§ 2.6. Quyosh tutilishi. Saros
Quyosh tutilishi samoda (osmonda) eng tomoshabop hodisalardan biri hisoblanadi. Oy Yer va Quyosh orasida joylashsa Quyosh tutilishi sodir bo'ladi (2.10-rasm). Quyosh tutilishlari yangioy paytidagina bo`ladi. Agar Oy orbitasining tekisligi ekliptika tekisligi bilan ustma-ust tushganda, har yangioy paytida Quyosh tutilishi bo`lar edi. Ammo, Oy orbitasi ekliptikaga og`ma bo`lganidan Oy yangioy paytida ko`pincha Quyoshdan shimolroqdan yoki janubroqdan o`tadi va tutilish bo`lmaydi. Yangioy ekliptika yaqinida, ya`ni Oy orbitasi tugunlardan birortasining yaqinida bo`lgandagina tutilish ro`y beradi.
Agar Yerdagi kuzatuvchi, Oy soyasining Yerda hosil qilgan doirasi (uning diametri 271 km gacha boradi) ichida bo‘lsa, u Quyoshni oy bilan to‘la to’silgan holda, ya’ni Quyosh to‘la tutilayotgan holda ko‘radi. Bordi-yu kuzatuvchi, yarim soya chegarasida turgan bo‘lsa u Quyoshning qisman tutilayotganini (ya’ni Oy Quyoshning bir qismini bekitib o‘tayotganini) ko‘radi. Quyosh tutilishi Oy Yerdan eng katta masofaga uzoqlashganda ro‘y bersa, u hosil qilgan soyaning uchi Yergacha etib kelmaydi. Bunday holda Oy soyasi konusi o‘qi yaqinida joylashgan Yerdagi kuzatuvchi Quyoshning xalqasimon tutilishini, ya’ni tim qora Oy diski atrofida ravshan xalqani ko‘radi.
|
|
|
2.10-rasm. Quyosh tutilishi |
Yer o‘z o‘qi atrofida g‘arbdan sharqqa tomon hamda Oy ham Yer atrofida g‘arbdan sharqqa tomon aylanayotgani sababli Oyning erga tushgan soyasi ham Yer sirti bo‘ylab g‘arbdan sharqqa tomon siljib borib, uzunligi bir necha ming kilometr bo‘lgan tasma chizadi.
G‘arbdan sharqqa tomon harakatlanayotgan Oy dastlab Quyoshni g‘arb tomoni bilan uchrashadi, shuning uchun Quyosh tutilishi uning g‘arb tomonidan boshlanadi. Agar kuzatuvchining joyi Yerda soya ichiga to‘g‘ri kelsa, Quyoshning «yoyilayotgan» qismi ortib borib, u Oy bilan to‘la yopilganda Quyosh butunlay ko‘rinmay qoladi. Quyoshning to‘la tutilish fazasi atigi bir necha minutda (ko‘pi bilan etti minut) davom etib so‘ngra Oy qora diski Quyosh diskidan chiqib sharqqa siljiy boshlaydi va Quyoshni to‘la ozod qilguncha yana bir soatcha vaqt ketadi.
Sharqda Quyosh tutilishi haqida gapirganimizda, Quyosh tutilishi uchun kerak bo‘lgan shartlardan biri Oy Quyoshni bekitib o‘tayotgan paytda yangioy fazasida bo‘lishidir. Biroq har yangioyda Quyoshning tutilmasligi Quyosh tutilishi ro‘y berishi uchun bu shart etarli emasligi bildiriladi. Avvalo shuni aytish kerakki, har yangioy fazasida Quyosh tutilmasligining sababi Oy orbitasi tekisligining ekliptika tekisligi bilan ustma-ust tushmasligidir. Shuning uchun yangioy paytida Oy ekliptika tekisligidan kattagina burchak masofada bo‘lib, Quyoshning yoki ustidan tomonidan yoki pastki tomonidan uni yopmagan holda o‘tib ketadi. Bundan yangioy paytida Quyosh tutilishi uchun Oy o‘z tugunlari (Oy orbitasining ekliptika tekisligi bilan kesishgan nu³talari) yaqinida, ya’ni ekliptikaga yaqin yoy masofada bo‘lishi zarurligi ayon bo‘ladi.
Yangioy fazasida Oy tugunlarining ixtiyoriy biridan qanday minimal yoy masofada bo‘lganda Quyosh tutilishining ruy berishi mumkinligini ko‘raylik. Buning uchun Quyosh, Yer va Oy markazlari (mos ravishda S, T va L nuqtalar) bir tekislikda joylashgan deb faraz qilaylik (2.11-rasm), ekliptika tekisligi esa, rasm joylashgan tekislikka perpendikulyar tekislikda yotsin.
|
|
|
2.11– rasm. |
<LTS=θ burchak Oyning ekliptika kenglamasi bo‘lib, u ozgina bo‘lsada kichraysa, Yerning O nuqtasidagi kuzatuvchi qisman Quyosh tutilishini ko‘radi. Unda θ burchakning kattaligini hisoblashga kirishamiz, u
Θ=<LTL’+<STS’ (2.37)
Rasmdan ko‘rinishicha <LTL’=- Oyning ko‘rinma radiusi: <STS= Quyoshning ko‘rinma radiusini, <L’TL’=<TL’O-TS’O bo‘lib <TL’O=c – Oyning gorizantal parallaksini; <TS’O= - Quyoshning gorizantal parallaksini ifodalaydi. Binobarin Θ burchak
=c++c-(2.1)
|
|
|
2.12-rasm. |
s=15’,5; =16,’3; c=57,’0; =8,’’8
ekanini e’tiborga olsak u holda
=88’,7
bo‘ladi. Bundan ko‘rinishicha, qisman bo‘lsada Quyosh tutilishi uchun oyning ekliktikal tenglamasi 88,’7dan kichik bo‘lishi lozimligi ma’lum bo‘ladi. Topilgan ning qiymatiga ko‘ra oyning ∆L ekliptikal uzunlamasini LS to‘g‘ri burchakli sferik uchburchakdan topiladi.
(2.38)
=88’,7; i=5009’ Oy orbitasi tekisligining epliktika tekisligiga og‘maligidan ∆L=16,05 ekanligi kelib chiqadi.
Har bir tutilish 18 yil 11 kun yoki yil 10 kunda (agar bu vaqt ichida 5 ta kabisa yili bo`lsa) takrorlanib turganidan tutilishlarini oldindan aytish yengillashadi. Bunday bo`lishiga sabab, shuncha vaqt o`tganidan so`ng Quyosh, Oy va Oy orbitasining tugunlari bir-birlariga nisbatan taxminan dastlabki vaziyatlarga qaytib keladi. Oy tugunlarining harakati Oy harakatiga qarama-qarshi yo`nalgan bo`lganidan tugunga Oy yulduzlari nisbatan bir marta to`la aylanib chiqishidan oldin, ya`ni 27.32 sutkada (yulduz oyi) emas, balki 27.21 sutka (drakonik oy) da qaytib keladi. Shu sababli Quyosh ham tugunga bir yil qisqaroq vaqt ichida, ya`ni 346.62 sutka (drakonik yil) da qaytib keladi. 242 drakonik oy, 19 drakonik yilga teng bo`lar ekan. Demak, agar ma`lum bir paytda yangioy, ya`ni Oy bilan Quyoshning bir to`g`ri chiziqda bo`lishi tugunga to`g`ri kelib qolsa, 18 yil 11 kundan so`ng bu hodisa yana tugun yaqinida sodir bo`ladi. Bu vaqt ichida 223 sinodik Oy o`tgan bo`ladi, ya`ni 1) 223 sinodik oy=6585.32 sutka=18 yil 11 kun 7 soat 42 minut; 2) 242 drakonik oy = 6585.36 sutka; 3) 19 Quyosh drakonik yili = 6585.78 sutka.
Agar dastlabki yangioy va tutilish aniq tugunda bo`lsa, keyinigi yangioy payti tugunda emas, balki undan taxminan 1/2 gradus g`arbda, ya`ni Quyosh tugunga kelmasdan oldinroq bo`ladi, chunki birinchi davr uchinchi davrdan deyarli 1/2 sutka qisqa. Shuning uchun keyingi tutilish o`zining kattaligi bilan oldingi tutilishdan oz farq qiladi. Bundan tashqari, keyingi tutilish dastlabki tutilishdan o`rta hisobda 7 soat-u 42 minut kechroq boshlanadi va, binobarin, 120 g`arb tomonda ko`rinadi.
18 yil 11 kunlik davr qadimgi vavilonlilarga ham ma`lum bo`lib, saros deb ataladi. Har bir saros ichida 70 ta tutilish bo`lib, shundan 41 tasi Quyosh va 29 tasi Oy tutilishidir. Shunday qilib, umuman Yerda Quyosh tutilishlari Oy tutilishlariga qaraganda ko`proq bo`lsa-da, biroq Yer sirtining ma`lum nuqtasida Oy tutilishlari ko`proq bo`lishi mumkin. Bunga sabab har bir Oy tutilishi Yer yarim sharining hamma joyida ko`rinadi. Quyosh tutilishlari esa deyarli tor bir polosadagina ko`rinadi. Ayniqsa Quyoshning to`la tutilishi ahyon-ahyonda ko`rinadi; har bir 18 yillik davr ichida 10 tagacha to`la tutilish bo`lsa-da, u ma`lum bir nuqtada o`rta hisobda 200-300 yilda bir marta ko`rinadi.
Quyosh tutilishi vaqtida Oyning Yer sirtiga tushayotgan soyasining kengligi hamma vaqt 270 km dan kichik. Soya 34 km/min tezlikdan katta bo'lmagan holda harakatlanadi; shunday qilib tutilishning maksimal davomiyligi 7.5 minut bo'ladi. Oy tutilishining maksimal davomiyligi esa 3.8 soat, to'linoy fazasi davomiyligi hamma vaqt 1.7 soatdan kichik.
Yulduzlarning Oy bilan to'silishini kuzatish oldin Oy orbitasini aniqlashning aniq usuli sifatida xizmat qilgan. Chunki oy atmosferaga ega emas, yulduz birdaniga 1/50 sekunddan kichik vaqtda yo'qoladi. Agar hodisani yozish uchun tezfotometr ishlatilsa, difraktsiyaning tipik manzarasini ko'rish mumkin. Difraktsiya shakli qo'shaloq yulduzlar uchun turlicha. Bu radioastronomiyaning birinchi dekadasi (birinchi o'nyilligi)da ayrim radiomanbalarning to'silishi orqali ularning aniq koordinatalarini topishda ishlatilgan. Oy sharq tomonga harakatlangani uchun Oyning birinchi choragida yulduzlar uning qorong'u chekkasi bilan to'siladi. Shuning uchun to'silishni kuzatish oson, fotometrik o'lchashlar qilish mumkin va shu bilan bir vaqtda obyektning ko'rinishini kuzatish juda oson. Ayrim yorug' yulduzlar va sayyoralar borki, ular Oy harakatlanuvchi 11 gradusli soha ichida joylashgan, lekin yorug' obyektlar to'silishi qurollanmagan ko'zga kamyob ko'rinadi.
Shuningdek, to'silish sayyoralar va asteroidlar tomonidan ham bo'lishi mumkin. Lekin bunday hodisa faqat juda tor yo'lda ko'ringani uchun kuzatish murakkab. Shunday hodisa tufayli 1977 yilda to'silish paytida Uranning halqasi topilgan, bir necha kuzatuvchilarning oldindan hisoblangan traektoriya bo'ylab joylashishi sababli ayrim asteroidlarning shakli o'rganilgan.
Merkuriy yoki Veneraning Quyosh diskidan o'tishida Yerdan ko'rinishi tranzit hodisa deyiladi. Tranzit hodisa sayyora faqat quyi birlashish momentida o'z orbitasi tuguniga yaqin joylashgan holdagina bo'ladi. Merkuriyning tranziti har yuz yilda 13 marta atrofida; Veneraning tranziti faqat ikki marta bo'ladi. Merkuriyning keyingi tranzitlari: 9 may 2016 yil, 11 noyabr 2019 yil, 13 noyabr 2032 yil va 7 noyabr 2039 yil. Veneraning keyingi tranzitlari: 6 iyun 2012 yil, 11 dekabr 2117 yil, 8 dekabr 2125 yil va 11 iyun 2247 yil. 18 asrda astronomik birlik qiymatini aniqlagda Veneraning ikkita tranziti (1761 yil va 1769 yil) dan foydalanishgan.