Astronomi ve Uzay Bilimleri

‘Evrende konum ve zaman’ Kategorisi

Yıldızlar ve bütün gök cisimlerini, gök kubbesi ya da gök küresi denen bir yarım kürenin iç yüzüne serpilmiş gibi görürüz. Gerçekte gök küresi dediğimiz bu küre, geometrik, düzgün bir küre değildir, insan gözü sınırlı uzaklıklar için karşılaştırma yapabilir, büyük uzaklıklar için bu karşılaştırma gücü biter. Gök cisimleri, bu nedenle büyük bir yarım küre üzerinde eşit uzaklıktalarmış gibi görünür, gözlemci her zaman gök küresinin merkezinde bulunur.

Gök cisimlerinin görünen hareketlerinin, gök küresi kavramına bağlı olarak incelenmesi, küresel astronomiyi oluşturur.

Yıldızların birbirine göre açısal uzaklıkları ile onların değişimleri, Ay, Güneş ve gezegenlerin konumları, görünen hareketleri, mevsimler, zaman hesapları, takvimler, konum gözlemlerini yanıltan olaylar ve onların düzeltilmeleri küresel astronominin konusudur.

Düzlemde bir noktanın yerinin nasıl belirlendiğini biliyoruz. Şimdi gök küresi üzerindeki bir noktanın yerini belirlemekle işe başlayalım. Gök küresi, dönen bir küre olsun. Şekilde görüldüğü gibi bu, bir dönme ekseni gerektirir.

Dönme ekseni kürenin merkezinden geçer ve gök küresini kutup noktaları denen iki noktada deler. Yer’in dönme eksenine Yer’in merkezinde dik olan bir düzlemi göz önüne alalım. Bu düzleme, ekvator düzlemi denir. Yer için ekvator düzlemi olarak isimlendirilen bu temel düzlem diğer koordinat sistemlerinin herbirinde özel isimler alır. Şekil 1.2′de görülen A noktasının yerini belirlemek isteyelim. Bunun için dönme ekseninden ve A noktasından geçen bir düzlem geçirelim. Şekil 1.2 (a)’da görüldüğü gibi bu düzlemle kürenin arakesiti, kürenin kutuplarından ve A noktasından geçen büyük bir çember yayıdır. PA yayı ile ekvatorun kesim noktası B, kürenin merkezi C olmak üzere BOA açısı, A noktasının temel düzlemden olan açısal uzaklığıdır Yer küre için BOA açısına, A noktasının enlemi denir.

Şimdi, ekvator düzlemine paralel olan ve A noktasından geçen bir düzlem geçirelim (Şekil 1.2 (a)). Bu düzlemle kürenin arakesiti olan çemberin yarıçapı, temel düzlemle kürenin arakesiti olan çemberin yarıçapından küçüktür. Burada iki tanım verelim: Birincisi, “Büyük çember”: Küre merkezinden geçen düzlemle kürenin arakesitine denir. Buna göre temel düzlem üzerindeki temel çember bir büyük çemberdir. PAP’ yayı bir büyük çemberin yarısıdır, ikincisi, “Küçük çember”: Kürenin merkezinden geçmeyen herhangi bir düzlemle kürenin arakesitine denir. Şekildeki küçük çember, temel düzleme paralel alındı .
Tekrar Şekil 1.2(a)’ya dönelim. Küçük çember üzerindeki bütün noktaların, temel düzlemden olan açısal uzaklıkları aynıdır. Yer küre için bt küçük çember üzerinde bulunan bütün noktalar aynı enleme sahiptir, deriz. A noktasının yerini tek anlamlı olarak belirleyebilmek için,  bu   defa   bu başlangıç düzleminden itibaren ölçülen ikinci bir açıya ihtiyacımız vardır. Bunun için bir başlangıç noktası alınır. Şekil 1.2(b) deki D noktası böyle bir noktadır. Burada DOB açısı, B noktasından geçen büyük çember üzerindeki yayı temsil eder. Tekrar Yer küremize dönersek; PDP’çemberi, Greenwich’ten (ingiltere) geçen meridyeni ve DOB açısı, A noktasının boylamını temsil eder.

Yukarıda anlatılanlardan, küre üzerindeki bir noktanın yerini belirlemek için iki açıya gereksinim olduğu anlaşılmaktadır. Bunlardan biri; noktanın temel düzlemden olan açısal uzaklık, diğeri seçilen başlangıç noktasından olan ve temel düzlem üzerinde ölçülen açısal uzaklıktır. Genel olarak koordinat sistemleri, seçilen temel düzleme göre adlandırılır. Çizelge1.1′ de astronomlar tarafından en çok kullanılan dört kordinat sistemi için temel düzlem, boylam ölçümünün başlangıç noktası ve kordinatların özel isimleri not edilmiş ve bunlar Şekil 1.31e gösterilmiştir.

Yıldız  Koordinatlarının  ölçümü

Gök küresinde Zenitlen ve gök kutbundan, dolayısıyla ufuk düzleminde bulunan kuzey (K) ve Güney (G) noktalarından geçen düzlemle gök küresinin arakesitine, (O) noktasında bulunan gözlemcinin meridyeni denir (bkz Şekil 1.4 (a)).

Şekilde, gök kuzey kutbu P ile gösterilmiştir. Şekil1.4(b)’de küçük çember, bir yıldızın doğudan doğduğu, S de meridyenden geçtiği ve batı noktası (B) de battığında çizdiği görünür yayı göstermektedir. SOE açısının yıldızın dikaçıklığına eşit olduğu kolayca görülmektedir Bu açı, meridyen dürbünüyle kolayca ölçülür. Meridyen dürbünü yalnız meridyen boyunca hareket edebilen özel bir teleskoptur. Bir yıldızın meridyende olması hâline yıldızın meridyen geçişi denir. Meridyen geçiş dürbününe; gök küresi üzerinde alınan herhangi iki nokta arasındaki açıyı, mümkün olan en iyi doğrulukla ölçebilen, derecelendirilmiş bir daire monte edilir.

Bu dürbün, kuzey kutup noktasına yönlendirildiği zaman 90° yi, ekvatora yönlendirildiği zaman 0 (sıfır) ı gösterecek şekilde ayarlanır. Böylece yıldızın dikaçıklığı, derecelendirilmiş geçiş dairesinden doğrudan okunur.

Bir yıldızın sağaçıklığı, bir yıldız saati kullanılarak, meridyen geçiş gözlemlerinden bulunabilir. Yıldız zamanı üzerinde daha sonra durulacak ancak burada şu kadarını söyleyelim ki Yer’in güneşe göre değil bir yıldıza göre kendi ekseni etrafındaki dönmesi esas alınır. Bu saat, her gün ilkbahar noktası meridyenin üst geçişinde iken sıfırı gösterecek şekilde ayarlanır. Yer’in yörünge hareketinden dolayı, güneş günü Yer’in gerçek dönme dönemini temsil etmez (bkz. Şekil 1.5). Bir günlük hareketinde Yer, (1) konumundan (2) konumuna gelmiş ise, bir tam dönüşden sonra yüzü Güneş’e dönük bir gözlemcinin yüzü, bu defa V yönünde olacaktır. Yer, ek olarak a açısı kadar döndükten sonra gözlemcinin yüzü Güneş’e dönük olacaktır. Böylece güneş günü, Yer’in gerçek dönme döneminden daha uzun olur.

Yer’in gerçek dönme dönemini belirlemede, yıldızlar en uygun başvuru sistemidir. Yıldızlara göre belirlenen Yer’in dönme dönemi “yıldızgünü” olarak tanımlanır. Yıldız zamanının gök bilimciler için büyük önem taşıdığı açıktır. Eğer Yer, Güneş çevresinde 365 günde bir dolanım yaparsa, günde 360/365- 0.98 derecelik yol alır. Aşağıdaki bağıntıları hatırlarsak;

24  saat  = 360 derece,
1  saat    =   15 derece,
4 dakika =     1 derecedir.

Bir güneş gününün bir yıldız gününden 4 dakika daha uzun olduğu görülür. Yıldızın meridyenden geçiş anında tesbit edilen zaman yıldızın sağaçıklığıdır. Örneğin; yıldız zamanı olarak saat beş iken, ilkbahar noktası (V) meridyeni geceli beş saat olmuştur. Sağ açıklığı beş saat olan bir yıldız ise o anda meridyendedir. Bu durum, Şekil 1.6′da gösterilmiştir. Bu yöntem, ancak çok parlak yıldızlara uygulanabilir. Bu gözlemlerin sonuçları temel kataloglarda yayınlanır. Daha sönük yıldızların koordinatları ise fotoğraf plâkları kullanılarak tayin edilir.

 

Gök Kutbunun Bulunması

Yer’in dönmesi nedeniyle gök cisimleri gök küre üzerinde hareket ediyormuş gibi görünür. Kutup yıldızı bölgesindeki günlük görünür hareket Şekil 1.7de gösterilmiştir. Her yıldız, gök küresi üzerindeki görünür hareketi sırasında 2 kez meridyenden geçer. Ufuk yüksekliği büyük olan geçişe üst geçiş, küçük olana da alt geçiş denir. Art arda iki geçiş arasındaki süre 12 yıldız saatidir. Şekil 1.8 de bu durum üst geçiş (U) ve ait geçiş (L) ile gösterilmiştir. Doğan batan yıldızların alt geçişleri ufkun altında olduğu için görünmezler. Bazı yıldızlar daima üst ve alt geçişlerin her ikisinde de gözlenebilir. Böyle yıldızlara, batmayan yıldızlar denir. Kutup noktasının yüksekliği, yani gözlemcinin enlemi Şekil 1.8′den:

Kutup noktasının yüksekliği = P + («-p*) /2 olarak bulunur.

Pratikte problem, Yer atmosferindeki kırılmadan dolayı basit değildir. Bir yıldızdan gelen ışınlar Yer atmosferinde kırılmaya uğrayarak yıldızı bulunduğu yerden daha yukarıda gösterir. Bu nedenle yıldızın gök küresi üzerindeki gerçek yeri için kırılma düzeltmesi yapılır. Kuzey kutup noktasının yüksekliği, gözlemcinin bulunduğu enleme bağlı olarak değişir. Azimutu ise, gözlemcinin enleminden bağımsız olup sıfır derecedir.

Gök olaylarına ilgi, hiç şüphe yok ki insanoğlunun dünyaya gelişi ile başlamıştır. Önceleri bu olayları yalnızca gözlemiş ve izlemişler ve daha sonraları bu olayları doğuran nedenleri araştırmaya başlamışlardı. Bu olayları gözlemeye iten nedenlerin başında merak gelir. Güneş’in, Ay’ın, gezegenlerin ve yıldızların hareketleri neden farklıdır? Güneş ve Ay tutulması olayları nasıl oluşur? Bu gibi olayların açıklanması için önce onların, görünürdeki durumuyla, doğru ve kusursuz olarak gözlenip kayda geçirilmesi gerekir. Konum ve parlaklık gözlemlerinin yapılmasında gök küresi kavramının kullanılması kolaylık sağlar.

Gök yüzüne serpilmiş olan gök cisimlerinin, gök kutuplarından geçen bir eksen etrafında topluca yapmış olduğu dönme hareketine, gök cisimlerinin günlük hareketi denir. Her gün gök cisimleri Güneş gibi doğmakta, ortak bir eksen etrafında birer çember yayı çizmekte, meridyenimiz üzerinde en yüksek noktasına ulaşmakta ve sonra yeniden alçalarak batmaktadır. Güneş, Ay ve gezegenler de tüm yıldızlar gibi biraz farklılık göstermekle birlikte, bu toplu harekete katılmaktadırlar. Yüzyıllar boyu, bu hareketin Yer küre ile bir ilişkisi olmadığı, bütün gök cisimlerinin Yer çevresinde dolandığı düşüncesine inanılmıştır. On altıncı yüzyıl başlarında, G. Galile, bu görüşün doğru olmadığını, dünyanın döndüğünü söylediği için cezalandırıldı. 1851 ‘de Fransız fizikçi L. Faucault sarkaç deneyleri ile Yer’in döndüğünü kanıtladı. Dönen ister Yer küre, isterse gök küresi olsun, bu dönmenin bir ekseni vardır. Bu eksenin yer küreyi deldiği hayalî noktalara Yer’in, göğü deldiği noktalara da göğün kutupları denir. Göğün kutuplarından biri, bizim ülkemizden de görülür ve Küçük Ayı takım yıldızının en ucunda bulunan Demir Kazık yıldızı veya Kutup yıldızı olarak tanıdığımız yıldızın çok yakınında bulunur. Buna kuzey kutup, diğerine de güney kutup denir. Kuzey yarım küreden, Kutup yıldızı sabit bir yıldız olarak görülmekte ve onun yöresinde bulunan diğer yıldızlar, onun çevresinde dolanmaktadır (bkz. Şekil 1.7).

Yer merkezinde dönme eksenine dik olan düzleme, ekvator düzlemi;, bu düzlemin yer küresi ile arakesitine Yer ekvatoru; gök küresi ile arakesitine, gök ekvatoru denir Ufuk çemberi ile gök ekvatorunun kesim noktaları, gözlemcinin doğu ve batı noktalarıdır. Günlük hareket yönünde (saat yönü) ufkun altından üstüne geçerken rastlanan kesim noktası doğu, diğeri batıdır. Buna göre ekvator üzerinde bulunan bir yıldız, o yerin gerçek doğu ve batı noktalarından doğar ve batar Güneş yılda iki kez, 21 Mart ve 23 Eylül tarihlerinde ekvator üzerinde bulunur ve bu tarihlerde çoğu yerde, doğu ve batı noktaları, Güneş’in bu tarihlerde doğduğu ve battığı noktalar olarak alınır. Kutuplardan ve zenitten geçen düzleme, meridyen düzlemi ve gök küresi ile arakasitine, gözlemcinin meridyeni (öğlen) denir. Bu düzlem, ufuk dairesini iki noktada keser. Bu noktalardan kuzey kutup tarafında bulunana kuzey, diğerine güney noktası denir.

Doğu, batı, kuzey, güney, zenit ve nadir noktaları, meridyen ve ufuk daireleri gözlem yerine bağlı olarak değişir. Kutup noktaları ve ekvator dairesi gözlem yerine bağlı değildir. Güneş meridyen çemberine gün ortasında, yani öğlede geldiği için buna, öğlen çemberi de denir.

Günlük hareketin sonucu olarak yıldızların, Güneş ve Ay’ın doğup battığını söylemiştik. Günlük hareketin daha kolay anlaşılması için yer küreyi bir nokta olarak görelim, bir başka deyişle gözlemci gök küresinin merkezinde bulunsun ( bkz. Şekil 1.9 ). Bu küre üzerine serpilmiş milyonlarca yıldızın yeri ve birbirine göre konumu kısa zaman aralığında hatta yıllarca pek değişmez. Onun için yıldızlardan söz ederken, sabit yıldızlar diye söz edilir. Günlük harekete katılan yıldızların tümünü, bir gözlemci her zaman göremez. Bu durum yıldızın gök küresi üzerinde bulunduğu yere ve gözlemcinin Yer küre üzerindeki enlemine bağlı olarak değişir. Bir gözlemciye göre kimi yıldızlar doğar-batar, kimi yıldızlar hiç batmaz, kimi yıldızlar da hiç doğmaz.

Günlük hareketinde, yıldızın çizdiği yörüngenin ufkun üstünde kalan parçasına, gün yayı; altında kalan parçasına da gece yayı denir. Güneş gün yayını gündüz, yıldızlar ise gün yaylarını gece çizerler. Yıldızlar, günlük hareketlerini ekvatora paralel yaylar üstünde yaparlar. Tam ekvator üzerinde bulunan bir yıldızın gün yayı, gece yayına eşit olup 12 saattir. Çünkü ekvator çemberi ile gözlemcinin ufuk çemberi, merkezden geçen düzlemler üzerinde olup birbirlerini yarıya bölerler. Buna göre ekvatorda bulunan bir yıldız, tam doğu noktasından doğar ve batı noktasından batar. Yer küre üzerinde kuzey enlemlerde bulunan bir gözlemciye göre, dikaçıklık ö > 0 olan yıldızların gün yayı 180° den büyük, dolayısıyla görülme süreleri 12 saatten büyük olur. Böyle yıldızların doğma ve batma noktaları, ufuk düzleminde kuzey tarafa doğru kaymış olur.

 Özel olarak, kuzey kutup noktasından açısal uzaklığı <f olan bir Y yıldızını göz önüne alalım. Yıldızın dikaçıklığının ö = 90°- f olduğu şekilden kolayca görülüyor. Yıldızın çizdiği günlük yay tamamen ufkun üstünde kalır ve ufuk düzlemine K kuzey noktasında teğet olur. Böyle yıldızlara, batmayan yıldızlar denir.

ö > (90°- V) olan yıldızlar hiç batmazlar, b büyüdükçe yıldızların çizdiği yörüngeler, küçülerek kuzey kutbuna (P) doğru yaklaşırlar, ö < O olan yıldızlar için durum bunun tersidir. Gün yayları 12 saatten (180°) azdır. Böyle yıldızların doğma ve batma noktaları, ufuk düzleminde güney noktasına doğru kaymış olur. Benzer tartışma, güney yarım küresi için yapılırsa, ö = – 90° + *f olan yıldızların çizdiği yaylar, tamamen ufuk düzlemi altında kalır. Buna göre ö<(- 90 + f ) olan yıldızlar, hiç doğmazlar. Bu yıldızlar, <f enleminde bulunan bir gözlemci için doğmayan yıldızlardır.

Gözlemci, ekvatordan kutuplara doğru bir gezi yaparsa durum ne olur? Bu durumda göğün dönme ekseni ve yıldızların günlük çemberleri olduğu gibi kalır, yalnız ufuk düzleminin dönme eksenine göre eğimi değişir.

Şekil 1.10 da görüldüğü gibi, gözlemci ekvatorda ise (<* = 0°) dönme ekseni, ufuk düzlemine paralel olur. Bu durumda bütün yıldızların günlük çemberleri, ufuk düzlemine diktir ve bu düzlem tarafından yarıya bölünür. Gün yayları gece yaylarına eşittir. Yıldızların görülme süreleri 12 saattir. Bütün yıldızlar doğarlar ve batarlar. Ekvatordan kuzeye doğru gidildikçe t enlemi büyür. Ö > 0° olan yıldızların görülme süreleri 12 saatten büyük, ö < 0° olan, yani güney yarım küredeki yıldızların görülme süreleri 12 saatten az olur. Bu yolculuk boyunca doğmayan ve batmayan yıldızların sayıları, “SP ile artar, t ‘nin büyümesi ile gün ve gece yayları farkı da büyür.”

Kuzey kutup noktasına varıldığında,  ufuk düzlemi ekvator düzlemine paralel olur. Kuzey yarım kürede bulunan bütün yıldızlar, ufuk düzlemine paralel yaylar çizerler ve hepsi batmayan yıldızlardır. Ekvator düzlemi ufuk düzlemi ile çakıştığına göre, güney yarım kürede bulunan yıldızlar hiç bir zaman görülmezler, yani doğmayan yıldızlardır. Yer küresi üzerinde, güney kutba doğru bir gezi yapıldığında nelerin nasıl değişeceğini de siz tartışınız.

Güneşin  Görünen  Hareketi  ve Mevsimler

Güneş, bir yıl boyunca sürekli gözlenirse, hareketinin yıldızların hareketinden iki önemli farkı olduğu anlaşılır. Birincisi, Güneş yıldızlara göre her gün yaklaşık 4 dakika doğuya doğru geriler. Böylece günde yaklaşık 1° lik yol alarak, bir yılda ekliptik (tutulum) düzleminde bulunan yörüngesini tamamlar, ikincisi, gök ekvatorunun her iki yanında belirli iki çizgi arasında, yıl boyunca gezinti yapmasıdır. Eğer Yer, Güneş çevresinde dolanmasaydı ve Güneş de diğer yıldızlar kadar uzak olsaydı, bu farklar ortaya çıkmazdı. Konunun kolay anlaşılması için 21 Mart veya 23 Eylül tarihlerinde ekvatorda bulunan ve Güneş doğmadan doğan bir yıldız alalım. Yıldızın ve Güneşin doğma saatlerini belirleyelim. Güneş, yıldızdan 1s I4d sonra doğmuş olsun. Gözleme devam edildiğinde; Güneş’in ikinci gün 1s 18d, üçüncü gün 1s 22d daha sonra doğduğu görülür. Yukarıda sözü edilen ikinci farkın sonucu olarak, gün ve gece yaylarının uzunluğu sürekli değişir. Kuzey yarım kürede Güneş yazın gök ekvatorunun kuzeyinde ve kışın güneyinde bulunur. Yazın günler uzun, geceler kısa; kışın geceler uzun, günler kısa olur. Güney enlemlerinde bunun tersi olur 21 Mart ve 23 Eylül tarihlerinde gece ve gündüz süreleri eşittir. Bu tarihlerde Güneş tam ekvator üzerinde bulunur. 21 Mart’tan sonra Güneş her gün biraz kuzeye doğru kayar ve bunun sonucu olarak günler de sürekli uzar. Bu uzama 22 Haziran’a kadar devam eder. Bu tarihte Güneş, ekvatora göre en büyük açısal uzaklığına erişmiştir (Şekil 1.11). Bu açı 6 = 23° 27 dır. 22 Haziran kuzey yarım kürede günlerin en uzun olduğu tarihtir. Güneş burada bir süre durakladıktan sonra güneye doğru kayarak her gün biraz daha ekvatora yaklaşırken, günler de kısalır ve ekvatora geldiğinde, yaklaşık 23 Eylül’de, gece ve gündüz süreleri yine eşit olur.

22 Haziran’da Güneşin gök küresinde bulunduğu yerden (ö = +23° 27) gök ekvatoruna paralel olarak çizilen çembere, yaz dönencesi elenir. Bu dönence gün uzamasından gün kısalmasına geçişin olduğu yerdir. Bu geçişin olduğu 22 Haziran tarihine de gün dönümü denir. 23 Eylül’den sonra güneye kayma devam eder. Güneş, 22 Aralıkta gök ekvatorundan güneye doğru en büyük açısal uzaklığa erişmiştir. Burada Güneşin dikaçıklığı 6 = – 23° 27 dır. Güneş, bu kez kış dönencesine gelmiştir ve bu da ikinci bir gün dönümüdür. 22 Aralık kuzey yarım kürede bulunanlar için en kısa, güney yarım küredeküer için en uzun gündür. Bu tarihten sonra Güneş, yine kuzeye kaymaya başlar, 21 Martla yeniden ekvatora gelir. Görüldüğü gibi Güneş’in yıllık hareketinde; 21 Mart, 22 Haziran, 23 Eylül ve 22 Aralık günleri özelliği olan önemli günlerdir. Bu tarihler arasındaki sürelere, mevsim denir. Mevsimler, 21 Marttan itibaren sıra ile ilkbahar, yaz, sonbahar ve kıştır. Mevsimlerin süreleri görüldüğü gibi eşit değildir. Kuzey yarım kürede yaz mevsimi, Yer yörüngesi üzerinde enöte bölgesinde yavaş hareket ettiği için, biraz daha uzundur.

Güneşin görünür hareketi, Yer’in yörünge hareketinin yansımasıdır. Kepler yasalarından, Yer’in güneş çevresinde eliptik bir yörünge üzerinde, doğu yönünde (saat hareketinin ters yönü) dolandığı bilinir. Bu yörünge düzleminin Yer’in ekvator düzlemine göre eğimi 23° 27 dır. Yer de dönme ekseni çevresinde, batıdan doğuya doğru günde bir kez döner. Yer’in Güneş çevresindeki dolanması boyunca, Yer’in dönme ekseninin uzaydaki doğrultusu değişmez.

Şimdi, yukarıda sözünü ettiğimiz farklılıkları daha iyi anlayabiliyoruz. Bunlardan biri. Güneş’in günde yaklaşık 4 dk’lık doğuya doğru gerilemesi idi. Yer, yörünge hareketini yaklaşık 365 günde tamamlar. Buna göre günde yaklaşık olarak 1″ (4d) doğuya doğru ilerler Bir t anında Güneş, A noktasında bulunan bir gözlemcinin meridyeninde bulunsun ve bu anda Güneş’in bulunduğu noktada bir de yıldız bulunsun [Güneşin yanında bir yıldız görülemeyeceği için bu bir var sayımdır. (Şekil 1.12)]. 40 gün sonraki durum ne olur? Yer doğuya doğru a. et 40° ilerler Yıldız, A noktasında bulunan gözlemcinin meridyenine geldiğinde, Güneş 40° daha doğudadır. Güneşin gözlemcinin meridyenine gelmesi için Yer’in daha 40′ dönmesi gerekir.

ikinci özellik, Güneşin ekvatordan kuzey ve güneye doğru belirli bir aralıkta yaptığı gezinti idi. Güneş’in gök yüzündeki bu gezintisinin bir yıl boyunca belli zaman aralıklarında günün hep aynı saatlerinde ve hep aynı fotoğraf filmi üzerinde uygun teknik koşullarda fotoğrafı çekilirse, Şekil 1.13 de görüldüğü gibi analemma denen kapalı bir eğri elde edilir. Bu eğri her yıl çizilirse, aynı olmadığı görülür. Bu eğriden yararlanarak herhangi bir gözlem yerindeki gün yayı uzunluğunu (Güneş’in görülme süresi). Güneş’in belli bir gün için dik açıklığını ve zaman denkleminin değerinin nasıl bulunabileceğini tartışınız. 21 Martla Güneş ekvatorda bulunur. Dönme ekseni doğrultusu değişmediğine göre, Yer’in kuzey yarım küresi gittikçe Güneşe doğru daha çok yatmış olur. Böylece 21 Mart’ta, güneş ışınları ekvatora dik geldiği hâlde, Haziran’da f = 23° 2T  lık  enlemlere  dik  gelir.  

21   Marttan  sonra  kuzey enlemlerde gün yayları uzar, ışınlar gittikçe dikleşir. Havalar da bunun sonucu olarak ısınır. Mevsimlere göre sıcaklıkların artması ve azalmasını anlamak için. gün ve gece yayları ile ışınların dik ve eğik gelmesini birlikte düşünmek gerekir.

Ekliptik çemberi ile ekvator çemberi birbirlerini iki noktada keser. Bunlara, ılım (ekinoks) noktaları denir. Bunlardan biri ilkbahar ılımı (21 Mart): diğeri sonbahar ılımıdır (23 Eylül). Ekvator ve ekliptik düzlemleri arasındaki açı e = 23° 27′ dir. Buna, ekliptiğin eğimi denir.

Güneş, ekliptik çemberi üzerinde ayda ortalama 29° 57′ = 30° lik bir yol katederek, 12 ayda bir tur atar (30°x12=360°). Eskiler, bu bölmelere burç demişler ve her birine ayrı bir ad vermişler. 21 Martta Güneş birinci burca girer ve bir ay burada ilerler, ikinci ay ikinci burç içinde ve böylece 12. ayda 12. burç içinde ilerler. M.Ö. 2000 yılında yapılan burç isimlendirilmesi bugün aynen kullanılmaktadır. O zamanlar birinci burç Koç, ikincisi Boğa (öküz), altıncısı Başak ve on ikincisi ise Balıklar’dı.

Ancak hatırlayalım ki ilkbahar noktası yılda yaklaşık olarak 50″ (”=açı saniyesi) batıya doğru kayar. Bu kayma hareketinin dönemi yaklaşık 26000 yıldır. Bu olaya presesyon denir. M.Ö. 2000 yılında burçlar isimlendirilirken iikbahar noktası Koç takım yıldızında iken; bugün Balıklar, takım yıldızına kaymış durumdadır. Presesyon hareketinden kaynaklanan bu kaymayı dikkate almadıkları için astrologların oluşturduğu horoskoplar yanlıştır.

Ekliptik düzlemi, aslında Yer’in yörünge düzlemidir. Güneş’in görünen yeri Yer- Güneş doğrultusunun göğü deldiği noktadır. 21 Mart gün ortasında Güneş Balıklar burcunda bulunur, ancak Güneş ışınlarından dolayı yöredeki yıldızlar görülmezler. Takip eden gece yarısı (yani saat 12 iken) meridyenimizde Başak burcunu görürüz (Şekil 1.14).

Ayın  Görünen   Hareketi
Ayın görünen hareketinin izlenmesi Güneş’inkine göre çok daha kolaydır. Işığı zayıf olduğu, dolayısıyla yıldızlarla birlikte görülebildiği için Ay’ın, yıldızlara göre gök küresi üzerindeki yeri kolayca saptanabilir. Ay’ın günlük harekete katıldığını, yani doğup battığını hepimiz biliyoruz. Ay’ın bu günlük hareketi bir ay boyunca, her gece bir yıldıza göre izlenirse, her gün doğuya doğru 13° kaydığı görülür. Yani Ay, her gün yıldızlara göre 52 dakika daha geç doğar. Ancak bu ortalama bir değerdir. Ay’ın doğuya doğru olan bu kayma hareketi mevsimden mevsime değişir. Ay, sonbahar ılımında dolunay evresinde iken, geri kalma süresi arka arkaya bir kaç gece için 20 dakikaya kadar azalır. Ay, tam ilkbahar ılımında iken geri kalma 52 dakikadan fazla olur. Ay’ın bu hareketi, Yer çevresindeki yörünge hareketinin bir sonucudur. Burada Yer’in Güneş çevresindeki hareketinin de etkisi vardır.

Ayın Uzanımı ve Evreleri
Yer- Ay ile Yer- Güneş doğrultuları arasındaki açıya, A/ın uzanımı denir. Ay’ın yıldızlara göre günde ortalama 13°, Güneş’e göre ise günde 12° lik görünen bir kayma hareketi olur. Böylece Ay’ın uzanımı ve dolayısıyla Ay’ın Güneş tarafından aydınlatılan yüzünün Yer’deki gözlemciye göre durumu ay boyunca sürekli değişir.

Bu değişimin sonucu olarak, Ay’ı farklı zamanlarda farklı şekillerde görürüz. Bu şekillere Ay’ın evreleri denir. O hâlde Ay’ın evre göstermesi, Güneş’ten aldığı ışığı yansıtması ve uzanımının değişmesi ile olur. Ay ve Güneş, gök yüzünün aynı tarafında ve uzanımı 0° olduğu zaman Ay kavuşumdadır, denir ve biz, Ay’ın karanlık yüzünü görürüz. Yeniay denilen bu evreden bir gün sonra Ay, ince bir hilâl şeklinde görülür. Bunu izleyen günlerde hilâl gittikçe büyür ve bir hafta sonra Ay uzanımı 90° olur. Ay’ın Güneş ışığını alan yüzünün hemen hemen yarısı yerden görülür, ilk dördün evresi denen bu durumda Ay yarım daire şeklinde görülür. Bu evreden sonra (uzanım 90° den büyük olunca) Ay yarım daireden büyük görünmeye başlar, ilk dördün evresinden bir hafta sonra (uzanım 180°) Ay karşı kavuşum durumundadır, denir. Bu durumda Güneş’ten yansıttığı ışığın tamamı Yer’den görülür. Ay’ın bu evresine dolunay denir. Bundan sonra ışıklı yüz küçülmeye başlar ve bir hafta sonra (uzanım 270°) yeniden yarım daire şeklini alır ve Ay’ın bu evresine son dördün denir. Görünen Ay küçülmeye devam eder ve bir hafta sonra (uzanım 360°) Ay yine görülmez olur. Bu evreye de yeniay evresi denir. Son dördünü izleyen hilâl evresinde Ay, Güneş’in doğuşundan biraz önce ufkun doğusunda görülür. Yeniayı izleyen hilâl evresi ise batı ufkunda Güneş battıktan hemen sonra görülür. Bu evrede Yer’den Ay’a yansıyan ışık nedeniyle Ay’ın karanlık yanı da belli belirsiz görülebilir, ilk dördün evresinde, Güneş battığı anda, Ay gözlem yerinin meridyeninde bulunur. Dolunayın ise hemen hemen tam Güneş batışı sırasında doğduğu görülür.

Ay ve Güneş’in bu görünen hareketleri günlük hareketin zıt yönündedir. Açık olarak görülüyor ki art arda gelen iki yeniay aynı noktada olmaz. Bir yeniay evresinden sonra Ay’ın tekrar Güneş’e kavuşması için, bir kez dolandıktan sonra yaklaşık 27° lik bir dolanma daha yapması gerekir. Bu nedenle iki aynı evre arasındaki zaman farkı olarak tanımlanan kavuşum ayı, bir yıldız ayından uzun olur. Bir kavuşum ayı 29.53059 gündür. Bir ay denilince, kavuşum ayına ait zaman anlaşılmalıdır.

Görünen hareketini ana hatları ile özetlediğimiz Ay’ın gerçek hareketlerine bir göz atacak olursak iki tür hareketinin olduğunu görürüz. Yer ve diğer gezegenlerin Güneş çevresindeki hareketleri gibi, Ay da Yer çevresinde Newton yasalarına göre, odaklarından birinde Yer bulunan çembere çok yakın bir elips yörüngede dolanır. Ayın ikinci gerçek hareketi, ekseni etrafındaki dönmesidir Gözlemler Ay’ın hep aynı yüzünü gördüğümüzü gösteriyor. Bu da Ay’ın dönme dönemi ile yörünge döneminin eşit olduğu anlamına gelir.

Gezegenlerin   Hareketleri

Güneş, Ay ve yıldızların görünen hareketlerini inceledik. Şimdi gezegenlerin görünen hareketlerini inceleyelim. Güneş yapısal olarak bir yıldızdır. Yani diğer yıldızlar gibi Güneş de kendi enerjisini kendisi üretir. Diğer yıldızlardan farklılığı bize çok yakın olması ve Yer gibi diğer gezegenlerin de Güneş çevresinde dolanmasıdır. Güneşten gelen ışık ışınları bize 8 dakikada ulaşırken, Güneşlen sonra bize en yakın yıldız olan a Centauri’den gelen ışınlar 4.3 yılda ulaşır. Güneş çevresinde dolanan ve altısı çok eskiden beri bilinen, dokuz büyük gezegen vardır. Bunlar Güneş’e olan uzaklıkları sırasına göre; Merkür, Venüs, Yer, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün ve Plüto’dur. Ayrıca Mars ile Jüpiter gezegeni arasında, gezegenlerden daha küçük, çok sayıda küçük gezegenler vardır. Gezegenlerin hareketlerini açıklayan yasalar, on yedinci yüzyılın başında J.Kepler tarafından ortaya kondu. Kepler yasaları şu şekilde ifade edilir:

1.    Bütün gezegenler, Güneş çevresinde, odaklarından birinde Güneş bulunan birer elips çizerler.
2.    Gezegeni Güneş’e birleştiren yarıçap vektörü, eşit zaman aralıklarında eşit alanlar süpürür.
3.   iki gezegenin Güneş’e olan ortalama uzaklıklarının küplerinin oranı, dolanma dönemlerinin kareleri oranına eşittir. Yani,

(aı/a₂)³ = (Pı/P₂)²-

Birinci yasa, gezegenlerin Güneş’e uzaklığının sabit olmadığını; ikinci yasa, gezegen Güneş’e yakın iken daha hızlı, uzak iken daha yavaş hareket ettiğini gösterir; üçüncü yasa ise yörüngesi daha büyük olan (Güneşe daha uzak) gezegenlerin dolanma dönemlerinin de daha büyük olduğunu gösterir. Üçüncü yasanın Nevvton tarafından düzeltilmiş şekli,

a³/ P² = G ( M + m ) / 4 ji²

dir. (Bu bağıntıdan yukarıdaki 3. maddede verilen ifadeyi bulmaya çalışınız.). Gözlemlerden, gezegenin Güneş’e ortalama uzaklığı a ve dolanma dönemi P bulunabilir Güneşin ya da gezegenin kütlelerinden birisi bilinince diğerleri bu formülden hesaplanabilir.

Çıplak gözle görülebilen gezegenler çoğu kez yıldızlarla karıştırılır.

Gezegenlerle yıldızlar arasında şu belirgin farklar vardır:

1 -  Gezegenler gök küresinde ekliptik dairesi yakınlarında bulunurlar.
2-   Yıldızların biribirlerine göre konumları değişmez. Gezegenler ise yıldızlar arasında sürekli yer değiştirir.
3-   Küçük bir dürbünle bile gezegenler yuvarlak disk şeklinde görünürken yıldızlar çok büyük teleskoplarla bile nokta kaynak olarak görünürler.
4-   Gezegenler de Ay gibi Güneşlen aldığı ışığı yansıtırlar. Bu nedenle bir kısmı evreler gösterirler. Yıldızlar ise ışık kaynağıdır ve evre göstermezler.
5-   Yıldızdan gelen ışık, yer atmosferinin etkisiyle titrerken gezegenlerin ışığı titremez.

Şimdi gezegenlerin görünen hareketlerini inceleyelim. Bu hareketleri daha iyi anlamak için önce bir kaç tanım verelim: Yer- Güneş ve Yer-Gezegen doğrultuları arasındaki açıya, gezegenin uzanımı denir. Uzanım 0° (sıfır derece) ise gezegen kavuşum konumunda, uzanım 90° ise gezegen çeyrek konumunda, uzanım 180° ise gezegen karşı kavuşum konumundadır. Gezegen, Güneş’e göre gözlem yerinin doğu tarafında ise gezegen doğu uzanımında, batı tarafında ise gezegen batı uzanımındadır denir. Doğu uzanımındaki gezegenler akşam Güneş battıktan sonra, batı uzanımındaki gezegenler ise sabah Güneş doğmadan gözlenebilir.

Bir gezegenin, Güneş çevresinde tam bir dolanım yapması için geçen zamana, o gezegenin yıldızıl dönemi denir; Güneşten bakıldığı var sayıldığında, bir gezegenin bir yıldızdan art arda iki geçişi arasındaki zaman aralığıdır.

Bir gezegenin aynı bir uzanımdan ardı ardına iki geçiş arasındakr zaman aralığına, o gezegenin kavuşum dönemi denir. Bunu,

tı-t₀ = S ile gösterelim.

2π / P ve 2π  I E olur. Gezegenin Yer’e göre hareketi dikkate alınarak,

I [(t₁ – t₀) 2π / E ] – (t₁ – t₀)2π / P I = 2π

veya

 1/ P = I (1 / E )- (1 /S ) I  

  ya da her iki yanı S ye bölersek: 

 I ( S / E )- ( S / P ) I =1

yazılabilir.

 Gözlemlerle gezegenlerin kavuşum dönemi S, kolayca belirlenebilir Yer’in dolanma dönemi de bilindiğine göre gezegenin Güneş çevresindeki gerçek dolanma dönemi bu formülden hesaplanabilir Örneğin; Merkür ve Mars gezegenlerinin S=116 ve 780 gün olarak bilinen kavuşum dönemleri, Yerin dolanma dönemi  E=365.25 gün ile  beraber  ilgili bağıntıda yerine konursa, Merkür’ün ve Mars’ın dolanma dönemleri sırasıyla 88 gün ve 687 gün olarak bulunur.

Ay ve  Güneş Tutulmaları

Tutulmalar çok eskiden beri bilinen gök olaylarıdır. Yer ve Ay diğer gezegenler gibi Güneş’ten aldıkları ışınları yansıtarak kendilerini gösterirler. Ay, Yer çevresinde; Yer, Ay ile birlikte Güneş çevresinde yörüngesel hareketlerini yaparken Güneş’e dönük yüzleri aydınlık, öbür yüzleri karanlıktır ve karanlık taratta uzayda birer gölge konisi oluştururlar. Ay’ın Yer’e ilişkin gölge konisine girmesi ile Ay tutulması, Ay’ın gölge konisinin yer üzerine düşmesi ile Güneş tutulması olayı meydana gelir. Ay ve Güneş tutulmaları Ay, Güneş ve Yer’in uzayda biribirlerine göre konumlarının bir sonucu olarak ortaya çıkmaktadır. Bunlardan birinin gölge konisinin diğeri üzerine düşmesi için bu üç cismin yaklaşık aynı doğrultuya gelmiş olmaları gerekir. Bu da ancak Ay’ın yeniay ve dolunay evrelerinde mümkün olur. Eğer Ay’ın yörünge düzlemi tam olarak Yer’in yörünge düzlemi, ile çakışık olsa idi; her dolunay evresinde Ay tutulması ve her yeniay evresinde Güneş tutulması meydana gelirdi.

Fakat iki düzlem arasında yaklaşık 5° lik bir açı vardır ve tutulmalar ancak özel bazı koşulların sağlanması sonucu meydana gelir. Bu özel koşullar bugün çok iyi bilinmektedir ve gelecekte olacak Ay ve Güneş tutulmaları önceden çok duyarlı bir şekilde hesap edilebilmektedir.

Geleceğe ilişkin tutulmaların hesaplanması çok eski tarihlerden beri yapılagelmiştir.   ilk olarak   M.O 584   yılında  Thales   bir   Güneş   tutulması zamanını önceden hesaplamıştır. Bir yılda iki ile yedi arasında tutulma gerçekleşebilir. Güneş tutulması yalnız Ay’ın gölge konisinin Yer’e değdiği bölgelerde ve zamanlarda görülür (Şekil 1.22). Ay tutulması ise tutulma esnasında Ay’ın görülebildiği her yerden izlenir. Ay tutulması olayını izleme olasılığının Güneş tutulması olayını izlemeden daha çok olduğu açıkça görülüyor.

Tutulmalar ancak yeniay ve dolunay evrelerinin düğümler yakınında olması hâlinde meydana gelebilir. Ay ve Güneş disk biçiminde görülen küresel şekiller olduklarından tam düğüm noktalarına gelmeden de örtmeler olabilir. Ay’ın Yer çevresindeki yörünge düzlemi ile ekliptığın kesişme noktalarına, Ay’ın düğüm noktaları denir. Ay onbeş gün aralıklarla ekliptiğin güneyinden kuzey yanına geçer. Bu noktaya, çıkış düğümü denir. 15 gün sonra ekliptiğin kuzey yanından güney yanına geçer. Bu noktaya da iniş düğümü denir.

Ay’ın düğüm noktaları da sabit değildir.  Ekliptik üzerinde dönemi 18.6 yıl olan bir dolanma hareketi yaparlar.

Yer ve Ay (2) konumunda iken bir Güneş tutulması olacaktır. Bundan 14 gün sonra, Yer’in gölge konisi iniş düğümünden çok uz aklaşmam iş olacağından bu Güneş tutulmasından 14 gün sonra bir Ay tutulması olabilir. Buradan da anlaşıldığı gibi uygun koşulların gerçekleştiği durumlarda bir ayda bir kaç tutulma olabilir. Böyle bir durumda iki Güneş ve bir Ay tutulması olabilir. Güneş ve Yer’in ortak dış teğetleri çizilirse, Şekil 1.25 te görüldüğü gibi Ay, AB aralığına geldiğinde bir Güneş tutulması ve CD aralığına geldiğinde bir Ay tutulması olur. Ay yörüngesinin bu iki teğet arasında kalan parçalarından tutulma olasılıkları bulunabilir. AB yayı, CD yayından büyük olduğu için Güneş tutulması olasılığı daha çoktur. Burada düğümler çizgisinin Güneşlen geçmesi hâlinde bir ay içinde bir kaç tutulmanın olacağını gördük. Yer, yörüngesi üzerindeki dolan im in ı bir yılda tamamladığına göre, böyle bir tutulmadan 6 ay sonra yine düğümler çizgisi Güneşlen geçecek ve yine tutulmalar olacaktır. Bir önceki durumda çıkış düğümünde olan Güneş tutulması burada iniş düğümündedir. O hâlde tutulmaların olduğu bir aydan yaklaşık altı ay sonra ikinci tutulmalar beklenmelidir.

Ay Tutulmaları

Tam, parçalı ve gölgeli olmak üzere üç tür Ay tutulması vardır. Güneş ile Yer kürelerinin iç ve dış ortak teğetlerini çizelim (Şekil 1.23). Dış teğetlerin oluşturduğu koninin Güneş’in öbür yanında kalan ” tam gölge konisi ” ile iç teğetlerin oluşturduğu koni arasında kalan uzay parçası ” yarı gölge konisi” dir. 

Yarı gölge konisi içinde kalan yerler ancak Güneş’in bir kısmından ışık alabildiği için cismin parlaklığı da sönükleşir. Yer’e ilişkin tam gölge konisinin tepesi Yer’den ortalama olarak 1 382 000 km uzaktadır. Ay’ın yörüngesi, düğümler çizgisinin Güneşlen geçmesi hâlinde gölge konisinin tabanına yakın yerinden geçer. Bu uzaklıkta, tam gölge konisinin kesit dairesinin çapı yaklaşık 2.5 Ay çapı kadardır.

 
Ay’ın gökteki hızı yaklaşık olarak bir Ay çapı kadardır. Bu durumda, Ay’ın tam gölge konisine girmeye başlaması ile çıkması arasında 2- 3 saatlik zaman geçer. Ay’ın tam tutulmada kalma süresi bir saatten daha uzun olabilir. Yer- Güneş, Yer- Ay uzaklıkları her konumda değiştiğinden bu süreler her dönem farklı olur. Ayrıca, Ay’ın yörünge hızı da sabit değildir. Bir tutulma konumunda düğümlerden biri “tam gölge konisi” nin ortasında bulunursa Ay bu gölgeye girer ve bir “tam tutulma” olur (Şekil 1.26). Eğer düğüm noktası tam gölge konisinin tam ortasında değil biraz kenarda ise Ay bu koniyi kesip geçer ve bir parçalı tutulma olur. Düğüm noktası yarı gölge konisinin içinde olursa Ay yalnız yarı gölgeden geçer. Buna gölgeli tutulma denir. Düğümler koni ekseninden 10° den daha uzakta olunca hiç bir tutulma gerçekleşmez. Tam Ay tutulması olduğu zaman, Ay tam   karanlık  olmaz.   Bakır   kırmızısı   rengini   alır.    Bunun   nedeni, Yer atmosferindeki kırılmadır. 

Şekil 1.26: Farklı Ay tutulmaları Bu şekil. Ay yörüngesi uzaklığında Yer’ın tam ve yan gölgesini gösteriyor Ay’ın Yer’ın gölge konisi içinden geçiş yoluna bağlı olarak farklı türdeki ay tutulmaları görülmektedir

 Yukarıdaki şekilde çizdiğimiz teğet ışınlar Yer atmosferinden geçerken kırmızı ışık maviye oranla daha az kırılır ve daha az soğurulur. Böylece Ay’ın geçtiği koni içinde bir parça kırmızı ışık bulunur. Tutulma sırasında Yer kürenin karanlık yanında Ay’ı gören her yerde Ay tutulması gözlenebilir. Yerin gölge konisi ile Ay’ın arakesitinin çember yayı şeklinde oluşu, Yer’ın yuvarlak olduğuna ilişkin bir kanıt olarak eskiler tarafından da kullanılmıştır.

Güneş   TutulmalarıTam tutulma, parçalı tutulma ve halkalı tutulma olmak üzere, üç tür Güneş tutulması vardır. Ay’ın gölge konisinin tepesi Ay’dan yaklaşık 375000 km uzakta bulunur. Ay’ın Yer yüzeyine uzaklığı 350000 km – 400000 km arasında değişir Ay, Yer’e en yakın olduğu zaman gölge konisinin tepesi Yerin içinde kalır. Koninin Yer küre ile arakesiti, bozulmuş bir elips şeklindedir. Genişliği en fazla 270 km olabilir. Bu. gölge konisi ile Yer kürenin arakesit çapıdır. Bu gölgenin Yer üzerindeki ilerleme hızı 30 km/dk dır. Buna göre, Yer üzerinde belli bir yerde tutulma süresi en fazla 270:30=9 dakika olur. Halkalı tutulma ise en fazla 10 dakika sürer. Yer üzerinde tam gölge konisinin içinde kalan yerlerdeki gözlemciler için Ay diski, Güneşi tam olarak örter ve bir tam Güneş tutulması olur. Yarı gölge konisi içinde kalan bölgelerde, parçalı Güneş tutulması izlenir. Ay, Yer’den çok uzak olduğu zaman tutulma konumu gerçekleşirse, koninin ancak uzantısı Yer’e ulaşabilir. Bu uzantı koni içinde kalan yerlerden, Güneş’in kenarı halka şeklinde görülür. Buna, halkalı Güneş tutulması denir. Kimi zaman halkalı başlayan bir tutulma daha sonra gölge konisinin tepesinin Yer’e değmesi ile tam Güneş tutulmasına ve onun ötesinde tekrar halkalı Güneş tutulmasına dönüşür. Bir tam Güneş tutulması anında, hava birden soğur ve gökte yıldızlar görünmeye başlar, gök koyu mavi bir renk alır.

Tutulmaların   TekrarıBir tutulmanın 6585 gün sonra aynı şekilde tekrar meydana geleceği Babilliler tarafından hesap edilmiştir. Bu süreye, bir “Saros dönemi” denir. Bu süre 18 yıl 11 gündür. Saros döneminin neyi ifade ettiğini daha iyi anlamak için birbirine eşit iki tutulmanın hangi koşullar altında meydana gelebileceğine bakmak gerekir. Genel olarak bir tutulmanın olabilmesi için Ay’ın yeniay veya dolunay evresinin zamanı ile düğümlerden birinden geçme zamanı birbirine yeteri kadar yakın olmalıdır. Ay, bir düğüm noktasından geçtikten bir ejder ayı (=27.2122 gün) sonra tekrar aynı düğüm noktasından geçer. Ay, uygun bir evreden geçtikten bir kavuşum ayı (=29.5306 gün) sonra tekrar aynı evreden geçer. Örnek olarak, Ay tutulması olayını alalım: Ay tutulması dolunay evresinde ve düğümler çizgisinde olur. Ay’ın tekrar dolunay evresinde görülebilmesi için, kavuşum ayının bir tam katı kadar zamanın. Ay’ın tekrar düğümler çizgisinde bulunması için de ejder ayı süresinin bir tam katı kadar zamanın geçmesi gerekir. Ayrıca Yer ile Ay arasındaki uzaklığın göz önüne aldığımız tutulmadaki uzaklık kadar olmalıdır. Bunun için de ayrıksı! ay -27 5545 gün) süresinin herhangi bir tam katı kadar sürenin geçmesi lazımdır. Geçmişte meydana gelen bir tutulmanın aynen tekrarı için bu gök cisimlerinin yeniden aynı konuma gelmeleri gerektiği açıktır. Gerekli hesaplama yapılırsa, geçmesi gereken sürenin ortalama olarak: 6585.34 gün= 18 yıl, 11.3 gün olduğu bulunur. Bu ise yaklaşık olarak: 223 kavuşum ayı, 242 ejder ayı ve 239 ayrıksıl ay eder. Güneş tutulması için de Ay, yeniay evresinde olmak kaydı ile burada söylenenler geçerlidir.

Zaman, tanımlanması en zor olan kavramlardan bindir Tekrarlanan olaylar, özeHikte; gece- gündüz, yaz- kış. doğma- batma, yeniay- dolunay gibi dönemi olaylar zaman kavramını doğurmuşlardır. Bütün olaylardan bağımsız olarak akıp giden ve bu nedenle bir boyutlu olarak tasarlanan zamanı ölçmek kolay değildir. Zamanın belirlenmesi ve ölçülmesi eskiden beri bu tür olaylarla yapılagelmiştir. Bir gün denilince akla güneşin ardardına iki doğuşu arasındaki zaman aralığı gelir. Bir ay denilince, yeniaydan yeniaya geçen zaman anlaşılır. Görüldüğü gibi zaman ölçümü de temelde dönemli gök olaylarına dayanmaktadır. Olay ne kadar düzgün değişirse, zaman ölçümü de o kadar duyarlı yapılabilir. Zaman ölçümünde hangi dönemsel olay kullanılırsa zaman da ona göre adandırılır. Üzerinde yaşadığımız Yerin ekseni etrafındaki dönüşü zaman ölçümü için uygun bir olaydır Dönme düzgün ve tekrarlama sabit sayılabilecek niteliktedir Yer, ekseni etrafında batıdan doğuya doğru döndüğü için, biz günlük harekette gök cisimlerini doğudan batıya doğru hareket eder görürüz. Bu harekete gök cisimlerinin günlük hareketi denir. Eğer yıldızları gök küresi üzerinde sabit kabul edersek, onların günlük dönme harekelini bir zaman ölçme aracı olarak kulanabiliriz.

Yıldız Günü ve Yıldız Zamanı

Saat koordinat sisteminde bir yıldızın H saat açısının ölçülmesi bize yıldız zamanını belirleme olanağını verir. H saat açısı, yıldızın her meridyen geçişinden sonra 0 den 360° ye kadar düzgün olarak artar. Ardı ardına iki meridyen geçişi arasındaki zaman aralığına bir yıldız günü, H saat açısının belirlediği zamana yıldız zamanı denir. Bir yıldız günü 24 yıldız saati, bir yıldız saati 60 yıldız dakikası, bir yıldız dakikası 60 yıldız sanıyesıdir. Bir yıldızın H saat açısı, zamana ve yıldızın gök küresi üzerindeki yerine bağlı olarak değişir. Herhangi bir yıldız meridyende iken bir başkası doğma veya batma durumunda olabilir. Yıldız zamanı tanımında herhangi bir yıldız yerine, gök küresi üzerinde bir yıldız gibi hareket eden ve özellikleri çok iyi bilinen ilkbahar (Koç) noktası alınır. Böylece yıldız zamanı ilkbahar (T) noktasının saat açısı ile ölçülür. Bedii bir gözlemciye göre yıldız günü, Y noktası bu gözlemcinin meridyeninde olduğu an başlar. Diğer bir deyişle: Y noktasının saat açısı sıfır olduğu zaman yerel yıldız zamanı sıfır ve herhangi bir anda bu noktanın saat açısı o yerin yıldız zamanıdır. Böylece bir yıldız günü, ‘•’ noktasının gözlemcinin meridyeninden ardardına iki geçişi arasındaki zaman aralığı olarak alınır. Bu noktanın hareketine paralel olarak çalışan saate, yıldız saati ve onun gösterdiği zamana yıldız zamanı denir Bir yerde herhangi bir andaki yıldız zamanı T, gözlenen yıldızın sağaçıklığı u olmak üzere bu ikisi arasında,

T=H + α

bağıntısı vardır. Herhangi bir yıldız, gözlemcinin meridyeninde iken H= 0^s

 dir. Buna göre T = α olur. O hâlde yıldız, gözlemcinin meridyenine geldiğinde onun (α) sağaçıklığı o andaki yerel yıldız zamanını verir. Bu özellikten yararlanarak gözlem evlerinde kullanılan yıldız saatleri ayarlanır. Ya da ayarlı bir yıldız saati kullanılarak, yıldız meridyene geldiği anda, o saatin gösterdiği zaman, yıldızın sağaçıklığını verir. Böylece yıldızın sağaçıklığı yaklaşık olarak bulunabilir veya var olan değerinin doğruluğu kontrol edilebilir. Y noktası gök yüzünde sabit değildir. Ekliptik boyunca batıya doğru çok yavaş bir hareketi vardır. Bunun sonucu olarak: Bir yıldız gününün uzunluğu, herhangi bir yıldızın gözlemcinin meridyeninden ardı ardına iki geçişi arasındaki zamandan ortalama olarak 1/120 saniye kadar daha kısadır. Y noktasının batıya doğru olan bu kayma hareketi düzgün olmadığından bir yıldız gününün gerçek uzunluğu sabit olmayıp çok küçük bir değişim gösterir.

Güneş   ZamanlarıGünlük yaşantımızda kullandığımız, sabah, öğle, akşam tanımları Güneş’e göre yapılmıştır. Yıldız saati Güneş’in hareketine ayak uyduramaz ve bu nedenle yıldız zamanı günlük yaşantımız için kullanışlı değildir. Günlük yaşantımızda zaman ölçümü için Güneşin hareketini kullanmak daha uygun olur Ancak Güneş’in görünürdeki hareketi düzgün olmadığı için bir kaç farklı zaman tanımı yapmak zorunlu hâle gelir. Görünen Güneş diskinin merkezinin H0 saat açısı ile belirlenen zamana, gerçek güneş zamanı denir. Görünen
güneş diskinin merkezi, gözlemcinin meridyeni üzerinde bulunduğu zaman, bu gözlemci için yerel gerçek güneş zamanı sıfır saat, yani öğle zamanıdır. Bu durumda da yıldız zamanı ite gerçek güneş zamanı arasında,

 T= a₀ + H₀

bağıntısı yazılabilir Yıldız zamanı düzgün ilerler ve ona göre çalışan bir mekanik veya elektronik saati yapmak kolaydır.

Eskiler, bir çubuk gölgesinden yararlanarak yaptıkları güneş saatleri ite, yerel gerçek güneş zamanını tayin ediyorlardı. Ancak, bu oldukça kaba bir zaman tayinidir. H0 in akışına ayak uyduracak bir mekanik saat yapmak oldukça zordur. Çünkü Güneş, görünen hareketinde Yer etrafında eliptik bir yörüngede hareket eder. Bu hareketin hızı günden güne değişir, ve ocak ayında, haziran ayındakıne göre daha hızlıdır (Seki 1.5). Bu durum, güneş günü uzunluğunun mevsimden mevsime değiştiği anlamına gelir. 23 Aralık’ta, Eylül’de olduğundan 51 saniye daha uzundur. Gerçek güneşin doğma- batma zamanları ile gerçek güneş günü uzunluğunun aydan aya olan bu değişiminin iki nedeni vardır. Birincisi, Güneş eküptik dairesi boyunca hareket ederken, zaman ölçümü ekvator dairesi boyunca yapılmaktadır Güneş’in ekliptik dairesindeki hızı düzgün bite olsa onun ekvator üzerindeki iz düşümü düzgün hareket etmez, ikincisi, Güneş’in görünen hareketinin eliptik yörünge hareketi nedeniyle düzgün olmamasıdır.
Gerçek güneş zamanının düzgün akmaması nedeniyle bir ortalama güneş kavramı geliştirilmiş ve ortalama güneşin hareketine dayalı ortalama güneş zamanının kullanılması öngörülmüştür. Ortalama güneş için şu koşulların sağlanması istenir:

1.  Ekvatorda hareket etsin.
2.  Hareketi düzgün dairesel olsun.
3.  Yıllık dolanımım gerçek güneşte aynı anda tamamlasın.
4.  Kısa zaman aralıkları için γ nın yeri sabit kabul edilsin.

Bu koşulları sağlayan ortalama güneşin  H_m saat açısının belirttiği zamana, ortalama güneş zamanı denir. Bundan böyle ortalama güneş günü yerine sadece gün diyeceğiz. Gün, ortalama güneşin meridyenden ardı ardına iki geçişi arasındaki zaman olarak tanımlanır. Ortalama güneşin hızı, gerçek Güneş’in bir yıl boyunca ekliptık düzlemindeki açısal hareketinin ortalamasıdır. Bir yıl boyunca ortalama güneş gerçek güneşin gerisinde kaldığı gibi önüne de geçer. Gerçek güneşin Y noktasından Mart ayında geçtikten sonraki hareketini izlersek, Haziran ayına kadar ortalama güneşe göre geride kalır; sonra, üç ay öne geçer, tekrar geri kalır ve tekrar öne geçer (Şekil 1.29). Ortalama güneş zamanı günlük hayatta işlerimizi düzenlemek için kullandığımız zamandır. Bütün ortalama güneş günlerinin uzunlukları birbirine eşittir ve bir yıldaki gerçek güneş günlerinin ortalama uzunluğu kadardır Her hangi bir t zamanı için, gerçek güneş zamanı ile ortalama güneş zamanı arasındaki farka, zaman denklemi denir. Zamanlar saat açısı ile belirlendiğine göre zaman denklemi,

E (t) = H_o – H_m

olarak ifade edilir. Zaman denklemi bir yıl boyunca – 14.2 dakika ile +16.4 dakika arasında değişir. 1925 yılına kadar iki çeşit başlangıç tanımı kullanıldı: Biri, güneşin üst geçişini sıfır saat (0^S); diğeri 12 saat kabul ediyordu. Birincisine astronomi zamanı, diğerine sivil zamanı denilir. 1925′ten sonra, pratikte sivil zaman kabul edildi ve başlangıç alt geçiş alındı. Buna göre gerçek zaman (GZ) =  H_o+12^S ve ortalama zaman,     (OZ) =  H_m+12^S dir.

 Zaman denkleminin yılık değişim grafiği Şekil 1.29da görülmektedir. Bir yıl için çizilen böyle bir eğri, bir kaç yıl kullanılabilir.

Bölge Zamanı

Güneş zamanının diğer önemli bir özelliği gözlemcinin bulunduğu meridyen için geçerli olmasıdır. Her meridyen için zaman farklıdır. Farklı meridyenlerde farklı zamanların kullanılması günlük hayatta önemli güçlükler doğurur. Bu güçlükleri ortadan kaldırmak için belirti bölgelerde aynı saatin kullanılması uluslararası anlayış gördü. Greenwichten geçen meridyen, başlangıç (sıfır) meridyeni olarak seçildi Bu meridyenin 7°.5 doğusu ve 7°.5 batısından geçen iki meridyen arasında kalan tüm noktalarda, Greenwıch yerel zamanı kullanılır Bu zamana; batı Avrupa zamanı, Greewich zamanı, evrensel zaman ya da genel zaman denir. Greenwich başlangıç meridyeninden itibaren, eşit aralıklı, 24 tane standart meridyen ve bunlar yardımı ile de 24 tane saat dilimi tanımlandı. Buna göre komşu iki standart meridyen arasındaki açı 15° dir Bir standart meridyenin 7 °.5 sağından ve solundan geçen meridyenlerle sınırlanan bölgeye, o standart bölgeye ilişkin saat dilimi denir. Aynı saat diliminde bulunan yerler aynı ortalama güneş zamanını kullanır. Bu zamana, bölge zamanı denir. 180° boylam çemberini izleyen +12^s lik meridyene gün değişimi çizgisi denir. Bu çizginin doğusundan batısına geçişte bir gün ileriye atlanmış olur. Bir ülkenin siyasi sınırlarını aşan kısmı da aynı ülkenin bölge zamanını kullanır. Batı Avrupa ülkeleri 0^s lik standart meridyeni ve batı Avrupa saatini; orta Avrupa ülkeleri, – 1^s  lik standart meridyeni ve orta Avrupa saatini kullanırlar. Türkiye, – 2^s  lik izmit yakınlarından geçen (30° lik doğu) standart meridyeni ve doğu Avrupa saatini   kullanır. 45° lik doğu standart meridyeni Erzurum yakınlarından geçer. Türkiye’den iki standart meridyen geçmesine karşın izmit yakınlarından geçen standart meridyen Türkiye’de kullanılan bölge zamanını belirler. Yaz aylarında ülkeler, güneş ışınlarından daha fazla yararlanmak amacıyla bölge zamanlarından bir saat ileri olan yaz saatini kullanırlar. Yaz saatine 21 Mart’ı izleyen pazar günü gece yarısı geçilir ve 23 Eylül’ü izleyen Pazar günü gece yarısı bölge zamanına geri dönülür. Türkiye yaz saati, Greemrich zamanından üç saat ileridir. Buraya kadar tanımladığımız zaman kavramları, Yer’in ekseni etrafındaki dönüşüne dayanmaktadır.

Yerin ekseni etrafındaki dönüşüne dayanmayan atom zamanından bir kaç söz edelim.

Atom  Zamanı

Atom saatleri üe ölçülen zamandır. Bu saatler arasındaki fark 3000 yılda 3 saniyeden küçüktür. Uluslararası atom zamanı, bu saatlerden oluşan bir sistem üzerine kurulmuştur.

 Atom saatleri atomların veya moleküllerin belirti rezonans frekanslarından yararlanarak zamanı çok büyük duyarlılıkla ölçen âletlerdir. Çoğu kez bu saatlerde Sezyum (Cs 133) atomu kullanılır 1967′de toplanan Uluslararası Ağırlıklar ve Ölçüler Genel Konferansı’nda saniye, sezyum 133 atomunun temel enerji düzeyinde, iki çok ince düzey arasındaki geçiş süresinin 9192651770 katına karşılık gelen zaman aralığı olarak tanımlanmıştır.

Atom zamanı, Yer’in ekseni etrafındaki dönme hızının azalmakta olduğunu göstermektedir. Yer’in Güneş çevresinde bir kez dolanması için geçen süre olarak tanımlanan bir yıl içindeki ortalama güneş saniyelerinin sayısı azalmaktadır. Atom saniyelerinin sayısı ise değişmemektedır. Atom saniyesi tanımlanırken bu iki tür saniye sayısı 1900 yılında birbirine eşit alınmış, 1980′e gelindiğinde bir yıldaki ortalama güneş saniyesi sayısının bir birim azaldığı görülmüştür.

Julien  Tarihi (Julien Günü)

Gök bilimciler tarafından kutlanılan özel bir gün sayımıdır. Her bir gün tam bir sayı ile, günün herhangi bir saati, günün kesri olarak bu tam sayıya eklenerek ifade edilir. M.O. 4713 yılı 1 Ocak başlangıç olarak seçilmiş ve ondan sonra gelen günler ardı ardına sayılarak bu sayıya eklenmiştir. Birim olarak ortalama gün, gün başlangıcı olarak gece yarısı değil gün ortası (öğle vakti) seçilmiştir Yıllar, aylar, günlere göre bu sayılar çizelgeler hâlinde astronomi yıllıklarında verilir. Bu sayılarla belirlenen tarihe, “Julien tarihi, (JT) denir istenen bir tarih için Julien tarihi Astronomi yıllıkları kutlanılarak bulunabileceği gibi basit bir formül yardımı ile de kolayca hesaplanabilir:

JT = 2415020 + 365 x ( yıl – 1900 ) + N + L – 0.5

Bu ifade, 1900 yılından itibaren herhangi bir tarihe karşılık gelen ve evrensel zaman EZ=0 iken Julien tarihini verir. Burada N, yılbaşından sonra geçen gün sayısı, L ise 1901 yılı ile hesaplanması istenen tarih arasındaki artık yıl sayısıdır. 2415020, 1 Ocak 1900 yılına karşılık gelen Julien günü, 0.5 miktarı ise Julien gününün gün ortasından başlatılmasından ileri gelen yarım günün ondalık karşılığıdır. (Ortalama güneş günü için başlangıç gece yansıdır.). N sayısı

N=<275M/9>-2<(M+9)/12>+I-30

formülüyle bulunabilir Burada M ay sayısı I ayın günüdür <> parantezi icindeki sayının tam kısmının alınacağını ifade eder Artık yıl için 2. terimdeki 2 çarpanı kaldırılır

Ornek 1: 18 Nisan 1983 tarihine karşılık gelen Julien tarihini bulunuz. Önce, 1983 yılı 1 Ocak’tan sonra geçen N gün sayısı, N=31+28+31+18=108 bulunur. 1901 ile 1983 yılları arasındaki artık yıl sayısı <82 /4>=20 dir. Bu değerler formülde yerlerine konularak Julien tarihi,

JT =2415020 +365 x ( 1983- 1900 ) +108 + 20 -  0.5 =2445442.5 olarak bulunur.

Ornek 2: 18 Nisan 1984 saat 13s 45d iken Juiien tarihini bulunuz. 1984 artık yıldır. Bir önceki örnekte izlenen yol izlenerek, N = 109, 13s 45d = 13 75/24 = 0.5729 gön ve JT = 2415020 + 365 x 84 + 109 + 20 – 0.5 + 0.5729 = 2445809.0729 bulunur.

Güneş  Merkezli  Zaman

Duyarlı zaman gerektiren gök olayları, yıl boyunca bir kaç kez gözlenecekse, Yerin yörünge hareketi nedeniyle gözlemci- kaynak arasındaki uzaklığın ve ışığın bu uzaklığı katetme zamanının değiştiği dikkate alınmalıdır . Bir gök cisminden gelen ışık ışınları, geldiği doğrultuya bağlı olarak Yer’e, Yer’in yörüngesi üzerinde bulunabileceği bir başka noktaya göre en fazla 8 dakika daha erken veya geç ulaşır. Bu durum Şekil 1.30′da görülmektedir. Bir gök olayı, örneğin; örten bir çift yıldızın örtme olayı; Yer, yörüngesi üzerinde B de ise A da olmasından daha önce görülür. Bu durumu düzeltmek için gözlem zamanları, Güneşle olduğu var sayılan bir gözlemciye indirgenerek verilir.

Zaman   Dönüşümleri

Programlanabilen   küçük   hesap    makınası    veya   bir   bilgisayar kullanarak, tanımlarını yaptığımız zamanlar arasında dönüşüm yapılabilir Örneğin yıldız zamanını hesaplamak için şu formül kullanılabilir :

GYZ = G + 0.0657098232 x N + 1.0027379093 x EZ

Burada G, her yılın başında değiştirilmesi gereken bir sabittir ve yılın sıfırıncı günü (doğal olarak biten yılın son günü), EZ = 0 iken GYZ (Greenwich’in yıldız zamanı) dir N, yılbaşından itibaren istenen tarihe kadar geçen gün sayısı. EZ saat cinsinden evrensel zamandır. Eğer hesaplama sonucu 24 saatten daha büyük bir sayı bulunursa, bundan 24 çıkarılır ve tarih olarak bir sonraki tarih alınır. G ‘nın değeri her yılın başında almanaktan alınarak formülde yerine konur ve yıl boyunca kulanılır.

Zaman dönüşümleri ile ilgili örnekler:

Omekl: Türkiye Bölge Ortalama Zamanı 10^sa45^dk30^sn iken, boylamı λ = -2^sa11^dk29^sn.4 olan Ankara’da yerel ortalama zamanı nedir?

Çözüm 1: Türkiye bölge boylamı  olduğuna göre,

Ankaranın yerel boylamı  λ= -2^sa11^dk29^sn.4

Bölge boylamı                  λ_O= -2^sa    

Boylam farkı