Mamadmusa mamadazimov

131

D=f(lg Et)
Bunday q o n un iy at  о 'zaro о ‘rinlashish qonuni (zakon vzaim ozam enya- 
yem osti)  deyilib,  u   yo ritilg an lik n in g   m a iu m   chegaradag i  in te rv a lid a  
(rasm da  norm al  ekspozitsiya  sohasida)  yaxshi  bajariladi.
X arak teristik   egrilik  negativni  kalibro v k a  qilishga,  y a ’ni  n eg ativd a 
qorayish  zichligining  yoritilganlik  bilan  bogiiqlig ini  aniqlashga  im kon 
b e rib ,  a s tr o n o m ik   o b y e k tla rn in g   h a q iq iy   ra v s h a n lig in i  v a   y u ld u z  
kattaligini  aniqlashga  (ya’ni  fotom etriya  qilishga)  sharoit  y aratad i.
Tasvirning  qorayish  zichligi  D,  negativning  optik  zichligi  orqali:
D  = l g y
k o ‘rinishda  belgilanishi  ham   m um kin,  bu  o 'rin d a   I 0-   fo to p la stin k a g a  
tushayotgan  nurlanishning  intensivligini,  I  -   esa  negativdan  o ‘ tayotgan 
n u rla n ish   in tensivlig ini  ifod alay d i.  F o to m a te ria lla rn in g   x a ra k te ris tik  
egriligi uch qism dan ib orat b o iib , E t k o ‘paytm a qiym ati kam ayishi bilan 
egrilikning abtsissa o ‘qiga og‘m aligining kam ayish uchastkasi ekspozitsiya 
vaqti yetishmagan  (nedoderjka)  soha deb,  og'm alik m aksim um ga erishib, 
esla tilg a n k a tta lik la r- D \ a l g   (E t)  o ra sid a g ib o g ia n is h la rc h iz iq lib o ig a n  
uchastka  -   norm al soha  deyilib  va  nihoyat,  Et  ortishi  bilan  egrilikning 
og‘maligi kam ay ad igan soha -  ekspozitsiya vaqti ortib ketgan  (perederjka) 
soha  deb  ataladi.
X arak teristik   egrilikni  yasash  uchun  negativ  yo ritilganliklari  o ‘zaro 
m a ’lum   m u n o sab atd a  b o ig a n   bir  necha  m aydonchaning  tasv iri  rasm ga
olinadi.  Y oritilganliklarning  o ‘zaro  m u n o sab at- 
la ri  m a i u m   b o i g a n   bu   m a y d o n c h a la r n in g  
qorayish zichligi bilan b o g iiq lig id an  foydalanib, 
x a r a k t e r i s t i k   e g rilik n i  y a s a s h   j a r a y o n i   -  
foto m aterialn i  kalibrovka  qilish  deb  yuritiladi. 
E k sp o z itsiy a   t o ‘g ‘ri  ta n la n g a n d a   a s tro n o m ik  
obyekt tasvirining qorayish zichligi x arakteristik 
egrilikning  n orm al  uchastkasiga  to ‘g ‘ri  keladi.
N e g a tiv n in g   x a r a k t e r i s t i k   e g r ilig id a n  
foydalanib, undagi tasvirning turli uchastkalariga 
to ‘g ‘ri  k e lg a n   y o ritilganlikni  to p ish   m u m k in . 
T a s v ir   q is m la r in in g   r a v s h a n l ik l a r i   y o k i 
yorqinliklarining  nisbatlarini  aniq lashga  im kon
i ekspozitsiyasi  norm adan
vgif
69-rasm.  Fotomaterial- 
ning xarakteristik egriligi
132

b e ra d ig a n   bunday  foto m etriya  nisbiy fo to m etriy a   deyiladi.  N uq taviy  
o byek tlarnin g nisbiy  fotom etriyasi  o d atd a,  yorqinliklari  m a ’lum b o ig a n  
y u ld u zlar  b o ‘yicha  qilinadi.
T  asvir qismlarining absolyut yorqinligi yoki ravshanliklarini oich ash g a 
im k o n  beradigan fotom etriya absolyut fotom etriya  deyilib,  buning uchun 
negativni kalibrovkalashdan tashqari y ana standartlash  ham  zarur b o ia d i. 
N eg ativ n i  standartlash  uchun  negativning  yorqinliklari  m a iu m   b o ig a n  
bir  necha  m aydonchasining  tasvirlari  qayd  qilinadi.  N uqtaviy  m anbalar 
negativlarini  standartlash  uchun  esa  yulduz  kattaliklari  m a iu m   b o ig a n  
bir  n echa  yulduzlarning  tasvirlarini  alohida  qayd  qilish  lozim  b o ia d i.
N eg ativ larn in g   qorayish  zichligini  o ic h a s h ,  y o r u g iik   intensivligini 
fo toelek trik  y o i  bilan fotom etrlashga asoslangan fotoelem ent yordam ida 
m ik ro fo to m etrlard a  am alga  oshiriladi.
16-§.  Spektral  apparatlar
D a stla b   osmon jism larining spektrlari  vizual  spektroskop  yordam ida, 
k e y in   sp e k trla rn i  rasm ga  tu sh iris h g a   im k o n  b eru v ch i  sp e k tro g ra fla r 
y o r d a m i d a   o 'r g a n i l d i.  A y n i  p a y td a   s p e k tr o g r a f la r   q a to r id a n  
sp ek tro m etrlar -  spektrlarni fotoelektrik y o i  bilan q ayd qiluvchi asboblar 
m u sta h k a m   o ‘rin  olgan.
D ispersiyalovchi  (spektrni  yoyuvchi)  optik  m aterial  sifatida  prizm a 
y o k i  difraksion   p a n ja ra   o lin ish ig a  k o ‘ra   spektrograflar p rizm a li  yoki 
difraksion panjarali  b o iish i  m um kin.
7 
0 -ra s m d a   p r izm a li  s p e k tr o g r a fn in g   o p tik   sx e m a si  k e ltirilg a n . 
M a n b a d a n   k ollim ator  linzasi  deyiluvchi  L t  linzaning  fokal  tekisligida 
y o tg a n   tirqish  orqali  unga  tu sh a y o tg a n   n u r,  parallel  d a sta   ko'rin ish d a 
u n in g  tarqalish y o ‘nalishida jo y lash g an id an  P prizm aga tushadi. O q nurni
Prizma
70-rasm. 
Prizmali  spektrografning  ishlash  prinsipi
133

tash k il  e tg a n   v a   tu rli  t o i q i n   u z u n lik la rid a g i  m o n o x ro m a tik   n u rla r 
m ajm uasiga  n isb atan   prizm a  tu rlich a  n u r  sindirish  koeffitsiyenti  bilan 
t a ’sir  etib,  u larn i  turli  burchak  ostid a  sindiradi.  N a tija d a   tu rli  to iq in  
uzualigidagi  n u rla r  bir-biriga  b u rch a k   ostida  (bir  xil  t o iq i n   uzunlik- 
dagilari  esa  o ‘zaro   parallel  holda)  kam era  linzasi  deyiluvchi  L 2  linzaga 
tu s h a d i.  S o ‘n g r a   L 2  lin z a n in g   f o k a l  te k is lig id a   j o y la s h g a n   F 
fotoplastinkad a  m anbaning  spektrini  hosil  qiladi.
K eyingi  y illa rd a   a s tro n o m iy a d a   p rizm ali  s p e k tr o g ra f la r   o 'r n ig a  
d ifra ksio n   p a n ja ra li  sp e k tro g ra fla r  keng  q o i la n il a d i.  Q a y ta ru v c h i 
difraksion   p a n ja ra ,  parallel  sh trix la r  o ‘yilgan  aly u m in la n g a n   k o 'z g u  
b o iib ,  shtrixlarning  o ra lig i  va  chuqurligi  nurning  to iq in   uzunligi  bilan 
solishtirilgan holda yasaladi. Y o ru g iik  nurlariga m o ijallan g a n  difraksion 
p a n ja ra n in g   h a r   m illim etrlarig a  o d a td a   600  ga  yaqin  o ‘z a ro   p arallel 
shtrixlar  o ‘yilib,  ixtiyoriy  q o 'sh n i  shtrix  orasi  q a t’iy  bir  xil  (
1 , 6 6
  mk) 
b o iis h i  t a ’m in lan ad i.  Shuning  u c h u n   difraksion  p a n ja ra la rn i  yasash, 
m urak k ab  vazifalardan hisoblanadi. D ifraksion panjara yord am id a spektr 
hosil  qilish  y o ru g iik n in g   difraksiyasi  ham da  interferensiya  hodisalariga 
asoslangan.
71-rasm da  Quyosh  teleskoplarida  ishlatiladigan  difraksion panjarali 
spektrogeliografning  o p tik   sxem asi  k eltirilgan.  K o llim a to r  deyiluvchi 
k o ‘zguning  fo k al  tekisligida  jo y la sh g a n   tirqishd an  (tirqish  tekisligida
F otoplastinka tekisligida 
1  tirqish tekisligida
134

teleskop  Quyoshning  tasvirini  yasaydi)  kollim ator  linzasiga tushgan  nur 
u n d a n   parallel dasta k o ‘rinishda  o ‘tib,  difraksion  panjaraga  tushadi.  Bir 
xil  t o i q i n   uzunligidagi  n u rla r  o ‘z a ro   parallel  h o ld a   u n d a n   qaytgach, 
k a m e ra   linzasi  o rq ali  fo to p la stin k a   tekisligiga  tu sh g a n d a ,  u  yerdagi 
tirq is h d a   interferensiya  hodisasi  tufay li  m a ’lum   elem ent  chizig‘ining 
(o ld ind an  m o ‘ljallangan)  rangli  tasviri joy  oladi.  B inobarin,  bu joydan 
Q u y o sh   diskining  aynan  birinchi  tirqishga  to ‘g ‘ri  kelgan  joyining  shu 
m o n o x ro m a tik   nurdagi  tasviri  olinadi.  So‘ngra  kuzatuvchi  tom onidan 
Q uyoshning  birinchi  tirqish  oldidagi  tasviri  siljita  borilib,  uning  aynan 
sh u   t o i q i n   uzunligidagi  t o i a   m o n o x ro m a tik   tasv iri  olinadi  va  unga 
spektrogeliogramma  deyiladi.
Spektral apparatlarning  asosiy  xarakterlovchi kattaligi  spektral ajrata 
olish kuchi deyilib,  ular bir-biriga ju d a   yaqin joylashgan  (ЛА.  oraliqda)  X, 
v a  k 2  to iq in   uzunligidagi  spektral  chiziqlam i  o ‘zaro   ajratib   qayd  qilishi 
b ila n   belgilanadi  va  quyidagicha  ifodalanadi:
Uning boshqa  bir xarakterlovchi param etri burchagiy dispersiya deyilib,
^  _   A «
~  
&Л
ifo d a  bilan aniqlanadi,  bu o 'rin d a  Aa -  bir-biridan ДА,  to iq in  uzunligiga 
farq lan u v c h i  va  dispersiyalovchi  elem entdan  (prizm a  yoki  difraksion 
p a n ja ra )  o 'tg a n   ikki  p arallel  m o n o x ro m a tik   n u rla r  d a sta si  orasidag i 
b u rch a k n i  xarakterlaydi.
Chiziqiy dispersiya deb esa, kam era ko'zgusiining fokus oraligi /"orqali 
quyidagicha  belgilangan  ushbu:
дл
ifo d a g a   ay tila d i,  u  k am e ra   fo k al  tek islig ida  s p e k trn in g   m a ssh ta b in i 
belgilab,  mm /  A°  da  yoki ju d a   kichik  dispersiyali  spektrlarda  A° /  m m 
la r d a   o ic h a n a d i.
135

17-§.  0 ‘z b e k isto n d a   astro n o m iy a
U lug'bek  rasadxonasi.  O sm on  jism la rin i  o ‘rg an ish d a,  b o b o k a lo n - 
allom alarim izning  ham   xizm atlari  k a tta   b o ‘lgan.  U lardan  biri  -   Amir 
T e m u rn in g   n a b ir a s i  U lu g 'b e k   b o ‘lib ,  u  XV  a s rn in g   o 'r t a l a r i d a  
M o v a ro u n n a h rn in g   taniq li  a stro n o m la rin i  S a m arq an d g a  to 'p la b ,  bu 
yerda  osm onni  tekshiradigan  astronom ik  rasadxona, ju m lad a n   eng  yirik 
kuzatish  asb o b i-sek stan tn i  qurish  b o ‘yicha  m aslahat  qildi.
O lim lar bir ovozdan bu fikrni quvvatlashgach, O birahm at daryosining 
b o 'y id a,  K u h a k   degan  tepalik  ustida  radiusi  40,2  m etrga  teng  b o ‘lgan 
astronom ik  k uzatish  asbobini  qurish  boshlandi.
Bu asbob yordam id a U lug ‘bek astronom iya m aktabi olim lari Quyosh, 
Oy  va  sayyoralarning  yulduzlar  o ralab   harakatlanishini,  m in g d an   ortiq 
y uld u zlar  k o o rd in a ta la rin i  va  o ‘r ta   asrning  taniqli  y uzlab  s h a h a rla ri 
k o o rd in a tala rin i  aniqladilar.
M azkur asbobning ishchi yoyi,  aylana uzunligining  1/6 q ism ini,  ya’ni 
60°  ni  tashkil  etib,  uzunligi  50  m etrd an   o rtiq  bo'lgan.  Bu  astron om ik  
asbobning qurilishi Y er sirtida 11 m etrcha chuqurlikda boshlanib, m azkur 
sirtd an   b a la n d lig i  q a riy b   30  m e tr  k elardi.  A sbob nin g  l°g a   ten g   yoyi 
uzunligi 70,2  san tim etm i tashkil etib,  o ‘lchash aniqligi  10  sekundli yoyga 
teng  bo 'lgan .
Bu  u lk an   k u z a tish   asbobi  yuz  y illar  davom ida  S a m arq a n d   tarix an  
boshdan kechirgan uru shlar oq ib atida vayron qilindi va keyinchalik izsiz
72-rasm.  UIug‘bek
rasadxonasi  bosh 
«teleskopi» -  
sekstantining  qoldiqlari
73-rasm.  0 ‘zR  FA  Astronomiya  institutining 
ma’muriy  binosi
136

y o ‘q o ld i.  1908-yili  a rx e o lo g   V y a tk in   to m o n id a n   ra s a d x o n a   o ‘rn i 
an iq lan ib ,  tuproqdan  tozalangach,  uning  qoldiq  yoyi  -   sekstantning  yer 
osti  qism i  topildi  (72-rasm).
S am arqan dd a  o in a tilg a n   bu  yirik  «teleskop»  ning  tashqi  ko'rinishi 
a s lid a   q an d ay  b o ig a n lig i  h ozirg ach a  a n iq   b o im a y ,  o lim lar  o rasida 
m u n o z a ra   hanuz  davom   etadi.
U l u g ‘bek   r a s a d x o n a s i  o ‘r ta   a s rd a   s h a r q d a   m a v ju d   b o 'l g a n  
rasa d x o n a la r ichida  eng  yirigi  b o ‘lib,  o'lchash  aniqligi  va  hashamatliligi 
b ila n   ajralib  turardi.  S am arq and   rasadxonasida  U lu g ‘bekdan  tashqari 
o ‘rta   asrning  eng  taniqli  astronom laridan  G ‘iyosiddin  Jam shid  Koshiy, 
Q ozizod a  Rumiy,  M o ‘yiniddin  Koshiy,  Ali  Q ushchilar  ishlagan.
T o sh ken t  astronom iya  in stitu ti.  1873-yil  1 1-sentyabrda  T o sh k e n t 
o b serv atoriy asid a  astro nom ik   k uzatishlar  boshlangani  haqidagi  xabar 
m a tb u o td a   e’lon  qilindi.  U   p ay td a  T oshkent  observatoriyasi  Toshkent 
astronom iya va fizika observatoriyasi deyilib, Turkiston harbiy okrugining 
harbiy-tipografiya  b o iim ig a   qarardi.
O ‘z b e k isto n   F a n la r   A k a d e m iy a s in in g   q a r o r i  b ila n   1966-yil  1- 
s e n ty a b r d a n   T o s h k e n t  A s tro n o m iy a   o b s e r v a to r iy a s i  T o s h k e n t 
A stro no m iy a  Instituti  deb  ataladigan  b o ‘ldi  (73-rasm).
A stronom iya Instituti qoshida bir necha quvvatli astronom ik kuzatish 
asb o b la ri  birin-ketin  ishga  tushib,  aniq  v aq t  xizm ati,  Quyosh  fizikasi, 
o ‘z g a ru v c h a n   y u ld u z la r  fiz ik asi  k a b i  y irik   la b o r a to r iy a   b o 'lim la ri 
sh ak lland i.  A stronom iya  institutida  yulduzlarning  xususiy  h arakatlari,
74-rasm,  Observatoriyada
100 yildan ortiq  ishlagan 
75-rasm.  Toshkent  astronomiya  institutiga  qarashli 
normal  qo'shaloq  astrograt' 
Maydanoq  balantog*  observatoriyasi
137

ularning  to 'd a la ri,  sayyoralar  va  Q uyosh  sistem asining  m a y d a   osm on 
jism larining  o rb ita   elem entlarini  a n iq lash d a,  yulduzlar  k a ta lo g la rin i 
tuzishda  k a tta   xizm at  ko'rsatgan  va 
1 0 0
  yildan  k o 'p ro q   uzluksiz  ishlab 
kelgan  norm al  q o ‘shaloq  astrograf ham   m avjud  (74-rasm).
1930-yilda  Q ash q ad ary o   v ilo y atin in g   Q am ashi  tu m a n ig a   q arash li 
to g ia rd a n   birida,  dengiz  sathidan  3000  m etrcha  balandlikda  M a y d an a k  
balandtog* observatoriyasi ishga tushirilib, u ham  K itob kenglik stansiyasi 
bilan  birgalikda  Toshkent  astronom iya  instituti  tom onidan  boshqariladi 
75-rasm).
Savol  va  topshiriqlar
1. Astrofotografiya nimani o ‘rganadi?
2.  Fotom ateriallarning  xarakteristik  egriligi  haqida  nim alar 
bilasiz?
3. Spektroskop va spektrograflarning turlari va ishlash prinsiplari 
haqida  gapiring.
4 .0 ‘zbekiston FA Astronomiya instituti va uning filiallari, ularda 
bajarilayotgan  ilmiy-tadqiqot  ishlari haqida  nimalar bilasiz?
138

V I BOB.  QUYOSH SISTEMASI JISM LARINING FIZIK TABIATI
l-§ .  Q uyoshning  fizik   ta b ia ti
Quyosh  haqida  umumiy  та ’lumotlar.  Q uyoshning  kattaligi  (diametri) 
u n in g   k o'rinm a  diam etri  va  ungacha  b o ig a n   m asofa  orqali  aniqlanadi. 
O sm on jism larining k o ‘rinm a diam etri esa q aralay otg an osmon jism ining 
(ju m la d a n ,  Q uyoshning)  Y erdan   uzoqligiga  b o g i iq   b o ia d i.  Q uyosh 
a tro fid a  aylanayotgan sayyoram iz ham  u n d an  turlicha m asofada b o ia d i. 
Y er Q uyoshdan eng yaqin m asofada (perigeliyda) b o ig a n id a  Quyoshning 
k o 'rin m a   diam etri  32'35",  eng  uzoq  m asofada  (afeliyda)  b o ig a n d a   esa, 
u n in g  k o ‘rinma diam etri 31'31"  ga teng b o ia d i.  Yer Quyoshdan o ‘rtacha 
u z o q lik d a   (149600000  km )  b o ig a n d a   Q u y o sh n in g   k o ‘rinm a  radiusi 
1 6 '0 2 "  ni,  bu  m a iu m o tla r   asosida  an iq la n g an   uning  chiziqli  radiusi: 
R o=696000  km  ni,  hajmi  esa  Vo=l,41-1027  m
3
  ni  tashkil  qiladi.  Bunday 
k a tta   hajm dagi  sh ar  ichiga  Y er  k a tta lig id a g i  sh a rc h a la rd an   q ariy b  1 
m illion  304  m ingtasi joylashib  ketadi  (76-rasm )  .
Q uyoshning  massasi:  M =2  10
33
 kg;  bu  k a tta lik la r  orqali  aniqlangan 
o 'r ta c h a   zichligi:  p= 1,41  g/sm3;  Quyosh  sirtida  erkin  tushish  tezlanishi: 
g= 274  m/s
2
  ni  tashkil  qiladi.
Quyoshning  aylanishi.  Quyosh  d o g ia r in i  uzluksiz  kuzatish  ularning 
Q uyosh  gardishi  sharq  tom ondan  chiqib,  g ‘a rb   tom onga  bir  tekis  siljib
76-rasm.  Quyosh o ‘z atrofida aylanuvchi sayyoralar  bilan 
solishtirilgandagi  ko'rinishi
139

borishini k o ‘rsatadi. Shuningdek, Quyoshning sharq va g‘arb to m o n larid a 
gardish  (limb)  chetlari  spektridagi  chiziqlari  siljishini  o 'rgan ish ,  Q uyosh 
o ‘z  o ‘qi  atrofida  aylanayotganidan  darak  beradi.
Q uyoshning  ekvatori  ekliptika  tekisligi  bilan  7° 15'  li  b u rc h a k   hosil 
qiladi.  Quyosh  ham   Y er  aylangani  kabi  g 'a rb d a n   sharqqa  to m o n ,  y a ’ni 
uning shimoliy  q u tb id an   qaraganda,  soat strelkasi  aylanishi y o 'n alish ig a 
teskari yo ‘nalishda aylanishini k o ‘rsatadi. Quyoshning aylanish dav ri ham  
barcha osm on jism larining aylanish davrlari kabi ikki xil b o ia d i. Birinchisi 
h a q iq iy   y o k i  y u ld u z   d a v ri  d ey ilib ,  m a i u m   b ir  y u ld u z g a   n is b a ta n  
aniqlanadi  va  u  siderik  davr  ham   deb  ataladi.  Ikkinchisi  -   sin o d ik   davr 
deyilib,  bunda  Y erning  Quyosh atrofidagi  harakati  ham  hisobga  olinadi. 
Shuni  ham   e ’tiborga  olish  kerakki,  Quyosh  q attiq jism   b o im a g a n id a n  
u n in g   h a m m a   q is m la r i  Y e rd a g i  k a b i  b ir   xil  b u r c h a k   te z lig id a  
aylanolm aydi.  Q uyoshning  ekvator  qismi  25  sutkalik  siderik  d av r  bilan, 
geliografik  kengligi  90°  ga  yaqin,  qutbiy  zonalari  esa  27,2  su tk a lik   davr 
bilan  aylan adi.  Y erga  n isb atan   olingan  Q uyosh  aylanishining  sinodik 
davri  esa  uning  ekvatori  zonasida  siderik  aylanish  davridan  ikki  kunga 
ortiq,  y a ’ni  27  su tk ani  tashkil  qiladi.
Quyosh doimiysi.  Q uyoshning nurlanish quvvati, astrofizik va  geofizik 
hodisalarni  x arak terlash d a m uhim  rol o ‘ynaydi,  Xususan, Q uyosh sirtida 
v a  ic h id a   k e c h a d ig a n   fiz ik   j a r a y o n la r   h a q id a g i  t a s a v v u r la r n in g  
shakllanishida Q uyosh nurlanishi intensivligi eng muhim  m a ’lu m o tla rd an  
hisoblanadi.  Q uyoshning  nurlanish  energiyasini  aniq  h isoblashlar  yana 
shuning  uchun  h am  zarurki,  bu  nurlanishning kattaligi  k o ‘p g in a   boshqa 
osm on  jism la rin in g   n u rla n ish la rin i  h iso b lash d a  birlik  s ifa tid a   q ab u l 
qilinadi. Q uyosh nurlanishi quvvatini Quyosh doimiysi deb y u ritish qabul 
qilingan.  Quyosh  doimiysi deb bir m inutda Q uyoshdan Y ergacha  b o ig a n  
o 'r t a c h a   m a s o f a d a   (Y e r  a tm o s fe r a s id a n   ta s h q a r id a )   Q u y o s h d a n  
kelayotgan nurlanish y o ‘nalishiga tik yotgan 
1
  sm
2
  yuzasidan o ‘tayotgan 
Quyosh  energiyasining  t o i a   m iqdoriga  aytiladi.
Q uyosh  doim iysini  o ic h a s h   u chu n ,  ikki  m axsus  asbob  y o rd am id a 
yuzlab ku zatish lar va hisoblashlar qilishga to ‘g ‘ri keladi. Bu asb o b la rd a n  
biri  pirgeliom etr  deyilib,  uning yord am id a m a iu m   vaqtda  (Q uy o sh nin g 
g o riz o n td a g i  m a ’lu m   b a la n d lig id a )  a n iq   yuzaga  tu s h a y o tg a n   t o i a  
energiyasi  a b s o ly u t  energ etik   b irlik la rd a   h isoblab  c h iq a rila d i.  Biroq 
p irg e lio m e tr  y o r d a m id a   o lin g a n   m a i u m o t l a r ,  Q u y o sh   d o im iy sin i
140

h is o b la s h   u c h u n   y e ta rli  b o ‘lm a y d i,  c h u n k i  Q uy osh  e n e rg iy a sin in g  
m a ’lum   qism i  Y er  atm osferasida  yutilib  qoladi.  Q uyoshning  yutilgan 
e n e r g iy a s i  b o s h q a   m a x su s  a s b o b   -   s p e k tr o b o lo m e tr   y o r d a m id a  
o ‘lc h a n a d i.  B u  a s b o b n in g   se z g irlig i  t u r li  t o i q i n   u z u n lik la r d a g i 
n u r l a n i s h l a r g a   b ir   xil  b o ‘lib ,  u n in g   y o r d a m id a   h a r   b ir   t o i q i n  
u zu n lig id ag i  n u rla n ish   intensivligining  h avo   m assasiga  b o g ia n is h in i 
xarak terlo vchi grafik chiziladi.  H avo m assasi deb m a ’lum  y o ‘nalishdagi 
h a v o   q a tla m i  o p tik   q a lin lig in i,  u n in g   z e n it  y o ‘n a lis h d a g i  o p tik  
q a li n li g i g a   n i s b a t i   b ila n   o i c h a n a d i g a n   k a tt a li g ig a   a y ti la d i . 
E k stro p o lyatsiyalash  yordam ida  h avo  m assasi  nolga  teng  b o ig a n d a g i 
n u rlan ish  intensivligi  aniqlanadi.  Bu k a tta lik  nurning Yer atm osferasida 
y u tilm ag an d ag i  qiym atiga  teng  b o ‘ladi.  U sh b u   operatsiya  spektrn in g 
b a rc h a  uchastk alari uchun bajarilib,  Q uyosh spektrida spektrob olom etr 
y o r d a m i d a   a n iq l a n g a n   e n e r g iy a n in g   t a q s im la n is h i  b u   o lin g a n  
m a ’ lu m o tla r   y o r d a m id a   t u z a t i l a d i . 
S h u n i  a y tis h   k e r a k k i , 
sp ek tro b o lo m etrd a  intensivlikning  m iq d o ri,  pirgeliom etrdagidan  farqli 
o ‘l a r o q   n is b iy   b i r l ik l a r d a   b e rila d i.  A n iq la n g a n   m a ’lu m o tla r g a  
Q u y o sh n in g   u ltra b in a fs h a   va  in fra q iz il  n u rla rd a   c h iq a rg a n   va  Y er 
atm osferasida  t o i a   yutilib  qolgan  n u rla n ish   energiyalari  ham   hisoblab 
q o ‘s h ils a ,  u  h o ld a   Q u y o sh n in g   m a i u m   y u z a g a   tu s h a y o tg a n   t o i a  
energiyasi  aniqlanadi.  S o 'n g ra  bu  a n iq lan g an   energiya  m iqdori  asosida 
Q uyo sh   doim iysi  hisoblanadi.
Q u y o sh   s p e k trin in g   u ltra b in a fs h a   v a  in fra q iz il  u c h a stk a la rid a g i 
n u r la n is h   e n e rg iy a si  m ax su s  r a k e ta la r ,  s u n ’iy  y o i d o s h l a r   va  Y e r 
atm osferasidan  tashqariga  ballonlar  y o rd am id a  chiqarilgan  a p p a ra tla r 
yordam ida aniqlanadi. Y uqorida eslatilgan m etod yordam ida aniqlangan 
Q uyosh  doimiysi:
Q  =  1,95  kal/sm
2
  min  =1,36  10
6
  erg/(sm
2
  .s)  =  0,136Vt/sm2
tashkil  etadi.  Bu  k attalikning  to ‘g ‘riligi  keyingi  yillarda  rak eta  va  havo 
s h a r la r ig a   o ‘r n a tilib ,  Y e r  a tm o s f e r a s id a n   ta s h q a r ig a   c h iq a r ilg a n  
p irg e lio m e tr  y o rd a m id a   a n iq la n g a n   Q u y o sh   doim iysi  q iy m a ti  b ila n  
qiyoslab  tasdiqlandi.
Q u y o sh   doim iysi  k a tta lig i,  ra d iu si  R = 1  a.b.  ga  teng  sh a r  sirtig a  
k o ‘p a y tirils a   Q u y o sh n in g   t o i a   e n e rg iy asi  to p ila d i.  S hu  y o i   b ila n  
aniq lan g an  Quyoshning  t o i a   energiyasi