Muhammad al-xorazmiy nomidagi toshkent axborot texnologiyalari universiteti qarshi filiali fakultet kompyuter injiniringi

5-MAVZU: KOSMIK TEZLIKLAR. SUN’IY KOSMIK JISMLAR XARAKATI


REJA :

1. 
   
   IKKI VA UCH JISM MASALALARI.
   

1. 
   
   NEPTUNNING KASHF ETILISHI.
   

1. 
   
   KUTARILISH VA PASAYISHLARI.
   

1. 
   
   ER SHAKLI VA ULCHAMLARI.
   

1. 
   
   ERNING UZ UKI ATROFIDA AYLANISHI.
   

Ko’pchilik xollarda sayyoralarni Kuyosh atrfida xarakatlanishida ularni Kuyosh bilan tortishishini xisobga olib, sayyoralarni bir-biri bilan tortishishini xisobga olinmaydi. SHuning uchun butun olam tortishishi konunidan nazariy yul bilan Kepler konunlari olindi (Sayyoralar-ni xarakatiga doir). Kuzatishlar kursatadiki, sayyoralar ancha murakkabtraektoriya buylab xara-katlanadi. Kuyoshning massasi xamma sayyora-larning birgalikdagi olingan massasidan taxminan 750 marta katta. SHuning uchun sayyoralar bir-biri bilan tortishish kuchiga nisbatan Kuyosh bilan tortishish kuchi kup marotaba ortik buladi. Sayyorani Kuyosh va boshka bir sayyora tortishish kuchi tta’siridagi traektoryasini aniklash masalasi, uchjism masalasi deyiladi.

S - Kuyosh

R₁ - biz kizikayotgan sayyora
R₁ - ikkinchi sayyora
M, m₁ , m₂ - Kuyosh va sayyoralar massalari
r₁r₂ -Kuyosh va sayyoralar orasidagi masofa
r₃ - Sayyoralar orasidagi masofa.
R₁ - sayyora ikkita tezlanish oladi : Kuyoshdan
sayyoradan , Kuyosh xam
2 la sayyoradan va tezlanishlarni oladi.
YUkoridagilardan xulosa kilib aytish mumkinki, R₁ sayyora Kuyosh tomon yunalgan tezlanishni oladi. Bundan tashkari R₁ sayyora g₁ va g₁ tezlanishlarni yigindisi bulgan g₄ tezlanishni xam oladi. Rasmdan kurinadiki, natijalovchi tezlanish g₄ R₁ sayyora tomonga yunalmagandir.
Venera sayyorasining massasi Venera va Oy xarakati asosida aniklangan.
1871 yili Vilyam Gershel yulduzli osmonni teleskop bilan kuzatib yangi sayyorani topdi. Bu sayyora Neptun deb ataladi. Bu sayyora Kuyoshdan Saturgacha bulgan masofadan 2 marta uzokda joylashgan. Neptunni 1871 yilgacha xam astronomlar kuzatishgan, lekin uni yulduz deb xisoblashgan. XIX asrning 40-yillariga kelib anik kuzatishlar Uranning uzi yurishi kerak bulgan yuldan sezilarli darajada chetlayot-ganligini kursatdi. Uranga xam kashf etilmagani jismning tortishish kuchi ta’sir kursatmokda, degan farazni Levere (Fransiyada) va Adams (Angliyada) urtaga tashladilar. Ular deyarli bir vaktda uzining tortishishi bilan bunday chetga chikishlarni vujudga keltirayotgan noma’lum jismning Urandan keyin kaerda bulishini xisoblab chikdilar. Ular noma’lum sayyorani orbitasini, uning massasini xisoblab chikib, bu sayyoraning shu vaktda osmonning kaerda bulishini boshka jism tortishishi tufayli sayyoraning ma’lum nuktasida va markazida vujudga kela-digan tezlanishlar farki kutarilish tezlanishi deyiladi.
Misol tarikasida Er-Oy sistemasini kuraylik. Er markazidagi massaning ma’lum bir elementi Oyga, Erning Oy tomonidagi xuddi shunday elementining tortilishiga karaganda kuch-sizrok va karama-karshi tomonidagiga karaganda kuchlirok tortiladi. Natijada Er (birinchi navbatda Erning suv kobigi) Erni Oy bilan tutashtiruvchi chizik buylab chuziladi. Er-Oy chizigidagi nuktalarda suvning satxi eng baland bulib, u erda kutarilishlar yuz beradi. Tekis-ligi Er-Oy chizigi yunalishiga perpendikulyar va Er markazidan utadigan aylana buyicha suvning satxi eng past bulib, u erda pasayish yuz beradi. Bir sutkada ikkita kutarilish va ikkita pasayish bulishini tushunish kiyin emas.
Kutarilish chukkilarining uki xamma vakt Oyga yunalgan bulishi kerak. Er uz uki atrofida aylanganida kutarilish chukkisini uzi bilan olib ketishga xarakat kiladi. Oyning Er atrofida aylanishidan kura Erning uz uki atrofida tezrok aylanishi tufayli kutarilish chukkisini Oy ukiga tortadi. Suv bilan okeanning kattik tubi urtasida ishkalanish yuz beradi. Bu Erning uz uki atrofida aylanishini sekinlashtiradi. Kuyosh ta’sirida Merkuriy va Venerada vujudga keladigan kuchli kutarilishlar aftidan ularning uz uki atrofida juda sekin aylanishiga sabab bulgan.
Erning tortilishi ta’sirida oyda sodir buladigan kutarilishlar Oyning uz uki atrofida aylanishini shunday sekinlashtirganki, okibatda U Erga doimo bir tomoni bilan uchirilib kolgan. SHunday kilib kutarilishlar Er va osmon jismlarining evolyusiyasidagi muxim omil ekan.
Butun olam tortishish konuniga asoslanib kosmik tezliklar aniklanadi. Butun olam tortishish kuchi ta’sirida jismning doiraviy orbita buylab xarakati yuz beradigan tezligi birinchi kosmik tezlik deyiladi.
v =  Rg
bundan tashkari ikkinchi va uchinchi kosmik tezliklar xam mavjud.
Orbitaga chikarilgan kosmik apparat asosan markaziy jismning tortishi ta’sirida xara-katlanadi. Ukuv ellips parabola yoki giperbola shaklidagi traektoriya buylab aylanadi. Orbita aylana bulishi uchun

tezlik zarur ; bunda r₀ - apparatning orbitaga chikish paytida markaziy jismda uzokligi ; M - markaziy jism massasi. Parabolik tezlik

V_n = V_a 2 ga teng. Agar boshlangich V₀ tezlik V_a < V₀ bulsa, jism ellips buylab xarakatlanadi, V₀ < V_a bulganda esa jism markaziy jismga kaytib tushadi. Sun’iy kosmik jismning orbitaga chikish paytidagi vaziyati uning markaziy jismga eng yakin vaziyati bilan bir xil buladi. Ukuv nukta ( Erga,Oyga va x.k. sayyoralarga nisbatan) perigey, periseleniy va x.k. deb ataladi. Kosmik jism orbitasining ba’zi elementlarini (katta yarim uki km, ekssentrisiteti
urtacha tezligi km/sek markaziy jism atrofida aylanish davri (min) va boshkalarni oddiy formulalar yordamida xisoblash mumkin. Sun’iy yuldoshni uchirishda energiyani kam sarflash uchun orbitaning aktiv kismi iloji boricha markaziy jismga yakin olinadi. Ammo nazariy jixatdan gorizontal tezlik orbitaning ixtiyoriy nuktasida berilishi mumkin. Orbitaning aktiv kismida erishilgan balandlik h₀ da tezlik v₀ ufkka parallel bulmasa ( biror  burchak tashkil etsa), h_n < h₀ buladi ;
h₀ < h_n  r⁰ / 2e sin 
Yuldoshning markaziy jismdan maksimal uzoklashishi h_A (apogey, aposeleniy va x.k. nomlar bilan ataladi) asosan v₀ ga boglik. Masalan, v₀ ning 2 % ga ortishi h_A ning 2 barobar kattalashishiga sabab buladi.