Материал: UMK_Umumiy_astronomiya_Fizika

Oyning orbital tezligi Keplerning ikkinchi qonuniga asosan o’zgaradi. Orbita bo’ylab aylanish davri deyarli o’zgarmas. Bunga asosan, biz Oy fazalarida uning har xil qismlarini ko’rishimiz mumkin. Oy o’zining perigey nuqtasiga yaqinlashgani sari uning tezligi o’rtacha tezligiga nisbatan oshadi va apogey nuqtasida aksincha.

Oyning Yer atrofidagi bir marta to‘la aylanib chiqishi uning siderik davri yoki yulduz davri deb yuritiladi. Oyning Yer atrofida aylanish yo‘nalishi, yulduzlarning ko‘rinma aylanishiga qarama-qarshi bo‘lib, u g‘arbdan sharqqa (ya’ni Yerning o‘z o‘qi atrofida aylanish yo‘nalishi bilan bir xil yo‘nalishda) harakat qiladi.

Ekliptika bilan Oy orbitasi tekisligi orasidagi burchak 59 ni tashkil qiladi (2.7-rasm). Oy o‘z o‘qi atrofida ham 27,32 sutkalik davr bilan aylanadi. Oyning o‘z o‘qi atrofida va Yer atrofida aylanish davrlari o‘zaro teng bo‘lganidan Yerdan qaraganda Oy har doim bir tomoni bilan ko‘rinadi.

Quyosh har doim Oyning yarim sferasini yoritadi, Biroq uning bu yoritilgan yarim sferasi Yerdan butunlay ko‘rinmasligi (2.8-rasm, oy boshida 1-holatda) yoki to‘la ko‘rinishi (to‘lin oyda 5-holatda) yoki qisman ko‘rinishi (boshqa holatlarda) mumkin ekan.

Oy bir sutkada taxminan 13 yo`l bosib, g`arbdan sharqqa tomon siljiydi. U o`z harakati davomida bir yulduz turkumidan ikkinchi bir yulduz turkumiga o`tib boradi va shu tarzda u sutka davomida Yer atrofini bir marta aylanib chiqish davomida 12 ta zodiak yulduz turkumida bo`lib chiqadi.

Oyning yulduzlar osmonidagi bu ko`rinma harakati uning Yer atrofidagi haqiqiy harakati natijasida yuzaga keladi.

Oy Yer atrofidagi harakati davomida Yerga va Quyoshga nisbatan turli vaziyatlarni egallaydi hamda buning natijasida Oyning Quyosh nurlari tushib yoritib turgan tomonini Yerdan turli qismlari ko`rinib, ko`rinma shakli o`zgarib turadi. Natijada Oyning turli shakllari, ya`ni to`la doira, o`roq shakli, yarim doira va hokazo ko`rinishlari yuzaga keladi va bunga Oy fazalari deyiladi. Sekin-asta bir-biriga Yangioy, birinchi chorak, to`linoy va oxirgi chorak tartibida o`tib boruvchi asosiy 4 ta fazasini ajratish mumkin.

Yangioy paytida Oy Quyosh bilan Yer orasidan o`tayotganida bizga uning qora tomoni o`girilgan bo`ladi. Bu vaqtda Oy mutlaqo ko`rinmaydi. Ikki-uch kundan so`ng, ya`ni Oy Quyoshdan 25-30 sharqqa siljigandan keyin bizga yoritilgan yarim sharining kichkina qismi ko`rinadi. Bu vaqtda Oy, qavariq tomoni o`ngga (Quyoshga) qaragan ingichka o`roq shaklida ko`rinadi. Oy diskining yorug` qismini qora qismidan ajratadigan chiziq terminator deb ataladi va u hamma vaqt ellipsning yarmiga o`xshaydi.

Yangioy paytlaridan bir hafta o`tgach, bizga uning yorug` yarim shari yarmi bilan qora yarim sharning yarmi o`girilgan bo`ladi. Bunda biz Oy diskining yorug` o`ng yarmini ko`ramiz. Bu faza birinchi chorak deyiladi. So`ngra Yerdan yorug` yarim sharning ko`proq qismi ko`rina boshlaydi, yana bir haftadan keyin, ya`ni to`linoy paytida esa biz yoritilgan Oy diskining hammasini ko`ramiz. To`linoy paytidan so`ng Oyning yoritilgan qismi kamaya boshlaydi, kundan-kunga bizga yoritilgan Oy yarim sharining kamroq qismi ko`rinadi, diskning o`ng tomonida borgan sari katta "kemtik" paydo bo`la boshlaydi.

To`linoydan bir hafta o`tgach, oxirgi chorak bo`ladi, biz Oy diskining chap yarim sharini yoritilgan holda ko`ramiz. Nihoyat, Oy qavariq tomoni chapga qaragan o`roq shaklini oladi va tez orada butunlay yo`qoladi, yana yangioy payti bo`ladi.

Yerdan turgan kuzatuvchi uchun Oy ba’zan Yerning soyasi orqali o‘tadi. Bunday hodisa Oy tutilishi deyiladi (2.9- rasm). Agar bunda Oy Yerning soyasi ichidan o‘tsa unda u to‘la tutiladi. Bordi-yu yarim soya ichidan o‘tsa, u holda uni yarim soyali tutilish deyiladi. Oy tutilayotganda u har doim to‘linoy fazasida bo‘ladi.

Yerda turgan kuzatuvchi Oy tutilishini ko‘rishi uchun quyidagi shartlar bajarilishi lozim. Birinchidan, Oy to‘linoy fazasida bo‘lishi va ikkinchidan, to‘linoy paytida Quyosh markazi Oy tugunlarining biridan 10,6 dan kichik yoy masofada bo‘lishi shart.

Oy orbitasi tekisligi ekliptikaga og'maligi atigi 5 gradus. Shu bilan birga orbita tekisligi Yer va Quyosh tomonidan g'alayonlanish ta'sirida vaqt o'tishi bilan o'zgarib boradi. Bu g'alayonlanish tugunlar chizig'i (ekliptika bilan Oy orbitasi kesishgan chizig'i)ni 18.6 yilda bir marta to'liq aylanishiga sabab bo'ladi. Bunday davr bilan biz oldin ham nutatsiya davrini ko'rganda to'qnashganmiz. Oy orbitasining chiqish tuguni bahorgi tengkunlik nuqtaga yaqin bo'lganida Oy ekvatordan shimol yoki janub tomonda 23.5+5=28.5 gradusda bo'lishi mumkin.

Botish (pasayish) tuguni bahorgi tengkunlik nuqtaga yaqin bo'lganida Oy ekvatordan shimol yoki janub tomonda 23.5-5=18.5 gradus uzoqlikda bo'ladi.

Nodical (orbitalar kesishish nuqtasiga nisbatan) yoki drokonik oy – bu Oyning bitta chiqish tugunidan keyingisiga o'tgunicha bo'lgan vaqtdir. Modomiki, tugunlar chizig'i drokonik oyda aylanarkan, u siderik oydan 3 soatga kichik, ya'ni 27.212 kunga teng. Orbital ellipsning o'zi ham sekin pretsessiyalanadi. Perigeydan perigeygacha bo'lgan orbital davr – anomalistik oy – siderik oyga nisbatan 5.5 soatga uzunroq, ya'ni 27.555 kun atrofida.

11-Ma’ruza. Yoritgichlarning tutilishi va to’silishi. Quyosh va Oy tutilishlari. Saros. Aberratsiya.

§ 2.6. Quyosh tutilishi. Saros

Quyosh tutilishi samoda (osmonda) eng tomoshabop hodisalardan biri hisoblanadi. Oy Yer va Quyosh orasida joylashsa Quyosh tutilishi sodir bo'ladi (2.10-rasm). Quyosh tutilishlari yangioy paytidagina bo`ladi. Agar Oy orbitasining tekisligi ekliptika tekisligi bilan ustma-ust tushganda, har yangioy paytida Quyosh tutilishi bo`lar edi. Ammo, Oy orbitasi ekliptikaga og`ma bo`lganidan Oy yangioy paytida ko`pincha Quyoshdan shimolroqdan yoki janubroqdan o`tadi va tutilish bo`lmaydi. Yangioy ekliptika yaqinida, ya`ni Oy orbitasi tugunlardan birortasining yaqinida bo`lgandagina tutilish ro`y beradi.

Agar Yerdagi kuzatuvchi, Oy soyasining Yerda hosil qilgan doirasi (uning diametri 271 km gacha boradi) ichida bo‘lsa, u Quyoshni oy bilan to‘la to’silgan holda, ya’ni Quyosh to‘la tutilayotgan holda ko‘radi. Bordi-yu kuzatuvchi, yarim soya chegarasida turgan bo‘lsa u Quyoshning qisman tutilayotganini (ya’ni Oy Quyoshning bir qismini bekitib o‘tayotganini) ko‘radi. Quyosh tutilishi Oy Yerdan eng katta masofaga uzoqlashganda ro‘y bersa, u hosil qilgan soyaning uchi Yergacha etib kelmaydi. Bunday holda Oy soyasi konusi o‘qi yaqinida joylashgan Yerdagi kuzatuvchi Quyoshning xalqasimon tutilishini, ya’ni tim qora Oy diski atrofida ravshan xalqani ko‘radi.

Yer o‘z o‘qi atrofida g‘arbdan sharqqa tomon hamda Oy ham Yer atrofida g‘arbdan sharqqa tomon aylanayotgani sababli Oyning erga tushgan soyasi ham Yer sirti bo‘ylab g‘arbdan sharqqa tomon siljib borib, uzunligi bir necha ming kilometr bo‘lgan tasma chizadi.

G‘arbdan sharqqa tomon harakatlanayotgan Oy dastlab Quyoshni g‘arb tomoni bilan uchrashadi, shuning uchun Quyosh tutilishi uning g‘arb tomonidan boshlanadi. Agar kuzatuvchining joyi Yerda soya ichiga to‘g‘ri kelsa, Quyoshning «yoyilayotgan» qismi ortib borib, u Oy bilan to‘la yopilganda Quyosh butunlay ko‘rinmay qoladi. Quyoshning to‘la tutilish fazasi atigi bir necha minutda (ko‘pi bilan etti minut) davom etib so‘ngra Oy qora diski Quyosh diskidan chiqib sharqqa siljiy boshlaydi va Quyoshni to‘la ozod qilguncha yana bir soatcha vaqt ketadi.

Sharqda Quyosh tutilishi haqida gapirganimizda, Quyosh tutilishi uchun kerak bo‘lgan shartlardan biri Oy Quyoshni bekitib o‘tayotgan paytda yangioy fazasida bo‘lishidir. Biroq har yangioyda Quyoshning tutilmasligi Quyosh tutilishi ro‘y berishi uchun bu shart etarli emasligi bildiriladi. Avvalo shuni aytish kerakki, har yangioy fazasida Quyosh tutilmasligining sababi Oy orbitasi tekisligining ekliptika tekisligi bilan ustma-ust tushmasligidir. Shuning uchun yangioy paytida Oy ekliptika tekisligidan kattagina burchak masofada bo‘lib, Quyoshning yoki ustidan tomonidan yoki pastki tomonidan uni yopmagan holda o‘tib ketadi. Bundan yangioy paytida Quyosh tutilishi uchun Oy o‘z tugunlari (Oy orbitasining ekliptika tekisligi bilan kesishgan nu³talari) yaqinida, ya’ni ekliptikaga yaqin yoy masofada bo‘lishi zarurligi ayon bo‘ladi.

Yangioy fazasida Oy tugunlarining ixtiyoriy biridan qanday minimal yoy masofada bo‘lganda Quyosh tutilishining ruy berishi mumkinligini ko‘raylik. Buning uchun Quyosh, Yer va Oy markazlari (mos ravishda S, T va L nuqtalar) bir tekislikda joylashgan deb faraz qilaylik (2.11-rasm), ekliptika tekisligi esa, rasm joylashgan tekislikka perpendikulyar tekislikda yotsin.

<LTS=θ burchak Oyning ekliptika kenglamasi bo‘lib, u ozgina bo‘lsada kichraysa, Yerning O nuqtasidagi kuzatuvchi qisman Quyosh tutilishini ko‘radi. Unda θ burchakning kattaligini hisoblashga kirishamiz, u

Θ=<LTL’+<STS’ _(2.37)

Rasmdan ko‘rinishicha <LTL’=- Oyning ko‘rinma radiusi: <STS=_ Quyoshning ko‘rinma radiusini, <L’TL’=<TL’O-TS’O bo‘lib <TL’O=_c – Oyning gorizantal parallaksini; <TS’O=_ - Quyoshning gorizantal parallaksini ifodalaydi. Binobarin Θ burchak

=_c+_+_c-_(2.1)

_s=15’,5; _=16,’3; _c=57,’0; _=8,’’8

ekanini e’tiborga olsak u holda

=88’,7

bo‘ladi. Bundan ko‘rinishicha, qisman bo‘lsada Quyosh tutilishi uchun oyning ekliktikal tenglamasi 88,’7dan kichik bo‘lishi lozimligi ma’lum bo‘ladi. Topilgan  ning qiymatiga ko‘ra oyning ∆L ekliptikal uzunlamasini LS to‘g‘ri burchakli sferik uchburchakdan topiladi.

_(2.38)

=88’,7; i=5⁰09’ Oy orbitasi tekisligining epliktika tekisligiga og‘maligidan ∆L=16,⁰5 ekanligi kelib chiqadi.

Har bir tutilish 18 yil 11 kun yoki yil 10 kunda (agar bu vaqt ichida 5 ta kabisa yili bo`lsa) takrorlanib turganidan tutilishlarini oldindan aytish yengillashadi. Bunday bo`lishiga sabab, shuncha vaqt o`tganidan so`ng Quyosh, Oy va Oy orbitasining tugunlari bir-birlariga nisbatan taxminan dastlabki vaziyatlarga qaytib keladi. Oy tugunlarining harakati Oy harakatiga qarama-qarshi yo`nalgan bo`lganidan tugunga Oy yulduzlari nisbatan bir marta to`la aylanib chiqishidan oldin, ya`ni 27.32 sutkada (yulduz oyi) emas, balki 27.21 sutka (drakonik oy) da qaytib keladi. Shu sababli Quyosh ham tugunga bir yil qisqaroq vaqt ichida, ya`ni 346.62 sutka (drakonik yil) da qaytib keladi. 242 drakonik oy, 19 drakonik yilga teng bo`lar ekan. Demak, agar ma`lum bir paytda yangioy, ya`ni Oy bilan Quyoshning bir to`g`ri chiziqda bo`lishi tugunga to`g`ri kelib qolsa, 18 yil 11 kundan so`ng bu hodisa yana tugun yaqinida sodir bo`ladi. Bu vaqt ichida 223 sinodik Oy o`tgan bo`ladi, ya`ni 1) 223 sinodik oy=6585.32 sutka=18 yil 11 kun 7 soat 42 minut; 2) 242 drakonik oy = 6585.36 sutka; 3) 19 Quyosh drakonik yili = 6585.78 sutka.

Agar dastlabki yangioy va tutilish aniq tugunda bo`lsa, keyinigi yangioy payti tugunda emas, balki undan taxminan 1/2 gradus g`arbda, ya`ni Quyosh tugunga kelmasdan oldinroq bo`ladi, chunki birinchi davr uchinchi davrdan deyarli 1/2 sutka qisqa. Shuning uchun keyingi tutilish o`zining kattaligi bilan oldingi tutilishdan oz farq qiladi. Bundan tashqari, keyingi tutilish dastlabki tutilishdan o`rta hisobda 7 soat-u 42 minut kechroq boshlanadi va, binobarin, 120 g`arb tomonda ko`rinadi.

18 yil 11 kunlik davr qadimgi vavilonlilarga ham ma`lum bo`lib, saros deb ataladi. Har bir saros ichida 70 ta tutilish bo`lib, shundan 41 tasi Quyosh va 29 tasi Oy tutilishidir. Shunday qilib, umuman Yerda Quyosh tutilishlari Oy tutilishlariga qaraganda ko`proq bo`lsa-da, biroq Yer sirtining ma`lum nuqtasida Oy tutilishlari ko`proq bo`lishi mumkin. Bunga sabab har bir Oy tutilishi Yer yarim sharining hamma joyida ko`rinadi. Quyosh tutilishlari esa deyarli tor bir polosadagina ko`rinadi. Ayniqsa Quyoshning to`la tutilishi ahyon-ahyonda ko`rinadi; har bir 18 yillik davr ichida 10 tagacha to`la tutilish bo`lsa-da, u ma`lum bir nuqtada o`rta hisobda 200-300 yilda bir marta ko`rinadi.

Quyosh tutilishi vaqtida Oyning Yer sirtiga tushayotgan soyasining kengligi hamma vaqt 270 km dan kichik. Soya 34 km/min tezlikdan katta bo'lmagan holda harakatlanadi; shunday qilib tutilishning maksimal davomiyligi 7.5 minut bo'ladi. Oy tutilishining maksimal davomiyligi esa 3.8 soat, to'linoy fazasi davomiyligi hamma vaqt 1.7 soatdan kichik.

Yulduzlarning Oy bilan to'silishini kuzatish oldin Oy orbitasini aniqlashning aniq usuli sifatida xizmat qilgan. Chunki oy atmosferaga ega emas, yulduz birdaniga 1/50 sekunddan kichik vaqtda yo'qoladi. Agar hodisani yozish uchun tezfotometr ishlatilsa, difraktsiyaning tipik manzarasini ko'rish mumkin. Difraktsiya shakli qo'shaloq yulduzlar uchun turlicha. Bu radioastronomiyaning birinchi dekadasi (birinchi o'nyilligi)da ayrim radiomanbalarning to'silishi orqali ularning aniq koordinatalarini topishda ishlatilgan. Oy sharq tomonga harakatlangani uchun Oyning birinchi choragida yulduzlar uning qorong'u chekkasi bilan to'siladi. Shuning uchun to'silishni kuzatish oson, fotometrik o'lchashlar qilish mumkin va shu bilan bir vaqtda obyektning ko'rinishini kuzatish juda oson. Ayrim yorug' yulduzlar va sayyoralar borki, ular Oy harakatlanuvchi 11 gradusli soha ichida joylashgan, lekin yorug' obyektlar to'silishi qurollanmagan ko'zga kamyob ko'rinadi.

Shuningdek, to'silish sayyoralar va asteroidlar tomonidan ham bo'lishi mumkin. Lekin bunday hodisa faqat juda tor yo'lda ko'ringani uchun kuzatish murakkab. Shunday hodisa tufayli 1977 yilda to'silish paytida Uranning halqasi topilgan, bir necha kuzatuvchilarning oldindan hisoblangan traektoriya bo'ylab joylashishi sababli ayrim asteroidlarning shakli o'rganilgan.

Merkuriy yoki Veneraning Quyosh diskidan o'tishida Yerdan ko'rinishi tranzit hodisa deyiladi. Tranzit hodisa sayyora faqat quyi birlashish momentida o'z orbitasi tuguniga yaqin joylashgan holdagina bo'ladi. Merkuriyning tranziti har yuz yilda 13 marta atrofida; Veneraning tranziti faqat ikki marta bo'ladi. Merkuriyning keyingi tranzitlari: 9 may 2016 yil, 11 noyabr 2019 yil, 13 noyabr 2032 yil va 7 noyabr 2039 yil. Veneraning keyingi tranzitlari: 6 iyun 2012 yil, 11 dekabr 2117 yil, 8 dekabr 2125 yil va 11 iyun 2247 yil. 18 asrda astronomik birlik qiymatini aniqlagda Veneraning ikkita tranziti (1761 yil va 1769 yil) dan foydalanishgan.