Mamadmusa mamadazimov
-§. Olam tuzilishining geosentrik tizimi
Download 48 Kb. Pdf ko'rish
|
- Bu sahifa navigatsiya:
- 24-rasm. Sayyoralarning sirtmoqsimon harakatlari va ulami tushuntirish
- 4-§. Geliosentrik ta’limot uchun kurash
- Savol va topshiriqlar
- 5§. Sayyoralar konfiguratsiyalari va ularning ko‘rinish shartlari
- 6-§. Sayyoralarning siderik va sinodik davrlari
- 25-rasm. Ichki va tashqi sayyoralarning konfigu- ratsiya holatlari
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 M 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 S 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 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 48 Kb. Do'stlaringiz bilan baham: |
Ma'lumotlar bazasi mualliflik huquqi bilan himoyalangan ©fayllar.org 2024
ma'muriyatiga murojaat qiling
ma'muriyatiga murojaat qiling