ZAM AN,

Alm, Zeit (f), Fr, temps (m), İng, time. Değiş­
mekte olan bir Standard hadise ile kıyaslanarak ölçülen
ve başlangıç ve son kabul edilebilecek iki hadise veya
vakit arasında geçen müddet (süre). Zamanın ölçülmesinde
ekseriya bir sarkacın salınımı, dünyanın dönüşü
veya bir elektromanyetik radyasyonun titreşimi gibi
devri (periyodik) bir hadise esas alınır. SI (Systeme
International) birim sisteminde zaman birimi olan
saniye, sezyum elementinin tayfındaki çizgiler kullanılarak
tesbit edilmektedir. Buna göre 1 saniye (1 s) sezyum133
atomunun en düşük enerjiye sahip olduğu haldeki
iki çok yakın seviye arasındaki geçişte ortaya çıkan
radyasyonun titreşiminde 9 192 631 770 periyod meydana
gelmesi için geçen müddet olarak tarif edilir. Bu
müddet Sezyum saati (atom saati) kullanılarak ölçülür.
Daha önceleri 1 saniye 1 ortalama güneş gününün 86
400’de biri olarak tarif edilirdi. Halen bu tarif de
kullanılmaktadır.
İnsanlar çok eski zamanlardan beri güneşin ve ayın
hareketlerinden zamanı ölçmek maksadıyla faydalanmışlardır.
Bir günden veya aydan daha uzun müddetlerin
ölçülmesi ise hava durumunda, hayvanların
davranışlarında ve bitkilerin görünüşlerinde bariz değişikliklerin
meydana geldiği mevsimler esas alınmıştır.
Ziraat ve hayvancılıkta faaliyetler için zaman ölçüsü
olarak mevsimler esas alınır. Daha uzun müddetleri,
meselâ tarihî bir hadisenin zaman içinde yerini veya
bir kimsenin yaşım ifade etmek için ise bazı hadiseler
başlangıç veya referans noktası olarak kullanılmıştır.
Bunlar önemli kıtlık, bolluk, soğuk veya sıcak, salgın
hastalık, haıb veya bir hükümdarın idareyi ele almasıgibi önemli hadiseler olmuştur. Daha da uzun zaman
parçalarını meselâ, tarihî devirleri ifade etmek için tesiri
devam etmekte olan büyük bir değişikliğin başlangıcı
meselâ, peygamberlerin gelişi ve dînin yayılışında
önemli tarihler esas alınmıştır. Bu şekilde takvimler
ortaya çıkmıştır.
Güneşin günlük görünen hareketinde aynı yerden
müteakip iki geçişi arasında geçen zaman gün olarak
tarif edilmiştir. Bazı iptidâi topluluklarda bunun yerine
iki uyku veya karanlık arasındaki zaman esas alınmış­
tır. Medenî topluluklarda ise gün içinde taksimat yapılmış,
yalın gözle rasat edilmesi kolaylıkla mümkün
olabilen akşam veya güneşin batışı (gurûb, “sunset”),
yatsı veya yıldızların görünmesi ve gökyüzünün tamamen
kararması (işa, “end of evening twilight”), gece
yansı (midnight), imsak veya gökyüzünün aydınlanarak
yıldızların kaybolması (fecr, “morning twvilght”),
sabah veya güneşin doğuşu (tulû’i şems, “sunrise”),
güneşin ufuktan bir mızrak boyu yükselerek bakılamı-
yacak kadar parlaklaşması (işrak vakti), gündüz zamanının
ikinci dörtte biri (duhâ vakti), öğle veya zevâl
(zuhr, “noon, midday”), ikindi veyâ gündüzün takriben
üçüncü dörtte biri (asr, “late afternoon”), güneşin ufka
bir mızrak boyu yaklaşması ve yalın gözle bakılabilecek
kadar sararması (isfırar) vakitleri tesbit edilmiştir. Böylece
gün, güneşin aydınlatmasına bağlı olarak parçalara
ayrılmış olmaktadır. Bu bölünüş ekvatordan uzaklaşıldıkça
mevsimden mevsime değişmektedir. Mekanik
(kumlu, sulu veya rakkaslı) saat makinalannın yapılması
ve kullanılması ile bir günü, uzunlukları birbirine
eşit parçalara bölmek mümkün olmuştur. Bir yıl içinde
gündüzlerin ortalama uzunluğu ile gecelerin ortalama
uzunluğu takriben birbirine eşittir. Ortalama gündüz 12
saat ve ortalama gece de 12 saat olmak üzere 1 gün 24
saate aynlmıştır. (Bir daire sadece cetvel ve pergel kullanılarak
2,3,6, 12,24,… parçaya kolayca bölünebilmektedir.)
Günlerin saatlere bölünmesi, zamanımızda
nakliyat, haberleşme ve ticaretin yaygınlaşması ve hızlanması
neticesinde büyük önem kazanmıştır.
Günden daha uzun bir müddet olarak da esası daha
çok insan hayatını tanzim eden dîni âdetlere dayalı ve 7
günden meydana gelen hafta kabul edilmiştir. Ticârî ve
idâri bakımdan da haftanın belirli günlerinde belirli
işlerin yapılması, muayyen günlerde muayyen saatlerde
çalışmanın tatil edilmesi ve ibâdet yapılması bütün dünyada
içtimâi hayatın bir parçasıdır. Haftanın müddet ve
başlangıç ve bitiş günleri bakımından ay veya güneşin
devri hareketi ile hiçbir münâsebeti bulunmamaktadır.
Ay ise arzın uydusu ayın hareketine, daha doğrusu
ayın görünüşüne dayanan bir zaman ölçüsüdür. Yeni
ayın müteakip iki görünüşü veya iki içtima veya kavuşum
(lunation) arasında geçen takriben 29,5, (29,530)
ortalama güneş günü uzunluğundaki müddet “ 1 ay”
dır. 12 kameri (lunar) ay takriben 354 gün veya 1 kamerî
yıl olmaktadır. Bu kamerî yıl ortalama güneş yılından
yaklaşık 11,25 gün daha kısa olduğundan kamerî
aylann yeri güneş yılı içinde değişir. Bu sebeble kamerî
yılbaşı tropik yıla göre her yıl takriben 11 gün daha önce
olmakta ve her mevsimi dolaşarak takriben 33,5 tropik
yılda bir aynı mevsime gelmektedir. Buna karşılık arzın
güneş etrafında bir tam devir yapması için geçen müddet
de dünyanın kendi ekseni etrafında tam sayıda devrine
veya tam güne tekabül etmemektedir. Bir güneş yılı
(tropik, dönencel yıl) ortalama güneş zamanı cinsinden
365,24 2216 gün yani 365 gün 5 saat 48 dakika 46
saniyedir. Bu sebeple takvimin güneş yılına uydurulabil- *
mesi için esas olarak 365 günlük bir yılı aldıktan sonra
takriben dörtte bir günlük fazlalık için bazı düzenlemelerin
getirilmesi gerekmiştir. Aylann farklı fakat birbirine
yakın gün sayısına sahip olarak seçilmesi ve artık
(kebîse) yıl fikri bu sebeplerle ortaya çıkmıştır. Artık
yılda Şubat 29 (diğerlerinde 28) gün olur. 4 ile tam
bölünen yıllar artık yıl alınır, ancak sonu 00 ile biten
2000, 2100, 2200… gibi yıllann 400 ile bölünmeyenleri
artık yıl alınmaz.
M.Ö. 1 Ocak 4713 yılı öğle anından itibaren geçen
gün sayısına Juliyen tarihi denir. Güneşin meyi (deklinasyon,
yükselim) ve tadil-i zemân (zaman denklemi)
değeri hesabı gibi işlemlerde kullanılır. Böyle düzenlemelerle
takvimde yılın aynı mevsimine aynı aylann isabet
etmesi temin edilmeye çalışılmıştır.
Bu maksatla güneşin yıllık görünen hareketi sırasında
hizasında bulunduğu takım yıldızları güneş doğ­
madan hemen önce ve battıktan hemen sonra rasat
edilerek tesbit edilmiştir. Böylece yılbaşı günü güneşin
tutulma çemberi (ekliptik daire-i husuf) üzerindeki
yerine bağlanabilmekte, inkilap (solstice) ve itidal (equinoks)
(günberi ve günöte) noktalanna göre yeri belirlenebilmekteydi.
Ancak bu usul de istenen hassasiyette
değildi. Çünkü mevsimler hem arzın güneş etrafında
yörüngesi üzerindeki yerine ve hem de arzın mihverinin
bu yörünge düzlemi ile yaptığı açaya bağlıdır. İtidal
noktalannın yerlerinin zamanla değiştiğinin M.Ö. 130
yıllannda farkedildiği kaydedilmiştir. İtidal veya ekinoks
ortalarının gerileme (precession) hareketinin
sebebi arzın mihverinin (ekliptik ile yaptığı açının ortalama değeri pek değişmemekle birlikte) bir eksen etrafında
takriben 25 000 yılda bir devir yapacak şekilde
dönmesidir. Bu düzeltmelerde yapılarak bilhassa jeodezik
ve astronomik maksatlarla daha hasas zamanlar
tarif edilmiştir.
Standart Zaman (Müşterek Zaman):
Boylamları farklı, birbirlerinden ayrı olan ve hızlı
ulaşım ve haberleşme bağlantısı bulunmayan şehirlerde
her bir şehrin kendi mahalli zamanını kullanması ticârî
ve idârî bakımdan bir mahzur doğurmaz. Önceleri her
şehir kendi mahalli zamanım kullanırdı. Sonra haberleşme
ve ulaşımın hızlanması neticesinde karışıklıklar
ve yanlış anlamalar olmaya başladı. Bu karışıklığı ortadan
kaldırmak için 1870 yıllarında başlayan arayışlar
Kanada’da Sanford Fleming ve Amerika Birleşik
Devletleri’nde Charles F. Dowd’un da ileri sürdükleri
15 meridyen derecelik zaman dilimleri fikrinin umûmî
kabul görmesi ile neticelendi. Günümüzde zaman veya
saat dilimleri Greenwich’ten itibaren sayılmaktadır ve
her birisi 1 saatlik 24 adet zaman dilimi vardır. Günü­
müzde Avrupa’da; Batı Avrupa ve Doğu Avrupa
zamanlan kullanılmaktadır. Bu usulde her zaman diliminde,
o dilime ait standart meridyenin mahallî vasatî
(yerel ortalama) zamanı kullanılır. Böylece zamanın
bilindiği belirli bir yerden meridyen derecesi cinsinden
uzaklığı bilinen yerlerdeki zaman hesaplanabilmektedir.
Zaman dilimleri haritasından da görülebileceği gibi
bazı dilimlerde husûsî durumlan olan bölgelerin bulunması
sebebiyle dilim sınırlan meridyen dairelerini aynen
takip etmemiş, hattâ kaymalar yapılmıştır. Onikinci
zaman diliminin içinde bulunan 180° tul veya boylam
dairesi ise “tarih çizgisi” kabul edilmiştir. Bu çizginin
hemen batısında bulunan memleketler doğusundakilerden
veya Greenwiçh’ten bir takvim günü ileridedir. Bu
çizgi bir memleketi, meselâ Yeni Zelenda’yı ortasından
ikiye ayırmayacak şekilde bir kırık çizgi olarak geçirilmiştir.
Bu düzenlemeler ticari ve idâri bakımdan belirlilik
temin ederek karışıklıkları ortadan kaldırmak
maksadıyla yapılmıştır. Bir şehrin hangi zaman diliminde
olduğu bilindiği takdirde bulunulan yer ile ortalama
standard zaman farkı bulunabilir. Her zaman
dilimi içindeki yerlerde o dilimin standart meridyenine
ait mahallî vasatî zaman kullanılmaktadır. Meselâ,
Türkiye’nin içinde bulunduğu ve Greenwich’ten 2 saat
ileride olan zaman diliminin standard meridyeni 30°
Doğu meridyenidir. Türkiye topraklan takriben 26,5°
ilâ 44,5° tul daireleri (meridyenleri) arasında yer aldığından
doğu ve batı uçları arasındaki mahallî zevâlî zaman
farkı (18°x4 dak/°)= 72 zaman dakikasıdır. İzmit şehrinden
geçen standart meridyenden ise Türkiye’nin doğu
ucunda -58 dakika batı ucunda +14 dakika fark vardır.
Yani Ağrı’da Ağn’nm mahallî vasatî, zevalî zamanında
58 dakika geride olan; Edirne ve Ezine’de ise bu şehirlerin
mahallî, vasatî zamanından takriben 14 dakika ileri
olan Türkiye standart vasatî zamanı kullanılmaktadır.
Günlerin uzun olduğu, güneşin erken doğduğu
mevsimlerde bazı memleketlerde standart zamandan 1
saat ileride olan daha doğudaki komşu dilimin standart
zamanı kullanılmaktadır. Yaz zamanı (summer time),
ileri saat veya ileri zaman olarak isimlendirilen bu tatbikat
ise gün ışığından daha uzun bir müddet istifade
etmek maksadı ile yapılmaktadır. Bilhassa topraklanmn
büyük kısmı standart meridyenin doğusunda bulunan
memleketlerde resmî, idâri, mesâî bakımından gün
ışığından istifâde edilen zaman arttırılmış olmaktadır.
Günlük zaman başlangıcı olarak günümüzde International
Astronomical Union (Milletlerarası Astronomi
Birliği) tarafından tevsiye edilen vasatî yâni
ortalama geceyansı (veya vasatî zevâlî zaman cinsinden
saat 12 00) kabul edilmiştir. Dünya için 24 saatlik bir
vasatî günün başlangıcı Greenwich vasatî astronomik
geceyansıdır. Bu zaman “Greenwich (Griniç) mean
time (GMT)” yani “Greenwich vasatî zamanı” adını
alır. Aşağıdaki paragraflarda teferruatı açıklanacak
olan bu zaman Fransızca “temps üniversel (TU)” ,
Almanca “ Weltzeit (WZ)” ve İngilizce “universal time
(UT)” isimleriyle anılmaktadır.
Zamanın ölçülmesi: Aynı anda vuku bulmayan iki
hadise arasında geçen müddet muntazam bir şekilde
tekerrür eden bir hadisenin tekrar sayısı olarak ölçülür.
Ölçmek için bir mebde veya başlangıç ve bir de mukayese
birimi olarak kullanılacak standart zaman aralı­
ğına ihtiyaç vardır. Standart zaman aralığı muntazam
tekerrür eden hadisenin müteakip iki tekerrürü arasında
geçen zaman cinsinden tesbit edilir. Böyle bir
zaman kaidesinin umûmî olarak kullanılabilmesi için
tarif edilen zamanın arzın her yerinde çok iyi bir takribiyetle
aynı adedî (sayısal) değerle tesbit edilmesine imkân
vermesi lâzımdır. Arzın kendi mihveri (ekseni) etrafında
dönme hareketi, aym arz etrafında ve arzın güneş
etrafındaki dönme hareketleri bu şartı haizdir. Rakkas
(sarkaç) ise bu şartı yerine getirmez.
Arzın mihveri etrafında dönüşü esas alınarak vasatî
güneş zamanı (mean solar time) ve vasatî yıldız zamanı
(mean sidereal time), arzın güneş etrafında dönüş hareketi
esas alınarak efemeris (ephemeris) zamanı, atomun
muayyen kuantum seviyelerinde yaydığı elektromanyetik
radyasyon esas alınarak atom zamanı (atomic time)
tarif edilmiştir. Bunlardan arz, ay ve güneşin dönme
hareketine istinad edenlerin az da olsa zamanla ölçü
birimi değişmektedir. Bunun sebebi ise bir tam devri
tesbit etmek için gök küresinde sabit kabul edilen noktaların
bir devre bazan onbinlerce yılı bulan devri ve
üniform olmayan (dalgalı) hareketleridir. Bunun için
Rotasyonel (deverânî), Efemeris ve Atom zamanlan
olarak ayn ayn ele alınırlar.
Rotasyonel (deverânî, gayri mütesâvî) Zaman:
Güneş zamanı-görünen güneşin günlük hareketi
sırasında arz üzerinde bir yerin tülünden (meridyeninden)
müteakip iki geçişi arasında geçen müddete bir
hakiki güneş günü denir. Güneşin bir yerin tülünden üst
geçişi bir güneş saati (meselâ Daire-i Hindiyye), bir
teodolit, bir takeometre veya bir teleskop ile tesbit
edilebilir.
Güneş, yıllık görünen hareketi sırasında her gün takriben
1° doğuya doğru intikal ettiğinden (ötelendiğinden)
bir hakîkî güneş gününün uzunluğu arzın kendi
ekseni etrafında bir tam dönüş müddetinden, vasatî
güneş zamanı çişinden ortalama olarak 3 dakika 56,555
saniye kadar daha uzundur. Ayrıca arzın güneş etrafındaki
yörüngesini:, ~ups şeklinde olması ve arzın kendi
etrafında dönme mihverinin yörünge düzlemine (ekliptik veya daire-i husûf a) dik olmayıp bununla takriben
23,5° açı yapması sebebi ile hakîkî güneş günlerinin
uzunlukları birbirinden farklı olur. “(Bir hakiki güneş
günün uzunluğu)-(24 ortalama saat) farkı zaman denkleminin
o güne ait günlük değişimine eşittir.”
Sabit hızla çalışan mekanik saatlerin yapılarak
onyedinci asırdan itibaren kullanılmaya başlaması ile
uzunluğu değişmeyen bir ortalama güneş günü (mean
solar day) kabul edilmiştir. Bir ortalama güneş günü,
ortalama güneşin -ki bu güneş hakiki güneşten ileride
veya geride olabilir-meridyenden müteakip iki alt geçişi
arasında geçen müddet olarak tarif edilir. Bir vasati
güneş günün 1/24’üne bir vasatî güneş saati, veya
sadece vasatî saat bunun 1/60’ına bir vasatî güneş dakikası,
bunun da 1/60’ına bir vasatî güneş saniyesi denir.
Hakîkî güneş zamanı ile vasatî (ortalama) güneş
zamanı arasındaki farka zaman denklemi (ta’dil-i
zaman, “equation of time”) denir. Bu fark iki güneşin
saat açılan arasındaki farka muadildir ve rasatlarla tesbit
ve hesab edilerek yıldız yıllıklannda (“almanac”
saln am e) cetv eller h alin d e v erilir. (H ak îk î
zaman-Ortalama zaman) olarak hesaplanan zaman
denkleminin değeri takriben -14 dakika ile +16 dakika
arasında değişir. Zaman denkleminin günlük değişim
mikdan ise 0 ilâ TO,5 dakika kadardır. Hakîkî güneş
zamanı T ve vasatî güneş zamanı t ile gösterilirse,
zaman denklemi E= T – t olur.
Yıldız Zamanı (Sidereal Time): Gök cisimlerinin
koordinatlarım belirlemek gibi astronomik ölçme işlerinde
yıldız zamanı kullanılır. Hakiki Ekvator’un ekliptik
ile ara kesiti temel bir müracaat, başlangıç noktası
olan ilkbahar nokiası (itidali) veya Hamel burcunun
2 6 0 Rehber Ansiklopedisi
güneş günü, yeni ayın müteakip iki görünüşü arasında geçen ve
takriben 2H5 ortalama güneş günü uzunluğundaki zamana bir ay
denilmiştir.
(koç takım yıldızının, Aries’in) ilk noktasıdır. Rektasensiyonlar
ilkbahar noktasından itibaren gök Ekvatoru
boyunca ölçülür. Hakîkî ilkbahar noktasının meridyenden
müteakip iki üst geçişi arasında geçen müddet bir
hakikî yıldız günii olarak tarif edilir. Hakîkî ilkbahar
noktasının saat açısına, ki meridyenden itibaren baüya
doğru Ekvator boyunca ölçülür hakîkî yıldız zamanı
veya zahirî yıldız zamanı denir. Presesyon (devinme)
veya lunisolar presesyon (ay gün devinmesi; arz mihverinin
bu mihveri kesen başka bir mihver etrafında bir
devri takriben 25.000 sene süren, uzun periyodlu hareketi)
ve nutasyon (arz mihverinin arzın şekli ve ay ve
güneşin cazibe kuvveti neticesinde, daha kısa periyodlu
dalgalanmalar şeklindeki hareketi) sebebiyle hakîkî ilkbahar
noktasının yeri devamlı fakat gayrimütesâvi (üniform
olmayan) bir şekilde yıldızlara göre ters
istikamette, yani gerileyerek, değişir. Arz mihverinin bu
hareketinin kararlı, düzgün kısmına kısaca presesyon,
kısa devirli dalgalanmalanna ise nutasyon denilmektedir.
Nutasyon sebebiyle, ilkbahar noktası esas alınarak
bulunan hakîkî yıldız günleri farklı uzunluktadır. Bir
hakîkî yıldız gününün vasatî yıldız gününden farkı en
çok 0,01 saniye kadar olabilmektedir. Rakkaslı saat
makinalannın tekâmül etmesi neticesinde 1925 senesinden
itibaren mütesâvî itidâlî zaman (uniform equinoctial
time) kullanılması gerekli olmuştur.
Vasatî yıldız zamanı: Vasatî ilkbahar noktasının, yani
mutasyondan anndınlmış ilkbahar noktasının; saat
açısı olarak tarif edilir. Bir vasatî yıldız günü, vasatî
ilkbahar noktasımn meridyenden müteakip iki geçişi
arasında geçen müddettir. Bu müddet arzın kendi mihveri
etrafında 1 tam devir müddetinden takriben 0,0084saniye daha kısadır. Vasatî yıldız günün 1/24’ü bir
vasati yıldız saati, bunun l/6 0 ’ı bir vasatî yıldız dakikası
ve bunun da l/60’ı bir vasatî yıldız saniyesi olarak tarif
edilir.
Hakîkî yıldız zamanı ile vasatî yıldız zamanı arasındaki
farka rektasensiyonda mutasyon veya ta’dil-i itidal
(itidal noktalan denklemi, ekinokslar denklemi) adı
verilir ve 0 ilâ 1 saniye civannda kıymetler alır
Güneş Zamanı, Yıldız Zamanı ve Aralanndaki
Münasebet-Vasatî güneş zamanı, hayâli vasatî güneşin
saat (veya zaman) açısı artı 12 saat olarak tarif edilir.
Vasatî güneş gök Ekvatoru üzerinde hakîkî güneşin
senelik ortalama hızına sahip ve bu sabit hızla hareket
ettiği farzedilen hayâlı bir noktadır. Tatbikatta, ortalama
güneşin rektasensiyonu zaman denklemi (ta’dil-i
zaman) formülü ile elde edilir. Bu formülle, vasati güneş
zamanı, arzın güneş esas alınarak bulunan dönme
hızına uyacak şekilde düzenlenmiş olmaktadır.
Hakîkî güneşin senelik sanal hareketi arasında
hakîkî ilkbahar noktasından müteakip iki geçişi sırasında
geçen müddete bir medârî sene (tropik yıl) denir.
Bu müddet zarfında güneş bir yerin meridyeninden
365,242216 defa geçer. Gök ekvatoru üzerinde sabit
hızla hareket ettiği farzedilen vasatî güneşin rektasensiyonu
1 medarî senede 360° = 24 saat, 1 günde ise
ortalama (86400 saniye/365,242216)= 3 dakika 56,555
saniye artar. Buna göre ortalama güneş zamanım gösteren
bir zaman ölçme makinası ile ölçüldüğünde 1 vasatî
yıldız günü 24 vasatî güneş saatinden 3 dakika 56,555
saniye kadar daha uzun bulunur.
Hakîkî güneş zamanını ve hakîkî yıldız zamanının
gayrimütesâvî olmasının başlıca iki sebebi vardır: (1)
Arzın güneş etrafında dönüş hareketindeki ve ilkbahar
noktasımn hareketindeki farklılıklar; ve (2) Arzın kendi
mihveri etrafında dönüş hızındaki değişimler. Bunlardan
( l)’ncilerin sebep olduğu farklargök mekaniği bilgilerine
dayanılarak önceden hesaplanabilir, fakat
(2)’nemin sebep olduğu farklar önceden hesaplanamaz.
Arzın kendi mihveri etrafında dönüş hızının değişmesi:
(a) Denizlerde med ve cezir sürtünmesi sebebiyle
devamlı bir yavaşlama, (b) Buzullann erimesi ve teşekkülü
gibi iklim ve mevsimlik değişimler, (c) Arz içinde
kütle hareketleri, arzın genleşmesi ve büzülmesi neticesi
meydana gelen düzensiz hızlanma ve yavaşlamalar şeklinde
olur.
Ortalama Ekvator düzlemi ve ortalama ekliplik
(husuf) düzlemi arasındaki açı e, ortalama yıldız
zamanı 0 ve hakîkî yıldız zamanı S olduğuna göre
0-9 = Ncos c+ dNcos e veya 0-0»= N +N” şeklinde
ifade edilir. Burada Ncos e veya N uzun devirli farklan,
dNcosc veya N” ise kısa devirli farklan gösterir. Bunlann
değerleri yıldız yıllıklannda (“almanac”, selnâme)
verilmiştir. Bu düsturlar kullanılarak bir rasat âni veya
bir vakit için ortalama yıldız zamanı 0 verildiği takdirde,
hakîkî yıldız zamanı 0 ve aynca yıldız a zahirî
rektasensiyonu biliniyorsa yıldızın saat açısı t= ö-«olarak
hesaplanır. Eğer belirli bir vakit için yıldızın saat
açısı (t) başka bir yoldan hesaplanmış veya verilmiş ise
hakîkî yıldız zamanı 0= ar+tve ortalama yıldız zamanı
0+0=N’-N’7 olarak hesaplanır.
Benzer şekilde, hakîkî güneş zamanı * ile vasatî
güneş zaman t ise zaman denklemi £=■• farklı yıldız
yıllıklannda rasat ve hesap neticelerine dayanılarak cetveller
halinde verilir. Bu düsturdan da istifade edilerek
herhangi bir rasat âm veya vakit için vasati güneş
zamanı verildiği takdirde hakîkî güneş zamanı * ve
hakîkî güneşin saat açısı t= t – 12 münasebetinden
hesaplanır. Eğer muayyen bir vakit veya rasat âm için
hakîkî güneşin saat açısı (t) başka bir yoldan (Meselfl
güneşin yükseklik açısı veya zenit uzaklığından ve deklinasyonundan
hareketle) hesaplanmış veya verilmiş ise
hakîkî güneş zamanl Ts=t+12 ve vasatî güneş zamanı
t==t-E münasebetinden hesaplanır. Vasati ve hakikî
güneşin saat açılar (E) ve (t), ve rektasensiyonlan a ve a
olduğuna göre zaman denklemi E = T – T = t – f = 5 – a yazı­
labilir. Rektasensiyon ilkbahar noktasından itibaren
doğuya doğru ekvator üzerinde deklinasyon dairesine
kadar ölçülen açı olduğuna göre, zaman denklemi sıfırdan
büyük olduğu zaman hakîkî güneşin batıdan
doğuya doğru olan yıllık hareketi sırasında ortalama
güneşten geride olduğu ve bu sebeple arzın kendi mihveri
tarafında dönmesi sırasında meridyene ortalama
güneşten önce gireceği anlaşılmaktadır. Zaman denkleminin
sıfırdan küçük olması halinde ise yıllık harekette
hakîkî güneş ileride, yani daha doğuda olur ve meridyene
ortalama güneşten sonra girer.
Güneş zamanı, güneşin meridyenden alt geçişinden
itibaren ölçülen zaman açısı olarak tarif edilir. Güneşin,
üst geçiş meridyeninden batıya doğru ölçülen açı cinsinden
uzaklığı saat açısıdır. (Bu halde î =t+12h olmaktadır.)
Ortalama güneşin 8 rektasensiyonu biliniyorsa,
yıldız zamanı 0 = 5 f t – şeklinde hesaplanabilir. Burada
rektasensiyon ortalama ilkbahar noktasına göre verilmiş
ise 0 ortalama yıldız zamam olur.
Eskiden namaz vakitlerinin bulunmasında kullanılan ve usturlab Günlerin Başlangıcı ve Saatlerin Ayarlanması: Standart
zamana göre gün gece yansı başlar ve 24 saat
devam eder. Saatler ve dakikalar dört haneli bir rakkamla
verilin İlk iki hane saati, ikinci iki hane dakikalan
gösterir. Meselâ saat 00.23, saat gece yansını 23
dakika geçiyor demektir 12.33, öğle vakti saat onikiyi 33
dakika geçiyor demektir. Benzer düşüncelerle 11 Eylül
saat 24.00 ile 12 Eylül saat 00.00’ın aynı ânı gösterdiği
anlaşılır.
Günün iki adet oniki saatlik bölümden meydana
geldiğini kabul eden usulde, vaktin birinci ve ikinci
oniki saatlik bölümde olduğunu belirtmek gerekir.
Zevâlî zaman kullanılıyorsa öğleden önce (ante meridiem,
a.m.) veya öğleden sonra (post meridiem, p.m.)
olduğu ifade edilmelidir. Gurûbî zaman (gurûb vakti
00.00 saat olan zaman) kullanılıyorsa gece gündüz
olduğu belirtilir.
Rotasyone (Deverânî) Zamanın Tatbiki Olarak Tesbit
Edilmesi: Zamanın tesbiti işi astronominin ihtisas
gerektiren bir dalıdır ve devlet rasathaneleri tarafından
yapılır. Zaman tesbitinde kullanılan temel tarifler standardlaştırılmıştır.
M illetlerarası Astronomi Birliği
(International Astronomical Union, IAU) kuruluşuna
bağlı Paris’teki Milletlerarası Zaman Bürosu (International
Time Bureau) çeşitli rasatlarda bulunan zamanlann
kıyaslamalannı yaparak rasatlann uyumlu bir
değerlendirme ve dengelemek için gerekli bilgileri temin
etmektedir.
Üniversal zamanın (UT) veya astronomik dünya
zamanının tesbitinde şu adımlar takip edilir: (1) Mahalli
vasatî yıldız zamamnı tesbit etmek için yeri bilinen bir
yıldıza, geçişi sırasında, rasat edilir. (2) Greenwich yıldız
zamamnı bulmak için Greenwich’in doğusunda
olan yerlerin boylamı çıkanlır. Batısında olan yerlerin
boylamı ilâve edilir. (3) Bu sonuç UTO’dan itibaren bir
matematik işlemle UT üniversal zamanına tahvil edilir.
Bu tahvil işlemi aşağıda açıklanacaktır. Zaman tesbiti
için gerekli başlıca âletler bir rasat aleti veya teleskop ve
bir de zaman ölçen bir alet, yani saat makinasıdır. Yeri
bilinen bir yıldızın gök küresinde rasat yerine göre vaziyeti
(konumu) sabit muayyen bir müracaat çizgisinden
geçiş anı kaydedilir. Bu müracaat çizgisi bulunan rasat
yerinin meridyeni veya ufuktan yükseklik açısı (veya
başucu (zenit) açısı, semt-ür-re’s zâviyesi) muayyen bir
küçük daire olabilir. Aşağıda zaman tesbiti için kullanılmış
ve kullanılmakta olan alet ve usullerden bazıları
izâh edilmiştir.
Güneş Saati ve Daire-i Hindiyye: Bir rasat yerinin
meridyenini tesbit etmek için güneş gören bir ufkî
(yatay) saha üzerine çizilen dairenin merkezine şakulî
(düşey) olarak dikilen uzunluğu daire çapının dörtte
biri kadar olan bir çubuğun üst ucunun gölgesi kullanılmıştır
. Bu usulü ilk defa Hindistan’lı Müslümanlar
bulduklan için adına Daire-i Hindiyye denilmiştir.
Çubuğun ucunun gölgesi sabahleyin daireye batı tarafından
girer, akşama doğru doğu tarafından çıkar.
Çubuğun ucunun gölgesinin çizdiği çizginin daireyi kestiği
noktalann arasında kalan kirişin orta noktasını dairenin
merkezine birleştiren doğrultu bu yerin
meridyenini veya coğrafi kuzey-güney istikametini gösterir.
Hassasiyetin artması için ölçü yapılan sahanın
düzgün ve ufkî olması, daire çapının büyük, çubuğun
şakulî, uç noktasının gölgesinin keskin olması ve rasat
günü olarak güneşin denklinasyonundaki değişim hızı­
nın en az olduğu bir gün seçilmesi lâzımdır.
Bir yıldızın veya güneşin meridyenden geçişi kuzeygüney
istikametinde şakulî bir düzlem içinde rasat yapmaya
ve geçişi tesbit etmeye müsait bir daire, bir boru
veya teleskop kullanılarak tesbit edilir ve vakti kaydedilir.
Saat ayan veya düzeltmesi buna göre yapılır.
Nısfınnehar Âleti: (Transit Instrument) – Meridyen
düzlemi içinde hareket edebilen bir teleskopu vardır.
Geçiş âm bir saat kullanılarak kronograf üzerine
kaydedilir.
Fotoğraflı Zenit Tüpü: (Photographic Zenith Tube,
PZT) — Nısfınnehar aletinden daha hassastır. Fotoğ­
raflı zenittüpü aleti şakulî olarak tesbit edilmiş bir tüple
zenit civanndan geçen yıldızlara rasat edilmesine yarar.
Yıldızın ışığı tüpün altındaki bir kap içindeki civanın
ufkî sathından yansıyarak meridyen düzlemi içinde
bulunan zenit (semtürre’s veya başucu) istikametini gösterir.
Gelen ışıklar bir mercekle toplanarak merceğin
odak noktasında bir fotoğrafik levha üzerine düşürülür.
Yıldız geçişini yaparken fotoğrafik levha yıldızının
hareketine uyacak şekilde bir motorla hareket ettirilir
ve herbiri 20 saniye kadar süren ve zaman işaretleri de
olan dört kayıt yapılır. Her 20 saniyelik kayıt sonunda
levha ve mercek 180° döndürülür. Rasat neticesinden
itibaren hesaplanan zamanla saat makinasının gösterdiği
zaman karşılaştmlarak düzeltme mikdan bulunur.
Prizmalı Astrolab: (Impersonal Astrolabe) – Bir 60°’
lık prizma ve bir civa yüzeyi (ufkî yansıtıcı) kullanılarak
yıldızın prizma içinde ve civa yüzüyinden yansıyarak
gelen görüntüsünden faydalanılarak yıldızın yüksekliğinin
tam 60° olduğu ânı tesbit etmeye yarayan bir âlettir.
Ayrıca Wollaston prizmasının birefrenjans husûsiyetinden
(özelliğinden) istifade ile, yıldız teleskopla takip
edilir, değişik azimut değerlerinde daha hassas ölçmelerle
yüksekliğin 60° olduğu an kronograf üzerine kaydedilebilmektedir.
Böylece her zaman hem bulunulan
arz derecesi tesbit edilebilmektedir.
Zaman Aralıklannın Ölçülmesi: Zamanı göstermek
ve zaman aralıklarım ölçmek için çeşitli saat makinaları
geliştirilmiştir.
Güneş Saatleri: Yukarıda da açıklandığı gibi bir
çubuğun gölgesi zamanı göstermek üzere kullanılmış­
tır. Gölgenin istikameti ve uzunluğu, güneş yüksekliğinin
yeterli olduğu saatlerde zamanın bir, göstergesidir.
Kum ve Su Saatleri: Belirli mikdardaki kum veya
suyun bir kaptan diğerine akışı zaman aralıklannı ölç­
mek için kullanılmıştır.
Rakkaslı Saatler Rakkasın küçük genlikli (vüsatlı)
salınımlannın eş zamanlı olması esasına dayanır. Bu tür
saatlerin günümüzde ulaştığı hassasiyet günde 0,001
saniyedir. Ancak çok hassas zaman ölçmelerinde artık
rakkaslı saatlerin yerini kuvartz kristalli saatler ve atom
saatleri almıştır.
Kuvartz Kristalli Saatler Kuvartz kristalinin piezoelektrik
hassasından istifade edilerek zaman ölçülebilmektedir.
Bir kuvartz kristaline şekil değiştirme yaptırılırsa belirli kristal yüzeyleri arasında elektrikîpotansiyel farkı doğar. Eğer, bunun tersine, bu iki yüze
bir elektrikî potansiyel farkı tatbik edilirse kristal şekli
değiştirir. Bu hassasından dolayı kuvartz kristali elektronik
bir osilatör devre içinde yerleştirilebilir. Kristalin
titreşim frekansı veya periyodu elektronik devrenin titreşim
frekansını tesbit eder. Osilatörün frekansı saniyede
bir kaç milyon devir (MHz. megahertz)
mertebesindedir. Bu sinyaller uygun bölücü veya sayıcı
devreler vasıtası ile, elektromekanik saatlerde bir sankron
motoru harekete geçirerek, tam elektronik saatlerde
doğrudan bir gösterge ile zamanı göstermek için kullanılır.
Ancak zamanla yaşlanma sebebiyle kristallerin
frekansları arttığından bu değişikliğin az olması için
tedbirler ve en uygun bir frekans (2,5 MHz) seçimi
gerekmiştir. En iyi vasıflı kuvartz kristallerde hızlanmanın
günde 0,3×10 3 saniye olduğu görülmüştür.
Atom Saatleri: Atom osilatörleri bir saat makinesi
ile birleştirilerek atom saatleri yapüır. Hassasiyetleri
günde bir mikrosaniye (103 saniye) civarındadır. Atom
zamanı ile alâkalı yazılarda bu mevzuda daha teferruatlı
bilgi vardır.
Arzın Mihveri Etrafında Dönüş Hızındaki Değişmeler:
Efemeris ve atom zamanı ile kıyaslandığında rotasyonel
(deverânî) zamanın değişken olduğu görülür.
Bunun sebebi arzın dönüş hızındaki değişikliklerdir. Bu
değişiklikler seküler (asırlık), düzensiz ve periyodik
(devri) olmak üzere üç çeşittir.
Med ve cezir hadisesinin doğurduğu sürtünme sebebiyle
yüz yılda 0,001 saniyeye varan devamlı bir yavaş­
lama olduğu eski ay tutulmalarının tarihlerinden
hesaplanmıştır. Simon Newcomb 1900 yıllan civarında
geçen iki asır içerisinde ayın hesaplanan yerinden bazan
ileride bazan da geride olduğunu gösteren kayıtlan incelenmiştir.
Bu inceleme sonunda bu farklann kayıt hatâsı
değil arzın yavaşlamasından ileri gelebileceğini belirtmiştir.
Sir HS. Jones 1959 yılında arzın mihveri etrafındaki
dönüşünün gayri mütesâvî olduğunu isbat
etmiştir. Rasatlar hızdaki değişikliğin tedricî olduğunu
fakat ivmelerin hızlı değişebildiğim göstermiştir.
Yıllık ve altı aylık devrelerle meydana gelen değişikliği
ifade eden terimin takriben 0,025 saniye olduğu
anlaşılmıştır. Rüzgârların da bu hıza tesir ettiği görülmüştür.
Ay, arz sathındaki şakul istikametini değiştirerek
doğrudan doğruya ve med-cezir yoluyla dolaylı
olarak, tesbit edilen zamana tesir etmektedir. Arzın
şeklinin ayın cazibesi sebebiyle değişmesi, mihveri etrafındaki
âtalet ânını değiştirerek dönme hızına tesir
etmektedir. Doğrudan doğruya tesiri ifade eden terimin
katsayısı takriben 0,5 gündür. Med-cezir tesirini ifade
eden 13,6 gün ve 27,6 gün devirli iki terim daha vardır.
Her bir terimin vüs’ati (amplitüdü) takriben 0,001
saniyedir.
Düzeltilmiş Üniversal Zaman:
(Düzeltilmiş Dünya Zamanı) (UTI) – Bir yıllık bir
müddet zarfında üniversal zamanın gayrimütesâvî
olmasının sebebleri şunlardır: (1) Kutuplann hareketi,
(2) Arzın dönüşünde yıllık ve altı aylık periyodlu değişimler
ve (3) Doğrudan ve dolaylı olarak ay ile alâkalı
değişiklikler. Milletlerarası Astronomi Birliği (1) ve (2)
numaralı sebepler için tashihat yapılmasını (3) numaralı
sebebin ise üniversal zamana tesirinin ihmâl edilebileceğini
kararlaştırmıştır. Bu şekilde hesaplanan zaman nisbeten
mütesâvî (üniform) bir zamandır ve UT2 ile
gösterilir.
Zamanın çeşitlerini göstermek için kullanılan işaretler
aşağıda verilmiştir:
UTO klasik üniversal zaman (dünya zamanı)
UTI (1) in tesiri için tashih edilmiş UTO
UT2 (1) ve (2) tesirleri için tashih edilmiş UTO
UTC koordine üniversal zaman
Radyodan verilen zaman sinyalleri UTC’dır. UTC
ve UT2 arasındaki fark 0,1 saniyeden azdır. Hassas
jeodezik ölçmelerde UTO ve UTI kullandır. Bunlardan
birisi bilinirken diğerlerini bulmak için gerekli düzeltmeler
hesaplanır ve milletlerarası kuruluşlar (Bureau
International de l ’Heures, Inlternational Time Bureau)
tarafından yayınlanır. Mevsimlik değişmeler tam mânâ­
sıyla her devirde aynen tekerrür etmez fakat ampirik
tashihler yapılabilmektedir.
Kutup noktalan takriben 9 metre yançaplı bir daire
üzerinde hareket eder. Bu hareket bir rasat yerinin hem
arz derecesinin hem de tul derecesinin 14 aylık devirlerle
değişmesine sebeb olur. UT zamanının hesaplanmasında
tul değişikliğinin de hesaba katılması gerekir.
Efemeris Zamanı: Tarif – Gök cisimlerinin hareketleri
Sir Isaac Newton tarafından keşfedildiği söylenen
gök mekaniği kanunlanna uyar. Bu kanunlarda Albert
Einstein’in izâfiyet faraziyesi (theory of relativity) ile
bazı küçük tadilat yapılmıştır.
Bu kanunlar ve faraziyelerden istifa edilerek gök
cisimlerinin meydana getirdiği heyet içindeki cisimlerin
bir to başlangıç anındaki kütleleri, koordinatlan ve hızlan
biliniyorsa, herhangi bir t anındaki koordinatlan,
ilgili differansiyel denklemler çözülerek bulunabilir. Bu
cisimlerden birisinin bir X[ koordinatı için denklemlerin
çözümü genel olarak
Xı=fı (t, aH a2,… a<ı)
şeklinde yazılabilir. Burada f„ t üniform astronomik
zamanının ve a^ a2……an integrasyon sabitlerinin bir
fonksiyonudur. Bir gök cismi için sabitler verildiği
zaman koordinatlan ve mahreki tesbit edilmiş olur. Bu
matematik bağıntılan kullanarak t zamanının düzgün
değişen değerlerine bağlı bir cetvel veya takvim (ephemeris)
hazırlanabilir. Böyle bir cetvel, t verildiği takdirde
bir gök cisminin koordinatlannın bulunması için
veya koordinatlar rasat neticesinde belirli olduğu takdirde
zamanın tesbiti için kullanılabilir. Bu hareket
denklemlerinde, çözümlerinde ve cetvelde kullanılan
zamana efemeris zamanı ve bu cetvellere de efemeris adı
verilir.
Efemeris zamanımn ölçülmesinde arzın güneş etrafındaki
mahreki üzerindeki hareketi esas alınmıştır.
Arzın mahreki üzerindeki yeri, güneşin yıldızlara göre
yeri rasat edilerek tesbit edilir. Efemeris zamanın fonksiyonu
olarak arzın koordinatlannın hesaplanmasında
astronomlar tarafından Simon Newcomb’un “Tables
of the Sun” (güneş cetvelleri) kullanılmaktadır. Tatbikatta
ise, arzdan daha hızlı hareket etmesi ve rasat
edilmesinin güneşten daha kolay olması sebebiyle, efemeris
zamanı ayın mahreki üzerindeki hareketi ve yıldızlara
göre yeri rasat edilerek elde edilmektedir. Ayınkoordinatları efemeris zamanının bir tâbiî (fonksiyonu)
olarak efemeris denilen cetvellerde verilmiştir.
Ay ve güneşin sebep olduğu med ve cezir hadisesi bir
kuvvet çifti doğurarak ayın mahreki üzerindeki hareketine
tesir eder. Ay efemeresinin hesabında kullanılan
bağıntıdaki bir terim bu tesiri geçmiş rasatlara dayanarak
hesaba katan bir katsayı ihtiva eder. Bu katsayı
zamanla değiştiğinden ay efemerisi güneş efemerisinden
farklı olur. Bu sebeple ay efemeris zamanın tarif ve
tesbitinde esas olarak alınmaz.
Efemeris Zamanın Tesbiti: Güneşin ve ayın yıldızlara
nazaran yerinin tesbitinde nısfınnehar (meridyen)
dairesi adı da verilen büyük nısfınnehar aletleri (geçiş
aletleri, “transit instruments”) kullanılır. Ayın yeri,
meridyen geçişinden veya yeri bilinen bir yıldızı örtmesinden,
yani bu yıldız ile arz arasına girerek onun ışığı­
nın arza ulaşmasına mani olmasından faydalanılarak
da tesbit edilebilir. Daha doğru ve hassas ölçmeler için
ay’ın hareketini takip edebilen özel bir fotoğraf makinası
kullanılarak 20 saniyelik poz müddetli fotoğraflar
çekilir. Bu fotoğraflardan ayın yeri belirlenir. Ay rasatlarından
itibaren ayın üniversal zaman içinde muayyen
bir andaki görünen koordinatları belirlenir. Bu görünen
koordinatlarda paralaks düzeltmesi yapılarak görünen
jeosentrik koordinatları elde edilir. Ayın hesapla bulunan
jeosentrik koordinatları efemeris zamana bağlı olarak
cetveller halinde verilmiştir. Bir rasat neticesinde
bulunan koordinatlara tekabül eden efemeris zamanı
ay efemerisinden (ay zaman cetvelinden) alınır. Efemeris
zamanı ET ile üniversal zaman UT arasındaki fark
At=ET-UT formülü ile hesaplanır.
Atom Zamanı:
Tarif – Kuantum nazariyesine göre, bir atom veya
molekül, herbiri bir E enerji seviyesine tekâbül eden,
değişik kuantum hallerinde bulunabilir. Yüksek bir Ej
enerji seviyesinden daha düşük bir E0 enerji seviyesine
geçiş olması halinde aradaki enerji farkı, frekansı v=
(E,-E0)/h bağıntısı ile hesaplanan bir elektromanyetik
enerji halinde yayılır. Burada h Planck sabittir.
Her eneıji geçişi bu frekansa tekabül eden bir tayf
çizgisi meydana getirir. Görülebilen ışık tayfındaki frekanslar
5xl014 devir/saniye mertebesinde olduğundan
bir elektronik düzenle doğru olarak sayılması güçtür.
Dalga boyu 10 milimetre ve frekansı 1010 devir/s mertebesinde-
olan mikrodalgalar frekans tesbiti için kullanılabilmektedir.
Bu tür dalgalarla elektronik bir
osilatörün sabit frekansta titreşmesi temin edilebilmektedir.
Mikrodalga elde etmek için amonyak, sezyum,
hidrojen, talyum ve rubidyumdan faydalanılmaktadır.
Mikrodalga elde edilmesi ve atom saatleri:
Amonyak – 1946 yılında R. W. Paund tarafından baş­
latılan çalışmalar neticesinde 1947 yılında W.V. Smith
ve arkadaşları tarafından N H 3 molekülünün 3,3 inversiyonuna
tekabül eden tayf çizgisi kullanılarak bir osilatörden
kararlı bir titreşim elde edildi. Dalga sonra 1954
yılında C.H. Townes maser adı verilen ilk mikrodalga
amplifikatörünü geliştirdi. Bu aletle üst eneıji seviyesine
çıkarılmış amonyak molekülleri diğerlerinden ayrılarak
uyumlu, insicamlı (cohorent) ve sabit frekanslı bir ışın
destesi elde edilebildi. Ancak frekans, biraz aletin yapı­
sına ve daha çok amonyak molekülündeki azot izotopuna
bağlı olmaktadır. Takribi frekanslar n 14 için 23
870 129 300 devir/s ve N 15 için 22 789 421 700 değerlerini
almaktadır.
Sezyum – Sezyum atomunun en dıştaki elektronunun
“sipin”inin çekirdekle aynı veya ters yönlü olmasına
bağlı olarak birbirine çok yakın iki eneıji hali
vardır. Bir fırında meydana getirilen bir sezyum atomu
huzmesi bir mıknatısın önünden geçirildiği takdirde bir
kuantum enerji halindeki sezyum atomlan ayrılır.
Diğerleri bir radyo frekansı alanından geçtikten sonra
tekrar bir mıknatısın önünden geçerler. Eğer radyo frekansı
alanının frekansı atomu bir üst enerji seviyesine
çıkarmaya uygun değerde ise bu alan içinden geçerken
atomlar enerji alırlar ve ikinci mıknatıs tarafından yollarından
saptırılırlar. Sapan sezyum atomlan uygun bir
detektörle sayılırlar. Radyo frekansı elektromanyetik
alanın frekansı sezyum geçiş frekansına eşit olmadığı
takdirde detektöre hiçbir atom giremez. Atom ve moleküllerin
huzme usulü ile incelenmesi I.I.Rabi ve arkadaşları
tarafından 1939’da geliştirilmiştir. Sonra 1955
yılında L. Essen ve J.V.L. Parry tarafından İngiltere’de
National Physical Laboratory (Milli Fizik Laboratuarı)
ve A.B.D. Deniz Kuvvetleri Rasathanesi ile müşterek
bir çalışma sonucu sezyum -133 atomunun frekansının
9 192 631 770 ± 20 devir/saniye (efemeris zaman saniyesi)
olduğu tesbit edilmiştir. Bu teknikten faydalanılarak
yapılan atom saatleri 1012 de 5 hata ile zamanın
ölçülmesini mümkün kılmıştır. İlk yapılan sezyum saatleri
takriben 30 kg ağırlığında idi. Bu tip saatler uçaklarla
taşınarak saatlerin 1 mikrosaniye hassasiyetle
ayarlanmasında kullanılmaktadır.
Diğer Atom Saatleri – Hidrojen “maser” ı N.F.Ramsey
ve arkadaşları tarafından Harvard Üniversitesinde
yapılmıştır. Buna dayalı saat rtıakinalannda doğruluk
1012 de 1 mertebesinde olup sezyuma kıyasla frekans 1
420 405 751,8 devir/saniyedir.
Talyum huzmesi kullanılarak Neuchâtel Rasathanesinde
J. Bunami daha yüksek hassasiyet elde etmiştir.
Talyum’un geçiş frekansı 21 310 833 945 devir/saniyedir.
Rubidyum gaz hücresinden elde edilen titreşimin
frekansı 6 834 681 610 devir/saniyedir. Frekans 1/10“
mertebesinde doğrudur. Ancak hücrenin yapısına ve
ayarlamalara bağlı olarak değişik frekanslar elde edildiğinden
ölçü standardı veya esası olarak kabul edilmez.
Buna karşılık huzme tüplü atom saatlerinde frekans,
yapım ve ayarlardan müstakildir.
Saniye – Metrik sistemde saniye resmi kabul neticesinde
değil fakat gelenek olarak vasatî güneş zamanı
saniyesi, yani bir vasati güneş gününün 1/86400’ü, alınmıştır.
Arzın mihveri etrafındaki, dönüş hızının değiş­
ken oluşu sebebiyle bu zaman birimi kifâyetsiz
kalmıştır. Bunun için 1955 senesinde Milletlerarası Astronomi
Birliği efemeris zamanı (ET) saniyesini, 1900
senesi 0 Ocak saat 12″ ET anını esas alarak, bir tropik
(deverânî) senesinin 1/31 566 925,9747’si olarak tarif etti.
Bu tarif 1960’daki Ağırlıklar ve Ölçüler Genel Konferansında
tasdik edildi.
Genel Konferans 1964’te de bir atom saniyesini
sezyum-133 atomunun radyasyonunun 9 192 63 1 770periyodu olarak tarif etti. Bu, metrik sistemin yerini
alan Milletlerarası Birim Sistemi’nde (SI) 1967 de saniye
için tek tarif olarak kabul edildi. Efemeris zamanı (ET)
saniyesi Milletlerarası Astronomi Birliği tarafından
1964 senesinde kabul edilen sabitler cümlesi arasında
zaman birimi tarifi olarak kalmıştır. 1968 senesinde 1
atom saniyesi 1 vasati güneş saniyesinden 3/108 nisbetinde
kısa idi. Bu fark sebebiyle atom saati ortalama
güneş zamanını gösteren saate göre 1 senede 1 saniye
fazla gösterecektir. >
Atom Zamanı Ölçekler – Atom osilatörlerine bağlı,
çeşitli başlangıç anlanna sahip ölçekler (takvimler)
kabul edilmiştir. Bu ölçeklerin başlangıçları diğer
zamanlara bağlanmıştır.
Efemeris Zamanı ve Atom Zamanı – Atomlar ve
atom içindeki parçacıklar elektrik, manyetik ve nükleer
kuvvetlerden, buna mukabil gök cisimleri de gravitasyonel
kuvvetlerden mütessir olurlar. Bu tesirler sebebiyle
efemeris zamanı ile atom zamanı arasında çok
• küçük de olsa bir fark ortaya çıkabilir. Efemeris saniyesi,
tarifi sebebiyle sabit kalan itibarî veya nazari bir
zaman birimidir. Atom radyasyonu ise ölçmenin yapıldığı
yerdeki manyetik ve elektrik alana bağlı olarak
değişebilir.
Radyoaktivite ile Zaman Ölçülmesi – Bir radyoaktif
elementin atomlarının şua neşrederek zamanla bozunduklan,
çekirdek bileşimlerinin değiştiği bilinmektedir.
Zaman ve yıldızlar üzerinde çalışan Islâm âlimlerini gösteren bir
gravür.
Bu bozunma elementin cinsine bağlıdır, fakat sıcaklık,
basınç ve benzeri dış tesirlere bağlı olmadığı görülmüş­
tür. Radyoaktif bozunma hadisesine dayalı, pek hassas
olmayan, fakat uzun zaman aralıklarını ölçmek için
çok faydalı olan bir çeşit zaman ölçme usulu geliştirilmiştir.
Bu mevzuda ilk çalışmalarda uranyum ve toryumun
kurşuna dönüşmesi kullanılmıştır. Sonra
radyoaktif rubidyumun stronsiyuma ve radyoaktif
potasyumun argona dönüşmesinden istifade edilerek
kayaların yaşlan tahmin edilmiştir. W.F. Libby tarafından
geliştirilen karbon-14 usûlü 100 yıldan 50 000 yıla
kadar yaşlann tahmin edilmesine imkân vermektedir.
Bu usûl kozmik şualann tesiriyle atmosferde teşekkül
eden ve hayatlan boyunca canlılann vücudunda bozunmayan
karbon-14’ün ölçülmesi esasına dayanır. Yarı
ömrü takriben 5600 yıl olan C 14 miktannın C12 miktanna
nisbetinden bu cismin veya canlı kalıntısının yaşı
hesaplanır.
Zaman Sistemlerinin Kullamhşlan-Denizcilik, havacılık
ve uzay yolculuklannda, hassas yer ölçmelerinde,
uydu takibinde ve arzın ekseni etrafındaki dönme mikdarının
bilinmesini gerektiren hallerde ve birçok teknik
ve ilmi işlerde üniversal zaman veya dünya zamanının
doğru olarak bilinmesi gerekir. Gök cisimlerinin hareketlerinin
tedkikinde efemeris zamana ihtiyaç vardır.
Atom zamanı ile de zaman birimi tarif edilir.
Zaman ve Frekans Yayınlan – Zamanı doğru tayin
ihtiyacı zaman sinyalleri yayınlayan radyo istasyonları
ile gönderilir. Birçok memlekette zaman sinyali yayınlan
0,001 saniyeye kadar “koordine” edilmiştir. Her yıl,
atom frekansından istifade edilerek, ümversal zamana
uygun zaman sinyalleri verecek şekilde sabit frekans
yayınları yapılır. Frekansın 1/1010 mertebesine kadar
sabit kalması temin edilebilmektedir. Böylece havacılık
ve denizcilik için gerekli dünya zamanı ve fizikçiler için
gerekli sabit frekans, radyo yayını ile temin edilmektedir.
İzafiyet ve Zaman Ölçülmesi- Birbirlerine nazaran
hareket etmeyen saat makinalannın senkronizasyonu
(ayarlarının birbirine uydurulması) işlemi tarif edilmiş­
tir. Ancak, saat makinalan birbirlerine nazaran hareketli
ise ve/veya farklı gravitasyonel alanlarda bulunuyorlarsa
güçlükler çıkar.
Saat makinalannın ayarlanması elektomanyetik
dalga yayınlarıyla yapılmaktadır. Herhangi bir râsıta
göre ışığın hızının râsıtın hızına bağlı olmadığı, râsıta
göre sabit kıldığı Michelson-Morley tecrübesi ile gösterilmiştir.
Zaman sinyallerinin değerlendirilmesinde izafiyet
nazariyesinden istifade edilerek gerekli tashihler
yapılabilir.
Sun’ı pekler ve bunlara yerleştirilen saat makinalarından
istifade edilerek arz yüzeyindeki uzak noktalar
arasında saatlerin 0,1 mikrosaniye ile 30 mikrosaniye
arasında bir farkla senkronizasyon temin edilebilmektedir.
(1 mikrosaniye=0,001 saniye)
Newton mekaniğinde zaman mutlak bir unsûrdur
ve bütün kâinat için aynıdır. İzâfi mekanikte ise bu
doğru «değildir. İzâfi tesirler v/c nisbetinin karesine
bağlı olarak ortaya çıkar.