АзягЬаусап Respublikasımn Təhsil Nazirliyi tərəfindən Universitetlər üçün dəvslik kimi təsdiq edilmişdir
Yüklə 2,68 Mb.
|
| §7.9. Yer oxunun nutasiyası
Ay və Günəşin presessiya edici qüvvəsi, yəni F1 və F2 qüv- vələri qiymət və istiqamətini müntəzəm olaraq dəyişir. Ay və Günəş Yerin ekvator müstəvisində olduqda bu qüvvələrin tə-siri sıfır olur, Ay və Günəş Yerin ekvator müstəvisindən uzaq-laşdıqca bu qüvvələr artır. Bunun nəticəsində Yerin fırlanma oxu özünün orta vəziyyəti ətrafında müxtəlif kiçik rəqslər edir. Buna Yer oxunun nutasiyası deyilir. Şəkil 7.9-da Yer oxunun nutasiyası göstərilmişdir. Bu şəkildən göründüyü kimi presessiya nəticəsində dünyanın qüt-bü ekliptikanın qütbü ətrafında hamar dairə yox, nutasiyanın təsiri ilə mürəkkəb dalğavari əyri cızır. Yer oxunun nutasiya rəqslərində bir çox dövr var. Onlar-dan ən böyüyünün dövrü Ay düyünlərinin dolanma dövrlərinə bərabər olub 18.6 ildir. Yer oxunun bu rəqsi nəticəsində dün Şəkil 7.9. Yer охипип nutasiyası yanın qütbü göy sferində böyük yarım oxu 9".21 və kiçik ya-rım oxu 6".86 olan ellips cızır. §7.10. Presessiyanın təzahürləri
r = 6 = 23°26\5 olan dairələr cızır.
rabərliyi nöqtəsindən iki ardıcıl keçməsi üçün lazım olan za-man fasiləsi) ulduz ilindən (Yerin Günəş ətrafında bir tam dövr etməsinə lazım olan zaman fasiləsi) qısa olur.
VIII FƏSİL AYIN HƏRƏKƏTİ Bu fəsil Yerin yeganə təbii peyki və bizə ən yaxın göy cismi olan Ayın hə-rəkətinə, fazalarına, müxtəlif dolanma dövrlərinə və librasiyalarına (yellənmə-lərinə) həsr edilmişdir. Ay bizə ən yaxın göy cismi olduğundan digər göy cismi-nin hərəkətində müşahidə olunmayan bəzi incəliklər onun hərəkətində aşkar olunmuşdur. § 8.1. Ay haqqında qısa məlumat Аут kütləsi radiusu orta sıxlığı М, = 7.34-1025q = 0.012-Ме R, = 1738 km = 0.23R ,
və orta geosentrik məsafəsi r, = 384 400 km - dir. Ayın səthində ağırlıq qüvvəsinin təcili g, = 163sm/s2 = 0.167-ge , parabolik sürət isə up(Ay) = 2.38 km/s = 0.217-Op(Yer)-dir. § 8.2. Ayın öz oxu ətrafında fırlanması Ay özü işıqlandırmayan kürə şəkilli cisimdir. О Günəş işı-ğını qaytarır və ona görə parlaq görünür. Ay öz oxu ətrafında (diametrlərindən biri ətrafında) qərbdən şərqə doğru, yəni Ayın Yer ətrafında dolanma istiqamətində fırlanır. Onun fır-lanma oxu orbit müstəvisilə 83°20'-lik bucaq əmələ gətirir. Ayın öz oxu ətrafında fırlanma oxunun fəzada vəziyyəti şəkil 8.1- də göstərilmişdir. Şəhil 8.1. Äyın fırlcmma охипип orbit müstəvisinə meyli Ayın öz oxu ətrafında fırlanma dövrü 27.32 orta Günəş gününə bərabərdir. Maraqlıdır ki, Ayın öz oxu ətrafında fır-lanma dövrü onun Yer ətrafında dolanma dövrünə bərabər-dir. Ayın öz oxu ətrafında fırlanması və Yer ətrafında dolan-ması eyni istiqamətdə baş verdiyindən Yerdən Ayın yalnız bir tərəfi, daha doğrusu, Ay səthinin yarısı görünür. Ayın ekvatoru (müstəvisi Ayın mərkəzindən keçən və onun fırlanma oxuna perpendikulyar olan böyük Ay dairəsi) ekliptika ilə 1°30' -lik, Yer ətrafı orbit müstəvisilə isə 6°39' -lik bucaq əmələ gətirir. Bu üç müstəvi (Ayın ekvator müstə-visi, orbit müstəvisi və ekliptika müstəvisi) bir düz xətt üzrə kəsişir. Bunu ilk dəfə Kassini aşkar etmiş və kassiııi qanunu adlanır. Yerin cazibə təsiri ilə Ayın fırlanma oxu 1861 illik dövrlə konus cızır, yəni Yerin oxu kimi pressesiya edir. Ayın ekvatorunda xətti fırlanma sürəti olar. § 8.3. Ayın Yer ətrafında dolanması Ay Yer ətra-fında fokusların-dan birində Yer olan elliptik orbit üzrə dolanır. Bu dolanma qərbdən şərqə doğru, yəni Yerin Günəş ət-rafında dolanma istiqamətində baş verir. Ayın orbiti şəkil 8.2-də göstə- rilmişdir Ay or- Şəhil 8.2. Äyın Yer ətrafında dolanma orbiti bitinin böyük və kiçik yarımoxları aşağıdakı kimidir:
Ay orbitinin eksentrisiteti Ay orbitinin Yerə ən yaxın nöqtəsi orbitin perigeyi, ən uzaq nöqtəsi isə apogeyi adlanır. Ayın perigey məsafəsi q, =a (1-e)=363 400 km ; apogey məsafəsi isə Q, = a(1+e)=405 400 km - dir. Ayın orbit müstəvisinin ekliptika müstəvisinə meyli и =05°09' . Günəşin və başqa göy cisimlərinin sarsıdıcı təsiri ilə Ay orbitinin meyli i =04°51' ilə i =05°20' arasında dəyişir, yəni i =04°51'+05°20' Ayın Yer ətrafında bir tam dolanma dövrü onun side rik və ya ulduz dolanma dövrü (bəzən sadəcə siderik ay) adlanır. Ayın siderik dolanma dövrü onun öz oxu ətrafında fır-lanma dövrünə bərabərdir. Ayın siderik dolanma dövrü Т, = 27.32 orta Günəş günü = 27d07h43m11s.47. Asanlıqla hesablamaq olar ki, Ayın orbit üzrə orta xətti sürəti vorb = = 3682 km/saat « \km / s olar. Aydındır ki, Ayın göy sferiində günlük bucaq yerdəyiş- = 13°.18 məsi
olar. § 8.4. Ayın fazaları Yerdən Ay müxtəlif şəkillərdə : tam dairə, yarımdairə, oraq və s. şəkillərdə görünür. Bunlar dövrü olaraq bir-birini əvəz edir və təkrarlanır. Ayın müxtəlif xarici görünən şəkilləri onun fazaları adlanır. Faza ədədi qiymətcə Ayın diskinin işıqlanan (parlaq gö-rünən) hissəsinin ən böyük eninin d, onun diskinin diametri-nə D} nisbətinə bərabərdir, yəni ^ d d Ф = — =
D, 2R, Ay diskinin işıqlanan his-səsini işıqlanmayan hissə-sindən ayıran xəttə termi nator deyilir. Terminator əksər hallar- da yarım ellips şəklində olur. Aydındır ki, yeni Ay və dolu ШэШ 8.3. Terminator Ay fazalarında terminator ümumiyyətlə yoxdur, I və axırıncı rüb Ay fazalarında isə terminator düz xəttə çevrilir. Şəkil 8.3 - də terminator göstərilmişdir. Ayın müxtəlif şəkillərdə görünməsi (fazaları) onunla əla-qədardır ki, Ay şəffaf olmayan cisim olduğundan Günəşdən gələn işıq şüaları (Günəş çox uzaq olduğundan onun şüaları-nı paralel hesab etmək olar) onun həmişə yarısını işıqlandırır, o biri yarısına isə işıq düşmür və ona görə qaranlıq görünür.
I vəziyyətində Ayın Yerə tərəf çevrilmiş yarısı işıqlanmır və ona görə Yerdən Ay görünmür. Buna təzə Ay deyilir. Təzə Ay fazasında Ay Yerlə Günəş arasında olur. Bu fazada Ay birləşmə konfiqurasiyasındadır, onun fazası və faza bucağı Ф =0, y = 180o . Təzə Ay fazasından 2-3 gün sonra Ay Günəş batan kimi qabarıq tərəfi Günəşə tərəf çevrilmiş nazik oraq şəklində gö-rünür. II vəziyyətində Yerdən baxdıqda Ay yarım disk şəklində görünür. Yarımdiskin qabarıq tərəfi Günəşə doğru yönəlib. Bu fazaya I rüb deyilir. Bu zaman Ay şərq kvadraturasında olur. Ay gecənin birinci yarısı görünür. Onun fazası və faza bucağı Ф =1/2 , y =90° olar.
Ф =1 , y =0° .
Ф =1/2 , y =90° olar.
bü olan yarımkürəsinə ke-çir. Bu nöqtə Ayın qalxan düyünü b adlanır. İkinci nöqtədə isə Ay ekliptikanı kəsərək, göy sferinin təpə-sində ekliptikanın şimal qütbü olan yarımkürəsin-dən təpəsində ekliptikanın cənub qütbü olan yarım-kürəsinə keçir. Bu nöqtə 33 Aym enən düyünü adlanır. Şəkil 8.5-də Ayın düyünləri göstərilmişdir. Şəkildə L'cQlTSL' - Aym göy sferində hərəkət yolu, $ GcQ 33 isə ekliptikadır. Ay orbitinin düyünlərindən və Yerdən keçən с^тЗЗ xəttinə düyünlər xətti deyilir. Aydmdır ki, bu xətt ek liptika və Aym göy sferində hərəkət yolu müstəvilərinin kəsiş-mə xəttidir. Günəşin cazibə təsiri ilə düyünlər Ayın hərəkətinin qar-şısına doğru, yəni şərqdən qərbə doğru ekliptika boyunca sü-
Şəkil 8.6. Qalxan düyün yaz bərabərliyi ilə üst-üstə düşəndə rüşür. Bu sürüşmənin dövrü 6798 gün və ya 18 il 7 aydır. Bu dövrdən sonra düyünlər öz yerlərinə qayıtmış olur. Asanlıqla tapmaq olar ki, Ayın bir siderik dolanma döv-ründə düyünlərin sürüşməsi д = ®£Л.27.32 = 1°.45' 6798
olar.
Ayın düyünlərinin ekliptika üzrə sürüşməsi onun müşahi-də olunma şəraitini xeyli dəyişir. Belə ki, Ayın qalxan düyünü yaz bərabərliyi nöqtəsinə düşdükdə (şəkil 8.6) onun orbit müs-təvisi ekvator və ekliptika müstəvilərindən dünyanın şimal qütbünə doğru olur. Ona görə Ayın meyli 5, =±(e+i) » ±28°35' arasında dəyişir. Ayın enən düyünü yaz bərabərliyi nöqtəsinə düşdükdə (şəkil 8.7) isə Ayın orbit müstəvisi ekliptika ilə ek vator müstəviləri arasına düşür və Ayın meyli 5, =±(e - i) » ±18o17' arasında dəyişir. Burada e =23o26.5' - ekliptikanın meyli, i =05o09' Ayın orbit müs-təvisinin ekliptika müstəvisinə meylidir. Qeyd edək ki, Ay orbitinin perigeyi də Ayın hərəkət isti-qamətində 8 il 10 aylıq bir dövrlə müntəzəm olaraq sürüşür. § 8.6. Ayın dolanma dövrləri Ayın hərəkətində bir neçə dövr anlayışı istifadə olunur. Onlardan Ayın siderik dolanma dövrü və ya siderik ayla bu fəslin ikinci paraqrafında tanış olmuşuq. Ayın digər dolanma dövrləri ilə tanış olaq. Ayın iki ardıcıl eyni fazası arasındakı zaman fasiləsinə Ayın sinodik dolanma dövrü və ya sinodik ay deyilir. Ayın sinodik dolanma dövrü onun siderik dolanma döv-ründən bir qədər böyükdür. Bunu izah etmək üçün şəkil 8.8 -ə nəzər salaq. Şəkildə G -Günəş, T - Yer və L - Aydır. Görün-düyü kimi I vəziyyətində Ay bədirlənmiş ay fazasındadır. Bir siderik dolanma dövründən sonra Ay və Yer II vəziyyətinə gələr və Ay Yer ətrafında bir tam dövr edərək ulduzlar arasın-da öz yerinə qayıdar. Lakin Ayın yenidən bədirlənmiş ay fa-zasında olması üçün Ay Yerlə birlikdə bir qədər də yol qət edərək III vəziyyətində olmalıdır. Onun üçün Yer öz orbitin-də hərəkət edərək sinodik ayla siderik ayın fərqi qədər zaman sərf etməlidir. Yəni sinodik dolanma dövrü siderik dolanma dövründən bu fərq qədər böyük olmalıdır. Ay üçün sinodik hərəkət tənliyi daxili planetlərdəki kimi, yəni
J__ J 1_ V T T u) ±J ±ffi olacaqdır. Burada Sj və T3 uyğun olaraq Ayın sinodik və si derik dolanma dövrləri və T$- ulduz ilidir (və ya Yerin siderik dolanma dövrüdür). Bu tənlikdən Sj və T$ -yə görə T3 təyin oluna bilər. Ayın sinodik dolanma dövrü Şəkil 8.8. Äyın sinodik və siderik dolanma dövrləri S, =29.53 orta Günəş günü = 29d12h44m29s. Beləliklə, sinodik ay siderik aydan 2.21 gün uzundur.
Anomalistik ay 27.55 orta Günəş gününə bərabərdir. Ayın öz orbitinin verilmiş düyünündən iki ardıcıl keç-məsi arasındakı zaman fasiləsinə əjdaha ayı deyilir. Əjdaha ayının uzunluğu 27.21 orta Günəş gününə bəra-bərdir. Ayın ekliptik uzunluğunun 360° artmasına lazım olan zaman fasiləsinə tropik ay deyilir. Tropik ayın uzunluğu siderik aydan cəmi 7 saniyə qısa olub 27d07h43m04s.47 -yə bərabərdir. § 8.7. Ayın librasiyaları Yuxarıda dediyimiz kimi Ayın öz oxu ətrafında fırlanma dövrü onun Yer ətrafında dolanma dövrünə bərabər olduğun-dan və bu hərəkətlərin istiqaməti eyni olduğundan (qərbdən şərqə doğru) Yerdən Ay səthinin həmişə eyni tərəfi görünür. Lakin Ayın librasiyaları (yellənmələri) nəticəsində Ay səthi-nin 50%-i yox, təxminən 60%-i seyr edilə bilir. Librasiyalar 4 növ olur: 1. Uzunluq üzrə librasiya Ayın öz oxu ətrafında fırlanması sabit sürətlə baş verdiyi halda onun orbiti ellips olduğundan orbital hərəkəti dəyişən sürətli hərəkət olacaqdır. Ona görə perigeydən keçdikdən si derik dövrün dörddə birindən sonra Ay öz oxu ətrafında 90° Şəkil 8.9. Äyın uzunluğa görə librasiyası dönür, orbit bo yunca getdiyi yol isə orbitin dörddə birin-dən çox olacaq-dır. Ona görə Ay səthinin gö-rünən hissəsi orbitin müxtəlif nöqtələrində bir qədər fərqlənə cəkdir. Məsələn, perigeydə Ayın görünən diskinin mərkəzin-dəki nöqtə dörddə bir dövrdə görünən diskin mərkəzindən kə-nara çıxacaqdır. Bu şəkil 8.9 - da göstərilmişdir.
Ayın fırlanma oxu orbit müstəvisinə perpendikulyar ol-madığından və bu ox fəzada vəziyyətini saxladığından Yerdən Ayın gah şimal qütbü ətrafındakı səthi, gah da cənub qütbü yaxınlığındakı səthi görünəcəkdir. Beləliklə, Ayın Yer ətrafın-da fırlanması dövründə müxtəlif anlarda görünən səthi bir qə-dər fərqlənəcəkdir. Məsələn, şəkil 8.10 -da I vəziyyətində Ayın şimal qütbü görünür, cənub qutbü isə görünmür. Yarım dövr-dən sonra Ay II vəziyyətində olduqda onun cənub qütbü gö-rünəcək, şimal qütbü isə görünməyəcək.
Şəkil 8.10. Äyın enliyə görə librasiyası Ay Yerə kifayət qədər yaxın olduğundan Ayın Yer səthi-nin müxtəlif nöqtələrindən görünən səthi bir qədər fərqlənir. Ona görə Yer səthinin müxtəlif məntəqələrində müşahidəçi Ayın bir qədər fərqli səthlərini görür. 4. Fiziki librasiya Ay da ellipsoid şəklindədir. Ay ellipsoidinin böyük yarım oxu Yerə olan istiqamətdən meyl edir, Yerin cazibəsi isə onu əvvəlki vəziyyətinə döndərməyə çalışır. Nəticədə Ay periodik olaraq yellənir. Fiziki librasiya çox zəif olub, cəmi 2" tərtil-bindədir. IX FƏSİL GÜNƏŞ VƏ ÄY TUTULMÄLÄRI Günəş və Ау tutulmaları ən maraq-lı təbiət hadisələrindəndir. Bıı hadisələr qədim zamanlardan indiyə qədər bütün dövrlərdə insanları həmişə düşündür-müşdür. Hələ 3000 il bundan əvvəl Çin astronomları Günəş və Ау tutulmaları-nın baş vermə vaxtını əvvəlcədən təyin edə bilirdilər. Müasir astronomiya isə Günəş və Ау tutulmalarının Yer səthi-nin hansı hissəsində və nə vaxt baş verə-cəyini çox böyük dəqiqliklə təyin etmə-yə imkan verir. Bu fəsil Ау və Günəş tutulmaları, onların baş vermə şərtləri, tutulmaların dövrü olaraq təkrarlanması və tutulma-larla bağlı olan digər məsələlərin şərhi-nə həsr edilmişdir. § 9.1. Günəş tutulmaları Günəş
Şəhil 9.1. Günəş tutulması (А - tum hölgə, Б -yavımkölgə) Ау qey ri şəffaf kü rəvi bərk ci sim ol du ğım dan о Yer ət га -fmda orbit boyünca dolanması zamanı bəzi göy cisimlərinin qarşısmı ya qismən, ya da tam kəsir. Ona görə Yer səthinin müəyyən hissəsində bu göy cismi ya qismən, ya da tamam gö-rünmür. Аут Günəş diskinin qarşısını kəsməsinə və ya örtmə-sinə Günəş tutulması deyilir. Günəş tutulması qismən, tam və halqavari ola bilər. Gü-nəş tutulması Ay Yerlə Günəş arasında olanda, yəni təzə Ay fazasında baş verir. Ay və Günəşin Yerdən görünən bucaq diametrləri təxminən eyni (D©=D,=32') olduğundan Ay diski Günəş diskini tamamilə örtə bilər. Şəkil 9.1-də Günəş tutul-ması sxematik olaraq göstərilmişdir. Təzə Ay fazasında Ay Günəş şüalarının qarşısını kəsir və Yerə tərəf konus şəkilli kölgə buraxır. Yer səthinin tam kölgə bölgəsində olan müşa-hidəçi üçün tam Günəş tutulması, yarımkölgədəki müşahidəçi üçün isə qismən Günəş tutulması baş verir. Ayın orbit müstəvisi ekliptika müstəvisi ilə 05o09'-lik bu caq əmələ gətirdiyindən hər təzə Ay fazası Günəş tutulması ilə nəticələnmir. Günəş tutulmasının baş verməsi üçün təzə Ay
Ayın Günəşə və Yerə görə vəziyyətindən asılı olaraq bə-zən Ayın bucaq diametri Günəşinkindən kiçik olur. Bu halda Ayın buraxdığı kölgə konusunun təpəsi Yer səthinə çatmır. Onda Ay diski Günəş diskini tamam örtə bilmir, onun kənar-larında işıqlanmış halqa görünür. Belə tutulma halqavari Gü-nəş tutulması adlanır. Halqavari Günəş tutulması sxematik olaraq şəkil 9.2-də göstərilmişdir. Təbiidir ki, Yer səthində Ay kölgəsinin və yarımkölgəsi-nin eni Ay və Yerin qarşılıqlı vəziyyətindən asılı olacaqdır. Ay Yerə yaxın olduqca kölgənin eni daha böyük olacaqdır. Köl-gənin maksimal eni 270 km, yarımkölgəninki isə 6700 km olur. Tam Günəş tutulması maksimum 7m.5, qismən tutulma 3h.5, halqavari tutulma isə təxminən 12m davam edə bilər. Ək-sər hallarda tam Günəş tutulmaları cəmi 2-3m davam edir. Yer öz oxu ətrafında fırlandığından və Ay Yer ətrafında dolandığından Ayın kölgəsi Yer səthində şərqdən qərbə doğ-ru hərəkət edərək uzunluğu bir neçə min km olan zolaq əmə-lə gətirir. Ay Yer ətrafında qərbdən şərqə doğru hərəkət etdiyindən
aydındır ki, tutulma Günəş diskinin qərb kənarından başlayır şərq kənarında isə bitir. Tutulmanın başlanması ilə bitməsi təxminən iki saatdan çox çəkir. Günəşin tutulma mənzərəsi şəkil 9.3-də göstərilmişdir. Şəkildən göründüyü kimi I vəziyyətdə Ay diski Günəş diskinin
qərb kənarına toxunur (birinci toxunma). Bu Günəş tutulma-sının başlanğıcıdır. II vəziyyətdə Ay diski Günəş diskinin ək-sər hissəsini örtübdür. III vəziyyətdə Ay diski Günəş diskini tamamilə ortüb, yəni tam Günəş tutulması baş verib. IV və-ziyyətdə Günəş diski qərb tərəfdən açılmağa başlayıb və V və-ziyyətdə tutulma Günəş diskinin şərq kənarında başa çatıb. Şəkil 9.4-də Günəşin tam (I), qismən (II) və halqavari (III) tu-tulması göstərilmişdir. Nəhayət qeyd edək ki, Günəş tutulmalarının, xüsusilə də tam Günəş tutulmasının çox böyük elmi əhəmiyyəti vardır. Adi halda Günəş atmosferinin yuxarı qatları - xromosfer və tacı müşahidə etmək mümkün deyil. Ona görə ki, Günəş fo-tosferinin parlaqlığı xromosfer və tacın parlaqlığından çox-çox böyükdür və fotosferin parlaq fonunda onlar görünmür. Tam Günəş tutulması zamanı Ayın diski Günəş diskinin (fo tosferin) qarşısını kəsdiyindən xromosfer və tacı müşahidə et-mək imkanı yaranır.
Ф Günəş diskinin örtülmə dərəcəsi tutulmanın fazası ilə tə-yin olunur. Tutulmanın fazası Günəş diskinin tutulan, yəni Ay diski ilə örtülən hissəsinin maksimal eninin Günəşin dia-metrinə nisbətinə bərabərdir, yəni . (9.1)
Burada p® -Günəş diskinin bucaq radiusu, p3 -Ay diskinin bucaq radiusu, d' -Günəş dis kinin tutulmayan hissə-sinin maksimal eni, d -Günəş diskinin örtülən hissəsinin maksimal eni və A -Ay və Günəş disklərinin mərkəzləri arasındakı bucaq mə-safəsidir. Şəkil 9.5-dən göründüyü kimi d=2p@-d'=p@+p,-A. (9.4) Onda tutulmanın fazasını aşağıdakı kimi yazmaq olar Ф Р®+Рэ-А 2p® (9.5)
Qismən Günəş tutulmasında p© (9.6) olduğundan Ф<1
olar. Tutulmanın başlanğıcında A=p©+pj (9.7)
olduğundan (9.5)-dən alarıq ki, Ф=0. Ayın diski Günəş diskini tam örtəndə, Ay və Günəş disk-lərinin mərkəzləri üst-üstə düşür, yəni A=0 olur, onda (9.5)-dən tutulmanın maksimal fazası Ф=1 olar. Aydındır ki, Ay öz orbitinin perigeyində olduqda onun bucaq radiusu p,= 16'.8, və Yer öz orbitinin afelisində olduqda Günəşin bucaq radiusu p©=15'.8 olduğundan tutulmanın fazası Ф=1.03>1 olar. Halqavari Günəş tutulmasında p0>pj olduğundan tutulmanın maksimal fazası Ф<1 olar. Ay apogeydə (p5=14'.7) və Yer perihelidə olduqda (p©=16'.3) halqavari tutulmanın maksimal fazası üçün (9.5)-dən alarıq ki, Ф=0.95.
Yüklə 2,68 Mb. Dostları ilə paylaş:
|