Reja.
1. Ko’zguli antennalar haqida ma’lumotlar.
2. Ko’zguli anatennalarning ishlash hususiyatlari.
3. Ko’zguli antennalarning kostruktiv xususiyatlari va ularning qo’llanish usullari.
4. Hulosa.
5. Foydalanilgan adabityotlar.
Radioastronomiya astronomiyaning yangi yo‘nalishlaridan biri hisoblanadi. U chastotalar diapazonining bir necha megagersdan (MGs - 100 m) taxminan 300 MGs (1 mm) gacha bo‘lgan intervalini qamrab oladi va shu bilan kuzatish mumkin bo‘lgan elektromagnit spektrni bir necha tartibga kengaytiradi. Radiointervalning quyi-chastotalar chegarasi ionosferaning noshaffofligi bilan belgilanadi, yuqori chastotalar chegarasi esa atmosferaning quyi qatlamlaridagi kislorod va suv tomonidan kuchli yutilish polosalari bilan belgilanadi. Ammo bu cheklashlarning birontasi ham mutloq emas va qulay shart-sharoitlar ostida radioastronomlar submillimetr sohasida yoki Quyosh dog‘larning minimumi davrlarida ionosferadagi tuyniqlar orqali ishlashligisi mumkin.XX asr boshlarida Quyoshdan keladigan radionurlanishni kuzatishni urunib ko‘rilgan. Biroq, bu tajribalar natijalarga olib kelmadi, bunga sabab antenna-qabul qiluvchi sistemaning sizgirligi pastligi va kuzatuvlarning aksariyati o‘tkazilgan past chastotalarda ionosferaning noshaffofligi bo‘lgan. Kosmik radionurlanishning birinchi kuzuvlari keyinchalik amerikalik muhandis Karl G. Yanskiy tomonidan 1932-yilda momaqaldiroq paytida 20.5 MGs (14.6 m) da chaqmoq chaqnashi sababli radio g‘alayonlanishlarni o‘rganish paytida amalga oshirilgan. U 24 soatli davr bilan o‘zgaradigan, kelib chiqishi noma’lum bo‘lgan radiomanbani topdi. U biroz keyinroq ushbu nurlanishning manbasi Galaktika markazi yo‘nalishi bilan to‘g‘ri kelishini aniqladi.
Radioastronomiyaning asli tug‘ilishini 1930-yillarning oxiri bilan belgilasa bo‘ladi, shunda Grout Reber o‘zining o‘zi yasagan 9.5 metrli parabolik antenna yordamida sistematik kuzatishlarni boshlagan edi. Bundan keyin radioastronomiya juda tez rivojlanib ketdi va Koinot haqidagi bilimlarimizni kengatirib berdi.Kuzatuvlar ham uzuluksiz (keng polosada) va spektral chiziqlarda (radio spektroskopiya) olib boriladi. Bizning Somon Yo‘limizning tuzilishi xaqidagi bilimlarimizning aksariyat qismi neytral vodorodning 21 santimetrdagi va yaqin vaqtdan boshlab 2.6 millimetrdagi uglerod monooksidi chiziqlarning radiokuzatuvlaridan olingan. Radioastronomiya muhim bo‘lgan qator ochilishlarga sabab bo‘lgan, masalan pulsarlar ham kvazarlar birinchi bo‘lib aynan radioastronomik kuzatuvlar orqali topilgan. Ushbu soha muhimligini fizika bo‘yicha Nobel mukofoti yaqin orada ikki marotaba radioastronomlarga berilganligidan ko‘rishimiz mumkin.
Radioteleskop nurlanishni obektiv yoki antennada eg‘ib, radiometr deb nomlanuvchi qabul qiuvchi yordamida uni elektr signaliga aylantiradi. So‘ngra bu signal kuchaytiriladi, detektorlanadi va integrallashtiriladi va chiqishda biron –bir yozib oluvchi vositaga, hozirgi kunda kompyuterda qayd etiladi. Qabul qilinayotgan signalning kuchsizligi sababli sezgirligi yuqori bo‘lgan qabul qilgichlardan foydalanish talab etiladi. Ko‘p hollarda kelayotgan nurlanishning shovqinini kamaytirish maqsadida ular sovutiladi, aksi holda shovqin manbadan kelayotgan signalni qoplab qo‘yishi mumkin. Radioto‘lqinlar ham elektromagnit nurlanish bo‘lganligi uchun ular ham oddiy yorug‘lik nurlari singari qaytadi va sinadi. Ammo radioastronomiyada ko‘pincha qaytaruvchi (aks etuvchi) teleskoplar qo‘llaniladi.
Past chastotalarda antennalar odatda dipol bo‘ladi (radio va televizorlarda ishtiladigan kabi), lekin yorug‘lik yig‘uvchi yuzani hamda ajrata olish qobiliyatini kattalashtirish maqsadida dipol massivlari ishlatiladi – u erda barcha dipol elementlari bir biriga ulangan bo‘ladi.
Eng ko‘p tarqalgan antenna bu parabolik reflektor bo‘lib, u xuddi optik ko‘zguli teleskop kabi ishlaydi. Katta to‘lqin uzunliklarda qaytaruvchi sirt bir tekis uzliksiz bo‘lishi shart emas, katta to‘lqin uzunligidagi fotonlar qaytaruvchi sirtidagi teshiklarni ko‘rmaydi va shuning uchun antenna odatda metallik to‘r (setka) ko‘rinishida yasaladi. Yuqori chastotada ishlash uchun esa nurlanishni qabul qiluvchi yuza juda ham silliq bo‘lishi shart, hattoki millimeter-submillimetr diapazonida esa radioastronomlar o‘zlarining radiometrlarini o‘rnatib, yirik optik ko‘zguli teleskoplardan foydalanishadi. Signalning kogerent (o‘zaro kelishilgan) kuchayishini ta’minlash maqsadida sirtning notekisliklari kuzatuv olib boriladigan to‘lqin uzunligining 1/10 qismidan kichik bo‘lishi kerak.Optik hamda radioteleskoplar orasidagi asosiy farqi – ularni signal qayd etishida. Radioteleskoplar tasvir oluvchi teleskoplar emas (quyida keltiriladigan sintetik (sun’iy) teleskoplardan tashqari); buning o‘rniga antenna fokusida joylashgan karnay simon nurlovchi (rupornыy obluchatel) to‘plangan signalni qabul qilgichga yuboradi. Shu bilan to‘lqin uzunlini va faza xaqidagi ma’lumotlar saqlanadi.Radioteleskopning – ajrata olish qobiliyatini optik teleskoplar uchunyozilgan (4.40)-formuladan keltirib chiqarish mumkin, ya’ni bu bo‘ladi, bu erda – kuzatilayotgan to‘lqin uzunligi, – apertura (antenna) diametri. Optik hamda radio nurlarning to‘lqin uzunliklari orasidagi nisbati taxminan 10,000 ni tashkil qilgani sababli, optik teleskoplardagi ajrata olish qobiliyatiga etish uchun diametri bir necha kilometrli antennalar talab etiladi. Radioastronomiyaning ilk kunlarida uning tan olinishi va rivojlanishi uchun uning eng katta xalaqit qiladigan omillaridan bu juda ham past ajrata olish qobiliyati bo‘lgan. Masalan, Yanskiy foydalangan antenna eng tor yo‘nalishda ajralganligi tahminan teng elpig‘ich-shaklli signalga ega bo‘lgan. Shuning uchun, radiodiapazondagi kuzatuvlarni optik kuzatuvlari bilan tenglashtirib bo‘lmaydi. Radiomanbalarni optik analoglari bilan moslashtirishning xech qanaqa imkoniyatlari bo‘lmagan.Dunyodagi eng katta radioteleskop Puerto Rikodagi Aresibo antennasi bo‘lib, uning asosiy reflektori qo‘zg‘almas bo‘lib, metall panjara bilan qoplangan, diametri 305 metrga teng aylana shaklidagi tabiiy vodiyga o‘rnatilgan (4.25-rasm). 1970 – yillar oxiriga kelib uning antenna sirti va qabul qilgichi modernizatsiyalandi, natijada antenna 5 sm gacha bo‘lgan to‘lqin uzunliklargacha bo‘lgan diapazonlarda ishlashga imkoniyatlar paydo bo‘ldi. Aresibo teleskopining ko‘zgusi parabolik emas, balkim sferikdir, va antenna u xarakatlanadigan uzatuvchi sistemasi bilan jihozlangan va u zenit atrofida radiusi teng sohada kuzatuvlarni olib borishga imkon beradi.
Eng yirik to‘liq boshqariladigan radioteleskop 2000 – yilning oxirida AQShning Virginiya shtatida qurilgan Grin Benk teleskopidir. U biroz assimetrik bo‘lib, diametri metrga teng (4.26.-rasm). Grin Benk teleskopidan oldin taxminan 20 yil davomida eng yirik teleskop bo‘lib Germaniyadagi Effelsberg teleskopi hisoblangan. Uning antennasi parabolik bo‘lib, diametri 100 metrga teng bo‘lgan. Ichki 80 metrli lagan tekis, uzluksiz ravishda alyuminiy panellaridan yasalgan bo‘lib, diskning tashqi qismi esa metall panjara tuzilishiga ega. Teleskopning faqatgina ichqi qismini ishlatgan holda 4 mm gacha bo‘lgan to‘lqin uzunliklar sohasini kuzatishga imkoniyatlar bo‘lgan. Eng qari va balkim eng mashhur yirik radioteleskop Britaniyada, Djodrell Benkda joylashgan 76 metrli antennadir, u 1950-yillarning oxirida qurilib bitkazilgan.Eng yirik teleskoplarning yuzasi etarli darajada aniqlikka ega emasligidan ularni 1 sm dan kichik to‘lqin uzunliklarida ishlatib bo‘lmaydi. Ammo millimetr to‘lqin uzunligi sohaning muhimligi vaqt o‘tgan sayin oshib bormoqda. Bu to‘lqin uzunligida yulduzlararo molekulalarning ko‘plab o‘tishlari mavjud va xattoki bitta antennali teleskopni ham ishlatsa burchak ajrata olish qiymatining etarli kttalikdagi qiymatiga erishsa bo‘ladi. Hozirgi kunda millimeter diapazonida ishlovchi tipik teleskop ko‘zgusining diametri taxminan 15 m. Hozirda bu yo‘nalish tez rivojlanmoqda va bir qator yirik millimetr teleskoplar faol ishlamoqda. Ular orasida 3 mm diapazongacha ishlatsa bo‘ladigan Yaponiyadagi 40 m Nobeyama teleskopi, 1 mm gacha ishlatsa bo‘ladigan, Ispaniyaning Piko Veletadagi 30 m IRAM teleskopi va 0.5 mm gacha bo‘lgan sohada ishlaydigan Gavayi, Mauna Keadagi Buyuk Britaniyaning 15 m Djeyms Klark Maksvell teleskopi (4.27-rasm). XXI asrning birinchi o‘n yilligidagi eng katta proekt - ALMA (Atacama Large Millimetre Array – Atakamadagi Katta Millimetr Massivi) bo‘lib, u 50 ta 12 metrlik teleskoplardan iborat (4.28-rasm) bo‘ladi. Bu teleskop AQSh, Evropa hamda Yaponiyaning hamkorlikdagi loyiha sifatida qo‘riladi.Yuqorida ta’kidlab o‘tilganidek, radioteleskopning ajrata olish qobiliyati optik teleskopnikidan ancha past. Hozirgi kunda eng yirik radioteleskoplarning ajrata olishi 5 yoy sekundigacha etishi mumkin, u bo‘lsa ham faqatgina o‘ta yuqori chastotalarda. Radioteleskoplarning ajrata olish qobiliyatini oshirish maqsadida ularning o‘lchamlarini kattalashtirish foyda bermaydi, chunki zamonaviy teleskoplarda bu kattalik o‘zining nazariy qiymatiga etib borgan. Shunday bo‘lsa ham, radioteleskoplar va interferometrlarni birgalikda ishlatgan holda, optik teleskoplarnikidan ham yuqori ajrata olish qiymatlariga erishish mumkin.1891 yilga kelib Maykelson ham astronomik maqsadlar uchun interferometrni ishlatgan. Optik to‘lqin uzunliklarirejimida interferometrlardan foydalanish juda qiyin bo‘lsaham, radiodiapazonda interferemetrlar judaham qulay va foydali bo‘lib chiqdi. Interferometrni yasash uchun kamida ikkita bir-biriga ulangan antennalar talab etiladi. Antennalar orasidagi masofa baza chizig‘i deb ataladi. Birinchidan, baza chizig‘i kuzatilayotgan yo‘nalashga perpendikulyar deb faraz qilamiz (4.29-rasm). Keyin nurlanish ikkita antennaga ham bir hil fazada tushadi va ularning birlashgan signali maksimumni ko‘rsatadi. Biroq, Erning o‘z o‘qi atrofida aylanishi tufayli baza chizig‘ining yo‘nalishi o‘zgaradi va bu natijada ikkita signal o‘rtasida fazalar farqi paydo bo‘lishiga olib keladi. Buning natijasida sinusoidal ko‘rinishidagi interferension tasvir paydo bo‘ladi, va u erda fazalar farqi 180 gradusga teng bo‘lganda minimumlar paydo bo‘ladi. Cho‘qqilar orasidagi masofa quyidagicha beriladi:
bu erda – baza chizig‘i burilgan burchak, λ – qabul qilinayotgan signalning to‘lqin uzunligi. Shunda interferometrning ajrata olish imkoniyati chiziqli o‘lchami ga teng bo‘lgan antennaniki bilan mos keladi.
Agar kuzatilayotgan manba nuqtaviy manba bo‘lmasa, uning turli qismlaridan chiqqan yorug‘lik antennaga etib kelganda faza farqiga ega bo‘ladi. Bunday holatda interferension tasvirdagi minimum nolga teng bo‘lmasdan ma’lum bir musbat ga teng bo‘ladi. Interferension tasvirdagi maksimumini deb begilasak, unda quyidagi nisbat manba щlchamining kattaligini beradi:
Manba tuzilishi xaqida aniqroq ma’lumotlarni antennelar orasidagi masofalarni almashtirish yo‘li, ya’ni antennelarni bir biriga nisbatan joyini almashtirish, bilan olsa bo‘ladi. Bu ish qilinsa interferometriya aptura sintezi deb ataladigan usulga aylanadi.
Apertura sintezi usulining prinsipini ko‘rsatish uchun avvalom osmonda shimol tomonga qaragan, sharq-g‘arb yo‘nalishda qaratilgan interferometrni qayraymiz. Antennalarning har biri bir biriga teng bo‘lib, ikkalasi diametriga ega va to‘lqin uzunligida ishlashadi. Antenna elementlari orasidagi minimal masofani , maksimal masofani deb belgilaymiz. (a) holda faqatgina ikkita, maksimal masaofa ga ajratilgan A va B antennalar mavjud. Yer aylanganda A va B antennalar, 12 soat davomida, osmon tekisligida diametri teng – ya’ni ushbu interferometr bilan maksimal ajrata olish qobiliyatiga erishib bo‘ladigan, aylanani chizishadi. (b) holda interferometrga C antennasi qo‘shiladi va bu qo‘shimcha ikkita baza chizig‘ini beradi. Ular radiuslari va ga teng AC va BC aylanalarni mos holda chizishadi. (c) holda interferometrga yana bitta D antenna qo‘shiladi. Bu holda baza chiziqlaridan ikkitasi, AD and CD, bir biriga teng va shuning uchun osmon sferasiga faqat ikkita yangi aylanalar qo‘shiladi. Interferometrga qo‘shimcha elementlarni qo‘shish orqali birlamchi nuri, ya’ni bitta idishnig nuri, doirasidagi etishmaydigan qismlarini to‘ldirsa bo‘ladi va shu bilan nurning to‘liq qamrab olishi ta’minlanadi. (c) dan yana shuni qo‘rishimiz mumkin-ki, barcha oraliq masofalarni to‘ldirish uchun antennalarni xamma joylashishlari talab etilmaydi; ayrim hollarda antennalar orasidagi masofalar bir biriga teng bo‘lib, natijada qo‘shimcha ma’lumotni berishmaydi. Sharq-g‘arb interferometrlar bilan to‘liq apertura sintezini olish uchun har doim 12 soat talab etiladi, albatta agarda hamma masofalar to‘lgan bo‘lsa. Ammo, odatda, antennalarning bir nechta elementlarning joylashishini ko‘chirsh imkoniyati bo‘ladi va bu holda barcha oraliq masofalar to‘lishi uchun aperturaning to‘liq sintezi juda ko‘p vaqtni talab etadi.
Apertura sintezining nazariyasi va usullari britaniyalik astronom Ser Martin Rayl tomonidan ishlab chiqilgan. 4.30.rasmda apertura sintezining prinsipi ko‘rsatilgan. Agarda teleskoplar sharq-g‘arb yo‘nalishda joylashgan bo‘lsa, ularorasidagi masofa osmonga proeksiyalanganda aylana yoki ellipsni chizadi, bu o‘z navbatida, Yer o‘z o‘qi atrofida aylanganligi sababli, manbaning joylashganligiga bog‘liq. Agar teleskoplar orasidagi masofa o‘zgartirilsa, 12 soatlik interval davomida osmonda aylana yoki ellipslar seriyalari chiziladi. 4.30.- rasmdan ko‘rishimiz mumkinki, antennalar orasidagi masofa to‘liq yopilgan bo‘lishi shart emas, chunki bir xil nisbiy masafaga ega bo‘lgan xar qanaqa antennalar kombinatsiyasi osmonda bir xil yo‘lni chizadi. Shu yo‘l orqali, to‘liq aperturali, o‘lchamlarii teleskoplar orasidagi maksimal masofaga teng bo‘lgan antennalarni sintezlashtirsa bo‘ladi. Bunday prinsiplarga asoslanib ishlaydigan interferometrlar aperturasi sintezlashtirilgan teleskoplar deyiladi. Agarda bazalar chizig‘igacha bo‘lgan butun masofa to‘liq qoplansa, unda natijada, antennaning alohidagi elementi ustidagi manbaning aniq haritasi olinadi. Shunday qilib, aperturasi sintezlashtirilgan teleskoplar osmonning xaritasini berishadi, ya’ni ularni radio fotograflar deyishimiz mumkin. Tipik apertura sintez teleskoplari bitta bitta qo‘zg‘almas va odatda sharq-g‘arb yo‘nalishida joylashgan (ammo T yoki Y shaklidagi konfiguratsiyalar ham qo‘p uchraydi) bir nechta suriladigan teleskoplardan iborat bo‘ladi. Ishlatilayotgan teleskoplarning soni ular yanada kattaroq diskni qay darajada tez sintezlab berishini belgilaydi, chunki mumkin bo‘lgan antennalar kombinatsiyalari soni qonuniyat bilan oshadi, bu erda – teleskoplar soni. Bundan tashqari, katta teleskopni bitta qo‘zg‘almas va bitta qo‘zg‘alanuvchi teleskpoplar bilan, ular orasidagi masofani har 12 soatda almashtirish orqali sintezlashtirsa bo‘ladi. Ammo bunda to‘liq apertura sintezi kuzatuv vaqtining bir necha oyini talab qilinishi mumkin. Bu usul ishlashi uchun manba o‘zgarmas bo‘lishi shart, ya’ni kuzatuv davomida signal vaqt davomida o‘zgarmasligi lozim.
+Hozirgi kunda aperturasi sintezlashtirilgan teleskoplardan eng samaradorlisi bu Nyu-Meksiko, AQShdagi VLA (Very Large Array – O‘ta Katta Massiv) teleskopidir (4.31-rasm). U 27ta paraboloid antennalardan iborat, har biri diametri 25 m va ular Y-simon shaklda joylashishgan. Y-shakli tuzilishi tanlanganligi sababi - u to‘liq apertura sintezini 8 soat davomida ta’minlab bera oladi. Har bir antenna maxsus qurilgan tashuvchi moslama yordamida ko‘chirilishi mumkin va teleskoplarning joylashishi shunday tanlanadig‘ki ular har bir konfiguratsiya uchun optimal intervallarni ta’minlab beradi. Eng katta konfiguratsiyada har bir elkaning uzunligi 21 km ga teng, bu esa natijada effektiv diametri 35 km ga teng antennaga mos keladi. Agarda VLA teleskopini eng katta konfiguratsiyada va eng yuqori 23 GGs (1.3 sm) chastotasida ishlatsa, ajratib olish qiymati 0.1 yoy sekundasiga etadi va bu ko‘rsatgich har qanaqa optik teleskopdan ustun keladi. Bunday ajrata olish ko‘rsatgichga Britaniyadagi MERLIN teleskopi yordamida ham erishish mumkin, u erda oldindan mavjud bo‘lgan teleskoplar radiokanallar orqali bir biriga ulangan. Boshqa keng ma’lum bo‘lgan sintezlashtirilgan teleskoplardan Buyuk Britaniyadagi 5 kilometrli Kembridj massivini va Niderlandlardagi Vesterbrok massivini aytishiiz mumkin, ularning ikkalasi sharq-g‘arb yo‘nalishida joylashgan.
Undan ham yaxshi ajratib olishni qiymatini aperturani sintezlashtirish usulining kengaytirilgan varianti – VLBI (Very Long Baseline Interferometry Juda katta baza chiziqli interferometriya) yondoshishi orqali olsa bo‘ladi. Bu usulda antennalar orasidagi masofa faqatgina Erning o‘lchamlari bilan chegaralangan. VLBI amalda ishlayotgan, bitta manbaga qaratilgan antennalardan foydalanadi (ko‘p hollarda ular har hil kontinentlarda joylashgan bo‘lishi mumkin). Bu holda signal atom soatlari beradigan o‘ta aniq vaqtni o‘lchovchi signallar bilan yoziladi. Ma’lumotlar fayllari bir biri biiga moslashtirilgan, natijada oddiy aperturani sintezlovchi teleskoplarda olingan natijalarga o‘xshash xaritalar qo‘lga kiritiladi. VLBI usulida 0.0001” ga teng ajratib olishga erishish mumkin. Bundan tashqari, interferometriya teleskoplar orasidagi masofaga juda sezgir bo‘lganligi sababli, VLBI usuli masofalarni o‘lchashda eng aniq usullardan birini beradi. Xozirgi kunda kontinentlar aro baza chizig‘i masshtabidagi masofalarni bir necha santimetrik xatolik bilan o‘lchash mumkin. Bu kontinentlar siljishi va qutb xarakatini vaqtga bog‘liq funksiya sifatida o‘rganishga mo‘ljallangan VLBIning geodezik eksperimentlarida ishlatiladi.
Radioastronomiyada ham alohida antennalarning maksimal o‘lchamlariga erishib bo‘lindi. Bu erdagi asosiy yo‘nalish bu Nyu-Meksikodagi VLA teleskopiga o‘hshash teleskoplarni yaratishdir. 1990-yillarda AQSh butun kontinentni kesib o‘tadigan antennalar ketma-ketligini yaratgan, Avstraliyaliklar ham shunday qurilmani yaratishdi, faqat u mamlakatni shimol-janub yo‘nalishda kesib o‘tadi.Submillimetr sohasida olib boriladigan kuzatuvlar kundan kunga ko‘payib bormoqda. Atmosferadagi suv bug‘larining ta’siri effekti qisqa to‘lqinlarda muhim bo‘lib qoladi; shuning uchun submillimetr teleskoplari, optik teleskoplar singari, tog‘ cho‘qqilarida joylashgan bo‘lishi kerak. Ko‘zguning barcha qismlari berilgan shakilni aniq saqlab borish maqsadida, yangi optik teleskoplarga o‘xshab, faol kontrol qilinishi kerak. Xozirgi kunda submillimetr teleskoplarning bir nechtasi qurilmoqda.
Hulosa.
Men ushbu mustaqil ishini bajarish mobayinida ko’zguli antennalar haqida umumiy ma’lumotga ega bo’ldim va ularning qo’llasnish usullarini shu bilan bir qatorda ularning ishlash xususiyatlaridan o’zim uchun ko’nikma hosil qildim.
Foydalanilgan adabiyotlar.
1. Kitchin C.R., Astrophysical Techniques, Fourth Edition, Taylor & Francis Group, 493 pp., 2003. 2. RickeG.FI., Detection of light, Carabridge, 2002.
3. Ziyaxanov R.F., Tadjibayev I.U., Xo‘jayev A.S. Amaliy va umumiy astrofizika, Oequv qo‘llanma: I qism, “0 ‘zbekiston”, —T., 2010.
4. Sattarov I., Astrofizika, Toshkent, 2009.
5. Nuritdinov S.N., Tadjibayev I.U., Ziyaxanov R.F., Umumiy astronomiyadan masalalar to‘plami, “0 ‘zbekiston”, -T., 2013.
6. Nuritdinov S.N., Mirtadgiyeva K.T., Umumiy astronomiya, Universitet, Tashkent, 2008.
7. 3acoB A.B., FIo c th o b K.A. 06max acTpo(J)H3HKa IfeflaHHe 2- e, HcnpaBJi. h flonoJTH., -O p»3H H o: «B eK 2», 2011, 576 c.
8. M apraH O B K y p c npaKTHHecKOH acTpo(J)H3HKH, M.: H a y x a , 1 9 7 7 .
9. HypHTflHHOB C.H. C om oh HyJiH (J)H3HKacH. —T.: OAH, 1989. 10-Kohohobhh 3. B., Mopo3 B. H. 0 6 id,hh Kypc acTpoHOMHH. - M.: YPCC, 2004, 544 c.
|
