Mamadmusa mamadazimov

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