25
kiritdi. U oʻzining astronomik aniq kuzatish asboblari yordamida
yoritgichlarning osmondagi oʻrinlarini juda katta aniqlikda belgilashga erishdi.
Bu aniqlik ±2'
ni tashkil etib, 17 metr masofada 1 sm uzunlikdagi jism
shunday burchak ostida koʻrinadi. Umrining oxirgi yillarini Pragada
oʻtkazayotgan Brage shogirdlikka talantli nemis astronomi Keplerni taklif etdi.
Kepler
taklifni qabul qilib, Pragaga koʻchib keldi. Biroq koʻp oʻtmay Brage
vafot qildi va uning qimmatli kuzatish materiallari Keplerning qoʻlida qoldi.
Kepler oʻz ustoziga sodiq qolib, Yer va Marsning
Quyoshdan uzoqligini
aniqlash boʻyicha katta hisoblash ishlarini bajardi. Koʻp yillik hisoblashlar
natijasida u Yerning Quyoshdan uzoqligi va Mars bilan Quyosh orasidagi
masofalarni
hisoblab, Marsning Quyosh atrofidagi harakat trayektoriyasini
aniqladi. Bu trayektoriya ellips boʻlib chiqdi. Ellips deyiluvchi yopiq egri
chiziqning xarakterli joyi shundaki uning ixtiyoriy nuqtalari ( В , С, D) uchun
ellipsning fokuslari deyiluvchi ikki nuqtasidan uzoqliklarining yigʻindisi
oʻzgarmas qiymatga ega boʻladi, ya’ni ellipsda (8- rasm) boʻlib,
undagi F
1
va F
2
nuqtalar ellipsning fokuslari deyiladi. Ellips bir-biridan eng uzoq nuqtalarini
tutashtiruvchi va fokuslar orqali o ‘tuvchi kesmasi uning katta oʻqi deyilib,
Quyosh va sayyora orasidagi oʻrtacha masofa shu oʻqning yarmiga teng
boʻladi va katta yarim oʻq (a) deyiladi. Salkam 24 yillik
kuzatish natijalarini
26
umumlashtirib, Kepler sayyoralar harakatiga tegishli quyidagi uchta qonunni
kashf etdi:
1. Har bir sayyora Quyosh atrofida ellips boʻylab aylanadi va mazkur ellipsning
fokuslaridan birida Quyosh yotadi.
2. Sayyoralarning radius vektorlari (sayyorani Quyosh bilan tutashtiruvchi
kesma) teng vaqtlar ichida teng yuzalar chizadi (9- rasm).
3. Ixtiyoriy ikki sayyoraning Quyosh atrofida aylanish siderik (haqiqiy) davrlari
kvadratlarining nisbati ularning orbitalari katta yarim oʻqlarining kublari
nisbatiga teng boʻladi, ya’ni :
𝑇
1
2
𝑇
2
2
=
𝑎
1
3
𝑎
2
3
(4)
bu yerda: a
1
va T
1
1 – sayyoraning katta yarim o ‘qi va davri, a
2
va T
2
esa
2- sayyoraning katta yarim oʻqi va davri.
Bu ifoda, kuzatishdan aniqlangan
sayyoraning davriga (T) koʻra, ungacha boʻlgan oʻrtacha masofani (a) topishda,
astronomlarga juda qoʻl keldi, ya’ni T
2
(yil) = a
3
(a.b.). (5)
Sayyoramiz ham Quyosh atrofida shu qonunlarga boʻysungan holda harakat qiladi.
Yer va Oyning Quyosh atrofidagi harakati bir necha tabiat hodisalarining sodir
boʻlishiga sabab boʻladi. Quyosh tutulishi va Oy tutulishi, Oy fazalarining
kuzatilishi, yil fasllarining almashinishi shular jumlasidandir.
Quyida ularga
qisqacha toʻxtalib oʻtamiz.