Материал: UMK_Umumiy_astronomiya_Fizika

Shunday qilib, sharti quyidagini anglatadi:

Tun qorongusida inson ko‘zi qorachigisining diametri tahminan 6 mm tashkil qiladi, shunday qilib, obyektivi 100 mm bo‘lgan teleskopning minimal kattalashtirishi tahminan 17 ga teng bo‘ladi.

4.17-rasm. Xromatik aberratsiya. Turli ranglardagi yorug‘lik nurlari turlicha sinib, har xil fokual nuqtalarga yig‘iladi (chapda). Aberratsiya ikkita qismdan iborat axromatik linza yordamida bartaraf etiladi (o‘ngda)

Refraktorlar. Ilk refraktorlar oddiy obektivga ega bo‘lib, kuzatuvlarda xromatik aberratsiya qiyinchiliklar tug‘dirgan. Shisha har xil ranglarni har xil qiymatga sindirgani tufayli, ranglar yagona bir fokal nuqtaga yig‘ilmaydi (4.17-rasm), shu bilan birga fokus masofasi to‘lqin uzunligi oshishi bilan birga oshadi. Bunday aberratsiyani yo‘qotish maqsadida 18-asrda ikki qismdan iborat axromatik linzalar ishlab chiqilgan. Yakka linzalarnikiga qaraganda ulardagi rangning fokus masofaga bog‘liqligi pastroq va ma’lum bir qiymatga kelib u ekstremumga erishadi (odatda minimum). Bu nuqta atrofida to‘lqin uzunligi o‘zgarishi bilan fokus masofaning o‘zgarishi juda ham kichik bo‘ladi (4.18-rasm). Agar teleskop vizual kuzatuvlarga mo‘ljallangan bo‘lsa, biz ko‘zning maksimal sezgirligiga mos kelaigan tanlaymiz. Fotografik refraktorlarning obyektivlari odatda moslab yasaladi, chunki oddiy fotografik plastinkalar spektrning havorang qismida eng katta sezgirlikga ega.

4.18-rasm.Vizual kuzatuvlarga mo‘ljallangan tipik axromatik obyektivdagi fokus masofasining to‘lqin uzunligiga bog‘liqligi. Fokus masofasi ko‘z maksimal ravishda sezgir bo‘ladigan atrofida minimumga ega. Ko‘k rangda () yoki undan ham qizilroq rangda () fokus masofasi tahminan 1.002 koeffitsientga oshadi.

Obyektivda turli shishalardan yasalgan uch yoki undan ham ko‘p linzani birlashtirish yordamida xromotik aberratsiyani yanada ham to‘g‘irlash mumkin bo‘ladi (apoxromatik obektivlar kabi). Ular hozirgi kunga qadar astronomiyada deyarli foydalanilmagan. Bundan tashqari, shunday mahsus shishalar ishlab chiqarilgan-ki, ularda sinish ko‘rsatgichining to‘lqin uzunligiga bog‘liqligi shu tarzda yaxshi bartaraf etiladiki, atigi ikkita linzaning o‘zi xromatik aberratsiyani deyarli mutloq bartaraq etiladi. Ammo, shu bilan birga, ular astronomiyada shu paytgacha deyarli ishlatilmaydi.

4.19-Rasm. Chikago universitetidagi Yerk observatoriyasining dunyodagi eng yirik refraktori. Uning obektivida diametri 102 sm ga teng linza joylashgan

Dunyodagi eng katta refraktorlarning diametrlari taxminan 1 m tashkil qiladi (102 sm Yerk observatoriyasi teleskopi, 1897-yilda qurib bitkazilgan (4.19-rasm), 91 sm Lik observatoriyasi teleskopi (1888)). Ularning yorug‘lik kuchi odatda f/10 ... f/20 teng.

Refraktorlarning ishlatilishi ularning kichik kuzatish maydon hamda murakkab konstruktiv qo‘rilmasi bilan chegaralanadi. Refraktorlar, masalan, qo‘shaloq yulduzlarning vizual kuzatuvlarida yokiturli meridianal teleskoplarda yulduzlarning joylashishini o‘lchashda qo‘llaniladi. Fotografiyada ular aniq joylashishlarnio‘lchashda, masalan, parallakslarni aniqlashda ishlatiladi.

Yanada kattaroq maydonni kuzatish uchun ancha murakkab linza sistemalari ishlatiladi, bunday qurilmalar astrograf deyiladi. Astrograflarlarning obyektivlari odatda 3-5 linzalardan topgan bo‘lib, diametri 60 sm dan kichik bo‘ladi. Ularning yorug‘lik kuchi f/5 ... f/7 bo‘lib, kuzatuv maydoni taxminan ni tashkil etadi. Astrograflar, masalan yulduzlarning hususiy harakatlarini tadqiq etishga yoki ular ravshanliklarining statistik tahlilini olib borish maqsadida osmonning katta maydonlarini fotografik su’ratga olishda ishlatiladi.

Reflektorlar. Astrofizik tadqiqotlardagi egng keng tarqalgan teleskpolarning turi bu kzzguli teleskoplar yohud reflektorlar. Yorug‘lik to‘plovich sirti sifatida u erda alyuminiyning yupqa qatlami bilan qoplangan ko‘zgudir. Ko‘zguning shakli odatda parabolik bo‘ladi. Parabolik ko‘zgu teleskopga uning bosh o‘qiga parallel tushayotgan barcha yorug‘lik nurlarini fokal nuqtasiga qaytarib yuboradi. Uщbu nuqtada shakillangan tasvirni okulyar orqali kuzatsa yoki detektor orqali qayd qilsa bo‘ladi. Reflektorlarning afzalliklaridan biri shundan iboratki, ularda xromatik aberatsiya bo‘lmaydi chunki barcha to‘lqin uzunliklari bitta nuqtaga aks ettiriladi.

4.20-rasm. Reflektorlardagi fokuslarning turlicha joylashuvi: birlamchi fokus, Nyuton fokusi, Kassegren va Kude fokusi. Bu rasmda keltirilgan Kude sistemasini olam qutbiga yaqin sohalarni kuzatishda ishlatib bo‘lmaydi. Kudening yana ham mukammal sistemalari birlamchi va ikkinchi ko‘zgularidan keyin yana 3 ta tekis ko‘zguga ega bo‘ladi.

Eng yirik teleskoplarda kuzatuvchi o‘zining asboblari bilan tushayotgan yorug‘likni sezilarli darajada to‘smasdan birlamchi fokusda joylashgan mahsus maydonchada (kabinkada) o‘tirishi mumkin (4.20-rasm). Kichik teleskoplarda bunday qilib bo‘lmaydi va tasvirni teleskopdan tashqarisidan kuzatish mumkin. Zamonaviy teleskoplarda asboblar masofaviy boshqariladi, shunda kuzatuvchi, termal turbulentlikni kamaytirish maqsadida, teleskopdan ancha uzoqda joylashishi kerak.

Eng kata teleskoplarda kuzatuvchi uchun alohida xona ajratilgan bo‘lib, kuzatuv o‘sha erdan olib boriladi. Zamonaviy teleskoplarda esa teleskop boshqaruvi avtomatizatsiyalashtirilgan bo‘lib, masofadan boshqariladi hamda issiqlik turbulentligini kamaytirish maqsadida kuzatuvchi teleskopdan uzoqda bo‘ladi. 1663- yilda Jeyms Gregori (1638-1675) reflektorni ta’riflab berdi. Lekin reflektor ilk marotaba amalda Isaak Nyuton tomonidan yasalgan. U yorug‘likni kichkina tekis ko‘zgu yordamida teleskopga perpendikulyar yo‘nalishda chiqargan. Shuning uchun bunday sistemadagi tasvir fokusi Nyuton fokusi deb ataladi. Nyuton teleskopining odatiy yorug‘lik kuchi ga teng. Imkoniyatlarning yana biri shundan iboratki, birlamchi ko‘zgu o‘rtasida teshik o‘yiladi va undan teleskopning oldi qismida joylashgan ikalamchi giperbolik shaklidagi ko‘zgudan qaytarilgan nur o‘tadi. Shunga o‘xshash konstruksiyada nurlar Kassegren fokusida yig‘iladi. Kassegren sistemalarida yorug‘lik kuchi ga teng.

4-21.rasm. Kassergren reflektorining ishlash prinsipi. Botiq (parabolik) birlamchi ko‘zgu yorug‘lik nurlarni teleskopning optik o‘qiga parallel ravishda birlamchi fokusga yo‘naltirib qaytaradi. Qavariq ikalamchi ko‘zgu (giperboloid) nurlarni orqaga qaytaradi va shunda yorug‘lik nurlari asosiy ko‘zguning markazidagi kichkina teshikdan o‘tib, teleskop tashqarisidagi ikalamchi fokusiga etib boradi.

Kassergren teleskopining effektiv fokus masofasi () uning ikkilamchi ko‘zgusining qavariqligi va joylashishiga bog‘liq. 4.21-rasmdagi belgilanishlardan foydalanib quyidagini yozishimiz mumkin:

Agar biz ni tanlasak, ga ega bo‘lamiz.

Shunday qilib, katta fokus masofasiga ega bo‘lgan ixcham teleskoplarni yaratsa bo‘ladi. Kassergren sistemasi ayniqsa spektrografik, fotografik va boshqa ikkilamchi fokusga o‘rnatish imkoniyatiga ega asboblar bilan ishlashga juda qulay hisoblanadi.

Bundan mukammalroq sistemalar bir nechta ko‘zguni ishlatib, nurni teleskopdagi og‘ganlik o‘qlari orqali belgilangan kude (fransuz so‘zi couder dan olinib, egish ma’nosini bildiradi) fokusiga yo‘naltiradi, va u teleskop yonidagi alohida xonada bo‘lishi ham mumkin (4.22.rasm). Shunday qilib, uning fokus masofasi katta bo‘lib, yorug‘lik kuchi ga teng bo‘ladi. Kude fokusi asosan aniq spektroskopiyada ishlatiladi, chunki yirik spektrograflar statsionar bo‘lib, ularda doimiy temperaturani ushlab tursa bo‘ladi. Kamchilik shundan iboratki, kude sistemasidagi bir nechta ko‘zgularda qaytarish natijasida yorug‘lik yo‘qotiladi. Alyuminiy qoplamaga ega ko‘zgu unga tushgan nurning tahminan 80% ni qaytaradi va, shunday qilib, masalan 5 ta ko‘zgudan (birlamchi va ikalamchi ko‘zgularni ham hisobga olganda) iborat kude sistemasida yorug‘likning atigi gina detektorga etib boradi.

4.22-rasm. Kitt Pik 2.1-m reflektorining kude sistemasi (Chizma Milliy Optik Astronomiya Observatoriyalari, Kitt Pik Milliy observatoriyaniki)

Reflektor ham o‘ziga hos aberratsiyaga ega bo‘lib, u koma deyiladi. U optik o‘qdan uzoqda joylashgan tasvirlarga o‘z ta’sirini ko‘rsatadi. Bunda yorug‘lik nurlari bitta nuqtada kesishmasdan, kometaga o‘xshash figurani shakllantirishadi. Koma sababli parabolik ko‘zguldi klassik reflektor juda ham kichik to‘g‘ri kuzatuv maydoniga ega bo‘ladi. Teleskopning yorug‘lik kuchiga qarab, koma uning foydali maydonini 2-20 yoy minutigacha chegaralashi mumkin. Masalan, 5 metrlik Palomar teleskopining foydali maydoni 4 ni tashkil etadi, bu Oyning taxminan 1/8 qismiga to‘g‘ri keladi. Amalda foydali ko‘rish maydonni turli to‘g‘rilovchi linzalar yordamida kattalashtirish mumkin.

Agar birlamchi ko‘zgu sferik bo‘lsa, unda koma bo‘lmas edi. Shunga qaramay, bu turdagi ko‘zgular sferik aberratsiya nomli o‘ziga hos xatolikga ega: markazdan va chetki qismdan kelayotgan yorug‘lik nurlari turli nuqtalarda yig‘iladi. Sferik aberratsiyani bartaraf etish maqsadida estoniyalik astronom Bernhard Shmidt tushayotgan yorug‘lik nuri yo‘lida xatolikni to‘g‘rilovchi yupqa linzani joylashtirgan. Shmidt kameralari (4.23- va 4.24-rasm) juda keng (tahminan ) hamda deyarli nuqsonlarsiz ko‘rish maydoniga ega, undagi to‘g‘irlovchi linza qalinligi shunaqa yupqaki, unga tushayotgan yorug‘likning juda kichik qismini yutadi. Yulduzlarning tasvirlar o‘ta tiniq va aniq ko‘rinadi.

4.23-rasm. Shmidt kamerasining ishlash prinsipi. Botiq sferik ko‘zguning egriganlik markazidagi to‘g‘irlovchi shisha parallel yorug‘lik nurlarni og‘diradi va sferik ko‘zgudagi sferik aberratsiyani bartaraf etadi. (Rasmda to‘g‘rilovchi ko‘zgu egriligi hamda nurlarning yo‘nalishi o‘ta bo‘rttirib ko‘rsatilgan). To‘g‘irlovchi shisha egrilganlik markazida bo‘lganligi sababli, shakillangan tasvir yorug‘lik nurlarning kiruvchi burchagiga deyarli bog‘liq bo‘lmaydi. Shunday qilib, astigmatizm ham, koma ham bo‘lmaydi va yulduzlarning tasvirlari masofadagi sferik sirtidagi nuqtalardir, bu erda sferik ko‘zguning egrilganlik radiusidir. Fotografik kuzatuvlarda yoki plastinka fokal tekisligining shakliga mos ravishda bukilishi kerak, yoki maydon korreksiyalovchi linza bilan tekislanadi.

Shmidt teleskoplarida diafragma to‘g‘rilovchi linza bilan birgalikda ko‘zguning egrilik radiusi markazida joylashgan bo‘ladi (bu radius ikki barobar fokus masofasiga teng). Chetki qismdagi barcha yorug‘likni yig‘ish uchun asosiy ko‘zgu diametri to‘g‘rilovchi linzanikidan kattaroq bo‘lishi kerak. Masalan, Palomar Shmidt kamerasi diametri 122 sm to‘g‘rilovchi linza, o‘lchami 183 sm bo‘lgan asosiy ko‘zguga ega hamda uning fokus masofasi 300 sm. Dunyodagi eng katta Shmidt teleskopi Germaniyada, Tatenburgda joylashgan bo‘lib, uning o‘lchamlari mos ravishda 134/203/400 sm ga teng.

4.24-rasm. Evropa Janubiy observatoriyasining (ESO) katta Shmidt teleskopi. Ko‘zgusining diametri 1.62 m va erkin aperturaning o‘lchami 1 metrga teng

Shmidt teleskopining kamchili – ma’lum bir sferaning qismi bo‘lgan fokal tekisligining egrilganligida. Teleskop fotografiya uchun ishlatilganda plastinka egrilangan fokal tekisligi bo‘ylab bukilishi kerak. Kuzatuv maydonining egrilganligini korreksiyalashning yana bir imkoniyatlaridan biri bu fokal tekisligiga yaqinida qo‘shimcha korreksiyalovchi obyektivni ishlatishdir. Bunday echim Finlyandiyalik astronom Iryo Vaysala tomonidan 1930 yillarda Shmidtdan mustaqil ravishda taklif qilingan edi. Shmidt kameralari osmonni xaritalashda o‘zlarini juda effektiv bo‘lib chiqishdi. Ular, oldingi qismlarda aytilgandek, Palomar Osmon Atlasini va uning davomi bo‘lmish ESO/SRC Janubiy Osmon Atlasini su’ratga olishda ishlatilgan.

§ 4.10. Radioteleskoplar

Radioastronomiya astronomiyaning yangi yo‘nalishlaridan biri hisoblanadi. U chastotalar diapazonining bir necha megagersdan (MGs - 100 m) taxminan 300 MGs (1 mm) gacha bo‘lgan intervalini qamrab oladi va shu bilan kuzatish mumkin bo‘lgan elektromagnit spektrni bir necha tartibga kengaytiradi. Radiointervalning quyi-chastotalar chegarasi ionosferaning noshaffofligi bilan belgilanadi, yuqori chastotalar chegarasi esa atmosferaning quyi qatlamlaridagi kislorod va suv tomonidan kuchli yutilish polosalari bilan belgilanadi. Ammo bu cheklashlarning birontasi ham mutloq emas va qulay shart-sharoitlar ostida radioastronomlar submillimetr sohasida yoki Quyosh dog‘larning minimumi davrlarida ionosferadagi tuyniqlar orqali ishlashligisi mumkin.

XX asr boshlarida Quyoshdan keladigan radionurlanishni kuzatishni urunib ko‘rilgan. Biroq, bu tajribalar natijalarga olib kelmadi, bunga sabab antenna-qabul qiluvchi sistemaning sizgirligi pastligi va kuzatuvlarning aksariyati o‘tkazilgan past chastotalarda ionosferaning noshaffofligi bo‘lgan. Kosmik radionurlanishning birinchi kuzuvlari keyinchalik amerikalik muhandis Karl G. Yanskiy tomonidan 1932-yilda momaqaldiroq paytida 20.5 MGs (14.6 m) da chaqmoq chaqnashi sababli radio g‘alayonlanishlarni o‘rganish paytida amalga oshirilgan. U 24 soatli davr bilan o‘zgaradigan, kelib chiqishi noma’lum bo‘lgan radiomanbani topdi. U biroz keyinroq ushbu nurlanishning manbasi Galaktika markazi yo‘nalishi bilan to‘g‘ri kelishini aniqladi.

Radioastronomiyaning asli tug‘ilishini 1930-yillarning oxiri bilan belgilasa bo‘ladi, shunda Grout Reber o‘zining o‘zi yasagan 9.5 metrli parabolik antenna yordamida sistematik kuzatishlarni boshlagan edi. Bundan keyin radioastronomiya juda tez rivojlanib ketdi va Koinot haqidagi bilimlarimizni kengatirib berdi.

Kuzatuvlar ham uzuluksiz (keng polosada) va spektral chiziqlarda (radio spektroskopiya) olib boriladi. Bizning Somon Yo‘limizning tuzilishi xaqidagi bilimlarimizning aksariyat qismi neytral vodorodning 21 santimetrdagi va yaqin vaqtdan boshlab 2.6 millimetrdagi uglerod monooksidi chiziqlarning radiokuzatuvlaridan olingan. Radioastronomiya muhim bo‘lgan qator ochilishlarga sabab bo‘lgan, masalan pulsarlar ham kvazarlar birinchi bo‘lib aynan radioastronomik kuzatuvlar orqali topilgan. Ushbu soha muhimligini fizika bo‘yicha Nobel mukofoti yaqin orada ikki marotaba radioastronomlarga berilganligidan ko‘rishimiz mumkin.

Radioteleskop nurlanishni obektiv yoki antennada eg‘ib, radiometr deb nomlanuvchi qabul qiuvchi yordamida uni elektr signaliga aylantiradi. So‘ngra bu signal kuchaytiriladi, detektorlanadi va integrallashtiriladi va chiqishda biron –bir yozib oluvchi vositaga, hozirgi kunda kompyuterda qayd etiladi. Qabul qilinayotgan signalning kuchsizligi sababli sezgirligi yuqori bo‘lgan qabul qilgichlardan foydalanish talab etiladi. Ko‘p hollarda kelayotgan nurlanishning shovqinini kamaytirish maqsadida ular sovutiladi, aksi holda shovqin manbadan kelayotgan signalni qoplab qo‘yishi mumkin. Radioto‘lqinlar ham elektromagnit nurlanish bo‘lganligi uchun ular ham oddiy yorug‘lik nurlari singari qaytadi va sinadi. Ammo radioastronomiyada ko‘pincha qaytaruvchi (aks etuvchi) teleskoplar qo‘llaniladi.

Past chastotalarda antennalar odatda dipol bo‘ladi (radio va televizorlarda ishtiladigan kabi), lekin yorug‘lik yig‘uvchi yuzani hamda ajrata olish qobiliyatini kattalashtirish maqsadida dipol massivlari ishlatiladi – u erda barcha dipol elementlari bir biriga ulangan bo‘ladi.

Eng ko‘p tarqalgan antenna bu parabolik reflektor bo‘lib, u xuddi optik ko‘zguli teleskop kabi ishlaydi. Katta to‘lqin uzunliklarda qaytaruvchi sirt bir tekis uzliksiz bo‘lishi shart emas, katta to‘lqin uzunligidagi fotonlar qaytaruvchi sirtidagi teshiklarni ko‘rmaydi va shuning uchun antenna odatda metallik to‘r (setka) ko‘rinishida yasaladi. Yuqori chastotada ishlash uchun esa nurlanishni qabul qiluvchi yuza juda ham silliq bo‘lishi shart, hattoki millimeter-submillimetr diapazonida esa radioastronomlar o‘zlarining radiometrlarini o‘rnatib, yirik optik ko‘zguli teleskoplardan foydalanishadi. Signalning kogerent (o‘zaro kelishilgan) kuchayishini ta’minlash maqsadida sirtning notekisliklari kuzatuv olib boriladigan to‘lqin uzunligining 1/10 qismidan kichik bo‘lishi kerak.