Astronomiya. Onun bölmələri,öyrəndiyi əsas mənbələr Astrometriya a)sferik astronomiyada b)fundamental astrometriyada c)praktik astronomiyada

Transcript

1 Astronomiya. Onun bölmələri,öyrəndiyi əsas mənbələr Astronomiya ən qədim təbiət elmidir.o,göy cisimlərini öyrənir.yunanca astron -göy cismi,ulduz, nomos -qanun,elm deməkdir.bir neçə elmi istiqamətlərdən və ona daxil olan bölmələrdən ibarətdir. 1.Astrometriya,nəzəri astronomiya və göy mexanikası 2.Astrofizika və ulduz astronomiyası 3.Kosmoqoniya 4.Kosmologiya 1. Astrometriya zaman və məkanın ölçülməsi haqqında elmdir və 3 hissədən ibarətdir: a)sferik astronomiya b)fundamental astrometriya c)praktik astronomiya a)sferik astronomiyada müxtəlif astronomik koordinat sistemləri,bu sistemdə göy cisimlərinin və süni peyklərin koordinatlarının təyini və bu koordinatların zamandan asılı olaraq dəyişməsi ilə əlaqədar məsələlərin riyazi həlli üsulları vaxtın hesablanmasının nəzəri əsasları öyrənilir. b)fundamental astrometriyada parlaq ulduzların ekvatorial koordinatları dəqiq təyin edilir.burada ulduzların hərəkəti öyrəlinir və kotoloqları tərtib edilir. c)praktik astronomiyada astrometriya müşahidə cihazlarının nəzəriyyəsi, müşahidə aparılması,vaxt xidməti,coğrafi koordinatların təyini,dənizçilik və təyyarəçilik naviqasiyalarına,kosmik naviqasiyaya və geodeziyaya astronomiyanın tətbiqi ilə əlaqədar məsələlər öyrənilir. Nəzəri astronomiya və göy mexanikası-burada yerin fırlanma nəzəriyyəsi ay və planetlərin hərəkətinin nəzəriyyəsi,ulduzların nəzəriyyəsi,təbii və süni peyklərin nəzəriyyəsi, göy cisimlərinin fiqurları və onların hərəkətə təsirini nəzərə almaq üsulları və s.öyrənilir.bu məsələlərin həllinə göy mexanikasının tətqiqat üsulları tətbiq edilir.bundan başqa göy mexanikasında öyrənilən məsələlərə cazibə nəzəriyyəsi,n cisim məsələsi,yəni bir-birini Nyutonun ümumdünya cazibə qanunu ilə

2 cəzb edən n maddi nöqtənin hərəkəti və s.daxildir.1-ci istiqaməti təşkil edən bu 3 bölməyə birlikdə klassik astronomiya da deyilir. 2.Astrofizika-müasir astronomiyanın ən böyük və sürətlə inkişaf edən bölməsidir.özü 2 hissədən ibarətdir: a)praktik astrofizika b)nəzəri astrofizika Praktik astrofizikada astrofizika texnikası nəzəriyyəsi,bu texnikadan istifadə metodikası,alınan müşahidə materiallarının işlədilməsi metodikası,radioelektronika,hesablama texnikası avtomatlaşdırılması və s.problemləri,nəzəri astrofizikada isə astrofizika məsələlərinin qoyulması müşahidə materialları əsasında kainat obyektlərinin fiziki təbiətinin öyrənilməsi,bu obyektlərdə gedən fiziki proseslərin aşkara çıxarılması eləcə də bu obyektlərin mümkün qarşılıqlı əlaqə və təsirlərinin problemləri öyrənilir.yeni müşahidə üsullarının yaranması və inkişafı müasir astrofizikada yeni tədqiqat sahələrinin yaranmasına səbəb olmuşdur.onlardan radioastronomiya,qamma və rentgen astronomiya,ultrabənövşəyi astronomiya,infroqırmızı astronomiyanı göstərmək olar. Ulduz astronomiyası ulduzların,ulduz sistemlərinin,ulduzlararası mühitin fəza paylanması,hərəkəti,buradakı qanunauyğunluqları kinematik,dinamik və fiziki baxımdan aşkara çıxarılması kimi məsələləri öyrənir. 3.Kosmoqoniya-Günəş sistemlərinin,ulduz sistemlərinin mənşəyi və təkamülü problemlərini öyrənir. 4.Kosmologiyada isə kainatın quruluşu,onun 1 obyekt kimi fizikası,mənşəyi,təkamülü və ümumi qanunauyğunluqları öyrənilir. Kosmologiya problemlərini həll etmək üçün nisbilik nəzəriyyəsi və mürəkkəb riyazi əməliyyatlar tətbiq etməklə astrofizika və ulduzlar astronomiyasının müəyyən nəticələrindən istifadə olunur.nisbilik nəzəriyyəsini tətbiq etməklə astrofizika problemlərini öyrənən elm sahəsi relyativistik astrofizika adlanır və kosmologiya ilə sıx əlaqədardır.beləliklə,4 istiqamətin əhatə etdiyi problemlərdən görünür ki,onlar bir-birindən ayrılmazdırlar.

3 Astronomiya tarixindən Eramızdan 3min il əvvəl 1günəş ilində 360 günün olduğunu söyləmişdilər. Çinlilər isə 366 sutka olduğunu söyləmişdilər. Yunanlar ilk dəfə Yerin fırlanan kürə olduğunu söyləmiş,radiusunu hesablamışdılar. Nəsrəddin Tusi də Yerin fırlandığını demişdir,( )məşhur marağa rəsətxanasını yaratmışdır.burada 1273-cü ildə ulduz qlobusu hazırlanır.həmin o qlobus indi Almaniyanın rəsm qaleriyasında saxlanılır. Kopernikin 1543-cü ildə Göy sferalarının dolanmaları haqqında kitabı çıxarılır.burada mərkəzdə Günəşin olduğu söylənilir. Kepler ci ildə planetlərin harəkətinə aid 3 qanun verir.qaliley( )ətalət qanununu kəşf edir.nyuton( )dinamikanın 3 qanununu və ümumdünya cazibə qanununu kəşf edəndən sonra astronomiyada çox irəliləyişlər oldu.1609-cu ildə Qaliley ilk teleskopu kəşf edir. Astronomiyanın başqa elmlər və texnika ilə əlaqəsi. Astronomiya fizika-riyaziyyat elmləri ailəsinə daxildir.astronomiyada həm riyaziyyatın,həm də fizikanın bir çox üsul,qanun və nəticələrindən istifadə olunur.astronomiya da öz növbəsində bu elmlərin inkişafında əhəmiyyətli yer tutur. Əslində riyaziyyatın ilk bölmələri olan hesab,cəbr,həndəsə və triqonometriyada ilk addımlar astronomiya elmində atılmışdır.fizikanın inkişaf etməsində astronomiyanın,kosmik obyektlərin fizikasının əhəmiyyətli yeri var. Astrometriya ilk növbədə müşahidə elmidir.bu müşahidələr isə xüsusi cihazların vasitəsilə aparılır.bu sırada teleskoplar və şüaqəbuledicilər,o cümlədən spektroqraflar əsas yer

4 tuturlar.alınan müşahidə materiallarını təhlil etmək üçün laboratoriyalar,elektron-hesablama vasitələri,kompüterlər olmalıdır.ümumiyyətlə fizika və riyaziyyatla yanaşı astronomiya ilə texnika elmləri arasında da sıx əlaqə vardır.texnika astronomiyaya olduğu kimi,astronomiya da texnika qarşısında müəyyən məsələlər qoymaqla onun inkişafına təkan verir. Coğrafiya və geologiya Yer haqqında elmlər olsa da Yer göy cismi olduğundan onun quruluşu,mənşəyi və inkişafını astronomiyasız mükəmməl öyrənmək mümkün deyil. Astronomiyanın biologiya elmi ilə də müəyyən əlaqəsi var.məsələn,günəşdə baş verən partlayış xarakterli fiziki proseslər nəticəsində püskürülən yüklü zərrəciklər seli və onların törətdikləri maqnit tufanları Yerin canlı aləminə,o cümlədən insan orqanizminə ciddi təsir göstərir. Qeyd edək ki,məlum kimyəvi elementlər vasitəsilə Kainat və onun böyük hissəsini təşkil edən ulduzlarda gedən mürəkkəb fiziki proseslər nəticəsində yaranmışdır Təbiətşünaslar üçün Kainat Yerdə yaradılması mümkün olmayan geniş miqyaslı laboratoriyadır.ona görə müşahidə astronomiyanın açarıdır. Teleskoplar Müşahidə astronomiyanın açarıdırsa,teleskop da müşahidənin açarıdır.teleskopların geniş imkanları var.müqayisə üçün qeyd edək ki, teleskopsuz cəmi 6000 ətrafında ulduz görürüksə,müasir teleskoplarda milyardlarla ulduz görə bilirik.ona görə də teleskop əsas astronomiya cihazıdır. İlk teleskopu 1609-cu ildə Qaliley ixtira etmişdir və 1610-cu ilin yanvar ayının 7-də səmaya yönəltmişdir.bu, astronomiyada inqilabi hadisə idi. Teleskopun 3 vəzifəsi var:obyektin xəyalını qurmaq,gözə nisbətən daha çox işıq seli toplamaq və gözlə ayırd edilə bilməyən 2 və daha çox sayda nöqtəvi obyekti (məsələn ulduzu)ayrılıqda müşahidə etmək. Teleskopun əsas hissəsi onun obyektividir.obyektiv qabarıq linza və ya çökük güzgü olur.obyektivi linza olan teleskop reflektor, güzgü olan reflaktor adlanır. Qalileyin ixtira etdiyi

5 teleskopun linzasının diametri cəmi 5 sm olmuşdur.ilk reflektor 1671-ci ildə Nyuton tərəfindən hazırlanmışdır.bu teleskopun güzgüsünün diametri 3 sm olub. Sonrakı yüz illiklərdə hər iki növ teleskopun istər obyektivlərinin ölçülərində,istərsə də ümumi konstruksiyasında böyük inkişaf olub.indi linzanın diametri 1 metr olan refraktor,güzgünün diametri 6 metr olan reflektor var.daha böyük obyektivli teleskoplar üzərində işlər aparılır. Göy cisminin parlaq şüaları hər 2 üzü qabarıq linza olan obyektivə düşür.onun vasitəsilə teleskopun fokal müstəvisində göy cisminin xəyalı alınır.xəyala hər 2 üzü qabarıq linza olan və okulyar adlanan lupa vasitəsilə baxılır.yaxud fotoemusiya vasitəsilə xəyalın foto şəkli alınır.göy cisimləri çox uzaqda olduqlarından şüaları obyektivə paralel düşür.buna görə də xəyal fokal müstəvidən alınır.digər şəkildə reflektorun sadə sxemi Nyuton sxemi də adlandırılır.burada göy cismindən gələn paralel şüalar əvvəlcə çökük güzgü olan obyektivdən əks olunur və fokal müstəvidə toplanır.sonra yardımçı güzgüyə düşür və yardımçı güzgüdən əks olunaraq okulyara verilir.teleskopun vəzifələrindən biri də gözə nisbətən daha çox işıq toplamaqdır.toplanan işıq seli obyektivin sahəsi ilə,sahə isə obyektivin diametrinin kvadratı ilə mütənasibdir.obyektivin diametrini D,Göz bəbəyinin diametrini isə d ilə göstərsək obyektivin topladığı işıq seli gözün topladığı işıq selindən (D/d) 2 dəfə çox olar.məsələn,obyektivinin diametri 6 metr olan teleskop bəbəyinin diametri 6 mm olan gözdən dəfə çox işıq seli toplayır. Teleskopun 3-cü vəzifəsi ayırdetmə qabiliyyətidir.insan gözünün iki yaxın nöqtəvi obyekti,məsələn iki yaxın ulduzu,ayrı ayrılıqda görməsi üçün onlar arasındakı bucaq məsafəsi 2 -dən kiçik olmamalıdır.ayırdetmə göz bəbəyinin diametri ilə mütənasib olduğu üçün obyektivinin diametri D olan teleskopun ayırdetməsi,bəbəyinin diametri d olan gözün ayırdetməsindən D/d dəfə çoxdur.məsələn,obyektivinin diametri 6 metr olan teleskopun ayırdetmə qabiliyyəti gözün ayırdetmə qabiliyyətindən dəfə çox alınır.yəni belə teleskopla bir-birindən 2 məsafəsində yerləşən obyektlərlə, 0.12 bucaq məsafəsindən kiçik olmayan obyektləri ayrı-ayrı görmək olmur.bu hesablamamız nəzəridir,lakin atmosfer teleskopda alınan xəyalları korlayır.odur ki,ən yaxşı halda ayırdetmə 1 olur.bu da gözün ayıretməsindən

6 100 dəfə böyükdür.teleskopu səciyyələndirən parametrlərdən biri onun böyütməsidir.teleskopun böyütməsi obyektivin və okulyarın fokus məsafələrinin nisbətinə bərabərdir.teleskopun böyütməsinin 500 dəfədən çox olması məsləhət deyil.əks halda xəyalın keyfiyyəti azalır. Fotoqrafik müşahidələrdə böyütməni xəyalın miqyası əvəz edir.xəyalın miqyası teleskopun fokus məsafəsi ilə tərs mütənasibdir.deməli böyük miqyaslı xəyal almaq üçün kiçik fokuslu teleskopdan istifadə edilir. Beləliklə obyektivin fokus məsafəsi böyük olduqca xəyalın miqyası kiçilir,xətti ölçüsü böyüyür.ayı,parlaq planetləri,xüsusilə Günəşi öyrənərkən uzun fokuslu teleskopdan istifadə edilir. Teleskopun daha bir parametri görüş sahəsidir:teleskopun görüş sahəsi onda görünən göy hissəsinin ölçüsüdür.qövs dəqiqələri ilə görüş sahəsi 2000 f/f dir. Beləliklə görüş sahəsinin böyük olması üçün kiçik fokuslu teleskopdan istifadə etmək lazımdır.ona görə də ulduz göyünün böyük sahəsinin xəyalını qısa fokuslu teleskopla alırlar. Teleskoplarda alınan xəyalların bir sıra nöqsanları da var. Məsələn,adi, yəni obyektivi bir linzadan ibarət refraktor xəyalların kənarları rəngli və təhrif olunmuş alınır. Bunun səbəbi müxtəlif rəngli şüaların linzada müxtəlif bucaqlar altında sınmasıdır. Sınma bucağı qırmızı rəngdən maviyə doğru böyüyür. Nəticədə obyektivə yaxın mavi,uzaqda qırmızı rəngə uyğun şüalar toplanır.linzaların digər nöqsanı optik oxa yaxın olan şüaları uzaq olanlara nisbətən daha uzaqda toplanması və xəyalın təhrif olunmasıdır. Bu nöqsanları azaltmaq və ya aradan qaldırmaq üçün,astronomik cəhətdən zəruri olan hallarda,refraktorun obyektivi 2-3 cür əyriliyə malik müxtəlif növ şüşələrdən hazırlanır. Refraktorlarda xəyal rəngli olmasa da,güzgüdən əks olunan paralel şüaların optik oxa yaxın olanları linzada olduğu kimi daha uzaqda toplanır. Xəyalın təhrif olunur,bir yox,bir neçə xəyal alınır. Xəyalın dəqiq alınması üçün çökük güzgü əvəzinə obyekyivi parabolik güzgüdən düzəldirlər. Astronomiya optikası sahəsində məhşur alim Maksudov meniskli teleskop adlanan teleskop kəşf etdi. Bu teleskopda refraktorun və reflektorun əsas nöqsanları aradan qaldırır. Belə ki, obyektdən gələn paralel şüalar çökük güzgüyə birbaşa deyil,menisk adlanan çökük-qabarıq linzadan keçərək düşür və

7 bu çökük güzgüdən qayıdan şüaların bir fokusda toplanmasını təmin edir;digər tərəfdən başqa linzalardan fərqli olaraq meniskdə bütün rənglərə məxsus şüaların sınması eynidir. Beləliklə,meniskli teleskopda xəyal bir dənə və rəngsiz alınır. Şəkil 5. Şəkil 5-də meniskli teleskopun sxemi verilmişdir.şəkildən görünür ki, meniskdən keçən şüalar güzgüyə düşür,ondan əks olunur, meniskin qabarıq səthinə düşərək qayıdır və okulyara və ya fotolöhvəyə düşür.meniskin qabarıq səthinin şüalar düşən hissəsi gümüş tozu ilə örtülür ki,onun əksetmə qabiliyyəti yüksək olsun. Dünyada ən böyük refraktorun lizasının diametri 1m-dir. Bu teleskop Çikaqo yaxınlığında İyersk rəsətxanasındadır. Ən böyük reflektorun güzgüsünün sahəsi 6m-dir və o Şimali Qafqaz Xüsusi Astrofizika Rəsətxanasındadır. Astronomik müşahidələrin xüsusiyyətləri Yerdə müxtəlif məqsədlər üçün qouulan təcrübələrlə astronomik müşahidələr arasında ciddi bir fərq var.yer laboratoriyasında iş qoyulur,təcrübə aparılır və nəticə alınır.astronomiyada isə tədqiq olunacaq obyektlər göy cisimləridir və onlar haqqında informasiya yalnız müşahidə yolu ilə alınır.doğrudur,kosmik texnikanın vasitəsilə məsələn,aydan suxur nümunələri gətirilir və Yer laboratoriyalarında onların fiziki və kimyəvi xassələri öyrənilir.ancaq bu, göy obyektləri haqqında əldə olunan informasiya ilə müqayisədə dəryada bir damladır.astronomiyada informasiya,göy obyektlərinin

8 fəaliyyətinə müdaxilə etmədən, müşahidələrdən alınır.astronomiyanı səciyyələndirən əsas cəhətlərdən biri də budur. Bundan başqa eyni növ müşahidələrin arasıkəsilmədən və ya uzun fasilələrlə təkrarlanması vacibdir.fasiləsiz müşahidələr o zaman aparılır ki,göy cismində sürətli fiziki proseslər gedir və onları müntəzəm izləmək vacibdir.uzun fasilələrlə müşahidələrin təkrarlanması isə çox ləng gedən proseslərlə əlaqədardır.məsələn, ulduzlar bizdən çox uzaq olduğundan onların məxsusi hərəkətlərini yalnız uzun fasilələrlə aparılan müşahidələrlə müəyyən etmək mümkündür. Astronomiya müşahidələrinin digər xüsusiyyəti onların öz oxu ətrafında fırlanan və Günəş ətrafında dolanan Yerdən aparılmasıdır.odur ki, məsələn, ulduzların vəziyyətini təyin edərkən, planetlərin hərəkətini və bir çox başqa astronomik tədqiqatlar zamanı Yerin hər iki hərəkətini nəzərə almaq zəruridir. Göy cisimləri Yerdən o qədər uzaqdadır ki, onlara qədər məsafələrin fərqini görə bilmirik. Göy cisimlərinin göy sferasında vəziyyətlərini təyin etmək üçün aparılan astronomiya müşahidələrində bucaq məsafəsini ölçmək yeganə vasitədir. İki göy cismi, məsələn iki ulduz arasındakı bucaq məsafəsi, onlara doğru yönələn baxış istiqamətləri arasındakı bucaqdır. Artıq bizə məlumdur ki, ixtiyari radiuslu xəyali sferanın mərkəzində olan müşahidəçiyə elə gəlir ki, bütün göy cisimləri bu sferanın daxili səthinə proyeksiya olunub və sanki bütün göy cisimləri müşahidəçidən eyni uzaqlıqdadır. Əslində belə olmadığı aydındır. Buna baxmayaraq göy cisimləri arasındakı bucaq məsafəsini ölçməklə bir çox astronomiya məsələləri uğurla həll olunur. Şəkil 9-da üfüq, müşahidəçinin başı üzərindəki göy qübbəsinin bir hissəsi, özünü hər yerdə qübbənin mərkəzində hesab edən müşahidəçinin durduğu O nöqtəsi, müşahidəçidən həqiqətən Oa, Ob, Oc məsafələrdə olan a, b, c ulduzları və nəhayət onların göy sferasındakı A, B, C proyeksiyaları göstərilmişdir. Şəkildən görürük ki, ulduzlar bizdən müxtəlif məsafələrdə (Oa, Ob, Oc) olsalar da onların hər üçünü eyni uzaqlıqda (OA, OB, OC) görürük. Bundan əlavə, əslində a ulduzu b ulduzuna nisbətən c ulduzundan daha uzaqda olsa da a ulduzunun göy sferasındakı proyeksiyası (A nöqtəsi) c ulduzunun proyeksiyasına (C nöqtəsinə) daha yaxındır. Məsafələri fərqi az

9 olan c və b ulduzları isə proyeksiyada (C və B nöqtələrində) birbirindən ən uzaqda görünürlər. Artıq yəqin etdik ki, ölçüyə gələn yalnız ulduzlara yönələn istiqamətlər arasındakı bucaqlardır, daha doğrusu OS üfüqü ilə uyğun istiqamətlər arasındakı <SOB=h b, <SOA=h a, <SOC=h c bucaqlarıdır. Şəkildən göründüyü kimi onlar b, a, c ulduzlarının, yaxud onların B, A, C proyeksiyalarının üfüqdən olan bucaq hündürlükləridir.göy cisminin üfüqdən bucaq məsafəsinin onun hündürlüyü olması, bu məsafəni göy sferasının müvafiq böyük dairə qövsü ilə ifadə etməyə imkan verir.məsələn, SB, SA, SC qövsləri müvafiq olaraq b, a, c ulduzlarının üfüqdən olan hündürlükləridir. 8-ci -da bu məsələyə bir daha qayıdacağıq.ümumiyyətlə qütbün üfüqdən olan hündürlüyü məhəllin coğrafi enliyidir.

10 Göy sferası və Astronomiya Göy sferasının nöqtə,xətt və dairələri Şəkil 9. Göy sferasının bir sıra nöqtə,xətt və dairələr Qeyd edək ki,yer səthində ağırlıq qüvvəsinin istiqaməti astronomiyada əsas istiqamət sayılır.göy sferasının mərkəzindən keçən bu istiqamətə şaquli xətt deyilir.şəkil 9-da ZZ` şaquli xəttidir.şəkildən görünür ki,bu xətt bu xətt müşahidəçinin başı üstündə göy sferası ilə Z,ayağının altında isə Z` nöqtəsində görüşür.z-zenit,z`-nadir adlanır.hər iki söz bu nöqtələrin mənasınıa uyğun olan ərəb sözləridir. Bu şəkildəki PP` xətti göy sferasının fırlanma oxudur.bu ox dünyanın oxu adlanır.p-dünyanın şimal qütbü,p`- cənub qütbüdür Məlumdur ki,hər bir sferanın mərkəzindən istənilən sayda dairə keçirmək olar və bunların hamısı böyük dairədir.əgər böyük dairə həm də sferanın diametrinə perpendikulyar olarsa,beləsi yeganədir. Göy sferasının mərkəzindən elə bir dairə keçirərik ki,o həm də şaqul şaqul xəttinə perpendikulyar olsun.bu dairəyə həqiqi və ya riyazi üfüq deyirik.(bunu görünən üfüqlə qarışdırmaq olmaz) Şəkil 9-da NESWN dairəsi həqiqi üfüqdür. Həqiqi üfüqdən üstdəki göy cisimləri görünür,altdakılar isə yox. İndi isə göy sferasının mərkəzindən elə bir dairə keçirək ki,o dünyanın oxuna perpendikulyar olsun.bu dairə göy ekvatoru adlanır.şəkil 9-da Q`WQEQ` dairəsi göy ekvatorudur.göründüyü kimi göy ekvatoru göy sferasını Q`NPZQ şimal və QSP`Z`Q` cənub yarımsferlərinə ayırır.

11 Şəkil 9-dan görünür ki,göy ekvatoru həqiqi üfüqlə WE xətti üzrə kəsişir. Şəkildə NS xətti isə göy meridianı adlanan böyük dairənin həqiqi üfüqlə kəsişmə xəttidir. Göy meridianı dünyanın oxundan,şaqul xəttindən keçən dairədir.bu dairə də yeganədir. Çünki kəsişən iki diametrdən yalnız bir dairə keçirmək olar. Həqiqi üfüqlə göy meridianın NS kəsişmə xəttinə günorta xətti deyilir.çünki hmar və şaquli sancılan çubuğun kölgəsi günorta vaxtı bu xəttin üzərinə düşür. N-üfüqün şimal,s-onun cənub nöqtəsidir.e-üfüqün şərq, W- qərb nöqtəsidir.hər bir göy cismi sutkada iki dəfə göy meridianından keçir.göy cisminin göy meridianında olması hadisəsinə onun kulminasiyası deyilir. Dünyanın oxu (PP`) göy meridianını yarıya bölür.bunlardan biri meridianın cənub yarısı (PZSP`),digəri şimal (PNZ`P`) yarısıdır. Göy cismi meridianın cənub yarısında meridiandan keçən anda o,yuxarı kulminasiyadadır deyirlər.şimal yarısında meridiandan keçən anda isə bu göy cismi aşağı kulminasiyadadır. Göy sferasının müxtəlif enliklərdən görünüşü Bildiyimiz kimi,qütbün üfüqdən olan hündürlüyü məhəllin coğrafi enliyidir.əgər şəkil 9-da təqribən Bakının enliyi çəkilibsə,onda <PON=h 40 qəbul edə bilərik. İndi də P qütbünün hündürlüyünü dəyişək. Onda göy ekvatorunun(və sutkalıq paralellərin) üfüqə meyli dəyişər.məsələn,dünyanın P qütbünü üfüqdən yuxarı qaldırsaq ekvatorun üfüqə meyli kiçilər,endirsək meyl böyüyər.başqa sözlə ulduz göyünün mənzərəsi dəyişər. Şəkil 10. Yerin şimal qütbündə göy cisimlərinin üfüqə nəzərən zahiri sutkalıq hərəkət yolları

12 1.Yerin şimal qütbündə coğrafi enlik φ=90 olduğu üçün onun üfüqdən olan hündürlüyü 90 -dir.bu o deməkdir ki,dünyanın şimal qütbü P-zenitlə (Z-lə),göy ekvatoru isə üfüqlə üst-üstə düşür.deməli göyün şimal yarımsferində olan bütün göy cisimləri oradakı müşahidəçi üçün batmayan,cənub yarımsferindəkilər isə isə doğmayandır.şəkil 10-da Yerin şimal qütbündə göy sferasının görünüşü təsvir olunmuşdur. Şimal qütbündə Günəş yaz-yay fəsillərində üfüqdən üstdə,payız-qış fəsillərində altda olur.odur ki, şimal qütbündə yaz-yay fəsillərində Günəş batmayan, payız-qış fəsillərində isə doğmayandır.əslində Yerin şimal qütbündə Günəş 6 ay deyil,ondan 3 həftə çox üfüqdən üstdə olur.ona görə əsasən deyirik ki,bu müddətin 6-7 günü yaz-yay fəsillərindəki günlərin sayının payız-qış fəsillərindəkindən çox olması hesabınadır. 2. Yerin şimal qütbü ilə onun ekvatoru arasındakı enlikdə göy sferasının görünüşü şəkil 9-dakı kimidir. 3. Yerin ekvatorunda enlik φ=0 olduğu üçün dünyanın şimal qütbü (P) üfüqün şimal nöqtəsi (N),cənub qütbü(p`) isə cənub nöqtəsi(s) üzərinə düşür.başqa sözlə göy ekvatoru və bütün sutkalıq paralellər həqiqi üfüqə perpendikulyar olmaqla tən bölünürlər.ona görə də Yerin ekvatorunda bütün göy cisimləri,o cümlədən Günəş sutkanın yarısını üfüqdən üstdə,digər yarısını isə üfüqdən altda olur. Şəkil 11. Yerin ekvatorunda göy cisimlərinin üfüqə nəzərən zahiri sutkalıq hərəkət yolları 1 il ərzində gecə-gündüzün uzunluğu bərabər olur.şəkil 11- də Yerin ekvatorunda göy sferasının görünüşü təsvir olunmuşdur. Göy cisimlərinin kulminasiyası Hər bir göy cismi sutkada iki dəfə göy meridianından keçir.məsələn şəkil 15-də sutkalıq paralelləri CD,KL və Q`Q olan göy cisimləri göy meridianının uyğun CvəD,KvəL,Q`vəQ nöqtələrində olur. Göy cisiminin göy meridianında olması

13 hadisəsinə onun kulminasiyası deyilir. Şəkil 15-də D,L və Q nöqtələrində göy cisimləridünyanın oxuna(pp`) nəzərən göy meridianının cənub yarısında (PZSP`),C,K,Q`-də isə şimal yarısında (PNZ`P`)meridianından keçirlər. Göy meridianının cənub yarısında meridiandan keçən anda göy cismi yuxarı kulminasiyadadır deyirlər (D,L,Q yuxarı kulminasiya nöqtələridir). Şimal yarısında meridiandan keçən göy cismi aşağı kulminasiyadadır (C,K,Q` aşağı kulminasiya nöqtələridir) Günəşin zahiri illik hərəkəti və ekliptika Ulduzlar çox uzaqda olduqları üçün onların (α, δ) koordinatları illər ərzində hiss ediləcək qədər dəyişmir. Günəşin (α, δ) koordinatları isə onun zahiri illik hərəkəti nəticəsində aramsız dəyişir və fəsillərin başlanğıcında aşağıdakı qiymətləri alır: α δ Yazın başlanğıcıında 0 h 0º Yayın " " 6 h +23º26 Payızın " " 12 h 0º Qışın " " 18 h -23º26 Günəşin (α, δ ) koordinatlarını bilməklə ulduz xəritəsində müəyyən fasilələrlə Günəşin vəziyyətini qeyd edirlər. Nəticədə məlum olur ki, Günəşin zahiri illik hərəkət yolu böyük dairədir. Bu dairə ekliptikadır.eklipsis yunanca tutulma deməkdir. Hələ eramızdan da xeyli əvvəl bilirdilər ki, Günəş və Ay o zaman tutulur ki, Ay ya ekliptika üzərində,ya da onun yaxınlığında olur. (α, δ ) koordinatlarının məlum qiymətlərindən görünür ki, yazdan növbəti yaza qədər Günəşin düz doğuşu α, 0 h -dan 24 h - a qədər (yaxud 0º-dən 360º-yə qədər) dəyişir. Yazın başlanğıcında Günəşin meyli 0º olur və bu vaxt Günəş ekvatordadır. Sonra meyl böyüyür, yayın başlanğıcında +23º26 -yə çataraq payıza doğru kiçilməyə başlayır, payız girəndə yazın başlanğıcındakı kimi 0º, Günəş isə yenidən ekvatorda olur. Bundan sonra Günəş ekvatordan alta keçir, onun meylinin

14 işarəsi mənfi qalmaqla böyüyür,qışın başlanğıcında -23º26 -yə Çatır. Bundan sonra meylin mütləq qiyməti kiçilərək yaz girəndə 0º olur və yuxarıdakı ardıcıllıqla meylin dəyişməsi təkrarlanır. Ekliptika 365 sutka 6 saat 9 dəqiqə 10 saniyə müddətində cızılır. Bu müddət ulduz ili adlanır. Təqvim ili ulduz ilinə deyil, tropik ilə əsasən tərtib olunur. Tropik il, Günəş diski mərkəzinin iki ardıcıl yazbərabərliyi nöqtəsindən keçdiyi vaxt intervalıdır. Bundan tropik ildə 365 sutka 5 saat 48 dəqiqə 46 saniyə vardır. Tropik ilin ulduz ilindən 20 dəqiqə 24 saniyə qısa olmasının səbəbi, hələ eramızdan əvvəl ikinci əsrdə yunan alimi Hipparx tərəfindən kəşf edilən presessiya adlanan hadisədir. Presessiya nəticəsində yazbərabərliyi nöqtəsi Günəşin zahiri illik hərəkətinin əksi istiqamətində ekliptika üzrə ildə sürüşür. Nəticədə Günəş növbəti yazbərabərliyi nöqtəsinə məhz 20 dəqiqə 24 saniyə tez çatır. Bu müddətdə ekliptika üzrə hərəkət edən Günəş 12 bürcdən keçir. Bu bürclərin yarıdan çoxu heyvan adlarını daşıyır və Zodiak bürcləri adlanır.zodiak bürclərinin ardıcıllığı yazdan başlayaraq belədir:balıqlar, Qoç, Buğa, Əkizlər, Xərçəng, Şir, Qız, Tərəzi, Əqrəb, Oxatan, Oğlaq, Dolça. Fəsillər İl ərzində Yerdə bir-birini əvəz edən 4 fəslin əmələ gəlməsinin üç səbəbi var. Bunlardan biri Yerin Günəş ətrafında illik periodla dolanması, ikincisi Yerin fırlanma oxunun Günəş ətrafındakı dolanma orbitinin müstəvisinə meyilli olması, nəhayət, bu oxun il ərzində öz-özünə paralel qalmasıdır. Yerin fırlanma oxu orbit müstəvisi ilə =66 34 bucaq əmələ gətirir (ekliptikanın ekvatora meyli dir). AYIN HƏRƏKƏTİ VƏ FAZALARI.

15 GÜNƏŞ VƏ AY TUTULMALARI. Ayın hərəkəti və fazaları. Bir axşam təzələnmiş ayın yaxınlığında hər hansı ulduzu nişanlayın. Növbəti axşam həmin vaxtda Ayın bu ulduza nəzərən xeyli (təqribən 13 ) şərqdə - sol tərəfə uzaqlaşdığını görərsiniz. Uzaqlaşma növbəti axşamlarda da davam edir. Bir sutka ərzində nişanladığımız ulduza nəzərən Ayın uzaqlaşması 13 olduğundan o, bir tam dövrü 360 /13 =27,32 sutka ərzində başa vurur. Bu, Ayın ulduzlara nəzərən Yer ətrafında dolanma periodudur. Ona siderik ay deyirik. Ayın Yer ətrafında dairə boyunca dolandığını fərz edərək Ay fazalarının növbələşməsini şəkil 17-dən görmək olar. Burada Ayın 1, 3, 5, 7 əsas fazaları və 2, 4, 6, 8 aralıq vəziyyətləri aydın görünür. Şəkildə Günəşin paralel şüalarının istiqaməti sabit qəbul olunub. Eyni adlı Ay fazasının, məsələn iki ardıcıl bədirlənmiş Ay fazasının təkrarlanması orta hesabla 29 sutka 12 saat 44 dəqiqə 29 saniyə, yaxud 29,53 sutkadan bir olur. Ona, sinodik ay deyilir. Sinodik ayın siderik aydan 2 sutkaya yaxın böyük olmasının səbəbini izah edək. Fərz edək ki, Ayın Yerlə birlikdə Günəş ətrafında dolanması bədirlənmiş Ayda başlanıb. Yerin Ayla birlikdə sutkalıq yerdəyişməsi təqribən 1 olduğu üçün bir siderik ayda yerdəyişmə təqribən 27 alınır. Bu qövsü Ay təqribən 2 sutkada başa vururş Ona görə sinodik ay siderik aydan təqribən 2 sutka uzundur. Ayın öz oxu atrafında fırlanma və Yer atrafında dolanma periodları siderik aya bərabərdir. Bu səbəbdən də Ayın eyni yarımkürəsi həmişə Yerə tərəf səmtlənib. Ayda gecə-gündüz uzunluğu sinodik aya bərabərdir, yəni Ayın hər yarımkürəsində 15 sutkaya yaxın gündüz, o qədər də gecə olur.

16 Aydakı müşahidəçi Yeri Ay fazalarına bənzər görərdi, ancaq əksinə: bədirlənmiş Yer təzə Ayda, təzələnmiş Yer isə bədirlənmiş Ayda olmalıdır. Yerin radiusu Ayınkından təqribən 4 dəfə böyük olduğundan bədirlənmiş Yer diski bədirlənmiş Aydan təqribən 4 dəfə böyük görünmələdir. Günəş və Ay tutulmaları Yeri də, Ayı da Günəş işıqlandırır. Ona görə Ay və Yer Günəşdən əks tərəflərinə kölgə və yarımkölgə salır. Ayın diametri 400 dəfə, Yerinki isə 110 dəfə Günəşin diametrindən kiçik olduğundan kölgələri konus şəkillidir. Yer Ayın kölgəsindən keçəndə Günəş, Ay Yerin kölgəsindən keçəndə Ay tutulur. 1. Günəş tutulmaları. Günəş tutulması Ay Yerlə Günəşin arasında olanda, yəni təzə Ay fazasında ola bilər. Şəkil 18-də Günəş tutulması təsvir olunmuşdur. Bu şəkildə Günəşi, Ayı və Yer kürəsinin Ay kölgəsi və yarımkölgəsindən keçən sahələrini görürsünüz. Yerin A zolağında Günəş tam, bu zolaqdan üstdə D və altda E-yə qədər sahələrində isə qismən tutulur. Ay Yer ətrafında ellips boyunca hərəkət edir. Ellipsin fokuslarından birində Yerin mərkəzi yerləşir. Ona görə Ayın Yer ətrafında bir tam dövründə bir dəfə Yerə minimum (perigeydə), bir dəfə maksimum məsafədə (apogeydə) olur. İndi fərz edək ki, Ay apogeydə olanda Yer də Günəşdən minimum məsafədədir. Buna periheli məsafəsi deyilir. Bu vəziyyətdə Ayın Yerdən görünən ölçüsü ən kiçik, Günəşinki isə ən böyük oıur. Əgər Günəş tutulması bu zaman baş verərsə Ay diski Günəş diskini tam örtə bilmir, Günəş diskinin halqavari kənarı işıqlı qalır. Belə tutulma halqavari Günəş tutulması adlanır. Tam Günəş tutulması zolağının eni 270 kilometrdən böyük olmur. Odur ki, tam Günəş tutulması aramsız olaraq

17 qərbdən şərqə tərəf sürüşən çox ensiz zolaqda müşahidə olunur. Bunun səbəbi Yerin ətrafında böyük sürətlə dolanan Ayın kölgəsinin Yerin səthində 1 kim/san sürətlə şərqdə tərəf qaçmasıdır (məsələn, Avropadan Asiyaya, yaxud Cənubi Amerikadan Atlantik okeanından keşməklə Afrikaya tərəf). Əsasən bu səbəbdən də Yerdə tam tutulma zolağında olan bir məhəldə tutulma 7 dəqiqədən uzun çəkmir; çox zaman isə 2-3 dəqiqə davam edir. Hər il ən azı iki Günəş tutulması baş versə də eyni bir məhəldə-ərazidə xüsusilə tam Günəş tutulması zamanı nadir hadisədir ildə bir dəfə. Şəkil 19-da tam Günəş tutulmasının fazaları (mərhələləri) göstərilib. Ay Yer ətrafında qərbdən şərqə doğru, yəni üzümüzü cənub tərəfə tutduqda sağdan sola doğru dolandığı üçün Günəş tutulması Günəş diskinin qərb (sağ) kənarından başlayır, zaman keçdikcə tutulan hissə böyüyür, sonra sol kənarda çox ensiz oraq dərhal itir və tam Günəş tutulması başlayır. Bu mərhələlər şəkildə 1-5 ardıcıllığı ilə göstərilmişdir. Tam tutulma zamanı qaranlıq Günəş diski ətrafında parlaq mənzərə müşahidə olunur. Bu, Günəş tacıdır. Tam tutulma qurtaranda qabarıq tərəfi sağda olan oraq parlayır, genişlənir və nəhayət tutulma sona çatır (6-9 ardıcıllığı ilə). 2.Ay tutulmaları. Ay Yerin kölgəsinə daxil olanda tutulur. Bu, bədirlənmiş Ay fazasında, yəni Yer Ayla Günəş arasında olanda baş verə bilər. Ay Yerin kölgəsinə daxil olanda tam, yarımkölgəsinə daxil olanda tarımçıq tutulur (şəkil 20).

18 Yerin diamerti Ayınkından təqribən dörd dəfə böyük olduğundan Yerdən Aya qədər məsafədə Yer kölgəsinin eni Ayın diametrindən 2,5 dəfə böyük olur. Odur ki, tam Ay tutulması iki saata yaxın davam edə bilər. İl ərzində iki Günəş tutulması mütləq baş verdiyi halda Ay tutulması olmaya da bilər. Lakin eyni məhəldə Ay tutulmaları teztez müşahidə oluna bilər. Bunun səbəbi günəş tutulmasının eni 270 km olan zolaqda, Ay tutulmasının isə eyni vaxtda Yerin Aya tərəf yönələn yarımkürəsində görünməsidir. Günəş və Ay tutulmaları ilə bağlı onu da qeyd edək ki, hər bədirlənmiş Ayda Ay, təzə Ayda Günəş tutulmur. Bunun səbəbi Ayın Yer ətrafında dolanma müstəvisinin ekliptika ilə üst-üstə düşməsidir. Ayın hərəkət müstəvisi ekliptika ilə orta hesabla 5º9 bucaq altında kəsişir. Kəsişmə xəttinin uc nöqtələrinə Ay düyünləri deyilir. Ay və Günəş tutulmaları elə bədirlənmiş Ayda və təzə Ayda baş verir ki, bu fazalar həmin iki düyündən birinin yaxınlığında olsun. Günəşin kütləsi Ayın kütləsindən 27 milyon dəfə böyük olduğu üçün Günəş Ayın hərəkətini çox böyük qüvvə ilə sarsıdır. Bu qüvvətli təsirlərdən biri də Ayın orbit müstəvisinin fəzada 18 il sutka periodla tam fırlanmasıdır. Məhz hər 18 il sutka ərzində baş verən Günəş tutulmaları növbəti müddətdə azacıq fərqlə təkrarlanır. Elə buna görə də Günəş və Ay tutulmalarını çox qədimlərdən təqribi xəbər verə bilirmişlər. İndi tutulmaların yeri və vaxtı 10 illərlə əvvəlcədən çox böyük dəqiqliklə hesablanır. GÜNƏŞ SİSTEMİ VƏ BU SİSTEMİN CİSİMLƏRİNİN HƏRƏKƏTİ

19 Planetlərin görünən hərəkəti. Geosentrik və Heliosentrik sistemlər. XVI əsrin ortalarınadək planetlərin görünən hərəkətlərinə aid çoxlu müşahidə materialları toplanmışdı. Bu müşahidələrdən məlum olmuşdur ki, planetlərin görünən hərəkətlərində əsas istiqamət qərbdən şərqə, yəni üzümüzü göyün cənub tərəfinə tutsaq sağdan sola tərəfdir. Bu istiqamətdə olan hərəkət düz hərəkət adlanır. Zaman keçdikcə düz hərəkət yavaşıyır, sonra planet sanki dayanır, az sonra planetin hərəkəti şərqdən qərbə, yəni üzümüzü göyün cənub tərəfinə tutsaq soldan sağa tərəf olur. Belə hərəkət tərs hərəkət adlanır. Qısa müddətdən sonra planet sanki yenə dayanır və az sonra yenidən düz hərəkətini davam etdirir. Deyilənlərdən belə nəticəyə gəlmək olar ki, hər bir planetin görünən hərəkəti ulduz göyü fonunda ilgək cızması ilə nəticələnir. Qeyd edək ki, Günəş ətrafında dolanma orbiti Yerin orbitinin xaricində olan planetlər yuxarı ( yaxud xarici ) planetlər adlanır. Bunlar Mars, Yupiter, Saturn, Uran, Neptun və Plutondur. Günəş ətrafında dolanma orbitləri Yerin orbitinin daxilində olan planetlər isə aşağı ( yaxud daxili ) planetlər adlanır. Bunlar Merkuri və Veneradır. Yuxarı planetlərin hər biri özünə məxsus müddətdə Zodiak bürclərindən keçərək Günəşə yaxınlaşıb-uzaqlaşır. Nəticədə gah gecə göyündə görünmür (Günəşlə doğub-batırlar), gah da Günəşdən uzaqlaşaraq görünməyə başlayır və zaman keçdikcə o qədər uzaqlaşır ki, bütün gecəni görünür: Günəş batan kimi üfüqün şərq tərəfində doğur və Günəşin doğana yaxın üfüqün qərb tərəfində batır. Aşağı planetlərin hər biri isə Günəşdən gah qərbdə (sağda), gah da şərqdə (solda) olur; Günəşlə birlikdə bir ildə bütün Zodiak bürclərindən keçir. Merkuri Günəşdən ən çoxu 28º, Venera isə 48º uzaqlaşır. Odur ki, bu planetlər ya səhərə yaxın üfüqün şərq tərəfində, ya da axşamlar üfüqün qərb tərəfində görünür. Beləliklə, planetlərin görünən hərəkətləri mürəkkəbdir. Əsas mürəkkəblik bu hərəkətləri öz oxu ətrafında sutkalıq periodla fırlanan və illik periodla Günəş ərtafında dolanan Yerdən müşahidə etməkdədir. Elə ona görə də kökündən səhv olan Geosentrik sistem 14 əsr (bizim eranın II əsrindən XVI əsrin ortalarınadək) astronomiyada hakim sistem olmuşdur.

20 Geosentrik sistemi eramızın II əsrində yaşamış yunan alimi Ptolemey təklif etmişdir. Bu sistemə görə Yer tərpənməzdir və dünyanın mərkəzindədir. Ay və Günəş bilavasitə Yerin ətrafına hər biri dairə olan orbit üzrə sabit sürətlə dolanır. Ayın dolanma peridu 1 ay, Günəşinki 1 ilə bərabərdir. Planetlərə gəlincə, Ptolemeyə görə hər bir planet, mərkəzi Yerdə olan bu planetə məxsus böyük dairə üzərindəki həndəsi nöqtə ətrafında kiçik dairə üzrə sabit sürətlə dolanır. Kiçik dairə mərkəzi isə planetlə birlikdə Yerin ətrafında böyük dairə boyu dolanır. Mərkəzi Yerdə olan böyük dairə deferent, kiçik dairə episkl adlanır. Şəkil 22-də Geosentrik sistem təsvir olunmuşdur. Ptolemeyə görə Günəşin, Merkurinin, Veneranın və Yerin mərkəzləri həmişə bir düz xətt üzərində olur. Geosentrik sistem əsasında planetlərin görünən vəziyyətlərini qabaqcadan hesablamaq olurdu. Lakin zaman keçdikcə astronomik müşahidələr dəqiqləşdiyindən Geosentrik sistemin nöqsanları da üzə çıxırdı. İş o yerə çatmışdı ki, hesablamalarla müşahidələri uzlaşdırmaqdan ötrü hər planetin bir deyil, bir neçə episkli olduğunu qəbul edirdilər cü ildə böyük Polşa alimi Nikolay Kopernikin Göy sferalarının fırlanması haqqında kitabı çapdan çıxmış və o, burada özünün Heliosentrik sistemini geniş şəkildə şərh etmişdir. Kitab alimin ölümündən azacıq sonra çıxmışdır. Belə olmasaydı bəlkə də Kopernik ciddi cəzalandırılardı, necə ki, XVII əsrin əvvəllərində inkvizisiya tərəfindən Qalileo Qaliley cəzalandıbir müddət həbs olundu, alim-filosof Cordano Bruno isə tonqalda yandırıldı. Səbəbi onların Heliosentrik sistemi müdafiə etmələri olmuşdur. Şəkil 23-də Heliosentrik sistem təsvir olunmuşdur.

21 Heliosentrik sistemə görə Yer planetlərdən biridir, o öz oxu ətrafında sutkalıq periodla fırlanır və fırlanan Günəşin ətrafında illik periodla dolanır. Kopernikə görə Yer və qalan planetlər Günəşin ətrafında dairə boyunca müxtəlif periodla sabit sürətlə dolanırlar. Göy sferası, daxilinə həkk olunmuş ulduzları ilə birlikdə Günəş ətrafında fırlanır. Kopernikin son fikirləri- göy sferasının ulduzlarla birlikdə fırlanması, planetlərin dairə üzrə sabit sürətlə dolanması fikirləri səhv idi. Buna baxmayaraq əsas məsələdə Kopernik elm aləmində doğrudan da inqilab etmişdir. Bu əsas məsələ isə Günəşin Günəş sisteminin mərkəzi cismi olması və Yer də daxil bütün planetlərin Günəş ətrafında dolanması qənaəti idi. Planetlərin, o cümlədən Yerin Günəş ətrafında dolanmasını sübut edən ilk dəlillər Kopernikdən az sonra tapılmışdır. Əvvəla XVII əsrin ilk illərində Kepler Kopernikin Heliosentrik sistemini əsas götürərək ona düzəlişlər verdi. Elə bu zamanlar, Qaliley ixtira etdiyi ilk teleskopu ilə Yupiterin dörd peykini, Ayda dağlar, Günəşdə ləkələr olduğunu müşahidə etdi, Veneranın fazalarını teleskopla kəşf etməklə Heliosentrik sistemin düzgünlüyünə inam yaratdı. Məsələ bundadır ki, Venera Yerin deyil, Günəşin ətrafında dolandığı üçün Yerdən onun fazaları müşahidə olunur. Bunlardan başqa, Qaliley ətalət qanununu kəşf etməklə planetlərin günəş ətrafında dolanmasının səbəbini tapmaq üçün cığır açdı. Bundan 70 il sonra Nyuton mexanikada məlum üç qanununu verdi və nəhayət ümumdünya cazibə qanununu kəşf etdi. Günəş sisteminin quruluşu Günəş sisteminə Günəş, 9 böyük planet, planetlərin peykləri, on minlərlə kiçik planet və komet, saysız miqdarda meteor adlanan daha kiçik cisimlər, toz zərrəcikləri daxildir. 9 böyük planet Günəşdən uzaqlığına görə aşağıdakı ardıcıllıqla düzülmüşlər: Merkuri, Venera, Yer, Mars, Yupiter, Saturn, Uran, Neprun və Pluton. Günəşə ən yaxın olan Merkuri Yerə Nisbətən Günəşə 2,5 dəfə yaxın, ən uzaq Pluton isə 40 dəfə uzaqdır. Əvvəllər də qeyd etdiyimiz kimi çox zaman rəqəmləri asan yadda saxlamaq üçün onları yuvarlaqlaşdırırıq. Adətən adi

22 həyatda Astronomik rəqəm deyəndə böyük rəqəm nəzərdə tutulur və o, həm də təqribi qəbul olunur. Əslində heç də belə deyil.əksər hallarda astronomik ölçülərin nisbi xətaları yerdə ölçmələrin xətalarından çox-çox azdır. İndi astronomiya elə bir inkişaf səviyyəsindədir ki, əksər astronomik rəqəmlər çox böyük dəqiqliyə malikdir. Böyük planetlərin ən kiçiyi Pluton kiçik planetlərin ən böyüyündən 1,5 dəfə böyükdür. Odur ki, kiçik planetlər Günəş sisteminin kiçik cisimləri adlanır. Kometlər və meteorlar da kiçik cisimıərə aiddir. Şəkil 24-də Günəş sisteminin 9 böyük planeti və kiçik planetlər zonası göstərilmişdir. Kepler qanunları Kopernikin vəfatından 60 il sonra- XVII əsrin ilk illərində Heliosentrik sistemi müdafiə edən məşhur avstriyalı alim İohan Kepler Marsın Günəş ərtafında hərəkətini əvvəl həndəsi, sonralar isə hesablamalarla öyrənməyə başladı. Bu dövrdə Kopenhagendən Praqa rəsədxanasına köçən məşhur Danimarka alimi Tixo Brahe Kepleri bu rəsədxanaya işləməyə dəvət edir. O vaxtadək Tixo Brahe Mars planetini uzun illər Kopenhagen rəsədxanasında müşahidə etmişdi. Kepler Praqa rəsədxanasında Tixo Brahe ilə birlikdə Marsın müşahidələrini aparır. Sonuncunun vəfatından sonra bu müşahidələri davam etdirən Keplerin qovluğunda 20 illik müşahidə materialı toplanır. Qeyd edək ki, 20 il Marsın Günəş ətrafında, təxminən, 11 dəfə dolanmasına uyğun müddətdir. Bu zəngin müşahidə materialına əsasən Kepler cu illərdə planetlərin hərəkətinə aid iki qanunu,1618-ci ildə üçüncü qanunu vermişdir. 1.Keplerin birinci qanunu. Hər bir planet Günəş ətrafında ellips üzrə dolanır və ellipsin fokuslarından birində Günəş yerləşir. Şəkil 25-də planetin elliptik orbiti təsvir olunub.

23 Ellipsin fokuslarından biri olan C nöqtəsində Günəş diskinin mərkəzi yerləşib. P- planetin müəyyən anda orbitdəki yeri, PC=r. Həmin anda planetin radius vektorudur; planet П nöqtəsində olanda Günəşə ən yaxındır. Bu nöqtə periheli, ПC=q isə periheli məsafəsi adlanır. Planet A nöqtəsində olanda Günəşdən ən uzaqdır. Bu nöqtə afeli, AC=Q isə afeli məsafəsidir (yunanca peri -yaxında, apo - uzaqda deməkdir). Şəkildə OA=OП=a a ПC AC 2 ellipsin böyük yarımoxu olub = dir; OC=c yarımfokal məsafə adlanır. Ellipsin basıqlığı (dairədən fərqlənmə dərəcəsi) isə e= nisbəti ilə təyin olunur və ekssentrisitet adlanır; <ПCP= -ya həqiqi anomaliya deyilir və radius vektor PC=r ilə birlikdə planetin orbitdə vəziyyətini təyin edir. Konik kəsiklər adlanan dairə, ellips, parabola, hiperbola əsasən ekssentrisitetin qiyməti ilə fərqlənirlər. Belə ki,dairə üçün e=0, ellips üçün 0<e<1, parabola üçün e=1, hiperbola üçün e>1-dir. Keplerdən təqribən 70 il sonra Nyuton onun birinci qanununu ümumiləşdirdi və belə nəticəyə gəldi ki, kometin orbiti parabola, hətta hiperbola da ola bilər. Merkuri və Plutondan başqa digər böyük planetlərin orbitləri dairəyə yaxın ellipsdir. Məsələn, Yer orbitinin ekssentrisiteti 0,017, Veneranınkı 0,0068, Marsınkı 0,093 və s. (Dəqiq hesablamalar üçün planet orbitinin ekssentrisisteti daha böyük dəqiqliklə hesablanır. Məsələn, Yerin orbitinin ekssentrisiteti 0,016729, Merkurininki 0,20625 və s.) 2.Keplerin ikinci qanunu. Hər bir planetin radius vektoru bərabər zaman fasilələrində bərabər sahələr cızır. Keplerin ikinci qanununun əyani təsviri şəkil 26-da verilmışdir. Burada periheli (П) ətrafında planetin P 1 və P 2 vəziyyətləri, afeli (A) ətrafında isə P 3 və P 4 vəziyyətləri göstərilir. P 1 P 2 qövsü ilə

24 hüdudlanan P 1 P 2 C sahəsinin cızıldığı müddət P 3 P 4 qövsü ilə hüdudlanan P 3 P 4 C sahəsinin cızıldığı müddətə bərabərdisə, onda bu sahələr mutləq bərabərdilər. Şəkil 26-da görünür ki,p 1 P 2 qövsü P 3 P 4 qövsündən böyükdür. Deməli, periheli ətrafında planetin hərəkət sürəti afelidəkindən böyükdür. Perihelde sürət υ q, afelidə υ Q olarsa, onda Keplerin ikinci qanununa əsasən q υ q= Q υ Q yaza bilərik. Bu bərabərlik vahid kütlə üçün impuls momentinin saxlanması qanunudur. Başqa sözle Keplerin ikinci qanunu fizikanın fundamental qanunlarından olan impuls momentinin saxlanması qanununun xüsusi halıdır. Maraqlı cəhət ondadır ki, fizikada impuls momentinin saxlanması qanunu Keplerdən xeyli sonra kəşf olunub. Onun texnikada, kosmik uçuşlarda və i. a. tətbiqi isə çox sonralar baş verib. 3. Keplerin üçüncü qanunu. Planetlərin Günəş ətrafında siderik dolanma periodlarının kvadratları onların orbitlərinin böyük yarımoxlarının kubları ilə mütənasibdir. Yadımıza salaq ki, hər bir planetin siderik periodu onun ulduzlara nəzərən Günəş ətrafında tam dolanma müddətidir. Hər hansı planetin siderik periodunu T, orbitinin böyük yarımoxunu a ilə işarə etsək, Keplerin üçüncü qanununu aşağıdakı kimi yazarıq: T 2 /a 3 =C Burada C mütənasiblik əmsalıdır. C-nin ədədi qiyməti bu qanuna daxil olan T və a-nın ölçü vahidlərindən asılıdır. Məsələn, Yerin siderik periodu 1 il, onun Günəşdən orta məsafəsi 1 astronomik vahid olduğu üçün T-ni ulduz ili, a-nı astronomik vahidlərlə ifadə etsək, Keplerin üçüncü qanununu aşağıdakı kimi yaza bilərik: T 2 /a 3 2 =1 və ya a= T T Məsələn, Marsın siderik periodu T=1,88 ildir. Onun orbitinin böyük yarımoxu üçün a=t ⅔ =(1,88) ⅔ =1,52 (a.v.) alırıq. Yadda saxlayaq ki, 1 a.v. =149, km, 1 ulduz ili=365,2564 orta Günəş sutkasıdır. İndi də əksinə hərəkət edək. Planerin siderik periodu orta günəş sutkaları ilə, orbitinin böyük yarımoxu isə astronomik vahidlərlə verilsə, onda C=(365,2564) 2. Odur ki, Keplerin üçüncü qanunu belə yazıla bilər: T=365,2564 a 3 ₂

25 Mars üçün a=1,52 a.v. olduğunu bilərək, T=365,2564x(1,52) 3 ₂ =686,98 orta sutka=1,88 il alarıq. Kepler üçüncü qanunu birinci iki qanundan təqribən 10 il sonra özünün Dünyanın harmoniyası kitabında vermişdir. Planetlərin konfiqurasiyaları Planet, Yer və Günəşin qarşılıqlı vəziyyətləri planetin konfiqurasiyası adlanır. Planetlərin Günəş ətrafında orbital xətti sürətləri onların Günəşdən olan məsafələrindən asılıdır: Günəşdən uzaqdakı planetin orta sürəti yaxındakından kiçikdir. Planetlərin konfiqurasiyaları orbital xətti sürətlərindən asılı olduğu üçün böyük sürətlə aşağı planetlərin konfiqurasiyası kiçik sürətli yuxarı planetlərin konfiqurasiyasından əsaslı fərqlənir. Odur ki, aşağı və yuxarı planetlərin konfiqurasiyalarına ayrılıqda baxmaq lazımdır. Hər iki halda sadəlik üçün orbitləri dairə qəbul etmək olar. Bundan başqa Yeri öz orbitinin müəyyən bir nöqtəsində sükunətdə hesab etmək münasibdir. 1. Aşağı panetlərin konfiqurasiyaları. Şəkil 27-də aşağı planetin və Yerin dairəvi orbitləri,orbitlərin ümumi mərkəzində Günəş (C) və aşağı planetin orbitində onun 4 xarakterik vəziyyəti göstərilmişdir.şəkildən göründüyü kimi V 1 vəziyyətində planet Yerlə Günəş arasında,v 3 vəziyyətində isə Yerə nəzərən Günəşdən əks tərəfdədir:v 1 -də planet Yerə yaxın,v 3 -də ən uzaqdadır. V 1 -planetin aşağı birləşməsi,v 3 -yuxarı birləşməsi adlanır.hər 2 halda planet Günəşlə eyi zamanda doğub-batır və görünmür.

26 Şəkil 27.Aşağı (daxili) planetin konfiqurasiyası V 1 vəziyyətindən V 2 vəziyyətinə doğru Yer-Günəş və Yerplanet istiqamətləri arasında bucaq Günəşdən sağa,yəni qərbə tərəf böyüyür;o,səhərə yaxın üfüqün şərq tərəfində görünür; V 2 vəziyyətində planet böyük bucaq altında qərbə tərəf uzaqlaşmış olur və görünmə müddəti ən uzun olur. V 2 vəziyyətinə planetin ən böyük qərb elonqasiyası deyilir. V 2 vəziyyətindən V 3 vəziyyətinə doğru planet səhərə yaxın şərq tərəfdə görünməkdə davam edir,ancaq görünmə müddəti qısalır və bildiyimiz kimi yuxarı birləşmədə(v 3 ) görünməz olur. (Günəşlə eyni zamanda doğub-batır).sonra planet V 4 vəziyyətində bu müddət ən uzun olur;odur ki, V 4 vəziyyəti planetin ən böyük şərq elonqasiyası adlanır. V 4 vəziyyətindən V 1 vəziyyətinə doğru planet axşamlar qərb tərəfdə görünməkdə davam edir,lakin onun görünmə müddəti qısalır və V 1 vəziyyətində- aşağı birləşmədə görünməz olur.. (Günəşlə eyni zamanda doğub-batır). Bildiyimiz kimi Merkuri ən böyük elonqasiya zamanı Günəşdən maksimum 28 o,venera isə ən çoxu 48 o uzaqlaşır.odur ki, Merkurini maksimum saat yarım, Veneranı isə 4 saata yaxın müşahidə etmək olur. Aşağı birləşmədə planet bəzən Günəş diskinin qarşısından keçir.bu zaman o, Günəşin parlaq diskinin qarşısında sürüşən qara dairəcik kimi görünür. Bütün planetlərin orbit müstəviləri ekliptikaya az da olsa az meyilli olduğu üçün bu hadisə gec-tez təkrarlanır.məsələn, Veneranın Günəşin qabağından keçməsi hər 7-8 ildən bir baş verir. Qeyd olunduğu kimi Heliosentrik sistemin doğulduğunu sübut edən bir mşahidəni ilk dəfə Qaliley tapmışdır.o, Veneranın fazalara malik olduğunu görmüşdür.doğrudan da aşağı birləşmədən az sonra Venera nazik oraq şəklində görünür.günlər keçdikcə oraq böyüyür,planetdən Günəşə və Yerə yönələn istiqamətlər arasında bucaq 90 o olanda planet yarımdairə şəklində görünür. Lakin heç vaxt tam dairə-disk şəklində müşahidə olunmur;çünki bu ancaq yuxarı birləşmədə ola bilərdi ki,onda da planet Günəşlə doğub-batır,görünməz olur.

27 2. Yuxarı planetlərin konfiqurasiyaları.şəkil 28-də Yuxarı planetin konfiqurasiyası təsvir olunmuşdur.planet M 1 vəziyyətində Yerə (T-yə)nəzərən Günəşin əks tərəfində olur. Buna sadəcə olraq birləşmə deyirlər və bu zaman planet Günəşlə doğubbatdığı üçün görünmür. Planetin sonrakı vəziyyətlərini təsər etmək üçün çox vacib bir məqamı nəzərə almalıyıq ki,o da yuxarı planetin orbital xətti sürətinin Yerindəkindən kiçik olmasıdır. Şəkil 28. Yuxarı (xarici) planetin konfiqurasiyası. Məhz bu səbəbdən yuxarı planetin konfiqurasiyası ardıcıllığı aşağı planetdəkindən fərqli olaraq orbital hərəkət istiqamətinin əksinə olur.şəkil 27 və 28-in müqayisəsindən bu fərqi görmək olar.beləliklə,yuxarı planet birləşmədən (M 1 -dən)sonra göy sferasında M 2 vəziyyətinə-günəşdən sağa,yəni qərbə tərəf yerini dəyişir,səhərə yaxın üfüqün şərq tərəfində görünür.günlər keçdikcə qərbə tərəf daha çox günəşdən uzaqlaşır.odur ki,daha tez doğur,yəni görünmə müddəti böyüyür,geosentrik məsafəsi kiçildiyindən bucaq diametri artır. M 2 vəziyyətində planet qərbə tərəf ən çox uzaqlaşmış olur.bu vəziyyətdə planet qərb rübünə və ya qərbi kvadraturadadır deyirlər.bu zaman planet gecə yarısı doğur. M 3 vəziyyətində planet Yerə nəzərən Günəşdən əks tərəfdə Yerə ən yaxın məsafədə olur ki,bu planetin qarşıdurması adlanır.planet qarşıdurmada olanda onun müşahidə olunma şəraiti ən əlverişli olur:axşamdan şərq tərəfdə görünür və bütün gecəni üfüqdən üstdə qalır. Qarşıdurmadan sonra planet Yerdən uzaqlaşır,günəşə yaxınlaşır,günəşdən sol tərəfdə-ondan şərq tərəfdə olur,günlər keçdikcə şərqə tərəf uzaqlaşmaqda davam edir və M 4 vəziyyətində ən çox uzaqlaşır;bu zaman planet şərq rübündə və

28 ya şərqi kvadraturadadır deyirlər.şərqi kvadraturada planet gecə yarısı batır. Bundan sonra planet şərqdən qərbə doğru Günəşə yaxınlaşır və M 1 vəziyyətinə,yəni birləşmə vəziyyətinə yaxınlaşanda axşamdan görünüb tez də batır, M 1 vəziyyətində isə Günəşlə doğub-batdığından görünmür.beləcə xarici planetlərin hərəkəti təkrarlanır. Planetlərin sinodik periodları və sinodik hərəkət tənliyi Planetlərin (və Ayın) siderik periodları ilə tanışıq.onların sinodik periodları eyni adlı konfiqurasiyaları arasında vaxt fasiləsidir. Yerin Günəş ətrafında sürəti 0,planetinki,Günəşdən orta məsafəsi 0,planetinki -olsun;onda = 0 1 0,7233 Məsələn,Venera üçün 0 yazmaq olar. 0 =0,7233 olduğundan = 0 0 1,24 0 alırıq.yəni,veneranın Günəş ətrafında xətti 0,805 sürəti Yerindəkindən 1,24 dəfə böyükdür;yer üçün 0 =37,49km/san olduğundan Venera üçün =37,49km/san alınır. Günəşdən uzaq planet yaxın planetə nisbətən kiçik xətti sürətə malik olduğu üçün onun Günəş ətrafında dolanma periodu 87,97 sutka,yerinki 365,26 sutka,marsınkı 686,68 sutkadır və s. Bilavasitə müşahidələrdən planetlərin (və Ayın)sinodik periodunu təyin edirlər.sonra isə sinodik hərəkət tənliyindən onun siderik periodu tapılır. Sinodik hərəkət tənliyi,siderik və sinodik periodlar arasındakı əlaqəni təsvir edən tənlikdir. Bu tənliyi yazarkən daxili planetlərin(və Ayın) siderik periodunun Yerin siderik periodundan (ulduz ilindən) kiçik,xarici planetin siderik periodunun isə böyük olduğu nəzərə alınır. İndi daxili və xarici planetlərin sinodik hərəkət tənliklərinin alınması ilə tanış olaq: Planetin siderik periodunu T,sinodik periodunu S,Yerin siderik periodunu ilə işarə edək.onda planetin həqiqi sutkalıq bucaq

29 yerdəyişməsi T 360 yerdəyişməsi S 0,Yerə nəzərən,yəni görünən sutkalıq 0 360,yerin həqiqi yerdəyişməsi olacaq. Daxili planet üçün T< olduğundan T < T olacaq fərqi qədər Yeri qabaqlayır.odur ki,s sinodik periodu ərzində daxili planet Yerə nəzərən qət etmiş olur,yəni( T )S=360 0,yaxud S alınır.bu tənlik daxili planetlərin(və Ayın)sinodik hərəkət tənliyidir. 0 Xarici planet üçün < -olduğuna görə sutka ərzində Yer T T fərqi qədər xarici planeti qabaqlayır;nəticədə Yer S sinodik periodu ərzində xarici planeti öyür.odur ki,xarici planetlər üçün sinodik hərəkət tənliyi ( S şəklini alır T 360 )S=360 0 və ya Yerin forma və ölçüləri.parallaks.günəş sistemi cisimlərinə qədər məsafələrin və onların radiuslarının təyini. Yerin forma və ölçüləri. Coğrafiyadan məludur ki,yer qütüblərdən basıqdır.yerin forma ölçülərini təyin etmək üçün astonomiya üsullarından mütləq istifadə olunur. İlk yaxınlaşmada Yer kürə qəbul edilir.şəkil 29-da kürəvi fərz olunan Yer onun pp` fırlanma oxu,qq` ekvatoru,ixtiyari

30 meridianı,bu meridian üzərində O 1,O 2 nöqtələri,onların 1, 2 coğrafi enlikləri göstərilmişdir. Şəkil29.Yerin meridian qövsünün uzunluğunun təyini üsulu Şəkildən grürük ki,o 1,O 2 = işarə etsək,1 0 meridian qövsünün uzunluğu R R R etsək, 0 münasibətindən 0 olar.digər tərəfdən Yerin radiusunu R ilə işarə -yaza bilərik. 0 üçün aldığımız bu iki,yaxud R alırıq.beləliklə bir meridian üzərindəki iki məhəllin coğrafi enlikləri və bu məhəllər arasındakı meridian qqövsünün uzunluğu məlum olarsa,yerin radiusunu təyin edə bilərik.coğrafi koordinatlar,o cümlədən coğrafi enlik bilavasitə astronimiya üsulları ilə tapılır; meridian qövsünün uzunluğu isə Yerdə müxtəlif ölçmə işləri ilə məşğul olan geodeziya üsulları ilə tapılır.son illər Yerin süni peykləri və başqa kosmik texnika vasitəsilə belə ölçmələr dəqiqləşdirilmiş və aşağıdakı nəticələr alınmışdır: Eyni meridian üzrə ekvatordan qütbə qədər 1 0 -lik qövsün uzunluğu 110,5km-ə qədər böyüyür.yerin ekvatorunda onun radiusu R e =6378,140km,qütblərində isə R q =6356,755km-dir;Yerin Re Rq 1 basıqlığı adlanan nisbət R 298, 25 -dir.beləliklə,yer ikioxlu e ellipsoid,yaxud kürəyə çox yaxın olan sferoiddir. Yerin ekvatorial və qütb radiuslarının qiymətlərin bilməklə onun həcmini