Güneş zamanı

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Gezinti kısmına atla Arama kısmına atla
Bir prograde gezegen gibi Dünya, yıldız günü ise daha kısa daha güneş günü. Zaman 1, Güneş ve belirli bir uzak yıldız var hem üstten. Zaman 2, gezegen döndürülmüş 360° ve uzak yıldız havai yine (1 belirleyin 2 = bir yıldız günü). Ama o kadar bir süre sonra, zaman 3, Güneş yükü yine (1 belirleyin 3 = bir güneş günü). Daha basit, 1-2 tam bir dönme Dünya, ama, çünkü devrim Güneş çevresinde etkiler açısı olan Güneş görmüş Toprak, 1-3 ne kadar uzun sürer öğlen dönmek.

Güneş zamanı gökyüzündeki Güneş’in konumunu temel alan zamanın yolunun bir hesaplamasıdır. Güneş zamanının temel birimi gündür. Görünen güneş zamanı (güneş saati zamanı) ve ortalama güneş zamanı(zaman saati) güneş zamanının iki tipidir.

Giriş[değiştir | kaynağı değiştir]

Zemine dik bir bir şekilde uzun bir kutbu sabitle, herhangi bir güneşli gündeki bazı anlarda tam olarak kuzeye ya da güneye gölge belirecek. (Güneş tam tepede ise kaybolacak). O an yerel saatle öğle vaktidir yani saat 12:00’dır. Aşağı yukarı 24 saat sonra gölge tekrar kuzeye ya da güneye belirecek ve Güneş Dünya’nın çevresinde 360 derecelik bir yay kaplayacak. Güneş tam olarak 15 derece kapattığı zaman (bir çemberin 1/24’ü, Dünya’nın eksenine dik bir düzlemde ölçülen açıların ikisi için de) mahalli zahiri zaman tam olarak 13:00’dır ve 15 derece daha fazla kapattıktan sonra zaman tam olarak 14:00 olacaktır. (1 derece 4 dakikaya tekabül eder ki bu da küresel konumlandırma sistemi GPS üzerinde yerküre için 1 meridyene denk gelir.)

Eylül ayında Güneş aralık ayına göre belli bir devir yapmak için daha az zaman alır (kesin bir saat tarafından ölçüldüğü zaman). Çünkü Güneş zamanı saat zamanınınkinden 21 saniye daha az ya da 29 saniye daha fazla olabilir. Zaman denkleminde açıklandığı gibi Dünya’nın yörüngesinin dış merkezliliğinden dolayıdır (Dünya’nın yörüngesi harika bir şekilde dairesel değildir, Dünya-Güneş mesafesi yıl boyunca değişir) ve Dünya’nın ekseninin onun yörünge düzlemine tam dik değildir (buna ekliptiğin eğimi denilir).

Bunun etkisi bir saatin sabit bir oranda akmasıdır. Yani, her saatte salınımın aynı sayısını tamamlamasıdır (gerçek Güneş’i takip edemez aksine yıllar üstünde Güneş’in ortalama oranına denk olan sabit bir oranda gökyüzüyle ilgili ekvator boyunca hareket eden hayali bir ortalama Güneş’i takip eder). Buna, çoğu amaç için oldukça yeterli ama bir yüzyıldan bir sonrakine mükemmel bir şekilde sabit olmayan ortalama güneş zamanı denir. Bugünlerde, ortalama bir güneş günü aşağı yukarı 86,400.002 saniyedir. [1]

Güneş zamanının iki türü (görünen güneş zamanı ve ortalama güneş zamanı) 1950’lilere kadar gökbilimciler tarafından çalıştırılan zaman tahmininin üç türü arasındadır. (geleneksel zaman tahmininin üçüncü türü Güneş’den ziyade diğer yıldızların hareketini temel alan yıldız zamanıdır). 1950’lere kadar Dünya’nın dönme oranının sabit olmadığı kesin olarak bilinirdi. Bu yüzden gökbilimciler onların yörüngesindeki güneş sistemi cisimlerinin konumlarını temel alan bir zaman skalası olan gök günlüğü zamanını geliştirdi.

Görünen güneş zamanı[değiştir | kaynağı değiştir]

Görünen güneş Dünya üzerindeki gözlemciler tarafından görüldüğü kadarıyla doğrudur. Görünen güneş zamanı ya da doğru güneş zamanı asıl Güneş’in görünen hareketini temel alır. O, yerel meridyene doğru Güneş’in iki başarılı dönüşü arasındaki aralık olan görünen güneş gününü temel alır. Güneş zamanı bir güneş saati tarafından kabaca ölçülebilir. Diğer gezegenler üzerindeki eşitlik yerel doğru güneş zamanıyla ifade edilir. [2][3]

Bir güneş gününün uzunluğu yıllara göre değişir, çeşitlenir ve hesaplanan etki ortalamadan 16 dakikaya mevsimsel dalgalanmalar üretir. Bu etki iki ana nedene sahiptir. İlk neden, Dünya’nın yörüngesinin bir çember değil bir elips olması ve bu yüzden Dünya Güneş’e yakın olduğu zaman (perihelion) daha hızlı uzak olduğu zaman (aphelion) daha yavaş hareket eder (gezegensel hareketin kepler yasası). İkinci olarak, Dünya’nın eksen eğikliğinden dolayı (ekliptiğin eğikliği olarak bilinir) Güneş’in günlük hareketi, Dünya’nın gök ekvatoruna eğilen harika bir çember boyuncadır. Güneş ekinoksların ikisini de ekvatorda kestiği zaman Güneş’in günlük hareketi ekvator açısına göre değişir (yıldızlara göre). Bu yüzden, bu yolun ekvator üzerindeki değişimi yıl boyunca onun ortalamasından daha azdır. Güneş gündönümlerinin ikisinde de ekvator en uzakta olduğu zaman Güneş’in gün de güne konumundaki değişim ekvatora paraleldir. Bu yüzden bu değişimin ekvator üzerindeki yolu yıl içerisindeki ortalamadan daha geniştir (tropikal yıl). Haziran ve Aralık’ta Güneş ekiliptik boyunca verilen bir değişim gök ekvatorundan en uzak olduğu zaman ekvatordaki geniş bir değişimine işaret eder. Bundan dolayı, görünen güneş günleri, Haziran ve Aralık’a göre Mart ve Eylül’de daha kısadır. 

Görünen güneş gününün uzunluğu(1998) [4]
Tarih Vasati zaman süresi
11 Şubat 24 saat
26 Mart 24 saat − 18.1 saniye
Mayıs 14 24 saat
19 Haziran 24 saat 13.1 saniye +
25/26 Temmuz 24 saat
16 Eylül 24 saat − 21, 3 saniye
2/3 Kasım 24 saat
22 Aralık 24 saat 29 saniye +

Bu uzunlukların birkaç yılda az bir şekilde ve binlerce yılda çarpıcı bir şekilde değişmesi bekleniyor.

Güneş zamanı[değiştir | kaynağı değiştir]

Zaman denklemi - eksenin üzerinde yerel zamanı gösteren bir saate göre bir güneş saati hızlı şekilde görünecek ve eksenin altında bir güneş saati yavaş görünecektir.

Ortalama güneş zamanı 12 saatlik ortalama Güneş’in saat açısıdır. Günümüzde, diğer gözlemler ve diğer galaksilerde konumlanan ışın kaynaklarının günlük hareketinin çok uzun temel alan interferometresinden matemaktiksel olarak oluşturulan UT1 zaman skalasıyla farkına varılır. Gün ışığı süresi yıl içerisinde çeşitlenir ama ortalama bir güneş gününün uzunluğu, görünen bir güneş gününün aksine yaklaşık olarak sabittir. Görünen bir güneş günü ortalama bir güneş gününden 20 daniye daha kısa ya da 30 saniye daha uzundur. Kısa ya da uzun günler ardı ardına meydana gelir. Bu yüzden farklılık 3 Kasım yakınında yaklaşık 16 dakika kadar görünen zamanın arkasında ve 6 Şubat’ın yakınında aşağı yukarı 14 dakika kadar görünen zamanın önünde oluşur. Zaman denklemi, yıldan yıla hesaplanmayan ve devirsel olan farklılıktır.

Ortalama süre ortalama güneşi takip eder. Jean Meeus aşağıdaki gibi ortalama güneşi tanıtır:

Apogee ve perigee’de doğru güneş ile keşisen ve sabit bir hızla ekliptik boyunca seyahat eden ilk imgesel Güneş’e dikkat et. (Dünya sırasıyla perihelion ve aphelion’da olduğu zaman). O zaman, ekinokstaki ilk imgesel güneş ile kesişen ve sabit bir hızda gök ekvator boyunca seyahat eden ikinci bir imgesel Güneş’e dikkat et.
[5]

Ortalama güneş gününün uzunluğu, Ay tarafından Dünya’nın dönüşünün yavaşlamasına karşılık gelen ve Dünya tarafından Ay’ın gelgitsel ivmelenmesinden dolayı yavaşça artar.

Tarihi[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş ve Ay, Nuremberg Chronicle, 1493

Ortalama güneş zamanını simüle etmek için birçok yöntem kullanılmıştır. En erken dönemleri M.Ö. 2. milenyumun ortasından M.S. 2. milenyumun başına kadar neredeyse dört bin yıl boyunca kullanılan su saatleri idi. M.Ö. 1. milenyumun ortasından önce, su saatleri sadece görünen güneş gününe uygun olacak şekilde ayarlanıyordu, bu nedenle geceleri kullanılabilmeleri dışında dikey bir direğin gölgesinden artı bir yönleri yoktu.

Ancak halihazırda Güneş'in ekliptik boyunca sabit yıldızlara göre doğuya doğru hareket ettiği uzun zamandır bilinmektedir. M.Ö. ilk milenyumun ortasından bu yana, sabit yıldızların günlük dönüşü, hata oranlarını belirlemek için karşılaştırılan saatlere karşın ortalama güneş süresini belirlemek için kullanılmıştır. Babilli gökbilimciler zaman denklemini iyi biliyorlardı ve su saatlerinden çok daha doğru bir ortalama güneş zamanı elde etmek için yıldızların farklı dönüş hızının yanı sıra yıldızların zamanını düzeltiyorlardı. Bu ideal ortalama güneş zamanı, o zamandan beri gezegenlerin, Ay'ın ve Güneş'in hareketlerini tanımlamak için kullanılmıştır.

Mekanik saatler 20. yüzyılın başlarına kadar Dünya'nın yıldız saatinin doğruluğunu elde edemedi. Bugünün atom saatleri Dünya'dan çok daha sabit bir orana sahip, ancak onun yıldız saati hala ortalama güneş zamanını belirlemek için kullanılıyor. 20. yüzyılın sonlarından beri, Dünya'nın dönüşü, ekstra galaktik radyo kaynakları topluluğuna göre tanımlanmış ve daha sonra benimsenen bir oranla ortalama güneş zamanına dönüştürülmüştür. Bu hesaplanan ortalama güneş zamanı ve UTC arasındaki fark, artık saniye gerekip gerekmediğini belirler. (UTC zaman ölçeği şimdi SI saniyelerinde çalışır ve kabul edildiğinde SI saniyesi, ortalama güneş zamanı saniyesinin ikinci değerinden biraz daha kısadır.)

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ Leap Seconds. (1999).
  2. ^ Allison, Michael; Schmunk, Robert (30 Haziran 2015). "Technical Notes on Mars Solar Time as Adopted by the Mars24 Sunclock". Goddard Institute for Space Studies. National Aeronautics and Space Administration. 25 Kasım 2015 tarihinde kaynağından Arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Ekim 2015. 
  3. ^ Allison, Michael; McEwen, Megan (2000). "A post-Pathfinder evaluation of areocentric solar coordinates with improved timing recipes for Mars seasonal/diurnal climate studies". Planetary and Space Science. 48 (2–3). s. 215. Bibcode:2000P&SS...48..215A. doi:10.1016/S0032-0633(99)00092-6. 
  4. ^ Jean Meeus (1997), Mathematical astronomy morsels (Richmond, VA: Willmann-Bell) 346.
  5. ^ Meeus, J. (1998).