Mamadmusa mamadazimov

Dopplercha  kengligi
v   =
2kT
m
(
1
)
Agar plazm a,  q a ra lay o tg a n  spektral 
chiziq  t o i q i n   u z u n lig id a g i  n urlanish 
uchun  tin iq   bo'lsa,  u   h o ld a   b u   chiziq 
p ro filin in g   h a r   b ir  n u q ta s ig a   to'g'ri
kelgan  intensivlik  v 2  ning qiym atlariga
m os  atom larnin g  soniga  p ro p o rsio n al 
b o i i b ,   s p e k tr a l  c h iz iq n in g   p ro fili
112

atom larn in g  tezliklar  taqsim oti  q onunini  qaytaradi.  Binobarin,  spektral 
c h iz iq n in g   c h e g a ra s id a   in te n s iv lik n in g   o 'z g a ris h i  q u y id a g i  ifo d a  
k o ‘rinishini  oladi:
/  = / 0 -exp
\
V.
(2)
T ezliklar taqsim oti qonuniga k o 'ra ,  u2 - o *  b o ig a n  atom larning soni, 
v 2  — 0  zarralarning sonidan e m arta  kam .  Bu atom lar spektral chiziqning
.  
/„
p r o filid a   m a rk a z iy   I 0  in te n s iv lik d a n   e  m a r ta   k a m   ( y a ’ni  1  = ~ )   I
intensivlikka  ega  b o ig a n   n u q tad ag i  nurlanishni  beradi  va  bu  nu qtalar 
orasidagi  m asofaning  yarmi  -   spektral  chiziqning  D oppler  kengligi  AXD 
deb  yuritiladi.  A.
0
+AAD  (yoki  XQ -   AXD)  t o iq i n   uzunligida  nurlanuvchi
a to m la r  eng  k a tta   ehtimoliy  tezlikda  o '  harakatlanganliklaridan:
ДЯЙ  _   i f  
К  
с
(3)
u  holda  (
1
)  k o ‘ra:
b u   yerdan
ДЛ.  = Л л —
 
(4)
m
T =  m c~
2 k
(5),
A>
K u z a tis h la r   y o rd a m id a   s p e k tra l  c h iz iq n in g   d o p p le rc h a   kengligi 
aniqlangach, nurlanuvchi ato m lar faq a t issiqlik harak atid a ishtirok qiladi 
deb q a ra b , (5) form ula yordam ida chiziqli spektr berayotgan yoritgichning 
k in e tik  temperaturasini aniqlash m um kin.  Biroq aslida spektral chiziqning 
proflli 55-rasm da  keltirilganidan  farq  qilib,  aksincha  m u rak k ab  tus oladi 
va  yoritgich  tem peraturasini  aniqlashni  m urakkablashtiradi.
2 . 
A b s o ly u t  qora  jis m   q o n u n iy a tla r i  a so sid a   y o r itg ic h la r n in g  
tem p e ra tu ra sin i  aniqlash.  G a rc h i  a b s o ly u t  q o ra   jis m   q o n u n iy a tla ri 
yoritgichlarning  tem peraturasini  aniqlashning  bir  necha  xil  m etodlarini
113

56-rasm.  Quyosh  spektrida  energiyaning  taqsimlanishi  (to‘q  chiziq)
bersa-da,  aslida  yoritgichlarning  sp ek trid a  energiyaning  taqsim lanishi 
p lan k   eg rilig id an   farq   qilg an lig i  tufayli  an iqlangan   te m p e ra tu ra n in g  
qiym atlari  k a tta   xatolikka  ega  b o ia d i.  Y ulduzlar  atm osferasining  faqat 
q a tla m la r id a g in a   te r m o d in a m ik   m u v o z a n a t  r o ‘y  b e rib ,  e s la tilg a n  
q o n u n larni m uvaffaqiyat bilan q o ila s h  m umkin. Biroq bunday nurlanish, 
y u ld u z   a tm o s f e r a s i  ta s h q i  q a tl a m i   b ila n   k u c h li  y u t il a d i   v a   biz 
te rm o d in a m ik   m u v o z a n a td a n   k esk in   farqlanuvchi  tash q i  q a tla m n in g  
n u r la n is h in i  q a y d   q ila m iz .  S h u   b o is  b u n d a y   n u r la n is h   s p e k tr id a  
energiyaning taqsim oti, plank  egriligidan keskin farq qilib tem peraturani 
aniq  belgilashga  im kon  berm aydi.  Shunga  qaram ay,  har  d o im   m a ’lum 
yulduz  spektrida  energiyaning  taqsim lanish  egriligiga  o 'x sh a sh   shunday 
p la n k   e g rilig in i  ta n la s h   m u m k in k i,  n a tija d a   ta n la n g a n   b u   y u ld u z  
n u rla n ish ig a   m a i u m   s h a rtla r  y o rd a m id a   P lan k ,  S te fa n -B o ltsm a n   va 
V inning  q o n u n larin i  q o ila s h n in g   im koni  tu g ila d i.
56 -rasm d a  tu rli  te m p e ra tu ra d a g i  term od inam ik  m u v o z a n a tg a   ega 
jism larning  P lan k   egriliklari  bilan   birga  kuzatishlardan  olingan  Quyosh 
m arkaziga tegishli spektrda energiya taqsim lanishi egriligi (to ‘q  chiziqda) 
ham  keltirilgan.  A gar bu egrilik uchun Vinning siljish qonunini q o ila s a k , 
^max  ~  4300  A°  b o ig an id a n :
T   -   __________________________
eff 
\  5,67 • 10
~5
 erg / sm2 ■
 sek ■
 grad
=
5 7 7 0
" К
114

Dem ak,  yoritgichning  effektiv  temperaturasi deb  shunday  absolyut  qora 
jism  temperaturasiga  aytiladiki,  uning  har 
1
  sm
2
  yuzasi  chiqaradigan  to ‘la 
energiyasi mazkur jismning 
1
  sm
2
  yuzasi chiqaradigan  to ‘la energiyaga teng 
bo‘ladi.  Shuningdek,  plank  egriliklari  yoritgichlam ing  ravshanlik  va  rang 
tem peraturalarini  an iqlash g a  ham   im kon  b erad i.  Y o ritg ich n in g   rang 
temperaturasi deb shunday absolyut qora jismning temperaturasiga aytiladiki, 
m a i u m   to iq i n   uzunligida  uning  h a r  k v a d ra t  santim etri  chiqaradigan 
nurlanish  energiyasi  m azkur yoritgichning har kvadrat  santimetridan  o'sha 
to iq in   uzunligida  nurlanadigan  energiyasiga  teng  b o iad i.
3. 
Y u ld u z la rn in g   tu rli  s is te m a la rd a   o lin g a n   y u ld u z   k a tta lik la r i 
yulduzlarning tem peraturasini aniqlashda m uvaffaqiyat bilan qo ilan ilad i. 
G a p   sh u n d aki,  P lan k  q o n u ni  y uld u zlar  n u rlan ish i  uch u n   u n cha  m os 
kelm aydi,  shuning uchun  ham   yulduzlarning  tem peraturasini  aniqlashda 
V in n in g   q o n u n i  a n iq   n a tija   b e ra   olm aydi.  Y u ld u z la rn in g   rang i  esa, 
ularning  tem peraturasi  bilan  bevosita  b o g ia n ish d a   b o iib ,  rang deganda 
nurlanishning  m aksim um ga  to ‘g ‘ri  kelgan  t o iq i n   uzunligi  emas,  balki 
yulduz rangining rang ко ‘rsatkichi deb ataluvchi obyektiv xarakteristikasi 
tushuniladi.  R ang  k o ‘rsatgichi,  haqidagi  m a ’lum otni  yulduz  spektrining 
turli  qism laridagi nurlanish energiyasini  solishtirish orqali olish m um kin. 
O d a td a ,  ran g   k o ‘rsatgichi  qilib   y u ld u zn in g   fo to g ra fik   va  fo to vizu al 
yulduz  kattaliklarining  farqi:
olinadi.  U,  В,  V  sistemada esa,  asosiy rang k o'rsatgichi sifatida  C l = B - V  
va ultrabinafsha rang k o ‘rsatgichlari sifatida esa ushbu C l = U -B  ifodadan 
foydalaniladi.
Y u ld u z la rn in g   ran g   k o 'rsa tg ic h i  va  y u ld u zn in g   t o i a   n u rlan ish in i 
xarakterlaydigan  effektiv  temperaturasi  orasidagi  b o g ia n is h   belgilanib, 
so‘n g ra   shu asosda yulduzlarning bunday  tem peraturasini  oson  aniqlash 
m um kin .  R an g   k o ‘rsatgichi  uch u n  n o l-p u n k t  q a b u l  qilingan  b o iib ,  u 
s h a rtli  ra v is h d a   AO  sp e k tra l  sin fd a g i  y u ld u z la r  u c h u n   aso siy   ra n g  
k o 'rsatgich i  ( B -V )   nulga  teng  deb  olingan.  Spektral  sinflari  A  sinfdan 
o ld in   tu ra d ig a n   q a y n o q   y u ld u z la r  u c h u n   u  m a n fiy   is h o ra li,  key in 
tu rad igan lari  uchun  esa  m usbat  ishorali  b o ia d i.
Q u y o sh   m arkazining  spektri,  n u rlan ish   energiyasi  egriligining  turli 
tem p e ra tu ra g a   m os  plank  egriliklarini  kesib  o 'tis h id a n   k o 'rin ish ic h a ,
115

Q uyoshning  ravshanlik  tem peraturasi  turli  to ‘lqin  uzunligida  turlicha 
b o ia d i  (55-rasm da  A,max  dan  chap  tom onga  e ’tibor  qiling).
Y oritgichning  ravshanlik  temperaturalarini  aniqlash  ancha  m u ra k k a b  
jarayon  b o iib ,  nurlanishning  m a iu m   to iq in   uzunligidagi  intensivligini 
absolyut  birliklarda  ifodalashga  to ‘g ‘ri  keladi.  Lekin  optik  diapazo nd a 
s ir tq i- b e v o s ita   k o 'r i b   b o im a y d ig a n   b a ’zi  s a y y o ra la r   y o k i  a y rim  
radioobyektlarni radiodiapazonda ravshanlik tem peraturalarini o ic h a s h , 
y a ’ni  u larn in g   sirt  tem p eratu rasin i  taxm iniy  belgilash  u c h u n   bu  usul 
birdan-bir  qulay  usul  hisoblanadi.
Absolyut  qo ra jism   sirtining  ayrim   uchastkasida  energiyaning  nisbiy 
taqsim lanishi,  yoritgichning  shunday  uchastkasidagi  energiyaning  nisbiy 
taqsim lanishi  kabi  b o is a ,  u holda  absolyut qora jism ning  tem peraturasi 
m azkur yoritgichning  rang  temperaturasi  deyiladi.
Q uyosh  sp ek trin in g   5000-6000A"  uchastkasida  energiyaning  nisbiy 
ta q s im la n is h i  7 00 0 °K   li  p la n k   e g rilig in in g   sh u   u c h a s tk a s id a g i 
ta q sim la n ish ig a   m oslig id an   (56-rasm ga  q a ra n g ),  bu  u c h a s tk a   u ch u n  
Quyoshning  ran g   tem peraturasi  7000°  deb  olinadi.
X ulosa  qilib  aytganda,  turli  m iq do rlar  asosida  a n iq lan g an   Q uyosh 
tem peraturasining turlicha chiqishi, uning atm osferasini turli qatlam lariga 
te m p e ra tu ra n in g   tu rli  q iy m a tla ri  m os  kelishini  h a m d a   u n in g   tash q i 
qatlam lari nurlanishi  absolyut qo ra jism  nurlanishidan farq qilib,  Plank, 
Stefan-B oltsm an va Vinning qonunlari,  tem peraturani taxm iniy  aniqlash 
uchun  im kon  berishini  m a iu m   qiladi.
Savol  va  topshiriqlar
1.  Absolyut  qora jismning nurlanish qonunlari haqida  nim alar 
bilasiz?
2. Plank formulasi, Stefan-Boltsman qonuni va Vinning qonun- 
larini  yozing.
3.  Spektral analiz yoritgichlarning fizik  parametrlaridan  qaysi- 
larini aniqlashga imkon beradi?
4.  Doppler prinsipi orqali yoritgichlarning nuriy tezligi  qanday 
topiladi?
5.  Zeeman  effekti  yordamida  yoritichlarga  tegishli  qaysi  fizik 
param etr aniqlanadi?
6
. Yoritgichlarning spektrida energiyaning taqsimlanishiga ko'ra 
ularning temperaturasi qanday topiladi?
116

9-§.  A stro fizik   in stru m e n tla r.
T e lesk o p lar  va  u larn in g   v azifalari
Teleskoplar  -   astrofizik  tadqiqotlar  qilishda  astronomlarning  asosiy 
quroli b o iib  xizmat qiladi.  Birinchi teleskop  1609-yili italyan olimi Galiley 
tom onidan  ishga  tushirilib,  olim  o ‘z  instrumenti  yordamida  birdaniga 
bir  n ech ta   k a sh fiy o t  q ild i.  X u su sa n   u  O ynin g  relyefi  Y ernikiga 
o ‘xshashligi,  Yupiter  atrofidagi  4  yoidoshining  mavjudligi,  Veneraning 
fazalari, Quyoshning dog‘i va Som on y o iin i yulduzlar tashkil qilganligini 
aniqladi.  Bu  kashfiyotlar  teleskopning  osm on  jism larining  tabiatini 
o'rg a n ish d a   juda  katta  im k on iya tlari  m avjud ligin i  m a iu m   qilib, 
astronomiyada  yangi  davrning  ochilishidan  darak  berdi.  Teleskopning 
ixtiro  qilinishi astrofizikada muhim voqea  b o iib ,  u  olam tuzilishi haqida 
ilm iy  dunyoqarashning  shakllanishida  katta  rol  o ‘ynadi.
Teleskoplarning  im koniyatlari  juda  katta  b o iib ,  quyidagi  asosiy 
vazifalarni  bajara  olishi  mumkinligini  k o‘rsatdi:
1)  yoritgichdan  kelayotgan  nurlanishni  qayd  qilish  (ko‘z,  fotografik 
plastinka, fotoelektrik qayd qilgich, spektrograf va hokazolar yordamida);
2 )  obyektivning  fokal  tekisligida  kuzatilayotgan  yoritgichning  yoki 
boshqa  osmon  obyektlarining  tasvirini  qayd  qilish;
3)  qurollanmagan  ko‘z  bilan  qaralganda  ajratib  ko‘rib  bo‘lmaydigan, 
o ‘zaro juda kichik yoy masofada joylashgan obyektlarni ajratib ko'rsatish.
Teleskopning  asosiy  qismi  obyektiv  deyilib,  u  qavariq  linzadan  yoki 
botiq sferik  ko'zgudan  yasaladi.  Obyektiv  yoritgichdan  turli  yo‘nalishda 
kelayotgan nurlarni yig‘ib,  fokal tekisligida uning tasvirini yasaydi.  Agar 
nurni  qayd  qilish ko‘z  yordamida  bajariladigan  b o isa ,  u  holda  obyektiv 
tom onidan  yasalgan  tasvirga  qarash  uchun  okulyar  zarur  b oia d i.
57-rasm. 
Refraktor  teleskopida  nurning  yo'li
117

Teleskoplar, obyektivining turiga k o 'ra, ikkiga -  refraktor va reflektorga. 
b o iin a d i.  R e fra k to rd a   obyektiv  sifatid a  qavariq  linza,  reflek to rd a  esa 
botiq sferik ко ‘zgu  ishlatiladi.
5 7 -rasm d a  o d d iy   re fra k to rd a   n u rn in g   y o ‘li  tasv irla n g a n .  B u n d a  
teleskop  obyek tiv i,  yoritgichdan  kelay o tg an   nurni  uning  fo k u si  F   da 
yig‘adi  va  shu  n u q tad a n   bosh  o p tik   o ‘qqa  tik  o ‘tuvchi  tekislikda  (fokal 
te k is lig id a )   y o r itg ic h n in g   ta s v ir in i  y a s a y d i.  Y a s a lg a n   ta s v ir g a  
kattalashtiruvchi linza -  okulyar yordam ida qarab, kuzatilayotgan osm on 
jis m in in g   ( s a y y o r a ,  Oy  y o k i  Q u y o s h )  b u rc h a k   o ‘lc h a m in in g  
kattalashganini va ravshanlashganini k o ‘ramiz. Binobarin, teleskop bizga 
q a ra lay o tg a n   o sm o n  jism ini  ham   ravshan lash tirib,  ham   k a tta la s h tirib  
b e ra y o tg an ig a   g u v o h   b o ia m iz .  Y asalg an   tasvirning  rav sh a n lash ish i,
teleskop  ob y ektiv inin g  d iam etrig a  v a  fokus  m asofasiga  ~  
b o g ‘liq
у
b o i g a n i   h o ld a   u n i  k a tta la s h tir is h i  o b y e k tiv   va  o k u ly a rn in g   fo k u s 
m asofalariga  b o g iiq   b o ‘ladi.  T asvir  fotoplastinkada  yohud  foto elektrik 
y o ‘l  bilan  qayd qilinadigan b o is a ,  okulyar kerak b o im a y ,  fo to p lastin k a 
yoki elektrofotom etrning kiritish diafragm asi bevosita teleskopning fokal 
tekisligida joylashtiriladi.
Birinchi refrak to r rusum li teleskop astronom ik m aqsadlarda G. Galiley 
tom onidan  1610-yilda  ishga  tushirildi.  R efraktorning  obyektividan  nur 
sinib  o ‘tganligi  tufayli  uning  fokal  tekisligida  nuqtali  obyektning  tasviri 
n u q ta  o 'rn ig a ,  rangli konsentrik h alq alar k o ‘rinishida b o ia d i.  Bu hodisa 
xrom atik aberratsiya  deyilib,  turli t o iq i n  uzunlikdagi nurlar u c h u n  linza, 
tu rlic h a   n u r  sin d irish   k o effitsiy en tig a  ega  ekanligidan  s o d ir  b o i a d i . 
B u n d a y   te le s k o p la r d a   x r o m a tik   a b e r r a ts iy a ,  tu rli  n u r  s in d ir is h  
k o ‘rsatgichiga  ega  b o ig a n   ikki  xil  shishadan  tayyorlangan  m axsus  linza 
-  obyokXiv-axromat  yordam ida  m a iu m  darajada kam aytiriladi.  M a ’lum 
n u rn in g   s irtd a n   q a y tis h   q o n u n la ri  u n in g   t o i q i n   u z u n lig ig a   b o g i iq  
b o im a y d i.  S h u n in g   u ch u n   h am   x ro m a tik   a b erratsiy an i  k a m a y tiris h  
m aqsadida linzali  obyektiv  qaytaruvchi  sferik k o ‘zgu bilan  alm ashtirildi. 
Sferik  k o ‘zguli  birinchi  teleskop-reflektor  taniqli  ingliz  fizigi  I.  N yuton 
to m on idan   ishga  tushirildi.
Bu  xildagi  tele sk o p la rn in g   h a m   o ‘ziga  y arash a  kam chiligi  b o i ib , 
y o ritg ic h d a n   sferik  k o ‘zguga  p a ra lle l  tu sh ay o tg an   n u rla r  o d a td a   bir 
n u q ta d a   (obyektiv  fokusida)  y ig ilm a y ,  chaplangan  dog‘cha  shaklidagi
118

tasvirni hosil qiladi. Sferik ko'zgudan q ay tayotgan num ing nuqtaviy tasvir 
h o sil  qilm ay  b u n d ay   buzilishi  sferik  aberratsiya  deb  yuritiladi.  A g ar 
k o ‘zguga  aylanm a  p a ra b o lo id   sirt  berilsa,  u  hold a  sferik  ab erratsiy a 
y o ‘q o lib ,  ta sv ir  n u q ta v iy   k o 'r in is h   o la rd i.  S h u n in g   u c h u n   h o zirg i 
teleskoplarning  obyektivlari  parabo lo id al  fo rm ada  yasaladi.
10-§.  R eflek to rn in g   aso siy   tu rla ri
R e fle k to rla r,  k u z a tis h   m a q s a d la r ig a   k o ‘r a ,  b ir  n e c h a   tu rd a g i 
sis te m a la rd a   ish la tilish i  m u m k in .  B e v o sita   o b y e k tiv in in g   fo k u sid a  
kuzatish  m o'ljallangan  teleskop  -   to'g'ri fokusli reflektor  deyiladi.
O b yektivining  fo k u sid a n   oldin   b o sh   o p tik   o ‘q q a   b u rch a k   o stid a  
q o 'y ilg a n   yassi  k o ‘zgu  y o rd a m id a   fo k u sn i  tru b a d a n   y o n   to m o n g a  
chiqarilgan  teleskop  Nyuton fokusli yo k i sistemali  reflektor  deyiladi  (58- 
rasm ,  1).  Bunday teleskop fokusidan keyin o ‘rnatilgan botiq sferik k o 'zg u  
yordam ida  teleskop  bosh  ko'zgusining  (obyektivining)  m arkaziy  teshigi 
o rq ali  fokusi  tashqariga  chiqarilgan  sistem a  Gregori  sistemali  reflektor 
deyiladi (58-rasm, 2). Va nihoyat, bosh k o 'z g u  fokusidan oldin o ‘rnatilgan 
q av ariq   k o ‘zgu  yordam ida,  sistema  fokusi  obyektiv  m arkazi  teshigidan 
tashqariga chiqarilgan  sistema  Kossegren sistemali  reflektor deyiladi  (58- 
rasm ,  3).  G archi  bunday sistem alarda  n urning  q o ‘shim cha  k o ‘zgulardan 
q a y tis h i  h iso b ig a   a n c h a y in   n u r   y o ‘q o l s a - d a ,  te le s k o p n in g   b a ’zi 
p red m e tla rin i  (k a tta la sh tiris h ,  a jr a ta   o lish   k uchi)  m aq sa d g a   m o slab  
o ‘zgartirilishi  va  q o ‘shim cha  q ayd  qiluvchi  a sb o b la r  biriktirilishining 
qulaylashtirishi  bilan  k atta  aham iyat  kasb  etadi.
A strofizik  tad q iq o tlard a  yoritgichdan  kelayotgan  nu rd an   m aksim al 
foydalanish juda muhim. Biroq refraktorlar linzasining shisha m ateriali num i 
kuchli  yutib,  (ayniqsa,  ultrabinafsha  sohasida)  k o ‘zgu,  fotografik  emulsiya 
yohud  fotoelektrik  qayd  qilgichga  tushayotgan  num i  keskin  chegaralaydi.
58-rasm. 
Teleskopik  sistemalar:
1.  Nyuton sistemasi.  2.  Gregori sistemasi.  3.  Kassegren sistemasi.
119

Shuningdek,  fo to m a te ria lla r  va  fotoelektrik  qayd  qilgich  asb o b larn in g 
sezgirlik  chegarasi  k o ‘znikiga  nisbatan  keng  boig an id an   ularda  xrom atik 
aberratsiyaning  ta ’siri  ham   katta  b o ia d i.  Shu  bois  astrofizik  m aqsaddagi 
kuzatishlarda  refraktorlar  o'rniga  reflektor  keng  qoilaniladi.
A stro m e triy a d a   h o zirg a  q a d a r  h am   re fra k to rla r  qulay  in stru m e n t 
hisoblanadi.  Buning sababi, reflektorlam ing uning aylanish o ‘qlari atrofida 
kichik  burilishlarga  ham  ju d a   sezgirligidadir.  A gar  reflektor  k o ‘zgusiga 
tushayotgan n u r m a iu m  A a  burchakka og‘sa, undan qaytayotgan nu m ing  
yo‘nalishi 2Д a  burchakka og ‘adi va bu, fotoplastinkada obyekt tasvirining 
sezilarli  siljishiga  olib  keladi.  R efraktorda  nurning  bunday  kattalik d ag i 
burchakka  (Да)  beixtiyor  burilishi,  fotoplastinkada  tasvimi  nisbatan ju d a  
kichik  m iq d o rg a g in a   siljishiga  sab ab   b o ia d i.  Bu  esa  asosiy  m aq sa d i 
yoritgichlar  о ‘m ini  an iq   o ic h a sh d a n   ibo rat  b o ig a n   astrom etriya  uchun 
juda  muhim dir.  Shuning  uchun  ham   refraktorlar  astrom etriyaning  asosiy 
instrum entlaridan  hisoblanadi.
K o ‘zguli  teleskop larda  tasvir  bosh  k o ‘zguning  optik  o ‘qi  y aq in id an  
qaytgan  nu rlard a ju d a   tiniq  chiqib,  bosh  optik o ‘qdan  uzoqdan  qaytgan 
nurlard a  buzila boshlaydi (o ‘qdan tashqari aberratsiya tufayli).  Shu bois 
reflektorlar  y o rdam ida  osm onning  taxm inan  5°x5°dan  k atta  m aydonini 
ra sm g a   olish  m a q s a d g a   m u v o fiq   b o im a y d i.  B uning  u c h u n   m ax su s 
k o ‘zguli-linzali  teleskop lardan   foydalanishga  to ‘g ‘ri  keladi.
l l - § .   Ko‘zguli-linzali  teleskoplar
1. 
Sferik  ab erratsiyad an   xoli  teleskoplarni  yasash  ustidagi  izlanishlar 
k o ‘zguli-linzali teleskoplarning yaratilishiga sabab b o id i. B unday turdagi 
birinchi  teleskop  1930-yilda  tak lif qilingan b o iib ,  u Shmidt sistemasi deb 
y u ritila d i.  S h m id t  sistem asi  b o sh   k o ‘zg ud an  va  uning  egrilik   rad iu si 
m arkaziga  o ‘rnatilg an   shisha  p lastinkadan  tashkil  topgan  b o iib ,  shisha 
p lastin k an in g   b ir  to m o n ig a   shunday  egrilik  berilganki,  n a tija d a   uning 
m arkaziy qismi yig'uvchi linza, gardishi esa sochuvchi linza k abi ishlaydi. 
B unday sistem a  tasvirni  sferik aberratsiya,  kom a va astigm atizm dan xoli 
b o i i s h i n i   t a ’m in la s h i  b ila n   m u h im   h is o b la n a d i.  O d a td a ,  b u n d a y  
sistem ada buzilm agan (vinetirovaniyesiz) k atta k o 'rish  m aydoniga erishish 
uchu n  plastin kaning diam etri D ] ni k o ‘zguning diam etri D2 nik idan   kichik
qilinib,  teleskopning  o ic h a m i  —   nisbat  k o ‘rinishida  beriladi.
120

S o b iq   Ittifo q d a   Shm idt  sistem asidagi  birinchi  teleskop  E ng elg ardt 
(Estoniya)  observatoriyasida  1938-yilda  ishga  tushirildi.
2. 
R e fle k to rla rn in g   k o 'z g u li  -   m e n isk li  sistem asi.  U   p u lk o v o lik  
astro n o m   D .D .  M aksutov  to m o nidan   1941-1944-yillarda  k a sh f etilgan 
b o ‘l ib ,  sfe rik   b o s h   k o ‘z g u d a n   v a  u n in g   fo k a l  te k is lig id a n   o ld in  
o ‘rn a tilg a n ,  o p tik   k u ch i  ta x m in a n   n u lg a   teng  b o 'lg a n   sfe rik ilin z a li 
m eniskdan (botiq k o ‘zgudan) tashkil to pgan (59-rasm). Bunday sistem ada 
o p tik  kam chiliklarning barcha turi (sferik va xrom atik aberratsiya, kom a, 
astigm atizm ) yo ‘qotilganligi bilan boshqa sistem alardan afzal hisoblanadi.
M inskli reflektorlar, axrom atik obyektivlarga nisbatan qariyb ming m arta 
kam   xromatik  aberratsiyaga  ega  bo ‘lib,  oddiy  shisha-krodedan  qilinganligi 
bilan  qulay. Meniskli sistemadagi teleskoplar uzun truba, hasham atli m inora 
(k u p o l)  talab   qilm asligi,  b in o b arin ,  k am   xarajatliligi  bilan  h am   k a tta  
a h a m iy a t  kasb  etad i.  M eniskli  telesk o p larn in g   o ‘lcham i  h a m   S h m idt
sisternasiniki kabi  д   k o ‘rinishda  yozilib,  D -  meniskning diametrini,  D2-
esa bosh ko'zguning diametrini xarakterlaydi. Birinchi yirik meniskli teleskop 
50/67 sm Olma-ota obsevatoriyasida,  keyinroq,  undan kattarog‘i  70/100  sm 
li A bastum an observatoriyasida ishga tushirildi. Kichik o ‘lchamdagi meniskli 
teleskoplar  ta ’lim  m aktablari  uchun  chiqariladi.