Mamadmusa mamadazimov
-rasm. Ekvatordagi kuzatuvchi uchun yulduzlar osmonining sutkalik ko‘rinma aylanishi 21
Download 320.92 Kb. Pdf ko'rish
|
- Bu sahifa navigatsiya:
- 11-rasm. Yulduz vaqti ixtiyoriy
- 12-rasm. Quyoshning ekliptika boylab sutkalik siljishlarining osmon ekvatoridagi proyeksiyalari
- 15-rasm. Yer shari sirti poyaslari
- Td=Tp+ l h J Td= T + (N + l)b;
8-rasm. Ekvatordagi kuzatuvchi uchun yulduzlar osmonining sutkalik ko‘rinma aylanishi 21 b o ‘linganidan Quyosh yarim yil gorizontdan yuqorida, unga deyarli parallel aylanadi. Quyosh qutbdagi kuzatuvchi uchun 21-m art kuni chiqadi va spiral bo'ylab har kuni qariyb chorak gradusdan ko'tarilib boradi. 22-iyunda Quyoshning balandligi maksimumga erishib, 5= + 23°26' ga yetadi. S hu n d an s o ‘ng y an a uch oy davom ida Q uyosh balandligining tushuvi davom etadi. 23-sentyabr kuni Quyosh eng so‘nggi m arta gorizont ustida aylanadi va so‘ngra botadi. Shundan keyin to kelgusi yilning 21-martiga qadar Quyosh chiqmaydi. 3-hol. 0°< ф <90°, ya’ni kuzatuvchi ekvatordan va qutbdan boshqa o ‘rta geografik kenglamalarga tegishli nuqtalarda boisin. Bu joylarda sutkalik parallel aylanalari matematik gorizont bilan kesishganda teng ikkiga boiinm aydi (olam ekvatori bundan mustasno). Shimoliy yarim shardagi sutkalik parallel aylanalarning gorizont ustidagi qismi gorizont ostidagi qism idan k a tta b o ‘ladi va bu farq yoritgichlarning og‘ish burchagiga (5) bog‘liq, u qancha katta b o isa , shuncha k o ‘p b o ia d i (10- rasm). Janubiy yarim shardagi yoritgichlarning sutkalik aylanalari uchun esa, aksincha g o rizo n t ostidagi qism lari ustidagisidan k o ‘p, y a ’ni yoritgichlar gorizont ostida ustidagiga qaraganda ko'proq vaqt boiadi. Shuningdek, osmonning shimoliy va janubiy yarim sharlarida matematik gorizont bilan kesishmaydigan sutkalik parallellar ham m avjud, ular bo'yicha harakatlanadigan yoritgichlar botmaydigan yoki chiqmaydigan yoritgichlardir. U larning osm onning qutbga yaqin kichik m aydonini № 8 G L S 9-rasm. Yerning shimoliy qutbdagi kuzatuvchi uchun osmonning sutkalik ko'rinm a aylanishi 10-rasm. O 'rta geografik kenglamalarda yulduzlar sutkalik ko'rinm a aylanishlarining ko'rinishi 22 egallashlari joyning geografik kengligiga bog‘liq. Rasmdan ko'rinadiki, chiqmaydigan va botmaydigan yoritgichlarning og‘ishi uchun quyidagi munosabatni aniqlash mumkin: botmaydigan yoritgichlar uchun 5>90° cp, chiqmaydigan yoritgichlar uchun esa 8 < (90° ~|ф|). Bunday tengliklardan Quyoshning sutkalik y o ii, у shimoliy yarim sharda boiganda (ya’ni 21-martdan to 23-sentyabrga qadar) kunduzning kechadan uzunroq, janu biy yarim sh ard a b o ig a n d a esa (y a’ni 23- sentyabrdan to kelgusi yilning 21-martiga qadar), kunduzning kechadan k altaro q ekanligi k o ‘rinadi. Agar joyning geografik kenglamasi qutb aylanasidan shimolda (ya’ni ф>66°33') b o is a , bunday joylarda 22-iyunga yaqin bir necha kunlar yoki oylar davom ida Quyosh botmasligini, 22- dekabr atrofidagi kunlarda esa aksincha, uning chiqmasligini kuzatish m um kin. Eslatma: Yoritgichlaming osmon meridianini kesib o‘ tish hodisasi ularning kulminatsiyalari deyilib, zenitga yaqini yuqori, undan uzoqdagisi esa quyi kulminatsiya deyiladi. Yoritgichlarning kulminatsiya paytidagi balandligi h, uning og'ishi § va kuzatish joyining kenglamasiga bogiiq boiib, uning yuqori kulminatsiyadagi balandligi h=90°- Savol va topshiriqlar 1. Gorizontal ko o rdinatalar sistemasi qanday atalishi va oichanishlarini tushuntiring. 2. Ekvatorial koordinatalar sistemasining koordinatalari qanday nomlar bilan ataladi va oichanadi? 3. Ekliptikal (astronomik) koordinatalarning nomlari va ulami oichash haqida m aium ot bering. 4. Olam qutbining balandligi va kuzatish joyining kenglamasi orasida qanday bogianish mavjud? 5. Olam qutbida ф = 90°, ekvatorda ф = 0° va o ‘rta kenglama larda 0° < ф < 90° osmonning sutkalik ko‘rinma aylanishlarini tushuntiring. 6. Yoritgichlarning kulminatsiyasi deb qanday hodisaga aytiladi? 7. Yuqori va quyi kulminatsiyalarda yoritgichning balandligi qanday topiladi? 8. Turli fasllarda ma’lum kenglamada tush paytida va yarim kechada quyoshning balandligi qanday topiladi? 23 10-§. V aqtni o ic h a sh asoslari V aq tn i o ic h a s h astronom iyaning asosiy m a salala rid an b irid ir. Astronomiyada vaqt birligi qilib, Yerning o'z о ‘qi atrofida bir marta to ‘la aylanib chiqish davri olinadi. Yerning o ‘z o ‘qi atrofida aylanish davri osmonni sutkalik k o ‘rinm a aylanishi davrida o ‘z aksini topganidan, vaqt birligi - sutka sifatida, osmon sferasining bir m arta to ‘la aylanib chiqish vaqti olinadi. Vaqtning qaysi osmon jismiga nisbatan aniqlanishiga k o ‘ra, u yulduz yoki Quyosh vaqtiga bo‘linadi. Yulduz vaqti. Yulduz vaqti s deb, bahorgi tengkunlik nuqtasining (rY1) y uqori k u lm in atsiy asid an ketib, osm onning m a ’lum bir n u q ta sig a borguncha ketgan vaqtning yulduz sutkasi ulushlarida ifodalanishiga aytiladi. Yulduz su tkasi deb, bahorgi tengkunlik nuqtasininig ikk i m arta ketm a-ket yuqori (yoki quyi) kulm inatsiya nuqtasidan o 'tish i uchun ketgan vaqtga aytiladi. Y uqoridagi ta ’rifdan k o ‘rinadiki, yulduz vaqti b ah org i teng k u n lik n uq tasining soat b u rchagiga teng b o ‘ladi (11- rasm), y a’ni s= t Y Y ulduz v a q ti y u ld u z so a tla ri o rq ali an iq lan ad i. B u s o a tla r qoilaniladigan Quyosh soatlaridan farq qilib, sutkasining uzunligi 23h56m4s ga, ya’ni Yerning o'z o ‘qi atrofida to ‘la aylanish vaqtiga teng b o ‘ladi. Osmonda bahorgi tengkunlik nuqtasi birorta yulduz bilan ustma-ust tushmaganligi tufayli uni osonlikcha topib b o im aydi. D em ak, uning so at b u rch ag in i ham oddiy u s u lla rd a o ‘lchashning imkoni boim aydi. Shu bois yulduz vaqtini topishda y u lduzlarning b a h o rg i te n g k u n lik n u q ta s i b ilan bog‘lanishini (a - to ‘g‘ri chiqishi orqali) $ e ’tib o rg a o lib ish k o ‘rila d i. ‘Y1 ~ nuqtasining soat burchagi (yulduz vaqti) istalgan yulduzning soat burchagi (r.) bilan uning to ‘g‘ri chiqishining (a) yig‘indisidan iborat s = tr =a,+ t, 11-rasm. Yulduz vaqti ixtiyoriy yoritgich koordinatalari (t, а) А ё аг bu ifo d a o rq ali y u ldu z v aq ti bilan bog‘liq aniqlanmoqchi b o ig a n yoritgich yuqori 24 kulminatsiyasida b o is a (t. = 0), u holda s = a ., u quyi kulm inatsiya nuqtasida bo'lganda esa, yulduz vaqti s = a , + 12h. Y ulduz vaq ti aso san astro n o m ik k u z a tish la r uchun ish la tilib , y o ritg ich larn in g an iq o ‘rin larin i to p ish d a , ayniqsa u larn i t o ‘g ‘ri chiqishlarini aniqlashda muhim o‘rin tutadi. Turmushda esa yulduz vaqtini ishlatish noqulaylik tug'diradi, chunki yulduz sutkasi Quyosh sutkasi uzunligidan kichik b o ig an id an yulduz sutkasining boshi kunlar o'tishi bilan siljib kunduz va kechaning turli vaqtlariga to ‘g‘ri kelaveradi. Shunga ko‘ra, turmushda Quyosh sutkasidan foydalaniladi. Quyosh, yulduzlar qatori, sutkalik ko'rinm a harakatida ishtirok qilishi bilan birga, yulduzlar fonida ekliptika b o ‘ylab yillik ko ‘rinma harakatda ham ishtirok qilganligi tufayli uning vaqtini aniqlash m a ’lum qiyinchilik bilan kechadi. ll- § . Quyosh vaqtlari 1. Haqiqiy quyosh vaqti. Haqiqiy quyosh vaqti deb, Quyosh markazining q u y i k u lm in atsiy asid a n k etib , o sm o n n in g m a ’lum bir n u q ta sig a borguncha ketgan vaqtni, uning haqiqiy quyosh sutkalari ulushlarida ifodalanganiga aytiladi. Haqiqiy quyosh sutkasi deb Quyosh markazining ketma-ket ikki m arta yuqori (yoki quyi) meridiandan o ‘tishi uchun ketgan vaqtga aytiladi. Haqiqiy quyosh vaqti m a’lum Yer meridiani uchun ushbu TQ=tQ+12” ifo d ad a n to p ilad i, bu o ‘rin d a t 0 - Q uy o sh n in g so at b u rch ag i. Q uyoshning ekliptika b o ‘ylab yillik siljishi uning sutkalik k o ‘rinm a h arakatiga qaram a-qarshi y o ‘nalganligi tufayli, Quyosh sutkasining 12-rasm. Quyoshning ekliptika bo'ylab sutkalik siljishlarining osmon ekvatoridagi proyeksiyalari 25 uzun ligi yulduz su tk asid an , bir sutk a dav o m id a ekliptika b o 'y la b quyoshning As siljish kattaliklarining (A B .B S yoki MK, K L ) osm on ekvatoriga At proyeksiyalari (ab , be yoki mk, kl) qadar ortiq b o ia d i (12-rasm). Q u y o sh n in g e k lip tik a b o ‘y lab k o 'r in m a h a ra k a ti b ir te k is boim aganligi tufayli (bunga sabab - Yerning Quyosh atrofidagi haqiqiy h a rak a tin in g bir tekis em asligidadir), As ning kattaligi yilning tu rli fasllarida turlichadir, binobarin, uning ekvatorga proyeksiyasi At ham o ‘zgarmas b o im ag an kattalikdir. N atijada, m a iu m b oiadiki, Quyosh su tk a sin in g uzu n lig i ham o 'z g a ru v c h a n k a tta lik d ir. S h u n in g d ek , ekliptikaning osmon ekvatoriga og‘maligi tufayli agar Quyosh, bahorgi yoki kuzgi tengkunlik nuqtalari yaqinidan o'tayotgan b o isa (12 a-rasm), At < As bo iad i. Agar Quyosh, eslatilgan nuqtalardan 90° narida yotgan nuqtalar (qishki va yozgi quyosh turishi nuqtalari) yaqinidan o 'tayotgan b o is a (12 fe-rasm), u holda At > As b o ia d i. Demak, bundan ko'rinadiki, garchi Quyosh ekliptika bo'ylab tekis harakatlanganida ham At ning kattaligi baribir yarim yillik davr bilan o'zgarar ekan. Binobarin, quyosh sutkasining uzunligi yuqorida keltirilgan ikki sababga ko 'ra yil davom ida o'zgaruvchan kattalik b o 'lar ekan. Shuning uchun turm ushda haqiqiy quyosh vaqtidan foydalanib b o im ay d i. D em ak, sutkasining uzunligi doimo bir xil b o ia d ig an o'rtacha quyosh vaqtidan foydalaniladi. 2. 0 ‘rtacha quyosh vaqti. Turm ushda aniq Quyosh vaqti bilan ish k o 'rish uchun astronom iyada harakati, haqiqiy Quyosh harakati bilan b o g iiq va sutkasining uzunligi yil davomida o'zgarm as b o ig a n faraziy Quyosh qabul qilingan. Bunday Quyosh yil davomida osmon ekvatori bo'ylab bir tekis ko'rinm a harakat qilib, o'rtacha ekvatorial Quyosh deb yuritiladi. O 'rta c h a ekvatorial Q uyosh tezligi o'zgarm as deb q abul qilingan o'rtacha ekliptikal (ekliptika bo'ylab harakatlanuvchi) faraziy Quyosh tezligida harakatlanib, istalgan paytda, ularga mos to 'g 'ri chiqish va eklip tikal u zun lam a bir-biriga teng b o ia d i. O 'rtach a ek v ato rial Quyoshning sutkalik to 'g 'ri chiqishi orttirmasi Aa o'zgarmas b o iib , 24h Д а = ---- =------- = 3m56',58 365 ,2422 teng b o ia d i. O 'rtacha quyosh vaqti deb, o 'rta c h a ekvatorial Q uyoshning quyi k u lm in atsiy a n u q ta sid a n k etib, osm o nn in g m a ’lum bir n u q ta sig a 26 b o rg u n ch a k etg an v aq tn i o ‘rta c h a q u y o sh su tk a la ri u lu s h la rid a ifodalanganiga aytiladi. O ita c h a quyosh sutkasi deb o ‘rtacha ekvatorial Quyoshning bir xil nomlangan kulminatsiyadan (yuqori yoki quyi) ikki m arta ketma-ket o ‘tishi uchun ketgan vaqt oralig‘iga aytiladi. O 'rtacha quyosh vaqti m a’lum Yer meridiani uchun ushbu ifodadan topiladi: T =t +12h m Bu o ‘rinda tm - o'rtacha Quyoshning soat burchagi. 12-§. Vaqt tenglamasi M a’lum bir vaqt uchun o ‘rtacha va haqiqiy quyosh vaqtlari orasidagi farq t| - vaqt tenglamasi deb yuritiladi, y a’ni тт~ то=т\ Уок‘ ,©~T1- Istalgan paytda o'rtacha quyosh vaqti, haqiqiy quyosh vaqtiga vaqt tenglam asining q o ‘shilganiga teng b o 'la d i. D em ak, istalgan v aq td a haqiqiy Q uyoshning soat burchagini o ‘lchab va vaqt tenglam asidan foydalanib, o ‘rtacha quyosh vaqtini topish mumkin. Vaqt tenglamasining (r|) yil davom ida o ‘zgarishi 13-rasmdagi grafikda keltirilgan (qalin chiziq). Bu chiziq ikki sinusoidal grafikning algebraik yig‘indisidan iborat bo‘lib, ulardan biri (shtrix) yillik davr bilan, ikkinchisi (shtrix - punktir) yarim yillik davr bilan o'zgaradi. Yarim yillik davr bilan o ‘zgaruvchi egrilik, haqiqiy va o ‘rtacha quyosh vaqtlari orasidagi o' < H Э z s IYanvJFevr.1 Mart 1 Apr. 1 May Ivun I lyul 1 Avp ISent.lOkt. INov. iDek.j / / f Jf IS 4 r? 1 ! $ ) ts . ; IS SO is jo Hr t i l t 2i tj 1f 7 2 t t It XT JL / "S -- у N г s 'ч \ л ■ I > \ 4 *4 \ \ f V s / к \ i V / s., J У + 2 0 + 10 0 -10 -2 0 13-rasm. Vaqt tenglamasining yillik o'zgarish grafigi (1 -to ‘q chiziq) 21 ekliptikaning ekvatorga og'maligi tufayli vujudga keladigan farqni, yillik d a v r b ilan o ‘zgaruvchi egrilik esa Q uyoshning ek liptika b o 'y la b harakatining bir tekis emasligidan kelib chiqadigan farqni ifodalaydi. V aq t tenglam asini yilning istalgan kuni uchun hisoblab ch iq arish m u m k in , A stro n o m ik k a le n d a rla rd a u n in g q iy m atlari G rin v ic h meridianining har yarim kechasi uchun jadval ko‘rinishida beriladi. 13-§. V aqt hisobi tizimlari 1. Mahalliy vaqt. Y er sharidagi m a’lum bir punkt uchun yuqoridagi ta ’riflar bo‘yicha aniqlangan vaqt (yulduz, haqiqiy yoki o ‘rtacha quyosh vaqti) shu joy uchun m ahalliy vaqtni beradi. bahorgi tengkunlik nuqtasining yoki Quyosh markazining soat burchagi m a’lum bir Yer meridianining barcha nuqtalari uchun bir xil b o ‘lganidan, mahalliy vaqt m azk u r m eridian b o 'y la b bir xil b o ‘ladi. A gar Yer sh arid agi ikki nuqtaning uzunlam alari Xt va X, b o iib , ularning farqi AX ni bersa, u h o ld a bu ik k i p u n k td a n s h a rq d a g isin in g m ah alliy v a q ti ham g‘arbdagisinikidan AX ga ortiq b o ia d i, ya’ni Yulduz vaqti uchun: s , - s t=X2- Xf Haqiqiy quyosh vaqti uchun: TQ2 - TQl =XZ -Xt 0 ‘rtacha quyosh vaqti uchun: T2- T t =X2- X t Y erdagi m a iu m m eridian uchun mahalliy vaqt shu m eridianning istalgan nuqtasidan qarab bevosita kuzatish orqali aniqlanadi. 2. Dunyo vaqti. Nolinchi (Grinvich orqali o ‘tgan) meridianning o ‘rtacha quyosh vaqti dunyo vaqti (Ta) deb yuritiladi (14-rasm.). Yer s h a rid a g i ista lg a n p u n k tn in g m a h alliy o ‘rtac h a quyosh vaqti dunyo v aq ti b ilan quyidagicha bogianishda b o iad i: T = T + X m 0 bu yerda X - mahalliy vaqti topilayotgan joyning uzunlamasi. D u n y o v aq ti k o ‘pgina a s tro n o m ik hodisalarning momentlarini belgilashda keng q o ila n ilad i. 14-rasm. Vaqt hisobi Grinvich meridiani vaqtidan boshlanib, u dunyo vaqti deyiladi 28 3. Poyas vaqti. K undalik hayotda joyning o ‘z mahalliy vaqtidan foydalanish o ‘ng‘aysizlik tug‘diradi, chunki Yer shari bo'ylab cheksiz k o ‘p meridian aylanasi o ‘tkazish mumkin b o ‘lib, oqibatda cheksiz k o ‘p m a h a lliy v aqt bilan ish k o 'ris h g a t o ‘g ‘ri kelardi. B unda v a q tla r m eridianlarning bir-biridan qanchalik uzoqliklariga ko‘ra, bir-biridan minutlarga, sekundlarga va sekundning ulushlariga farq qilishi mumkin b o ‘ladi. Shuning uchun 1884-yili vaqtni hisoblashning poyas sistemasi qabul qilindi. Buning uchun Yer shari 24 ta poyasga bo'linib, ular 0 dan 23 gacha raqam larga bo‘lindi. Bu poyaslar chegara chiziqlari okean va dengizlar h am da aholi yashamaydigan joylarda aniq meridian bo‘ylab, qolgan joylarda esa davlat m a’muriy-xo‘jalik va geografik chegaralar b o ‘ylab y o ‘ nalad i (15-rasm ). S h un in g d ek , sh a rtli rav ish d a, cheksiz k o ‘p meridianlardan 24 tasi ajratib olinib, ular asosiy meridianlar deb yuritiladi. Asosiy meridianlarning geografik uzunlamalari, mos ravishda 0h, l h, 2 \ 3h, ..., 23h ga tengdir. Boshqacha aytganda, har bir poyasga bittadan asosiy m eridian to ‘g‘ri kelib, uzunlamasi 0h b o ‘lgan asosiy meridian nolinchi poyasning taxm inan o ‘rtasidan, uzunlam asi l h b o ‘lgani 1-poyasning o'rtasidan o'tadi va hokazo. Ixtiyoriy poyasning poyas vaqti ( T ). sifatida, m azkur poyasning o 'rtasidan o ‘tgan asosiy meridianning mahalliy vaqti olinadi. M a’lum poyasda joylashgan va uzunlamasi X b o ‘lgan punktning mahalliy vaqti 15-rasm. Yer shari sirti poyaslari 29 Tm qu yidagi m a h alliy va poyas v aq tlarn i b o g ‘lovchi fo rm u la d a n foydalanib topiladi: T - T =X - N \ m p m 1 bu yerda km - joyning sharqiy uzunlamasini, N - esa poyas nomerini ifodalaydi. Poyas chegarasida yotgan ixtiyoriy punkt mahalliy vaqtining m azkur poyas vaqtidan farqi ± 30"' gacha bo ‘ladi. Poyas vaqti dunyo vaqti bilan quyidagicha bog‘lanadi: T = T „+N h 71 0 bu o ‘rinda ham N - poyas nomeri. Sobiq Ittifoqda poyas vaqti 1919- yilning 1-iyunidan qabul qilingan edi. 4. Dekret vaqti. Yoz oylarida kunduz yorugiigidan to ‘la foydalanish, shuningdek, elektr energiyasidan uy-joylar va korxonalarni yoritishda oqilona foydalanish hisobiga uni tejash m aqsadida k o ‘p m am lakatlar d e k re t v a q ti b ila n ish k o ‘ra d i. K o rx o n a la rn in g ish g ra fig in i o'zgartirm agan holda ish vaqtini odatdagidan bir soat oldin boshlash (y a’ni dekret vaqtiga o'tish) m aqsadida, 1920-yilda sobiq Ittifoq xalq komissarlari sovetining dekreti bilan bir necha m arta soat strelkalarining mili har yili yozda 1 soat ilgariga, qishda esa, aksincha, 1 soat orqaga surilgan. Oxirgi m arta 1930-yilning 16-iyunida shunday dekret bilan soat strelkalarining mili 1 soat ilgari surildi va 1931-yilning 9-fevralida dekret bilan qabul qilingan vaqt maxsus yangi dekret bilan bekor qilingunga qadar o ‘z kuchini saqlab qoladi deb qo‘shimcha qilindi. Shundan buyon bunday vaqt dekret vaqti deb nom oldi. Dekret vaqti (T J , poyas, dunyo va m ahalliy vaq tlari bilan, mos ravishda, quyidagicha bog‘lanishda b o ‘ladi: Td=Tp+ l h J Td= T + (N + l)b; T = T m- \ m+(N + iy D unyoda dekret vaqti bilan yuradigan m am lakatlar ko‘p, masalan, Buyuk Britaniya unga 1967-yilning oktyabridan o ‘tdi. 30 14-§. Kalendarlar U zoq m uddat oraliqlarini vaqt birliklari - yillar, oylar, haftalar va kunlar b o ‘yicha sistemaga solish kalendar deb yuritiladi. Vaqtni o ‘lchash kabi kalendarlarni tuzish ham osmon jismlarining davriy harakatiga asoslanadi. K alendarni tuzishning qiyinligi shundaki, osm on jism laridan birortasining davri ikkinchisining davri bilan aniq (ya ’ni qoldiqsiz) o ‘lchana olmaydi. M asalan: Yerning Quyosh atrofidagi aylanish davri - bir yilni sutkalarda ifodalasak, u ta xminan 365,25 sutka chiqadi, y a’ni qoldiq - yuzdan yigirma besh sutkaga (taxminan olti soatga) teng bo'ladi. Oy davri bilan hisoblaganda esa, bir yilning ichida 12 oy, y ana o ‘rtacha o ‘n bir sutka qoldiq qoladi. Oy davri uzunligi sutkalarda ifodalansa, 29 sutka, yana yarim kun, y a’ni 12 soatdan k o 'proq vaqt o rtib qolada va hokazo. S hu bois kalendarlar, qaysi osmon jismining davri asos qilib olinishiga ko‘ra , turlicha bo'ladi. Agar asos sifatida Oyning Yer atrofida aylanish sinodik davri - 29,53 sutka olinsa, Oy kalendari, agar Quyoshning Yer atrofidagi yillik ko'rinm a harakati davri (bu harak at Yerning Quyosh atrofidagi haqiqiy harakati tufayli sodir bo'ladi) asos qilib olingan bo‘lsa, bunday kalendar Quyosh kalendari deb yuritiladi. Ba’zi kalendarlarda har ikkala osmon jismining davrlari birgalikda asos qilib olinadi, bunday kalendar quyosh-oy kalendari deb yuritiladi. 1. Oy - hijriy kalendari. M ilodning 631-yilida islom dinining asoschisi M uham m ad payg‘ambar, ungacha q o ‘llanilib kelingan va yilining uzunligi 12, b a ’zan 13 oylik y a h u d iy la rn in g q u y o sh -o y k a le n d a ri o ‘rniga m usulm onlar uchun yilining uzunligi 12 sinodik oydan iborat bo‘lgan oy kalendarini joriy qiladi. M azkur kalendar yilining uzunligi 354 yoki 355 k u n d a n (12x29,53) ib o ra t b o ‘lib , Q u yosh k a le n d a ri yilining uzunligidaib o'rtacha o‘n bir sutkaga kamlik qiladi. M usulm onlar kalendarining erasi hijriy era («hijrat» arabcha ko'chib o 'tm o q demakdir) deb yuritilib, M uham m ad payg'am barning M akkadan M adinaga k o ‘chib o ‘tgan yil boshidan hisoblanadi. Bu kun grigorian kalendari bo‘yicha 622 yilning 16 iyul, jum a, «yangioy» k o ‘ringan kuniga to 'g 'r i keladi. Hijriy kalendarda yilning oylari quyidagicha nomlanadi: M uharram 30 R ajab 30 S afar 29 S h a ’bon 29 31 Rabi al-avval 30 Ram azon 30 Rabi as- soni 29 Shavval 29 Jum ada al-avval 30 Z ul-qa’da 30 Jum ada al-oxira 29 Zulhijja 29(30) Hijriy yil uzunligiga k o ‘ra biz ishlatayotgan kalendarga mos kelmaydi. Oy - hijriy kalendari b o ‘yicha yangi 1429-yil 2008-yilning 10-yanvar payshanba kuni kirdi. 2. Q uyosh kalendari. E ndi ku n d alik fo y d alan ilay o tg an milodiy kalendar tarixi haqida to ‘xtaylik. Bundan qariyb ikki ming yil oldin misrlik astronom Sozigen, tropik yil uzunligini (365,25 sutkani) butun sutkalarda ifodalash m aqsadida, ketm a-ket kelayotgan uch yilning 0,25 sutkalik qoldig‘ini tashlab yuborib, uzunligini 365 kundan, to ‘rtinchi yilni esa qoldiqlarni e’tiborga olgan holda 366 = 365+(4 x 0,25) k u n d an qilib hisoblashni taklif etdi. Bu taklif o ‘sha davrda kalendarni isloh qilish ilinjida yurgan Rim im peratori Yuliy Sezarga m a ’qul tushdi va miloddan avvalgi 45-yilda Sozigen taklif qilgan kalendarni joriy qilish to ‘g‘risida qaror chiqardi. M azkur kalendar Yuliy Sezar sharafiga Yulian kalendari deb nom oldi. Islohotga ko ‘ra, tartib nomeri 4 ga qoldiqsiz bo'linadigan yillar kabisa yillar deyilib, 366 k u n d an , q o lgan yillar esa oddiy hiso b lan ib , 365 sutkadan qilib olindi. Bu islohot qabul qilingunga qadar qadimgi Rim aholisi dastlab yilning uzunligi 304 kunlik (10 oylik), keyinroq^ borib, yil boshi m a rt oyining boshiga to ‘g ‘ri keladigan va uzunligi 365 kunli quyosh-oy kalendari bilan ish k o ‘rar edi. Miloddan oldingi 45-yilga kelib yil boshi birinchi m artdan, Rim da yangi saylangan konsullar boshqaruvga o 'tira d ig an kun - 1 yanvarga k o ‘chirildi. 0 ‘rta asrlarda astronom ik kuzatishlar yilning uzunligi, y a ’ni Yerning Quyosh atrofidagi aylanish davrini aniq o ‘lchash imkonini berdi. Aniqlashicha, bu davr 365 sutka- yu 6 soat emas, balki 365 sutka-yu 5 soat-u 48 minut, 46 sekund ekanligi m a’lum b o id i. Boshqacha aytganda, yil uzunligi Yulian kaleda.rida qabul qilinganidan 11 m inut-u 14 sekundga qisqa bo‘lib chiqdi. Binobarin, Y ulian kalendari b o ‘yicha eski yil tugagach, kishilar yangi yilni qabul qilavermasdan yana qo'shim cha 11 minut-u 14 sekund kutib turganlar. Yillik bu xatolik ju d a k atta b o ‘lmay, yig'ilib kelinsa 128 yilda b ir sutkaga yetgan, yuz yillar ichida esa xatolik bir necha sutkani tashkil etgan. XVI asrga kelib Y ulian k alen d arin in g xatoligi 10 su tk ad an o sh ib ketdi. 32 N a tija d a 21-m artda k u zatilad ig an bah o rg i tengkunlik, bu d av rd a 11-m artga to ‘g‘ri kelib, ko'pchilikni, ayniqsa, cherkov ahlini k atta tashvishga solib q o ‘ydi. G ap shundaki, IV asrda Nikeyda (Turkiya) im perator tom onidan yig'ilgan soborda xristianlar uchun eng qutlug‘ sa n alg a n pasxa bayram i o ‘sha d avrd a 21-m artga to ‘g‘ri keladigan bahorgi tengkunlik bilan b o g iiq edi. Bahorgi tengkunlikning 21-martdan siljib ketishi, vaqt o 'tish i bilan pasxa bayram ini ham bahordan yozga to m o n siljishiga olib kelardi. Bundan xavotirga tushgan R im papasi G rigoriy XIII 1582-yilda astronom lardan iborat komissiya tuzishga q a ro r qildi. U shbu komissiya uzoq ishlab, oxiri Perudji universitetining o ‘qituvchisi, tabib Luidji Lillio loyihasini m a ’qul topdi. Lillioning y an gi loyihasi IV asrdan buyon y ig ilg an o ‘n kunlik xatoni tashlab yuborishni va keyingi 100 yilliklarda (1600,1700,1800 va h.k.) 400 ga qoldiqsiz b o iinm aydigan yuz yilliklarni oddiy yillar deb hisoblashni ta k lif etdi. M azkur loyihani Rim papasi G rigoriy X III 1582-yilning 2 4 -fev ralid a m axsus q a ro r bilan q abu l qildi. P ap a G rig o riy X III islohotining birinchi m oddasida: «1582-yil 4-oktyabrning ertasi kuni 5-oktyabr o'rniga 15-oktyabr deb hisoblansin» deyilib, uning ikkinchi m o d d a sid a yuz yilliklar ichida faqat 400 ga qoldiqsiz b o iin a d ig a n yilla.rgina kabisa deb, qolganlari oddiy yillar hisoblansin deyildi. Shundan so ‘a g ko‘p o'tm ay 1600-yili kabisa yili deb qabul qilinib, 1700, 1800 va 1900 yillar esa oddiy yillar (aslida bu yillar Yulian kalendari bo‘yicha kabisa yillar edi) hisoblanadigan b o id i. Shunday qilib, Yulian kalendari Download 320.92 Kb. Do'stlaringiz bilan baham: |
Ma'lumotlar bazasi mualliflik huquqi bilan himoyalangan ©fayllar.org 2024
ma'muriyatiga murojaat qiling
ma'muriyatiga murojaat qiling