M. Mamadazimov

§. Planetalarning Quyosh atrofida aylanish davrlari *

Barcha planetalar Quyosh atrofida bir tomonga qarab, ya’ni g‘arbdan sharqqa tomon harakatlanib aylanadi. Quyoshdan uzoqliklariga ko‘ra, ularning aylanish davrlari har xil bo‘lib, Quyoshga yaqinlari kichik, uzoqdagilari esa katta davrlar bilan aylanadi. Masalan, Quyoshga eng yaqin Merkuriy uning atrofida taxminan 88 kunda aylanib chiqqani holda, Neptun Quyosh atrofida salkam 165 yillik davr bilan aylanadi. Ularning harakat tezliklari ham har xil bo‘lib, Quyoshdan uzoq masofada aylanadigan planetalar yaqin masofadagilariga qaraganda ancha kichik tezlik bilan harakatlanadi.

Darslik so‘ngida berilgan ilovada planetalarning Quyosh atrofida aylanishla- riga tegishli ma’lumotlar keltirilgan. Jumladan, unda planetalarning orbital tezlik- lari, Quyosh atrofida aylanish davrlari, planetalar uchun 2-kosmik tezliklar va o‘qlari atrofida aylanish davrlari berilgan. Barcha planetalar ekliptika tekisligiga yaqin joylashgan orbitalar bo‘ylab harakatlanadi.

Planetalarning Quyosh atrofida haqiqiy aylanish davrlari ularning siderik yoki yulduz davri deyiladi. Planetaning siderik davri (T_pl) deb, Quyoshdan qaraganda uning ma’lum bir yulduzga nisbatan to‘la aylanib chiqishi uchun ketgan vaqtga aytiladi. Planetaning sinodik davri (S_pl) deb esa, Yerning konfiguratsion holatlarining ixtiyoriy biridan ikki marta ketma-ket o‘tishi uchun zarur bo‘lgan vaqt oralig‘iga aytiladi.

Planetaning sinodik davri S_pl Yerning harakati bilan bog‘liq bo‘lib, Yerning siderik davri T_⊕ va planetaning siderik davri T_pl bilan quyidagicha bog‘langan.

Ichki planetalar uchun Yer va planetaning sutkalik siljishlari farqiga ko‘ra:

360 _ 360 _ 360

yoki ¹  ¹  ¹ ,

^Spl ^Tpl ^T

^Spl ^Tpl ^T

bu yerdan planetaning siderik davri:

T

• 
  S
  

_{T } T_  S_pl
bo‘ladi.

pl


pl

Shu yo‘l bilan topilgan tashqi planetalar uchun:

1 _ 1 _ 1 _,

^Spl ^T ^Tpl

bu yerdan ^T

_ T_  S_pl
bo‘ladi.

S
pl

pl

 T_

8. 
   MAVZU.
   

1. 
   Quyosh sistemasiga kiruvchi jismlargacha (planetalar, Oy, mayda pla- netalar va hokazo) bo‘lgan masofalar trigonometrik yo‘l bilan sutkalik parallaks deyiluvchi metod yordamida topiladi.
   

Osmon jismidan (M), kuzatuvchi (K) dan o‘tgan Yer radiusi uchlariga tortilgan to‘g‘ri chiziqlar orasidagi burchak mazkur osmon jismining (yoritgichning) sut- kalik parallaks burchagi (u juda kichik bo‘lib, yoy sekundlarida o‘lchanadi) deyiladi (29-rasm).

Biror planetaning sutkalik parallaks burchagini topish uchun bir vaqtda Yerni ma’lum meridianning ikki nuqtasidan (K va C) kuzatish kerak bo‘ladi. Bunda planeta uzoqdagi yulduzlarning fonida parallaktik siljigan holda ikki (M₁ va M₂) nuqtada ko‘rinadi. Agar yoritgich kuzatuvchiga nisbatan gorizontda joylashgan (M₀ nuqtada) bo‘lsa (rasmga qarang), uning parallaksi sutkalik gorizontal parallaks (p₀) deyiladi. Planetaning parallaktik siljishi asosida uning sutkalik

gorizontal parallaksi – p₀″ burchak topilib, unga tayangan holda, planetagacha bo‘l- gan L masofa M₀OK to‘g‘ri burchakli uchburchakdan quyidagicha topiladi:

sin p  ^{R ,}

0 _L

^R 206265

^bundan L 



^sin p₀

  R_ ^{, chunki}


p
0

p₀ – sekundli yoylarda o‘lchanganidan:

sin p₀″ = p₀

1

· sin1″, sin1″ = ₂₀₆₂₆₅

deb

yozish mumkin, bu yerda R_⊕ – Yer

radiusini ifodalaydi.

2. 
   Ayni paytda Quyosh sistemasi jismlarigacha bo‘lgan masofalarni radio- lokatsion metod yordamida ham juda katta aniqlikda topish mumkin.
   

Bunda Yerdan birorta planetagacha yuborilgan radiosignalning (elektromag- nit to‘lqin) unga borib qaytib kelishi uchun ketgan vaqt t bo‘lsa, u holda uning o‘tgan yo‘li 2L ekanini hamda radioto‘lqinning tarqalish tezligi yorug‘lik tezligi

c bilan bir xilligini e’tiborga olib, ^{c  2L}

deb yozish mumkin. Bunda osmon

jismigacha masofa
ekanligi ma’lum bo‘ladi.

t

_{L } ct

2

Xuddi shu metod bilan Yerdan Quyosh sistemasining boshqa jismlarigacha bo‘lgan masofalar, jumladan, Quyoshgacha bo‘lgan masofa (1 astronomik birlik = 149 598 500 km) juda katta aniqlik bilan topilgan.

23-§. Quyosh sistemasi jismlarining radiuslarini aniqlash **

Rasmda keltirilgan planetaning r radiusini aniqlash uchun bu planetaning sutkalik parallaksi p₀ to‘g‘ri burchakli uchburchak OEP dan (30-rasm):

sin p

_ OE _ R_

⁰ OP L

bo‘ladi. To‘g‘ri burchakli uchburchak

OPO′ dan planetaning ko‘rinma radiusi ρ:

sin ^OP  ^r

bo‘ladi, bu yerdan

OP L

r ni topsak, u: r = L sin ρ. Endi L ning oldingi paragrafda topilgan qiymatini bu tenglamaga qo‘yib, planeta radiusi (r) ni quyidagicha aniqlash mumkin:

r  L sin 

R_

sin p₀

sin _.

bu yerda p₀ va ρ burchaklar sekundli yoylarda o‘lchanganligidan, planetaning ra-

diusini, Yer radiusi R_⊕ birligida quyidagi

r  ^R 

^p0
ifodadan topishimiz mumkin, chunki sin p₀″ = p₀ · sin 1″, sin ρ″ = ρ · sin 1″.

Bordi-yu osmon jismining ko‘rinma radiusi yetarlicha katta bo‘lsa (masalan, Oy uchun), ungacha masofa:

r  ^{R 206265}  ^{sin ρ dan topiladi.}

p₀

8. 
   MAVZU.
   

Astronomiyada uzunlikni Xalqaro sistemada qabul qilingan birlikda (metrlar- da) ifodalash har doim ham qulay bo‘lavermaydi. Shuning uchun ham astrono- miyada uzunlik, uning mavjud birliklaridan tashqari, yana quyidagi maxsus birliklar bilan ham o‘lchanadi:

1.