«Fizika» kafеdrasi

 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Yangi planеtalarning kashf etilishi. 
 
 
N
е
ptun  plan
е
tasining  his
о
blash 
о
rqali  t
о
pilishi 
о
sm
о
n  m
ех
anika-sining  aj
о
yib  tantanasi 
bo’ldi. 
 
K
е
yinchalik  yirik  astr
о
n
о
m  bo’lgan  havask
о
r  astr
о
n
о
m  G
е
rsh
е
l  1781  yilda  tas
о
difan 
yangi  katta  plan
е
tani  t
о
pdi.  Ko’p  o’tmay  bu  plan
е
taning  Quyoshdan,  plan
е
talar  sist
е
masining 
o’sha vaqtdagi ch
е
garasi his
о
blangan Saturnga nisbatan ikki marta uz
о
qda ekanligi isb
о
t qilindi. 
YAngi plan
е
taga Uran n
о
mi b
е
rildi. Ularning vaziyati uning t
о
pilishidan ancha ilgari-d
е
yarli yuz 
yil dav
о
mida ko’p marta aniqlanganligi, bir
о
q uni yulduz d
е
b qabul qilinganligi ma’lum bo’ldi. 
SHunday  qilib,  uning 
о
rbitasini 
е
tarlicha  aniqlikda  his
о
blash  imk
о
niyati  tug’ildi.  Bu  ishni 
 
9-rasm. Pr
е
ts
е
ssiya va nutatsiya ta’siri natijasida qutbning harakati. 
 

 
Astronomiya va astrofizika asoslari (majmua) 
 
63 
p
е
t
е
rburglik  akad
е
mik  A.I.L
е
ks
е
l  bajardi.  Amm
о
  19-asrning  b
о
shlarida  Uran  harakatida  o’sha 
vaqtda  ma’lum  bo’lgan  hamma  plan
е
talarning  t
о
rtishlari  bilan  tushuntirib  bo’lmaydigan 
n
о
to’g’riliklar  s
е
zildi.  Bu  n
о
to’g’riliklar  yana  ham  uz
о
qr
о
qda  j
о
ylashgan  n
о
ma’lum  plan
е
ta 
ta’sirida  vujudga  k
е
ladi,  d
е
gan  fikr 
о
ldinga  surildi.  Va  astr
о
n
о
mlar 
о
ldiga  Uran  harakatidagi 
n
о
to’g’riliklar yordamida ch
е
kintiruvchi plan
е
taning vaziyatini aniqlash va uni 
о
sm
о
nning qaysi 
j
о
yidan qidirish k
е
rak, d
е
gan masala qo’yildi. 
 
Bu  murakkab  mat
е
matik  masalani  bir  vaqtning  o’zida  L
е
v
е
rr
е
  va  Adams  bir-birlaridan 
х
abarsiz h
о
lda 
е
chdilar.  Plan
е
tani 
о
ddiy  ko’z bilan ko’rib bo’lmasligini  nazarda tutib,  L
е
v
е
rr’
е
 
х
ira yulduzlarning mukammal kartasiga ega bo’lgan B
е
rlin 
о
bs
е
rvat
о
riyasiga, yangi yoritgichni 
shu kartadan qidirishni iltim
о
s qildi. Astr
о
n
о
m Gall
е
 
х
atni 
о
lgandan k
е
yin (1846 yil 23 sentabr)  
k
е
chasi  plan
е
tani  L
е
v
е
rr’
е
  his
о
blab  ko’rsatgan  nuqtadan  1
0
  uz
о
qlikda  t
о
pdi.  Bu  plan
е
taga 
N
е
ptun  n
о
mi  b
е
rildi.  Uni  sinchiklab  kuzata  b
о
shladilar  va  1855  yildayoq  rus 
о
limi 
M.A.K
о
val’skiy  b
о
shqa  plan
е
talarning  t
о
rtishi  natijasidagi  ch
е
kinishlarni  his
о
bga 
о
lib,  yangi 
plan
е
talar  harakat  nazariyasini  yaratdi  va  uning  vaziyatlarini  aniq  his
о
blash  uchun  jadvallar 
tuzdi. 
 
N
е
ptunning bunday aj
о
yib usul bilan t
о
pilishi ins
о
nlarda juda katta taassur
о
t q
о
ldirdi va 
aniq fanning qudratini yaqq
о
l nam
о
yish qildi. 
 
 
Kоsmik tеzliklar va оrbitalar.  
 
 
N’yut
о
n, jismlar o’zar
о
 t
о
rtishishi natijasida bir-birlariga nisbatan aylana, ellips, parab
о
la 
va  gip
е
rb
о
la  bo’ylab  harakatlanishi  mumkinligini  isb
о
tladi.  U,  jism  chizayotgan 
о
rbitaning 
shakli shu jismning 
о
rbitadagi t
е
zligiga b
о
g’liq bo’lishini aniqladi. 
 
Jism ma’lum t
е
zlikda o’zi t
о
rtilib turgan markaz atr
о
fida aylana chizadi. 
 
 
 
10-rasm. Оrbitalar shaklining оb’еktning bоshlang’ich tеzligiga 
bоg’liqligi. 

 
 
 
 
 
 
 
 
 
Astronomiya va astrofizika asoslari (majmua) 
 
64 
Bunday t
е
zlik birinchi k
о
smik t
е
zlik d
е
yilib, 
Е
rning sun’iy yo’ld
о
shlari sifatidagi jismlar 
shunday t
е
zlik bilan uchiriladi. Birinchi k
о
smik t
е
zlikning his
о
blash f
о
rmulasi quyidagicha: 
 
 
 
V
0  
= 
R
GM
                                      (9) 
M = 5,97.10
27
 g –
Е
rning massasi, 
R = 63,71 km  - 
Е
rning radiusi, 
G  =  6,67
*
10
-8 
sm/g
.
s
е
k
2
   
-  gravitatsi
о
n  d
о
imiy  bo’lsa  (9)  f
о
rmuladan,  birinchi  k
о
smik 
t
е
zlik: 
  V
0
 = 7,91 
сек
км
 qiymatni t
о
pamiz. 
D
е
mak, 
Е
rning sirtiga yaqin aylanma 
о
rbita uchun birinchi k
о
smik t
е
zlik  V
0 
= 7,91
сек
км
  
ekan. 
 
Agar 
Е
r sun’iy yo’ld
о
shining t
е
zligi birinchi k
о
smik t
е
zlikdan 
о
shirilsa, uning 
Е
r atr
о
fida 
aylanish 
о
rbitasi ellips shaklida bo’ladi. U h
о
lda yo’ld
о
sh 
Е
rdan uz
о
qlashganda (apag
е
y) 
о
rbita 
bo’ylab harakat t
е
zligi s
е
kinlashadi va 
Е
rga yaqinlashganda (p
е
rig
е
y) t
е
zligi 
о
rtadi. 
 
Agar jismga birinchi k
о
smik t
е
zlikdan 
2
 marta katta t
е
zlik b
е
rilsa, u h
о
lda jism 
Е
rdan 
abadiy uz
о
qlashib k
е
tadi. Bu harakat t
е
zligi 
 
V
n
=V
0
 
2
=7,91 
2
 = 11,19km/sеk. 
 
ga t
е
ng bo’lib, 
о
rbitasi parab
о
la shaklida bo’ladi. Bu t
е
zlikni ikkinchi k
о
smik t
е
zlik d
е
yiladi. 
 
Еrning sun’iy yo’ldоshlari va kоsmik rakеtalar. 
            1957  yilning  4  oktabrida  S
о
v
е
t  Ittif
о
qida 
Е
rning  birinchi  sun’iy    yo’ld
о
shi  uchirildi.  U 
shar shaklida bo’lib, 
о
g’irligi 83,6 kg. 
           Uning  aylanish 
о
rbitasi  ellips  shaklida  bo’lib,  p
е
rig
е
yi  228  km  va  ap
о
g
е
yi  947  km 
Е
r 
yuzidan  balandlikda  bo’ldi.  Yo’ld
о
shga  chast
о
tasi  20,005  va  40,002  MGts  (to’lqin  uzunligi  15 
va  7,5  m)  bo’lgan  ikkita  radi
о
uzatgich  o’rnatildi.  Bu  radi
о
uzatgichning  vazifasi  atm
о
sf
е
raning 
i
о
n
о
sf
е
ra  qatlamida  radi
о
  to’lqinning  tarqalishini  t
е
kshirish  bo’ldi. 
Е
rning  birinchi  sun’iy 
yo’ld
о
shi 
Е
r atr
о
fida 92 sutkada 1400 marta aylandi va 1958 yil 4 yanvarda atm
о
sf
е
raning qalin 
qismiga  kirib yuq
о
ldi.  
          1957  yilning 3 n
о
yabrida uchirilgan ikkinchi S
о
v
е
t sun’iy  yo’ld
о
shining 
о
g’irligi 508 kg 
edi.  U  ham  p
е
rig
е
yi  226  km,  ap
о
g
е
yi  1670  km  bo’lgan  elliptik 
о
rbita  bo’ylab  harakatlandi. 
Ikkinchi  yo’ld
о
sh  162  sutka  dav
о
mida 
Е
r  atr
о
fida  aylanib  turdi  va  shu  vaqt  ichida 
Е
r  atr
о
fini 
2370 marta aylandi. 
          1958  yilning  15  mayida  uchinchi  sun’iy  yo’ld
о
sh    uchirildi.  Bu  yo’ld
о
sh  o’z 
о
rbitasida 
j
о
ylashgan 
Е
r  yaqinidagi  faz
о
  qismining  fizik  shar
о
itlarini  o’lchab  b
е
ruvchi  ko’pgina  asb
о
blar 
bilan ta’minlangan butun bir rasad
хо
na edi. 
           Yo’ld
о
sh 
о
rbitasining p
е
rig
е
yi 226 km, ap
о
g
е
yi 1880 km balandlikda j
о
ylashgan edi. Bu 
yo’ld
о
sh harakati 690 sutka dav
о
m etdi va shu vaqt ichida plan
е
tamiz atr
о
fini 10 ming martadan 
ziyodr
о
q aylanib chiqdi. 
           Qarshilik bo’lmagan shar
о
itda 
Е
r sun’iy yo’ld
о
shining uchib yurishi uchun k
е
rak bo’lgan 
t
е
zlikning o’rtacha qiymati ushbu f
о
rmuladan t
о
piladi: 
                                                V
0
 = K 
h
R
M
+
                                  (10) 
           Bunda  K-t
о
rtishish  d
о
imiysi,  M-
Е
rning  massasi,  R-
Е
r  radiusi  va  h  uchishlarning 
Е
r 
yuzidan his
о
blangan balandligi,  V
0  
 -birinchi k
о
smik t
е
zlik.  
h = 1000 km  bo’lganda, V
0 
= 7,4 km/s
е
k bo’ladi. K
е
pl
е
r q
о
nuniga muv
о
fiq elliptik 
о
rbita uchun 
t
е
zlik o’zgaruvchan miqd
о
rdir. Apag
е
yning balandligi 1000 km, p
е
rig
е
yning balandligi 250 km 

 
Astronomiya va astrofizika asoslari (majmua) 
 
65 
bo’lganda, p
е
rig
е
ydagi t
е
zlik 8 km/s
е
k, apag
е
ydagi t
е
zlik esa 7,2 km/s
е
k bo’ladi.  
            Bunday  t
е
zliklarga  faqat  r
е
aktiv  snaryadlar  yordamida  erishish  mumkin.  Bu  masalani 
birinchi marta 1903 yili mashhur rus 
о
limi K.E.TSialk
о
vskiy o’zining «K
о
in
о
tni r
е
aktiv asb
о
blar 
yordamida t
е
kshirish» d
е
gan asarida nazariy ravishda as
о
slagan  edi.  
           
Е
rning  sun’iy  yo’ld
о
shlarning  k
о
sm
о
sga 
о
lib  chiqishda  rak
е
talarning  r
о
li  kattadir. 
Rak
е
talar Q
о
z
о
g’ist
о
n R
е
spublikasi hududida j
о
ylashgan B
о
yk
о
nur k
о
sm
о
dr
о
midan uchiriladi. 
           1959 yilning 2 yanvarida s
о
biq Ittif
о
q k
о
smik rak
е
tasining t
е
zligi 11,2 km/s
е
kga erishilib, 
О
yga t
о
m
о
n uchirildi. Rak
е
ta 
О
y sirtidan 5 ming km mas
о
fada plan
е
talarar
о
 faz
о
ga uchib o’tdi 
va  Quyosh  sist
е
masining  birinchi  sun’iy  mayda  plan
е
tasiga  aylandi.  H
о
zirgi  vaqtda  bu  rak
е
ta 
katta  yarim  o’qi  172  milli
о
n  kil
о
m
е
trga  va  eksts
е
ntrisit
е
ti  0,148  ga  t
е
ng  bo’lgan  o’z 
о
rbitasi 
bo’yicha harakatlanm
о
qda. Bu plan
е
taning Quyosh atr
о
fida aylanish davri 450 sutkadir. 
       Rak
е
talar yordamida 
О
yning 
о
rqa t
о
m
о
nini f
о
t
о
surati 
о
lindi. 
О
y sirtiga vimp
е
llar tushirildi 
va 1970 yili 17 n
о
yabrida 
О
y sirtiga “Luna
хо
d-1” o’ziyurar apparat tushirildi. 
          “Luna
хо
d-1”  o’ziyurar  apparatning  massasi  756  kg  bo’lib,  u  “Luna-17”  avt
о
matik 
stantsiyasi  yordamida 
О
y  sirtiga  o’rnatildi.  “Luna
хо
d-1”  apparati  10 
о
y  dav
о
mida  (bu  11 
о
y 
sutkasiga to’g’ri k
е
ladi), 10,5 km mas
о
fani 
О
y sirtida b
о
sib o’tdi va 80 ming m
2
 
О
y sirtini analiz 
qilib b
е
rdi. 
            
Е
rga yaqin bo’lgan plan
е
talar V
е
n
е
ra va Marsga ham avt
о
matik stantsiyalar uchirildi.  
            1967 yil 18 oktabrida “V
е
n
е
ra-4” avt
о
matik stantsiyasi V
е
n
е
raga qo’ndirildi. 1971 yil 2 
d
е
kabrida Mars plan
е
tasining Janubiy yarim shariga “Mars-3” avt
о
matik stantsiyasi qo’ndirildi. 
            H
о
zirgi  paytda  ham  k
о
smik  faz
о
ni  t
е
kshirish  dav
о
m  etm
о
qda.  Bu  esa  k
о
sm
о
s  haqidagi 
bizning bilimlarimizni b
о
yitadi. 
2. Oyning harakati va fazalari
 
 
Oy Yerning tabiiy  yo'ldoshi bo'lib, uning atrofida 27,32 sutkalik davr bilan aylanadi. Bu davr 
Oyning  siderik  davri  yoki  yulduz  davri  deb  yuritiladi.  Oyning  Yer  atrofida  aylanish  yo'nalishi, 
yulduzlarning  ko'rinma  aylanishiga  qarama-qarshi  bo'lib,  u  g'arbdan  sharqqa  (ya'ni  Yerning  o'z 
o'qi  atrofida  aylanish  yo'nalishi  bilan  bir  xil  yo'nalishda)  harakat  qiladi.  Oyning  o'z  orbitasi 
bo'ylab harakat tezligi 1,02 km/s ni tashkil qilib, yulduzlarga nisbatan har sutkada taxminan 13 
gradus siljib boradi. 
Oy  orbitasining  tekisligi  Yerning  Quyosh  atrofida  aylanish  yo'li  -  (ekliptika)  tekisligi  bilan 
5°9' ni tashkil qiladi (9-rasm). 
Oy  Yer  atrofida  aylanayotganda  Quyosh 
nurlarini  qaytarishi  hisobiga  bizga  ko'rinadi.  Bu 
ko'rinish  ayni  o'sha  paytda  Oyning  Quyoshga 
nisbatan  fazoda  qanday  joylashishiga  bog'liq 
bo'lib, uning Quyoshdan burchak uzoqligiga ko'ra 
turlicha  ko'rinish  (yangioy,  yarimoy,  to'linoy  va 
hokazo)  oladi.  Oyning  bunday  ko'rinishlari  uning 
fazalari  deyiladi.  Oy  fazalarining  almashinishi 
uning  Yer  va  Quyoshga  nisbatan  vaziyatiga 
bog'liqligi  10-rasmdagi  chizmada  keltirilgan. 
Chizmada Quyosh nurlari o'ng tomondan parallel 
dasta  ko'rinishida  tushayapti  deb  qaralsa,  Oy 
boshida,  ya'ni  1-holda  u 
astronomik  yangioy
 
deb 
yuritiladi, 
to 'linoy
 
paytida (5-holat) harada 
birinchi
 
(3-holat)va  oxirgi 
chorakfazalarida
 
(7-holat)  Oyning  Yer  atrofidagi  vaziyatlari  raqamlar  bilan 
ko'rsatilgan.  Chizma  tepasida  Oy  fazalarining 
raqamlar
 
bilan  ko'rsatilgan  holatlari,  chizma 
ostida Yerdan qaraganda Oyning osmonda qanday ko'rinishlarda bo'lishi aks ettirilgan. 
Chizmadan  ko'rinadiki,  Quyosh  doimo  Oyning  yarim  sferasini  yoritadi,  biroq  uning  bu 
yoritilgan  yarim  sferasi  Yerdan  butunlay  ko'rinmasligi  (1-holat)  yoki  to'la  ko'rinishi  (to'linoyda 
5-holat) yoki qisman ko'rinishi (boshqa holatlarda) mumkin. 
Qizig'i shundaki Oy, qayd etilganidek, Yer atrofida 27,32 kunda aylanadi va shu bilan birga, 
 

 
 
 
 
 
 
 
 
 
Astronomiya va astrofizika asoslari (majmua) 
 
66 
o'z o'qi atrofida ham 27,32 sutkalik davr bilan aylanadi. 
Oyning o'z o 'qi atrofida va Yer atrofida 
aylanish davrlari o 'zaro tengligi tufayli u Yerdan qaraganda doimo bir tomoni bilan ko `rinadi
.
 
Biroq  Oyning 
siderik  davri
 
deyiluvchi  bu  davrdan  tashqari  uning  fazalariga  ko'ra 
aniqlanadigan  davri  ham  ko'p  ishlatiladi.  Oyning  ma'lum 
fazasidan  ikki  marta  ketma-ket  o'tishi  uchun  ketgan  vaqt 
uning 
sinodik  davri
 
deyiladi  va  u  29,53  sutkani  tashkil 
etadi (45-rasm). Oyning sinodik davri qanday qilib siderik 
davrdan  katta  bo'lishini  ko'raylik.Bunda  Oy  Yerning 
atrofida  aylanayotib  1-holatda  boiganda  M  yulduzning 
to'g'risida  to'linoy  fazasida  bo'lishi  chizmadan  aniq 
ko'rinib  turibdi.  27,32  knndan  so'ng,  ya'ni  Oyning  Yer 
atrofida  bir  marta  to'liq  aylanib  chiqqanidan  keyin  u  2-
holatda  bo'lib,  yana  M  yulduzning  to'g'risida  turadi,  lekin 
hali  to'linoy  fazasigacha  yetib  bormagan  bo'ladi.  Yer  o'z 
orbitasi  bo'ylab  har  kuni  deyarli  bir  gradusga  yaqin 
siljishini  e'tiborga  olsak,  bu  davrda  u  1-dan  2-holatgacha 
taxminan  27  gradusga  siljiganligi  ma'lum  bo'ladi  (rasmga 
qarang).  Binobarin,  Oyning  2-holatida  undan  M  yulduzga 
tomon  yo'nalish  bilan  Quyoshga  tomon  yo'nalishning 
davomi  orasida  ham  aynan  shunday  burchak  hosil 
bo'lganini  tushunish  qiyin  emas.  U  holda  Oyning  o'z 
orbitasi  bo'ylab  kuniga  taxminan  13  gradusga  siljishiga 
ko'ra,  unga  27  gradusli  yoyni  o'tishi  uchun  2  kundan  ko'proq  vaqt  kerak  bo'lishi  aniqlashadi. 
Natijada  Oyning  to'linoy  fazasidan  ketib  yana  to'linoy  fazasiga  kelguncha  29  sutkadan  ko'proq 
vaqt  talab  qilishi  ma'lum  bo'ladi.  Bu  vaqt,  qayd  etilganidek,  Oyning 
sinodik  davri
 
deyilib,  aniq 
bisoblaganda 29,53 sutkaga teng chiqadi. 
 
3. Quyosh tutilishi va uning shartlari
 
 
Quyosh  to'la  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  (12-rasm).  Shuningdek,  bu  paytda  kunduzi 
bo'lishiga  qaramay,  osmonda  yorug'  yulduzlar  va 
sayyoralar charaqlab ko'rinib turadi. 
Quyosh tutilishlari tabiatning g'aroyib hodisalaridan 
bo'lib,  qadimda  kishilarda  kuchli  vahima  tug'dirgan. 
Bunday  hodisalarning  ro'y  berishi  sabablari  bugun 
yaxshi  o'rganilgan.  Shu  tufayli  olimlar  bundan  bir 
necha yil keyingi bo'ladigan tutilishlarning vaqtlarini 
ham aniq aytib bera oladilar. 
Oy Yerning atrofida aylanayotib, ba'zan Quyoshni 
bizdan  to'sib  o'tadi.  Bunday  hoi  Quyosh  tutilishi 
deyilib, u har doim astronomik yangioy holatida ro'y 
beradi.Mazkur 
hodisa 
13-rasmda 
keltirilgan 
chizmadagi  kabi  ro'y  beradi.  Chizmadan  ko'rinadiki, 
Yer  sirtiga 
Oyning  soyasi  va  yarim  soyasi
 
tushadi. 
Agar Yerdagi kuzatuvchi Oy soyasining  
Yerda  hosil  qilgan  doirasi  (uning  deametri  271 
kmgacha boradi) ichida  bo'lsa, u Quyoshni Oy bilan 
to'la  bekilgan  holda  ya'ni 
Quyosh  to'la  tutilayotgan
 
holda  ko'radi.  Bordiyu  kuzatuvchi  yarim  soya 
 
 
 

 
Astronomiya va astrofizika asoslari (majmua) 
 
67 
chegarasida  turgan  bo'lsa,  u 
Quyoshningqisman  tutilayotganini
 
(ya'ni  Oy,  Quyoshning  bir 
qismini bekitib o'tayotganini) ko'radi. Oy orbitasi ellips bo'lib, u Yerdan eng katta uzoqlashganda 
405500 km, eng yaqinlashganda esa 363300 km masofada bo'ladi. Agar Quyoshning tutilishi Oy 
Yerga eng 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  tutiltihini
, 
ya'ni  tim 
qora Oy diski atrofida ravshan halqani ko'radi (13-rasmga qarang). 
Oy  Yer  atrofida  g'arbdan  sharqqa  tomon  aylanayotgani  va  Yer  ham  o'z  o'qi  atrofida 
aylanayotgani  sababll  Oyning  Yerga  tushgan  soyasi  ham  Yer  sirti  bo'ylab  g'arbdan  sharqqa 
tomon sekin-asta siljib borib, eni o'rtacha 200 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  tomonidafl  boshlanadi,  chunki  g'arbdan  sharqqa  tomon 
harakatlanayotgan  Oy  dastlab  Quyoshni  g'arb  tomoni  b'uan  uchrashadl  Shundan  so`ng 
Quyoshrting  «eytiayogarr»  qisrni  ortib  borib,  u  Oy  bilan  to'la  bekilganda,  Quyosh  butunlay 
ko'rinmay qoladi (agar kuzatuvchining joyi Yerda soya tchiga 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 tomon siljiy boshlaydi va  Quyoshni to'la ozod qilguncha 
yana bir soatcha vaqt ketadi. 
Endi 
Quyosh 
tutilishining 
mohiyati 
ustida 
to'xtaylik. 
Yuqorida 
bayon 
qilinganideL 
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 roa'lum bo'ladi. Ana shu muhim shartni aniqlashga harakat qilamiz. Avvalo 
shuni aytish kerakki, har bir , yangioyda Quyosh tutilmasligining sababi Oy orbitasi tekisligining 
ekliptika  tekisligi  bilan  ustma-ust  tushmasligidadir.  Ular  orasidagi  burchak,  qayd  etilganidek, 
5
C
09' ni tashkil etadi. Shuning uchun yangioy paytida Oy ekliptika tekisligidan kattagina burchak 
masofada  bo'lib,  Quyoshni  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,  ya'ni  ekliptikaga  yaqin  yoy  masofada  bo'lishi  zarurligi  ayon 
bo'ladi. 
Endi yangioy paytida Quyoshning markazi Oy tugunlarining ixtiyoriy biridan qanday minimal 
yoy masofada bo'lgandagina Quyosh tutilishi ro'y berishi mumkinligini aniqlaylik. Buning uchun 
Quyosh, Yer va Oy markazlari (mos ravishda 
E
C
,
 va 
L
 nuqtalar) bir tekislikda rasmdagidek 
joylashgan  deb  faraz  qilaylik  (14-rasm).  U  holda  ekliptika  tekisligi  rasm  joylashgan  varaq 
tekisligiga perpendikulyar tekislikda yotadi. 
Ma'lumki,  bu  o'rinda 
β
=
∠LEC
  burchak  Oyning 
ekliptika  kenglamasini  xarakterlaydi.  U  holda,  bu  burchak 
rasmdagi  ko'rinishidan  ozgina  bo'lsa-da  kichraysa,  Yerning 
O  nuqtasidagi  ko'zatuvchi,  Quyoshning  qisman  tutilishiga 
guvoh  bo'ladi.  Bunday  hoi  uchun  burchakning  kattaligini 
hisoblab 
ko'raylik. 
U 
quyidagi 
uchta 
burchakning 
yig'indisidan iborat: 
'
'
'
'
LEL
EC
L
LEL
+∠
+∠
∠
=
β
 
Rasmdan 
ko'rinishicha, 
Oy
LEL
ρ
=
∠
'
 
- 
Oyning 
 
 

 
 
 
 
 
 
 
 
 
Astronomiya va astrofizika asoslari (majmua) 
 
68 
ko'rinma 
radiusini: 
Q
EC
C
ρ
=
∠
'
 
Quyoshning 
ko'rinma 
radiusini, 
O
EC
O
EL
EC
L
'
'
'
'
∠
−
∠
=
∠
  bo'lib 
Oy
p
O
EL
=
∠
'
  -  Oyning  gorizontal  parallaksini; 
Q
p
O
EC
=
∠
'
- Quyoshning gorizontal parallaksini ifodalaydi. Binobarin, 
β
 burchak: 
Q
Oy
Q
Oy
p
p
−
+
+
=
ρ
ρ
β
. 
Agar tenglikning o'ng tomonidagi kattaliklar o'rtacha qiymatlaridan foydalansak, ya'ni 
5
,
'
15
=
Oy
ρ
; 
3
'
,
16
=
Q
ρ
; 
0
'
,
57
=
Oy
p
; 
8
"
,
8
=
Q
p
 
ekanini e'tiborga olsak, u holda 
β
= 
88',7 bo'ladi. Bundan ko'rinadiki, qisman bo'lsa-da, Quyosh 
tutilishi  uchun  Oyning  epliktikal  kenglamasi  88,’7  dan  kichik  bolishi  lozim.  Topilgan 
β
  ning 
qiymatiga  ko'ra,  15-rasmdan  Oyning 
l
∆
  ekliptikal  uzunlamasini 
  to'g'ri  burchakli  sferik 
uchburchakdan topaylik. 
 
β
=
88',7; 
i
=5°09'. Oyorbitasitekisligining epliktika tekisligiga og'maligidan 
l
∆
=16,°5 chiqadi. 
Binobarin  Quyosh  tutilishi  uchun,  yangioy  paytida,  Quyosh  markazi  Oy  tugunlarining 
ixtiyoriy biridan 16,5° kichik yoy masofada bo'lishi ikkinchi muhira shart ekan. Quyosh markazi 
yangioy paytida tugundan chap tomonda, undan 16,5° dan kichik yoy masofada bo'lganda ham, 
albatta  Quyosh  tutilishi  mumkinligini  inobatga  olsak.u  holda  Quyosh  tugunlari  atrofida 
joylashgan  33°  (16,5°  x  2)  uzunlikdagi  yoyni  o'tayotganda  albatta  Quyosh  tutilishi  mumkinligi 
aniq bo'ladi. Endi Quyosh ekliptika bo'ylab har kuni o'rtacha 59' siljishini hisobga olsak, u 33° li 
«xavfli  zona»ni  34kunda  o'tishi  ma'lum  boiadi.  Oyning  sinoidik  davri  29,53  kun  bo'lib,bu34 
kundan kichikligini e'tiborga olsak, u holda bu davr ichida kamida birmarta, bo'lmasa ikki marta 
yangioy  bo'lishini,  binobarin,  kamida  bir  marta,  bo'lmasa  ikki  marta  Quyosh  tutilishiga  guvoh 
bo'lish  mumkinligi  aniqlanadi.  Oy  tugunlari  ikkitaligini  e'tiborga  olsak,  bir  yilda  kamida  ikki 
marta, ko'pi bilan besh marta Quyosh tutilishini ko'rish mumkin. 
Bir  yilda  besh  marta  Quyosh  tutilishi  uchun  birinchi  tutilish  1-yanvardan  ko'p  o'tmasdan 
ikkinchisi  fevral  boshida,  uchinchi  va  to'rtinchilari  yarim  yil  o'tishidan  biroz  oldin,  beshinchisi 
esa,  birinchisidan  354  kun  o'tgach  (bu  davida  12  sinoidik  yoy  o'tadi),  shu  yilning  dekabri 
oxirlarida ro'y berishi mumkin.