АзягЬаусап Respublikasımn Təhsil Nazirliyi tərəfindən Universitetlər üçün dəvslik kimi təsdiq edilmişdir
§6.10. Planetlərin polyar koordinatlarının təyini
Yüklə 2,68 Mb.
|
| §6.10. Planetlərin polyar koordinatlarının təyini
Əvvəlki paraqraflarda dediyimiz kimi planetlərin Günəş ətrafı orbitdə vəziyyəti radius-vektor r və həqiqi anomaliya J ilə birqiymətli təyin olunur. Onlar planetin polyar koordinat-larıdır. Polyar koordinatların təyini ilə tanış olaq. 1. Radius-vektorun təyini Əvvəlki paraqrafdaki şəkil 6.11-dən r2 = PK2 + GK2 = (NK-)2 + (OK -OG)2= (asinE-f + (acosE - aef = b2 sin2 E + a a + a2 cos2 E - 2a2e cos E + a2e2 = a2 (1 - e2) sin2 E + a2 cos2 E - 2a2 cos E + a2e2 = = a2(l-2ecosE + +e2 -e2sin2E) = a2\[-2ecosE + e2(l-sin2E)] = = a2(I - lecosE + e2 cos2 E) = a2(I - ecosE)2, və ya r = a(l-ecosE). (6.30) Aydındır ki, (6.30)-dan məlum a və E-yə görə planetin ra dius vektoru r-i təyin etmək olar. 2. Həqiqi anomaliyanın təyini Məlumdur ki, fokusa nəzərən ellipsin polyar koordinat-larda tənliyi
a(l-e2) (6.31)
1 + ecosQ kimi yazıla bilər. Onda (6.30) və (6.31)-in sağ tərəflərinin bə-rabərliyindən alırıq ki, Asanlıqla almaq olar ki, 1-ecosE Bu ifadəni aşağıdakı kimi də yazmaq olar: Sonuncu ifadədən məlum e və E-yə görə həqiqi anoma-liyanı təyin etmək olar. Planetlərin radius vektorlarını və həqiqi anomaliyalarını Kepler tənliyini həll etmədən aşağıdakı düsturlarla da təyin etmək olar: VII FƏSİL YERİN HƏRƏKƏTİ Yer Günəş sisteminin üçüncü pla-netidir. Təbiidir ki, о bizim doğma planetimiz, daha doğrusu doğma evimiz olduğundan digər planetlərdən daha mükəmməl öyrənilib. Bu fəsil Yerin forma və ölçülərindən, öz oxu ətrafında fırlanmasından, Günəş ətrafında illik dolanmasından, fəsillərin əmələ gəlmə-sindən, Yerin qütblərinin onun səthində hərəkətindən, Yer oxunun pressesiyası və nutasiyasından bəhs edir. § 7.1. Yer haqqında qısa məlumat Yerin orta radiusu Re=6371.032 km, kütləsi
Me=5.87 *1027q» 3*10"6M@, =5.574q/sm3=3.95 p, orta sıxlığı Günəş ətrafında orta orbital sürəti üorb.=29.765 km/s » 100 000 km/saat, Yerdə parabolik sürət (böhran sürəti) up=11.2 km/s, və Yer səthində ağırlıq qüvvəsinin təcili (qravitasiya təcili) gR = 980.616 sm/s2.
Yerin kürə şəklində olması XVI əsrin əvvəlində Magella-nın yerətrafı səyahəti ilə təsdiq olundu. Yerin süni peyklərin- 117 dən və geodezik raketlər-dən alınmış fotoşəkilləri də onun kürə şəklində olması-nı təsdiq edir. Yerin radiusu ilk dəfə yeni eradan əvvəl III əsrdə İskəndəriyyə astronomu Eratosfen tərəfindən çox sadə bir üsulla təyin olun-muşdur. Bu üsulun mahiy-yəti aşağıdakından ibarət-dir. Yerin eyni coğrafi me- Şzkil 7.1. Yerin radiusunun tzyini ridianında bir-birindən ki- fayət qədər aralı olan iki M1 və M2 məntəqəsi götürək. Əgər M1M2 meridian qövsünün uzunluğunu l ilə, onun dərəcələrlə
kimi yaza bilərik. Burada R® Yerin radiusudur. Aydındır ki, (7.2) -dən Yerin radiusu ifadə olunmuş bucaq ölçüsünü isə no ilə işarə etsək meridianın bir dərəcəsinə uyğun gələn qövsün uzunluğu üçün yaza bilərik ki, olar.
Məlumdur ki, M1 və M2 məntəqələri arasındakı meridian qövsünün dərəcələrlə ifadə olunan uzunluğu həmin məntəqə- 118 lərin coğrafi enliklərinin fərqi kimi asanlıqla ölçülə bilər, yəni olar. Lakin Yer səthində dağların, dənizlərin, çayların mane-çiliyi ucundan M1M2 meridian qövsünün xətti uzunluğu l-i birbaşa dəqiq təyin etmək mümkün deyil. Ona görə M1M2 qövsünün uzunluğu trianqulyasiya üsulu ilə təyin olunur. Bu üsul birinci dəfə Hollandiyada Snellus tərəfindən istifadə edil-mişdir. Çoxsaylı ölçmələr göstərmişdir ki, meridian üzrə 1o-lik qövsün uzunluğu Yer ekvatoru yaxınlığında /0=110.6 km, Ye rin qütbləri yaxınlığında isə 111.7 km olur. Bu o deməkdir ki, qütblər yaxınlığında Yer səthinin əyriliyi ekvator yaxınlığın-dakından azdır, başqa sözlə Yerin forması kürədən fərqlidir. Çoxsaylı ölçmələr nəticəsində müəyyən olunmuşdur ki, Yerin həqiqi forması qütblərdən basıq olub, sferoidə (fırlan-ma ellipsoidinə) yaxındır. 1964-cü ildə Beynəlxalq Astronomiya İttifaqı Yerin ekvatorial və qütb radiusları üçün aşağıdakı qiymətləri qəbul etmişdir: Onda Yerin basıqlığı a — b olar.
Yerin ölçüləri və forması süni peyklər vasitəsilə daha də-qiq öyrənilmişdir. Hətta müəyyən olunmuşdur ki, Yerin şimal və cənub qütb radiusları da bir qədər fərqlidir. Nəhayət, qeyd edək ki, səthi dağlar, okeanlar və çökək-liklərlə əhatə olunmuş Yerin əsl forması sferoiddən də fərqli-dir və heç bir həndəsi fiqurla təsvir olunmur. Ona görə hazır-da Yerin forması dedikdə geoid nəzərdə tutulur. Bütün nöqtələrində ona çəkilmiş normallar şaquli xət-lə üst-üstə düşən səthlərə səviyyə səthləri və ya taraz-lıq səthləri deyilir. Açıq okeanda sakit suyun səthi ilə üst-üstə düşən tarazlıq səviyyəsinə geoid deyilir. Quru yerlərdə (qitələrdə) geoidin səviyyəsi sferoidin sə-viyyəsindən yuxarıda, okeanlarda isə aşağıda olur. §7.3. Yerin öz oxu ətrafında fırlanması Öz oxu (diametrlərindən biri) ətrafında fırlanmaq bütün göy cisimlərinə xas olan bir əlamətdir. Bu cismin tarazlığını saxlamaq üçün vacibdir. Kopernik də özünün heliosentrik sis-temində heç bir isbatsız qəbul etmişdir ki, Yer öz diametrlə-rindən biri ətrafında fırlanır və bu göy sferinin günlük fırlan-masına səbəb olur. Yerin öz oxu ətrafında fırlanma dövrü bir gün adlanır. Yer ekvatorunda onun öz oxu ətrafında fır-lanmasının xətti sürəti 2ttRc (p=0 Gekv 23h56m04s Aydındır ki, Yer səthində ixtiyari coğrafi enlikdə xətti sü- rət
Ц> = vekv-cos(p olar. Məsələn, Bakı enliyində (ф=40°24') Yerin xətti fırlanma sürəti olar. Aydındır ki, qütblərdə j=90o olduğundan Ц,=90°= Uqütb=0 olar. Yerin öz oxu ətrafında fırlanmasını göstərən dəlillər:
§7.4. Yerin Günəş ətrafında dolanması Yerin Günəş ətrafında dolanması Kopernikin heliosent rik sistemində əsaslandırılmış və göstərilmişdir ki, Günəşin zodiak üzrə hərəkəti zahiri hərəkət olub Yerin Günəş ətrafın-da dolanmasının təzahürüdür. Lakin Yerin Günəş ətrafında dolanması yalnız iki hadisə ilə tam sübut olunur. Bu hadisə-lərlə tanış olaq. 1. Ulduzların parallaktik sürüşməsi Yer illik dövrlə Günəş ətrafında elliptik orbit üzrə hərə-kət edir. Ona görə verilmiş ulduz müxtəlif anlarda Yerdən müxtəlif istiqamətlərdə görünür, yəni ulduzlar parallaktik sü-rüşməyə məruz qalır. Parallaktik sürüşmə Günəşin görünən vəziyyətinə doğru baş verir. Ekliptik enliyi (şəkil 7.2-yə bax) 0
Şəhil 7.2. Ulduzların parallaktik sürüşməsi şərtini ödəyən ulduzlar il ərzində göy sferində kiçik ellips cızır. Ekliptikanın qütbü yaxınlığındakı ulduzlar üçün ellips dairə-yə, ekliptika müstəvisinə yaxın olan ulduzlar üçün isə kiçik xəttə və ya qövs parçasına çevrilir. Parallaktik el-lipsin böyük yarı-moxu (dairənin ra-diusu və eləcə də ekliptikada paral-laktik qövsün yarı-sı) ulduzun illik pa-rallaksına bərabər-dir. Onların ölçüsü ulduza qədər olan məsafədən asılıdır. Ulduz Yerdən uzaq olduqca ellipsin bö-yük yarımoxu (dairə-nin radiusu və qöv-sün yarısı) kiçik olur. Yer digər planet-lər kimi Günəş ətra-fında fokuslarından birində Günəş olan elliptik orbit üzrə л л л w Şəkil 7.3. Yerin orbiti qərbdən şərqə doğru yəni öz oxu ətrafında fırlanma istiqamətində hərəkət edir. Yerin Günəşdən orta məsafəsi 1 astronomik vahid (a.v.) adlanır. = 0.0167. Yadımıza salaq ki, astronomik vahid a = 149 600 000 km. Yer orbitinin eksentrisiteti Göründüyü kimi Yerin orbiti dairədən çox az fərqlənir. Yerin orbiti şəkil 7.3-də verilmişdir. Yerin periheli məsafəsi q@ » 147 000 000 km, afeli məsafəsi isə Q@» 152 000 000 km-dir . Yerin Günəş ətrafında tam bir dolanmasına lazım olan zaman müddətinə Yerin siderik dolanma dövrü və ya ulduz ili deyilir. Ulduz ili T@ = 365.2564 orta Günəş günü = 365d06h09m10s. Onda Yerin orbital xətti sürəti olar.
Yerin Günəş ətrafı orbit boyunca illik hərəkəti zamanı onun günlük yerdəyişməsi ücün taparıq ki, Deməli, Yer illik hərəkəti nəticəsində ulduzlar arasında qərb-dən şərqə doğru öz yerini gündə 1° dəyişir. 2. Aberrasiya sürüşməsi Şəkil 7.4. Astronomik aberrasiya Ulduzların aberrasiya sürüşməsi 1728-ci ildə ingilis astro-nomu Bradley tərəfindən kəşf olunmuşdur. O, ulduzların pa-rallaktik sürüşməsinə oxşar sürüşmə aşkar etmiş və əvvəlcə onu parallaktik sürüşmə hesab etmişdir. Lakin sonra aydın olmuşdur ki, bu sürüşmə parallaktik sürüşmədə olduğu kimi Günəşin görünən vəziyyətinə doğru deyil, ekliptikada Günəş-dən 90o qərbdə yerləşən nöqtəyə yönəlmişdir. m m Bu sürüşmə işıq sürətinin sonlu ol-ması və Yerin Gü-nəş ətrafında do-lanması ilə əlaqə-dardır. Bu iki sə-bəbdən hərəkətdə olan müşahidəçi ve-rilmiş ulduzu həqiqi yerindən bir qədər sürüşmüş, başqa yerdə görür. Bu ha-disə astronomik aberrasiya və ya işığın aberrasiyası adlanır. Aberrasiya nəticəsində ekliptikanın qütbündə olan ulduz lar kiçik dairələr cızır. Qütbdən uzuqlaşdıqda dairə böyük ya-rımoxu dairənin radiusuna bərabər olan ellipsə, ekliptikada isə yarısı dairənin radiusuna bərabər olan kiçik qövs parçası-na çevrilir. Parallktik sürüşmədən fərqli olaraq aberrasiya dairəsinin, ellipsinin və qövs parçasının ölçüsü ulduzlara qə-dər olan məsafədən asılı deyil. Aberrasiya hadisəsini izah edək. Fərz edək ki, şəkil 7.4-də göstərildiyi kimi verilmiş anda Yerin orbit üzrə hərəkət sürəti vektoru KA istiqamətindədir. K nöqtəsində yerləşən müşahidəçi М göy cismini müşahidə et-mək üçün cihazını KM istiqamətində yönəldir. Fakin işığın sürəti sonlu olduğundan işıq şüaları cihazın O obyektivindən K okulyarına çatana kimi Yer К nöqtəsindən К1 nöqtəsinə keçir və ona görə də müşahidəçi М cismini görə bilmir. O, М göy cismini müşahidə etmək üçün cihazın okulyar qurtaraca-ğını KK1 qədər əks tərəfə, yəni K2 nöqtəsinə yerləşdirməlidir. KM və K2M istiqamətləri arasındakı bucağa aberrasiya buca- ğı deyilir. Əgər işıq cihazın obyektivindən okulyarına qədər olan OK yolunu t müddətə qət edərsə və Yerin orbit üzrə xətti sü-rəti u olarsa, şəkil 7.4-dən yaza bilərik: sina K2K _ ux _ u sin(P - а) КО ex с' və ya s<sina = — sinp. (7.5) с Burada c-işıq sürəti, P-ekliptik enlikdir. Aberrasiya buca-ğı kiçik olduğundan (7.5)- i kimi yazmaq olar. Yerin orbit üzrə xətti sürətinin u=29.765 km/s və işıq sü-rətinin c=299792 km/s olduğunu bilərək (7.6)-dan yaza bilə-rik ki,
Ekliptikanın qütbündə olan göy cismi (ulduz) üçün P=90o olduğundan s = So = 20".496 olar.
Burada aberrasiya sabiti adlanır. Onda (7.7) aşağıdakı kimi yazıla bi- lər:
s = So sinP . (7.9) Aberrasiya nəticəsində il ərzində ekliptikanın qütbü ya-xınlığında (P=90o) olan ulduzlar radiusu r=so olan dairə, ek liptik enliyi 0° <90° olan ulduzlar böyük yarımoxu a=so, ki-çik yarımoxu b=so sinP olan ellips və ekliptik enliyi P=0 olan ulduzlar uzunluğu l = 2so=41" olan qövs parçası cızır. §7.5. Fəsillərin əmələ gəlməsi Yerdə fəsillərin əmələ gəlməsinə səbəb aşağıdakılardır:
Günəşin illik hərəkətindən (Fəsil III) bildiyimiz kimi Yer-də aşağıdakı fəsillər baş verir:
Şəkil 7.5-də Yerin Günəş ətrafında illik dolanması və bu zaman il ərzində Yerin fırlanma oxunun fəzada özünə paralel köçürülərək öz vəziyyətini saxlaması göstərilmişdir. İndi fəsillərin əmələ gəlməsini izah edək. Məlumdur ki, Yer səthində vahid zamanda verilmiş səth elementinə Günəşdən düşən işıq seli işıq şüalarının səthə çəkil-miş normalla əmələ gətirdiyi busağın, başqa sözlə, düşmə bu-cağının kosinusu ilə mütənasib olacaqdır, yəni 0=Oocosi. (7.10) Burada şüalarının səthin normalı ilə əmələ gətirdiyi bucaqdır. Şəkil 7.6-da yay günəşduruşu (22.VI), qış günəşduruşu (22.XII) və yaz və payız bərabərliyi (21.III və 22.IX) günlərin-də Yer səthindəki ixtiyari j enlikli nöqtədə Günəşin işıq şüa-larının düşmə bucaqları i göstərilmişdir. Göründüyü kimi yay günəşduruşu günü i = z0= j - e, (7.11) olduğundan Ф = Oocosj - e), (7.12) qış günəşduruşu günü isə
olduğundan Ф = Ф,^^ + e), (7.14) olar.
Nəhayət yaz və payız bərabərliyi günlərində (7.15) olduğundan Ф=Фocosф (7.16)
olar. (7.11) - (7.16) düsturlarında ф-müşahidə yerinin coğrafi enliyi, z0-Günəşin günorta zenit məsafəsi və e -ekliptikanın meylidir. Bu ifadələrdən göründüyü kimi, Yer səthindəki ve-rilmiş səth elementi vahid zamanda yayda qışdakından xeyli çox Günəş enerjisi alır. Məlum olduğu kimi, Yerin Günəş ətrafında dolanma or-biti ellipsdir. Ona görə perihelidə (3 yanvar) Yer Günəşə afe-lidəkindən (4 iyul) təxminən 5 milyon km yaxın olur. Eyni za-manda məlumdur ki, səthin işıqlanması məsafənin kvadratı ilə tərs mütənasibdir. Ona görə ilk baxışda elə gəlir ki, Yer Günəşə yaxın olduqda o Günəşdən daha çox enerji alar və yay olar. Lakin Yerdə fəsillərin əmələ gəlməsində əsas rolu Yer oxunun orbit müstəvisinə meyli oynayır. Qış və yayda Yerin Günəşdən olan məsafəsinin fərqi isə onda özünü göstərir ki, Yerin şimal yarımkürəsində (Yer Günəşdən ən uzaqda ol-duqda) yay cənub yarımkürəsinə nisbətən bir qədər sərin (təx-minən 7%), qış isə (Yer Günəşə ən yaxın olduqda) Yerin şimal yarımkürəsindəkinə nisbətən bir qədər mülayim olur.
Məlumdur ki, Yerin fırlanma oxu fəzada öz vəziyyətini I I I I I I I I I I I I I I I I I I I Şəkü 7.7. Yerin simııl qütbünün hərəkəti saxlayır. Ona görə hesab edilir ki, Yer öz oxuna nəzərən sürü-şür. Bu sürüşmə Yerin fırlanma oxuna təsir edə bilmir, ona görə müxtəlif anlarda Yerin qütblərinə Yer səthinin müxtəlif nöqtələri uyğun gəlir. Nəticədə Yerin şimal qütbü tərəfləri təxminən 30 m olan kvadratın daxilində gəzir və mürəkkəb əyri cızır. Əgər Yerin şimal qütbünə kənardan baxsaq şimal qütbünün hərəkəti saat əqrəbinin əksi istiqamətində baş verir. Şəkil 7.7-də Yerin şimal qütbünün hərəkəti göstərilmiş-dir. Yerin qütblərinin hərəkətində iki dövr aşkar edilmişdir:
Hazırda Yerin qütblərinin hərəkətini öyrənən beynəlxalq komissiya fəaliyyət göstərir. Bu komissiya bir çox ölkələrdə yaradılmış xidmət məntəqələrində Yerin qütblərinin hərəkəti-ni və Yerin öz oxu ətrafında fırlanmasının qeyri-bərabərliyini öyrənir. §7.7. Yerin öz охи ətrafında fırlanma dövrünün dəyişgənliyi Əvvəllər dediyimiz kimi Yerin öz oxu ətrafında fırlanma dövrü -Yerin tərpənməz bir cismə nəzərən öz oxu ətrafında bir tam dövr etməsi üçün lazım olan zaman fasiləsi astronomiya-da əsas zaman vahidlərindən biridir. Lakin XIX əsrdə müəy-yən olmuşdur ki, Ay, Merkuri və Veneranın nəzəri hesablan-mış (efemerid) vəziyyətləri müşahidə olunmuş vəziyyətlərin-dən çox az da olsa fərqlənir. Bu Yerin öz oxu ətrafında bəra-bərsürətlə fırlanmaması ilə izah olunur. Deməli Yerin öz oxu ətrafında fırlanma dövrü sabit deyil. Yerin öz oxu ətrafında fırlanma sürətinin sabit olmaması üç növ dəyişmə ilə xarakterizə olunur:
Yerin öz oxu ətrafında fırlanma dövrünün əsri dəyişməsi Ay və Günəşin tormozlayıcı təsiri ilə baş verir və Yerin fırlan-ma dövrü 100 ildə 0s.0014 artır. Yerin fırlanma dövrünün mövsümü dəyişməsi hava və su-yun fəsli paylanması ilə əlaqədardır. Bu səbəbdən Yerin fır-lanma dövrü il ərzində öz orta qiymətindən ±0s.001 fərqlənir. Yerin öz oxu ətrafında fırlanma dövrünün müntəzəm olmayan dəyişməsi bir neçə ayda ±0s.001 təşkil edir. Bu dəyiş-mənin səbəbi məlum deyil. §7.8. Yer oxunun presessiyası Əvvəlki paraqraflarda söylədiyimiz kimi il ərzində Yerin fırlanma oxu fəzada öz vəziyyətini saxlayır. Lakin bu yalnız kiçik zaman fasilələri üçün doğrudur. Kifayət qədər böyük za man fasilələrində Yerin fırlanma oxu fəzada vəziyyətini dəyi-şir. Yerin fırlanma oxunun fəzada vəziyyətinin dəyişməsini b.e.ə. II əsrdə yunan astronomu Hipparx kəşf etmişdir. Bu hadisəni izah edək. Yer sferoidinin daxilində radiusu Yerin qütb radiusuna bərabər olan dairə çəkək. Onda Ayın Yerin kürə hissəsinə tə-sir edən cazibə qüvvəsi F sferoidin mərkəzinə tətbiq olunar. Ekvatorial kütlə artığının Aya yaxın olan yarısına təsir edən qüvvə F1, Aydan uzaq olan yarısına təsir edən qüvvə isə F2 ol- sun. Aydındır ki, bu qüvvələr bir-birinə bərabər olmaz. Təbii-dir ki, F1>F2 Ekliptika Şəkil 7.8. Yer oxunun presessiyusı olar. Ayın Yer sferoidini cəzb etməsi bu üç qüvvənin cəmin dən ibarət olacaqdır. Aydındır ki, F^F2 olduğundan Ayın cazibəsi Yerin pNpS fırlanma oxunu elə döndərməyə çalışır ki, Yerin ekvator müs-təvisi Ayla Yeri birləşdirən TL istiqamətinin üzərinə düşsün. Onda mexanikanın uyğun qanunlarına görə Yerin fırlanma oxu pNpS F1 və F2 qüvvələrinin yerləşdiyi müstəviyə perpendi- kulyar istiqamətdə yerini dəyişər. Nəticədə Yerin fırlanma oxu ekliptikanın oxu ətrafında konus cızır. Bu zaman Yerin fırlanma oxunun ekliptika müstəvisinə meyli dəyişmir. Onda aydındır ki, dünyanın qütbləri ekliptikanın qütbləri ətrafında radiusu ekliptikanın meylinə bərabər olan dairələr cızacaqdır. Bu hadisəyə Yer oxunun presessiyası deyilir. Günəş də Yer oxuna pressesiyaedici təsir edir. Lakin Ay Yerə daha yaxın olduğundan onun təsiri Günəşin təsirindən böyükdür. Yerin ekvatorial kütlə kəmərinə eyni zamanda Ay, Günəş və hətta planetlər təsir edir. Ona görə Yerin oxu fəzada çox mürəkkəb hərəkət edir. Ay və Günəşin təsiri ilə Yer oxunun ekliptikanın oxu ət-rafında konus cızmasına Äy-Günəş presessiyası deyilir. Bu, çox yavaş prosesdir. Onun dövrü, yəni Yer oxunun ekliptika-nın oxu ətrafında tam bir konus cızması üçün lazım olan za-man fasiləsi təxminən 26 000 ildir. Onda aydındır ki, Yer oxu-nun ekliptikada ümumi illik presessiyası
olar. Ekvatorda bu mv =50".26туг = 46"Л1 ekv olar.
Ümumi illik presessiyanı XIII əsrin əvvəllərində kifayət qədər böyük dəqiqliklə böyük Azərbaycan astronomu Nəsi rəddin Tusi təyin etmişdir. Planetlərin presessiya edici təsiri çox az olduğundan Ye rin oxuna təsir edə bilmir. Onlar Yerin orbit müstəvisinə (ek liptika müstəvisinə) çox zəif təsir edir. Planetlərin ekliptika müstəvisinə təsiri planet presessiyası adlanır. Planet presessiyası nəticəsində ekliptikanın ekvatora meyli də dəyişir. Müasir dövrdə bu meyl ildə 0".47 azalar. Pla net presessiyası dövrü olduğundan müəyyən müddətdən son-ra (bir neçə min il) ekliptikanın meyli çox yavaş artmağa baş-layacaqdır. Planet presessiyası nəticəsində yaz bərabərliyi nöqtəsi il-də 0".114 şərqə tərəf sürüşür. Aydındır ki, planet presessiyası nəticəsində ekliptikanın qütbü də göy sferində sürüşəcəkdir. Ona görə dünyanın qütbü-nün ekliptikanın qütbü ətrafında cızdığı dairə qapanmır.
Yüklə 2,68 Mb. Dostları ilə paylaş:
|