АзягЬаусап Respublikasımn Təhsil Nazirliyi tərəfindən Universitetlər üçün dəvslik kimi təsdiq edilmişdir

§ 5.2. Atmosfer refraksiyasının üfüqi koordinatlara təsiri
Şəkil 5.1 - dən göründüyü kimi refraksiya bucağı göy cisminin həqiqi və görünən zenit məsafələrinin fərqinə bərabər-dir. Yəni,

p = z - z' (5.1)

Şəkil 5.1. Atmosfer refraksiyası
Şəkil 5.1- dən və (5.1) ifadəsindən gö-ründüyü kimi at-mosfer refraksiyası göy cisimlərinin zenit məsafəsini azaldır və ya hündürlüyünü artı-rır.

Düşən və sınan şüalar eyni müstəvidə yerləşdiyindən at-mosfer refraksiyası göy cisimlərinin azi-mutıma təsir etmir.

Atmosfer refrak-siyasının qiyməti Yer atmosferinin fiziki halından və göy ci

simlərinin zenit məsafəsindən asılıdır. Refraksiya aşağıdakı təqribi düsturla təyin olıma bilər:


p = 60".25

273°

760 273° +t°

• tgz',

(5.2)

burada P - atmosfer təzyiqi, t^o - Selsi şkalasında temperatur və z' - görünən zenit məsafəsidir. (5.2) - dən alırıq ki,

z' =0

oldıqda
olur, yəni göy cismi zenitdə olduqda refraksiya sıfır olur. Doğrudan da zenitdə olan göy cisimlərindən gələn şüalar at-mosferə normal istiqamətdə düşür. tşıq şüaları normal istiqa-mətdə düşdükdə sınma bücağı sıfır olur, başqa sözlə şüalar sınmır. Yenə (5.2) - dən göründüyü kimi z'® 90^o olduqda
olur, yəni göy cismi üfüqdə olduqda refraksiya sonsuzluq olur. Müşahidələr isə göstərir ki, z' = 90^o olduqda
olur. Deməli (5.2) ifadəsi böyük zenit məsafələrində ödənil-mir. Bu düstur yalnız

z'£70^o

olan hallar üçün doğrudur.

Beləliklə, atmosfer refraksiyası göy cisimlərinin zenit mə-safəsini azaldır (hündürlüyünü artırır), azimutuna isə təsir et-mir.

§ 5.3. Atmosfer refraksiyasının ekvatorial koordinatlara təsiri

Göy cisminin göy sferində həqiqi yerini şəkil 5.2 - dəki kimi M ilə göstərək. Onda bu göy cisminin hündürlük dairəsi ZMZ', meyl dairəsi PMP' olar. tndi fərz edək ki, refraksiya-nın təsiri ilə onun hündürlüyü artmış və M ' görünən vəziyyə-tindədir. O zaman görünən hündürlük dairəsi ZM ' Z ' və görü-nən meyl dairəsi PM P olar.

Şdkil 5.2. Atmosfer refraksiyasımn göy

Şəkildən göründüyü kimi M göy cisminin həqiqi və görü-nən zenit məsafələri

z= uZM, z ' = uZM '.

Şəkildən aydın görün-düyü kimi

z ' = z - uMM '.

Yəni,

z > z ' və ya h < h '.

Yenə həmin şəkil 5.2.-dən göründüyü kimi M göy cisminin həqiqi və görünən

cisimlərinin ekvatorial koordinatlarına təsiri ekvatorial koordinatları

oim= ugK ' , 5m= uK ' M;

a,® uyK"= ugK'+uK' K"=oim+Aa (5.5)

Sm= uK"M '= uK' M+A5=5m+A5 (5.6)
kimi olar. Burada Aa > 0 və AS > 0 olduğundan

olar, yəni atmosfer refraksiyası göy cisimlərinin düz doğuşu

nu və meylini artırır.

Nəhayət onu da qeyd edək ki, şəkil 5.2 - dən göründüyü kimi refraksiya göy cisimlərinin saat bucağını azaldır. Göy cismi kulminasiyada olduqda isə ona təsir etmir.

§ 5.4. Atmosfer refraksiyasının təzahürləri
Atmosfer refraksiyasının əsas təzahürləri aşağıdakılardır:

1. 
   Üfüqdə Günəş və Ay disklərinin basıq olması.
   

(5.2) düsturundan göründüyü kimi atmosfer refraksiyası göy cisimlərinin zenit məsafəsindən asılı olaraq artır. Göy ci-simləri üfüqə yaxın olduqda bu asılılıq daha güclü olur. Ona görə Günəş və Ay üfüqdə olduqda (doğma və batma anların-da) onların disklərinin aşağı və yuxarı kənarları üçün refrak-siya nəzərə alınacaq qədər fərqlənir. Məsələn, Ay və Günəş disklərinin aşağı kənarı üçün refraksiya yuxarı kənarınkından təxminən 6' böyük olur. Nəticədə Ay və Günəş üfüqə çox ya-xın olduqda onların diskləri bir qədər basıq şəkildə görünür.

2. 
   Gündüzün uzunluğunun artması.
   

Atmosfer refraksiyası göy cisimlərinin hündürlüyünü ar-tırdığından səhərlər Günəş həqiqi doğma vaxtından bir qədər tez doğur, axşamlar isə həqiqi batma vaxtından bir qədər gec batır. Bu da gündüzün uzunluğunun artmasına səbəb olur.
§ 5.5. Günlük parallaks
Məlumdur ki, verilmiş göy cismi Yerin mərkəzindən və səthindəki müxtəlif nöqtələrdən müxtəlif istiqamətlərdə görü-nəcəkdir. Astronomiyada göy cisimlərinə əsas istiqamət ola-raq Yerin mərkəzindən olan istiqamət götürülür və ona geo-sentrik istiqamət deyilir.

Göy cisimlərinin Yerin mərkəzinə nəzərən koordinatları-na geosentrik koordinatlar, Yer səthindəki nöqtələrə nəzərən

koordinatlara isə toposentrik koordinatlar deyilir.

Şəkil 5.3. Günlük parallaks mldir'

Şəkil 5.3-də KM, M göy cisminə olan toposentrik istiqa-

mət, OM geosentrik istiqamət, ZZKM - toposentrik zenit
2 məsafəsi, ZZOM -

geosentrik zenit mə-safəsidir.

М göy cisminin toposentrik və geosentrik isti-qamətləri ara-sındakı bucağa göy cisminin günlük paral-laksı deyilir.
Günlük paral-laksın daha dəqiq tərifi aşağıdakı ki-

Göy cisimlərinin günlük parallaksı elə kiçik bucaqdır ki, verilmiş göy cismindən bu bucaq altında Yerin ra-diusu görünsün.
Şəkil 5.3-dən göründüyü kimi günlük parallaks göy cisminin toposentrik və geosentrik zenit məsafələrinin fərqinə bəra-bərdir, yəni

p = z- Zo. (5.7)

Şəkil 5.3 və (5.7) düsturundan göründüyü kimi günlük pa-rallaks atmosfer refraksiyasının əksinə olaraq göy cisminin zenit məsafəsini artırır (hündürlüyünü azaldır).
Göy cismi üfüqdə olduqda günlük parallaks maksimal qiymət alır və üfüqi parallaks adlanır.
Şəkil 5.3-də OKM üçbucağından yaza bilərik

və ya

Burada R-Yerin radiusu və r - göy cisminin geosentrik məsafəsidir. Digər tərəfdən OKM_o üçbucağından

harada ki, p_o - üfüqi parallaksdır. Onda (5.8) və (5.9)-dan yaza bilərik:

sin p =sinp_osinz. (5.10) Göy cisimlərinin parallaksı (p və p_o) çox kiçik bucaqlar olduğundan (5.10)-u aşağıdakı kimi yazmaq olar:

p = p_osinz. (5.11)

Axırıncı ifadə parallaksın zenit məsafəsindən asılılığını göstərir. Bu ifadədən alarıq ki, zenit məsafəsi z=0 olduqda (göy cismi zenitdə olduqda) parallaks sıfır olar, yəni

pz=0 =0.

(5.12)

Eləcə də zenit məsafəsi z=90^o olduqda (göy cismi üfüqdə olduqda) parallaks maksimal olar, yəni

^pz=90^o= ^pmax = ^po^.

(5.13)

Daha sonralar görəcəyik ki, Yer kürədən fərqlidir. O qütblərdən basıq olduğundan onun ekvatorial radiusu (R_ekv=6378.16 km) qütb radiusundan (R_qütb=6356.78 km) bö-

yükdür. Ona görə də

Yer ekvatorunda parallaks maksimal qiymət alır və üfüqi ekvatorial parallaks adlanır.
Şəkil 5.2-dən asanlıqla görmək olar ki, günlük parallaks atmosfer refraksiyasının əksinə olaraq göy cisimlərinin ekva-torial koordinatlarını (a və 5-nı) azaldır.

Göy cisimlərinin parallaksı çox kiçik bucaqdır. Ay ən bö-yük parallaksa malikdir. Ayın günlük parallaksı p₍= 57', Gü-

nəşinki isə p© = 8''.8 - dir.
§ 5.6. Göy cisimlərinin doğma və batma anlarının təyini
Məlum olduğu kimi M göy cisminə görə təyin olunan ul-duz vaxtı

s = ам+tM (5.14)

olar. Göy cisimlərinin düz doğuşu gün ərzində dəyişmədiyin-dən (a ulduz kataloqlarından götürülür) onların doğma və batma anlarını təyin etmək üçün onların saat bucaqlarını bil-mək lazımdır.

Verilmiş ixtiyari göy cisminin saat bucağı ikinci fəslin (2.26) düsturundan təyin oluna bilər. Bu düsturdan

cosz - sin^sin^ ,_{e л}

cost= . (5.15)

COS#?COs£

Doğma və batma anlarında göy cisimlərinin görünən ze-nit məsafəsi z =90^o olduğundan, refraksiyanı və günlük paral

laksı nəzərə almaqla onun həqiqi zenit məsafəsi üçün yaza bi-lərik'

Ay və Günəş disk şəklində müşahidə olunduğundan on-ların doğma və batması diskin yuxarı kənarına görə təyin olu-nur. Ona görə diskin bucaq radiusunu da nəzərə almaqla hə-qiqi zenit məsafəsi üçün yaza bilərik:

z= 90° +p_z=9QO-p + r, (5.17)

harada ki, r-diskin bucaq radiusudur.

Onda (5.17)-ni (5.15)-də nəzərə alaraq yaza bilərik:

Günəş üçün r®=16', p®= 8."8 və üfüqdə refraksiyanın 35' olduğunu bilərək (5.18)-dən alarıq:

(5.19)


cos t_@=

cos90°50'5r-sin#>sin S_@

cos (p cos S_e

Ay üçün r_c =16' və p_c =57' olduğunu bilərək alırıq ki,

cos89^o54'00"-sin

U^— ~ (j.zUJ

COS COS 0

cos t=


(5.21)

Ulduzlar, planetlər və digər göy cisimləri üçün günlük pa-rallaks çox kiçik olduğundan və bucaq radiusları sıfır oldu-ğundan (5.18)-dən yaza bilərik:

sin ф sin 8

-tg9tg5

- cosфcos 8

Aydındır ki, cos cüt funksiya olduğundan (5.19), (5.20) və (5.21) düsturlarının hər birinin həllindən saat bucağı t üçün iki qiymət alınır.

Saat bucağının müsbət qiyməti göy cisimlərinin batma anına, mənfi qiyməti isə doğma anına aiddir. Onda (5.14) -dən doğma və batma anları üçün yaza bilərik ki, s (doğma) =a - t ; s (batma) = a + t ; Analoji olaraq Günəşin həqiqi və orta vaxtla doğma və batma anları üçün

T₀(doğma) = 12^h - t₀ ;

T₀(batma) = 12^h + t0 ;

Tm (doğma) = 12^h- t0 + h ;

T_m (batma) = 12^h + t0+ h ;

Burada r| - vaxt tənliyidir.

Beləliklə, astronomiya hərilliyindən Ay və Günəşin düz doğuşunu və meylini, eləcə də vaxt düzəlişini götürərək onla-rın doğma və batma anlarını təyin etmək olar.

Məsələn, Bakıda (j =40^o23, l' =3^h19^m24^s, n=3^h) 22 iyunda yay günəşduruşu günü Günəşin doğub-batma anlarını hesab-layaq.

Günəşin saat bucağını təyin edən (5.19) düsturuna əsa-sən 5₀= +23^o26',5 olduğunu bilərək asanlıqla tapırıq ki,

t0 = 7^h31^m52^s.

Astronomik hərillikdən həmin gün üçün vaxt tənliyinin h =+01^m olduğunu nəzərə alaraq Bakıda Günəşin doğma və batma anları üçün yaza bilərik

T_m(doğma) = 12^h - t0 + h = 04^h29^m08^s;

T_m(batma) = 12^h + t0 + h = 19^h32^m52^s;

Dilim vaxtı ilə bu anlar

T_d(doğma) = T_m(doğma) - 1^h+n^h = 06^h 09^m44^s; T_d(batma) = T_m(batma) - 1h+n^h= 19^h 13^m28^s; olar. Fərman və yay vaxtları ilə bu anlar
Tf (doğma) = Td (doğma) + 1^h = 07^h 09^m44^s; Tf (batma) = Td (batma) + 1^h = 20^h 13^m28^s; Ty (doğma) = Tf (doğma) + 1^h = 08^h 09^m44^s; Ty (batma) = Tf (batma) + 1^h = 21^h 13^m28^s; olar.

§ 5.7. Göy cisimlərinin doğma və batma anlarında azimutlarının təyini
Parallaktik üçbucağın (2.25) düsturunun birincisindən yaza bilərik ki,

sine)-sin cos z

cos ^4 = . (5.22)

cos#?sinz

(5.23)

Əgər refraksiyanı və günlük parallaksı nəzərə almasaq (5.22) - dən göy cisimlərinin doğma və batma anlarında zenit məsafəsinin z =90° olduğunu bilərək yaza bilərik ki,

sin^)

cos A=

cosç9

Yenə cos-un cüt funksiya olduğunu nəzərə alaraq (5.23)-ün həllindən alarıq ki,

A1=A, A2 =360^o-A.

Burada A1 - göy cisminin batma anında, A2 - isə doğma

anında azimutudur.

Məsələn, yay günəşduruşu günü Günəşin meylinin 5=+23^o26',5 olduğunu bilərək Bakıda (

^o23') doğma və batma anlarında azimutları üçün taparıq:
A0(batma) =58^o30' , A0(doğma) =301^o30'.

§ 5.8. Älaqaranlıq və bəyaz gecələr
Günəş batan kimi tam qaranlıq düşmür, hava tədricən qaralır və yalnız müəyyən vaxtdan sonra tam qaranlıq olur və gecə başlayır. Eləcə də səhər Günəş doğmazdan əvvəl hava tədricən işıqlanmağa başlayır.

Axşamlar Günəş batdıqdan sonra gündüz işığının tədri-cən zəifləməsi axşam alaqaranlığı və səhərlər Günəş doğmaz-dan əvvəl gecə qaranlığının tədricən zəifləməsi səhər alaqaran-lığı adlanır. Buna səbəb Günəş şüalarının üfüqdən yuxarıda atmosfer qatlarına düşərək onu işıqlandırmasıdır.

Alaqaranlıq mülki və astronomik olmaqla iki növ olur. Mülki səhər alaqaranlığı Günəş diski mərkəzinin hündürlüyü h0=-6^o - dən (z0= 96^o), h0= 0^o -yə (z0= 90^o) qədər davam edir.

Mülki axşam alaqaranlığı Günəş diski mərkəzinin hün-dürlüyü h0=0^o - dən (z0= 90^o), h0=-6^o -yə (z0= 96^o) qədər da-

vam edir.

Astronomik alaqaranlıq daha uzun müddət davam edir. Astronomik səhər alaqaranlığı Günəş diski mərkəzinin hün-dürlüyü h0=-18^o - dən (z0= 108^o) h0= 0^o - yə (z0= 90^o) qədər

davam edir.

Astronomik axşam alaqaranlığı Günəş diski mərkəzinin hündürlüyü h0=0^o - dan (z0= 90^o) h0=-18^o -yə (z0= 108^o) qə-

dər davam edir.




və ya zenit məsafəsindən hündürlüyə keçsək:

Alaqaranlığın davametmə müddəti (5.15)-dən təyin oluna bilər. Doğrudan da (5.15)-i Günəş üçün yazsaq və alaqa-ranlığın davametmə müddətini At ilə göstərsək yaza bilərik:

/ _А \ sın/L -sin©sinS_c, ,_e _

cos(/_@ + A/)= ^ T- 2-. (5.24)

COS Ç COS S_@

Burada t0 doğma və batma anlarında Günəşin saat buca-

ğı,
məhəllin coğrafi enliyi, 5₀ - Günəşin meyli və h₀ - mül-

ki səhər alaqaranlığının başlanğıc və axşam alaqaranlığının son anlarında Günəşin hündürlüyüdür.

Aydındır ki, (5.24)-ün həllindən (t0+At) təyin edilə bilər. Onda Günəşin saat bucağını (5.19)-dan təyin edərək alaqa-ranlığın (səhər və axşam) davametmə müddətini təyin etmək olar. (5.24)-dən göründüyü kimi alaqaranlığın davametmə müddəti məhəllin coğrafi enliyindən və Günəşin meylindən asılıdır.

Aydındır ki, axşam mülki alaqaranlığın sonu səhər alaqa-ranlığının başlanğıcı ilə üst-üstə düşərsə alaqaranlıq bütün ge-cə davam edər, tam qaranlıq baş verməz və bəyaz gecələr mü-şahidə olunar. Bəyaz gecələrin baş verməsi məhəllin coğrafi enliyindən və Günəşin meylindən asılıdır.

Bəyaz gecələrin baş verməsi üçün aşağı kulminasiyada (gecəyarısı) Günəşin hündürlüyü

h0=-6^o

olmalıdır. Bu şərtə görə (2.21)-dən alarıq ki, bəyaz gecələrin baş verməsi üçün məhəllin coğrafi enliyi

90^o - d0 - 6^o = 84^o-Ö0 (5.25)

şərtini ödəməlidir. Günəşin meylinin maksimal qiyməti (yay günəşduruşu günü)

00 »23^o26'22"

olduğundan (5.25) şərtini


> 60^o33'38"

kimi yaza bilərik.

Bakı üçün
^o23' olduğundan bəyaz gecələr müşahidə oluna bilməz.
VI FƏSİL
PFÄNETFƏRİN HƏRƏKƏTİ
Hələ çüx qədimdən dünyanın quru-luşu haqqında iki fikir - geosentrizm və heliosentrizm fikirləri formalaşmışdır. Birinci fikrə görə dünyanın mərkəzində Yer durur. İkinci fikrə görə isə dünya-nın mərkəzində Yer yox, Günəş durur. Bu fikirlər uzun müddət yanaşı yaşa-mışlar. Bizim eranın II əsrində Ptole-mey dünyanın geosentrik sistemi təli-mini riyazi olaraq hesablamış və özü-nün "Meqale sintaksis" kitabında şərh etmişdir. Yalnız on dörd əsrdən sonra Kopernik ^MGöy sferlərinin fırlanması" əsərində dünyanın heliosentrik sistemi-ni vermiş və bir çox təbiət hadisələrini izah edə bilmişdir.

Bu fəsildə dünya sistemləri, planet-lərin görünən və həqiqi hərəkətləri, pla-netlərin hərəkət qanunları və s. məsələ-lərlə tanış olacağıq.
§ 6.1. Planetlərin görünən hərəkəti
Qədim astronomlar müşahidələrlə müəyyən etmişlər ki, bəzi "ulduzlar" digər ulduzlar fonunda yerini müntəzəm ola-raq dəyişir. Onlar əvvəlcə bir istiqamətdə, məsələn, qərbdən şərqə tərəf (düz hərəkət) hərəkət edir, bir neçə gün sanki "da-yanır", sonra əks istiqamətdə, yəni şərqdən qərbə tərəf (tərs hərəkət) hərəkət edir, bir müddətdən sonra yenə "dayanır" və nəhayət istiqamətini dəyişərək əvvəlki istiqamətdə hərəkət edir və ulduzlar arasında ilgək cızırlar. Bu ulduzlara "planet", yəni gəzən ulduzlar və ya sadəcə gəzəyənlər adı verildi.

Sonralar aydın olmuşdur ki, planetlər ulduz deyilmiş, onlar ulduzlar kimi işıq saçmır (şüalandırmır), sadəcə olaraq Günəş şüalarını əks edir və ona görə də ulduzlar kimi parlaq görünürlər. İndi biz biliriik ki, planetlər özləri şüalandırma-yan və Günəş ətrafında dolanan göy cisimləridir. Bizim yaşa-dığımız Yer də onlardan biridir.

Planetlər iki qrupa ayrılır:

1. 
   Aşağı planetlər - həmişə göydə Günəşin yaxın ətrafın-da, ya Günəş olan ulduz bürcündə ya da ona qonşu bürcdə olurlar.
   
2. 
   Yuxarı planetlər - Göydə Günəşdən istənilən bucaq məsafəsində, hətta Günəşdən əks tərəfdə ola bilirlər.
   

Aşağı planetlərin Günəşdən qərbə doğru maksimal bucaq uzaqlaşmasına qərb elonqasiyası, şərqə tərəf maksimal bucaq uzaqlaşmasına isə şərq elonqasiyası deyilir.

Merkuri üçün elonqasiya 18^o - 28^o, Venera üçün isə 45^o -48^o təşkil edir.

Şərq elonqasiyasında planet qərbdə axşam Günəş batan
kimi, qərb elonqasiyasında isə şərqdə Günəş doğmazdan əv-vəl müşahidə olunurlar. Elonqasiya anlarından sonra aşağı planetlərin Günəşqdən olan bucaq məsafələri yavaş-yavaş azalır və nəhayət onlar Günəş şüalarında itərək görünmürlər.

Şəkil 6.1- də Marsın 1979- 80- cı illərdə cızdığı ilgəkvari hərəkət yolu göstərilmişdir.

5 +25"
17.1 d^T^
L1980^
• VII.1980

J I I I I I I I I I I L_

I I I I I I

12" 40"

I I I

I I I

2tT 1Г 40^м 20" 10" 40" 20" Şəhil 6.1. Planetlərin görünən hərəhəti

5

-+25" -+20" -+15°

-+10"

- +5"
- +0"

+0"

v а


§ 6.2. Dünyanın geosentrik sistemi
Dünyanın geosentrik sistemi riyazi təlim şəklində bizim eranın 140-cı ilində Yunanıstanda İsgəndəriyyə alimi Klavdi Ptolemeyin "Meqale sintaksis" (Böyük düzülüş) əsərində veril-mişdir. Ərəb mənbələrində bu əsərin adı "Almagest" və ya "Əl-məcəsti" kimi getmişdir. Fəxrlə qeyd edək ki, bu əsərin geniş şərhi ХШ əsrin əvvəllərində ərəb dilində dahi Azərbay-can astronomu Nəsirəddin Tusinin "Təhriril Əl-məcəsti" kita-bında verilmişdir.

Ptolemeyin geosentrik sisteminin əsas müddəaları aşağı-dakılardır:

1. 
   Yer tərpənməz olub, dünyanın mərkəzində durur.
   
2. 
   Bütün planetlər episikl adlanan kiçik dairələr boyunca sabit sürətlərlə episiklin mərkəzi ətrafında do-lanırlar. Episikllərin mərkəzləri isə deferent adlanan böyük dairələr boyunca Yer ətrafında sabit sürətlərlə dolanırlar.
   
3. 
   Ay və Günəş episiklə malik olmayıb birbaşa deferent boyunca Yer ətrafında sabit sürətlə dolanırlar.
   
4. 
   Günəş və Ayın deferentləri, bütün planetlərin episikl və deferentləri səthində tərpənməz ulduzlar yerlə-şən bir sferin daxilində yerləşirlər.
   

Şəkil 6.2 - də episikl və pcpianetj

deferent, şəkil 6.3-də isə Ptolemeyin geosentrik sistemi verilmişdir.

Ptolemeyin geosentrik sistemində planetlər, Ay və Günəş Yerdən uzaqlıqları-na görə aşağıdakı ardıcıl-lıqla düzülmüşlər: Ay, Merkuri, Venera, Günəş, Mars, Yupiter və Saturn. Qeyd edək ki, Ptolemeyin

vaxtında yalnız 5 planet $^{эки 6.2. E}P^{isikl вя д}Ф^репТ məlum idi.

Ptolemeyə görə göy cisimlərinin günlük hərəkəti bütöv-lükdə dünyanın tərpənməz Yer ətrafında fırlanması ilə əlaqə-dardır.

Ptolemey sisteminə görə planetlərin ilgəkvari hərəkətini keyfiyyətcə izah etmək olur. Şəkil 6.2 - də planet A vəziyyətin-də olduqda onun Yerə nəzərən hərəkətinin bucaq sürəti pla-netin episikl üzrə hərəkət sürəti ilə episikl mərkəzinin deferent

üzrə hərəkət sürətinin cəmin-dən ibarət olur. Bu zaman planet düz hərəkətdə olar və onun sürəti ən böyük olar. Planet B vəziyyətində olduq-da planetin episikl üzrə hərə-kəti episikl mərkəzinin Yer ətrafında hərəkətinin əksinə yönəlir və Yerdən baxdıqda planetin bucaq sürəti ən kiçik olir. Əgər planetin episikl üz-rə hərəkət sürəti episiklin mərkəzinin deferent üzrə hə-

Şəkil 6.3. Dünyamn geosentrik sistemi _{rəkət s}ürətİndən kİçİk OİSU

planetin hərəkəti düz hərəkət, əgər planetin episikl üzrə hərə-kət sürəti episiklin mərkəzinin deferent üzrə hərəkət sürətin-dən böyük olsa, planetin hərəkəti tərs hərəkət olar.

Ptolemey planetlərin episikl və deferentlərinin radiusları-nı, onların episikl və deferent üzrə hərəkət sürətlərini, Ay və Günəşin deferentlərinin radiuslarını və deferent üzrə hərəkət sürətlərini elə seçmişdir ki, onların göydə vəziyyətinə uyğun gəlsin. Bu təlim kökündən yanlış olmasına baxmayaraq pla-netlərin göydə vəziyyətini əvvəlcədən təyin etməyə imkan ve-rirdi.

Sonrakı əsrlərdə müşahidələrin dəqiqliyi artdıqca Ptole-mey sistemi ilə müşahidələr arasındakı fərqlər aşkar olurdu. Bunu aradan götürmək üçün bir planetə iki və daha çox epi-sikl daxil edilirdi. Bu da sistemi çox mürəkkəb hala salırdı. Artıq XV əsrin axırlarında Ptolemey sistemi tələblərə cavab verə bilmirdi.