BÖLÜM III

• Yer yüzünde insanın göründüğünden beri insan hayatını düzenleyen gündüz ve gecenin meydana gelişi, yaklaşık olarak sabit Bir ölçü birimi olan gün kavramını bize vermiştir. Aynı safhalarının tekrarlanışı ayı, mevsimlerin tekrarlanışı da yıl kavramını ortaya koymuştur. Şu halde ölçü biriminin saptanmasında, yerin dönme hareketi, yörünge hareketi, ve ayın yörünge hareketi göz önüne alınmaktadır. Kesin olarak yerin bir tam dönmesi gün ölçüsünün birimi olarak alınır. Lakin günün başlangıcı olarak bir referans noktası alınmalıdır; Güneş mi yoksa bir yıldız mi alınıyor bunu ayırt etmek gerekir. Çünkü Güneş yerin yörünge hareketi sebebiyle yıldızlar arasında hareket ediyor gibi görünmektedir.

BÖLÜM III

•I. ZAMAN - I

• Koç noktasının meridyenimizden art arda iki geçişi arasındaki zaman aralığına siderel gün (yıldız günü) denir. (veya daha genel olarak herhangi bir yıldız alınabilir).

• Sideral zaman (yıldız zamanı) koç noktasının saat açısıdır. Yıldız

zamanı, koç noktasının saat açısı 0 iken, yani koç noktası üst geçişte

iken başlar. Herhangi bir yıldızın rektesansiyonu ve saat açısı bilindiği

zaman yıldız zamanı bulunabilir. Şekil 19 dan görüldüğü üzere yıldızın

saat açısı s ve rektesansiyonu a ise, o yerin T yıldız zamanı için T = s+a

bağıntısı vardır.

Ekvator

E’ E

P

P’

♈

< <

a O

Y’

 T s

<

<

Şekil 19

• Yıldız zamanı gözlemcinin yerel boylamına bağlıdır.

Gerçekten yer bir tam rotasyonunu (360°) 24

de tamamladığına göre, 0° ve 15 ° doğu boylamlarında aynı bir yıldız aynı anda s ve s+15° (veya s+1

) saat açılarına sahip olacaktır, halbuki 15 ° batı boylamında ayni yıldızın aynı andaki saat açısı s-15°

(veya s-1

) olacaktır.

• Mademki boylamların başlangıcı olarak Greenwich'ten geçen meridyen alınmaktadır; o halde,

sg (Green) = sg (x)±l(x)

• Burada l, x yerinin boylamıdır (saat olarak : 1^s 15°) ;

+ veya - işareti, x in Greenwich’in batısında veya doğusunda olmasına göre geçerlidir. Halbuki güneş günü referans olarak Güneş’i alır. Güneş günü ile yıldız günü arasındaki fark yaklaşık olarak 4^d. Hakikaten yerin güneş etrafındaki dolanımı nedeniyle biz güneşin yıldızlar arasında tam bir dolanımını bir yılda tamamlayacak şekilde batıdan doğuya doğru, yer değiştirdiğini gözlüyoruz, halbuki eksen etrafında dönme hareketi nedeniyle onun bir günde doğudan batıya döndüğünü görüyoruz. Sonuç olarak bu iki hareketin birleşimi nedeniyle Güneş her gün meridyene gelmekte biraz gecikir.

• O halde, eğer Güneş her gün meridyene 4

geç gelirse, Güneş günü yıldız gününden 4

daha uzun olur. Güneşin saat açısı +12

, güneş zamanı adını alır. Yani yıldız zamanından farklı olarak Güneş zamanı Güneş’in meridyenden alt geçişi ile başlar. 0 halde şu eşitlikleri yazabiliriz.

Güneş zamanı = s

+ 12

• Yıldız zamanı= Güneş’in 21 Marttaki saat açısı (yani Güneş koç noktasında olduğu zaman)

d sn

sa d o

4 56

365 3 24 365

360  

• O halde 21 Martta güneş zamanı 20

iken yıldız zamanı 8

dir. Bir ay sonra yine güneş zamanı 20

iken yıldız zamanı 10

olacaktır. Çünkü yıldız zamanı, güneş zamanına göre günde 4

ilerlemektedir, ayda 2

eder. 21 Haziranda güneş saati 20

gösterirken yıldız saati 14

;

• 23 Eylülde yıldız zamanı da 20

olacak ve 21 Aralıkta güneş saati 20

iken yıldız saati 2

olacaktır.

• Başka bir deyişle, mademki güneş doğuya doğru hareketi nedeniyle her gün

meridyene geç gelmektedir, o halde 21 Marttan sonra, güneş her gün koç

noktasının biraz daha doğusunda ve dolayısıyla onun saat açısı koç

noktasınınkinden daha küçük olacaktır.

• 21/3 s

= sg

• 21/6 s

= sg - 6s

• 21/9 s

= sg - 12s

• 21/12 s

= sg - 18s

• 21/3 s

= sg - 24s = sg

Bir yılda güneş meridyenden 365 defa geçmektedir.

Koç noktası veya herhangi bir yıldız ise 366 defa

geçer.

• Güneşin meridyenden art arda iki geçişi arasındaki zaman aralığına görünen veya gerçel

güneş günü denir. Fakat bu zaman aralığı bir zaman birimi olarak aşağıdaki sebeplerden ötürü kullanılamaz

• a) Yer, Güneş etrafında eliptik bir yörünge çizer ve perihelde iken daha hızlı, afelde iken

daha yavaş hareket eder. Bu nedenle güneşin görünen hareketi düzgün değildir. b) Bundan başka Güneşin daha hızlı veya daha yavaş hareket ediyor gibi görünmesinin diğer bir nedeni- ki bu, yerin yörüngesi tam bir daire şeklinde olsa bile vardır- ekliptiğin ekvatora göre eğik olmasıdır. Dönencelerde (22 haziran ve 22 Aralıkta Güneş ekvatordan en büyük açısal uzaklıkta bulunur ve bu tarihten ilkine yaz dönencesi, ikinciye kış dönencesi denir), yani güneşin görünen hareketi ekvatora paralel iken, güneşin doğuya doğru daha hızlı hareket ettiğini görüyoruz.

• Ekinokslarda ise hareketin doğrultusunun ekvatora göre

eğimi max. yani 23°.5 dir ve bunun için hareketin ekvatora

dik olan bileşeni maksimum, ekvatora paralel olan bileşeni

ise minimum değeri haizdir (ilkbahar ekinoksunda doğrultu

kuzeye, sonbahar ekinoksunda güneye doğrudur). Bu iki

sebepten dolayı gerçel güneş günlerinin uzunlukları sabit

değildir. Yıl boyunca değişir.

• O halde gerçel güneş zamanını gösterecek bir mekanik zaman saatinin yapılması çok güçtür. Bu güçlüğü ortadan kaldırmak için yeni bir zaman tanımı yapılmıştır. Bu yeni tanım ortalama Güneş zamanıdır. Bunun için ortalama güneş denilen teorik bir güneş kabul edilir ve bu güneşin şu koşullar sağlaması istenir :

• Ekvator üzerinde, gerçek güneşin ortalama açısal hızına eşit sabit bir hızla düzgün dairesel hareket yapsın.

• Yıllık dolanımını Gerçek güneşte aynı anda tamamlasın.

• Bu. şekilde tanımlanan ortalama güneşin saat açısına 12

ilavesiyle ortalama güneş zamanı bulunur. Ortalama güneşin saat açısı, zamanın lineer bir fonksiyonudur ve buna göre çalışacak mekanik saatlerin yapımı mümkündür.

Günlük hayatımızda biz ortalama güneş zamanını kullanırız.

• Ortalama Güneşi berhangi bir gök cismi gibi kabul ederek, yıldız zamanı ile ortalama zaman arasındaki şu, bağıntı bulunur

Y.Z.= s

+ a

• a

ve s

ortalama güneşin rektesansiyonu ve saat açısıdır. O halde yılın

herhangi bir gününde ortalama güneşin rektesansiyonu ve yıldız zamanı

bilinirse, ortalama güneşin saat açısı ve buna 12 s ilave ederek ortalama zaman

çıkarılabilir.

• Gerçel güneş zamanı ile ortalama güneş zamanının özellikleri göz önüne alınırsa, bu ikisi arasındaki farkın bir yıl içinde artıp eksilmesi ve bazen de sıfır olması gerektiği kolayca görülür. Bu fark astronomi uygulamalarında ve takvimlerde çok kullanılır ve zaman denklemi adını alır. 0 halde herhangi bir an için zaman o ana ait gerçel güneş zamanı ile ortalama güneş zamanı arasındaki farktır . Buna göre

ile göstereceğimiz bu denklem,

E(t) = s - sm

(s

, gerçek güneşin, s

ortalama güneşin saat açısıdır).

olmalıdır.

• Ortalama güneş zamanı anlaşıldıktan sonra buna ait birim ortalama güneş günü tanımı kolayca yapılabilir ; teorik olmakla beraber özelliklerini bildiğimiz ortalama güneşin meridyenimizden ardı ardına iki geçişi arasındaki zaman aralığı bir ortalama Güneş günüdür.

• 1 yıldız günü = 1 ortalama gün - (3d 55sn,91)

• Zaman denklemi bir yıl boyunca her gün için hesaplanabilir. Bu şekilde

zaman denkleminin yıllık değişimi veren eğri elde edilir.

Ocak Şubat Nisan

Mart Temmuz

Mayıs Haziran Ağustos Kasım

Eylül Ekim Aralık

0^d.0

-5^d.0

-10^d.0 10^d.0

5^d.0

t E(t)

Şekil 20

• Şekil 20 den görüldüğü gibi E(t), yılda dört defa sıfır olmaktadır ve max. değeri 16d 24sn dir.

• Zaman denklemine ait değerler (1963 için)

• Astronomi yıllıklarında E(t) , hergün için

verilmektedir. Şimdiye kadar üç çeşit zaman tanımı verdik

1. Yıldız zamanı (Y.Z.=sg)

2. Gerçel güneş zamanı (GZ= s

+ 12sa)

3. Ortalama zaman (OZ= s

+ 12 sa)

Kaynaklar

• Astronomi I Ders Notları by Prof. Dr.

Semanur ENGİN, Ankara Üniversitesi

• http://www.physics.hku.hk/~nature/CD/re gulare/lectures/chap02.html

• http://www.astro.columbia.edu/~archung/l abs/fall2001/lec01_fall01.html

• http://www.timezone.com/library/tmachi ne/tmachine0005

• http://www.phy.olemiss.edu/~luca/astr/Top ics-Introduction/Eclipses-N.html

• http://www.astrologyclub.org/articles/no

des/nodes.htm