Mamadmusa mamadazimov
Download 48 Kb. Pdf ko'rish
|
- Bu sahifa navigatsiya:
- X, X + dX intervalida nurlanayotgan yo ru g iik oqimini xarakterlaydi va erg/sm3s
- 53-rasm. Absolyut qora jism nurlanish spektrida energiyaning to‘lqin uzunligi b o‘yicha taqsimlanish grafigi
- 5-§. Spektral analiz asoslari. Astrofizik obyektlarning spektrlari va ularda kuzatiladigan chiziqlar
- 6-§. Astrofizik jarayonlarning nuriy tezliklarini aniqlash. Doppler effekti
- Doppler-Belopolskiy effekti
- 54-rasm. Quyosh d ogiarid a Zeeman effektining kuzatilishi (spektrograf tirqishining Quyosh dogiga nisbatan joylashishi o ‘ng tomonda qora chiziq
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: Download 48 Kb. Do'stlaringiz bilan baham: |
Ma'lumotlar bazasi mualliflik huquqi bilan himoyalangan ©fayllar.org 2024
ma'muriyatiga murojaat qiling
ma'muriyatiga murojaat qiling