Mamadmusa mamadazimov

102

S h u   aso sda  b a rc h a   y u ld u z la rn in g   (ju m lad an ,  b o sh q a   osm on 
jismlarining  ham)  yoritilganliklari...-3m,-2 m, - l ra’,  0m,+ l ra,+2ra,+3ra,+4ra,.. 
m axraji  2,512  ga  teng  geometrik  progressiya  bilan  kam ayib  boruvchi 
qatorni  tashkil  etadi.
Shunday  qilib,  ixtiyoriy  yoritgichning  yulduz  kattaligi  deb  uning 
yoritilganligidan  2,512  asosga  ko‘ra  olingan  manfiy  ishorali  logarifmga 
aytiladi. Bundan k o ‘rinadiki, E ; va E2 yoritilganliklarni beruvchi yulduzlar 
(yoki  boshqa  osmon  obyektlari)  yulduz  kattaliklarining  farqi  m - m 2
E
щ   —m 2  — —
 lo g 25l2 
E t
  — ( — lo g 2 5l2 
E 2) —
  — lo g 2 5l2  —-
Ei
yoki 
| -  = 2 , 5 1 2 - « - )
ifodadan  topiladi,  o'nli  logarifmga  o'tkazilganda  esa:
E 
E
lg—L = - ( ,”i - w 2)lg2,512 
yoki 
0,4(w ,- m 2) = lg —
E, 
E
2
bu  o ‘rinda
о  < E >
= - 2 , 5 —-
E
2
Ushbu  ifoda  Pogson formulasi  deb  yuritiladi.
Y ulduz  kattaliklarining  nol-punkti  (m  =  0)  shartli  ravishda  qabul 
qilinib, Yer ustida  2 ,7 8 -1 0 -6lyu ks yoritilganlik (bunday yoritilganlikni 
600  m  masofada joylashtirilgan 
1
  xalqaro  sham  birligida  nurlanayotgan 
m anba  bera  oladi)  olingan.  Boshqacha  aytganda,  0m kattalikdagi  yulduz 
spektrining  barcha uchastkasida  erishilgan  yorug'lik  oqimi  taxminan 
1 0 6 
kVt/sm2-s  ga  teng  bo'ladi.
O byekt  nurlanadigan  spektrining  barcha  qismidagi  to ‘la  nurlanish 
energiyasiga  asoslanib  aniqlangan  yulduz  kattaligi  balometrik  yulduz 
kattaligi  deyiladi.  A gar  yulduz  kattaligi  yorug'lik  oqim ining  vizual, 
fotografik  va  fotoelektrik  o'lcham lari  asosida  aniqlansa,  ularga  mos 
rav ish d a,  yulduz  k a tta lik la rin i  an iq lash n in g   vizual,  fo to g rafik   va 
fotoelektrik  sistemalari  deb  yuritiladi.
Kolorometriya  asoslari.  Yulduzlar haqida  to ‘la  m a’lumot olish  uchun 
ularning spektrlarida energiyaning taqsimlanish xususiyatini bilish kerak.
103

Biroq  bunday  m a’lumotni  spektrofotometrik  yo‘l  bilan  faqat  b ir  guruh 
yorug* yulduzlar uchungina q o ig a  kiritish mumkin. Xira yulduzlar uchun 
asosiy  inform atsiya  m anbai  ularning  yulduz  kattaliklarini  aniqlashga 
imkon  beruvchi  y oru g iik   oqimlaridir.  Bunday  yulduzlar  spektrlarining 
turli qismlariga tegishli y orugiik oqimini svetofiltrlar yordamida o ich ab , 
ularning spektrlarida energiyaning taqsimlanishi  haqida m aiu m otga  ega 
b o iis h   m um kin.  B unday  usulga  asoslanib,  yulduz  k attalik larin in g  
qiymati turli sistemalar uchun belgilanadi. Yulduzlarning oddiy k o ‘z bilan 
yoxud  vizual  fo tom etrlar  yordam ida  aniqlangan  yulduz  k a ttalik lari 
ularning  vizual kattaliklari (m  yoki  m„  )  deyiladi.
Sensibilizatsiya qilinmagan fotografik emulsiyaga tushirilgan  yulduzlar 
tasvirining  fotom etrik  o ic h a sh   asosida  aniqlangan  yulduz  kattaliklari 
fotografik yulduz kattaliklari (mp  ) deyiladi.  Maxsus sariq filtr yordam ida 
o rto x ro m atik   (sezgirligi  6500 
X° 
gacha  o rttirilgan)  fo to p lastin k ag a 
tushirilgan  yulduzlar tasvirining fotometrik yo‘l  bilan aniqlangan yulduz 
kattaliklari -  fotovizual yulduz kattaliklari ( %  ) deyiladi. Sensibilizatsiya 
qilingan  fotom aterialning  sariq  filtr  orqali  tushirilgan  nurga  sezgirligi 
k o ‘zning  spektral  sezgirligiga  yaqin  b o ig an id an   yulduzning  fotovizual 
kattaligi,  vizual  yulduz  kattaligiga juda  yaqin  b o iad i.
Ayni  paytda  yulduz  spektrining  m a iu m   uchastkalaridagi  nurlanish 
oqim ini,  m axsus  ta n la n g a n   sv eto filtrlarni  q o ila b ,  fo to g rafik   yoki 
fotoelektrik  fotom etriya  asosida  o ic h a sh   orqali  aniqlangan  xalqaro 
yulduz  kattaliklarining  U,  В,  V sistemasi  keng  qoilaniladi.
Savol va  topshiriqlar
1. Astrofizikaning predmeti, uning maqsad va vazifalari haqida
so‘zlab bering.
2. Qanday astrofizik metodlarni bilasiz?
3. Keng toiqinli astronomiya deganda nimani tushunasiz?
4. Yer atmosferasi qanday nurlar uchun shafTof hisoblanadi?
5. Astrofotometriya nimani o'rganadi?
6
.  Y o ritg ich larn in g   k o 'rin m a   yulduz  k attalik lari  va
yoritilganliklari orasida qanday bogianish bor?
7. Pogson formulasini yozing.
104

4-§.  Absolyut  qora  jismning  nurlanishi.  Nurlanish  qonunlari
M a ’lum ki,  h a r  qanday  qizdirilgan  jism   elektrom agnit  nurlanish 
m anb ai  b o iib ,  o ‘zidan  nur  chiqaradi.  Issiqlik  nurlanishi  deyiluvchi 
bunday  nurlanishning  chastotasi,  jism ning  temperaturasi  ortishi  bilan 
ortib borib, taxminan  1000°K ga qadar jism infraqizil va radiodiapazonda, 
so‘ngra  unga  k o ‘zga  ko'rinadigan  diapazondagi  (qizil  rangli  nurdan- 
binafsha  ranggacha)  nurlanish,  qizdirish  yana  davom  ettirilganda  esa, 
ultrabinafsha va yanada qisqa diapazonga tegishli  nurlanishlar qo‘shiladi.
M a’lum  tem peraturagacha  qizdirilgan  jism,  odatda,  uning  rangini 
belgilovchi  aniq  diapazonda  kuchli  nurlanadi.  Masalan,  2000°K  gacha 
cho‘g‘lantirilgan jism qizil  diapazonda,  6000°K gacha qizdirilgan jism sariq 
diapazonda kuchli nurlanadi va hokazo. Biroq shuni aytish kerakki, m a’lum 
temperaturagacha  qizdirilib  cho‘g‘lantirilgan jism  spektrida  energiyaning 
taqsimlanishi, umumiy holda faqat uning temperaturasigagina bog‘liq emas, 
balki  kimyoviy  tarkibi  va  fizik  holatiga  ham  bogiiq  boiadi.
Issiqlik nurlanishi qonunlari faqat termodinamik muvozanatdagi jism 
uchun   sodda  k o 'rin ish g a  ega  b o ii b ,  uning  nurlanishi  (m uvozanat 
nurlanish)  temperatura  orqali  aniqlanishi  mumkin.
N urlanayotgan  jism  term odinam ik  m uvozanatda  b o iish i  uchun  u 
tashqi  muhit  bilan  issiqlik  o'tkazm aydigan  ideal  devor  bilan  o ‘ralishi 
lozim.  F aqat  shundagina  bu  jism ni  chegaralovchi  ham m a  qismlarida 
te m p e ra tu ra   b ir  xil  qiym atga  erish ib ,  issiqlik  m u v o z an ati,  y a ’ni 
termodinamik  muvozanat  ro ‘y  beradi.
Termodinamik  muvozanatdagi jism  absolyut  qora jism   deyilib,  uning 
nurlanish xususiyati,  Plankning  ushbu formulasi  yordamida  hisoblanadi:
. j , _   2
x h c 1
 
1
 
j ,
£xd X -
 
js  ‘  _*c_ 
е лмт
bu  o'rinda  £ xd X   jismning 
1
  -sm 2 yuzasidan hamma tomonga spektrning 
X,  X + dX
  intervalida  nurlanayotgan  yo ru g iik   oqimini  xarakterlaydi  va 
erg/sm3s
 da  oichanadi.
Termodinamik muvozanatdagi jism uchun hamma sirtning ravshanligi 
В
  ushbu  yo‘nalishda  bir  xil  b o iib ,
J n _ 2he1 
1
~ 
2
s 
Jo-
 
ifodadan  topiladi.
e m   _ x
105

T=6000° uchun Plank egriligi
- b  y e r atmosferasidan  tashqarida 
quyoshning nurlanishi
dengiz sathida quyoshning 
c  nurlanishi
3 X,  (mk)
53-rasm.  Absolyut  qora jism  nurlanish  spektrida  energiyaning 
to‘lqin  uzunligi  b o‘yicha  taqsimlanish  grafigi
A bsolyut  qora  jism ning  spektrida  energiyaning  Plank  form ulasida 
b o 'y su n g an   taqsim lanishi  (plank  egriliklari),  tem p eratu ran in g   turli 
qiym atlarida  turlicha  bo‘ladi  (53-rasm).
Plank  egriliklarida  energiyaning  maksimumiga  to ‘g‘ri  kelgan  to ‘lqin 
uzunligi  jismning  absolyut  temperaturasi  bilan
0,290 sm ■ grad
k o ‘rin ish d a   b o g 'la n ib ,  u  Vinning  siljish  qonuni  deb  y u ritila d i.  Bu 
qonunga  k o ‘ra,  absolyut qora jismning  temperaturasining  ortishi  bilan 
b u jism   nurlanishining maksimumi spektrning qisqa to ‘lqinli  tomoniga 
siljiydi.
Absolyut qora jismning nurlanish quvvati ham uning temperaturasiga 
bog‘liq  bo‘lib,  bu  bog‘lanish  Stefan-Boltsman  qonuni deyiladi.
Bu qonunga k o ‘ra absolyut qora jismning har kvadrat santimetr yuzasi
1 
sekundda  ham m a  y o 'n alish la r  b o ‘ylab,  barcha  to ‘lqin  uzunligida 
quyidagi  formula  bilan  hisoblanadigan  energiyani  beradi:
s  =  ( j T 4
bu  o 'r in d a   сг = 6,67-10_8 j / m 2 - s - K 4  -   S tefa n -B o ltsm a n   doim iysi 
deyiladi.
106

P lank  egriligining  maksimumidan  qisqa  to'lqin  tomonga  nurlanish
he
 
. . .
qobiliyati  — ~  » 1  b o ‘lganidan Plank formulasi quyidagicha ko‘rinishni 
ak
T
oladi:
2  
nhc2 
~
Е х = ~ Л Г ' е
bu   ifoda  Vin formulasi deb  yuritiladi.
U zun  to ‘lqin  to m on da  esa  to 'lq in   uzunligining  k attalig i  tufayli
—  
he
e UT
  »
1
+ ——  b o ‘lib ,  P la n k   fo rm u la si  R eley-Jin s  fo rm u lasi  deb 
Ш  
}
yuritiluvchi  ushbu  ifodaga  aylanadi:
e ^ ^ - k T
x 
A
B in obirin,  uzu n  to ‘lq in li  d ia p a z o n d a   ab so ly u t  q ora  jism n in g  
nurlanishi  temperatura  bilan  chiziqli  bog'lanishda  bo'ladi.
5-§.  Spektral  analiz  asoslari.  Astrofizik  obyektlarning  spektrlari 
va  ularda  kuzatiladigan  chiziqlar
Astrofizik  metodlar  ichida  spektral  analiz,  osmon  jismlarining  fizik 
tab iatin i  tadqiq  qilish  borasida  alohida  aham iyat  kasb  etadi. 
0
‘tgan 
asrning o ‘rtalarida, yulduz va sayyoralarning fizik tabiatini spektral metod 
y o rd a m id a   o ‘rg an ish n i  ita liy a lik   a s tro n o m   Sekki  b o sh lab   berdi. 
A stronom iyada  yangi  bu  m etodning  q o ‘llanishi  osmon  jism larining 
temperaturasini,  kimyoviy  tarkibini,  magnit  maydoni  kuchlanganligini, 
h arak at  tezligini,  masofasini  va  boshqa  talay  yoritgichga  tegishli  fizik 
p a ra m e trla rn i  an iqlash ga  im kon  berib,  k a tta   y u tu q larn in g   q o ‘lga 
kiritilishiga  sabab  bo‘ldi.
N urlanayotgan  jismning  holatiga  va  qanday  sharoitda  turganligiga 
ko‘ra   uning  spektri  asosan  uch  turli  b o iish i  mumkin: 
1
)  tutash  spektri;
2)  chiziqli  nurlanish  (emission)  spektri;  3)  yutilish  spektri.
Kimyoviy  tarkibiga  bog‘liq  bo 'lm ag an   holda  cho‘g‘langan  qattiq, 
suyuq  holatdagi jismlar  ham da  k atta  bosim  va  yuqori  temperaturadagi 
ionlashgan gaz tutash spektrni  beradi.  Bunday hollarda nurlanish barcha
107

to iq in   uzunligida  kuzatilib,  har  bir  to ‘lqin  uzunligiga  mos  nurlanish 
yasagan spektrograf tirqishining uzluksiz tasviri bir-biriga tutashib, tutash 
spektmi  beradi.
Gaz  holatdagi  cho‘g‘langan  modda  ayrim  to iq in   uzunliklaridagina 
nurlanib, bu nurlar prizmadan o ‘tishda turli burchak ostida sinadi va natijada 
kamera  linzasidan  o'tgach,  turli  ranglarda  tirqishning  alohida-alohida  zich 
tasvirlarini  yasaydi.  Qora  fonda  birgina yorug*  chiziqlardan  tashkil  topgan 
bunday  spektr,  chiziqli  nurlanish yoki  emission  spektr  deyiladi.
Spektrdagi  chiziqlarning  to iq in   uzunliklariga  k o 'ra,  u larn i  qaysi 
atom ga  tegishli  ekanligini  belgilash  mumkin.  Spektrning  k o ‘rinadigan 
qismida  vodorod  atomining  talay  chiziqlarini  (Balmer  seriyasiga  tegishli 
H a -A.  6562A0,  Hp-X.  4861 A°,  H y -X  4340A0, 
4102A0),  n atriy
b u g ining  spektrida esa, natriyning qo‘shni ikki sariq chizigini (A.=5890A° 
va  A.=5896A°)  h am d a  tem ir  b u g in in g   sp ek trid a  yuzlab  tem irn in g  
chiziqlarini  ko'rish  mumkin.
Agar  tutash  spektri  beradigan  y o ru g iik   manbaining  y o iig a   sovuq 
b ug
4
  yoki  gaz  m odda  kiritilsa,  yutilish  spektri  hosil  b o iib ,  b u g
1
  yoki 
gazni  tashkil  etgan  atom lar,  gaz  nurlangan  holatida  qan d ay   to iq in  
uzunliklarida  nurlansa,  aynan  shunday  to iq in   uzunliklaridagi  nurlarni 
yutib, tutash spektrining fonida yutilish chiziqlarini hosil qiladi.  Masalan, 
cho‘g‘langan  natriy  bug‘i,  yuqorida  eslatilgan  X.=5890A°  va  A.=5896A° 
to iq in   uzunliklarida  nurlansa,  tutash  spektri  m anbai  yoiiga  kiritilgan 
natriyning  bug‘i  xuddi  shunday  to iq in   uzunliklariga  tegishli  nurlarni 
yutib,  tutash  spektrining  bu  chiziqlar  to iq in   uzunliklariga  m os  kelgan 
joyida  ikki  q o ‘shni  qora  chiziqni  hosil  qiladi.
Nurlanish va yutilish  spektrlari  tasmali  (polosali)  boiishi ham mumkin. 
Xususan,  molekulyar birikmalaming spektri qator keng tasmalardan iborat 
b o iib ,  bunday  tasmalar,  o ‘z  navbatida,  bir-biriga juda  yaqin joylashgan 
spektral chiziqlardan tashkil topadi. Agar bunday molekulyar birikmalardan 
tashkil  topgan  gaz  yuqori  temperaturali  va cho'giangan  holatda  boisa,  u 
mazkur toiqin uzunliklari intervalidagi nurlanish tasmalarini, aksincha, agar 
tutash  spektri  manbai  y o iig a   gaz  buluti  kiritilgan  b o isa,  o ‘sha  to iq in  
uzunliklari  intervalidagi  yutilish  tasmalarini  beradi.
Quyosh  va  yu lduzlarning  spektri  yutilish  spektri  b o ii b ,  yutilish 
chiziqlari,  tu ta sh   sp ek trin i  beruvchi  u larn in g   ichki  q a tla m la rid a n  
chiqayotgan nurlanish y o iid ag i atmosferaning tashqi qatlami tom onidan 
hosil  qilinadi.  Shuning  uchun  ham  Quyosh  va  yulduzlar  spektrlarining
108

analizi  ularning  atmosfera  qatlam larining  kimyoviy  tarkibi  va  fizik 
tabiatiga  doir  m a’lumotlarni  o'zida  yaxshi  aks  qiladi.
Shuni unutmaslik kerakki,  osmon  yoritgichlaridan kelayotgan  nurlar, 
Yer  atmosferasining qatlamlaridan ham   o'tad i va shu bois  spektrda  Yer 
atmosferasi  atom   va  molekulyar  birikmalariga  tegishli  yutilish  chiziqlari 
p a y d o   b o i a d i .   O sm on  jism la ri  sp e k trid a   k u z a tila d ig a n   Yer 
atmosferasining  chiziqlari  telluriy  chiziqlari  deyilib,  spektrofotometriya 
paytida  tayanch  chiziqlar  sifatida  ishlatiladi.
M a ’lumki,  sayyoralar  va  ular  yo‘ldoshlarining  ko'rinishi,  Quyosh 
nurLarining ularning sirtidan qaytishi hisobiga b o ia d i va bu nurlar sayyora 
sirtidan  qaytishidan  oldin va keyin  uning atmosferasini kesib  o ‘tadi.  Shu 
bois sayyora va uning yoidoshlari spektrida Quyosh spektriga qo'shimcha 
uning  (yoki  yoidoshining)  atmosferasiga  tegishli  yutilish  chiziqlari  ham 
h o sil  b o i a d i .  Bu  yutilish  c h iz iq la rin in g   a n a liz i  b izg a  say y o ra 
atmosferasining  kimyoviy  tarkibi,  bosimi,  temperaturasi va  boshqa  fizik 
xarakteristikalari  haqida  m a iu m o t  beradi.
6-§.  Astrofizik  jarayonlarning  nuriy  tezliklarini  aniqlash.
Doppler  effekti
Spektral  analiz  bergan  eng  k a tta   yu tu q lardan   biri  -   harak atd ag i 
y o ritg ic h la rn in g   yoki  u la r  q is m la rin in g ,  ju m la d a n   Q u y o sh ,  Oy, 
tu m a n lik la r  uchun  nuriy  tezlik larin i  o ic h a s h g a   im kon  berishidir. 
Y o ritg ich n in g   nuriy  tezlig i  d eg an d a  y o ritg ich n in g   h a r a k a t  tezligi 
v ek to rin in g   q arash   chizig'i  b o 'y ic h a   tash k il  etuvchisi  tu sh u nilad i. 
H a ra k a td a g i  m a n b an in g   n u riy   te z lig in i  o ic h a s h   u su li,  D o p p le r 
tom onidan  1847-yilda  aniqlangan  b o iib ,  unga  k o 'ra   nurlanayotgan 
manbaning  qarash  chizigi  bo'yicha  tezligi,  manba  spektridagi  spektral 
chiziqlarning siljish kattaligi yordamida topiladi. Agar spektral chiziqning
siljish kattaligi AX= ^  -A
0
 b o isa (bu yerda 
m a iu m  spektral chiziqning
haqiqiy  to iq in   uzunligi,  X^~  aynan  shu  chiziqning  m anbaning  harakati
tufayli o ‘zgargan to iq in  uzunligi),u holda  manbaning nuriy tezligi ushbu 
form uladan  topiladi:
v
 
Л
/1
A A = - - A 0  yoki  ur  ~ ~7~'0
C 
*0
109

ur -  nuriy tezligi, j   =  3  10
8
  m/s -  yorugiik tezligini  ifodalaydi.  Agar ur
-   m anfiy  ishora  bilan  chiqsa,  y a ’ni 
\
  b o is a   (chiziq  spektrning
b in a fs h a   to m o n ig a   siljisa ),  m a n b a  k u zatu v ch ig a  u,  te z lik   bilan
yaqinlashayotgan, aksincha ur musbat ishorali bo‘lsa, ya’ni  Лщ >  X0 bo‘lsa
(ch iziq   sp e k trn in g   qizil  to m o n ig a   siljisa),  m a n b a   k u z a tu v c h id a n  
uzoqlashayotgan  b o ia d i.
Odatda, yoritgichining yoki uning qismlarining tezligi  ur « s  boiganida, 
spektral  chiziqning  siljishi  -   ДА.  ham juda  kichik  b o iad i.  Shuning  uchun 
b u n d a y   siljish ni  v izu al  o ic h a s h   ju d a   m u ra k k a b   b o i i b ,   D o p p le r 
prinsipidan, asosan spektrofotometriya ishga tushgandan so‘ng foydalanish 
imkoni tug‘ildi.  Birinchi b o iib  Dopplerprinsipi  rus olimi A.A.  Belopolskiy 
tom onidan  1900-yili  Pulkovo  observatoriyasida  m uvaffaqiyatli  sinab 
ko‘rildi.  Shu  tufayli  b a ’zan  bu  effekt  astronomiyada,  Doppler-Belopolskiy 
effekti
  deb  ham  yuritiladi.  D oppler  prinsipi  astrofizikada juda  Icatta  rol 
o ‘ynab,  yoritgichlarning  (yoki  ularning  ayrim  qismlarining)  harakatini 
o'rganishdan  tashqari,  nurlanuvchi  osmon jismlarining  o ‘z  o ‘qi  atrofida 
yoki markaziy boshqa bir jism atrofida aylanishlarini ham aniqlashga imkon 
berdi. Xususan, Yerning Quyosh atrofida va o‘z o‘qi atrofida aylanishlarini 
ham   D oppler  prinsipi  asosida  oson  aniqlash  mumkin.  M a iu m k i,  Yer 
Q uyosh  atrofida  o ‘rtach a  30  km/s  tezlik  bilan  harakatlanib,  harakat 
yo‘nalishini  fazoda  o'zgartirib   boradi.  N atijada  m a iu m   v aq td a  uning 
h arak a ti  yo'n algan  ekliptika  tekisligida  yotuvchi  yulduzlar  spektrida 
chiziqlar  binafsha  tom onga  ДА.  kattalikka  siljigan  holda  k o ‘rinib,  uning 
kattaligi  ushbu  ifodadan  topiladi:
А Л   _  
v,
 
3 0 l 0 s s m 
Is
 
) 0 - i
| 2 4  
Я0 
с
 
3  1 0
10 sm
 / 
s
bu  yerdan  АЛ = А0 -10~4  b o ia d i.
Bu  y o ‘n alishga  q a ra m a -q a rsh i  tom ondagi  y u lduzlar  spektridagi 
chiziqlar  esa,  aksincha  qizil  tom onga  shunday  kattalikda  siljigan  holda 
k o ‘rinadi.  Quyoshning  ekvatori  zonasida  uning  aylanishi  tufayli  chiziqli 
tezligi 
2
 km/s b o iib , ekvatori sharqiy va g‘arbiy qismlarining spektrlarida 
chiziqlar  siljishi,  mos  ravishda,  ±0,035A°  kattalikni  beradi.
110

7-§.  M a g n it  m aydonida  k e c h a d ig a n   a stro fiz ik   ja ra y o n la r.
Z e y e m a n   e ffe k ti
M a g n it  m aydonida joylashgan  a to m   tom onidan  nu rlanayotg an   (yoki 
yutilay o tg an) m onoxrom atik n u r hosil qilgan spektral chiziq,  o ‘zaro ju d a  
y a q in  joy lash g an  bir  necha  tashkil  etuvchilarga  parchalanadL   B unday 
effek t  uning  ixtirochisi  nomi  bilan  Zeem an  effekti  deb  yuritiladi.
A g a r  m agn it  m aydonning  k u c h   chiziqlari  q arash   ch izig ‘i  b o 'y ich a 
y o ‘tialg an   b o is a ,  eng  sodda  ho ld a,  spektral  chiziq  ikkiga  parchalanadi 
(dublet) va  har  bir tashkil  etuvchisi  bir-biriga  qaram a-qarshi  y o ‘nalishda 
a y la n m a  qutblan gan  bo'ladi. B ordiyu, m aydonning kuch chiziqlari qarash 
c h iz ig ‘iga  tik  y o ‘nalsa,  u  holda  spek tral  chiziq  uchta  tashkil  etuvchiga 
p a rc h a la n ib ,  chiziqli  q u tb la n g a n   b o ‘ladi  va  b u n d a  m ark a ziy   tash k il 
etu v ch i 
7
i  ning  intensivligi,  ikki  c h e k k a   k o m ponen t  ( a +  va  cr)  larning 
intensivligidan  ikki  b arobar  o rtiq   b o ‘ladi  (54-rasm).
S p e k tra l  chiziq n ing  p a rc h a la n g a n   tash k il  e tu v c h ila ri  o r a lig ‘idagi 
m a s o f a   (ДА.  -   t o ‘lq in   u z u n li k la r i   f a r q id a )   m a g n it  m a y d o n i 
kuchlanganligiga  proporsional  b o iib ,  quyidagi  k o'rin ish d a  ifodalanadi:
ДА.  =  4,67  l O '^ H   -A.2;
bu  o ‘rinda  A.  va  ДА.  lar  santim etrda,  H   esa  erstedlarda  ifodalanadi.  f   -  
L a n d e   fak to ri  deyilib,  spektral  chiziqni  hosil  qiluvchi  a to m   energetik 
sa th la m in g   fizik  holatlari  bilan  b o g 'liq   b o ‘ladi.
54-rasm. 
Quyosh  d ogiarid a  Zeeman  effektining  kuzatilishi  (spektrograf tirqishining 
Quyosh  dog'iga  nisbatan joylashishi  o ‘ng  tomonda  qora  chiziq 
bilan  ko'rsatilgan)

8-§.  Yoritgichlarning  temperaturalarini  aniqlash  usullari
Y o ritg ich n in g   tem p eratu rasi,  uning  tab ia tin i  x a ra k te rlo v c h i  fizik 
p a ra m e tr   b o i i b ,   b u n i  a n iq la s h   m u ra k k a b   a s tro fiz ik   m a s a la la r d a n  
hisoblanadi. Sababi birinchidan, astronom lar yoritgichlar tem peraturasini 
b evosita  term o m etr  bilan  o i c h a s h   im k o n iy atid an   m a rh u m lik la rid a n  
b o i s a ,   ik k in c h id a n ,  m a v ju d   m e to d la rn in g   m u ra k k a b lig id a   h a m d a  
ayrim lari  aniqlik  darajasining pastligidadir.  T em peraturani  aniqlashning 
ayrim   m etodlari  bilan  tanisham iz.
1. 
S p e k tra l  chiziqlarning  kengligiga  ko 'ra   tem peraturan i  aniqlash. 
M a i u m k i ,  ix tiy o riy   s p e k tr a l  c h iz iq d a ,  b u n d a y   c h iz iq n i  v u ju d g a  
keltiradigan  atom lam ing  issiqlik  harakati  tufayli  D opplercha  kengayish 
r o ‘y  beradi.  M a iu m   m om en td a,  nurlanuvchi  bunday  a to m la rn in g   bir 
qism i  ta rtib s iz   issiq lik  h a r a k a ti  tu fay li  b iz d a n   tu rli  te z lik la r   b ilan  
uzoqlashayotganda, qariyb shuncha qismi bizga yaqinlashayotgan b o ia d i. 
N a tija d a  55-rasm da tasvirlangan shakldagi sim m etrik kengaygan spektral 
chiziq  vujudga  keladi  va  u  m azk u r  spektral  chiziqning  profili  deyiladi.
M a k sv e ln in g   te z lik la r  ta q s im o t  q o n u n ig a   k o ‘ra ,  q a r a s h   c h iz ig i
b o ‘yicha turli tezliklarga ega b o ig a n  zarrachalarning soni,  b |  n in g  ortishi
bilan  exp — -   I  ga b o g iiq  ravishda kam ayadi. Bunday kam ayish ,  ц   > 
0
b o i g a n d a ,  a to m   n u rla n ish   c h iz ig in in g   qizil  ( t o i q i n   u z u n lig i  k a tta ) 
qanotiga,  v 2 < 0  b o ig a n d a   esa binafsha qanotiga to ‘g ‘ri keladi.  Bu yerda
v"  -  eng k a tta   ehtimoliy  tezlikni ifodalab,  u  quyidagi  ifo d a d a n   topiladi: