Mundarija
Kirish…………………………………………………… …………..……….… 2
II.Asosiy qism.
1. Teleskoplar va ularning asosiy ko’rsatgichlari ……………..….… …..…7
2. Optik teleskop turlari va teleskopning fokal tekisligidagi tasvirning
masshtabi ………………………………………………………………...........16
3. Optik teleskoplar mavzusini o’qitish metodikasi………………………….28
III. Xulosa…………………………………………………………....................32
Foydalanilgan adabiyotlar………………………………………………….….33
1
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 𝑚𝑜 = -26.8m bo’lsa, tim qorog’i tungi osmon bir yoy
minuti kvadrat yuzasining yorug’ligi 𝑚𝑜 c=13m .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,
priyomniklaridir.
tekshirish
Ular
asboblari
mukammallashib,
teleskoplar
kattalashib
va
va
nurlanish
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 yasashda qator
qiyinchiliklar borki, ularni to’la yechib bo’lmaydi. Teleskop yordamida
2
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.
Mavzuning dolzarbligi. Yulduzli osmon juda chiroyli, u o'ziga katta qiziqish
va e'tiborni tortadi. Uzoq vaqt davomida odamlar Yer sayyorasi oldida nima
ekanligini bilishga harakat qilishdi. Odamlarning bo'sh joyni o'rganish uchun
imkoniyatlarni topish va odamlar harakatini bilish istagi, shuning uchun
teleskop ixtiro qilingan. Teleskop bo'sh joy, yulduzlar, sayyoralarni
o'rganishga yordam beradigan asosiy qurilmalardan biridir.
Bu qurilma haqida bilish juda muhim, chunki har birimiz har doim kuzatgan
yoki teleskopga qarashga ishonch hosil qildik. Va bu aniq go'zal va yangisini
aniq ochib beradi
Kurs ishining maqsadi.
11-sinf va kasb-hunar maktablarida
“Optik
teleskoplar mavzusini” o’rganishdan iborat.
Tadqiqot obekti. Oily ta’lim bakalavriat bosqichida astronomiya kursining
“Astrofizika va uning tadqiqot metodlari”
bo’limini
“Optik teleskoplar”
bajarishda
“Optik teleskoplar”
mavzusini o’qitilish jarayoni.
Mavzuning
predmeti.
Kurs ishini
bo’limining
o’qitilishi,
mazmuni,
zamonaviy
ahamiyati
va
ped.texnologiyalardan unumli foydalanishdan iborat.
Tadqiqot metodi.Tadqiqot ishining bajarilishida muammoga oid ilmiy ,ilmiy –
uslubiy
ishlar
va
adabiyotlar
tahlili
umumlashtirish
va
matematik
–statistik
foydalanildi.
3
,
hamda
ishlov
tadqiqot
berish
natijalarini
metodlaridan
Ishning ilmiy va amaliy ahamiyati 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.Teleskopni astronomik kuzatishlarda qo’llashdan maqsad
osmon yoritqichidan kelayotgan keng paralel nur dastasini yig’ish va yuqori
sifatli tasvir hosil qilishdir.
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 reflektorga
bo’linadi. Refraktorda ob’ektiv sifatida qabariq linza, reflektorda esa botiq
sferik ko’zgu ishlatiladi.
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
4
(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.
1-rasm
Binobarin teleskop bizga, qaralayotgan osmon jismini ham ravshanlashtirib,
ham kattalashtirib berayotganiga guvoh bo’lamiz. Yasalgan 5 tasvirning
𝑓
ravshanlashishi, teleskop ob’ektivining diametriga va fokus masofasiga( )
𝑑
bog’liq bo’lgani holda, uning kattalashtirishi ob’ektiv va okulyarning fokus
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)
5
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 ko’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.
6
Teleskoplar va ularning asosiy ko’rsatgichlari
Astrofizik kuzatishlarda asosan ishlatiladigan asboblar teleskoplar va
nurlanish qabul qiluvchilardir. Astrofi zik 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 𝑚𝑜 = m bo lsa, tim qorog i tungi osmon bir yoy minuti
kvadrat yuzasining yorug ligi 𝑚𝑜 𝑐 =13 m.50 (Quyosh yuzining oydinligi 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’maydi. 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 yangiyangi 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 yasashda qator
qiyinchiliklar borki, ularni to’la yechib bo’lmaydi. Teleskop yordamida
7
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.
4 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 ro’l 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 reflektorga bo’linadi. Refraktorda
ob’ektiv sifatida qabariq linza, reflektorda esa botiq sferik ko’zgu ishlatiladi.
1 -rasmda oddiy refraktorda nurning yo li tasvirlangan. Bunda teleskop ob
ektivi, yoritgichdan kelayotgan nurni uning fokusi F da yig adi va shu
8
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
guvoh
berayotganiga
bo’lamiz.
Yasalgan
4
5 tasvirning ravshanlashishi, teleskop ob ektivining diametriga va fokus
masofasiga D bog'liq bo lgani holda, uning kattalashtirishi ob'ektiv va
okulyarning fokus F 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 ko 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.
9
Astronomik kuzatuvlarda teleskop 3 ta asosiy vazifani bajaradi:
1. U katta yuza bo‘yicha nurni yig‘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.
Teleskopni
astronomik
kuzatishlarda
qo’llashdan
maqsad
osmon
yoritgichidan kelayotgan keng paralel nur dastasini yig ish va yuqori sifatli
tasvir hosil qilishdir. 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.
2 –rasm Linzali teleskop yoki refraktor hamda ko‘zguli teleskop yoki
reflektorlar
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 (2-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
10
masofani o‘zgartirish mumkin. Obektiv linza yordamida hosil qilingan tasvirni
qayd etish mumkin, masalan, oddiy kamera singari fotografik tasmada.
Ob’ektiv
diametri D teleskop aperturasi deyiladi. D aperturaning f fokus
masofaga nisbati F=D\f
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.
Refraktorning masshtabi va kattalashtirishi. Obekt u burchak ostida
tushib fokal tekislikda yigiladi. Hosil bo‘lgan tasvir u’burchak ostida
okulyarda ko‘rinadi.
3-rasm
Astronomiyada ham, fotografiyadagidek, yorug‘lik kuchi ko‘pincha
f /
n (masalan f / 8 ) bilan belgilanadi, bu yerda n 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
Obekt u
burchak
ostida
shakillantiradi. u burchagi
juda
jihatdan
ko‘ringanda
kichik
yozishimiz mumkin:
11
3-rasmdan aniqlasa bo‘ladi.
u;s balandlikdagi
bo‘lganligi
sababli,
tasvirni
quyidagini
S=f ∙ tan 𝑢 ≈f ∙ u
Agar teleskopning fokus masofasi, masalan 343 sm teng bo‘lsa, 1 yoy minuti
quyidagiga mos keladi:
S=343sm×1
343sm × (1/60)× (𝜋/180)
Kattalashtirish ko‘rsatgichi ω (3-rasmdan):
𝑤 = 𝑢′ /≈ 𝑓/𝑓 ′ ga
teng
foydalandik.
erda f obektivning
Bu
bo‘ladi.
Biz
bu
fokus
erda s=f∗ 𝑢 tenglamasidan
masofasi, 𝑓 ′ –
okulyarniki.
Masalan, obektiv fokus masofasi f=100sm teng hamda 𝑓 ′ = 2𝑠𝑚 bo‘lsa,
unda teleskop kattalashtirishi 50 marta bo‘ladi. Teleskopning kattalashtirishi
unchalik muhim ahamiyatga ega xususiyat hisoblanmaydi, chunki uning
qiymatini
okulyarni
o‘zgartirish
12
bilan
boshqarish
mumkin
4-Rasm. Difraksiya va ajra olish qobiliyati. Yakka yulduzning
tasviri (a) konsentrik difraksion aylanalardan iborat, uni o‘z navbvatda
tog‘simon diagramma ko‘rinishida ko‘rsatishimiz
mumkin (b). Yulduzlarning keng juftligi bir biridan osongina ajraladi (c).
Qo‘shaloq sistemalarni ajratib olish uchun bir qator me’zonlar qo‘llaniladi.
Ulardan biri Reley chegarasi 1.22* 𝜆 /D hisoblanadi (d). Amalda ajrata
olish qobiliyatini Dous chegarasiga yaqin bo‘lgan 𝜆/D ko‘rinishida yozish
mumkin (e)
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 shakillantiradi, chunki
yulduz tasvirini nuqtasimon emas, balkim kichik disk ko‘rinishida yorug‘lik,
barcha nurlanish kabi “burchaklarda egiladi” (4-rasm).
Nazariy jihatdan teleskopning ajrata olish qobiliyati Reley tomonidan taklif
qilingan ifoda orqali topiladi:
sin𝜃 ≈ 1.22 ∙ 𝜆/D
(𝜃) = 𝑟𝑎𝑑𝑖𝑎𝑛
Amaliy qoida sifatida biz quyidagini gapirishimiz mumkin: ikkita obekt
oraidagi burchak masofasi quyidagi shartni qondirsa, unda ularni biz ikkita
alohida obyekt deb kuzatishimiz mumkin:
𝜃 ≥ 𝜆/D (𝜃) = 𝑟𝑎𝑑𝑖𝑎𝑛
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
13
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 𝜔𝑚𝑎𝑥 teleskoplarda olib boriladigan kuzatuvlarda
bo‘ladigan maksimal kattalashishdir. Uning qiymati inson ko‘zi
ishlatib
(
e ≈ 2′ = 5.8 × 10−4 radian
)
hamda
teleskop
ajrata
olish
qobiliyatiga 𝜃 nisbati bilan aniqlanadi:
𝜔𝑚𝑎𝑥 =
𝑒
𝜃
≈𝑒∙
𝐷
𝜆
=
5.8×10−4 𝐷
5.5×10−7 𝑚
≈
𝐷
1𝑚𝑚
Agar biz, masalan, diametri 100 mm bo‘lgan obektivni ishlatsak, unda
maksimal kattalashtirish 𝜔𝑚𝑎𝑥 tahminan 100 teng bo‘ladi. Ko‘z bilan katta
kattalashishga erishib bo‘lmaydi.
Minimal
kattalashtirish 𝜔𝑚𝑖𝑛 vizual
kattalashtirishlir.
Uning
qiymati
kuzatuvlardagi
teleskopda yorug‘lik
eng
kichik
chiqadigan
chig‘ining diametri L kuzatuvchi ko‘zidagi qorachig‘i o‘lchamidan kichik yoki
unga teng bo‘lishi kerak shartidan kelib chiqadi.
14
5.-rasm. Yorug‘lik chiquvchi chziig‘i L bu obyektiv-linzaning okulyarda
shakllangan hosil bo’lgan tasvirdir
Yorug‘lik chiqadigan chig‘i bu obyektiv-linzaning okulyarda shakillangan
tasviridir, okulyarda obyektdan kelayotgan nurlar parallelga aylanib, ko‘z
chig‘iga uzatiladi. 4-rasmdan quyidagini topamiz
𝑓′
𝐷
𝑓
𝜔
L= ∙ 𝐷 =
Shunday qilib, L≤ 𝐷 sharti quyidagini anglatadi:
𝜔≥
𝐷
𝑑
Tun qorong’usida inson ko‘zi qorachig’isining diametri tahminan 6 mm tashkil
qiladi, shunday qilib, obyektivi 100 mm bo‘lgan teleskopning minimal
kattalashtirishi tahminan 17 ga teng bo‘ladi.
15
Optik teleskop turlari va teleskopning fokal
tekisligida
tasvirning
masshtabi
Teleskoplar, ob’ektivining turiga ko’ra, ikkiga refraktor va
reflektorga bo’linadi.
6-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 (6-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 𝜆0 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 (6-rasm). Agar teleskop vizual kuzatuvlarga mo‘ljallangan
bo‘lsa,
biz
ko‘zning
maksimal
sezgirligiga
mos
keladigan 𝜆0 =
550𝑛𝑚 tanlaymiz. Fotografik refraktorlarning obyektivlari odatda
16
𝜆0 =
425𝑛𝑚 moslab yasaladi, chunki oddiy fotografik plastinkalar spektrning
havorang qismida eng katta sezgirlikga ega.
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
7-rasm.Vizual kuzatuvlarga
deyarli
mo‘ljallangan tipik axromatik
tashqari, shunday mahsus shishalar
obyektivdagi fokus masofasining
ishlab chiqarilgan-ki, ularda sinish
to‘lqin uzunligiga bog‘liqligi. Fokus
ko‘rsatgichining
masofasi ko‘z maksimal ravishda
bog‘liqligi shu tarzda yaxshi bartaraf
foydalanilmagan.
to‘lqin
Bundan
uzunligiga
sezgir bo‘ladigan
atrofida etiladiki, atigi ikkita linzaning o‘zi
minimumga ega. Ko‘k rangda
xromatik aberratsiyani deyarli mutloq
(
) yoki undan ham qizilroq bartaraq etiladi. Ammo, shu bilan
rangda (
) fokus masofasi
tahminan 1.002 koeffitsientga
birga,
ular
astronomiyada
shu
paytgacha deyarli ishlatilmaydi.
oshadi.
Dunyodagi eng katta refraktorlarning diametrlari taxminan 1 m tashkil qiladi
(102 sm Yerk observatoriyasi teleskopi, 1897-yilda qurib bitkazilgan (7rasm), 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.
17
8-Rasm. Chikago
universitetidagi Yerk
observatoriyasining
dunyodagi eng yirik
refraktori. Uning
obektivida diametri
102 sm ga teng linza
joylashgan
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 5𝜊 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
18
yuboradi. Ushbu 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. Eng yirik teleskoplarda kuzatuvchi
o‘zining asboblari bilan tushayotgan yorug‘likni sezilarli darajada to‘smasdan
birlamchi fokusda joylashgan mahsus maydonchada (kabinkada) o‘tirishi
mumkin (8-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.
9-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 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
19
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 f/3….f/10 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 f/8…f/15 ga teng.
10-.rasm. Kassergren reflektorining ishlash prinsipi. Botiq (parabolik)
birlamchi ko‘zgu 𝑀1 yorug‘lik nurlarni teleskopning optik o‘qiga parallel
ravishda birlamchi fokusga 𝑆1 yo‘naltirib qaytaradi. Qavariq ikalamchi
ko‘zgu 𝑀2 (giperboloid) nurlarni orqaga qaytaradi va shunda yorug‘lik
nurlari asosiy ko‘zguning markazidagi kichkina teshikdan o‘tib,
teleskop tashqarisidagi ikalamchi 𝑆2 fokusiga etib boradi.
Kassergren teleskopining effektiv fokus masofasi (𝑓𝑒 ) uning ikkilamchi
ko‘zgusining qavariqligi va joylashishiga bog‘liq. 10-rasmdagi
belgilanishlardan foydalanib quyidagini yozishimiz mumkin:
20
𝑏
𝑓𝑒 = ∙ 𝑓𝑝
𝑎
Agar biz
𝑏
𝑎
ni tanlasak, 𝑓𝑒 / 𝑓𝑝 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 (11.rasm). Shunday
qilib, uning fokus masofasi katta bo‘lib, yorug‘lik kuchi f/30….f/40 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 0.85 ≈ 30 gina
detektorga etib boradi.
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,
shakllantirishadi.
21
kometaga
o‘xshash
figurani
11-rasm. Kitt Pik 2.1-m reflektorining kude sistemasi (Chizma Milliy Optik
Astronomiya Observatoriyalari, Kitt Pik Milliy observatoriyaniki)
Masalan, 5 metrlik Palomar teleskopining foydali maydoni 4′ 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 (12- va
13-rasm) juda keng (tahminan 70 ) 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.
22
12-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 R/2 masofadagi sferik
sirtidagi nuqtalardir, bu erda R 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,
23
Tatenburgda joylashgan bo‘lib, uning o‘lchamlari mos ravishda
134/203/400 sm ga 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.
13-rasm. Evropa Janubiy observatoriyasining (ESO) katta
Shmidt teleskopi. Ko‘zgusining diametri 1.62 m va erkin
aperturaning o‘lchami 1 metrga teng
Kuzatuv
maydonining
imkoniyatlaridan
biri
egrilganligini
bu
fokal
korreksiyalashning
tekisligiga
yaqinida
yana
bir
qo‘shimcha
korreksiyalovchi obyektivni ishlatishdir. Bunday echim Finlyandiyalik
astronom Iryo Vaysala tomonidan 1930 yillarda Shmidtdan mustaqil ravishda
24
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.
Shmidt kamerasi ham linzalar, ham ko‘zgular ishlatiladigan katadioptrik
teleskopning
namunasi
hisoblanadi.
ishlatadigan Shmidt-Kassergren teleskoplari
Ko‘plab
Shmidt
havaskorlar
kamerasining
takomillashtirilgan variantidir. Ular korreksiyalovchi linzaning markazida
o‘rnatilgan ikalamchi ko‘zguga ega; bu ko‘zgu tasvirni birlamchi ko‘zguning
markazidagi teshik orqali akslantiradi. Shu sababdan, teleskopning
o‘lchamlari kichikligiga qaramasdan uning effektiv fokus masofasi ancha
katta bo‘lishi mumkin. Yana boshqa keng tarzda ishlatiladigan katadioptrik
teleskoplardan
biri
bu Maksutov teleskopidir.
Maksutov
teleskopida
korrekterlovchi linzaning ikki tomoni hamda birlamchi ko‘zgu konsentrik
sferalardir.
Klassik reflektorlardagi komani bartaraf etishning yana bir usuli murakkabroq
yuzaga ega ko‘zgulardan foydalanishdan iborat. Richi-Kreten sistemasi etarli
darajada keng kuzatuv maydonni beradigan giperboloid shaklidagi birlamchi
va ikalamchi ko‘zgularga ega. Richi-Kreten optikasi yirik teleskoplarning
ko‘pchiligida qo‘llaniladi.
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
25
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=10 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=300 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. Yulduzning
tasviri, bu undan kelayotgan va ob’ektidan o’tayotganda yo’nalishini 17
o’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
26
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. 4/ 2 Ф = Е ⋅ S
= πЕ ⋅ D . (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 =A2 . 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 kuch 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, 18 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
27
Optik teleleskoplar mavzusini o’qitish metodikasi
O’quv mashg’ulotida o’qitish texnologiyasi modeli
22-mavzu Optik teleskoplar
O’quv soati: 1 soat
Talabalar soni:30 ta
O’quv mashg’uloti shakli va turi
Nazariy-to’liq o’quv mashg’uloti.
1. Teleskop haqida ma’lumot
O’quv mashg’ulot rejasi
2. Teleskop vazifalari
3. Optik teleskoplar va turlari haqida
ma’lumot
O’quv mashg’ulotining maqsadi. Optik teleskoplar haqidagi bilimlarni
shakllantiris
O’quv faoliyatining natijalari:
Pedagogik vazifalar:
1. Teleskop haqida ma’lumot beriladi
1. Teleskop nimaligi haqida ma’lumot
2. Teleskopning vazifalarini eslatib
beramiz.
o’tamiz
2. Teleskopning vazifasi nima uchun
foydalanishini aytib o’tamiz.
3. Optik teleskoplar va turlari haqida
tushuntiriladi
3. Optik teleskop va turlari nima
uchun kerakligi haqida ma’lumot
beramiz
O’qitish metodlari
Tushuntirish,Suhbat. Mashq,Aqliy
hujum.
O’qitish vositalar
O’quv materiali, multimedialar, slaydlar,
Plakatlar
O’quv faoliyatini tashkil etish shakllari
Ommaviy, jamoaviy ish, guruhl
O’qitish shart-sharoiti
Guruhlarda ishlashga,texnik vositalardan
foydalanishga mo’ljallangan o’kuv
xonasi.
Og’zaki nazorat, yozma nazorat
Qaytar aloqaning usul va vositalari
28
“ Optik teleskoplar”
mavzusi bo’yicha o’quv mashg’ulotining
texnologik xaritasi
Faoliyat
Faoliyat mazmuni
TA’lim beruvchi
Ta’lim oluvchi
bosqichlari
1.1.Salomlashadi, davomatni aniqlaydi.
I.
Kirish
bosqichi
(5daqiqa)
1.2Mavzuning nomi, maqsadi, rejalashtirilgan o’quv
Salomlashadilar.
mashg’ulot natijalari va uni o’tkazish rejasi bilan
Yangiliklar haqida
tanishtiradi.
gapiradilar.
1.3.O’quv mashgulotida o’quv ishlarini baxolash
Yozib oladilar.
mezonlari bilan tanishtiradi. (1-ilova)
Tanishadilar
2.1.Insert texnikasidan foydalanib o’quv
materialini o’qish topshirig’i to’g’risida
II.
Asosiy
bosqich
(30daqiqa)
eslatadi.O’quv materialiga qo’yilgan belgilardan
Hamkorlikda ishlash
foydalanib,mavzu rejasiga muvofiq suhbat
mumkin holda
o’tkazadi.Xulosalar qiladi,o’quvchilar
o’tiradilar.Bilimlarni
2.2O’tilgan mavzuning mustahkamlash
ongli ravishda
maqsadida guruhlarga quyidagi savollarga javob
eslaydi va amalda
berishlarini so’raydi:diqqatini asosiylariga
qo’llaydilar.
qaratadi.(2-ilova)
Fikrlaydilar va
2.3 .Mavzu bo’yicha Venn digrammasi ustida
berilgan topshiriqlarni
ishlashlarini va ish 4 ta kichik guruhda davom
bajaradilar.
etishini malum qiladi. Diagramma tuzish qoidasi
bilan tanishtiradi.(3-ilova)
2.4 Xotiradagi ma’lumotlarni yodga solib teleskop
haqida kim ko’p ma’lumot aytish. ( 4-ilova)
3.1Mavzuni umumlashtiradi,umumiy xulosalar
III.
Yakuniy
qism
(5daqiqa)
qiladi,savollarga javob beradi.
Diqqat qiladilar.
3.2 O’kuvchilar ishini baxolaydi,o’quv
O’z-o’zlarini
mashgulotining maksadga erishish darajasini
baholaydilar.
taxlil kiladi.
Vazifani yozib
3.3 Mustaqil ish uchun vazifa beradi.( 5-ilova)
29
oladila
1- ilova
Guruh ish natijalarini baholash mezonlari
Ko’rsatgichlar
Maks. ball
Guruh ishi natijasining bahosi
1
Darsdagi faolligi
5
Og’zaki nazorat
5
Yozma nazorat
5
Ballarning maksimal
5
2
3
4
hajmi
2-ilova
Suhbat savollari
1. Teleskop deganda nimani tushunasiz?
2. Teleskopning vazifalariga nimalar kiradi?
3. Optik teleskopning nechta turlari bor?
4. Optik teleskopdan asosan qayerlarda foydalaniladi?
5. ….
3-ilova
Venn diagrammasi
Refraktorlar
Reflektorlar
30
4-ilova
Xotira charxi
1. Eng katta teleskop xabl teleskopi
2. Teleskopni Galiley ixtiro qilgan
3. Turli teleskoplar vazifasiga qarab ajratiladi
4. Optik teleskoplarning 2 turi mavjud
5……..
5-ilova
Mustaqil bajarish uchun vazifa
M. Mamadazimov. ‘’ Astronomiya ‘’ 11-sinf darsligi 48-bet 22-mavzu.
Optic teleskoplar mavzusini o’rganib kelish.
Astronomlarning eng muhim kuzatish quroli teleskoplardir. Teleskoplar
osmon jismlarining ko’rinma burchklarini kattalashtirib hamda ularni bir
necha marta kattalashtirib ko’rsatadi. Shuning uchun ham teleskoplar
yordamida osmonga qaralganda,
Yerga yaqin joylashgan osmon
jismlarining (Quyosh, planetalar va Oyning) sirtida ko’z ilg’amaydigan
detallarini va xiraligi tufayli ko’zga ko’rinmaydigan ko’plab yulduzlarni ko’rish
mumkun bo’ladi.
Teleskoplarning asosiy qismi obyektiv deb atalib, u qavariq shaffof linza yoki
botiq sferik ko’zgudan yasaladi. Obyektiv kuzatilayotgan osmon jismidan
kelayotgan nurni yig’ib, mazkur jismning tasvirini yasaydi. Osmon jismining
obyektiv tomonidan hosil qilingan tasviri ocular deb ataladigan linza orqali
kuzatiladi.
Hozirgi
zamon
teleskoplarida
obyektiv
yasagan
fotoplastinkalardan tuzilgan bo’lsa bunday teleskop refraktor deyiladi.
31
tasvir
Xulosa
Mening fikrimcha, optik teleskoplar haqida har bir o’quvchi ma’lumotga
ega bo’lishi kerak. Chunki
optik teleskoplar astrofizika kursining asosiy
o’rganiladigan astrofizik asboblaridandir.
Astrofizika kursini o'qitishdan
maqsad - talabalarda, bo'lajak fizikaastronomiya 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'lyo'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
o'rgatishdan iborat.
32
metodik
jihatdan
tayyorlashga
Foydalanilgan 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. Nuritdinov S.N. "Somon yo’li" T. FAN 1989 y.
5. Mursalimova G., Raximov A. "Umumiy astronomiya" T.O’qituvchi, 1976 y.
6.
B.F.Izbosarov,
ma`lumotnoma».
O.R.Ochilov,
I.R.Kamolov.
«Astronomiyadan
2009 y
7. M. Mamadazimov. ‘’ Astronomiya ‘’ 11-sinf darsligi, Toshkent, 2018 y
Elektron ta’lim resurslari
1. www.astronet.ru,
2. www.ziyonet.uz
3. www.pedagog.uz
33
34