Mamadmusa mamadazimov
siderik davridan uzunligini
Download 320.92 Kb. Pdf ko'rish
|
|
siderik davridan uzunligini tushuntirish 91 6 -§. Q uyosh tutilishi va uning shartlari Quyosh to i a tutilishi osmonda juda chiroyli manzarani hosil qiladi. Bunda kuzatuvchi osmonda qop-qora Quyosh gardishi atrofida Quyosh «toji» deb ataluvchi nozik kumushrang shu’la tovlanayotganini ko'radi (46-rasm). Shuningdek, bu paytda kunduzi boiishiga qaramay, osmonda yorug* yulduzlar va sayyoralar charaqlab ko'rinib turadi. Quyosh tutilishlari tabiatning g'aroyib hodisalaridan b o iib, qadimda kishilarda kuchli vahima tug'dirgan. Bunday hodisalarning r o ‘y berishi sabablari bugun yaxshi o ‘rganilgan. Shu tufayli olimlar bundan bir necha yil keyingi b o ia d ig a n tutilishlarning vaqtlarini ham aniq aytib bera oladilar. Oy Yerning atrofid a aylanayotib, b a ’zan Quyoshni bizdan to ‘sib • o ‘tadi. Bunday hoi Q uyosh tutilishi deyilib, u har doim astronom ik yangioy h o latid a r o ‘y beradi.M azkur hodisa 47-rasm da keltirilgan chizmadagi kabi ro ‘y beradi. Chizmadan ko'rinadiki, Yer sirtiga Oyrting soyasi va yarim soyasi tushadi. Agar Yerdagi kuzatuvchi Oy soyasining Yerda hosil qilgan doirasi (uning deametri 271 kmgacha boradi) ichida b o isa , u Quyoshni Oy bilan to i a bekilgan holda ya’ni Quyosh t o ‘la tutilayotgan holda ko ‘radi. Bordiyu kuzatuvchi yarim soya chegarasida turgan b o isa, u Quyoshning qisman tutilayotganini (ya’ni Oy, Quyoshning bir qismini bekitib o ‘tayotganini) ko‘radi. Oy orbitasi ellips b o iib , u Yerdan eng k atta uzoqlashganda 405500 km, eng yaqinlashganda esa 363300 km masofada b o ia d i. Agar Quyoshning tutilishi Oy Yerga eng 46-rasm. Quyoshning to ‘la tutilishi 47-rasm. Quyoshning to'la, halqasimon va qisman tutilishi chizmasi 92 uzoq masofadaligida (orbitasining apogeyida) ro ‘y bersa, u hosil qilgan soyaning uchi Yergacha yetib kelmaydi. Bunday holda Oy soyasi konusi o ‘qining Yer sirti bilan kesishgan nuqtasi yaqinida joylashgan yerdagi kuzatuvchi Quyoshning halqasimon tutilishini, ya’ni tim qora Oy diski atrofida ravshan halqani ko'radi (47-rasmga qarang). Oy Yer atrofida g'arbdan sharqqa tomon aylanayotgani va Yer ham o ‘z o ‘qi atrofida aylanayotgani sababli Oyning Yerga tushgan soyasi ham Yer sirti bo‘ylab g‘arbdan sharqqa tomon sekin-asta siljib borib, eni o ‘rtacha 2 0 0 km, uzunligi bir necha ming kilometrga cho'zilgan tasmani chizadi. Yarimsoyaning yer sirtida «chizgan» bu tasmasi soyaning ikki tomonida joylashadi. Quyosh tutilishi uning g‘arb tom onidan boshlanadi, chunki g'arbdan sharqqa tomon harakatlanayotgan Oy dastlab Quyoshni g‘arb tomoni bilan uchrashadi. Shundan so‘ng Quyoshning «eyilayotgan» qismi ortib borib, u Oy bilan to ‘la bekilganda, Quyosh butunlay ko‘rinmay qoladi (ag a r kuzatuvchining joyi Y erda soya ichiga to ‘g‘ri kelsa, albatta). Quyoshning to‘la tutilish fazasi atigi bir necha minutda (maksimum yetti minut) davom etib, so‘ngra Oyning diski Quyosh diskidan chiqib sharqqa tom on siljiy boshlaydi va Quyoshni to ‘la ozod qilguncha yana bir soatcha vaqt ketadi. Endi Quyosh tutilishining mohiyati ustida to'xtaylik. Yuqorida bayon qilinganidek, Quyosh tutilishining muhim shartlaridan biri - Oy Quyoshni bekitib o ‘tayotgan paytda uning yangioy fazasida bo'lishidir. Biroq har bir yangioyda Quyoshning tutilmasligidan ko'rinishicha, buning uchun birgina bu shartning o ‘zi yetarli emasligi m a ’lum bo‘ladi. Ana shu muhim shartni aniqlashga harakat qilamiz. Avvalo shuni aytish kerakki, har bir yangioyda Q uyosh tutilm asligining sababi Oy orbitasi tekisligining ekliptika tekisligi bilan ustm a-ust tushm asligidadir. U lar orasidagi burchak, qayd etilganidek, 5°09' ni tashkil etadi. Shuning uchun yangioy paytida Oy ekliptika tekisligidan kattagina burchak m asofada b o ‘lib, Q uyoshni yo ustidan yoki ostidan uni bekitmagan holda o ‘tib ketadi. Bundan yangioy paytida Quyosh tutilishi uchun Oy o ‘z tugunlari (Oy orbitasining ekliptika tekisligi bilan kesishgan nuqtalari) yaqinida, y a’ni ekliptikaga yaqin yoy masofada bo'lishi zarurligi ayon bo'ladi. Endi yangioy paytida Quyoshning markazi Oy tugunlarining ixtiyoriy biridan qanday minimal yoy m asofada b o ‘lgandagina Quyosh tutilishi ro‘y berishi mumkinligini aniqlaylik. Buning uchun Quyosh, Yer va Oy 93 O y markazlari (mos ravishda C,E va L nuqtalar) bir tekislikda rasmdagidek joylashgan deb faraz qilaylik 48-rasmda). U holda ekliptika tekisligi rasm joylashgan varaq tekisligiga perpendikulyar tekislikda yotadi. M a ’lu m k i, bu o ‘rin d a < L E C = /? b u rc h a k O yning e k lip tik a kenglamasini xarakterlaydi. U holda, bu burchak rasmdagi k o ‘rinishidan o z g in a b o ‘lsa-d a k ic h ra y sa , Y erning О n u q ta sid a g i k o ‘ zatu v ch i, Q uyoshning qism an tu tilish ig a guvoh b o 'la d i. Bunday h o i uchun burchakning kattaligini hisoblab ko‘raylik. U quyidagi uchta burchakning yig'indisidan iborat: /? = Z L E L '+ Z L'E C ' + Z C'EC. R asm dan ko'rinish ich a, Z L E L '= p {- Oyning k o ‘rinm a radiusini: Z C 'E C =pQQ uyoshningko‘rinm aradiusini, Z L 'E C '= Z E L 'O - Z E C 'O b o ‘lib Z E L '0 = p t ,O yning gorizontal p arallaksini; Z E C 'O = p Q - Quyoshning gorizontal parallaksini ifodalaydi. Binobarin, p burchak: P= P{+ Po+ Pj-P© A gar tenglikning o ‘ng tomonidagi kattaliklar o ‘rtacha qiymatlaridan foydalansak, ya’ni pt = 15',5; p0 =16, '3; p = 5 1 , '0; p 0 = 8 , " 8 e k a n in i e ’tib o r g a o ls a k , u h o ld a /5 = 8 8 ',7 b o 'la d i. B u ndan ko'rinadiki, qisman b o ‘lsa-da, Quyosh tutilishi uchun Oyning epliktikal kenglamasi 88,'7dan kichik b o ‘lishi lozim. Topilgan p ning qiymatiga S4 k o ‘r a , 4 9 -rasm d an O yning Д / e k lip tik a l uzunlamasini LS to ‘g‘ri burchakli sferik uchburchakdan topaylik. t g P sinA / — tgi 49-rasm. Quyosh tutilishi shartlarini aniqlash f 3 = 88',7; /=5°09' Oy orbitasi tekisligining epliktika tekisligiga og‘maligidan Д/ = 16,°5 chiqadi. Binobarin Quyosh tutilishi uchun, yangioy paytida, Quyosh markazi Oy tugunlarining ixtiyoriy biridan 16,5° kichik yoy m asofada bo iish i ikkiachi muhim shart ekan. Quyosh markazi yangioy paytida tugundan chap tomonda, undan 16,5° dan kichik yoy masofada b o ig a n d a ham, a lb a tta Quyosh tutilishi mumkinligini inobatga olsak,u holda Quyosh tu g u n la r i a tro fid a jo y lash g an 33° (16,5° x 2) u zu n lik d ag i yoyni o‘tay"otganda albatta Quyosh tutilishi mumkinligi aniq b o ia d i. Endi Quyosh ekliptika bo‘ylab har kuni o'rtacha 59' siljishini hisobga olsak, u 33° li «xavfli zona»ni 34 kunda o ‘tishi m a iu m b o iad i. Oyning sinoidik davri 29,53 kun bo iib,bu 34 kundan kichikligini e’tiborga olsak, u holda bu d av r ichida kamida bir m arta, b o im a sa ikki m arta yangioy boiishini, binobarin, kam ida bir m arta, b o im a s a ikki m arta Quyosh tutilishiga guvoh b o iish mumkinligi aniqlanadi. Oy tugunlari ikkitaligini e’tiborga olsak, bir yilda kam ida ikki m arta, k o ‘pi bilan besh m arta Quyosh tutilishini k o ‘rish mumkin. BLr yilda besh m arta Q uyosh tu tilish i uchun birinchi tutilish 1- y a n v a rd a n k o ‘p o ‘tm asdan ik k in ch isi fevral b oshida, uchinchi va to'rtinchilari yarim yil o ‘tishidan biroz oldin, beshinchisi esa, birinchisidan 354 k u n o'tgach (bu davrda 12 sinoidik yoy o ‘tadi), shu yilning dekabri oxirlarida ro ‘y berishi mumkin. 95 7-§. O y tutilishi va uning shartlari Oy Yer atrofida aylanayotib, ba’zan uning soyasi yoxud yarim soyasi orqali o ‘tadi. Bunday hodisa Oy tutilishi deyiladi. Oy tutilayotganda, u har doim to iin o y fazasida b o ia d i (50-rasm). Agar bunda O y Yerning soyasi ichidan o ‘tsa, unda t o i a tutiladi. Bordiyu yarim soya ichidan o ‘tsa, u holda yarim soyali tutilish deyiladi. Oy tutilishlari tabiatning g ‘aroyib hodisalaridan b o iib , qadimda u ham kishilarda kuchli vahima tug'dirgan. Bunday hodisalarning ro‘y berishi sabablari bugun yaxshi o ‘rganilgan. Shu tufayli olimlar bundan bir necha yil keyingi b oiadigan tutilishlar vaqtini ham aniq aytib bera olishgan. Yerning m a iu m bir joyida Oy tutilishi Quyosh tutilishiga nisbatan ko‘proq kuzatiladi. Chunki Quyosh tutilishlari Yerning Oy soyasi tushgan va uncha katta boim agan maydonidagina kuzatiladi. Oy tutilishi esa, Yerning Q uyoshga qaram a-qarshi yarim sharining ham m a qismida ko'rinadi. Endi faraz qilaylik, Yer soyasining markazi ekliptikaning С nuqtasida b o isin (51-rasm). Bunda Oygacha b o ig a n o ‘rtacha masofada uning radiusi 41' b o ia d i. R asm dagi LL'Oy orbitasining bir qismi hisoblanib, L - orbitada burchak radiusi 15',5 b o ig a n Oy markazining holatini, SI - esa Oy orbitasining koiarilish tugunini belgilaydi. Rasmdan ko‘rinadiki, Oy tutilishi uchun u to‘linoy fazasida Ъо‘НЬ, Oy m ark a zi va Yer s o y a s in in g m ark azi o rasid agi y o y m a s o fa ular radiuslarining yigin d isi, y a ’ni 41' + 15',5 = 56',5 dan kichik b oiish i zarur. U holda to‘g ‘ri burchakli SI CL sferik uchburchakdan sin CL = sin C S l. sin Z CS[ L yoki 50-rasm. Oy tutilishi hodisasi: 1. Quyosh. 2. Yer. 3. Oy orbitasi. 96 sin56',5 = sinC&l sin 5°09'; bularga ko‘ra, quyidagilarga ega b o ‘lamiz: С SI =Al =10 °,6. B inobarin yuqoridagi hisobga k o ‘ra, Oy tutilishi uchun quyidagi sh artlar bajarilishi shart: 1) O y -to iin o y fazasida b o iish i; 2) to iin o y paytida Quyosh markazi Oy tugunlarining biridan 10 ° , 6 dan kichik yoy m asofada b oiish i zarur. O yning t o i a tutilishida esa (y a’ni, u Yerning soyasiga butunlay k irgan da), Oy k o ‘zdan butunlay g 'o y ib b o im a y , to ‘q qizil rangda jilolanadi. Buning sababi, m azkur paytda Oyning Yer atm osferasida sochilgan va singan Q uyosh n u rlari bilan yoritilishidir. Bunda Yer atmosferasi k o ‘k va havorang nurlarni keskin sochib yuborib, Oy tomonga asosan qizil nurlarni sindirib o 'tkazadi va Oy aynan shu nurlar bilan yoritiladi va qizarib ko'rinadi. Q ad im d a Q uyosh va Oy tu tilish in in g y uq orida bayon qilingan ko'rinishlari kishilarda qo‘rqinch va vahima tug‘dirgan. Endi esa Quyosh va O y tutilishlarining siri ilmiy isbot etilgan, u hech kim da vahim a tug‘ T u tilish la rn i k u zatg an a s tro n o m la r Q uyoshning fizik ta b ia ti, Y er a tm o s fe ra s in in g tu zilish i v a O y n in g h a ra k a tig a d o ir q im m atli m a’lum otlarni q o ig a kiritish imkoniga ega bo id i. Saros. M a’lum tutilishi xuddi oldingidek ko‘rinishda aniq davr bilan qaytarilib turadi va bu davr saros (saros misrcha - «qaytarilish») deb ataladi. Saros - bu tutilishlarning qadimgilarga ham m a iu m b o ig a n davri b o iib , u 18 yilu 11,3 sutkaga teng. H aqiqatan ham ixtiyoriy tutilish, Oyning m a iu m fazadagi holati Oy tugunlarining biridan oldingi tutilish 51-rasm. Oy tutilishi shartlarini tushuntirish 97 paytidagidek qiymatga ega b o ‘lishiga ketadigan davr m avjud b o iib , ayni shu ncha d av rd an so ‘ng q ay tarila d i. B uning s a b a b i, m a iu m boiishicha, 242 ajdaho oyi (uzunligi 27,21 sutka) 6585,36 sutkani, 223 ta sinoidik oy (uzunligi 29,53 sutka) 6585,32 sutkani yoki 18 yil 11 kun 7 soatu 42 minutni tashkil etadi. 19 ta ajdaho yili (uzunligi 346,62 sutka) esa 6585,78 sutkaga teng b o ia d i. Binobarin, saros deyiluvchi bu davr taxminan 6585 kunga teng b o ia d i va shu bois ixtiyoriy tutilishni 18 yilu 11,3 sutka dan so‘ng qaytarilishini ta ’minlaydi. Savol va topshiriqlar 1. Oyning harakati va fazalari qanday sodir bo‘lishini tushuntiring. 2. Quyosh tutilishi va uning shartlari haqida ma’lumot bering. 3. Oy tutilishi va uning shartlari haqida nimalarni bilasiz? VBOB. ASTROFIZIKA ASOSLARI l-§ . Astrofizikaning asosiy tushunchalari va vazifalari Astrofizika - osmon jismlari va ular tizimlarining fizik tabiatlarini, evolyutsiyalarini (jumladan, K oinotni ham bir obyekt sifatida qarab) o‘rganishni maqsad qiladi. Oxirgi o ‘n yilliklar mobaynida ilmiy-texnikaviy taraqqiyot astrofizik tadqiqot ishlarini takomillashtirib, uni talay aniq kuzatish instrum entlari, zam onaviy kom pyuter texnologiyalari bilan qurollantirdi. Shuning hisobiga, astrofizika astronomiyaning yetakchi bo'lim iga aylandi. O lnlab yangi-quvvatli, fizik param etrlari (zichligi, temperaturasi, yuqori quvvatliligi va boshqalari) bilan bir-biridan keskin farqlanuvchi osmon obyektlari kashf etildi. Ayniqsa kosmonavtikaning rivoji tufayli ishga tushgan Yer atm osferasidan tashqi astronom iya, osmon obyektlarini ko‘zga ko‘rinmaydigan nurlarda (ultrabinafsha, rentgen, gamma, infraqizil va radionurlarda) o ‘rganish borasida inqilobiy bir davrga kirdi. Bularning barchasi, amaliy astrofizika deb ataluvchi kuzatishlar bilan b og‘ liq a stro fizik a b o iim in in g sh ak llan ish id a buyuk omil b o id i. Astronomiya bu yangiliklar hisobiga optik astronomiyadan keng to ‘lqinli astronomiyaga aylandi. Amaliy astrofizika rivojlanishi bilan bir qatorda so'nggi yillarda, fizikaning nurlanish nazariyasi, atom va yadro fizikasi bo‘yicha erishgan katta yutuqlari nazariy astrofizikaning rivojlanishiga olib keldi. Bu bo‘lim kuzatishlardan olingan natijalarni tahlil qilish, yangi tadqiqot yo‘nalishlarini belgilash va amaliy astrofizikada qo‘llaniladigan metodlami asoslash kabi muhim vazifalami o ‘z oldiga qo‘yib, ulami hal qilishga kirishdi. Astrofizikaning bu ikki asosiy b o iim i, o ‘z navbatida quyidagi kichik bo‘limlarni o ‘z ichiga oladi. 1. Amaliy astrofizika: astrofotom etriya, astrospektrofotom etriya, kalorimetriya va hokazo. 2. Nazariy astrofizika: yulduzlar fizikasi, Quyosh fizikasi, sayyoralar va m ayd a osm on jism lari, tu m an lik lar, kosm ologiya bilan b o g ‘liq m uam m olar va hokazo. M a ’lum bir kuzatish metodiga asoslangan astrofizika b o ‘limlari, mos ravishda, radioastronomiya, atm osferadan tashqi astronomiya, rentgen astronom iyasi, gam m a-astronom iya va neytrino astronom iyasi kabi nom lar bilan yuritiladi. 99 2-§. Astrofizikada qoilaniladigan elektromagnit to iq in nurlanishlari Elektromagnit nurlanishning chastotasi juda keng b o ‘lib, y o ru g iik nurlanishi uning kichik bir qisminigina tashkil etadi. Barcha diapazonda elektromagnit nurlanishlarining majmui elektromagnit nurlanish spektrini b era d i. M a ’lu m k i, n u rla n is h a n iq k a tta lik d a g i en e rg iy a b ila n xarakterlanuvchi kvantlar ko'rinishida tarqaladi. K vantlar energiyasi nurlanishning chastotasi bilan b o g iiq b o iib , ularning energetik birligi sifatida elektron volt olinadi. Bu potensiallar farqi 1 volt b o ig a n elektr maydonida tezlatilgan erkin elektronning olgan energiyasiga teng b o iib , 1,6 10 ' 19 J ni tashkil etadi. K o ‘zga k o ‘rinadigan y o ru g iik nurlari elektrom agnit nurlanishlar spektrida 3900 A° dan 7600 A° gacha b o ig an sohanigina o ‘z ichiga olib, kvantlari energiyasi leV dan k atta b o iad i. Astrofizikada qoilaniladigan elektromagnit to iq in uzunliklarining shkalasi esa energiyasi 10 "6 eV (metrli rad io toiqinlar) dan to bir necha Mev (millionlab elektron volt) gacha, y a’ni to iq in uzunligi 0,1 A° dan kichik nurlanishlargacha davom etadi. H am m a ch asto ta li elek tro m ag n it to iq in la r vakuum da bir xil - y o ru g iik tezligiga teng tezlik bilan tarqaladi. Ixtiyoriy chastotadagi kvantning energiyasi uning chastotasiga proporsional b o iib: _ и he £ — nv — — — ifo d a d a n to p ila d i, bu o ‘rin d a p ro p o r s io n a llik A, koeffitsiyenti h = 6,625• 10 ~ 34 J - c - Plank doimiysi deyiladi. Energiyasi 1 eV ga to ‘g ‘ri keladigan kvant, spektrning infraqizil diapazonida yotib, to i q in uzunligi 1 0 =12400 A° (yoki ch asto tasi n 0 =2,42 10 14 G ts) ga t o ‘g ‘ri k elad i. 3900 A° - 100 A° b o i g a n soha ultrabinafsha nurlanishlarga tegishli b o iib , shundan 3900 A 0 dan 3100 A° gacha b o ig a n qismi shartli ravishda, yaqin ultrabinafsha, 3100 A °dan qisqa to iq in uzunligidagi qismi - uzoq ultrabinafsha soha deyiladi. 1 0 0 A 0 dan 0,1 A° gacha oraliqdagi diapazon rentgen nurlarga, 0,1 A 0 dan qisqa diapazon esa gamma nurlarga tegishli sohalar hisoblanadi. 7600 A° dan 150000 A° gacha b o ig a n diapazon yaqin infraqizil, 150000A° dan 1 mm gacha b o ig a n diapazon uzoq infraqizil soha deyiladi. 1 mm dan o ‘nlab m etrgacha b o ig a n elektromagnit nurlanishlar spektr diapazoni radionurlarga tegishli uchastka hisoblanadi. 100 гво 260 .240 220 200 т. 70S 740 720 700 80 60 40 20 г кт ' Yo ‘Idoshlar Q utb yo g 'dulari M eteorlar K osm ik nurlar * / , : /о-* ! Rentgen /nurlar \ nurlar 'isJ o m o lu n g m a ЯГ* ! Ultrabi- ! , , . . . . i nafsha I \ W ° 4 ™ 1 nurlar nurlar Ко ‘zga ко ‘rinadigan nurlar ! / Radioto V- qinlar A>sm 52-rasm. Yer atmosferasida turli to'lqin uzunligidagi nurlarning yutilishi Y er atm osferasi elek tro m a g n it sp ek trn in g b arch a d ia p azo n id a astro n o m ik kuzatishlarn i olib bo rish g a im kon berm aydi. U optik nurlanishlarni yaxshi o'tkazgani holda, yaqin ultrabinafsha sohadan tash qari qisqa to iq in li nurlanishlar (uzoq ultrabinafsha, rentgen va gamma nurlarni) uchun tiniq emas. Xususan, infraqizil diapazon (10000 A 0 dan ortiq to ‘lqin uzunligidagi nurlanishlar) asosan suv bug'lari va is gazi molekulalari tomonidan kuchli yutiladi (52-rasm). Yer atmosferasi radiodiapazoni 1 sm dan 2 0 sm gacha, 1 sm dan qisqa diapazonda - 1 mm , 4,5 mm va 8 mm li qismlari uchun tiniq bo‘lib, bu diapazonlarga tegishli boshqa radionurlarni deyarli o ‘tkazmaydi. T o'lqin uzunligi bir n ech a o ‘n m e trd a n o rtiq d ia p a z o n d a g i r a d io n u r la r esa, Y er atm o sferasin in g tashqi q atlam lari to m o n id an keskin sochilishi va qaytarilishi hisobiga Yer sirtigacha yetib kela olmaydi. 101 3-§. Yoritgichlarning ko‘rinma yulduz kattaliklari Fotom etrik m etod osmon obyektlarining ravshanligini teleskopning fokal tekisligida o ‘rnatilgan nurlanish priyom nigi yordam ida oson aniqlash imkonini beradi. Bunda teleskopning fokal tekisligida yasalgan tasvir yuzasi s ni, obyektiv fokus masofasining kvadratiga nisbati fazoviy burchak со ni, obyektiv orqali o ‘tgan nurlanish oqim ining teleskop tuynugi maydoniga nisbati esa yoritilganlik E ni beradi. Biroq osm onda eng k o ‘p tarqalgan yulduzlar nuqtaviy obyektlar bo‘lib, ularning burchak o ‘lchamlarini aniqlashning iloji yo‘q, shu bois ularning ko'rinishlariga k o ‘ra ravshanliklarini ham bevosita o ‘lchab bo‘lmaydi. Bevosita kuzatishdan esa faqat ulardan kelayotgan yorug‘lik oqimini, shunda ham yoritilganliklarinigina aniqlash mumkin b o ia d i. A stronom iyada yulduzlarning yoritilganliklari maxsus logarifm ik shkalada o ‘lchanadi, ularga yulduz kattaliklari deb nom berilgan. Bir y u ld uz k a tta lig ig a ( l m deb b elg ilan a d i) m os m iq d o r sifa tid a yoritilganliklarining bir-biridan farqi 2,512 m artaga teng b o ig a n kattalik olingan. Bu m iqdorning birlik sifatida tanlanishiga sabab uning o ‘nli logarifmi roppa-rosa 0,4 ga, Sm ligi bilan farqlanuvchi yulduzlarning yoritilganliklari esa bir-biridan rosa 100 martaga farq qilishidadir. Yulduz k a tta lik la r i sh k a la sin i k iritis h d a s h a rtli ra v ish d a , E y u ld u z la r ravshanliklarining kamayishi, mos ravishda, m yulduz kattaliginin ortib boruvchi miqdori bilan ifodalanishi lozimligi kelishib olingan. Y ulduz kattaligini belgilashda, m iloddan oldingi II asrda o ‘tgan aleksandriyalik Gipparxning fotometrik chizmasiga asos qilib olingan. U k o 'rin a d ig a n yulduzlarning yo ritilganliklariga k o ‘ra, 6 guruhga b o ii n a d i, s h u la rd a n y o ru g 'in i 1 k a tta lik d a g i, eng x irasin i esa 6 kattalikdagi yulduz deb olingan. Y ulduz kattalig ining qiym ati kam aygan sayin uning ravshanligi k o 'rsatk ich i E ortib boradi. Agar osmonning yorug 4 obyektlari ham (sayyoralar, Oy, Quyosh va boshqalar) yulduz kattaligida ifodalansa, ularning ravshanligi, yulduzlarnikidan sezilarli darajada ortiqligi tufayli m anfiy isho ra bilan ifo d alanad i. M asalan, V enera ravshanligining m aksimumida yulduz kattaligi -3 gacha borib - 3 m, Quyoshniki -26,8 ra, Oyniki esa ( to iin oy paytida) —12,7m ko'rinishlarida ifodalanadi. Bunda darajad agi m, shu yoritgichning yulduz kattaligining belgisi sifatida q o ila n ila d i. Download 320.92 Kb. Do'stlaringiz bilan baham: 
|