Mamadmusa mamadazimov
-rasm. Yulduzning yillik parallaksi
Download 48 Kb. Pdf ko'rish
|
- Bu sahifa navigatsiya:
- Ф = Ф0 cos(cp + £)
- 3-§. Yerning o ‘z o ‘qi atrofida aylanishi. Pretsessiya va nutatsiya
- 4-§. Ulug‘bek nomidagi Xalqaro Kitob kenglik stansiyasi
- S avol va topshiriqlar
- 43-rasm. Oy orbitasining ekliptika tekisligiga nisbatan joylashishi 6 ) C 4 О О S Ф*
- Oyning oz о ‘q i atrofida va Yer atrofida aylanish davrlari о zaro tengligi tufayli и Yerdan qaraganda
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 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