Mamadmusa mamadazimov


-§.  Olam  tuzilishining  geosentrik  tizimi


Download 320.92 Kb.
Pdf ko'rish
bet5/26
Sana20.07.2017
Hajmi320.92 Kb.
#11685
1   2   3   4   5   6   7   8   9   ...   26

2-§.  Olam  tuzilishining  geosentrik  tizimi
O lam   tu z ilish i  h aq id ag i  d a s tla b k i  ta sa v v u rla rn i  qadim   yunon 
m u ta fak k irlari  bergan.  U lar  olam ning  geom etrik  m odelini  tuzishda, 
yulduzlar osmonining,  sayyoralar va Quyoshning ko ‘rinma  harakatlarini 
haqiqiy  harakat  deb  bilib,  Olam  m arkaziga  Yerni  qo'ydilar.  Ularning 
bu  modeli  tarixda  olam  tuzilishining  geosentrik  tizimi  degan  nom  bilan 
tanildi.
U   davrda  Quyosh,  Oyning  oddiy  va  sayyoralarning  sirtmoqsimon 
h a r a k a tla r i  tu rli  o ‘lch am d ag i  b u   y o ritg ic h la r  y o tg a n   g eo m etrik  
sfera lam ing  m urakkab  harakatlari  bilan  tushuntirildi.  Xususan,  Evdoks 
(m il.  av.  IV  asr)  say y oralarn in g  sirtm oq sim on   h a ra k a tla rin i  26  ta 
geometrik  sferaning  kombinatsiyalari  bilan  tushuntirdi.  Taniqli  faylasuf 
A ristotel  (mil.  av.  IV  asr)  bu  sferalar  sonini  56  taga  yetkazib,  ularni 
oynadek  shaffof sferalar  deb  tushuntirdi.  Olam  tuzilishining  geosentrik 
modeli  ham  birinchi  marta  Aristotel  tom onidan  taklif etildi.
M iloddan  avvalgi  III  asrda  samoslik  m ashhur  olim  Aristarx  Oyning 
birinchi chorak fazasida Quyosh, Yer va Oyning vaziyatlari to‘g‘ri burchakli 
u ch b urchak  hosil  qilishini  anglab,  shu  asosda  Q uyoshgacha  b o ‘lgan 
m asofani  Oygacha  masofa  birliklarida  aniqlashga  harakat  qildi.  Garchi 
olim  bu  o ‘lchashlarda  kattagina  xatoga  yo‘l  q o ‘ygan  b o ‘lsa-da,  biroq 
shunga  qaram ay  u  Quyosh  Oy  va  Y erdan  hajm iga  k o ‘ra  300  m arta 
katta-ligini  aniqladi.  Natijada  u,  Quyosh Yerning atrofida emas,  balki Yer 
Quyoshning  atrofida  aylanadi  degan  g'oyani  ilgari  surdi.  Biroq  u  davrda 
bu  g‘oyani  qo'llovchilar  topilmay,  mazkur  g‘oyaning  umri  qisqa  bo‘ldi.
M iloddan avvalgi II asrda m ashhur aleksandriyalik astronom  Gipparx 
sayyoralarning  sirtmoqsimon  harakatlarini  tushuntirishga  harakat  qilib,
47

22-rasm.  Ptolemeyning Olam  tuzilishi geosentrik modeli
u lar  Y er  a tro fid a   deferent  deb  atalu v ch i  k a tta   a y la n a la r  b o 'y la b  
harakatlanish  bilan  birga  epitsikl  deyiluvchi  mahalliy  kichik  aylanalar 
bo‘yicha  ham  harakatlanadilar deb uqtiradi.  Undan  uch  yarim  asr  keyin 
o ‘tgan  uning  yurtdoshi -  aleksandriyalik K.  Ptolemey  olam tuzilishining 
geosentrik  modelini  yaratishda  Gipparxning  epitsikllar  nazariyasini  asos 
qilib  oldi.  Ptolemeyning  Olam  tuzilishi  to ‘g‘risidagi  geosentrik  modeli, 
uning  «Megale  sintaksis»  (Buyuk  tuzilish)  asarida  t o i a   bayon  qilindi. 
P tolem ey  ish lab   ch iq q an   bu  m o d el  ju d a   m u rak k a b   b o i i b ,   uning 
soddalashtirilgan  k o ‘rinishi  22-rasmda  keltirilgan.
Ptolemey yulduzlar fonida Quyosh, Oy va sayyoralarning kuzatiladigan 
h a ra k a t  te z lik la rig a   k o ‘ra,  Y er  a tro fid a   u larn i  q u y id a g i  ta rtib d a  
joylashtiradi:  Oy,  Merkuriy,  Venera,  Quyosh,  Mars,  Yupiter,  Saturn  va 
nihoyat  so‘nggi  sferada  qo'zg'almas yulduzlar  osmoni.
Ptolemey  taklif etgan  modelda  yoritgichlarning  chiqishi  v a  botishi, 
planetalar  va  yulduzli  osmon  sferasining  Yer  atrofida  aylanishi  bilan 
tu s h u n tirila d i.  Q uyosh  va  Oy  g ‘a rb d a n   sh arq q a  tom on  bir  tekis 
(uzoqliklariga  k o ‘ra  turli  tezliklarda)  deferent  bo'ylab  siljib  boradi.
48

Sayyoralarning sirtmoqsimon harakati qayd etilganidek, ularning epitsikl 
va  deferent  bo‘ylab  harakatlarining  q o ‘shilishidan  vujudga >keladi.
M erk u riy   va  V eneraning  h a ra k a tla rin i  tu sh u n tirish   uchun  u lar 
epitsikllarining  markazi  Quyosh  va  Yer  markazlaridan  o ‘tuvchi  to ‘g‘ri 
chiziqda yotadi deb qabul qildi.  Sayyoralarning deferent bo'ylab aylanish 
davrlari  esa,  Quyoshning  Yer  atrofida  aylanish  davriga,  ya’ni  bir  yilga 
teng  bo‘ldi.  Orbitalari Quyoshning deferentidan (orbitasidan) tashqarida 
y o tuvch i  sayyoralarning  d a v rla ri  tu rlich a  b o ‘lib,  ularn in g   qaytm a 
h a ra k a tla ri  har  doim  ular  o ‘z  epitsikllarining  Y erga  yaqin  qismida 
harakatlangandagina  ro ‘y  berib,  bu  davrda  epitsikl,  albatta  Quyoshga 
qaram a-qarshi  tomonda  bo‘lishi  zarur  edi.
Shunday  qilib,  Ptolemey  sistemasida  barcha  sayyoralar  Yer  atrofida 
aylansa-da,  biroq  ularning  h a ra k a ti  Yerga  emas,  balki  Q uyoshning 
holatiga b o g iiq  b o iib  chiqdi.  Bu muhim faktlar u davr astronomlarining 
e’tiboridan  chetda  qoldi.
Dengiz  qatnovi  va  quruqlik  karvonlari  qatnovi  u  davrda  geosentrik 
ta iim o t  asosida  tuzilgan  astronom ik jadvallar  asosida  olib  borilardi. 
Zam onlar  o'tishi  bilan  bu jadvallam ing  kamchiliklari  ochila  bordi.  XII 
asrga  kelib,  Olam  tuzilishining  geosentrik  tizimi  ilmiy  asossiz  ekanligi 
to ‘la   m a iu m   b o id i.
G eosentrik  modelga  k o ‘ra,  h ar  bir  sayyoraning  hisoblab  topilgan 
h arakat troyektoriyasi uning bevosita Yerdan kuzatiladigan sirtmoqsimon 
harakatiga  mos  kelishi  uchun  Ptolemey  mazkur  sayyora  epitsiklining 
radiusi,  epitsikl  va  deferent  b o ‘ylab  harakat  tezliklarini  o ‘z  ixtiyoriga 
k o 'ra   tanladi.
O qibatda  Ptolemey  sistemasi  sayyoralarning  ko'rinm a  harakatlarini 
tushuntirish  bilan  cheklanib  qolmay,  balki  kelgusidagi  holatlarini  ham 
m a iu m   aniqlikda belgilashga  imkon  berdi.  Bu  sistema bo'yicha,  nazariy 
va  am aliy  kuzatish  natijalari  orasida  vujudga  kelgan  farq  geosentrik 
modelni yanada takomillashtirishni taqozo qildi.  Shu sababli keyinchalik 
sayyora  birinchi  epitsikl  m arkazi  atrofidan  m arkazi  birinchi  epitsikl 
bo'ylab harakatlanuvchi ikkinchi epitsiklga ko'chirildi. Agar kuzatishdan 
olingan natijalarni bu ham qanoatlantirm asa, u markazi ikkinchi epitsikl 
bo 'y lab   harakatlanuvchi  uchinchi  epitsiklga  ko'chirildi  va  hokazo.
49

3-§.  O lam   tuzilishining  geliosentrik  sistemasi.
S ay yo ralarnin g  sirtm oqsim on  h arak atin i  tushuntirish
Uzoq yillar Quyosh, Oy va sayyoralar harakatini o'rganib, sayyoralar, 
jum ladan  Yer  Quyosh  atrofida  aylanishiga  ishonch  hosil  qilgan  taniqli 
polyak  astronom i  N.  K opernik  (1473-1543)  o iim i  oldidan  o ‘zining 
m ashhur  «Osmon  sferalarining  aylanishi»  degan  asarini  yozib  tugalladi. 
Bu  asarda  olim  Yerning  Quyosh  atrofida  aylanishi  g‘oyasini  matematik 
jihatdan  to iiq   asoslab  berib,  tabiatshunoslikda  katta  burilish  yasadi.
Kopernik asos solgan Olam tuzilishi geliosentrik sistemasining mohiyati 
quyidagi  hollarda  o ‘z  ifodasini  topdi:
1.  Yer olam markazi  bo im ay ,  boshqa sayyoralardan hech farqi yo‘q,
2.  Olam  markazida  Quyosh  turib,  uning  atrofida  barcha  sayyoralar, 
jum ladan  Yer  ham  aylanma  orbita  bo ‘ у lab  bir  tekis  aylanadi.
3.  Q uyoshning  ekliptika  b o ‘ylab  yillik  k o ‘rinma  h arak ati  Yerning 
Quyosh  atrofida  haqiqiy  yillik  harakatining  aks  etishi  xolos.
4.  Yer o ‘z  orbita tekisligiga  og‘ma joylashgan o ‘qi  atrofida g'arbdan- 
sharqqa  tom on  aylanadi.
5.  Y er  atrofida  faqat  uning  yo'ldoshi -   Oy  aylanadi.
6). Sayyoralarning sirtmoqsimon harakatlari haqiqiy harak at bo'lmay, 
tuyulma  harakatdir.  K o'rinm a  sirtmoqsimon  harakatlar  sayyoralar  va 
Y erning  to ‘g ‘ri  (g‘arbdan  sharqqa  tomon)  harakatlarining  qo'shilishi 
tufayli  sodir  bo'ladi.
Sayyoralar Quyoshga nisbatan joy lashish holatlarining davriy ravishda 
qaytarilishi va sirtmoqsimon harakatlarida, sirtmoqlarining oicham lariga
23-rasm.  Geliosentrik  sistemada  sayyoralarning  Quyoshga  nisbatan joylashishi
50

k o ‘ra ,  K opernik  sayyoralarning  Q uyoshdan  uzoqliklarini  hisobladi. 
Bunda  u  Y erdan  Quyoshgacha  b o ‘lgan  masofani  bir  birlik  deb  olib, 
s ay y o rala r  uzoqligini  shu  b irlik d a  ifodaladi.  U ning  aniqlashicha, 
Quyoshdan:  Merkuriy  -   0,38;  Venera  -   0,72;  Yer  -   1,0;  M ars  -   1,52; 
Y upiter  -   5,22;  Saturn  esa  -   9,18  birlik  masofa  chiqdi.  Bu  masofalar 
hozirgi  zamon  m a’lumotlaridan ju da  katta  farq  qilmaydi  (23-rasm.).
K opernik  astronom iya  tarixida  birinchi  bo‘lib,  Quyosh  sistemasi 
tuzilishining  to ‘g ‘ri  modelini  yaratdi.  Osmonning  sutkalik  k o ‘rinma 
aylanishi  sababi  Yerning  o ‘z  o ‘qi  atrofida  aylanishi  ekanligini  ham  u 
to ‘g ‘ri  ko'rsatdi.
Endi  Kopernik  kashf etgan  sayyoralarning  ko'rinm a  sirtmoqsimon 
harakatlari  va  Yerning  Quyosh  atrofidagi  harakatlari  tufayli  Yerdagi 
kuzatuvchi  uchun  qanday  sodir  bo‘lishi  bilan  tanishaylik.
24-rasm da  Y er  va  tashqi  sayyoraning  harakatlari  paytida,Y erdan 
qaraganda,sayyoraning sirtmoqsimon k o ‘rinishdagi harakatining qanday 
sodir bo'lishi ko‘rsatilgan.  T  Yer va  tashqi sayyoraning (masalan, Mars) 
С  Q uyosh  atrofida  aylanishida,  Yer  va  sayyoraning  mos  paytlardagi 
orbital  holatlari  Tr  M ,  va  Ty  M }  k o ‘rinishda  keltirilgan.  Shuningdek, 
ch izm ad a  Y erdan  q a ralg a n d a  say y o ran in g   osm onda,  q o ‘zg‘alm as 
yulduzlar  fonidagi  to ‘g‘ri  va  qaytm a  harakatlari  aks  ettirilgan.  Bunda 
sirtmoq, Yer va sayyora orbitalari ustma-ust tushmasdan, o ‘zaro burchak 
h o sil  qilganligi  tufayli  «ochilib»  k o 'r in a d i  (40-a  rasm da  alo h id a 
k o ‘rsatilg an ).  Bunda  birinchi  h o la td a   Y er  va  sayyoraning  T v  M 
h o la tla rid a n   boshlanadigan  h a ra k a tla ri  n atijasid a  uning  osm onda 
yulduzlar fonidagi harakati -  teskari (sharqdan -  g'arbga) harakat  bo‘lib, 
T} va 
holatlari bilan boshlangan harakatlari natijasida esa, M ars to ‘g‘ri 
harakatlanayotganligini  k o ‘rish  mumkin.
24-rasm.  Sayyoralarning  sirtmoqsimon  harakatlari  va  ulami  tushuntirish
51

So‘ngra  24-b  rasmda  T   Yer  va  V ichki  sayyora  Veneraning  o ‘zaro 
harakatlarida,  Tt  va  Vt  holatlari  bilan  boshlanadigan  harakat  natijasida 
sayyoraning  osmondagi  ko'rinm a  harakati  teskari  harakat  b o iib ,  T} va 
V3 lar bilan  boshlanadigan  Yer va  sayyoraning  harakatlari  tufayli  uning 
to ‘g‘ri  harakatlanayotganining  guvohi  b o iam iz.  Tashqi  sayyoraning 
teskari  h a rak atlan g an d ek   k o ‘rinishiga  diqq at  bilan  q a ra lsa ,  Yer  u 
sayyorani  quvib  o'tayotgan  davriga  to 'g 'ri  kelishini  topish  qiyin  emas. 
Binobarin,  tashqi  sayyoralar  ko'rinm a  harakatida  orqaga  qaytish  faqat 
Yer  ularni  quvib  o'tayotganda  sodir  boiadi.
Ichki  say yo ralar  (M erkuriy  va  Venera)  sirtm oqsim on  k o 'rin m a 
h a ra k a tla rin in g   tah lili,  u la rn in g   tesk ari  h a ra k a tla ri  Y ern i  quvib 
o'tayotganda  sodir  bo'lishini  ko'rsatadi.
Shunday  qilib,  asrlar  davom ida  sir  b o iib   kelgan  sayyoralarning 
k o 'rin m a   sirtm oqsim on  h a ra k a tla ri  K opernik  to m o n id an   Y erning 
«harakatlantirib»  yuborilishi  bilan  «fosh»  bo'ldi.
Garchi Kopernik Yerning Quyosh atrofidagi harakatining isboti uchun 
bevosita dalillar keltira olmagan esa-da,  yulduzlar fonida sayyoralarning 
sirtmoqsimon  harakatlarining  va  Quyoshning  yillik  harakati  sabablari 
bilan  qoyilm aqom   qilib  tushuntirishi  uning  nazariyasi  to 'g'rilig in in g  
isboti  bo'ldi.
4-§.  Geliosentrik  ta’limot  uchun  kurash
K opernik  geliosentrik  ta iim o tid a   sayyoralarning  sirtm oqsim on  va 
Quyoshning yillik harakatini sodda va ishonchli dalillarda keltirilishi qisqa 
vaqt ichida bu nazariyani qo'llab chiquvchi, omma orasida uni faol targ'ib 
qiluvchi olimlar guruhini vujudga keltirdi. Ana shunday targ'ibotchilardan 
biri  italiyalik  m ashhur  faylasuf astronom   Jordano  Bruno  (1548-1600) 
edi. Bruno o'zining «Olamlaming ko'pligi to'g'risida» asarida geliosentrik 
ta iim o tn i targ'ib qilish bilan birga uni rivojlantirdi. Xususan u o 'z  asarida 
Olam  tuzilishi  haqidagi  K opernik  ta ’limotiga  qo'shimcha  qilib  aytdiki, 
Quyosh  barcha  yulduzlar  uchun  m arkaz  boiolm aydi,  u  faq at  Quyosh 
sistemasi  jism lari  uchun  m arkaz  hisoblanadi,  yulduzlar  esa  Quyoshga 
o'xshash  samoning  obyektlaridan  b o iib ,  bizdan juda  uzoqda  yotadi. 
M azkur yulduzlarning ko'pchiligi Quyosh kabi o'z sayyoralar sistemasiga 
ega  b o iish i mumkinligi,  ularning ayrimlari atrofida sayyoralar sistemasi 
ham  m avjud  b o iish i  mumkinligi  e ’tiro f qilindi.  Bruno  o 'z  asarida  bu
52

sayyoralarning  ayrimlarida  hayot  paydo  boiishi  va  hatto  b a’zilarida  bu 
hayot  rivojlanib  aqlli  mavjudot  darajasigacha  yetishib  chiqqan  bo‘lishi 
m um kin  degan  xulosa  berdi.  O'zining  bu  faol  g‘oyalari  uchun  J.  Bruno 
sakkiz  yil  davomida  inkvizitsiya  sudi  azoblarini  boshidan  kechirdi  va 
oxiri  1600-yiI  17-fevralda  Rimda  gulxanda  yoqildi.
G eliosentrik  t a ’limotning  boshqa  bir  ta rg ‘ibotchisi  buyuk  italyan 
olimi G.  Galiley edi.  U o'zining «Dialog» asarida geliosentrik g‘oyalarni 
targ'ib qilib, inkvizitsiya qo‘liga tushdi.  1609-yili u o ‘zi yasagan teleskopda 
osmon  obyektlarini  kuzatib,  Oy  tog‘lari  va  pasttekisliklarini  kashf etib, 
Oy  Yerga  o ‘xshash  oddiy  bir jism  ekanligini  va  ular  orasidagi  mavjud 
«Yer  bilan  osm oncha  farq»  aslida  yo ‘qligini  oshkor  qildi.  U  Somon 
Y o‘lini kuzatib, Aristotel aytganidek, Yer atmosferasidagi halqa tumanlik 
b o ‘lm ay,  g ‘ij-g‘ij  y u lduzlardan  tash k il  topganligini  m a ’lum   qildi. 
G alileyning  1610-yiidagi  kuzatishlari,  ayniqsa  sermahsul  b o id i.  Olim 
Y upiter  atrofida  uning  4  ta  y oid o sh in i  topdi,  Quyoshda  d o g iarn i  va 
ularning,  Quyosh  gardishida  siljishi  asosida  esa  Quyoshning  o‘z  o ‘qi 
atro fid a  aylanishini  aniqladi.  Shuningdek  Galiley  Veneraning,  Oyga 
o ‘xshab,  turli  fazalarda  k o ‘rinishini  kuzatib,  bu  hodisa  sayyoraning 
Quyosh  atrofida  aylanishining  yorqin  dalili  deb  to ‘g ‘ri  ta ’kidladi.
Galileyning bu kashfiyotlari, Kopernik geliosentrik sistemasining uzil- 
kesil  g'alabasi  uchun  keng sharoit  yaratdi.  Bu  ilg'or g'oyalari  uchun  G. 
G aliley  1633-yili  70  yoshida  qam oqqa  olinib,  inkvizitsiya  q o iig a   sud 
qilish uchun topshirildi. Sud Galileyni o ‘z g‘oyalaridan voz kechib, ularni 
inkor etishga majbur etdi. Shunga qaram ay, sud unga umrining oxirigacha 
yashash  joyidan  tashqariga  chiqm aslik  to ‘g ‘risida  q aro r  qabul  qildi. 
S h u n d a y   q ilib ,  olim   u m rin in g   o x irig a c h a   in k v izitsiy a  x o d im lari 
tom onidan  t a ’qib  ostida  b o iib ,  kosm ologik  g ‘oyalarni  ta rg ‘ib  qilish 
im konidan  m ahrum   bo id i.
Io g an n   K epler  o'zining  «K osm ografiya  sirlari»  (1596  y.)  asarida 
olamning geliosentrik tizimini geometrik modelda aks ettirmoqchi bo id i. 
G archi  Keplerning  bu  urinishi ju d a  muvaffaqqiyatli  kechmagan  b o isa- 
d a,  b iro q   m azk u r  asard a  k e ltirilg a n   un ing  m u ra k k a b   m a tem a tik  
hisoblashlari,  daniyalik  m ashhur  astronom   Tixo  Bragening  e ’tiborini 
o ‘ziga  qaratdi.
1600-yilda  I.  Kepler  Tixo  Bragening  taklifiga  k o 'ra   Pragaga  yangi 
sayyoralar jadvalini  tuzish  uchun  keldi.  Tixo  Bragening salkam  20 yillik 
kuzatishlari  hamda  o ‘zining  1602  va  1604-yildagi  kuzatishlarini  qo'shib,
53

Kepler Marsning Quyosh atrofida qariyb 12 marta to‘liq aylanishi haqidagi 
m aium otni  yig‘di.  Bular  asosida  Marsning  Quyosh  atrofidagi  orbitasini 
aylana  k o ‘rinishida  tasvirlash  ijobiy  natija  bermadi.  Mazkur  sayyoraning 
hisoblashlardan topilgan osmondagi holatlari, bevosita kuzatilgan holatlar 
bilan  mos  kelmadi.  Kepler  Marsning  aylana  k o ‘rinishidagi  orbitasidan 
voz  kechib,  uning  harakatlariga  mos  haqiqiy  orbitani  izladi.  Oqibatda 
Marsning Quyosh atrofidagi harakati ellips bo‘lib chiqdi.  N atijada Kepler 
tomonidan qabul qilingan Quyoshning Yer orbitasi markazidan «siljitilgan» 
holati,  Yer  ham  Quyosh  atrofida  sayyoralar kabi  aylanaga  yaqin  elliptik 
(ekstsentrisiteti  0,017)  orbita  bo'ylab  harakatlanishini  va  bu  harakat  ham 
M arsniki  kabi  notekis  kechishini  m a’lum  qildi.  Sayyoralar  harakatiga 
tegishli  bu  q o n u n iy a tlar  olim ning  1609-yilda  chop  etilgan   «Yangi 
astronomiya»  kitobidan  o ‘rin  oldi.
Savol  va  topshiriqlar:
1. Sayyoralarning yulduzlar fonidagi sirtmoqsimon harakatlarini 
tushuntiring.
2.  Olam tuzilishining geosentrik ta’limoti asoschilari kimlar?
3.  Olam  tuzilishining  geliosentrik  nazariyasining  shakllanishi 
tarixi  va  bu  nazariya  uchun  kurash  haqida  m a’lumot  bering.
Bunda N.Kopernikning xizmati.
4.  Bu  borada  sharq  astronomlari  (Xorazmiy,  Beruniy)  hamda 
Bruno,  Galiley ishlari to ‘g‘risida gapiring.
5.  Olam  tuzilishi  haqidagi  hozirgi  zamon  tasavvurlari  haqida 
gapiring.
5~§.  Sayyoralar  konfiguratsiyalari  va  ularning 
ko‘rinish  shartlari
Quyosh  atrofida  harakatlanayotgan  sayyoralarning yulduzlar fonidagi 
siljishlari harakatlanayotgan Yerdan kuzatilgani tufayli m urakkab k o ‘rinish 
kasb etadi. Sayyoralarning Yerdan qaraganda Quyoshga nisbatan egallagan 
alohida  vaziyatlari  ularning  konfiguratsiyalari  deyiladi.  Sayyoralardan 
ikkitasining konfiguratsiyasi  bilan tanishaylik. 25-rasmda Quyosh atrofida 
Yer  bilan  birga  aylanayotgan  ikkita  sayyoraning  orbitasi  aks  ettirilgan. 
U lardan birining orbitasi ichki sayyoraga  (orbitasi Yer orbitasining ichida 
joylashgan  M erkuriy  yohud  Veneraga),  ikkinchisi  esa  tashqi  sayyoraga 
(orbitasi  Yer  orbitasidan  tashqarida  yotganiga)  tegishlidir.
54

Y erning  25-rasmdagi  vaziyatida  ichki 
s a y y o ra   e g a lla g a n   1-  va  2 -h o la tla r, 
sa y y o ra n in g   Q uyosh  bilan  q o 'sh ilish  
holatlari,  (1-si  quyi  qo'shilish,  2-si  yuqori 
qo ‘yhilish)  deyiladi.
Ichki  sayyoraning  Quyoshdan  sharq  va 
g ‘a r b   tom onga  m aksim um   uzoqlashgan 
h o ld a   k o 'r in is h la ri  u n in g  
3-  va  4- 
h o la tlarig a  to ‘g ‘ri  kelib,  uning  elongat- 
siyalari  deyiladi.  Sayyora  1-,  2-holatlarda 
Quyosh  shafag‘iga  k o ‘milib  ko ‘rinmaydi, 
ya’n i  uning  ko‘rinmaydigan  davri  b o ‘ladi.
A g ar  ichki  sayyora  3-holatda  b o ‘lsa,  u 
Quyoshdan sharq tomonda undan eng katta 
burchak masofada bo‘lganidan kechqurun  Quyosh botganda  osmonning 
g‘a r t   tomonida  gorizontdan  biroz  balandda  yaxshi  ko'rinadi.  Aksincha
4- holatda, ya’ni Quyoshdan g‘arb tom onda bo isa, u erta tongda Quyosh 
chiqishidan  oldin  sharq  tomonda  k o ‘rinadi.
Tashqi  sayyoraga  tegishli  5-holat  ham  qo'shilish  (ya’ni  Quyosh  bilan 
qo'shilish), 6-holat esa, qarama-qarshi turish (ya’ni Quyosh bilan qarama- 
qarshi  turish)  deyiladi.  Bu  holatda  sayyora  Quyoshdan  180°  li  burchak 
m asofada joylashadi.  Tashqi  sayyora  5-holatda  Quyosh  bilan  qo'shilib, 
0
‘ziming  Y erdagi  kuzatuvchiga  k o ‘rinm aydigan  davrini  o ‘tayotgan 
b o ia d i,  6-holatda  esa  Q uyoshga  qarama-qarshi  turganidan,  Quyosh 
botishi  bilan  sayyora  sharq  tom onda  gorizontdan  ko'tariladi  va  butun 
tun davom ida uni kuzatish mumkin b o ia d i. Sayyoraning 7- va 8-holatlari 
uning  sharqiy  va  g‘arbiy  kvadraturalari  deyiladi.
6-§.  Sayyoralarning  siderik  va  sinodik  davrlari
Sayyoraning  siderik  davri 
deb  uning  Quyosh  atrofida  m a iu m   bir 
yuld-uzga  nisbatan  to iiq   aylamb  chiqishi  uchun  ketgan  vaqtga  aytiladi. 
Sayyoraning sinodik davri S  deb uning bir xil konfiguratsion vaziyatlarining 
(qo'shilishi, elongatsiyalari va qaram a-qarshi turishlari), ixtiyoriy biridan 
ikki m arta ketma-ket o'tishi uchun zarur b o ig a n  vaqt o ralig ig a aytiladi. 
Sayyoraning  sinodik  davri    Yerning  harakati  bilan  b o g iiq ,  Yerning 
siderik  davri  T@
  va  sayyoraning  siderik  davri  Tp!  bilan  quyidagicha 
bog‘lanishda  b o ia d i:
25-rasm.  Ichki  va  tashqi 
sayyoralarning  konfigu- 
ratsiya  holatlari
55

J___l____
1
_
ichki  sayyoralar  uchun  о  _  
T  ,
°  
1 pt
J_ = J ____
1
_
tashqi  sayyoralar uchun esa 
с ~  r  
r   -
°  
1 pi 
1
 ®
7-§.  Sayyoralarning  orbita  elementlari.
Nazariy  astronomiyaning  asosiy  vazifalari
Sayyora  harakatini  k o ‘z  oldimizga  keltirish  uchun  uning  orbitasi 
yotgan  tekislikning  bizga  m a ’lum  tekislikka  (aytaylik,  osm on  ekvatori 
yoki ekliptika tekisligiga) nisbatan joylashishi, sayyora orbitasining shakli 
va  oicham lari,  bu  orbita  bo'ylab  sayyoraning  aylanish  davri  va  uning 
m a ’lum  nuqtasidan  sayyoraning  o ‘tish  vaqti  kabi  m a’lum otlarga  ega 
bo'lish  zarur.  Sayyora  orbitasi  haqida  m a’lumot  beradigan  qayd etilgan 
kattaliklar -  orbita elementlari deyiladi.
Sayyora  orbitasini  aniqlashda  tayaniladigan  tekislik  qilib,  odatda 
ekliptika  tekisligi  olinadi.  Sayyora  orbitasining  ekliptikani  kesib  o'tish 
nuqtalari -  ко ‘tarilish va tushish tugunlari deyiladi. Bular ichida ko'tarilish 
tuguni orbita bo'ylab harakatlanayotgan sayyora ekliptikani b u  nuqtada 
kesib  o'tgach,  shimoliy  qutbga  yaqinlashib  boradiganiga  aytiladi.
Sayyora  orbitasini  quyidagi  asosiy  elementlar  aniqlaydi  (26-rasm):
1) 
i
  -   sayyora  orbitasining  ekliptika  tekisligiga  ogmaligi  0<  /  <90° 
bo'lsa,  sayyoraning  Quyosh  atrofidagi  aylanish  yo'nalishi  Yerniki  bilan
56

mos  keladi;  agar  90°<  i  <180°  b o isa ,  aksincha,  sayyora  qarama-qarshi 
tom onga  harakatlanadi.
2)  Q   -   k o ‘ta rilish   tu g u n in in g   g elio sen trik   u z u n lam asi.  Bu  -  
Quyoshdan  bahorgi  tengkunlik  nuqtasi  ‘Y
1
  va  ko‘tarilish  tuguniga  (SI) 
tortilgan chiziqlar orasidagi  tekis  burchak  bilan xarakterlanadi.  U 0  dan 
360°  gacha  b oiish i  mumkin.
3 )
  со  -   orbita  perigeliyining  ko‘tarilish  tugunidan  burchak  uzoqligi 
b o iib ,  u  o rbita  tekisligida  yotuvchi  SI СП  burchakdir.  Bu  burchak 
ko‘tarilish tugunidan sayyoraning harakat yo'nalishi tomonga oichanib, 
kattaligi 0 dan 360° gacha boradi. Ba’zan bu burchak o'rniga perigeliyning 
uzunlamasi  (Ji=  Q  + to)  olinadi.
a
  -   ellip tik   o rb itan in g   k a tta   y arim   o ‘qi.  a  y o rd am id a  K epler 
qonunidan sayyoraning davri -  T topiladi.  Ba’zan bu element bilan birga 
sayyoraning  o'rtacha  sutkalik  siljish  kattaligi
360° 
2 л
n
 = ——— =  ——  ham beriladi.
T  
T
. .  


. . .  
yja2 - b 2
5 )   e -
 orbitaning ekstsentrisiteti.  e = -----------
a
dan  topiladi,  bu  o ‘rinda  a  va  b,  mos  ravishda,  orbitani  ifodalovchi 
ellipsning katta va kichik yarim o ‘qlari hisoblanadi. a va e lar sayyoraning 
shakli  va  oicham i  to ‘g‘risida  m a iu m o t  beradi.
6
)  t0-   sayyoraning  perigeliydan  o ‘tish  vaqti.
Yuqoridagi  orbita  elementlari  m a iu m   b o isa,  istalgan  t  vaqt  uchun 
sayyoraning  orbitadagi  holatini  aniqlash  mumkin.
Berilgan  vaqt  uchun  sayyoraning  orbitadagi  holatlari  topilgach,  ular 
a y n a n   shu  m o m e n tla r  u ch u n   s a y y o ra n in g   fazo v iy   g elio se n trik  
koordinatalari hisoblanadi. Yer orbita elementlariga  ko'ra  bu momentlar 
uchun  Y erning  ham   o ‘z  o rb itasid ag i  h o la tlarin i  hiso b lab ,  so 'n g ra 
say y o ran in g   geosentrik  k o o rd in a ta la ri  va  u n in g  Y e rd a n   uzoqligi 
aniqlanadi.
Shu yo‘l bilan sayyoraning orbita elementlariga k o ‘ra uning ko'rinm a 
koordinatalarini  aniqlash,  sayyoraning efemeridlarini  hisoblash deyiladi.
Bunga  teskari  masala -  sayyora  efemeridlariga  k o ‘ra  uning  k o ‘rinma 
koordinatalarini  hisoblash  deyilib,  u  efemeridlarni  hisoblashdan  ancha
57

qiyin  m asala  sanaladi.  Efemeridlarni  hisoblash  va  sayyora  orbitalarini 
a n iq la s h   m a sa la la ri  n a za riy   astro n o m iy an in g   bosh  v a zifalarid an  
hisoblanadi.
Download 320.92 Kb.

Do'stlaringiz bilan baham:
1   2   3   4   5   6   7   8   9   ...   26




Ma'lumotlar bazasi mualliflik huquqi bilan himoyalangan ©fayllar.org 2024
ma'muriyatiga murojaat qiling