O’zbekiston Respublikasi Oliy va O’rta Maxsus Ta’lim Vazirligi Farg’ona Davlat Universiteti Fizika-Texnika Fakulteti Fizika yo’nalishi

II.Bob. DOPLER HODISASINI O’RGANISH

2.1. AKUSTIKADA DOPLER XODISASI
Bunday oldingi bobda yorug’lik tezligini aniqlashning turli hil metodlari tavsif etildi. Shu bilan birga, yuqorida bayon etilgan ko’pdan - ko’p interferension va difraksion hodisalardan foydalanib biz yorug’lik to’lqinining muhitdagi lambida uzunligini va vakumdagi 𝛌=n uzunligini bevosita o’lchab topa olamiz.
Chiqayotgan deyarli monoxramatik nurlanishning chastotasi yoki davri atom ichida o’sha nurlanishga sabab bo’layotgan protsesslarini harakterlaydi. Optikada bu chastotalarni bevosita o’lchab toppish usullari yo’q.Biz bu chastotalarni c va 𝛌 ni o’lchash orqali aniqlaymiz. Biroq shuni naarda tutish kerakki, kuzatilayotgan yorug’likning to’lqin uzunligi yoki chastotasi atom chiqarayotgan yorug’likning mos to’lqin uzunligini yoki chastotasiga teng bo’lmasligi mumkin. Aniqroq qilib aytganda yorug’likning qayt qilinayotgan chastotasi yoki to’lqin uzunligi atom ichida yuz beriliyotgan va bu nurlanish chiqishiga sabab bo’layotgan protsesslarigina emas balik kuzatish aparatlar bog’langan koordinatalar sistemasiga ham bog’liq. To’lqin pritsessining chastotasi manbaga nisbatan qo’zg’almas bo’lgan yoki qo;zg’aluvchi bo’lgan aparatlar bilan o’lchanganda natija turlicha bo’lib chiqdi.
Bu fikirni birinchi bo’lib Dopler (1842.) aytgan: manba bilan qabul aparati bir biriga yaqinlashganda qabul qilinayotgan chastota ortadi, manba bilan qabul aparati bir biridan uzoqlashganda bu chastota kamayadi.
Dopler muloxazalari optik akustik va boshqa tur to’lqin protsesslarning hammasiga taluqlidir. Dopler o’zi kashf etgan hodisani akustik pritsesslarda sifat tomonidan kuzatadi va bazi yulduzlar rangining farq qilishiga ularning yerga nisbatan qiladigan harakati sabba bo’lsa kerak, degan farazni o’rtaga tashladi. Uning bu fukri nito’g’ri ekan. Ko’pchilik yulduzlar harakatini tasiri tufayli yulduzlar harakatining spektorida spektral chiziqlar vaziyati salginagina o’zgaradi. Shunga qaramasdan Dopler prinspining optik hodisalariga tadbiq etish mumkinligiga shubha yo’q. Doplerning optic birinchi martta hodisasi mirinchi martta astranomik hodisalarni kuzatishda tajribada ishonchli ravishda aniqlagan bo’lib o’sha sohada samarali ravishda tadbiq etilgan.
Tovush to’lqinlarida ikkinchi hol o’rinli bo’lishi shubxasizdir: tovush to’lqinlari tarqaladigan muxitda manba ham qabul qilgich ham harakat qila oladi demak bularning bir biriga nisbatan qiladigan harakati to’g’risidagi masalagina emas balki ularning muhitga nisbatan qiladigan harakati tp’g’risidagi masala ham manoga ega.
Shuning uchun ikkala lni alohida alohida ko’rib chiqamiz:

1. 
   Manbaning harakati va b) qabul qiluvchi asbobning harakati
   

1. 
   Manba muhitga nisbatan v tezlik bilan harakat qilyapti. To’lqinninng muhitdagi c tezligi doimi bo’lib manbaning harakatiga bo’liq emas.
   

Qabul qiluvchi B nuqtada turgan bo’lib S₁ manba ularning tutashtiruvchi S₁B chiziq bo’lib v tezlik bilan harakat qiladi. Manba qabul qilgichdan S₁B = a masofada turgan t₁ paytda chiqarilgan to’lqin asbobga
V₁= t₁ + a/c (1.7)
Payda yetib keladi. T₂ = t₁+↊ paytda chiqarilgan to’lqin asbobga t₂ payda yetib keladi.
Shunday qilib manba bilan asbob birgalikda xarakat qilsa Dopler xodisasi yuz bermaydi biroq v= emas U ga bo’lsa, Dopler xodisasi yuz beradi bunda chastotaning o’zgarishi U-v ayirmaga emas, balki u va v miqdorlarning o’ziga bog’liq bo’ladi. Shunning uchun bu xolda bu xodisa manbaning asbobi nisbatan yengsizligini emas, balki manba bilan asbobning muxitga nisbatan tezliigini aniqlashga imkon beradi.
1845-yilda bu xodisa eksperemental ravishda o’rganildi va nazariy yil bila topilga formulalar stansiya oldidan yurib o’tib boryotgan poyezd platformasidan chalinyotgan muzuka asbobining tovushi balandligi o’zgarishini kuzatish yo’li bilan miqdoriy jixatdan tekshirib ko’rildi.
Tovush balandligining o’zgarishini kuztuvchilar muzukachilar tinglab chamalaganlar. Bu tajribalar keyinchalik poyezdning tezligini 120 km/h ga yetkazib takrorlangan.
Tultsinlarning muxitda tartsalishi masalasi optikada ancha murakkab. Mahlumki, yoruglik tultsinlari bizga mahlum bulgan tsech tsanday modda bilan tuldirilmagan fazoda (vakuumda) tarkala oladi.
Agar vakuumni uzida elektromagnitik tultsinlar tartsala oladigan va unga nisbatan manba bilan asbobning tezligiyi ul­chash mumkin buladigan mutsit (Lorentts nazariyasining tsuzgalmas efiri, ts. XXII bob) deb tasavvur etsak, u tsolda Doppler effekti yutsoridagicha bayoi-etilgan bulishi kerak edi.
Biz bir-biridan v'c ga nisbatan ikkinchi tartibli cheksiz kichik mitsdor tsadar farts tsiladigan ikki formula topgan bular edik. Xatto Yerning uz orbitasida tsiladigan tsarakatida v'c nisbat 10^-4dan ortmaydi, shuning uchun ikkala formulaning bir-biridan fartsi atigi 10~⁸ buladi. Tajribada amalga oshiriladigan kup xollarda esa farts yanada kichik. Doppler siljishi ustida utkazilgan bevo- ' sita kuzatishlarga tsarab bu fartsni tsayd tsilib bulmaydi. Birots boshtsa optik tajribalar (masalan, Maykelg’son tajribasi) qilib kurildi, bu tajribalar yutsorida aytib utilgan farts bor bulganda ularni tsayd tsilio’ga imkon beradigan darajada anits edi. Bu tajribalar yoruglik tultsinlarining kuzgalmas efirda tartsalishi tugrisidagi tasavvurlar asosida kutiladiga» juda kichik farts yuts ekanligini kursatdi. Xamma protsesslar shun­day yuz beradiki, bunda manba va asboblarning fatsat bir-biriga nisbatan tsiladigan nisbiy tsarakatigina rolg’ uynaydi va vakuumda absolyut tsarakat tushunchasining mahnosi tsolmaydi (nisbiylik; nazariyasi, ts. XXII bob). SHuning uchun Doppler tsodisasini tavsif etuvchi formulalar xam yutsorida kurib utilgan ikki xolda bir* biridan farts tsilmasligi kerak, chunki aks tsolda biz bu xodisadan ham sistemaning vakuumdagi absolyut tsarakatini qayd qilish. imkoniyatiga ega bulgan bular edik, bu esa nisbiylik printsipiga ziddir.
Xaqiqattan ham, agar Doppler xodisasini hisob qilishda: ishlatiladigan formulalarni chiqarishda nisbiylik nazariysining asosiy postulat va natijalarini ehtiborga olsak, u holda biz ikkala hol (manba harakat qilgan hol va asbob harakat qilgan hol) uchun ayni bir quyidagi natijaga ega bo’lamiz:Biz bu masalani harakatlanuvchi sistemalar optikasining asoslarini bayon qoidasiga bag’ishlangan kelgusi bobda birmuncha batafsil ko’rib chidamiz.Dopler printsipi avvalo astronomik o’lchashlarda eksperimen­tal ravishda tasdiqlanadi. Yulduzlarning spektral chiziqlarining chastotasi bir oz o’zgarishi mumkinligi aniqlangandan so’ng bunday kuzatishlar ko’p o’tkazildi. Vega va Sirius yulduzlarining spektrlarida vodorod chiziqlari Geysler trubkasidagi mos dazitslarga nisbatan siljigani birinchi marta ishonchli ravishda qayd qilinib, bu siljish yulduzlarning Yerga nisbatan harakati tufayli hosil bo’ladi, deb olindi. Bu turdagi ulchashlar keyinchalik tsam utkazildi, tsozir tsam tez-tez utkazib turiladi. Anigini aytganda, Doppler tsodisasini bu tajribalar yordamida te-Kshirib bulmaydi, chunki biz yulduzning tezligini bevosita ulchash imkoniyatiga ega emasmiz.
Aksincha, Doppler printsipini tutri deb faraz tsilgani- _x mizda bu kuzatishlar yulduz tezligining yulduz bilan Yerni tutash- tiruvchi chizik buylab yunalgan tashkil etuvchksini (yulduzlarning nuriy tezligini) topishda tsullaniladi. X^OZIR^GI vatstda bunday. ulchashlar nixoyat darajada anits (1 km/s gacha anitslikda) bajari- ladi; shu tufayli bunday ulchashlar kosmik jismlarning nuriy tezliklarini tadtsits etishning deyarli yagona metodi tsisoblanadi. Teleskoplar vositasida ayrim-ayrim kurinadigan tsilish mumkin bulmagan uzotsdagi tsushalots yulduzlar Doppler xodisasi tufayli kashf etildi. Bunday yulduzlarning spektral chizitslari davriy • ravishda tsushalots bulib turadi. Bunday bulishiga bir-biriga? galma-galdan yatsinlashadigan va uzotslashadigan, yahni umumiy, ogirlik markazi atrofida aylanib yuradigan ikki jismning manba bulishi sabab bulsa kerak. Juda uzokdagi tsushalots yulduz­larning aylanib chikish davrini va nuriy tezligini (yahni yulduz­larning kuzatish chizigi buylab yunalgan tezligini) bunday kuza- tishlardan tsisoblab chikarish tsiyin emas.
Astrofizikada K^uyoshda yuz beradigan vodorod massalarining (protuberanetslar) otilib chitsish tezligini chamalab anitslashda kupincha Doppler printsipidan foydalaniladi. Vodorod chizits- lari chastotalarining kurinma uzgarishlarini ulchash ortali vodorod bulutining tezligi 100 km/s dan ortik (tsatto 1000 km/s gacha) ekanligi anitslangan. Samoviy jismlar tezligini anitslashning spektroskopii me­todini Fogelg’ (y.) tsullagan, keyinchalik esa Langley bilan Kornyu bu metodni KU^^SH Diskining aylanish tezligini anits- .lashda ishlatgan. Bu matssadda KU^shning shartsiy va garbiy chekka- lariga tegishli spektral chizitslar siljishi solishtirib kuril- gan. Diametral chizitsli tezlik 2,3 km/s ga teng bulib chitstsan, vatsolanki, KU^^SH doglarini bevosita kuzatishda bu tezlik 2 km/s ga yatsin bulib chitsadi. Bunday kuzatishlar Doppler tsodisasini: mitsdoriy jixatdan tasditslaidi. Dopplerning opgik tsodisasini laboratoriya sharoitida birinchi *bulib A. A. Belopolg’skiy (1900 y.) tadtsits etgan; uning tajri- balarini keyinchalik B. B. Golitsin (1907 y.) takrorlagan. Belo- polg’skiy yoruglikni chg tsarakatlanayotgan kuzgulardan tsaytishidan foydalanib, manbaning tsarakat tezligini oshirdy. Belopolg’skiy goyasi 21.4-rasmda sxema tarzida tushuntirilgan. Ikki L va V kuzgu bir-biriga nisbatan siljiydn. Kuzgular urtasiga ularning xar biridan x masofada S manba tsuyiladi, bunda SN — x. U tsolda SS' = 2x; SS" = 4x va tsokazo; umuman, /g-tasvir manbadan 2px masofada joylashgan buladi. Agar S manbadan kuzgugacha bulgan x masofa v = dx/dt tezlik bilan uzgarsa (kuzgular tsarakat tsilyap- ti), u tsolda tsamma tasvirlar tsam tsarakat tsiladi, shuning uchun l-tasvirning tezligi tsuyidagiga teng bo`ladi.