiz. Optik tizimni sozlash va fokusga keltirish. Bir necha optik elementlar (ko’zgu va linza) dan iborat optik tizimni kuzatishga qo’llashdan oldin uni yustirovka (optik sozlash) va fokusirovka qilish lozim. Ko’zgu (linza) ning markazidan unga va fokal tekislikka tik holda o’tuvchi chiziq teleskopning optik o’qi deb ataladi. Optik elementlar (botiq ko’zgu, linza, menisk) ning optik o’qlarini bir chiziqqa keltirish yustirovka qilish, to’g’rilash, deyiladi. Demak teleskopning optik o’qi uni tashkil etuvchi optik elementlarning ham markazidan, ularga tik holda o’tadi. Nur qabul qiluvchi asbobning nur sezuvchi qatlami ham optik o’qqa tik holatda o’rnatilishi kerak. Optik element (linza, menisk) odatda teleskop quvri ichiga uchta tayanch nuqtaga o’rnatiladi. Ular optik elementni o’q bo’ylab birnecha mm ga oldinga 24yoki orqaga surishga va o’qqa nisbatan birnecha gradusga burishga imkon bYeradi. Yustirovka qilish uchun ob’ektiv oldiga kichik (1-2 mm) teshikli ekranni shunday joylashtiramizki, u faqat ob’ektivning markaziy qismidan nur o’tkazsin. Agar nur manbai nuqtaviy manba bo’lsa, uning tasviri optik o’qda yotadi. Tasvirni teleskop quvri o’rtasiga keltiramiz. Shundan keyin boshqa optik elementlarni birin ketin optik o’qqa o’rnataboshlaymiz va nazorat qilib boramiz. Ular tasviri optik o’qdan chetga chiqmasliklari kerak. Agar optik tizim yig’ilgan bo’lsa, uni tekshirish uchun yorug’ nuqtasimon manbaga yo’naltiramiz va quvrning quyi qismiga, bir-biriga diametrial tik tortilgan iplar kesishish joyidan tizim orqali manbaga qaraymiz. Bunda optik sirtlardan nurni aks qaytishi natijasida hosil bo’lgan yorug’ nuqtalar ko’rinadi. Yaxshi yustirovka qilingan optik tizimda nuqtalar bir chiziqda yotadi. Teleskopni fokusga keltirish uchun yordamchi (ikkinchi) ko’zguni yoki teleskopning kamera qismini optik o’q bo’ylab oldinga yoki orqaga suriladi (optik tizim shunday qilish imkoniyatiga ega bo’ladi). Teleskopning fokal tekisligi fotoplastinkaning nur sezuvchi sirtiga tushiriladi. Bu ishni kassetani oldinga va orqaga surib, har xil masofalarda yulduzlar osmonini suratga olish yo’li bilan bajarish mumkin. Eng aniq tasvir bergan masofa teleskopning fokus masofasi bo’ladi. Vizual kuzatishlarda fokusga keltirish okulyar o’rnatilgan quvrchani oldinga yoki orqaga surish yo’li bilan bajariladi. 25Xulosa. Optik teleskoplar Astrofizika kursining asosiy o’rganiladigan astrofizik asboblaridandir. Astrofizika kursini o'qitishdan maqsad - talabalarda, bo'lajak fizika- astronomiya o'qituvchisiga zarur bo'lgan darajada talabalarga akademik lisey, kasb- hunar kollejlarida fizika va astronomiyani o'qitish sirlarini, bu fan bo'yicha bilim, malaka, ko'nikmaga erishishning eng samarali va optimal yo'llarini o'rgatishdan va lisey va kollejlarning fizika va astronomiya dasturi bilan ishlash, uni tahlil qilish, kurs mazmunini soatlar bo'yicha taqsimlash va uni o'qitish bo'yicha metodik yo'l- yo'riqlarni yo'nalish profiliga mos amaliy va fenomenologik bilim, ko'nikma va malaka shakllantirishdir. O’quvchilarga “Optikteleskoplar” mavzusini o’qitishda ular tarbiyaviy bilimlar bilan bir qatorda rivojlantiruvchi bilimlarga ham ega bo’lib, umumiy astronomiya kursida o’rganilgan teleskoplar haqidagi tushunchalar ularga boshlang’ich bilimlar bo’lib topiladi. Fanning vazifasi - ta'lim jarayonida astronofizika o'qitishning maqsadini asoslaydi, shuningdek fizika astronomiya asoslarini o'qitish jarayonidagi tarbiyaviy tomonlarini ochib beradi; astronomiya kursining mazmuni va strukturasini aniqlash hamda sistemali tarzda takomillashtirib borishni asoslaydi; astronomiya bo’yicha mashg'ulotlarda o'quvchilarni o'qitish, tarbiyalash va rivojlantirishning samarador metodlari hamda yo'llari, shuningdek mashg'ulotlar uchun zaruriy jihozlarni ishlab chiqadi, eksperementda tekshirib ko'radi va amaliyotda joriy etadi; astronofizika kursini o'qitishga mutaxassislarni ham nazariy, ham metodik jihatdan tayyorlashga o'rgatishdan iborat. 26Foydalanilgan adabiyotlar. 1. M.M. Mamadazimov “Astronomiya” Toshkent, O’qituvchi. 2007 yil 2. Sattarov I. "Astrofizika" 1-qism, o’quv qo’llanma T., Turon-Iqbol, 2007 y. 3. Sattarov I. "Astrofizika" 2-qism, o’quv qo’llanma T., Turon-Iqbol, 2007 y. 4. www.astronet.ru , www.ziyonet.uz internet saytlari. 5. Nuritdinov S.N. "Somon yo’li" T. FAN 1989 y. 6. Mursalimova G., Raximov A. "Umumiy astronomiya" T. O’qituvchi, 1976 y. 7. B.F. Izbosarov, O.R. Ochilov, I.R. Kamolov. «Astronomiyadan ma`lumotnoma».

Optik teleskoplarning asosiy tushunchalari

Купить