Mamadmusa mamadazimov

38 -rasm.  Yulduzning yillik parallaksi
81

(kuzatuvchi  harakatsiz  b o ig a n d a  kuzatadigan  o ‘rnida)  siljigan  holda 
ko‘radi. Shuningdek  aberratsiya deb kuzatuvchidan yoritgichning haqiqiy 
va  ko‘rinma  o ‘rinlariga  tortilgan  yo‘nalishlar  orasidagi  burchakka  ham 
aytiladi.  A berratsiya  hodisasi  yulduzdan  kelayotgan  nurning  harakati 
bilan  Yerning  orbita  b o ‘ylab  harakatlari  q o ‘shilishidan  kelib  chiqadi. 
Bu  hodisani  quyidagi  misolda  ko‘raylik.
Faraz  qilaylik,  KA   yo'nalish  bo‘ylab  harakatlanayotgan  Yerning  К  
n u q ta sid a g i  k u z a tu v c h i  e k lip tik a   q u tb id a   y o tg a n   M   y u ld u z n i 
k u z a ta y o tg a n   b o ‘lsin  (39  o -rasm ).  B unda  K A   ga  tik  jo y la s h g a n  
teleskopning k o ‘rish maydoni shu qadar kichikki, unga faqat-bitta yulduz 
sig‘adi  deb  ham  faraz  qilaylik.  U  holda  Yerning  tezligi  sezilarli  katta 
b o ‘lganda  teleskopning  О  obyektiviga  tushgan  yulduzdan  kelayotgan 
nur  teleskop  tubusini  t  vaqtda  o ‘tgunga  qadar  К  kuzatuvchi  siljib
nuqtaga  kelib  qoladi  va  okulyar  orqali  qarab  yulduzni  ko'rm aydi. 
B inobarin,  yulduzni  k o 'rish   uchun  teleskopning  okulyar  joylashgan 
qismini  K K   ga  teng  K K o  kesma  kattaligigacha  orqaga  surish  kerak. 
Shunda  О obyektivdan o'tgan nur okulyarga yetib kelguncha kuzatuvchi 
ham  K
0
  nuqtadan  К   ga  yetib  keladi.
N atijad a  biz  yulduzni  uning  haqiqiy  o ‘rni  M  da  emas,  balki  M' 
n uq tad a  k o ‘ram iz.  B oshqacha  aytganda,  u  Yer  h arak atin in g   tezlik- 
vektori yo‘nalgan va apeks deb yuritiladigan osmon sferasining A  nuqtasi 
tomon  siljigan  holda  k o ‘rinadi.
Yer  yillik  harakatining  apeksini  Quyoshga  nisbatan  oson  aniqlash 
mumkin.  Yerning  tezlik  vektori  uning  orbitasiga  o'rinm a  bo‘ Iganidan, 
ixtiyoriy  m om entda  u  Quyosh  -   Yer  yo‘nalishiga  tik  b o ‘lib,  shimoliy
M
a)
Ekliptika
CD
b)
39-rasm. 
Yoritgichlarning  yillik  parallakslarini  aniqlash
82

yarim shardagi kuzatuvchi uchun soat strelkasi yo‘nalishiga qarama-qarshi 
y o ‘nalgan  b o ia d i.  Boshqacha  aytganda,  apeks  ekliptikada  Quyoshdan 
90° orqada  (g‘arb  tomonda)  yotadi.
Endi  aberratsiya  tufayli  yulduz  o ‘z  o ‘rnidan  g'arb g a  qanday  yoy 
k a ttalig ig a  siljishini  aniqlaylik.  B uning  uchun  Y erning  tezligini  u, 
y o ru g iik   tezligini  esa  с  deb  belgilasak,  u  holda  AKgOK  dan
s in a  
и - / 
. 
и  .
  л
-------= -----   yoki  sincr = —sin #
sin в с
-t 
с
b o ia d i.  Bu  yerda  0  -   yulduzning  k o ‘rinm a  o'rn ig a  yo'nalishning 
apeksdan  og‘maligi,  a  -   yoy  sekundlarida  oich an ad ig an  juda  kichik 
burchak  bo‘ganidan:
cr -sin Г  = — sin #  
с
yoki  o  = —2 06265- sin в  
с
b o ia d i.  Bunda  Yerning  orbital  tezligi  и = 29,78 к т/ с  ,  yorugiikning 
tezligi  esa  с = 2999192  к т / с ^ Е ini  e’tiborga  olsak, 
a
 = 20,496" • sin в  «  20,50" sin в  ;
bu  o ‘rinda  20,50"  -   aberratsiya  doimiysi  deyiladi.
Yerning  (kuzatuvchining)  apeksi  yil davomida  ekliptika  bo'ylab  360° 
ga siljishini  e’tiborga  olsak,  u  holda  ekliptika  qutbida joylashgan  yulduz 
(P  =  90°;  bu  o ‘rinda  P  yulduzning  ekliptikal  kenglamasi)  о ‘m i  atrofida 
20,50'' radius bilan kichik aylana chizishini tushunish qiyin emas. Ixtiyoriy 
P  ekliptikal  kenglam adagi  yulduzlar  esa,  yarim  o ‘qlari  a=20,50"  va 
6=20,50"sinp  -   b o ig a n   ellipsni  chizadi.  Bordi-yu  yulduz  ekliptika 
tekisligida  yotsa  (P  =  0),  u  holda  katta  o ‘qi  nolga  teng  (b  =  0)  b oigan 
ellipsga,  ya’ni  uzunligi  41''  li  yoy  kesmasiga  aylanadi  (39  b-rasm).
Y illik   ab erratsiy a n in g   k a tta lig i  yillik  p a ra lla k sd a n   farq   qilib, 
yulduzlarning uzoqligiga b o g iiq  boim aydi.  Binobarin,  yillik  aberratsiya 
yillik  p arallaksd an  tubdan  farq   qiluvchi  astronom ik  hodisa  b o iib , 
mustaqil  ravishda  Yerning  Quyosh  atrofida  aylanishini  isbotlaydi.
83

2-§.  Yil  fasllarining  almashinishi
M a’lumki,  Yer o‘qining orbita tekisligiga og‘maligi 66°34'  b o iib , Yer 
Quyosh atrofida aylanayotganda fazoda o ‘z yo‘nalishini  o ‘zgartirmaydi. 
Shunga  k o ‘ra,  Yerning  m a iu m   qismiga  yilning  turli  davrlarida  Quyosh 
nurlari  turlicha  burchak ostida tushib,  yil fasllarini vujudga keltiradi  (40 
a-rasm).  U  bilan  yaqindan  tanishaylik  .
Fizika kursidan m aium ki, sirtga tushayotgan y orugiik oqimi Ф , unga 
o ‘tkazilgan normal va y orugiik nurlari yo‘nalishi  orasidagi  burchakning 
kosinusiga  proporsional,  y a’ni
Ф = Ф0 
cosQ ;
bu  o ‘rin d a  Ф
0
  -   sirtga  tik  tushayotgan  y o ru g
4
  oqimi  m iqdorini 
xarakterlaydi.
Shu  asosda  Y erning  turli  geografik  kenglam alarida,  yilning  turli 
fasllarida  Ф  ning  qiymatiga  k o ‘ra,  Yer  sirtiga  tushayotgan  Quyoshning 
yo ru g iik   oqimi  miqdori  qanday  o'zgarishini  k o ‘raylik.
40 
6
-rasm da  bahorgi  va  kuzgi  tengkunlik  kunlari  (II  hoi),  yozgi  (I 
hoi)  va  qishgi  quyoshturishi  kunlari  (III  hoi)  Quyosh  nurlari  Yer  sirtiga 
qanday  tushishi  k o ‘rsatilgan.  Rasmdan  ko‘rinadiki,  bahorgi  tengkunlik 
k u n lari  tu rli  ken g lam alarg a  tu sh ay o tgan   y o r u g iik   oqim i,  joyning 
kenglamasiga  (ф)  b o g iiq   ravishda
Ф = Ф0 
coscp 
ifoda  bilan,  yozgi  quyoshturish  kuni  esa
Ф = Ф0 
cos{(p -  e)
II
I
b)
II
40-rasm.  Sayyoramizda  yil  fasllarining kuzatilishi
84

ifoda  bilan  aniqlanadi,  bu o'rinda  e  -ekliptikaning osmon ekvatoriga 
og‘maligini  xarakterlab,  23°26  ni  tashkil  qiladi.
Qishki  quyosh  turishi  kuni  esa,  Yer  sirtiga  tushayotgan  yorug‘lik 
oqim ining  miqdori
Ф = Ф0 
cos(cp
 + £)
ifoda orqali topiladi.
U m um iy  holda,  Q uyoshning  o g 'ish i  5  ga  k o ‘ra,  tu rli  geografik 
kenglamalarda  tushayotgan  yorug‘lik  oqimining  miqdori
Ф = Ф0 
cos{(p ~ 8)
ifoda  yordamida  aniqlanadi.
Bundan  ko'rinadiki,  Yer  shimoliy  yarim  sharida  yer  sirti  bahor  va 
yoz  paytlarida  (21-martdan 23-sentyabrgacha) kuz va  qish  paytlardagiga 
(23-sentyabrdan  21-martgacha)  nisbatan  birmuncha  m arta  k o ‘p  issiqlik 
oladi.  Janubiy  yarim  sharda  esa,  buning  aksi  b o'lib,  23-sentyabrdan 
kelgusi  yilning 
2 1
-martiga  q ad ar  yer  sirti  olgan  issiqlik  m iqdori 
2 1
- 
m artdan  23-sentyabrgacha  olinganidan  bir  necha  m arta  k o ‘p  bo‘ladi.
3-§.  Yerning  o ‘z  o ‘qi  atrofida  aylanishi.
Pretsessiya  va  nutatsiya
Sayyoramiz  Yerning  shakli  shardan  farq  qilib  (qutblarining  siqiqligi 
tufayli),  uning  ekvator  zonasida  joylashgan  sferadan  (radiusi  Yerning 
qutbiy  radiusiga  teng)  ortiqcha  qismining  massasiga  Oy  va  Quyoshning 
ta ’siri  natijasida  varaq  tekisligi  bo‘yicha  buruvchi  kuch  paydo  bo‘ladi. 
Bunday kuch, Yer o ‘qining Oyga  va unga qarama-qarshi tomonga og'gan 
davrlarida maksimumga chiqib,bu yo'nalishlardan 90° burchak uzoqlikka 
ega  b o ‘lgan  tom onlarda  nolga  aylanadi.  O qibatda  Yer  o ‘qi  ekliptika 
tekisligiga  og'maligini  o ‘zgartirm agan  holda  fazoda  26000  yillik  davr 
bilan  konus  sirt  chizadi  (41  a-rasm).  Bu  hodisa  pretsessiya  hodisasi  deb 
yuritiladi.  Olam  o ‘qi  Yer  o ‘qi  bilan  bir  to ‘g‘ri  chiziqda  yotganidan  bu 
o ‘qning  osmon  sferasi  bilan  kesishgan  nuqtasi  -   olam  qutbi  ham  vaqt 
o ‘tishi  bilan  yulduzlar ichida  siljib  boradi.  Natijada  olam  qutbi,  Ajdaho 
yulduz turkumida joylashgan ekliptika qutbi (a =  18', 5 =  66°33') atrofida 
radiusi  23°26' yoyga  teng  bo'lgan  aylana  chizadi  (41  b-rasm).
Pretsessiya  hodisasi  tufayli  bahorgi  tengkunlik  nuqtasi  ham   ekliptika 
b o ‘ ylab  Q uyoshning  yillik  k o ‘rinm a  harak atiga  teskari  y o ‘nalishda
85

h arak a td a  b o ‘lib,  uning  siljish  tezligi  yiliga  50",26  ni  tashkil  qiladi. 
B ah o rg i  te n g k u n lik   n u q ta si  ik k in c h i  e k v a to ria l  h am d a  e k lip tik  
k o o rd in a ta la r  sistem asida  san o q   boshi  ekanligini  e ’tib o rg a   olsak, 
yulduzlarning  ekliptik  kenglamalari  o ‘zgarmagani  holda  uzunlam alari 
yiliga  50",26  ga  ortib  borishini  k o ‘rish  mumkin.'
Ikkinchi ekvatorial koordinatalar sistemasining har ikkala koordinatasi 
(to ‘g‘ri  chiqish  va  og‘ish)  ham   pretsessiya  tufayli  o ‘zgarib  boradi.  Bu 
o'zgarishlarni  hisobga  olib  borish  uchun  maxsus jadvallar  tuziladi.
Yerning  Quyosh  atrofida  yulduzlarga  nisbatan  to i a   aylanib  chiqish 
davri yulduz yoki siderikyil deb ataladi, u 365,2564 sutkaga teng.  Quyosh 
m arkazining  ikki  m arta  ketm a-ket  bahorgi  tengkunlik  nuqtasi  orqali 
o ‘tishi  uchun  zarur  b o ig a n   vaqt  o ra lig i  tropik y il  deb  ataladi  va  365, 
2422  sutkani  tashkil  qiladi.
Shuningdek,  Yer  orbitasining  k a tta   yarim  o ‘qi  ham   yulduzlarga 
nisbatan ju d a sekinlik bilan aylanadi. Shunga ko‘ra, Yerning perigeliydan 
ikki m arta ketma-ket o ‘tishi uchun zarur b o igan  vaqt oraligi anomalistik 
y il
  deb  atalib,  365,  2596  sutkaga  teng  boiadi.
Y er  o ‘qi,  ekliptika  o ‘qi  atro fid a  aylanishi  davom ida  ju d a   kichik 
teb ranishlarda  ishtirok  etadi.  Bu  tebranishlar  olam  o ‘qining  m a iu m  
o ‘rtacha  holati  atrofida  sistemali  kuzatiladi.  Bunday  tebranma  harakat 
nutatsiya
  deyilib,  u  Quyosh  va  Oy  ta ’siri  tufayli  sodir  b o ia d ig a n   Yer 
o ‘qini buruvchi kuchlar kattaliklarining o'zgarib turishi natijasida yuzaga 
k e la d i.  Q u y o sh   va  Oy  o sm on   e k v a to ri  te k islig id a  y o tg a n d a   bu 
kuchlarning kattaligi nolga,  Quyosh va  Oy ekvator tekisligidan eng katta 
b u rc h a k   m a so fa g a   u z o q la sh g a n d a   esa,  bu  k u c h la rn in g   k a tta lig i 
m aksim um ga  erishadi.
86

Y e r  o 'q in in g   asosiy  -   n u ta ts io n   te b ra n ish   d av ri  Oy  o rb ita s i 
tugunlarining  aylanish  davriga  teng  b o ‘lib,  18,6  yilni  tashkil  qiladi. 
N atijada Yer o ‘qining davomlari (binobarin, olam o'qining ham) bunday 
tebranishi natijasida osmonda pretsession aylana egriligi bo'ylab nutatsion 
tebranishlarni  xarakterlovchi -   katta  o ‘qi  18",42,  kichik o‘qi  esa  13",72 
ga  teng  bo'lgan  ellipslar chizadi.
4-§.  Ulug‘bek  nomidagi  Xalqaro  Kitob  kenglik  stansiyasi
X V II  asrdayoq  Peterburg  F anlar  akademiyasining  a ’zosi,  mashhur 
m atem atik  Eyler  (1707-1783)  Yer  h arakati  nazariyasini  o ‘rganib,  Yer 
qutblari  uning  sirtida,  kam  m iqdorda  b o ‘lsa-da  siljib  turishini  m a’lum 
qildi.  G eografik  ko ordin atalarn in g   b u tu n   tizimi  Yer  q u tb lari  bilan 
bog‘ liqligi  tufayli  olimning  bu  axboroti  k o ‘pchilikning  diqqatini  o'ziga 
tortdi.  Bu siljish juda  kichik miqdorni  tashkil  etib,  u davrda  bu  hodisani 
bevosita  kuzatish  orqali  aniqlash juda  mushkul  edi.  Faqat  XIX  asrning 
o 'rtalariga kelib, Yevropaning mashhur observatoriyalarida olib borilgan 
nozilc  kuzatishlar  Eyler  m a’lumoti  to ‘g ‘riligini  isbot  qildi.
Shu  asosda  doimiy  kenglik  xizmatini  tashkil  etish  masalasi  birinchi 
m arta 1883-yili Xalqaro geodezik assotsiatsiya (XGA) kongressida Neapol 
observatoriyasi  d irektorining  tak lifi  b ilan   qarab  chiqildi.  1885-yili 
X G A ning  II  kongressi  X alqaro  kenglik  xizmatini  tashkil  etish  haqida 
q a ro r  qabul  qildi.  K eyinroq,  b unday  xizm at  uchun  39°  08'  kenglik 
ta n lan ib ,  kenglik  xizm atini  b ajarish  uchun  M itsuzava  (Y aponiya), 
K arloforte (Italiya),  Geytersberg va Y ukayo  (AQSH) punktlari  tanlandi. 
X G A ning  XII  konferensiyasida  (S h tu tgart,  Germ aniya)  O lrta   Osiyo 
hududida  C horjo‘yda  beshinchi  X alqaro  kenglik  stansiyasini  ochishga 
q aro r  qilindi.
1899-yili  C horjo‘yda  kenglik  xizm atini  y o ig a   q o ‘yish  m aqsadida, 
u la rg a   Toshkent  observatoriyasi  direk to ri  D .D .G edionov  j o ‘natildi. 
Bunday vazifani bajarish C horjo‘ydan 965  km masofada Amudaryoning 
chap  qirg‘og‘ida,  undan  3  km  narida  39°  08'  kenglikda  1899-yilning  19- 
se n ty a b r  k un id an   m untazam   b o sh la n d i. 
8
  yil  m un tazam   ish lag an  
observatoriya 1908-yilda Amudaryo bilan yuvib ketilish xavfi ostida qoldi. 
S tan siy ad a  kuzatish  oxirgi  m a rta   1919-yilning  25-m ayida  bajarildi. 
C h o rjo ‘y  kenglik  stansiyasi  ishlam ay  q o ‘ygach,  1919-yili  Y aponiya 
(M itsuzava),  Italiya  (Karloforte)  kenglik  xizmatlari  sifatini  yaxshilash
87

maqsadida aynan ularning kenglamasida 
(39° 08') 0 ‘zbekiston hududida yangi joy 
ta n la sh   m asalasi  q o 'y ild i.  B unday 
stansiya uchun Qashqadaryo viloyatining 
Kitob  shahri  yaqinida joy  topildi.  1929- 
yili 
bu 
s ta n siy a d a  
a s tro n o m  
A.N.Nefedev  tom onidan  zenit  telesko- 
piga  pavilon  qu rildi.  Yangi  stansiya 
X alqaro  kenglik  xizmatini  1930  yilda 
boshladi. Xalqaro kenglik stansiyasining 
bundan  keyingi  faoliyatini  K itob  shahri 
yaqinida boshlashga qaror qilindi. Bunga 
0 ‘zbekiston  M ao rif  xalq  kom issariati 
to m o n id a n  
U lu g 'b e k  
o b s e rv a to - 
riyasining  500  yillik  yubileyini  o ‘tkazish 
42-rasm.  Kitob 
xalqaro kenglik 
juda qo‘l keldi. Bu voqeani nishonlashga 
stansiyasida  o'rnatilgan  diametri 
b a g ‘ish la n g an   ta n ta n a li  k e n g a sh d a  
40  smli  qo  shaloq 
astrograf 
~  
ж  . 
. .  
,.  ,  .
Toshkent  observatonyasm m g  direktori
m azkur tadbimi Ulug‘bek nomi bilan atalgan K itob kenglik stansiyasida 
o ‘tkazishni  taklif etdi.
Shu  hodisa  sabab  bo‘lib  K itob  shahri  yaqinida  7  gektar jo y  ajratildi. 
1926-1927-yillari  0 ‘zbekiston  hukumati  Kenglik  stansiyasi  uchun  zarur 
b o ‘lgan  chet  el  asbob-uskunalarini  sotib  olish  uchun  mablag*  ajratdi. 
Stansiyaga  kenglik  xizm atini  o ‘tash  uchun  G erm aniyaning  m ashhur 
Bamberg firmasida tayyorlangan Zenit-teleskop, asbob-uskuna va jihozlar 
xarid  qilindi.  Urush  yillarida  kenglik  stansiyasi  hududiga  Simeiz  (Qrim) 
astronom ik  observatoriyasi  xodim larining  bir  qismi  professor  G .N . 
N euym in  boshchiligida  k o ‘chib  kelib  ish  boshladi.  M ay d a  osmon 
jismlarini o ‘rganish bo'yicha mutaxassis bo'lgan astronom G .N-. Neuymin 
63 ta mayda sayyorani ochgan olim edi. U o ‘zi kashf etgan sayyoralarning 
biriga (tartib raqami  1351) «O'zbekistoniya» deb nom berdi.  19 50-yillarda 
K itob  kenglik  stansiyasi  X alqaro  geofizik  yil  program m asida  ishlashga 
jalb etilganligi m unosabati bilan stansiyaga yangi ZTL  180 (obyektivining 
diametri  180mm  li)  zenit-teleskop  o ‘rnatildi.
1972-1975-yillarda  Shansiyaga  sobiq  Ittifoq  FA   ga  qarashli  Pulkovo 
astronomik observatoriyasining Zenit-truba deb ataladigan teleslcopi sovg‘a 
qilindi.  Bu  teleskop joyining  kenglamasi  bilan  birga  uzunlarrxasini  ham

aniqlashga  imkon  berib,  boshqa  shu  rusumdagi  teleskoplardan  sezilarli 
ustunlikka  ega  edi.  Chet ellik  taniqli  olimlardan  Parij  observatoriyasining 
direktori  A.Danjon,  buyuk  golland  astrofizigi  M.  Minnart,  Manchester 
(A ngliya)  universitetining  professori  Z.  K o pallar  X alq aro   kenglik 
stansiyasida  b o iib ,  uning  faoliyatiga  yuqori  baho  berdilar.
U rushdan  keyingi  yillarda  Xalqaro  stansiyada  kenglik  muammolari 
bo'yicha bir nechta yirik anjumanlar b o iib  o ‘tdi. Unda taniqli olimlardan 
Pulkovo  (Sankt-Peterburg)  observatoriyasining direktori  akademik A.A. 
Mixaylov,  Nazariy  astronomiya  instituti  rahbarlaridan  I.D.  Jongolovich 
o‘z m a ’ruzalarida Yer aylanish nazariyasining yaratilishida Kitob kenglik 
xizmatining  salmoqli  xizmatini  alohida  ta ’kidladilar.
U lu g ‘bek  nomidagi  Kitob  X alqaro  kenglik  stansiyasi  0 ‘zbekiston 
Respublikasi FA Astronomiya institutining filiali b o iib , unga uzoq yillar 
davomida  A.M.  Kalmikov  rahbarlik  qildi.
O xirgi  y illarda  Yer  qu tbining  h a ra k a tin i  o ‘rganish,  Y er  su n ’iy 
y o id o sh la ri  yordam ida  amalga  oshiriladigan  yangi  va  aniq  m etodlar 
orqali  ro'yobga  chiqarilmoqda.  Shu  hisobdan dunyoning  barcha kenglik 
stansiyalari  qatori  Kitob  Xalqaro  kenglik  stansiyasi  ham  o ‘z  faoliyati 
yo‘nalishlarini  kuzatishning  yangi  metodlari  asosida  ko‘rib  chiqmoqda.
Keyingi  yillarda  bu  yerda  o'rnatilgan  diametrlari  40  smdan  b o ig a n  
q o ‘sh alo q   a stro g raf  yulduzlarning  xususiy  va  fazoviy  h arak atlarin i 
o'rganish  bo‘yicha  katta  dastur  asosida  tadqiqot  ishlarini  bajarmoqda 
(42-rasm).
B u la rd a n   ta sh q ari,  X alq aro   kenglik  stansiyasining  astro n o m ik  
asboblari  M.  Ulug‘bek  nomidagi  0 ‘zbekiston  Milliy  universiteti,  Qarshi 
davlat universitetida «Astronomiya» ixtisosligi bo‘yicha ta iim  olayotgan 
ta la b a la rg a   astrofizik  praktik um   m a sh g ‘ulotlarini  o ‘tkazish  uchun 
muhim  laboratoriya  bazasi  b o iib   ham  xizmat  qiladi.
S avol  va  topshiriqlar
1.  Yoritgichlarning yilik parallaksiga  Yerning Quyosh  atrofida
aylanishiga qanday ta’siri bor?
2.  Yil fasllarining almashinishiga  sabab  nima?
3. Yerning o‘z  o ‘qi atrofida aylanishi qanday hodisalarda tushu-
ntiriladi?
4. Protsessiya va nutatsiya hodisalarining mohiyatini tushuntiring.
5. Xalqaro Kitob kenglik xizmati haqida nimalar bilasiz?
89

5-§.  Oyning  harakati  va  fazalari
Oy  Yerning  tabiiy  yoidoshi  boiib,  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  boiib,  u g'arbdan sharqqa (ya’ni Yerning o‘z o ‘q i atrofida 
aylanish  yo'nalishi  bilan  bir  xil  yo'nalishda)  harakat  qiladi.  Oyning  o‘z 
orbitasi  b o ‘ylab  harakat  tezligi 
1 , 0 2
  km/s  ni  tashkil  qilib,  yulduzlarga 
nisbatan  har  sutkada  taxminan  13  gradus  siljib  boradi.
Oy  orbitasining  tekisligi  Yerning  Quyosh  atrofida  aylanish  y o ii  -  
(ekliptika)  tekisligi  bilan  5°9'  ni  tashkil  qiladi  (43-rasm).
Oy  Yer  atrofida  aylanayotganda  Quyosh  nurlarini  qaytarishi  hisobiga 
bizga ko'rinadi.  Bu k o iin ish  ayni o ‘sha paytda Oyning Quyoshga nisbatan 
fazoda  qanday joylashishiga  b o g iiq   b o iib ,  uning  Quyoshdan  burchak 
uzoqligiga ko‘ra turlicha k o ‘rinish (yangioy,  yarimoy,  toiinoy v a hokazo) 
oladi.  Oyning bunday ko‘rinishlari uning fazalari deyiladi. Oy fazalarining 
almashinishi  uning  Yer  va  Quyoshga  nisbatan  vaziyatiga  bog‘liqligi  44- 
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) hamda 
birinchi
 (3-holat)va oxirgi chorak fazalarida (7-holat) Oyning Yer  atrofidagi 
vaziyatlari  raqamlar  bilan  k o ‘rsatilgan.  Chizma tepasida  Oy  fazalarining 
raqamlar
  bilan  ko‘rsatilgan  holatlari,  chizma  ostida  Yerdan  qaraganda 
Oyning  osmonda  qanday  ko‘rinishlarda  boiishi  aks  ettirilgan.
43-rasm.  Oy  orbitasining 
ekliptika  tekisligiga  nisbatan 
joylashishi
6
)
C 4
  О   О S  &   Ф*
44-rasm.  Oy fazalarining Quyoshga  va 
Yerga  nisbatan  turli  holatlari
90

C h iz m ad an   k o ‘rin ad ik i,  Q u yosh 
doim o  Oyning  yarim   sferasini  yoritadi, 
b iroq  uning  bu  yoritilgan  yarim  sferasi 
Y erdan  butunlay  k o ‘rinmasligi  (1-holat) 
yoki  to i a   ko'rinishi  (toiinoyda  5-holat) 
y o k i 
q ism an  
k o ‘rin ish i 
(b o sh q a  
holatlarda)  mumkin.
Qizig‘i  shundaki  Oy,  qayd  etilganidek,
Y er atrofida 27,32  kunda  aylanadi  va  shu 
bilan  birga,  o ‘z  o ‘qi  atrofida  ham  27,32 
sutkalik  davr  bilan  aylanadi.  Oyning  o'z 
о ‘q i atrofida va Yer atrofida aylanish davrlari 
о 'zaro  tengligi tufayli и  Yerdan  qaraganda 
doimo  bir tomoni bilan ко ‘rinadi.
Biroq Oyning siderik davri deyiluvchi bu 
davrdan  tashqari  uning  fazalariga  k o ‘ra 
aniqlanadigan  davri  ham  ko‘p  ishlatiladi.
Oyning m a’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  k atta  boiishini  ko‘raylik.Bunda  Oy 
Yerning atrofida aylanayotib 
1
-holatda b o ig an da M yulduzning to ‘g‘risida 
to iin o y   fazasida  boiishi  chizmadan  aniq  ko'rinib  turibdi.  27,32  kundan 
so‘ng,  ya’ni  Oyning  Yer  atrofida  bir  m arta  to iiq   aylanib  chiqqanidan 
keyin  u 2-holatda  b o iib ,  yana  M  yulduzning  to ‘g‘risida  turadi,  lekin  hali 
to ‘linoy  fazasigacha  yetib  bormagan  b o ia d i.  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 m a’lum b o ia d i (rasmga 
qarang). Binobarin, Oyning 2-holatida undan  M yulduzga tomon yo'nalish 
bilan Quyoshga tomon yo'nalishning davomi  orasida ham aynan shunday 
burchak hosil boiganini 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  k o 'proq  vaqt  kerak  bo'lishi  aniqlashadi. 
N atijada Oyning toiinoy fazasidan ketib yana to iin o y  fazasiga kelguncha 
29  sutkadan  ko'proq  vaqt  talab  qilishi  m a iu m   b o iad i.  Bu  vaqt,  qayd 
etilganidek,  Oyning sinodik davri deyilib,  aniq hisoblaganda  29,53  sutkaga 
teng  chiqadi.
Quyosh