BÖLÜM III I. ZAMAN - I Yer yüzünde insanın göründüğünden beri insan hayatını düzenleyen gündüz ve gecenin meydana gelişi, yaklaşık olarak sabit Bir.

... konulu sunumlar: "BÖLÜM III I. ZAMAN - I Yer yüzünde insanın göründüğünden beri insan hayatını düzenleyen gündüz ve gecenin meydana gelişi, yaklaşık olarak sabit Bir."— Sunum transkripti:

1 BÖLÜM III I. ZAMAN - I 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.

2 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.

3 P < < s T  E’ E O < Ekvator <  ♈ Y’ P’ Şekil 19

4 Yıldız zamanı gözlemcinin yerel boylamına bağlıdır
Yıldız zamanı gözlemcinin yerel boylamına bağlıdır. Gerçekten yer bir tam rotasyonunu (360°) 24sa de tamamladığına göre, 0° ve 15 ° doğu boylamlarında aynı bir yıldız aynı anda s ve s+15° (veya s+1sa) saat açılarına sahip olacaktır, halbuki 15 ° batı boylamında ayni yıldızın aynı andaki saat açısı s-15° (veya s-1sa) olacaktır.

5 Mademki boylamların başlangıcı olarak Greenwich'ten geçen meridyen alınmaktadır; o halde,
sg (Green) = sg (x)±l(x) Burada l, x yerinin boylamıdır (saat olarak : 1s 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 4d. 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.

6 O halde, eğer Güneş her gün meridyene 4dk geç gelirse, Güneş günü yıldız gününden 4dk daha uzun olur. Güneşin saat açısı +12s, 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 + 12s Yıldız zamanı= Güneş’in 21 Marttaki saat açısı (yani Güneş koç noktasında olduğu zaman)

7 O halde 21 Martta güneş zamanı 20s iken yıldız zamanı 8s dir
O halde 21 Martta güneş zamanı 20s iken yıldız zamanı 8s dir. Bir ay sonra yine güneş zamanı 20s iken yıldız zamanı 10s olacaktır. Çünkü yıldız zamanı, güneş zamanına göre günde 4dk ilerlemektedir, ayda 2s eder. 21 Haziranda güneş saati 20s gösterirken yıldız saati 14s ; 23 Eylülde yıldız zamanı da 20s olacak ve 21 Aralıkta güneş saati 20s iken yıldız saati 2s 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.

8 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.

9 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.

10 Ekinokslarda ise hareketin doğrultusunun ekvatora göre eğimi max
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.

11 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.

12 Bu. şekilde tanımlanan ortalama güneşin saat açısına 12sa 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m + am am ve sm 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.

13 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 E(t) ile göstereceğimiz bu denklem, E(t) = s - sm (s, gerçek güneşin, sm ortalama güneşin saat açısıdır). olmalıdır.

14 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.

15 Şekil 20 E(t) 10d.0 5d.0 0d.0 -5d.0 -10d.0 t Ocak Şubat Mart Nisan
Mayıs Eylül Ekim Aralık Haziran Temmuz Ağustos Kasım Şekil 20

16 Şekil 20 den görüldüğü gibi E(t), yılda dört defa sıfır olmaktadır ve max. değeri 16d 24sn dir.
Zaman denklemine ait değerler (1963 için)

17 Astronomi yıllıklarında E(t) , hergün için verilmektedir
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= sm + 12 sa)

18 Kaynaklar Astronomi I Ders Notları by Prof. Dr. Semanur ENGİN, Ankara Üniversitesi /chap02.html c01_fall01.html Introduction/Eclipses-N.html