АзягЬаусап Respublikasımn Təhsil Nazirliyi tərəfindən Universitetlər üçün dəvslik kimi təsdiq edilmişdir

§ 9.3. Günəş tutulmalarının baş vermə şərti

Şəhil Я.б.Аут Ау düyününə пэзэгэп vəziyyəti
Əgər Ayın orbit müstəvisi ekliptika müstəvisilə üst-üstə düşsə idi hər bir yeni Ay fazasında Günəş tutulması baş verər-di. Beləliklə, Ayın hər bir sinodik dolanma dövründə bir Gü-nəş tutulması müşahidə olunardı. Lakin Ayın orbit müstəvisi ekliptika müstəvisinə meylli olduğundan hər yeni Ay fazası-nın Günəş tutulması baş vermir. Günəş tutulması yalnız yeni

ay fazasının Ay orbitinin düyünləri yaxınlığında baş verdikdə müşahidə oluna bilər. Yeni ay fazası orbitin düyünlərindən hansı məsafədə (yəni Ay düyündən hansı ekliptik uzunluq in-tervalında) olduqda Günəş tutulması baş verəcəyinə baxaq.

Şəkil 9.6-da Ay orbitinin qalxan düyün nöqtəsi yaxınlı-ğında Ayın yolu və ekliptika göstərilmişdir. Şəkildə G -Günəş diskinin mərkəzi, L -Ay diskinin mərkəzi, b -qalxan düyün və i -orbit müstəvisinin ekliptika müstəvisinə meylidir. Bu şəkil-
dəki LbG üçbucağının həllindən tapmaq olar ki,

Burada b -Ayın geosentrik ekliptik enliyi və Al -Ayın qalxan düyünündən olan ekliptik uzunluq məsafəsidir. Tutul-manın başlanğıcında Ayın ekliptik enliyini təyin etmək üçün şəkil 9.7-yə müraciət edək. Şəkildə G -Günəş, T -Yer və L -

Şəhil 9.7. Günəş tutulmasının başlanğıcında Günəşin, Ayın və Yerin vəziyyzti

Aydır. Aydındır ki, qismən Günəş tutulmasının baş verməsi üçün Ay və Günəş diskinin xarici toxunması lazımdır. Şəkil-dən göründüyü kimi Yer səthinin О nöqtəsindəki müşahidəçi-yə görə Ay və Günəş disklərinin xarici toxunması üçün Ay diskinin aşağı kənarı OG' xəttinə toxunmalıdır. Şəkil 9.7-də Ayın geosentrik ekliptik enliyi

p,=ZLTG=ZLTL'+ZL'TG'+ZG'TG olar. Şəkildən göründüyü kimi Ayın bucaq radiusu p,=ZLTL'=15'.5 ; Günəşin bucaq radiusu

p₀=ZG'TG = 16'.3 ;

(9.9)

(9.10)

(9.11)


Ayın üfüqi parallaksı

p,=ZTL'O=57'.0; (9.12)

və Günəşin üfüqi parallaksı

P0=ZTG'O=88. (9.13) Əgər (9.10) -(9.13) -ü (9.9) -da nəzərə alsaq yaza bilərik

ki,

b,=p,+p0+p, -P0 =88\7. (9.14)

Beləliklə (9.8) və (9.14) -dən Günəş tutulmasının baş ver-məsi üçün Ayın öz orbitinin düyünündən hansı ekliptik uzun-luq məsafəsində olmasını hesablaya bilərik. Qeyd edək ki, (9.14) -də p,, p,, p0, p,, və p0-in orta qiymətləri üçün hesab-

lanmışdır. Onların maksimal və minimal qiymətləri üçün (9.9)-dan tapmaq olar ki,

p,^max=94'.5, p,^min=84'.4.
Onda (9.8)-dən taparıq ki,

Jl6°; p, =84(4olduqda, ^~{l8°;P, =94'.5 olduqda. Beləliklə, alırıq ki, Ay düyünlərindən

A1,£18°

məsafədə olduqda qismən Günəş tutulması baş verə bilər,

A1,£16°

olduqda isə qismən Günəş tutulması mütləq baş verməlidir.

Tam və halqavari Günəş tutulması isə o zaman baş verə bilər ki, şəkil 9.7-də Ayın yuxarı kənarı OG' xəttinə toxunsun.
Buna Ay və Günəş disklərinin daxili toxunması deyilir. Yenə (9.8)-dən hesablamaq olar ki,

olduqda Günəşin tam və halqavari tutulması hökmən baş ver-məlidir. Təbiidir ki, Alj kiçik olduqca tutulmanın fazası və

müddəti böyük olar, A1j=0 olduqda (Ay öz düyünündə olduqda) tutulmanın fazası və müddəti maksimal olar.

Ekliptikanın Günəş tutulması mümkün olan hissəsinə tutulma zonası deyilir. Qismən tutulma üçün tutulma zonası

2A1,=32° - 36°;

tam və halqavari tutulma üçün isə

2A1,=20° - 22°.

Məlumdur ki, Günəş öz zahiri hərəkətilə gündə təxminən 1° qərbdən şərqə doğru yerini dəyişir. Deməli, qismən tutulma zonasını Günəş təxminən 32 -34 günə qət edir. Ayın təzə ay fazası isə 29.53 gündən bir təkrarlandığından hər düyün ət-rafında mütləq bir qismən tutulma baş verməlidir. Bəzən isə tutulma zonasının başlanğıcında və sonunda olmaqla iki qısa müddətli qismən Günəş tutulması ola bilər.

Tam və halqavari Günəş tutulma zonası 20°-22° oldu-ğundan Günəş bu zonanı cəmi 22 günə qət edir. Bu da Ayın sinodik dolanma dövründən kiçik olduğundan tam və halqavari tutulma baş verməyə bilər.

Günəşin ХХ əsrdə son tam tutulması 1999-cu il avqustun 11-də İranda, Qərbi Avropada və Hindistanda müşahidə olunmuşdur. Bu əsrin ilk tam Günəş tutulması 2002-ci il de-kabrın 4-də Avstraliyada və Şimali Amerikada olmuşdur. Növbəti tam Günəş tutulması 2003-cü il noyabrın 23-də An-tarktidada, 2006-cı il martın 29-da Türkiyədə, Rusiyada və

Şimali Afrikada, 2008-ci il avqustun 1-də Rusiyada, Çində və Afrikada və s. olacaqdır.
§ 9.4. Ау tutulmaları
Yer də Ay kimi Günəşdən əks tərəfə doğru kölgə konusu buraxır. Təbiidir ki, bu konusun ölçüləri Ayın buraxdığı köl-gə konusundan böyük olacaqdır. Ay bədirlənmiş Ay (dolu Ay) fazasında olduqda bu kölgəyə daxil olur və Ay tutulması baş verir.

Ayın orbit müstəvisi ekliptika müstəvisinə meylli oldu-ğundan hər dolu Ay fazası Ayın tutulması ilə nəticələnmir. Ay tutulması o zaman baş verir ki, Ayın dolu Ay fazası onun or-bitinin düyünlərinin birinə və ya onun yaxınlığına təsadüf et-sin.

Şəkil 9.8-də Ayın tutulması göstərilmişdir.
Şəkil 9.8. Ау tutulmusı

Yerin buraxdığı kölgə konusunun uzunluğu Yerin Günə-şə nəzərən məsafəsindən asılıdır. Yer Günəşdən orta məsafə-də olduqda konusun uzunluğu təxminən 1 380 000 km, Yer öz orbitinin afelisində olduqda konusun uzunluğu 1 400 000 km, perihelisində olduqda isə 1 359 000 km olur. Ay məsafəsində Yerin kölgəsinin eni təxminən 1°27' və ya 9733 km olur.

Ayın tutulması onun qərb kənarının kölgəyə daxil olma
sı ilə başlayır və həmin kənarın kölgədən çıxması ilə bitir. Bu təxminən 3^h.8 davam edir. Ayın maksimal tam tutulma müd-dəti 1^h.8, qismən tutulma müddəti isə bir neçə dəqiqə olur.
§ 9.5. Ау tutulmalarının baş vermə şərti
Yuxarıda qeyd etdiyimiz kimi Ay tutulmaları Ayın dolu ay fazasının Ay orbitinin düyünləri yaxınlığına təsadüf etdiyi hallarda baş verə bilər. Bəs dolu Ay fazası düyünlərindən han-sı Al ekliptik uzunluq məsafəsində baş versə Ay tutulması ola bilər? Bu məsafə də baxdığımız fəslin (9.8) ifadəsi ilə təyin olunur.

Aydındır ki, qismən Ay tutulması Ay diskinin qərb kəna-rının Yerin buraxdığı kölgə konusuna toxunması (xarici to-xunma) ilə başlayır. Əgər a' -Ay diskinin mərkəzi ilə Ay mə-safəsində Yer kölgəsi konturunun mərkəzi arasındakı bucaq məsafəsi olsa, p' -Yer kölgəsi konturunun bucaq radiusu olsa və pj -Ay diskinin bucaq radiusu olsa Ayın ekliptik enliyini

p = a'= p'+p, (9.15)
kimi yaza bilərik. Sonuncu ifadədə Ayın parallaksını nəzərə almağa ehtiyac yoxdur, ona görə ki, Ay və onun üzərinə dü-şən Yer kölgəsinin mərkəzi Yerdən eyni məsafədə olacaqdır.

Ayın Yerdən orta məsafəsində Yer kölgəsinin bucaq ra-diusunun

p'=42',
Ay diskinin bucaq radiusunun isə
p,= 15'.5

olduğunu nəzərə alaraq (9.8)-dən alarıq ki, qismən Ay tutul

ması düyünlərdən

məsafəsində baş verə bilər. Ayın Yerdən ən uzaq və ən yaxın məsafəsində bu məsafə ±1° fərqlənir. Ona görə Ayın maksi-mal tutulma zonası üçün taparıq ki,

A1,=2A1=24°.
Bu məsafəni Yerin kölgəsi təxminən 23 günə, yəni sinodik aydan az bir müddətə qət etdiyindən Ay tutulması baş vermə-yə də bilər. Aydındır ki, Ay tutulması olsa da birdən artıq ola bilməz.
§ 9.6. Saros
Qədim astronomlara aydın olmuşdur ki, Günəş və Ay tu-tulmalarının ardıcıllığı 6585 günlük (18 il 11.3 gün) dövrlə tək-rarlanır. Bu dövrə saros (qədim Misir dilində "təkrarlanma" deməkdir) deyilir. Bu dövrdən sonra Günəş, Ay və Ay orbiti-nin düyünlərinin vəziyyəti təkrarlanır. Aydındır ki, bu dövr-dən sonra Ayın təzə ay və bədirlənmiş ay (dolu ay) fazaları Ay orbitinin düyünlərindən eyni məsafədə baş verəcəkdir.

Yadımıza salaq ki, sinodik ay (Ayın sinodik dolanma dövrü) 29.53 günə, əjdaha ayı (Ayın eyni düyündən iki ardıcıl keçməsi arasındakı zaman fasiləsi) 27.21 günə və əjdaha ili (Günəş diski mərkəzinin eyni adlı Ay düyünündən iki ardıcıl keçməsi arasındakı zaman fasiləsi) tropik ildən təqribən 19 gün qısa olub 346.62 günə bərabərdir. Ona görə tutulmaların təkrarlanma dövrü bu üç dövrün başlanğıclarının üst-üstə düş-məsi üçün lazım olan zaman fasiləsinə bərabərdir.

Doğrudan da
242 əjdaha ayı = 242x27.21 = 6584.82 gün»6585 gün;

223 sinodik ay = 223x29.53 = 6585.19 gün»6585 gün;

19 əjdaha ili = 19x364.62 = 6585.18 gün»6585 gün;

Hər sarosda 70 tutulma baş verir, onlardan 41-i Günəş tutulması, 29-u isə Ay tutulmasıdır. Bu Günəş tutulmaların-dan 10-u tam tutulmadır, qalanları isə qismən tutulmadır.

Yer səthinin eyni nöqtəsində tam Günəş tutulması 200300 ildən bir baş verə bilər.

Nəhayət qeyd edək ki, Günəş tutulmaları Yer səthinin yalnız müəyyən zolağında müşahidə olunduğu halda hər bir Ay tutulması Yerin bütöv bir yarımkürəsində müşahidə olunur. Ona görə də saros dövründə Günəş tutulmalarının sayı Ay tutulmalarının sayından çox olmasına baxmayaraq Yerin istənilən bir məhəllində Ay tutulmaları daha tez-tez müşahidə olunur.

Bir tropik il ərzində cəmi 7 tutulma baş verə bilər. Onlardan ya 5-i qismən Günəş tutulması, 2-si tam Ay tutulması, ya da 4-ü qismən Günəş tutulması, 3-ü isə tam Ay tutulması olur.

Növbəti Ay tutulmaları 2003-cü il mayın 16-da Brazili-yada, 2004-cü il mayın 14-də Madaqaskarda, 2004-cü il okt-yabrın 28-də Barbarosda, ... 2009-cu il dekabrın 31-də Pakis-tanda, ... 2019-cu il yanvarın 21-də Kubada və s. olacaqdır.

Х FƏSİL
GÖY CİSİMLƏRİNİN ÖLÇÜLƏRİNİN VƏ MƏSÄFƏLƏRİNİN TƏYİNİ
Göy cisimlərinin əsas xarakteristi-kalarından biri onların ölçüləri və mə-safələridir. Göy cisimlərinin geosentrik və heliosentrik məsafələri onların gün-lük və illik parallaksına görə təyin oluna bilər. Bu fəsil göy cisimlərinin (yal-nız klassik astronomiya çərçivəsində) geosentrik məsafələrinin və onların bu-caq ölçülərinə görə xətti ölçülərinin tə-yininə həsr olunmuşdur. Demək lazım-dır ki, göy cisimlərinin geosentrik və heliosentrik məsafələri astrofıiziki üsullarla daha dəqiq təyin oluna bilər.
§10.1. Günlük parallaksa görə Günəş sistemi cisimlərinin geosentrik məsafələrinin təyini
Günəş sisteminə daxil olan göy cisimlərinin geosentrik məsafələrini onların günlük üfüqi parallakslarına görə təyin etmək olar. Məsələn şəkil 10.1-də göstərilən М göy cisminin üfüqi günlük parallaksına görə geosentrik məsafəsini təyin edək.

о

Şəhil 10.1. Günlüh parallaksa görə geosentrik məsafənin təyini

Şəkil 10.1-də R® - Yerin ekvatoria1 radiusu, p_o -M göy cisminin günlük üfüqi ekvatorial parallaksı, Т -Yerin mərkəzi

M

və О -müşahidə nöqtəsi olsa, ТМО düzbucaqlı üçbucağından yaza bilərik:

Göy cisimlərinin günlük parallaksı çox kiçik bucaq oldu-ğundan yaza bilərik ki,

sın p_o

Ona görə (10.1)-i aşağıdakı kimi yaza bilərik:

sin p_o = p_o" sin 1"

Məsələn, Ayın geosentrik məsafəsini tapaq. Yerin ekvatorial radiusu

R_@ =6378 km,

Ayın üfüqi ekvatorial günlük parallaksı

p>=57'

olduğundan Ayın geosentrik məsafəsi üçün (10.2)-dən alarıq ki,

r,=384 660 km. §10.2. Radiolokasiya üsulu

Günəş sisteminə daxil olan göy cisimlərinin (planetlərin, Ayın, Günəşin və s.) geosentrik məsafələrini radiolokasiya üsulu ilə daha dəqiq təyin etmək olar.

r'=r - (Re+R)

Şəkil 10.2 Radiolokasiya üsuluna dair

Fərz edək ki, Yer səthindən radiusu R olan göy cisminə göndərilən radio dalğaları bu cisimlərin səthləri arasındakı

məsafəsini gedib qayıtmağa At zaman fasiləsi sərf edir. Onda yaza bilərik ki,

r-(R_@+R) = ^- ₉ (Ю.З)

harada ki, c -işıq sürətidir. Buradan M göy cisminin geosent-rik məsafəsi üçün alarıq:

Bu üsulla 1946-cı ildə Аут, 1957 - 1963-cü illərdə isə Gü-nəşin, Merkurinin , Veneranm, Marsm və Yupiterin geosentrik məsafələri kifayət qədər böyük dəqiqliklə təyin olunmuş-dur.
§10.3. Günəşin radiolokasiyası
Günəşə göndərilən radiodalğaların onun hansı qatından qayıtmasını təyin etmək mümkün olmadığından Günəşə qə-dər məsafəni birbaşa radiolokasiya üsulu ilə təyin etmək ol-mur. Bundan başqa Günəşin özü də radio dalğaları şüalandı-ran mənbə olduğundan Yerdən ona göndərilən radio dalğala-rı müəyyən dərəcə sönə də bilər. Ona görə Günəşin radioloka-siyası dolayı yolla aparılır. Bu məqsədlə Venera daha əlveriş-lidir.

Şəkil 10.3-də G -Günəş, Т -Yer və V -Veneradır. Fərz

T

Şəkil 10.3. Günəşə qədər məsafənin radiolokasiya üsulu ilə təyininə dair

Е

edək ki, Venera aşağı birləşmə konfiqurasiyasına yaxın vəziy-yətdədir. Aydındır ki, şəkildə r@ -Yerin heliosentrik məsafəsi və r_V -Veneranın heliosentrik mə-safəsi, r -Veneranın geosentrik məsafəsidir. Venera və Yerin heliosentrik uzunluqlarının fər-qini

A/ = /_V - Л

ilə işarə edək.

Venera və Yerin radius-vektorları aşağıdakı kimi yazıla

bilər:
Burada e -orbitin eksentrisiteti, J -həqiqi anomaliyadır.

Əgər şəkil 10.3-də TVG üçbucağına kosinuslar teoremini tətbiq etsək yaza bilərik:

və ya (10.5) və (10.6)- nı nəzərə alaraq Veneranın geosentrik məsafəsi üçün alarıq:

r² =r²+r²-2r_YT_@cos(l_v-l_@) ,

Əgər а_ф=а_о -ı mötərizədən kənara çıxarsaq və kvadrat

Buradan Yerin Günəşdən orta məsafəsi və ya Yerin heliosent-rik məsafəsi üçün yaza bilərik:

mötərizələri uyğun olaraq A, B və C ilə işarə etsək (10.7)-ni aşağıdakı kimi yaza bilərik:

Axırıncı (10.9) düsturunda Veneranın geosentrik məsafə-si yuxarıda verdiyimiz radiolokasiya üsulu ilə, a_V/a_e isə Kep-

lerin üçüncü qanunundan təyin olunur. Onda (10.9) -dan Yerin heliosentrik məsafəsini təyin etmək olar.

§10.4. Günlük parallaksın təyini

Eyni coğrafi m meridianda iki Oı

və 0₂ məntəqəsi gö-

türək və bu məntə-qələrdən eyni M göy cismini müşahidə edək (şəkil 10.4). Fərz edək ki, Cf və

0₂ məntəqələrinə

Şəkil 10.4. Günlük parallaksın təyininə dair _{л x}

nəzərən M goy cisminin toposentrik zenit məsafəsi z₁ və z₂, günlük parallaksı p₁

və p₂, toposentrik meyli isə 5₁ və 5₂ olsun.

Göstərmək olar ki, M göy cismi yuxarı kulminasiyada olduqda:

z1=q>_r51, (10.10)

z2=qvÖ2. (10.11)

Əgər bu göy cisminin geosentrik meylini 5 və zenit məsa-fəsini z ilə işarə etsək (10.10) və (10.11) -ə analoji olaraq yaza bilərik:

z=q>_r5, (10.12) z=j2-5. (10.13) Onda (10.10), (10.11), (10.12), (10.13) -dən yaza bilərik ki,

z₁-z=5-5₁, z₂-z=5-5₂.

(10.14) (10.15)

Əgər (10.14) və (10.15) -də p günlük parallaksı p_o üfüqi parallaksla əlaqələndirən (5.11) -i nəzərə alsaq

5-Ö1=z_rz=p1=Po sin(j1-51), 5-5₂=z₂-z=p₂=p_o sin(j₂-5₂),

(10.16) (10.17)

alarıq. Əgər (10.17) -dən (10.16) -ı çıxsaq

olar. Beləliklə, M göy cisminin O₁ və O₂ məntəqələrindən mü-şahidə olunmuş meyllərinə və məlum j₁ və j₂ -yə görə onun

üfüqi parallaksını təyin etmək olar.

Əgər Yerin müşahidə məntəqəsində radiusunu R© ilə, ekvatorial radiusunu isə R^ekv© işarə etsək üfüqi ekvatorial paral-laks üçün yaza bilərik:

§10.5. Günəşin günlük parallaksının təyini
Günəş Yerdən xeyli uzaq olduğundan və Günəş şüaları-nın müşahidə aparılan cihazların optikasını qızdırması ilə öl-çü xətalarının böyük olduğundan § 10.4 -də verdiyimiz üsul Günəşin parallaksını birbaşa təyin etməyə imkan vermir. Ona görə Günəşin parallaksı dolayı yolla təyin olunur.

Uzun illər Günəşin parallaksı Marsın böyük qarşıdurma-

I T


q


M

£яАиУ /0.5. Günəşin günlüh parallahsının təyininə dair

si zamanı təyin olunmuşdur. Böyük qarşıdurmada Marsm qarşıdurma konfiqurasiyası onun orbitinin perihelisinə təsa-düf etdiyindən Mars Yerə ən yaxın olur və onun parallaksını ölçmək asan olur.

Şəkil 10.5-də Marsın böyük qarşıdurması zamanı Günə-şin, Yerin və Marsın vəziyyəti göstərilmişdir. Şəkildə G -Gü-nəş, Т -Yer, M -Mars, p© -Günəşin günlük üfüqi parallaksı,

R© -Yerin ekvatorial radiusu, p_M -Marsın günlük üfüqi paral-

laksı, a© -Yer orbitinin böyük yarımoxu (Yerlə Günəş arasın-

dakı orta məsafə), r_M -Marsın geosentrik məsafəsi, q_M- Marsın

periheli məsafəsi və a_M -Mars orbitinin böyük yarımoxudur.

Şəkildən Yerin radiusunu, Günəşin və Marsın günlük paral-laksına görə aşağıdakı kimi təyin etmək olar:

R©=a© sin p© , (10.20)

Burada eM -Mars orbitinin eksentrisitetidir. Marsın pa-

Aydındır ki, (10.20) və (10.21)-in sağ tərəflərinin bərabər-liyindən yaza bilərik ki:
Я® =^rM^sinP_M =(<\_M-bJsinp_M -Kfl-fJ-a_ffl 'sinp_M. (10.21)

rallaksı p_M və orbitinin eksentrisiteti e_m müşahidədən təyin

olunur, a_M/a© nisbəti isə Keplerin üçüncü qanunundan təyin

oluna bilər. Beləliklə, Günəşin günlük parallaksı dolayı yolla, yəni Marsın parallaksına görə təyin olunur.

Sonralar aydın olmuşdur ki, 1898-ci ildə kəşf olunan ki-çik planet (asteroid) Erot böyük qarşıdurmada Yerə Marsdan 2.5 dəfə yaxın olur. Ona görə Günəşin parallaksını Erota gö-rə təyin etmək daha əlverişlidir. Günəşin Erota görə parallak-sı bir neçə dəfə təyin olunmuşdur.

1976-cı ildə Beynəlxalq Astronomiya İttifaqının XVI qu-rultayında Günəşin parallaksı

p©=8".791448

qəbul edilmişdir. Bu da Günəşlə Yer arasındakı məsafənin, yəni 1 astronomik vahidin

1 a.v.=149 597 870 km

olmasına uyğun gəlir.
§10.6. İllik parallaks və ulduzlara qədər məsafənin təyiııi
Təbiidir ki, ulduzlar çox uzaq olduğundan onların gün-lük parallaksından danışmaq mənasız olar, çünki Yerin radiusu ulduzlara qədər məsafə ilə müqayisədə nəzərə alınmaya-caq dərəcədə kiçikdir. Ona görə ulduzlara qədər məsafə onla-rın illik parallaksına görə təyin olunur.

Ulduzların illik parallaksı elə kiçik bucaqdır ki, (Yer-dən ulduza olan istiqamətin Yer orbitinin radiusuııa perpendikulyar olmaq şərtilə) xəyalən bu ulduzdan baxdıqda Yer orbitinin orta radiusu bu bucaq altında görünsün.
Şəhil 10.6. Ulduzların illikparallaksı

Şəkil 10.6-da G-Günəş, T-Yer, M-məsafəsi təyin olunan göy cismi, a©-Yer orbitinin orta radiusu (1 a.v.) və p M göy

cisminin illik parallaksıdır. Aydındır ki, TGM düzbucaqlı üç-bucağından yaza bilərik ki,

r = -^- = 206265"^. (10.23) sin к к"

Qeyd edək ki, ulduzların illik parallaksı çox kiçikdir. Ən yaxın ulduz olan Sentavr bürcünün Proksima ulduzu üçün il-lik parallaks

p=0".762 . Əksər ulduzlar üçün illik parallaks p»0".01+ 0".001.
§10.7. Illik parallaksın təyini
Ulduzların illik parallaksı onların parallaktik sürüşməsi-nə görə təyin olunur. Bu yolla təyin olunan parallaks triqono-metrik parallaks adlanır.

Ulduzların triqonometrik parallaksının təyini §10.4-də bəhs etdiyimiz Günəş sistemi cisimlərinin günlük parallaksı-nın təyininə analojidir. Bu zaman eyni ulduzun geosentrik koordinatları Yer orbitinin bir-birindən təxminən 180° fərqlə-nən (və ya zaman etibarilə 6 ay fərqlənən) iki nöqtəsindən tə

yin olunur.

Son zamanlar ulduzların illik parallaksı Yerin süni peyk-lərinin və kosmik apparatların köməyi ilə təyin edilir. Bu məqsədlə 1975-ci ildə Avropa Kosmik Agentliyinin bəyəndiyi "Hipparkos" (HIPPARKOS-"High Precision Parallax Collecting Sattellite", yəni "Yüksək dəqiqlikli parallakslar toplamaq üçün peyk") layihəsi hazırlanmışdır. Bu layihənin hazırlanmasında 30-dan çox rəsədxana və institutların əmək-daşları iştirak etmişdir. Layihənin əsas məqsədi müqayisə ulduz olaraq ən uzaq ulduzları, o cümlədən ekliptikanın qütbü yaxınlığındakı ulduzları götürməklə ulduzların mütləq paral-laksını təyin etməkdən ibarətdir. Məlumdur ki, adi Yer müşa-hidələrində müqayisə ulduzu olaraq öyrənilən ulduza ən yaxın ulduzlar götürülür.

Bu yeni üsülun dəqiqliyi 0".001-0".002-ə çatır. Hazırda 100 000-dən çox ulduzun illik parallaksı kifayət qədər dəqiq-liklə təyin olunmuşdur. Onların böyük əksəriyyəti kosmik yolla aparılmışdır.

1989-cu ildə Fransada buraxılan kosmik aparat və 1990-cı ildə ABŞ-da buraxılan "Diskaveri" Yer ətrafı kosmik rəsəd-xanasının proqramında digər məsələlərlə yanaşı ulduzların illik parallaksının təyini məsələsi də dururdu.

§10.8. Astronomiyada uzunluq valıidləıi
Göy cisimləri çox uzaq olduğundan Yerdə qəbul olunan uzunluq vahidləri astronomiyada yaramır. Astronomiyada əsas uzunluq vahidi olaraq Yerin Günəşdən orta məsafəsi qə-bul olunur. Daha öncə dediyimiz kimi bu məsafə 1 astrono-mik vahid (a.v.) adlanır. Yadımıza salaq ki,

1 a.v.»149 598 000 km-dir.

Bu vahid də astronomiyada kiçik hesab olunur. Ona gö
rə daha böyük vahid- parsek işlədilir.
İllik parallaksı p=1" olan ulduza qədər məsafə 1 parsek (ps) adlanır.
Əgər (10.23)-də parallaksı 1" qəbul etsək alarıq ki,
1ps=206265 a.v.*30.86-10¹² km.
Daha böyük məsafələri ölçmək üçün kiloparsek (kps) və meqaparsek (mps) istifadə olunur.
1kps=10³ ps=30.86-10¹⁵ km, 1mps=10⁶ ps=30.86-10¹⁸ km.
Astronomiyada uzunluq vahidi olaraq işıq ili də istifadə olunur.
İşığın bir ildə getdiyi yol işıq ili (i.i.) adlanır.

Aydındır ki,

1 /л.=3-10⁵ -365.2422-24-3600=9.46-10¹² km=63240 a.v.=0.3067 ps. Yuxarıda adını çəkdiyimiz Proksima ulduzuna qədər mə-

safə

r = 1.3 ps = 4.2 i.i.= 4-10¹³km.
Buradan göründüyü kimi ən yaxın ulduzlardan işıq şüaları bizə yalnız 4.2 ilə gəlib çıxır.