Материал: UMK_Umumiy_astronomiya_Fizika

CCD kamera deyarli chiziqlidir: eletronlar soni fotonlar soniga to‘g‘ri proporsional. Ma’lumotlarni kalibrovka qilish fotografik plastinkanikiga qaraganda ancha oson.

Kvant effektivligi, ya’ni elektronlar sonining kelib tushgan fotonlar soniga nisbati ancha yuqori va shu tufayli CCD kameraning sezgirligi fotografik plastinkanikiga qarganda ancha baland. Uning sezgirligi asosan qizil rang, to‘lqin uzunligi 600-800 nm atrofida eng yuqori, bu diapazonda kvant effektivligi 80-90 % yoki undan ham balandroq bo‘lishi mumkin.

Kameraning diapazoni spektrning uzoq infraqizil chegaralarigacha borib etadi. Ultrabinafsha diapazonda kremniy tahminan 500 nm dan past sohada yutishi tufayli uning sezgirligi keskin pasayib ketadi. Bu muammoni hal etish uchun ikki xil usul ishlatiladi. Birinchi yo‘li – ultrabinafsha to‘lqinni yutib, kattaroq to‘lqin uzunligida yorug‘lik nurlovchi qoplamani qo‘llash. Ikkinchisi esa, yutilishni kamaytirish maqsadida chipni tepa va quyi qismlarini bir biri bilan almashtirish va uni iloji yuoricha yupqa qilib yasash.

Kamera butunlay qorong‘ulikda turgan holida ham uning issiqlik shovqini qora oqimni hosil qiladi. Bu shovqinini kamaytirish uchun kamera sovutilishikerak. Astronomik CCD kameralar odatda suyuq azot bilan sovsutiladi vaa u effektiv tarzda qora oqimning aksariyat qismini bartaraf etadi. Ammo kamera sovutilganda uning sezgirligi ham pasayadi; shuning uchun uni juda ham yaxshi natijalarga olib kelmaydi. O‘zaro mos keladigan ma’lumotlarni olish uchun uning temperaturasi doimiy qiymatga ega bo‘lishi kerak. Havaskorlar uchun elektron sovutish sistemasiga ega o‘rta narhdagi CCD kameralar allaqachon mavjud. Agarda katta aniqlik talab etiladigan bo‘lmasa, unda ularning ko‘pchilmigi ilmiy tadqiqot masalalarni echishida ishlatilishi ham mumkin.

Qoramtir tokni zatvor yopiq holatidagi ekspozitsya bilan oson o‘lchash mumkin. Kuzatilgan tasvirdan uning natijasini ayirib tashlash haqiqiy yorug‘lik tahsirida hosil qilingan eektronlar sonini beradi.

Alohida (individeal) piksellarning sezgirligi bir-birinikidan farq qilishi mumkin. Bu holat, huddi nomoshom payti singari, bir tekis yoritilgan maydon tasvirini olish orqali to‘g‘rilanadi. Bu tasvir tekis-maydon (flet-fild) deb ataladi. Kuzatuv natijalarini ushbu tekis-maydon tasviriga bo‘lsak, piksellarning turliligi sababli hosil bo‘lgan xatolik bartaraf etiladi.

CCD kamera juda barqaror hisoblanadi. Shuning uchun qora oqim va tekis-maydon tasvirlarini doimo takrorlab kuzatishga hojat yo‘q. Odatda ushbu kalibrovkalovchi tasvirlar kechki va tongi shafaq vaqtlarida, real kuzatuvlardan boshlanishidan oldin va ular tugagach, olinadi.

Kosmik nurlar, ya’ni zaryadlangan zarralar CCD tasvirada yorqin, tashqidan kelgan nuqtalarni hosil qiladi. Ularni odatda bitta yoki ikkita piksel yuilan chegaralanadi va ularni aniqlab olish qiyin emas. Odatda, bir necha minutli qisqa ekspozitsiya davomida bir nechta kosmik nurlar izlari tushadi. Shuning uchun, bitta uzoq vaqtli ekspozitsiya o‘rniga odatda bir nechta qisqa vaqtli ekspozitsiyalarni olish, tasvirlarni kosmik nurlar izlaridan tozalash va oxirida tasvirni komryuterga uzatish maqsadga muvofiqdir.

Bundan jiddiyroq muammo – bu elektronikaning o‘qib-olish shovqini dir. Birinchi kameralarda bu kattalikning qiymati bitta pikselga yuzlab elektronlarga teng bo‘lgan. Zamonaviy kameralarda uning qiymati bir nechta elektronga teng. Bu esa, o‘z navbatida, obektlardan kelayotgan xira signallarni aniqlashda quyi chegarani belgilaydi: agarda signal o‘qib-olish signalidan pastroq bo‘lsa, unda uni shovqindan ajratib bo‘lmaydi.

CCD kamera o‘ta sezgir detektor bo‘lsa ham, hattoki yorqin nur ham unga zarar etkaza ololmaydi. FEK esa, boshqa tomondan, unga o‘ta kuchli yorug‘lik tukshsa ishdan chiqishi mumkin. Shu bilan birga bitta piksel elektronlarning faqat belgilangan sonigacha qabul qilishi mumkin, undan keyin u to‘yingan holatga o‘tadi. O‘ta to‘yingalik holatda zaryad yon-atrofdagi boshqa piksellarga ham to‘lib, o‘tib ketishi mumkin. Agarda kamera past qiymatda to‘yingan bo‘lsa, uni zaryadlardan tozalash uchun bir necha marta o‘qib olishga to‘g‘ri kelishi mumkin.

Eng yiriq CCD kameralar o‘ta qimmat turadi, va hattoki ular fotografik plastinkalar va tasmalarga qaraganda haligacha ancha kichik. Shuning uchun, ayrim o‘lchamlari katta bo‘lgan obyektlarni kuzatishda, haligacha fotografiya ishlatildadi.

Interferometrlar. Yirik teleskoplarning ajrata olish qobiliyati amalda sing bilan chegaralanadi, shu sababli obektivning o‘lchamini kattalashishi bu albatta ajrata olish qobiliyatining oshishiga olib keladi degani emas hali. Ajrata olish qobiliyatining diffraksiya tomonidan qo‘yilgan nazariy chegarasiga etib kelish uchun turli interferometrlar ishlatilishi mumkin.

Optik interferometrlarning ikki turi mavjud. Ulardan biri bor bo‘lgan yirik teleskopni ishlatadi; ikkinchisi esa ikkita yoki undan ko‘p alohida teleskoplardan tashkil topgan sistemadir. Ikkala ham holda yorug‘lik nurlari interferensiyalanadi. Hosil bo‘lgan interferension tasvirni tahlili asosida zich qo‘shaloq sistemalarni o‘rganish, yulduzlarning ko‘rinma burchak diametrlari va boshqalarni o‘rganish mumkin bo‘ladi.

Ilk interferometrlardan biri Maykelson interferometri bo‘lgan, u 1920 yildan salgina oldin, o‘z vaqtining eng yirik teleskopi uchun qo‘riligan edi. Teleskopning oldi qismida, olti metrli uzun nur uchlarida tekis ko‘zgalr o‘rnatilgan edi va ular nurlarni teleskopla qaytargan. Ko‘zgular orasidagi masofa o‘zgarganda interferension tasvir shakli ham o‘zgarar edi. Amalda interferenitson tasvir sing tomonidan buzilgan bo‘lgan va bu asbob yordamida atigi bir nechta ijobiy natijalar olingan bo‘lgan.

30 eng yorqin yulduzlarning diametrlari intensivlik interferometrlari yordamida o‘lchangan edi. Bunday moslama bir biriga nisbatan masofasini o‘zgartirsa bo‘ladigan ikkita alohida teleskoplardan iborat. Ammo bu usul faqatgina eng yorug‘ obyektlar uchun qo‘l kelishi mumkin.

1970 – yilda fransuz olimi Antuan Labeyri spekl interferometrya prinsiplarini kiritdi. An’anaviy kuzatuvlarda uzoq vaqtli ekspozitsiya davomida olingan tasvir ko‘p sonli oniy vaqtda tushirilgan tasvirlardan (spekl - dog‘lardan) iborat bo‘lib, ular birgalikda obektning ko‘rinma diskini tashkil etadi. Spekl intervferometriyada juda qisqa ekspozitsiyalar va katta kattalashtirishlar qo‘llaniladi, natijada yuzlab tasvirlar qo‘lga kiritiladi. Bu tasvirlarni birlashtirsa va tahlil etsa (odatda raqamli ko‘rinishda) teleskopning xaqiqiy ajratib olish qiymatiga deyarli etsa bo‘ladi.

2000 – yillardan boshlab interferensifya usullarning aniqligi yanada oshdi. 2001 – yilda ikkita 10 metrlik Kekk teleskoplaridan bitta interferometr sifatida foydalanish bo‘yicha birinchi eksperimertlar o‘tkazildi. Xuddi shunday tarzda ESO VLT teleskopi ham interferometr sifatida ishlatiladi.

§ 4.9. Optik teleskoplar va ularning asosiy ko‘rsatgichlari

Astronomik kuzatuvlarda teleskop 3 ta asosiy vazifani bajaradi:

1. U katta yuza bo‘yicha nurniyig‘adi va bu juda xira bo‘lgan obektlarni ham o‘rganish imkoniyatini beradi.

2. U obektning ko‘rinma burchak diametrini kattalashtiradi va natijada ajratib olish hususiyatini yaxshilaydi.

3. U obektlarning joylashishini o‘lchashda ishlatiladi.

Teleskopning yorug‘lik-yig‘uvchi yuzasi yoki linza yoki ko‘zgu bo‘lishi mumkin. Shunday qilib, optik teleskoplar ikki turga bo‘linadi: linzali teleskoplar yoki refraktorlar hamda ko‘zguli telekoplar yoki reflektorlar (3.4-rasm).

Geometrik optika. Refraktorlar ikkita linzadan iborat bo‘ladi, birinchisi obyektiv - u kelayotgan yorug‘likni yoig‘adi va fokal tekisligida tasvir hosil qiladi, ikkinchisi okulyar - hosil bo‘lgan tasvirni ko‘rish uchun kattalashtirib beruvchi shisha (3.5-rasm). Linzalar trubaning qarama-qarshi tomonlarida joylashgan bo‘lib, uni istalgan nuqtaga yo‘naltirish mumkin. Tasvirni fokusda ko‘rish uchun fokal tekislik hamda okulyar o‘rtasidagi masofani o‘zgartirish mumkin. Obektiv linza yordamida hosil qilingan tasvirni qayd etish mumkin, masalan, oddiy kamera singari fotografik tasmada.

Obektiv diametri teleskop aperturasi deyiladi. aperturaning fokus masofaga nisbati – yorug‘lik kuchi deyiladi. Bu kattalik teleskopning yorug‘likni yig‘ish kuchini xarakterlaydi. Agar yorug‘lik kuchi katta bo‘lsa, taxminan 1 ga yaqin, unda teleskop “tez” va kuchli hisoblanadi, ya’ni u obektning tasvirini qisqa ekpozitsiya davomida olsa bo‘ladi, chunki tasvir yorug‘ bo‘ladi. Aksincha, yorug‘lik kuchi qiymati kichik (fokal uzunlik aperturadan ancha katta) bo‘lganda, teleskop “sekin” teleskop hisoblanadi.

Astronomiyada ham, fotografiyadagidek, yorug‘lik kuchi ko‘pincha (masalan ) bilan belgilanadi, bu erda – aperturaga bo‘lingan fokus masofasi. Tez teleskoplar uchun bu nisbat f/1 ... f/3, lekin odatda bu qiymat kichikroq, ya’ni f/8 ... f/15 bo‘ladi.

Refraktorning fokal tekisligida shakillangan tasvirning masshtabini geometrik jihatdan 4.14-rasmdan aniqlasa bo‘ladi. Obekt burchak ostida ko‘ringanda u balandlikdagi tasvirni shakillantiradi. burchagi juda kichik bo‘lganligi sababli, quyidagini yozishimiz mumkin:

Agar teleskopning fokus masofasi, masalan 343 sm teng bo‘lsa, 1 yoy minuti quyidagiga mos keladi:

Kattalashtirish ko‘rsatgichi ω (4.14-rasmdan):

ga teng bo‘ladi. Biz bu erda tenglamasidan foydalandik. Bu erda obektivning fokus masofasi, – okulyarniki. Masalan, obektiv fokus masofasi teng hamda bo‘lsa, unda teleskop kattalashtirishi 50 marta bo‘ladi. Teleskopning kattalashtirishi unchalik muhim ahamiyatga ega xususiyat hisoblanmaydi, chunki uning qiymatini okulyarni o‘zgartirish bilan boshqarish mumkin.

Teleskopning yanada muhim xarakteristikasi – uning aperturasi bilan bog‘liq bo‘lgan ajrata olish qobiliyati bo‘lib, u masalan, qo‘shaloq yulduz komponentalarini alohida turgan yulduzlar sifatida ko‘rsatadigan minimal burchak masofadir. Ajrata olish qobiliyatining nazariy jihatdan chegarasi yorug‘likning difraksiyasi bilan berlgilanadi: teleskop yulduz tasvirini nuqtasimon emas, balkim kichik disk ko‘rinishida shakillantiradi, chunki yorug‘lik, barcha nurlanish kabi “burchaklarda egiladi” (4.15-rasm).

Nazariy jihatdan teleskopning ajrata olish qobiliyati Reley tomonidan taklif qilingan ifoda orqali topiladi:

Amaliy qoida sifatida biz quyidagini gapirishimiz mumkin: ikkita obekt oraidagi burchak masofasi quyidagi shartni qondirsa, unda ularni biz ikkita alohida obyekt deb kuzatishimiz mumkin:

Bu formula nafaqat optik teleskoplarga balki radioteleskoplarga ham qo‘llanilishi mumkin. Masalan, sariq to‘lqin uzunligida (λ = 550 nm), diametri 1 m ga teng teleskopda kuzatuv olib borilsa, uning ajratish qobiliyati 0.2’’ ga teng bo‘ladi. Ammo ko‘ringanlik (sing) effekti tasvirni tipik diametri bir yoy sekundasiga teng bo‘lgan dog‘gacha hmiralashtiradi. Shunday qilib, odatda nazariy difraksion chegarasiga Yer sathida etib borib bo‘lmaydi.

Fotografik kuzautvlardan olingan fotoplastingkalardagi tasvirlar yanada hiralashadi va viual kuzatuvlarga nisbatan ajratib olish qobiliyati pastroq bo‘ladi. Fotoemulsiya zarralari o‘lchamlari taxminan 0.01–0.03 mm bo‘lib, tasvirning minimal o‘lchamini beradi. Fokus masofasi 1 m bo‘lganda, masshtab 1 mm = 206’‘ bo‘ladi, shuning uchun 0.01 mm taxminan 2 yoy sekundaga to‘g‘ri keladi. Bu vizual kuzatuvlarni olib borishga mo‘ljallangan, aperturasi 7 sm teleskopning nazariy ajrata olish qobiliyatiga yaqin keladi.

Amalda vizual kuzatuvning ajrata olish qobiliyati ko‘zning ajrata olish qobiliyatiga nisbatan aniqlanadi. Tungi kuzatishda (inson ko‘zi qorongulikka moslashganda) insonning ko‘zining ajrata olish qobiliyati taxminan 2’’ tashkil qiladi.

Maksimal kattalashtirish teleskoplarda olib boriladigan kuzatuvlarda ishlatib bo‘ladigan maksimal kattalashishdir. Uning qiymati inson ko‘zi () hamda teleskop ajrata olish qobiliyatiga nisbati bilan aniqlanadi:

Agar biz, masalan, diametri 100 mm bo‘lgan obektivni ishlatsak, unda maksimal kattalashtirish tahminan 100 teng bo‘ladi. Ko‘z bilan katta kattalashishga erishib bo‘lmaydi.

Minimal kattalashtirish vizual kuzatuvlardagi eng kichik kattalashtirishlir. Uning qiymati teleskopda yorug‘lik chiqadigan chig‘ining diametri kuzatuvchi ko‘zidagi qorachig‘i o‘lchamidan kichik yoki unga teng bo‘lishi kerak shartidan kelib chiqadi.