Optik teleskoplarning asosiy tushunchalari - Astronomiya - Kurs ishlari

Dokument ma'lumotlari

Narxi	9000UZS
Hajmi	476.5KB
Xaridlar	0
Yuklab olingan sana	31 Avgust 2023
Kengaytma	docx
Bo'lim	Kurs ishlari
Fan	Astronomiya

Optik teleskoplarning asosiy tushunchalari

Sotib olish

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

Sotib olish

O'xshash dokumentlar
Xromosfera
Sputnik apparatlari
Maydanak observatoriyasida meteorologik parametrlarning tasvir sifatiga ta’sirini o‘rganish