Boylam belirleme

Zaman tayini belli bir saat zamanına kar¸sılık yerel zaman ile bilinen saat zaman farkı d¨uzeltmesinin belirlenmesidir. ¨Oyle ki bir yerin yıldız zamanı astronomik yoldan tayin

edilmi¸sse, bulunulan o yerin boylamı ΘGr = Θ + λ e¸sitli˘ginden bulunabilir. Yıldız ne

kadar hızlı hareket ederse prezisyon o kadar y¨uksektir.

Zaman tayini ile ilgili birden fazla y¨ontem kullanılabilir. Bu y¨ontemlerden Zinger y¨ontemi a¸sa˘gıda a¸cıklanacaktır. Di˘ger y¨ontemlerden ise kısaca bahsedilecektir.

Zaman ¨ol¸cme y¨ontemleri

D¨u¸s¨uk prezisyonlu bir y¨ontem olarak, Kwee-Van Woerden y¨ontemi astronomlar tarafından yaygın olarak kullanılmaktadır. Bu y¨ontemde ı¸sık e˘grisinden ı¸sı˘ga kar¸sılık gelen zamanı saptamak i¸cin sadece yıldızın ı¸sık e˘grisinde minimuma girdi˘gi ve minimumdan ¸cıktı˘gı kısmının alınması yeterlidir.

Durak noktasının enlemine ve ba¸ska bir hesaba gerek kalmadan saat d¨uzeltmesi belirlenebildi˘gi Simetrik g¨ozlemelerle zaman tayini y¨onteminde ise, bir yıldızın g¨or¨unen g¨unl¨uk y¨or¨ungesi her yerde o yerin meridyenine g¨ore simetriktir. Dolayısı ile bir yıldız meridyenin do˘gusunda ve batısında meridyenden e¸sit uzaklıklarda e¸sit zenit uzaklı˘gı altında g¨or¨ul¨ur. O halde yıldızın sabit bir zenit uzaklı˘gında yani simetrik konumunda UE ve UW zamanları g¨ozlenmi¸s ise, yıldızın meridyenden ¨ust ge¸ci¸s zamanı

2 U = UE+ UW olur. Ayrıca ∆U = α− U ile saat d¨uzeltmesi hesaplanabilir.

Yıldızların azimutu en hızlı meridyende de˘gi¸sti˘ginden, zaman tayini i¸cin yıldızların meridyenden ge¸ci¸slerinin g¨ozlenmeleri uygundur. O y¨uzden bu a¸cıklanacak y¨ontemin adı meridyen y¨ontemidir. Meridyende gerekli elemanlar arasında ¸cok basit ili¸skiler oldu˘gu i¸cin, y¨ontem kullanı¸slıdır. Saat a¸cısı meridyende sıfır oldu˘gundan meridyenden ge¸ci¸ste yıldız zamanı yıldız rektasansiyonuna e¸sittir. ∆U = α − U oldu˘gundan α rektasansiyon bilindi˘ginden saat d¨uzeltmesi bulunur. Meridyen y¨onteminde ¸cok sayıda yıldız g¨ozlenmesi zorunlulu˘gundan aletin uzun s¨ure aynı ¸sartlarda kalması ve meridyen do˘grultusuna hatasız y¨oneltilmi¸s olmalıdır. Bu zorlukları basite indirgemek i¸cin yıldızın kutup yıldızının g¨uneyinden ge¸ci¸si g¨ozlenerek de zaman tayini yapılabilir. Bu y¨ontem D¨ollen y¨ontemi olarak bilinmektedir. Burada ama¸c yıldızların meridyen ge¸ci¸slerinde de˘gil kutup yıldızının d¨u¸sey dairesinde g¨ozlem yapmaktır. Di˘ger t¨um ko¸sullar meridyen y¨ontemiyle ¨ort¨u¸smektedir.

Di˘ger bir y¨ontem olan birinci d¨u¸seyde zenit uzaklıkları y¨ontemi, zenit uzaklıklarının birinci d¨u¸sey daire yakınında g¨ozlenmesine dayanmaktadır. Burada ama¸c azimut de˘gerleri birinci d¨u¸sey dairede dik ve do˘grusal de˘gerde oldu˘gundan yıldızlar buradan

ge¸ci¸ste hızları maksimum olur. Kullanılan saatin verdi˘gi zaman do˘gru kabul edildi˘gi takdirde saat d¨uzeltmesi ile g¨ozlem yeri yıldız zamanına d¨on¨u¸s¨um i¸cin verilen λ0 boylamından, λ d¨uzeltilmi¸s boylamı bulunabilir (M¨uller, 1973).

Zinger Y¨ontemi

Zamanı d¨u¸sey dairelerden ge¸ci¸slerde belirlemek yerine, ufuk dairesine paralel dairelerden, almukantaratlardan ge¸ci¸slerde belirlemek de m¨umk¨und¨ur. Yıldızın almukantarattan hızlı ge¸cmesi halinde gene iyi sonu¸clar alınır. Daire b¨ol¨um hataları ve refraksiyonun zaman tayinine tam b¨uy¨ukl¨ukleri ile etkili olu¸sları, Zinger y¨onteminde iki yıldızın aynı almukantarattan ge¸ci¸slerinin g¨ozlenmesi yoluyla ortadan kaldırılır. Her iki yıldız da aynı zenit uzaklı˘gında bulunacaklar, o halde refraksiyonun aradaki de˘gi¸simleri dı¸sında aynı refraksiyon de˘geri s¨oz konusu olacak ve a¸cı okumaları yani daire b¨ol¨umleri kullanılmayacaktır.

• Yıldız ¸ciftlerinin se¸cimi

G¨ozlemlerin yapılı¸sından ¨once ¨on ¸sartlı yıldızlar se¸cilmelidir. Bir ¸ciftin iki yıldızı, belki 5 dakika ara ile birbiri ardından kısa s¨urede ge¸cmeli, ayrıca rahat¸ca y¨oneltme yapabilmek ve her ikisini de iyi g¨ozleyebilmek i¸cin aynı zenit uzaklı˘gında olmalı ve bunlar meridyene g¨ore simetrik ve birinci d¨u¸seye yakın olmalıdır. Burada ¨once g¨ozleme yapılacak Θ yıldız zamanı i¸cin meridyene g¨ore simetrik ve zenit uzaklıkları aynı olan, yani tE =−tW ve

δE = δW olan yıldızlar se¸cilir. Bu ¸sartlar tam sa˘glanamayaca˘gından, her iki yıldızın

deklinasyon farklarının k¨u¸c¨uk olması, yani ∆δ < 2◦ olması g¨ozetilir. Ayrıca ilk ¸sarta uymak i¸cin [2 Θ = αE + αW] alınır. Bunlardan ba¸ska, ¨ong¨or¨ulen Θ zamanında her

iki yıldız da birinci d¨u¸sey yakınında bulunmalı ve bu arada refraksiyon anomalileri nedeniyle ¸cok b¨uy¨uk zenit uzaklı˘gında olmamalıdır. Pratik olarak zenit uzaklıkları yakla¸sık 20◦ ile 40◦ arasında alınır.

• G¨ozlemlerin yapılı¸sı

G¨ozlemlerde yıldız zamanı saati i¸cin bir saat ayarı yapılmalı ve yatay daire y¨oneltilmelidir. Ayrıca, Horrebow d¨uzecinin takılmasına ve hareketli ¨ol¸c¨u ¸cizgisinin yataya paralel olmasına dikkat edilmelidir. Bir kronograf ve zaman i¸sareti i¸cin el GPS kullanılabilir. Yazıcı ilk yıldızın zenit uzaklı˘gını ve azimutunu s¨oyler, g¨ozleyici her iki de˘geri alete uygular, Horrebow d¨uzecini eksene sıkı¸stırır ve d¨uzeltme vidası ile kabarcı˘gı hassas bir bi¸cimde ortalar. Hareketli ¸cizginin yıldızın beklendi˘gi yere,

yani 8 veya 12’ye getirilmesi uygun olur. Yıldız g¨or¨u¸s alanına girince, alan aydınlı˘gı yıldızın parlaklı˘gına uydurulur. Gecikmeden Horrebow d¨uzeci okunur ve isteniyorsa, kolimasyon d¨uzecinin kabarcık u¸clarının ¸cakı¸stırılmasından sonra, d¨u¸sey daire de okunur. R¨uzgarsız havalarda Horrebow d¨uzeci yeterlidir. Fırtınalı havalarda ise d¨u¸sey daire okuması ihtiyacı kar¸sılar. Kronograf ¸calı¸stırılır ve yıldız ¨ol¸c¨u ¸cizgisine gelir gelmez 4 revol¨usyonda izlenir. Yıldızın, 10 ¸cizgisini ge¸cmesi anını g¨ozleyicinin s¨oylemesi tavsiye edilir. Do˘gru yıldızın g¨ozlendi˘gini kontrol amacı ile yazıcı bu zamanı not eder. 4 revol¨usyondan sonra d¨uze¸c ve istenirse d¨u¸sey daire tekrar okunur, kronograf ge¸cici olarak durdurulur. Asal eksen ba˘glama vidası gev¸setilir, alidat 180◦ d¨ond¨ur¨ul¨ur ve azimut bu ¸ciftin ikinci yıldızına uygulanır. D¨u¸sey az hareket vidası ile Horrebow d¨uzecini bir evvelki okumayı g¨ostermesi veya gere˘ginde d¨u¸sey dairenin bir evvelki de˘gere getirilmesi sa˘glanır. Gene gecikmeden Horrebow d¨uzeci ve kolimasyon d¨uzeci ortalandıktan sonra d¨u¸sey daire okunur. ˙Ikinci yıldız, g¨or¨u¸s alanında birinci yıldızın kayboldu˘gu tarafta g¨or¨unecek ve hareketli ¸cizgiye, birinci yıldızın son bulundu˘gu yere, yani yakla¸sık olarak d¨u¸sey orta ¸cizgiye g¨ore simetrik duruma gelecektir. Kronograf zamanında ¸calı¸stırılır ve yıldız tekrar 4 revol¨usyonda izlenir. Bu defa mikrometre birinci yıldızdakine nazaran ters y¨onde ¸cevrilmelidir. Sonra tekrar Horrebow d¨uzeci ve kolimasyon d¨uzeci kabarcıkları ortalandıktan sonra d¨u¸sey daire okunur, kronograf durdurulur ve b¨oylece ilk ¸ciftin g¨ozlenmesi bitirilmi¸s olur. Horrebow d¨uzeci, muylu eksen ve asal eksen vidaları gev¸setilir ve alete ikinci ¸cifti n birinci yıldızına ait de˘gerler uygulanır. Bu ¸ciftin g¨ozlenmesi de bir evvelki gibi yapılır (M¨uller, 1973).

• G¨ozlemlerin de˘gerlendirilmesi

G¨ozlemlerin de˘gerlendirilmesi ¸su ¸sekilde yapılır. ¨Oncelikle kısa s¨ureli nutasyon etkisi (3.12) e¸sitliklerinden hesaplanarak yıldızların g¨ozlem anı koordinatlarına eklenir. Daha sonra g¨ozleme zamanına ait d¨uzeltmeler, 2 (∆z) = zW − zE g¨ozlenen zenit farklarını,

2a = aW−aE azimut de˘geri farklarını ve b yarım kontak ¸seridi geni¸sli˘gini vermek ¨uzere;

∆θ1 = −∆z cos φ sin a ∆θ2 = b cos φ sin a (3.15)

ba˘gıntısından hesaplanıp, g¨ozleme zamanına eklenir. Buradan;

∆θ =−t0+ ¯t− ∆θ1− ∆θ2+ (0.021s) cos z ∆θ =−t0+ ¯t + ∆z− b

cos φ sin a + (0.021

s_{) cos z} (3.16)

g¨ozleme zamanı farkı d¨uzeltmeleriyle bulunur. B¨oylece hesaplanan saat d¨uzeltmesi, g¨ozleme yerinin yakla¸sık olarak alınan λ0 boylamının d¨uzeltmesi olarak,

λ = λ0− ∆θ (3.17)

ba˘gıntısıyla hesap edilir. Prezisyonu arttırmak i¸cin be¸s ya da daha fazla yıldız ¸ciftine g¨ozlem yapmak gerekir.