Quyoshning asosiy xarakteristikasi - Астрономия - Дипломные работы

Информация о документе

Цена	9000UZS
Размер	3.0MB
Покупки	0
Дата загрузки	24 Сентябрь 2019
Расширение	doc
Раздел	Дипломные работы
Предмет	Астрономия

Quyoshning asosiy xarakteristikasi

Купить

Kirish Bizga ma`lumki Astronomiya fani asosiy 6 ta bo`limga bo`lib o`rganiladi, shu bo`limlardan biri bo`lmish Yulduzlar Astronomiyasiga bir nazar tashlasak insonni hayratlantiradigan ma`lumotlarga duch kelamiz. Ayniqsa XX-asrning II- yarmida bizga eng yaqin Yulduz Quyoshda sodir bo`layotgan fizik jarayonlar haqidagi ma` lumotlar bazasini kengaytirish dolzarb masalaga aylangan bir paytda qisqa davr ichida bu ma`salaning yechimi sifatida Gelioseysmologiya sohasida qilingan ishlar butun yer yuzi olimlarini diqqat markazida bo`lib qoldi. Mavzuning dolzarbligi Quyoshda sodir bo`ladegan turli xil tebranishlarni o`rganib shu tebranishlar ortida kechayotgan jarayonlarningan fizik xususiyatlar mazmun mohiyatini ochib berishda Gelioseysmologiya sohasida o`rganilayotgan Quyoshning global tebranishi

berish, standart modelining nuriy energiyani tashish masalasidagi qaror topgan qarashda kamchiliklar borligini aniqladi. Seysmik malumotlar Quyosh plazmasining nurlanishining modda bilan o`zaro ta`sirlashuvi nazaryasida ko`zda tutilgan “tiniqmaslik” koeffisientiga tuzatish kiritishga imkon yaratdi, hattoki Quyoshning markazida joylashgan yadrosi haqda ham ma`lumotlar olindi. Har qanday o`rganilayotgan obyekt qanday holatda bo`lishidan qat`iy nazar ularni fizikaviy-ximiyaviy xossalarini, ayniqsa spektroskopik xossalarini bilish, ulardan amaliyotda to`g`ri foydalanishga olib keladi. Bu esa o`z navbatida hurmatli prezidentimiz aytganlaridek tabiat in`om etgan xom-ashyolardan to`g`ri ilmiy asoslangan holda foydalanish iqtisodiy samaradorlikni oshiradi.[1] 2010 yil 12 noyabr kuni hurmatli prezi

Hech bir zamonda hozirgi kundagi kabi iqtidorli yoshlarga keng yo`l ochilmagan. Bularning hammasi mustaqilligimiz sharofatidir. Mustaqillik esa o`z-o`zidan qo`lga kiritilmagan. Bu borada Muhtaram Prezidentimizning “O`zbekiston mustaqillikga erishish ostonasida ”kitobi davlatmiz rahbarining ayni shu tarixiy davrdagi faoliyatiga bag`ishlangan.Xalqimizning asriy orzusi bo`lgan milliy istiqlol mavzusiga oid fikr va qarashlari atroflicha o`z aksini topgan. Vatan uchun, xalqning tinchligi va farovonligi uchun chinakam fidoilik namunasi aks etgan. Asarni o`qigan sari jo`shib, to`lib ketasan va shunday insonlarga sodiq bo`lging keladi. [3] Bitiruv malakaviy ishini tuzilishi : Kirish, uch bob, xulosa va foydalanilgan adabiyotlarni,______ rasmni,______ jadvalni o`z ichiga olgan. ____sahifada bayon e

I BOB QUYOSHNING ASOSIY XARAKTERISTIKALARI 1.1 Quyosh bizga eng yaqin yulduz Quyoshning kattaligi (diametri) uning ko`rinma diametri va ungacha bo`lgan masofa orqali aniqlanadi. Osmon jismlarining ko`rinma diametri esa qaralayotgan osmon jismining (jumladan, Quyoshning) Yerdan uzoqligiga bog`liq bo`ladi. Quyosh atrofida aylanayotgan sayyoramiz ham undan turlicha masofada bo`ladi. Yer Quyoshdan eng yaqin masofada (perigeliyda) bo`lganida Quyoshning ko`rinma diametri 32`35", eng uzoq masofada (afeliyda) bo`lganda esa, umng ko`rimna diametri 31`31" ga teng bo`ladi. Yer Quyoshdan o`rtacha uzoqlikda (149600000 km) bo`lganda Quyoshning ko`rinma radiusi 16`02" ni, bu ma`lumotlar asosida aniqlangan uning chiziqli radiusi: R o =696000 km ni, hajmi esa V o =l,4 10 27 m 3 ni tashkii qila

1.1-rasm. Quyoshning umumiy ko`rinishi Quyoshning massasi; 33 2 10 M kg    ; bu kattaliklar orqali aniqlangan o`rtacha zichligi: p=l,41 g/sm 3 : Quyosh sirtida erkin tushish tezlanishi: g=274 m/s 2 ni tashkii qiladi. [4] 1.2 Gallaktikamizda Quyoshning o`rni va harakati Oysiz yulduzlar charaqlagan tunlarida butun osmon bo`ylab cho`zilgan Somon Yo`lini ko`rmaganlar bo`lmasa kerak. Somon Yo`liga teleskop bilan qaralsa, u g`ij-g`ij yulduzlardan tashkil topganini ko`rish mumkin. (2-rasm) 1.2 - rasm Quyoshning gallaktikamizdagi o`rni Ana shu yulduzlarnig barchasi (ular 300 mlrd. ga yaqin) birgalikda Bizning Galaktikamizni tashkil qiladi.Galaktikamizning shakli, qo`polroq qilib aytganda, ikkita tarelkani og`zini-og`ziga qaratib bir-birining ustiga qo`ygandagi ko`rinishga 7

juda o`xshab ketadi. Bizning Galaktikamizning diametri 100 ming yorug`lik yiliga teng bo`lib, uning markazidan taxminan 28 000 yorug`lik yili masofada Quyosh sistemasi joylashgan. Galaktikamizning bizga eng yaqin joylashgan yulduzigacha masofa 4,3 yorug`lik yiliga, bizdan eng uzoq qismlarigacha masofa salkam 80 ming yorug`lik yiligacha boradi.[5] Galaktikamiz strukturasi elementlari bilan oldingi paragraflarda tanishgan ma`lumotlarimizni umumlashtirsak, u markaziy quyulmadan, spekralyenglardan yoki shoxobchalardan va disk kabi tashkiliy qismlardan iborat ekanligi ayon bo`ladi. Galaktikamizning markaziy quyulmasi Qavs yulduz turkumiga proyeksiyalanib, u bu yo`nalishdagi mavjud qora-nur o`tkazmaydigan gaz-chang moddadan tashkil topgan noshaffof materiya tufayli bizga ko`rinmaydi. Infraqizil

1.3. Quyoshni o`rganishda Astrofizikada qo`llaniladegan teleskoplar Bizga ma`lumki Astronomiyada yulduzlarni kuzatish teleskoplarda amalga oshiriladi Astrofizika sohasida qo`llaniladegan teleskoplar yoritgichdan kelayotgan nurlarni spektirini qayd qilib u haqda ma`lumot beradi.Shu o`rinda Quyosh teleskoplari bilan tanishib chiqsak. Quyosh teleskoplarini boshqa teleskoplardan farqi. Qu yosh sirti ko`rinadiga va tekslrirish mumkin bo`lgan yagona yulduzdir. Uni tekshirishdan olingan bilimlar yulduzlarni tekshirishda fundamental rol o`ynaydi. Shuning uchun Quyosh teleskoplarida tasvir masshtabi katta bo`ladi va bu Quyosh yuzidagi mayda strukturali tuzilmalarni batafsil tekshirishga imkon beradi. Quyoslining yorug`ligi yetarli darajada kuchli bo`lganligi uchun odatda, Quyosh teleskoplari kam op

aylantiri luvchi yassi ko`zgudan iborat. Ko`zgu og`ish aylanasi bo`yicha ham asta- sekin aylantirilishi va teleskopning optik o`qini olam o`qi bo`ylab yo`naltirish mumkin. Ko`zgudan nur hamma vaqt bir yo`nahshda, (clcskopning qo`zg`almas obyektivi tomon qaytadi va uni yoritadi. Bunday teleskoplardan biri AQShning Kitt- Pik milliy Quyosh Observat oriyasida, yana biri esa, RFA ning Sibir bo`limi Quyosh va Ycr fizikasi inst it ut i Baykal Astrofizik Observatoriyasida o`rnatilgan. Teleskop obyektivining fokusiga spektrografning kirish tirqishi yoki boshqa o`lchash asbobi o`matiladi. Bunday optik tizimning kam chiligi shundan iboratki, unda kun davomida Quyoshning tasviri optik o`q atrofida asta-sekin aylanadi. Bunday kamchilikdan holi tizim selostatdir. Selostat, ya`ni qo`zg`almas osmon beravc

1.3-rasm. Gorizontal Quyosh teleskopi sxemasi va unda Quyosh nurining yo`nalishi (yuqorida). O`rtada astronomik spektrograf ASP-20 da nurni yurishi va pastda Quyosh dog`i spektrida chiziqni ko`rilganligi Teleskopning obyektivi yoki bosh ko`zgusi, odatda, sferik sirtga ega bo`ladi va gorizontal teleskoplarda selostatdan shimolda, qorong`i binoning ichida, minorasimon teleskoplarda esa minora tagidagi quduq tubida, temir yo`llar bo`ylab harakatga keltiriladigan aravachaga o`rnatiladi. Gorizontal Quyosh teleskoplarida bosh ko`zgudan qaytgan nurlar teleskopning bosh (nyuton) fokusiga, binoning ichida, binoga nurni kirish tuynugi yaqinida yig`nadi va Quyoshning tasvirini hosil qiladi. Bu yerga kamera o`rnatib Quyoshni rasmga tushirish mumkin. Bosh ko`zgudan kelayotgan yig`iluvchi nurlar yo`lig

1.4-rasm Seliostad Quyosh teleskopi. Bunday teleskoplardan biri O`zFA Astronomiya institutida o`rnatilgan va u ATSU-5 deb ataladi. Uning ko`zgulari kam issiqlik kengayishiga ega (3-10 7 mm/s) materialdan, sitalldan, yasalgan, bosh ko`zgusining diametri D=44 sm, fokus masofasi F=1700 sm. Bu teleskop Kassegren optik tizimga ham aylantirilishi mumkin. Buning uchun bosh ko`zgudan qaytgan nurlar optik o`q yoniga o`rnatilgan12

qavariq giperbolik ko`zguga tushiriladi. Kassegren fokusi bosh ko`zgu yonida, undan orqaroqda, joylashgan bo`ladi va uning ekvivalent fokus masofasi F ekv =6000 sm ga teng. Bu yerda Quyosh tasvirining diametri 60 sm ga teng. Minorasimon teleskoplarda bosh ko`zgudan qaytgan nurlar yo`liga diognal joylashgan yassi ko`zgu kiritiladi va u yig`ilib kelayotgan tiurlarni yon tomonga, gorizontal holatda joylashgan spektrograf tomonga qaytaradi. Spektrografning tirqishi tekisligida Quyoshning tasviri hosH bo`ladi. Ukraina FA ning Qrim Astrofizika Observato- riyasida diametri 1 m bo`lgan shunday teleskop o`rnatilgan. Gorizontal va minorasimon teleskoplar katta dispersiyali spek- trograflar (10 mm/ A) bilan qurollangan bo`ladi. Ularda Quyosh spektri tekshiriladi, Quyosh yuzining magnit va nuriy tezli

1). Refraktor fotogeliograf. Teleobyektiv singari yasalgan re flektor fotogeliograf ikkita (biri yig`uvchi, ikkinchisi sochuvchi) obyek tivdan iborat bo`ladi. Sochuvchi obyektiv (ikkala sirti botiq) yig`uvchi obyektivning fokusidan biroz (d<f 1 ) oldinroqda o`rnatiladi. Bu yerda d - linzalar orasidagi masofa, yig`uvchi, f. — sochuvchi linza-larning fokus masofasi. Bunday tizimning ekvivalent fokus masofasiK <!V --fJ2Kd-(f l+f 2)). (1) Fotogeliografning uzunligi / = F-d(f x -d)/d-(f { + f 2 )ga teng bo`ladi. Misol tariqasida AFR-3 ni keltirish mumkin. Uning ekviva lent fokus masofasi F =7 m, uzunligi /=2,5 m ga teng. 2). Meniskli fotogeliograf. Obyektivi sferik ko`zgudan iborat bu fotogeliografda ham teleobyektiv tizim qo`llanilgan. Bosh ko`zguning sferik aberratsiyasi ikkita yupqa linza, m

FG-l misol bo`la oladi. Uning obyektivi diametri D= 12 sm, ekviva lent fokus masofasi F ,=8 m, ko`zgulari orasidagi masofa d=50 sm, fokal tekisligining ko`zgudan uzoqligi 30 sm bo`ladi. Fotogeliograflar ekvatorial qurilmaga o`rnatiladilar va Quyosh soati bo`yicha yuruvchi soat mexanizmi yordamida olam o`qi atrofida aylantirfladi. Ikkala tipdagi fotogeliografda ham kengligi o`zgaruvchan sektorsimon teshikka ega, prujina yordamida aylantiriladigan, ochib-bekitgich ishlatiladi va ekspozitsiya vaqtini belgilashda va Quyoshni suratga tushirishda qo`llaniiadi. Fotogeliografning quyi qismiga vint yordamida ichkariga va tashqariga suriladigan quvurchaga fotoplastinka solingan kasseta joylashtiriladi. Bu quvurchani surib fotoplastinka fotogeliografning fokal tekisligiga keltiriladi. Ftogeliografni

Xro mosfera teleskopi bizga Quyoshni birorta kimyoviy elementning spek tral chizig`i nurida, masalan, vodorod chizig`i H a nurida, ko`rishga imkon beradi. Har xil temperaturada hosil bo`ladigan vodorod va kalsiy ioni chiziqlarida olingan xromosfera suratlari bir-biridan farq qiladi. Vodorod chizig`i 10000° da, kalsiy ioni chizigi esa 6000° da hosil bo`ladi. Bu chiziqlarda olingan suratlar bizga har xil tempera- turadagi tuzulmalarni, xromosferaning boshqa-boshqa qatlamlari ni ko`rsatadi. Obyektiv I P S Maydon linzasi Kattalashtiruvch i 1.6-rasm. Xramosfera teleskopi sxemasi. Ma`lumki, spektral chiziqning markaziy chastotasida yutadigan atomlar soni nihoyatda ko`p, ya`ni atmosferaning yutish koeffitsi enti yuqori yoki lining notiniqligi kuchli bo`ladi. Bunday sharoitda ko`rish chizig`i atmo

kamayib boradigan osmonni ko`rasiz. Oddiy sharoitlarda bu Quyosh nurini Yer atmosferasida sochilishidan hosil bo`lgan shu`ladir. Biroq baland tog` (3000 m) sharoitida, atmosferaning chang qatlami ustida, bu sliu`la barmoq- dan uzoqlashgan sari tez sur`atlar bilan kamayn boradi va ko`m- ko`k osmon ko`rinadi. Quyosh gardishi alrolidan u/oqlnsligan sari tez kamaya boradigan bu yog`du, Quyosh atmoeferasuuqg eng tashqj qatlami, Quyosh tojining shu`lasidir. Tojni Quyosh tola lulilgan- da, 2-5 minut davomida ko`rish inumkin, u Quyoslulan atrofga taraluvchi nurlardan iborat. Quyosli to`la tutilganda, Oy gardishi Quyoshning 99% yorug`ligi chiqadigan gardishni (fotosferani) to`sadi, Yer Oy soyasi ichiga kiradi, osmonning yorug`ligi (u Quy osh nurini Yer atmosferasida sochilishi natijasida hosil bo`l

toj spektral ( masalan , yashil toj chizig ` i Я 530,3 nm ) chizig ` i nurida , Quyosh tojining suratini olishga imkon beradi . 18

1.7-rasmKonografning sxemasi va unda toj nurini yunalishi Shu o`rinda Samarqand Davlat Universitetiga qarashli kuzatuv observatoriyasida o`rnatilgan Grabb Parsons teleskopi haqda to`xtalib o`tishni lozim topdik. Garchan bu teleskop Quyosh teliskopi bo`lmasada u O`zbekistonda Astranomiyani rivojlanishiga sabab bo`lib turibdi.Shunday ekan bu haqda to`xtalishga qaror qildik.Quyida bu teleskopda qigankuzatishlarimiz haqda keltiramiz. 19

1.8-rasm Grabb Parsons teleskopida kuzatish jarayoni Ishlab chiqaruvchi Grabb Parsons Montirovka turi minus ekvatorial montirovka. 20

Asosiy ko`zgu diametri 480 mm, qalinligi 70 mm. Fokus masofasi: 2290 mm Fokus nisbati: 1.4,8 Nisbiy tirqish: D/F 1:4,8 Teleskopning sistemasi: Cassegring sistema. Ekvivalent fokur masofa: 9540 mm Ekvivalent nisbiy tirqish: 1:20 Masshtab: 10mm=3,6 1 Asosiy ko`zgudagi markaziy tirqish diametri 50mm. (Cassegrin ikkilamchi ko`zgu diametri 128mm). Asosiy ko`zgu tubidan vokal tekisligigacha masofa 290mm.Yordamchi teleskopga ko`zgusining diametri 160 mm. Tasminiy fokus masofasi 194 mm. Izlovchi turba AT-1: diametri: 50mm, ko`rish maydoni 11 0 kattalashtirishi 6 marta. 17m R – filtrda yulduzlarni kuzatiladi. KUZATUVCHILAR UCHUN QO`LLANMA. Ushbu qo`llanma Samarqand o`quv observatoriyasidagi 0.48m lik Grabb Parsons teleskopida AP10 kamera sini qo`llagan holda kuzatishlar tartibini mujassam etgan. Ku

1. Kuzatishdan oldin (kunduzi) Kuzatuvchi shom paytidan taxminan 1,5 - 2 soat oldin kuzatish joyiga kelib, kuzatish xonasini, teleskopni va asboblarni tungi kuzatuvga tayyorlashni boshlashi kerak. Minora va teleskopning asosiy elektr tarmog`iga ulanganligini tekshirish (tarmoq ulagichlari binoning 1-qavatida, devorda joylashgan). Tarmoqdagi tok ulagichlar balandga tomon bo`lsa tok ulangan bo`ladi. (U erda 2ta ulagich bo`lib, ish paytida ikkalasi ham qo`shilgan holatda bo`lishi shart). Teleskopning gumbazi Quyoshga teskari tomonga aylantiriladi va xonani shamollatish uchun ochiladi. Teleskop trubasining qopqog`i ochiladi (bu qopqoq berkitilgan 2ta boltga nisbatan aylantirib ochiladi). Asosiy kompyuter va kamera ulangan tarmoq filtri kabelini rozetkaga ulash. Agar qo`shilgan bo`lsa tarmoq fi

2.3 Qachonki osmon fonining o`rtacha qiymati tasviri bo`yicha 15000ADU dan kam bo`lsa, sinov vaqti (15 sekund) qilinadi, shu vaziyatda yassi maydon tasvirini olishni boshlash mumkin. yassi maydonning barcha tasvirlari uchun har qaysi filtrda bir xil ekspozitsiyani qo`llash tavsiya etiladi. 2.4 Kechki shulalar uchun yassi maydon tasvirlari filtrlarning quyidagi ketma-ketligi: B(Blue), V(Green), R(Red), I(Infrared) tasvirlarni ~10-15 arc.sec ekspozitsiya oralig`ida siljitish orqali yoki soat mexanizmining o`chirilgan holatida olinadi. 2.5 Tasvirda o`rtacha fon qiymatiga etibor berish zarur, u 15000 ADU dan oshmasligi kerak. Shuningdek fon qiymati 2000 ADU dan kichik bo`lganda ham tasvir olish tavsiya etilmaydi. 2.6 Yassi maydon tasvirini olib bo`lgach, xuddi shu holda 5-10 marta qora maydon

4. Kuzatish. 4.1 Teleskopni kerakli manbaga yunaltirish (o`rnatish) uchun ish ctolidagi VI.3 dasturni qo`llang. Bu ilovaning ko`rsatmalari bilan tanishing. Teleskopni manbaga yunaltirish uchun “Teleskopning soat burchagi” va “Teleskopning og`ish burchagi” kabilarni faqat o`qish uchun ishlating. 4.2 Teleskopning manbaga to`g`ri yunaltirilganligiga ishonch hosil qilish uchun (istalgan filtr va ekspozitsiya vaqtini tanlab) sinov tasvirlari seriyasini o`tkazish kerak. Zarurat bo`lganda manbaning tasvirdagi vaziyatini nozik yunaltirish motori (motor tonkogo navedeniya) orqali o`zgartirish mumkin. 4.3 Kerakli filtrni qo`ying va ekspozitsiyani qo`shing. Har qaysi manbani kuzatish so`ngida, manba tasvirini olishdagi o`zgartish vaqti qancha bo`lsa, xuddi shunday qora maydon tasvirini olish ham tav

silliq maydon tasviri uchun ekspozitsiya vaqti 15 sek. bo`lgan bo`lsa, qora maydon tasviri uchun ham 15 sek. bo`lishi kerak). 6. Teleskopni yopish. 6.1 Teleskopning soat mexanizmi o`chiriladi. 6.2 Asbobni, AP10 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 uziladi (zarurat bo`lganda shnur rozetkadan chiqariladi). 6.8 Zarurat bo`lganda binoning asosiy tok manbai o`chiriladi. 6.9 Ketishdan avval binoning asosiy eshigi yopiladi. 7. noqulay ob-havo. 7.1 Agarda; qalin bulut, tuman, yuqori namlik (8% va yuqori), yomg

Kamerani faollashtirish va o`chirish, sovutish va kerakli haroratgacha isitish. Birlamchi tasvirlarni olish, filtrni almashtirish. Tasvirning yorqinligini o`zgartirish. AP10 PZS kamerasini boshqarish dasturini ishga tushirish. Kompyuter qo`shiladi, OS Windows yuklanishini kutish kerak. Kompyuter qo`shilgach, kamera avtomatik tarzda qo`shiladi. Quyidagi sistemaga kiring: (foydalanuvchi; student, kirish uchun parol ni tungi assistenddan so`rang). MaxIm DL dasturini ishga tushiring (9-rasm). 1.9-rasm. Ish stolining ko`rinishi, bu erda: MaxIm DL dasturining yarliklari belgilangan. 1. MaxIm DL dasturi bilan ishlash, tasvirlar olish. Dasturni ishga tushirgach menyu panelida, View bulimida kamerani boshqarish sistemasini ishga tushirish uchun CCD Control Window ni belgilang (yoki: CTRL+W tugmacha

MaxIm DL dasturining ishlash sohasi (2-rasm) quyidagilardan tashkil topgan: 1). Kuzatish davimida olinuvchi tasvirlar oynasi; 2). Ko`rsatgichni (kursor) manbaga yo`naltirish paytida tasvirning kengaygan sohasini aks ettiruvchi “ Zoom ” oynasi; 3). “ Skreen Stretch ” tasviri tiniqligini o`zgartiruvchi oyna; 4). “ Information ” oynasi esa ko`rsatgichning tasvirlardagi holati haqida axborot beradi. Pekseldagi oqimlar fon tasvirining maksimal va minimal qiymatlari, tasvir bo`yicha fonning medianli va o`rtacha qiymati, oqimning standart chetlanishi, manbaning magnitudasi, berilgan aperturadagi peksellarning aktivligi, seeing olinadigan tasvirning sifati, bundan keyin u “ seeing ” deb nomlanadi) va h.k.; 5). Kamerani boshqarish oynasi (PZS qurilmaning va tasvir olishning asosiy oynasi hisoblanad

kamera dasturga qo`shiladi). Agar dastur kamerani qo`shish bo`yicha xatolik bermasa, u holda chip ni kerakli haroratgacha sovutishni boshlash mumkin. Buning uchun Cooler On tugmachasini bosing. Main CCD Camera bulimida aks etuvchi haroratning o`zgarishini kuzatib boring. Cooler tugmachasini bosish orqali sovutish harorati qiymatini o`zgartish mumkin. Chip ning tanlangan harorati Setpoint parametrida aks etadi, ayni paytdagi harorat esa Temp parametrida aks etadi. Kerakli haroratga erishgach, Siz sovutish sistemasini o`chirguninguzcha, dastur avtomatik tarzda Chip qabul qiluvchining haroratini nazorat qilishda davom etaveradi. Kameraning ishi tugagach, PZS kameraning kiruvchi oynasida kondensatlar yuzaga kelmasligi uchun Chip ni tashqari (atrof muhit) haroratigacha isitish kerak. Warm up tu

Birlamchi tasvirlarni olish, filtrlarni almashtirish. Birlamchi tasvirlarni olish va filtrlarni almashtirish Expose bulimida amalgam oshirilishi mumkin. (12-rasm). Tupe bulimida olinuvchi tasvirlarning turini tanlang ( Light – kuzatish manbasining tasviri; Bias – dastlabki bosqichlardagi qora tasvirlar; Dark – ma`lum vaqtli qora tasvirlar; Flat – silliq maydon tasviri). Ekspozitsiya vaqti Minutes (minutlar) va Sekonds (sekundlar) bulimida o`rnatiladi. Filtrlarni o`zgartirish uchun menyu da kerakli filtrni ko`rsating. Filtrni tanlaganingizdan keyin, u avtomatik tarzda almashinadi. Ekspozitsiyani boshlash uchun Expose tugmachasini bosing. Shuni bilingki, ushbu rejimda olingan tasvirlar avtomatik tarzda saqlanmaydi. Tasvirni saqlash uchun menyuda File/Save image bulimini tanlashingiz kerak. E

ni bosmasangiz tasvirlar olinishda davom etaveradi. Olingan barcha tasvirlar saqlanmaydi. Birinchi tasvirni olish oldidan ko`rsatgich (kursor) ni yulduzning markaziga to`g`rilang va “ Information ” oynasida FWHM qiymatini nazorat qiling. FWHM ning eng kam qiymatiga erishguncha teleskop fokusini o`zgartishda davom eting. Samarqand observatoriyasining 0.48 m teleskopi uchun FWHM ning qiymati 1,8 ”-2.3” oralig`ida yotadi, biroq u atmosfera sifatiga bog`liq bo`lib, kechadan-kechaga sezilarli darajada o`zgarishi mumkin. Tasvirlar seriyasini olish. Sequence ni tanlang (6-rasm). Autosave Filename maydonida fayl nomini ko`rsating (faylning nomi sifatida manbaning nomi yoki tasvir turi olinishi mumkin). Agar Siz mavjud fayllarni dastur avtomatik tarzda yozishini xohlasangiz, Overwrite Files maydoni

1.13-rasm. Kuzatishlarni boshqarish paneli. Kuzatishlar uchun etarlicha kuzatish parametrlari tanlang. Dastur, Exposure Ordering bulimida ko`rsatilgan ikki turdagi kuzatishlarni farqlaydi. 1- tur “ Group exposure by filter ” taxmin qiladi-ki, dastur, har qaysi ko`rsatilgan filtr yoki tasvir parametrlari uchun navbatdagisini bajarishga o`tishdan avval tasvirlarni to`liq oladi. (m-n: Blue va Red filtrlari uchun 10 ta tasvir ko`rsatdingiz, u holda dastur quyidagi sxema ko`rinishida tasvirlarni oladi: 10xBlue+10xRed ). “ Change filter on each exposure ” taxmin qiladi-ki: dastur filtrlarni almashtira borib har qaysi olingan ekspozitsiyadan kiyin kuzatishlar ketma-ketligini bajaradi. (m-n: 1xBlue+ 1xRed+1xBlue+ 1xRed … va h.k. Har qaysi filtr uchun 10 ekspozitsiya bo`yicha). Birinchi ekspozitsiy

Dastur ishlash jarayonida, dastur bajarayotgan funksiyalarni kuzatib boorish talab etiladi, agarda zarurat yuzaga kelsa o`rnatilgan parametrlarni o`zgartirish mumkin. 1.14-rasm. Kuzatish parametrlarini o`rnatish oynasi. Tasvir tiniqligini o`zgartirish. Olingan tasvirning tiniqligini o`zgartirish Screen Stretch oynasidagi (8- rasm) qizil va yashil ko`rsatgichlarni siljitish orqali amalga oshiriladi. Shuningdek, ro`yxatdan kerakli parametrlarni tanlab, tasvir tiniqligini o`zgartishning avtomatik rejimini ham tanlash mumkin. 1. 15-rasm. Tasvir tiniqligini boshqarish oynasi. 32

Dasturning ishlash jarayoni haqidagi to`liq ma`lumotlarni menyu ning asosiy paneli hisoblangan Help bulimidan topish mumkin. II BOB . Q UYOSHNING STANDART MODELI 2.1 Quyoshning ichki tuzilishi Quyoshning ichki qatlmlarini o`rganishda Gelioseysmologiya fani juda as qotadi.Chunki bu fan Quyosh sirtida sodir bo`ladigan tebranishlarni o`rganib shu asosda uning ichki qismlari haqda ma`lumotlar to`playdi. Bu ma`lumotlarga asosan Quyoshni quyidagicha tasavvur etamiz 33

2.1-rasm Quyoshning ichki tuzilishi . Quyoshning temperaturasi 6000°C dan (sirtida) 15000000°C gacha (markaziy qismida) bo`lgan-plazma shardan iborat bo`lib, uning ichki va tashqi qismlari fizik tabiatiga ko`ra bir-biridan farqlanuvchi turli qatlamlarga bo`linadi (2.1-rasm). U qatlamlar quyidagicha nomlanadi: 1. Quyoshning yadro reaksiyalari ro`y beradigan markaziy qismi yadroviy reaksiya zonasi deb yuritiladi va Quyosh markazidan 0,3 R o gacha o`z ichiga oladi. 2. Energiyani nuriy yo 7 bilan tashuvchi zona. Bu zonada nurlanish muvozanati kuzatilib, energiyani tashish protsessi nurlanishni yutish va so`ngra qayta nurlanish bilan davom etadi. Mazkur zona taxminan 0,3-0,8 R o oralig`ini o`z ichiga oladi.34

3. Konvektiv zona. Bu qatlam Quyosh radiusining taxminan 0,8-1,0 R o qismini tashkil qiladi. Bu zonada energiya asosan konvektiv yo`l bilan tashiladi. Quyoshning faqat atmosfera qatlamlari bizga kо`rinadi. Bu qatlamlarda fizik sharoit astronomik kuzatishlar (о`lchashlar) orqali о`rganiladi. Bunday tekshirishlarga asoslanib atmosferada balandlik bо`yicha temperatura (T), zichlik (  ) va bosim (R) ni о`zgarish qonuniyatlari chiqariladi, atmosferani kimyoviy tarkibi aniqlanadi va uning moddasini yutish koeffitsenti va notiniqlik darajasi hisoblab topiladi. Kuzatishlardan olingan bu kо`rsatkichlarni bir-biri bilan boliqligini (masalan ideal gazlar qonuni) bilgan holda ularni atmosferada balandlik bо`yicha о`zgarishi gaz qonunlari qо`llash yо`li bilan tekshirib kо`riladi. Barcha kо`rsatkichlar

topilmalar kimyoviy tarkibini tahlil qilishlarini kо`rsatishcha oxirgi 3 milliard yil ichida Quyosh energiyasi quvvati sezilarli о`zgarmagan. Demak t=3 mld. yil davomida Quyosh YE  L   t=3.6.10 44 J energiya sochgan. Bu energiyani Quyosh massasi (   =2 . 10 30 kg) ga bо`lsak Quyosh moddasining energiya chiqaruvchanlik qobiliyatini topamiz, ya`ni u  YE=1.8 . 10 13 J/kg. Portlovchi modda eng katta energiya chiqaradi va uning uchun  YE=10 7 J/kg, ya`ni Quyosh moddasinikidan juda (10 6 marta) kam. Qanday jarayon Quyoshnikidek  YE bera oladi? Faqat termoyadro jarayoni Quyosh moddasinikidek yuqori energiya chiqaruvchanlikka ega. Haqiqatdan tо`rta protondan bitta geliy atomi yadrosi hosil bо`ladi va 3 % massa energiya (  YE  4 . 10 -12 J) ga aylanadi. Agar yadro reaksiyasi tufayli 1 kg

Bu gidrostatik muvozanat tenglamasidir. Bu yerda ' 0 2'') ( 4) ( dr r r Mr r    - Quyoshning r radiusga ega qismining massasi. Quyosh markazidan r masofada joylashgan sferik sirtdan tashqi qatlam tomon sekundiga   r r dr r r r L 0 '2''' ) ( 4) ( ) (    , (2.3) energiya chiqadi. Bu yerda  ( r  )-Quyosh moddasining energiya chiqaruvchanligi. Sferik qatlamlardan energiyani о `tishini 2 4)( )( r r r dr dL r    , (2.4) tenglamani yechish y о `l bilan topish mumkin. Yadro reaksiyalari Quyosh о `zagida, uning markazidan r      Rr 51 uzoqlikda r о `y beradi, chunki о `zakdan tashqarida T bunday reaksiyalar uchun yetarli emas. Termoyadro reaksiyasi va Quyosh neytrinosi muammosi. Hozirgi zamon tasavvuriga k о `ra Quyosh energiyasi vodorod atomi yadr

о`tqazishga chorlamoqda. Masalan galliy izotoniga 71Ga ga asoslangan tajribaga katta umid bolanmoqda. Bunday tajriba uchun 40 t galliy kerak. Biroq dunyoda olinayotgan galliy miqdori kam. 2.2 Quyoshning fizik parametrlarini radius bo`yicha o`zgarishi Quyoshning standart modeli deganda uning fizikaviy parametirlari (temperatura, bosim , zichlik) va xokazolarni radiusi bilan o`zgarishi nazarda tutilgan. 2 ) ( 4 r r p dr dM   (2.5) (1) ifoda quyoshning ichidagi massa hisoblanadi. dr r M pG dp g m dp 2 ;    ) ( ) ( 2 r p r r GM dr DP  (2.6) (9) ifoda quyoshning ichidagi bosim hisoblanadi. dr r r r L R     0 0 2 4 ) ( ) (   2 ) ( 4 r r dr DL   (2.7) Stefan Bolsman qonuniga ko`ra apsalyut qora jisim qonun bo`yicha nur tarqatayotgan 1kv. Sm yuzadan 4T miqdor inergiya tarqaladi.

dr r r L c ) ( 4 1 2  Tushayotgan va yutilayotgan energiya shartlar chegaraviy L L M M R r L M r r L T dr dT dT T c T c d dr r r L c T c d nuriy                          , , 0 ,0 ,0 4 16 3 4 3 4 3 4 ) ( 4 1 3 4 2 3 3 4 2 4          sek erg T T x r MG dr dP dr r GM dP r GM g mg dp pp 3/1 6 6 2 6 2 2 2 ) 10( 338 exp 10 10 5,2 ; ; ;                  (2.8) x - vodorod qismi. Hm N P MkT P     ;  N konsentratsiya zarrachalar soni kT mH P P   Elektiron chiqib ketib ionga aylanadi ,21 _  M=4 z y x M 3 1 4 3 2 1 3 4 2 1 _        Atomlardagi elektronlar energitik satxlar bo`yicha taqsimoti Bltsmon formulasi bilan aniqlanadi. Quyoshning qandaydir qatlamida element yuqoriga chiqib, yana qaytib tushishi konveksiya

dv e kT m n dn kTmv2 2 2/3 2 4        (2.9) Bu ifodada taqsimot qonuni ifodalanadi. kTmv e kT m ndv dn v f 2 2 2/3 2 4 )(         (2.10) Oxirgi ifoda taqsimot funksiyasini aks ettiradi. 2.3 Quyoshninig to`la energiyasi Quyoshninig to`la energiyasi ni toppish uchun Quyosh doimiysi muhim rol o`ynaydi. Quyosh doimiysi Quyoshning nurlanish quvvati, astrofizik va geofizik hodisalarni xarakterlashda muhim rol o`ynaydi. Xususan, Quyosh sirtida va ichida kechadigan fizik jarayonlar haqidagi tasavvurlarning shakllanishida Quyosh nurlanishi intensivligi eng muhim ma`lumotlardan hisoblanadi. Quyoshning nurlanish energiyasini aniq hisoblashlar yana shuning uchun ham zarurki, bu nurlanishning kattaligi ko`pgina boshqa osmon jismlarining nurlanishlarini hisoblashda birlik sifatida qa

Quyosh energiyasining ma`lum qismi Yer atmosferasida yutilib qoladi. Quyoshning yutilgan energiyasi boshqa maxsus asbob - spektrobolometr yordamida o`lchanadi. Bu asbobning sezgirligi turli to`lqin uzunliklardagi nurlanishlarga bir xil bo`lib, uning yordamida har bir to`lqin uzunligidagi nurlanish intensivligining havo massasiga bbg`lanishini xarakterlovchi grafik chiziladi. Havo massasi deb ma`lum yo`nalishdagi havo qatlami optik qalinligini, uning zenit yo`nalishdagi optik qalinligiga nisbati bilan o`lchanadigan kattaligiga aytiladi. Ekstropolyatsiyalash yordamida havo massasi nolga teng bo`lgandagi nurlanish intensivligi aniqlanadi. Bu kattalik nurning Yer atmosferasida yutilmagandagi qiymatiga teng bo`ladi. Ushbu operatsiya spektrning barcha uchastkalari uchun bajarilib, Quyosh spektri

III GELIOSEYSMOLOGIYA 3.1 Gelioseysmologiya faninig rivojlanishi Quyoshdagi tebranishni 60-yillar boshida amerikalik astronomlar R. Leyton, R. Nois va J. Saymonlar payqashgan ular har 5 daqiqa ichida quyosh fotosferasidagi tebranishni davriylik izini kuzatishgan . Bu tebranishlarni tabiati uzoq vaqt ichida nomalum edi . Ammo Gelioseysmalogiyaning paydo bo`lishi sanasi etib 1975-yil hisoblanadi shu vaqtda nems astranomi F.L.Dyobnerning muaffaqqiyatli kuzatishi ishonarli nateja beradi: 5 daqeqa sexrli tebranish bu ko`p sonli turli xil , quyoshning akustek tebranishining rezonanslarining yig`indisidir Ular nafaqat quyoshning ustki qismida, balki juda chuqur to quyosh yadrosidagi termoyadro reaksiyasida ham namoyon bo`ladi. Bunday tebranishlar Quyoshning ichki tuzulishi to`g`risida boy ma`lum

Ularning spektri ajoyb, xuddi bir musiqa ustkunasining chalinishiga o`xshash, yakka-yagona va betokrordir gilobal akustik tebranish bu Quyoshning tebranishining qattiq rezananslari bo`lib, turg`un to`qinlar xosil qilgan va uning xududini qamrab olgan. Energiya manbai bo`lib, Quyosh qatlamidagi turbilen konveksiyasi kuchi orqali paydo bo`lgan akustik shovqin xizmat qiladi. Bunday shoqin natejada bu tovushli to`lqinlar keng diapozonda va hamma yo`nalishida nomoyon boladi. Har xil yo`nalish bo`yicha tarqalib, to`lqinlar ustki qismida bir necha marta aks ettiriladi . tulqinlar trayektoriyasi yopiq bo`lishi mumkin unda interferensiya natejasida to`lqinlar tik holatda hosil bo`ladi va bu akustik tebranishlarni bir holati yuguruvchi to`lqinlar va tik holatdagilar bilan yig`indisi uni aniq rezonan

Quyosh nurlanishini, odatda quyosh ustidagi dopler tezligini o`lchash yuli orqali qayd qilinadi. Optik spektrdagi tor chiziqlarni yutilishlaridan birini tanlaydilar jismlarni harakat jarayonida dopler effekti faqat kuzatuvchi tomoniga chiziqlarni yutilishi spektrning binafsha rang hududiga siljiydi, teskari yunalishda qizil ranga qarab siljiydi. Tebranish amplutudasi quyosh masshtabiga juda kichik ammo spektrli optik uslub bilan kuzatsa bo`ladi. Quyosh ko`rinarli diskini, zamonaviy yuqori kenglikga ega uskunalar va kuzatishlar 1 darajali turli xil nurlanishlarni ajratishga imkon beradi. Tebranishni quyosh nurlarini tezligi va ular jadallik vaqtida qayd qilish imkoni bor, shu vaqtda 10^-6 li nisbiy amplutudaga ega maxsus pretsizion uskunalari tufayli, ular aynan shu quyosh nurlanishlarini k

Quyoshning ichki ko`rinishini aloxida-aloxida raqam modellarini ishlab chiqilgan edi, ular standart Quyosh modellari va ular yuldizlar evoliyutsiyasi nazariyasi haqidagi komsepsiyasiga suyangan holda hisoblangan bo`lib yadiro riyaksiyasi tezligini sonlari to`g`irisida tushuncha ham hisob qilingan. Boshqa tomondan, Kelvin va U. Yu. Lenba ishlari bilan boshlangan Quyosh parchlanishi nazariyasi sinchkavlik bilan rivoj topgan. Bu nazariya kilassik o`zgaruvchan yuldizlar tebranishini xisoblashda qollaniladigan (Quyoshdan farqliroq, ular tebiranishini bitta yoki ikkita pastli tebiranishda katta ampilitudalar bo`ylab harakatlanadi) korinishidan, faqat Quyoshni standart modelni olib, uni mavjud algoritmlar orqali EBM ga hisoblab va natijalarini kuzatuvdagilar bilan taqqoslasa bo`ladi, xulasa. Bu h

Kuzatish gelioseysmologiya nazariydan ancha oldinga o`tib ketgan. Bu masalaga aksincha yondashib, yani kuzatilgan tebranish chastotalari orqali Quyoshni seysmik qatlamlarini tiklantirib modellarini faqat taqqoslash uchun qo`llaniladi. Bu haqeqiy matematik uslub orqali hozirda ham gelioseysmologiyada izlanish olib borilayabdi va bunda Yer seysmologiyasining yordami katta. Hozirgi vaqtda Quyosh seysmologiyasi to`g`risdagi ma`lumotlarning ba`zilarini ko`rishimiz. Quyosh qobig`ini qalinligi o`lchashga ega bo`lindi. U 29% Quyoshradiusini tashkil qiladi. Baxolash sezilarli noaniqlikda standart modellari bilan bo`lgani uchun yuqa kanvet hududini qayt edi. Nurlanishni noaniq ko`rsatuvlariga ega Quyoshning nurli zonalarini standart modellarini xatolari ko`rindi. Seysmik ma`lumotlar esa Quyosh plazm

Quyosh ostslilatsini muntazam kuzatish ma`na 10 yildan beri davom etayapdi. Obruli bir qancha kuzatishlarga ega bo`linsa ham olimlar etibori va qiziqishi Quyoshning 11 yilik davrida tebiranish chastotalarida qandaydir o`zgarish bo`lishi va Quyoshdagi defarmatsiya tarkibini ko`rinishi edi. O`ta aniq kuzatuvlar oxirgi yillarda haqiqatan chstotalarni o`zgarib ketayoganini ko`rsatadi. Extimol ular sabablari va mexanizimlar o`rganilayotgandir. Daslabki taxlil shuni ko`rsatadiki: quyosh qatlamidagi o`zgarish tebranish chastotalarini o`zgarishiga sabab bo`lib u asosn Quyoshning tashqi qavatlarida o`tadi va Quyoshning magnit aktibligini kegligida bo`ladi. Extimol bu o`zgarishlar magnit hududini to`g`ridan-to`g`ri ta`siri va harortni o`zgarishi orqali ham paydo bo`ladi. Geliyni tarkibini o`zgarishi

(aniqlash) o`lchash mumkin. Tebranishlar chstotalardagi mos efekitlar uncha katta emas nisbiy malishtopda taxminan ,3 10  lekin ularni zamonoviy ma`lumotlardan nuqta ajratib olish mumkin.Olingan natejalar geliyning taxminan 13,5 dan 26,5% (hajmi bo`yicha) bo`ladi. Bu kattalik standart modellari tomonidan taxmin qilingan (ular 27dan 29% gacha baxolaydi ) kattalikdan sezilarli kichikroq. Qizg`i shundaki kuzatuvlar ma`lumatining aniqligi geliy miqdorini o`lchashga imkon beradi bunday yaqin vaqt mobaynida amalga oshirilmagan, hozircha bunga faqat bir nechta qisman shakllangan plazma holati tenglamalaridan nazariy noaniqliklar to`sqinlik qilmoqda. Lekin shu tenglamani yani turli chuqurlikdagi modda mustaxkamligiga ta`sir ko`rsatuvchi tenglamani seysmik ma`lumotlar bo`yicha olish mumkin. Bu ye

bo`linib chiqadi. (Ma`lumot maydon tasiri ostidagi atom energetic darajalarni) Parchalanishi kattaligi va xaraktiri Quyosh tubidan aylanish tezligi uni chuqirligi va siljishi bo`yicha taqsimlanishiga bog`liq. Har xil o`ramlar uchin ular har xil boladi,chunki tebranishlarning turli modillari Quyosh tubidagi har xil chuqirliklarga etib boradi. Tebranishlar chastotasi parchalanishi taxlili va teskari masala echilishi Quyosh radiusinini taxminan yarimigacha chuqirligidan masofasiga Quyoshning ichki aylanishi haqidagi tasirotni tuzishga imkon beradi. Nazariy nuqtasi nazardan kutimagan natijalar bo`lib chiqdi. Yuzadan kuzatilgan aylanishning burchakli tezligining kegligiga bog`liqligi (ekvatiryal hududlar tezroq aylanadi) Quyosh konvektiv qobig`ining barcha chuqirligida sqlanib qolgan. Nurli hud

tebranishlar kiradi. Ularni A. B. Severniy, V.A Kotov, T.I. Sap tomonidan Qrim Astrofizik Observatoriyasida nashr etilgan. Qiqa muddatli tebranishlar to`g`risidagi yuqori sifatli kuzatuv ma`lumotlarida ham barchasi tushinarli emas yani nazariy muommolar eski muommolar qilinishiga nisbatan tez-tez kelib chiqmoqda. Yerdan kuzatishlarda kun vat un o`garishlardagi uzliksizlikni taminlash muhumdir. Buning uchun uzunlik bo`yecha yoyilgan birnecha stansiyalar tarmog`idan foydalaniladi. Uchta stansiyadan kanvollari gavaya orllari va avstiraliya kuzativchilarni Birishingim universiteti gurixi amalgam oshiradi. Yeti stansiyadan iborat tarmoqni IRIS (international resecrek on the interior of the sun) holqaro hamkorlik loyihasi bo`yicha tashkil qilinadi; sitansiyalardan biri bizning mamlakatimizda ham

Ma`nba va mualiflik “yer va koinot” jurnali N 2 1992-yil S.V. Varanisov, fizika matematika fanlari doktori. PAH yer fizikasi institut. 3.2 Quyoshning global tebranishini vujudga kelishi Quyoshda turli xil moddalarning qo`shilishi natijasida hosil bo`lgan to`lqinlarning fazalari mos kelganda turg`un to`lqinlar vujudga kelib Quyoshning global tebranishiga sabab bo`ladi. Global tebranishning davri 5 minutga teng. Bunday ma`lumotni 1975-yilda Nemis astronomi Dyonber malum qildi. Quyidagi rasmda turg`un to`lqinlarning Quyoshda global tebranishni hosil qilishini tasavvur etishimiz mumkin 51

3.1-rasm Quyoshda turg`un to`lqinlarning global tebranishlarni vujudga keltirishi 52

Quyosh bamisoli 3 o`lchamli rezanatr bo`lib faqat unga xos chastotalarda tebranadi. Biror musiqali astronomic asbobda Quyoshning rezanans chastotalari ko`pdir. Quyoshda bir vaqtda 10mln ga yaqin individual xususiy chastotalar moddalar ko`rsatiladi. Har –bir modda o`zining amlituda va chastotasiga ega modda va amplutudasining kvadrati uning quvvatiga proporsionaldir. Quyoshda mavjud moddalarning biror uskuna yordamida barobar kuzatish mumkin emas. Agar bunday bo`lmaganda gelioseysmologiya usullari bilan hech qanday natijaga erisha olmasdik . Chunki Quyosh tebranishlarining quvvat spektrini devorini tashkil qilgan bo`lar edi. Quyosh tebranishlari uning intensifvigining va radiusining o`zgarishlari bilan kuzatiladi. Undan tashqari tebranishlar spektral chiziqlarni Dopler siljishi orqali ham k

beradi. Natejada Quyosh konviktiv zonasining qalinligi o`lchanganida u Quyosh radiusining 29% ini tashkil qilishi ma`lum bo`ldi. Kuzatishlar, shuningdik, Quyosh nuriy zonasini qalinligini o`lchash imkonini berish, standart modelining nuriy energiyani tashish masalasidagi qaror topgan qarashda kamchiliklar borligini aniqladi. Seysmik malumotlar Quyosh plazmasining nurlanishining modda bilan o`zaro ta`sirlashuvi nazaryasida ko`zda tutilgan “tiniqmaslik” koeffisientiga tuzatish kiritishga imkon yaratdi va nihoyat gelioseysmologiya yordamida Quyosh yadrosining tuzilishiga oid yangi ma`lumotlar olindi. Bu ma`lumotlarga ko`ra yadro moddalarining aralashuvi kuzatiladi. Bunday modda aralashuvi, Quyoshning butun evolyutsiyasi davomida ro`y bergan degan xulosaga kelindi. Shuningdik oxirgi yillarda y

olgan. U uzunligi l= 15 metr diametri esa d= 6 metrli mis sisterna perxloretilen bilan to`ldiradi.     e Ar Cl e 37 37  (15) Neytrenonig muhim xususiyati birinchisi uning zaryadga ega emasligi, ikkinchisi esa modda bilan reaksiyaga kirishuvchanligi kam. Masalan: agar biz qalinligi Quyosh bilan yert orasidagi masofaga teng bo`lgan plitaga neytrino oqiminio yunaltirsak, bu oqim kamaymasdan o`tib chiqadi. Bunday xususiyatli neytrinolarga Quyosh tanasini o`tib Yergacha yetib kelishi osonlashadi. Ikinchi tomondan neytrinoning bu xususiyati uni registratsiya qilish bo`yicha eksperimentlarni o`ta murakkab qilib yuboradi. Devis tajribasida 1 oy davomida atiga bir nechta dona argon iotopi hosil bo`ladi. Devis tajribasining natejasi eksperimental ravshda qayd qilgan neytrinolar oqimi nazariy ba

Sage eksperimentida ham olingan natijalar shunga o`xshash bo`lgan. Bu natijalar esa olimar oldiga neytrino muamosini hal etishda o`ta dolzarb masala qo`ydi.[18] Neytrino muammosining 3 ta sababi Eksperimental natejalar noto`g`ri bo`lishi ilk Devis eksperimenti natejalari1986-yilda elon qiladi. 10 yildan keyin yana birinchi eksperimental uskunalar ishga tushirildi. Bular Gallex va Sage bo`lib ular past energiyali neytrinolarni qayd etish qobiliyatiga ega ekanligi bilan ajralib turadi 1990- yillardayuqori energiyali neytrinolarni qayd etish uchun Kamiokande va Superkamiokande eksperimentlari ishga tushirilganligni yuqorida ko`rib chiqdik, ularni natejalariga asosan Quyoshda paydo bo`lgan barcha neytrinolar bu elektron neytrinolar , lekin koinotda ionoviy va tay neytrinolari ham uchraydi. Bun

aniqlikda to`g`ri keladi. Bundan tashqari quyoshning ichki tuzilishi, modellari asosida hisoblangan tebranishlarni chastotalari bundan yuqori aniqlikda o`lchangan natijalar bilan to`g`ri keladi. 1996-yil Pontekorva bir g`oyani ilgari suradi uning g`oyasiga ko`ra neytrinolar bir turdan ikkinchisiga aylanishi mumkin. Bu hodisa neytrino atsilyatsiyasi deyiladi. Keyinchali Mixeev Smirnov, Volf Eynshteyn deb nomlangan jarayon neytrinolarni muhidga tarqalganda o`zidan o`zi (spontan) birinchi turdan ikkinchiga va teskari aylanishlaridan iborat. Demak neytrinolar Quyoshda paydo bo`lgan elektron neytrinolar Devis uskunasiga yetib kelguncha bu uskunada qayd qilinmaydigan myuon va tay neytrinolariga aylanadi. Shuning uchun Devis eksperimentida atiga 1/3 neytrinolar qayd etilgan. Neytrino muammosini h

Xulosa Bitiruv malakaviy ishning mavzusini o`rganib chiqib quyidagicha xulosalar qilindi: 1. Ushbu mavzuni o`rganish chog`ida turli- xil adabiyotlar hamda internetdagi yangi ma`lumotlar bilan tanishib chiqdik. 2. Quyosh haqida yangi va yaxshi tasvvurlar hosil qilindi 3. Global tebranishlarning mazmun mohiyati sabablari va bu tebranishlar orqali Geliosiymologiya fan yutiqlari orta boshlaganligi ham bundan keyin Quyoshning ochilmagan tilsimlari ochilish imkoni yaratilganligi anglab yetildi. 4. Geliosiymologiya Quyoshning butun evalyutsiyasi haqida bu evalyutsiya jarayonida qanday o`zgarishlar bo`lsa u haqda bizga batafsil malumotlar yetqazar ekan. 5.Oxirgi yillarda yuqori aniqlikdagi kuzatishlar natijasida olingan ma`lumotlarni o`rganib Yulduzlar Astronomiyasi, Quyosh fizikasiga bo`lgan qizi

FOYDALANILGAN ADABIYOTLAR RO`YXATI 1. I . A . Karimov “ Jahon moliyaviy iqtisodiy inqirozi O ` zbekiston sharoitida uni bartaraf etishning yo ` llari va choralari ” 2009 yil 2. I . A . Karimov . O ` zbekiston Respublikasi Oliy majlisi qonunchlik palatasi va senatining qo ` shma majlisida “ Mamlakatimiz demokratik islohatlarni yanada chuqurlashtirish va fuqorolik jamiyatini rivojlantirish kontseptsiyasi ” mavzusida ma ` ruzasi Toshkent 2010 yil 12 noyabr 3. I.A.Karimov ``O`zbekiston mustaqillikga erishish ostonasida” Toshkent -2011 4. Umumiy astronomiya. M Mamadazimov.Toshkent 2008-yil. (139-142) b 5. I . Sattorov “ Astrofizika ” I - qism Toshkent 2009. (95-102) b 6. “ Zamonaviy fizika va astronomiyaning dolzarb muammolari “ II Respublika ilmiy konferensiya materiallari .234 b . Qarshi 2010

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