Uchun Quyoshning ichki tuzilishi hisoblanadi

Qora oʻra yoki qora tuynuk — gravitatsiya (tortishish) kuchi taʼsirida jismning oʻz markazi tomon juda katta tezlikda siqilib borishi (gravitatsion kollaps jarayoni) natijasida vujudga keladigan koinotdagi obʼyekt. Kuchli tashqi gra-vitatsion maydonga ega. A. Eynshteyn nazariyasi boʻyicha "Qora tuynuk"ning yaqin atrofidagi jismlar doimo yopiq boʻlmagan egri chiziqli orbita boʻylab, I.Nyuton mexanikasiga muvofiq, uzokdagi jismlar esa konus kesimlarining biri boʻylab harakat qiladi. "Q.oʻ.", asosan, katta massali yulduzlar evolyutsiyasining eng oxirgi bos-qichida vujudga keladi va uning mavjudligi bevosita kuzatilmaydi. Biroq "Q.oʻ." lar zich qoʻshaloq yulduzlarning koʻrinmas komponentlari ham boʻlishi mumkin.

3-b. 3-s Spektrograflar Spektrograf ham yoritqichdan kelayotgan va obyektivda yig'ilgan nurlarga dastlabki ishlov berish maqsadida qo'llaniladi. U teleskopning okulyar o'rnatiladigan qismiga, okulyar o'rniga, ya’ni fokal tekislik orqasiga, unga taqab o'rnatiladi. Spektrografning kirish tir- qishi fokal tekislikda joylashishi kerak. Spektrografning optik kuchi yoki nisbiy teshigi (d/j) teleskopnikiga (D/F) teng bo'lishi, uni effektiv ishlashini ta’minlaydi. Spektrograf yoritqichdan kelayotgan oq nurni monoxromatik tashkil etuvchilarga ajratadi va ularni to'lqin uzunliklari bo'yicha yonma-yon joylashtiradi, ya’ni spektrga yoyadi va bu spektrni suratga tushirish yoki o'lchash mumkin bo'ladi. M a’lumki, oq nur kvars prizmadan o'tganda yoki difraksion pan- jaradan aks qaytganda rangli nurlarga yoyiladi, shunga ko'ra spektro- gaflar ikki xil bo'ladi: prizmali va difraktsion panjarali.

3-b 2-s Meteorlar meteorlar - osmonning «daydi» mayda tosh zarrachalaridir. Ularning kattaliklari millimetrning ulushlarida, massalari esa milligrammlarda o'lchanadi. Ular Yerga yaqinlashgach, planetamiz atmosferasiga sekundiga 10 kilometrdan 70—80 kilometrgacha tezlik bilan kiradilar. Shubhasiz, bunday katta tezlik- dagi tosh zarrachasi atmosfera molekulalari bilan ishqalanib cho'g'lanadi va uchish davomida juda tez yemiriladi. Fanda meteorlar deb yuritiluvchi «uchar yulduz»lar yo'lining uzunligi bu osmon jismlarining kattaliklari bilan bog'liq bo'lishi o'z- o'zidan tushunarli.

3-b. 1-s Quyoshning yadroviy energi 1938—1939- yillarga kelib, astrofiziklardan A.Edington, K.Veyszekker va G.Byoteler yulduzlarning energiya manbayi bo‘la oladigan yadroviy reaksiyalarining nazariy hisob- kitobini ishlab chiqdilar. Nazariy hisoblashlar, yulduzlar (jumladan, Quyosh) markazidagi bir necha million gradusli temperatura protonlarga xuddi shunday tezlikni bera olishini, u yerda termoyadro reaksiyasi uchun qulay sharoit mavjudligini ma’lum qildi.

2-b 3-s . Quyosh teleskoplari GorizontaJ Quyosh teleskopida qo'shimcha ko'zgu va teleskop- ning obyektivi yoki bosh ko'zgusi meredian tekis]igiga o'rnatiladi. Qo'shimcha ko'zgu meredian bo'ylab o'matilgan uzunligi 3 m keladigan temir yo'llar bo'ylab obyektiv tomon oldinga va orqaga suri- lishi mumkin. Shunday harakat bilan qo'shimcha ko'zgu selostat- dan qaytgan nurni ilib oladi va obyektiv tomon yo'naltiriladi. Minorasimon Quyosh teleskoplarida qo'shimcha ko'zgu vertikal o'q bo'ylab yuqoriga ko'tarilishi yoki tushirilishi mumkin. Bunday amal ham selostatdan qaytgan nurni ilib olish va obyektiv tomon yo'naltirishga qaratilgan.



4-b 2-s Q akt. U yer ta’siri. Yer atmosferasidan tashqarida, Quyoshdan bir astronomik birlik uzoqlikda, uning nurlariga tik o‘rnatilgan bir m2 yuzani Quyosh 1366 vatt quwat bilan yoritib va isitib turadi. Bu to‘la quwat yillar sari Quyosh aktivligiga hamohang biroz (o‘rtacha 1.5 vattga ya’ni 0.1 % ga) ko‘payib va kamayib turadi . Aktivlik kuchayishi bilan, ayniqsa, chaqnashlar paytida, Quyoshning rentgen va uzoq ultrabinafsha nurlanishi quwati bir necha o‘n marta kuchayadiQuyosh nurlanishining bu . qisqa (X < 290 nm) to'lqinli qismi Yer atmosferasining asosan yuqon (12 km dan baland) qatlamlarida azot va kislorod molekulalari tomonidan yutiladi va Yer yuziga yetib kelmaydi.





5-b . 2-s Yulduzlar klassifikatsiyasi Yulduzlar statistikasida yulduzlarning fizik va koʻrinma xususiyatlarini ifodalovchi kattaliklar (massalari, yorqinligi, spektral sinflari, parallaksi, tezliklari, koʻp rangli fotometrik parametrlari va boshqalar) orasidagi empirik qonuniyatlar kuzatuv maʼlumotlari asosida topiladi, shu maʼlumotlar boʻyicha Galaktikamizning tuzilishi va uning tashkil etuvchilari tadqiq qilinadi. Bunda, xususan, yulduzlarning yorqinlik, ravshanlik va fazoviy zichlik funksiyalarini oʻzaro bogʻlovchi integral tenglamalaridan foydalaniladi. Yulduzlar kinematikasida esa Somon Yoʻlining Galaktikamiz oʻzagi atrofida differensial aylanishi xususiyatlari va, umuman, yulduzlarning nuriy hamda koʻndalang tezliklari komponentalarini kuzatuvdan topish muammolari oʻrganiladi.

5-b. 1-s Radioteleskoplar Radioteleskop ikki qismdan iborat bo'ladi: antenna va priyomnik (signal qabul qiluvchi). Antenna osmon yoritqichidan kelayotgan radionurlanish (radio to'lqinlar) ni aks qaytaradi va qaytgan bu nurlanish anteimaning fokusida yig'iladi. Yig'ilgan nurlanish to'lqin tashuvchilar yordamida priyomnikka uzatiladi. Amaldagi radio- priyomniklar, shuningdek, radioteleskopda qo'llaniladigan priyomnik- lar ham, ma’lum chastotalardagi radiosignallarni qabul qiladi. Pri- yomnikning qabul chastotasi (v) bir necha yuz mega va giga-gerslar (Mgs, Ggs) oralig'ida bo'ladi, ularga mm (bir mm ga 300 Ggs chastota mos keladi) dan o'nlab m (bir m ga — 300 Mgs) largacha to'lqin uzunliklar mos keladi Yer atmosferasining radio darchasi kengligi ming Mgs (optik darchaning kengligi bir Mgs dan kichik).

4-b 4-s Qizilga siljish. Qizilga siljish (astronomiyada) — yorugʻlik manbai spektridagi chiziklar toʻlqin uzunliklarining etalon manba spektri chiziqlari toʻlqin uzunliklariga nisbatan uzayishi hodisasi. "Q s" deb atalishining sababi bu hodisa tufayli spektrning koʻrinma qismidagi chiziqlar spektrning qizil tomoniga siljigan holda koʻrinishidir. Q. s, birinchidan, Doppler effekti natijasida, yaʼni yorugʻlik manbai kuzatuvchiga nisbatan uzoqlashayotganda, ikkinchidan (gravitatsion Q s), kuzatuvchi yorugʻlik manbaiga nisbatan kichikroq gravitatsion potensialli joyda turganda paydo boʻladi. Koinotning uzluksiz kengayishi xususiyatini ifodalovchi qonun; 1929-yilda E. Xabbl taklif etgan. Bu kengayishning eng oddiy modeli bolalar sharini puflaganda uning kattalashishidir.


4-b 3- s Prizmali raf. Prizmali spektrograf oq nurni kvars prizmadan o'tayotganda sinishiga va prizmaning sindirish koeffitsienti (n.) ni to'lqin uzimligiga bog'liqligiga, yani qisqa to'lqinli nurlami uzun to'lqinlilarga qaraganda kuchliroq sinishiga asoslangan. Bunday spektrograf kirish tirqishi (5) ga ega bo'ladi va prizmadan (P), kollimator (О,) va kamera (02) linzalaridan hamda nurlanish priyomnigi o'matilgan kamera К dan tashkil topadi. Kollimator / uzunlikdagi kirish tirqishidan shunday masofada o'rnatiladiki, tirqish- dan sochilayotgan nurlar undan to'la o'tadi va parallel nurga aylanadi. Bu nurlar yo'liga prizma (P) shunday o'rnatiladiki, awalo, prizmaning asosi kirish tirqishiga parallel bo'lishi, keyin kollimatordan (0,) kelayotgan parallel nurlarni barchasi prizmadan o'tishi shart



6-b. 3-s Ultrabinafsha nurlanish toʻlqin uzunligi. 10* m dan 410 7 m gacha boʻlgan elektromagnit nurlanish. Ultrabinafsha nurlanish koʻzga koʻrinadigan nurlanishning qisqa toʻlqinli qismi bilan rentgen nurlarning uzun toʻlqinli qismi oraligʻida joylashgan. Toʻlqin uz. 2YU*7 m dan katta boʻlgan Ultrabinafsha nurlanishni lyuminoforlar bilan qoplangan ekran orqali sezish mumkin. Bunda ekranga tushiriladigan spektrning binafsha nur tushgan joyining yonboshi oʻzidan nur chiqara boshlaydi. Bunday Ultrabinafsha nurlanishni dastlab nemis olimi N.Ritter va ingliz olimi U.X. Vollaston xlorli kumushga fotokimyoviy modda taʼsir qilib sezishgan (1801). Toʻlqin uz. 210 7 m dan kichik Ultrabinafsha nurlanish barcha moddalar, hatto havoning yupqa qatlamida ham kuchli yutiladi. Uni aniklash uchun vakuum spektral asboblardan foydalaniladi. Toʻlqin uzunligi qisqa Ultrabinafsha nurlanishni birinchi boʻlib nemis olimi V.Shuman oʻzi yaratgan flyuoritdan yasalgan prizmali vakuum spektrografi yordamida qayd etgan (1885—1903).


6-b. 1-s Kosmologiya asoslari Koinotning tuzilishi va rivojlanishini hamda nisbiylik nazariyasi obʼyektlarini kuzatuv maʼlumotlari bilan nazariy tadqiqotlar yerdamida oʻrganuvchi fan. Asosiy maqsadi — zamonaviy astronomiya va fizika bilimlariga asoslanib, Koinotning evolyusion modelini tuzish, yaʼni uning boshlangʻich holatidan to bugunga qadar va kelajakdagi taraqqiyoti bosqichlarini tahlil qilish. Zamonaviy K. asoslariga koʻra, butun Koinotning eng koʻp massasini galaktikalar va yulduzlar tashqil etgan. Lekin 15—18 mlrd. yil ilgari uning barcha moddasi dastlab qiyoslash qiyin boʻlgan oʻta zich holatda boʻlgan. Bu oʻta zich va oʻta yuqori temperaturali holatni fizika fani hali umuman ishlab chiqmagan.

5-b. 3-s. Gamma teleskoplar Ko'zoynak va nometallli er usti teleskoplarining ko'piga zich va himoya atmosfera ta'sir qiladi, bu esa tasvirlarni xira qiladi va yorug'likni ko'p yutadi.Ammo bu teleskop gamma nurlarining tugashini aniqlash uchun yaratilgan (ko'rinadigan yorug'lik energiyasidan 100 milliard martadan ko'proq fotonlar) va aslida u atmosferani boshqarishi kerak. Gamma nurlari atmosferaning yuqori qatlamlariga ta'sir etar ekan, ular yuqori energiyali zarrachalardan yomg'ir hosil qiladi.Har birining uzunligi 60 santimetr bo'lgan 382 ta mustaqil nometall bilan bezatilgan va tezkor kamera bilan jihozlangan teleskop ushbu zarralar yomg'iridan hosil bo'lgan Cherenkov chiroq deb nomlangan qisqa optik yoritishni batafsil qayd etadi.



6-b. 2-s. Optik teleskop Optik teleskoplar uchta turga bo'linadi: 1) refraktor, ya’ni lin- zalardan yasalgan teleskop. Nurlami yig'ish linzalarda ulami sinishi (refraksiyasi) ga asoslangan. 2) reflektor, ya’ni botiq ko'zgudan yasalgan teleskop . Nurlami yig'ilishi botiq ko'zgudan aks qaytish natijasida ro'y beradi. 3) katadioptrik teleskop, ya’ni botiq ko'zgu va linzalar (menisk, korreksion plastinka va afokal sistema) dan yasalgan teleskop. Ular optik sxemasi yoki numi yig'ish va tasvir hosil qilish printipi, aberratsiyalarni bartaraf etish yo'llari va qanday ishlar bajarishga moMjallanganliklari bilan bir-biridan farq qiladilar .




9-b1-s Yer tipidagi say Quyoshga eng yaqini Merkuriy bo'lib, qadimda uni arablar Utorud deb atashgan. Utorudning orbitasi boshqa planetalarnikidan farq qilib, cho'zinchoq ellips shaklidadir. Shuning uchun ham bu planetaning Quyoshdan uzoqligi 0,31 dan to 0,47 astronomik birlik- kacha o'zgarib turadi. Planetaning Quyoshdan o'rtacha uzoqligi 58 million kilometrni tashkil qiladi. Merkuriyning diametri 4880 kilometr bo'lib, uning sirtida tortish kuchi Yernikidan 2,6 marta kam adim rim mifologiyasida sevgi xudosining nomi bilan yuritiladigan bu planetaning Quyoshdan o'rtacha uzoqiigi 108 million kilometrdir. Venera (o'zbekcha nomi Zuhra) orbitasi bo'ylab sekundiga 35 kilometr tezlik bilan harakatlanib, 225 kunda Quyosh atrofida bir marta to'la aylanib ulguradi. Yer va mars ham

8-b 4-s Yulduz spectral Yulduzlarning spektrlari yettita asosiy spektral sinflarga guruhlangan. Ular lotin alifbosida ifodalanib, quyidagi tartibda joylashadi: O - B - A - F —G —К—M. Ma’lum sinfga guruhlangan spektrlar, o'z navbatida, yana o'ntadan sinfchalarga ajratilgan. Masalan, A sinf yulduzlari AO, A l, A2, ... A9 sinfchalarga bo'lingan (Quyosh o'z spektriga ko'ra G2 sinfga kiradi). Sinflar ketma-ketligi, eng avvalo, yulduzlarning temperaturasi va ranglari ketma-ketligida o'z aksini topadi. Nisbatan sovuq — qizil yulduzlarning spektrida neytral atomlarning va hatto mole- kular birikmalarning chiziqlari ko'p uchragani holda, qaynoq havorang yulduzlarning spektrida ionlashgan Yulduzlar spektrining turlicha bo'lishi ularning atniosfe- rasidagi fizik sharoitga, kimyoviy tarkibining turli-tumanligiga va, eng muhimi, turli xil temperaturaga ega ekanliklari bilan tushun- tiriladi. atomlarning chiziqlari ko'p uchraydi.

8-b. 2-s Yer bilan bog’liq Atmosferaning dimiqish xodisasi. Keyingi yillarda atmosfera tarkibidagi S02 miqdori ortib borayotganligi ma'lum bo'lib qoldi. Natijada Yer yuzasining harorati oxirgi 100 yil ichida 0,5-1,0 gradus ortdi. Iqlimning keng ko'lamda o'zgarishi atmosferaning sanoat chiqindilari va avtotrasnportlardan chiqayotgan gazlar bilan bog’liq. Yer yuzasining global isishi, ya'ni atmosferaning dimiqishi S02 ning havo tarkibida ortib ketishi, o'rmonlarning kesilishi, toshko'mir va benzin kabi yoqilg’ilarning yonishidan atmosferada to'planadigan S02 gazi tufaylidir. Ana shu zaylda ahvol o'zgarmasa XXI asrning o'rtalarida yer yuzasining harorati 1,5-4,5 gradusgacha ortishi mumkin.

7-b. 4-s Gallaktika Galaktika (yunoncha: Galaktikos — sutli, sutsimon) — umumiy oʻzaro tortishish kuchi bilan bogʻlangan hamda Quyoshni ham oʻz ichiga olgan 200 mlrd.dan ortiq yulduzning ulkan gravitatsion sistemasi. G.da yulduzlardan tashqari yulduzlararo muhit — gaz, chang va turli mayda kosmik zarralar ham bor. Umumiy koʻrinishi jihatidan mashhur Andromeda tumanligi bilan deyarli bir xil, oʻlchami jihatdan esa undan sezilarli farq qiladi. Diametri taxminan 30 ming parsek (pk); 1 pk=206264,8 astronomik birlik (a.b.)=3,2615 yorugʻlik yili (yo.y.)=30,8561015 m; umumiy massasi taxminan 2–1041 kg (10y ta Quyosh massasiga teng). Quyoshga yaqin atrofda zichligi ~4-10"21 kg/m3. G.ning oʻzbek tilidagi nomi Somon yoʻli, chunki qadimdan yulduzlar maʼlum bir tekislikka (G. ek-vatoriga) nisbatan zich joylashib olganligi kuzatilgan boʻlib, ota-bobolarimiz uni arava ketidan toʻkilib borgan somondan hosil boʻlgan. yoʻlga, yunonlar esa yerga toʻkilgan sutga oʻxshatganlar. Yunon faylasufi Demokrit Somon yoʻli son-sanoqsiz yulduzlardan iborat deb taxmin qilgan edi. Shunday ekanligini birinchi boʻlib G. Galiley isbotladi (1610). Ingliz astronomi V. Gershel 18-asrda G.ni izchil oʻrgana boshladi. Keyinchalik uni jahondagi koʻp olimlar oʻrganishdi

7-b. 3-s Quyosh energiyasi Quyoshning aniqlangan «yoshi» salkam 5 milliard yilni ko‘rsatadi. Bunday katta davr davomida tinimsiz nurlanayotgan Quyosh, jumladan, yulduzlarning yo‘qotayotgan energiyasi qanday fizik jarayon hisobiga to‘latilib turilishi muammosini hal qilish, astronomlaming asriy orzularidan hisoblanardi. Bu to‘g‘rida turli fikrlar, o‘nlab ilmiy gipotezalar tugildi. Biroq ulardan ko‘pi o‘zini oqlamadi Quyoshning yadroviy energi 1938—1939- yillarga kelib, astrofiziklardan A.Edington, K.Veyszekker va G.Byoteler yulduzlarning energiya manbayi bo‘la oladigan yadroviy reaksiyalarining nazariy hisob- kitobini ishlab chiqdilar. Nazariy hisoblashlar, yulduzlar (jumladan, Quyosh) markazidagi bir necha million gradusli temperatura protonlarga xuddi shunday tezlikni bera olishini, u yerda termoyadro reaksiyasi uchun qulay sharoit mavjudligini ma’lum qildi.

7-b. 1-s Oyning fizik t. Yerga eng yaqin osmon jismi Oy bo'lib, u planetamizning tabiiy yo'ldoshidir. Oyning Yer atrofidagi orbitasi barcha planetalarning Quyosh atrofida aylanish orbitasi kabi ellips. Shu tufayli Oyning Yerdan uzoqligi biroz o'zgarib turadi. U Yerga eng yaqin kelganda 363400 kilometr, eng uzoqlashganda (apogeyda) esa 405400 kilometr masofada bo'ladi. Oyning diametri 3476 kilometr bo'lib, uning hajmi Yer hajmining yuzdan ikki qismini tashkil qiladi. Oy massasi Yer massasidan 81 marta kamdir. Oy sirtida tortish kuchi Yerdagidan 6 marta kam. Uning sirtida erkin tushish tezlanishi 1,63 m/s2. Oyning o'rtacha zichligi 3,3 g/sm 3, ya’ni Yemikidan 1,5 marta kam. Kunduzi tush paytida Oyning ekvatori atrofida tem- peratura +120 °C, yarim kechada esa -150 °C ni tashkil qiladi.

7-b. 2-s Spektrograflar Spektrograf ham yoritqichdan kelayotgan va obyektivda yig'ilgan nurlarga dastlabki ishlov berish maqsadida qo'llaniladi. U teleskopning okulyar o'rnatiladigan qismiga, okulyar o'rniga, ya’ni fokal tekislik orqasiga, unga taqab o'rnatiladi. Spektrografning kirish tir- qishi fokal tekislikda joylashishi kerak. Spektrografning optik kuchi yoki nisbiy teshigi (d/j) teleskopnikiga (D/F) teng bo'lishi, uni effektiv ishlashini ta’minlaydi. Spektrograf yoritqichdan kelayotgan oq nurni monoxromatik tashkil etuvchilarga ajratadi va ularni to'lqin uzunliklari bo'yicha yonma-yon joylashtiradi, ya’ni spektrga yoyadi va bu spektrni suratga tushirish yoki o'lchash mumkin bo'ladi.

8-b . 1-s.Qo’shaloq yulduzlar Bizni o'zaro dinamik bog‘langan haqiqiy yoki fan tili bilan aytganda, fizik qo ‘.shaloq yulduzlar qiziqtiradi. Agar fizik qo'shaloq yulduzlarning tashkil etuvchilari, quvvatli teleskop bilan qaralganda, bir-biridan bevosita ajratib ko'rish mumkin bo'lgan yoy niasofada joylashgan bo'lsa, ularni viz.ua! qo'shaloqlar deyiladi. 0 ‘zaro juda kichik burchak masofada joylashgan qo'shaloq yulduzlarni bevosita ajratib ko‘rishning hech iloji yo'q boiib, ularning qo'shaloqligi fotometrik yoki spektral metod yordamida aniqlanadi. Shunga ko'ra ular, mos ravishda, tuti/uvchi qo'shaloqlar va spektral qo'shaloqlar deb yuritiladi.




10-b 4-s. Netrino ast. Netrino Quyosh har sekundda 3.96-1033 erg energiya sochadi. Demak, uning o'zagida har sekundda shuncha energiya hosil bo'ladi. Agar bu energiya yuqorida ko'rilgan protonlardan alfa-zarralar hosil bo'lish reaksiyasi bo'lsa, u holda har sekundda taxminan 1038 ta neytrino hosil bo'ladi. Hosil bo'lgan bu ulkan neytrino oqimi Quyosh ichida qanday tarqaladi? Buni tushinish uchun, hosil bo'lgan neytrinoning harakatini reaksiya natijasida hosil bo'lgan gamma (nurlanishni) fotonning tarqalishi bilan solishtiraylik. Ulaming ozod harakat yo'li /« 1/fcp, bu yerda, к — yulduz moddasining notiniqligi (u zarralaming yutish koeffitsiyentiga asosan topiladi va yuza birlikka ega), p — modda zichligi

10-b 3-s.clea tizimi haqida.

10-b . 2-s ressel diagrammasi GERSSHPRUNG—RESSELL DIAGRAMMASI — yulduz spektri yoki t-rasi bilan yulduz yorqinligi orasidagi bogʻlanishni ifodalaydigan diagramma. Daniya astronomi E. Gersshprung va amerika astronomi G. Ressell tuzishgan. Abssissa oʻqiga yulduzning spektral sinflari, ordinata oʻqiga mutlaq yulduz kattaligi qiymati quyiladi. Gersshprung—ressell diagrammasi — R. d. yordamida yulduzlarni fizik xususiyatlari bir xil boʻlgan guruhlarga ajratish va baʼzi fizik tasvirlari orasidagi bogʻlanishni oʻrganish mumkin. Gersshprung—ressell diagrammasi — R. d. asogan Quyosh sistemasiga yaqin yulduzlarni oʻrganish natijasida tuzilgan.


10-b 1-s Mars Urush xudosi Mars nomi bilan yuritiladigan Yer tipidagi to'r- tinchi bu planetaning orbitasi Yer orbitasidan tashqarida yotadi. Uning Quyoshdan o'rtacha uzoqligi 228 million kilometr. Mars Quyosh atrofida aylanayotib, liar 780 kunda Yerga yaqinlashib turadi. Bunday yaqinlashish qarama-qarshi turish deyiladi. Mars orbitasi ellips shaklida bo'lganidan, qarama-qarshi turish paytida u Yerga eng yaqin kelganda (buyuk qarama-qarshi turish paytida), undan bizgacha masofa 56 mln km ni tashkil etadi. Mars nisbatan kichik planeta, uning diametri 6775 kilometr, massasi esa 6,44 • 1023 kg (Yer massasining 0,107 qismini tashkil qiladi). O'rtacha zichligi ham Yernikidan ancha kam — 3,94 g/sm3. Erkin tushish tezlanishi — 3,72 m/s2

9-b. 3-s Difraksion panjarali spektrograf. Bunday spektrograf yonma-yon joylashgan tirqishlardan o'tayotgan nurlami difraksiyalan- ishiga va interferensiyalanishiga asoslangan. Astrofizikada, odatda, yassi ko'zgusimon difraksion panjara qo'llaniladi va u maxsus mashina yordamida parallel, teng (a) oraliqda chiziqlar o'yilgan (chizilgan) ko'zgudan iborat bo'ladi. Bunday ko'zguga tushayotgan nur undan aks qaytadi va oraliqlar kichik bo'lgani uchun kuchli darajada difrak- siyalanadi. Yonma-yon joylashgan tirqish (chiziq) lardan difraksiya- langan nur interferensiyalanadi, ya’ni ф burchak ostida tushayotgan urlanish фтк yo'nalishlarda sin ± sin фтк =(2/и + 1 )~ bir birlik fazaiar farqiga va maksimal intensivlikka ega bo'ladi va

9-b. 2-s s Yulduz spectral Yulduzlarning spektrlari yettita asosiy spektral sinflarga guruhlangan. Ular lotin alifbosida ifodalanib, quyidagi tartibda joylashadi: O - B - A - F —G —К—M. Ma’lum sinfga guruhlangan spektrlar, o'z navbatida, yana o'ntadan sinfchalarga ajratilgan. Masalan, A sinf yulduzlari AO, A l, A2, ... A9 sinfchalarga bo'lingan (Quyosh o'z spektriga ko'ra G2 sinfga kiradi). Sinflar ketma-ketligi, eng avvalo, yulduzlarning temperaturasi va ranglari ketma-ketligida o'z aksini topadi. Nisbatan sovuq — qizil yulduzlarning spektrida neytral atomlarning va hatto mole- kular birikmalarning chiziqlari ko'p uchragani holda, qaynoq havorang yulduzlarning spektrida ionlashgan Yulduzlar spektrining turlicha bo'lishi ularning atniosfe- rasidagi fizik sharoitga, kimyoviy tarkibining turli-tumanligiga va, eng muhimi, turli xil temperaturaga ega ekanliklari bilan tushun- tiriladi. atomlarning chiziqlari ko'p uchraydi.