Gün Uzunluğu Nedir – Nasıl Hesaplanır

Gün Uzunluğu Nedir – Nasıl Hesaplanır , Gün uzunluğu hesaplama hakkında bilgiler

Günortasında güneş, tanım gereği, mevsimine göre değişen bir yükseklikte ve tam ufkun güneyinde (yada kişinin konumuna göre kuzeyde) olmalıdır. Ancak, bir gözlemci, elinde saatle tam gün ortasına kadar bekler ve güneşin konumuna bakarsa, bu konumun güney (yada kuzey)’den birkaç derece kaymış olması ve günden güne ufak bir değişiklik göstermesi olasıdır. Bir dizi gözlemle, güneş hareketinin bazı yönleri ve yeryüzünde- ki belli bir noktada öğleden öğleye
değişen gün uzunlukları konusunda bazı noktalar aydınlatılabilir. Birbirini izleyen günortaları arasında değişen zaman aralıklarının nedeni, yeryüzü yörüngesinin elips biçiminde oluşudur.
Güneş saati, zamanı güneşin hareketine göre ölçen bir araçtır. Eski insanlar, güneş saatini vakti anlayabilmek için kullanırlardı. Toprağa, dik olmayan bir açı yapacak biçimde bir sopa dikerler ve belirli zaman aralıklarında sopanın gölgesinin düştüğü yerleri işaretlerlerdi. Bu zaman aralıkları eşit uzaklıklarda işaretlenmiş olsaydı, gösterdikleri zamanlar eşit uzunluklarda olmazdı. Eskilerin saatleri değişik uzunluklardaydı ve mevsimlere göre bir saatin uzunluğu ötekinden farklıydı.
Deneyimiz için gerekli olan tek şey, güneşin gözlem noktasına göre ne zaman tam güneyde (yada kuzeyde) olduğunu gösteren bir araçtır. Bu tam bir güneş saati olmasa da, gerçek günortasını gösterebilen bir güneş saati olacaktır. Bu aracı yapabilmek için gerekli olan, biraz tahta, bir metal şerit ve uygun bir mercektir (resim l’de gösterildiği gibi).
Tahta tabakalardan biri ötekine dik olarak yerleştirilir. Tam bir dik açı oluşturmak için bir marangoz gönyesinden yararlanılabilir. Yatay tahta, bir pencere içi yada buna benzer bir destek üstüne yerleştirilebilir ve alttaki düzeye, eşit uzunluklarda üç «ayak» sıkıca oturtulur. Dikey tahtanın bir kenarı, Kutupyıldızına göre saptanacak bir açıyla düzgünce kesilmiş olmalıdır. Bu kenarın üst ve alt uçlarına tüfeklerde kullanılanlara benzeyen ve tahtanın yüzeyiyle aynı hizada yerleştirilmiş madeni nişangahlar (gez, göz) yerleştirilir. Dikey tahta, kendi de yatay tahtaya dik inen ve içi oyuk bir çubuk boyunca sağlam olarak yerleştirilir ve merceğin tutacağı bu oyuğa sokulur. Tutacağın amacı, merceğin, dikey tahtanın kenarına madeni bir yayın merkezini güneş ışınının izlemesini sağlayacak biçimde döndürülmesidir.
Bu madeni yayın eğim yarıçapı 25 sm kadar olmalı ve eğim merkezi dik çubuk üstündeki merceğin tam karşısında bulunmalıdır. Böylece, güneşten gelen ışık demeti, kışın (yani, güneş gökyüzünde daha alçakken) daha yüksek, yazın daha alçak olan şerit üstünde odaklanır.
Tutacağın üstüne bir tabaka kalın kağıtla yada tahtayla sıkıştırılan (ayrıntılı çizimde gösterildiği gibi) mercek, dört numaralı bir gözlük camı olmalıdır (yani, odak uzaklığı 25 sm olmalıdır). Mercek bundan büyük olursa, güneşin çok parlak bir görüntüsünü oluşturacağı için, tam bir gözlemi zorlaştırır. Mercek tutacağı, dikey çubuk içine geçirildiğinde, güneşten gelen ışık demetinin merceğin merkezinden madeni şeridin merkezine iki nişangah arasındaki çizginin düzlemiyle kesinlikle paralel bir çizgi oluşturabileceği bir biçimde uzanmasını sağlamak için, döndürülmelidir. Kolayca yeniden ayarlanabilmesi için, yatay tahta üstünde iki delik açmak da yararlıdır. Böylece her seferinde yeri, boylam düzlemiyle aynı hizaya getirilmesine gerek kalmadan, kolayca değiştirilebilir.

GÜNORTASI NASIL GÖZLEMLENİR?
Günortasının tam anını belirleyebilmek için araç, dikey tahta boylam düzleminde olacak biçimde kurulmalıdır. Bunun için, gece Kutupyıldızının, tahtanın belli bir açıyla kesilmiş olan kenarına paralel görüş çizgisi boyunca görülebileceği biçimde bir ayarlama yapılmalıdır. Tahtanın kesileceği açı, tümüyle gözlem yapılan yerin deniz yüzeyinden yüksekliğine dayanır; çünkü, Kutupyıldızının boylam düzlemindeki açısal yüksekliği, aşağı yukarı gözlemlendiği noktanın denizden yüksekliğine uyar. Ancak, Kutupyıldızı gerçekte gök- kürenin tam kutbunda yer almadığı için, altı saat arayla (bu ancak ilkbahar, sonbahar ve kış aylarında olanaklıdır) yıldızın yeri saptanmalı ve bu iki noktanın ortalaması
boylam düzlemi olarak benimsenmelidir. Bu yöntem, zaman ve yere göre magnetik sapmaları gösteren ve zamana uygun bir cetvel kullanılmasını gerektiren pusula kullanma yönteminden daha kesin bir belirleme olanağı sağlar.

ZAMAN ÖLÇÜMÜ
Aracın gerçek bir kuzey-güney çizgisi üstünde gerektiği gibi yerleştirilmesinden sonrjı, ikinci adım, güneşin tam güney doğrultusunda ve zamanın da günortası olacağı, ufuk üstündeki en yüksek noktasına erişmesini beklemektir. Bu gerçekleştiğinde, yolladığı ışık demeti mercekten geçecek ve güneşin görüntüsü madeni şeridin tam ortasından çizilecek bir çizgiyle ikiye bölünecektir. Bunun gerçekleştiği anı belirleyebilmek için, bir saat gereklidir. Sözkonusu saatin duyar-lı bir kronometre olması gerekmiyorsa da, saniyeleri gösteren bir kolu bulunmalıdır. Saat, günortasından birkaç saat önce verilen bir radyo sinyaline göre ayarlanmalı ve bu zaman not edilmelidir. Güneş gök öğlenini geçtiğinde, zaman gene not edilmeli ve daha sonraki bir radyo sinyalinin belirttiği zaman da bir kenara yazılmalıdır. Bu gözlemler, saatteki herhangi bir aksaklığı açığa vuracak ve güneşin gök öğleninden geçtiği kesin zamanın belirlenmesine olanak sağlayacaktır. Ancak, daha sonra açıklanacak nedenler yüzünden, bu tür bir gözlem, yılda yalnızca dört özel günde yapılabilir.

SAAT, HER ZAMAN GÖRÜNDÜĞÜ GİBİ DEĞİLDİR
Birçok ülkede, kolaylık sağlaması açısından yada ekonomik nedenlerle, resmi zaman, güneş zamanının bir yada iki saat ötesine kaydırılır (ya yaz mevsiminde yada bütün yıl boyunca). Böylece, yazın gündüzün 16 saat sürdüğü gün, güneş saatinin kullanılmakta olduğu bir ülkede, güneş sabah dörtte doğar, akşam sekizde batar ve doruğuna günortasında ulaşır. Ama saatler bir saat ileriye alınmışsa, güneş sabah beşte doğar (saatlere göre), akşam dokuzda batar ve böylesi, nüfusun çoğunluğu için daha elverişli olur. Bu durumda, güneş doruğuna öğleden sonra birde erişir (bu gerçek günortasıdır). Gök öğleni zamanı belirlenirken, bu noktanın gözönüne alınması gerekir.
Bundan daha da temel bir nokta, yeryüzünün belirli saat dilimlerine bölünmüş olmasının gözönüne alınmasıdır. Genel olarak 360 boylam dairesi 24’e bölünmüştür (bir gün içindeki saat sayısına) ve her saat 15 derecelik boylam boyunca uzanan bir dilimle ayırdedilir. Başka bir deyişle, boylamlar arasında 15 derecelik aralıklar vardır yada her saat dilimi 15 derece genişliktedir. Her ne kadar, bir saat dilimi boyunca her yerde günortası aynı anda olmuyorsa da, tüm dilim için kendi merkezindeki gün- ortasının zamanını benimsemek ve bir dilimden ötekine geçerken bir saatlik değişiklik yapmak kolaylık sağlar.
Sözgelimi Chicago, 82° 30′ dan 97° 30′ ya kadar uzanan Greemvich’in batısındaki saat dilimi içinde yer- alır ve bu saat diliminin merkezi Greemvich’in 90° batısındadır. Bu yüzden, 90° boylamında güneş doruğuna eriştiğinde, yalnızca bu boylamda değil, tüm saat diliminde öğle olur. Oysa merkez enleminden 5° 30′ daha batıda yeralan bir kasabada güneş doruğa daha geç bir zamanda, tam olarak 21 dakika 57 saniye sonra erişecektir (Güneşin 15°’lik dilimi geçmesi 1 saat sürer. 5,5°’yi geçmesiyse 5,5/15 yada 0,366 saat yada 21 dakika 57 saniye sürer). Demek ki bu kasabada güneşe göre günortasından yaklaşık 22 dakika önce, saatler öğleyi gösterir.

YERİN ELİPS BİÇİMİ YÖRÜNGESİ
Yer güneş çevresinde bir çember çizerek değil, elips biçimi bir yörünge üstünde döner. Güneşe en yakın olduğu zaman (günberi), güneşe en uzak olduğu zamankinden (gün- öte) daha büyük bir hızla hareket eder. Bu yüzden birbirini izleyen iki günortası arasındaki zaman aralığı yalnızca yeryüzünün kendi çevresinde dönmesi için gerekli zamana değil, bir ölçüde de güneşin çevresindeki dönüşünü tamamlayışı sırasında geçen zamana bağlıdır ve bu zaman hep aynı değildir. Başka bir deyişle, yeryüzünde belli bir gözlem noktasından bakıldığında, güneş, doruğuna ancak yeryüzü bir tam dönüşten biraz daha fazlasını yaptığında geri döner. Bu fazla zamanın uzunluğu, yeryüzünün günberi yada günöte durumunda olmasına göre daha çok yada daha azdır.
Ayrıca, yer, değişmeyen bir hızla çember biçiminde bir yörünge üstünde de dönseydi, güneş doruğuna her gün aynı saatte erişmezdi; çünkü, her seferinde yörünge üstünde değişik bir noktadan —bazen tam karşıtındaki bir noktadan— gözlemleniyor olacaktı. Bu yüzden güneş yıldızlar arasında hareket ediyor gibi görünür; bu görünüşteki ha ;ket yoluna tutulum (ekliptik) adı verilir ve yeryüzünün ekseninin yörüngesine eğik oluşu gibi, tutulum da gökkürenin ekvatoruna eğiktir. Bunun sonucu ola
rak, güneş, tutulum boyunca gidişini tüm mevsimlerde aynı hızla sürdürseydi bile, hareketinin gökküre ekvatoru üstündeki yansıması değişiklik gösterecekti. Sözgelimi Aralık ayından Ocak ayına kadar güneşin tutulum üstündeki hareketi ekvator üstündeki hareketine eşittir. Oysa Mart ayında tutulum üstünde, ekvator üstündekinden daha kısa bir yay çizer (resim 4).
Yeryüzü yörüngesinin elipsliğiyle (resim 5’teki a eğrisi), tutulumun gökküre ekvatoruna eğik oluşunun (b eğrisi) birbirine eklenen etkileri, güneşin öğle noktasını geçiş anını ileri alma yada geciktirme sonuçlarım doğurur. Zaman denklemi olarak bilinen bu ileri alma yada geciktirme (c eğrisi), yılın değişik zamanlarında değişik değerler alır. Geçici zaman ayarlamalarının (güneş ışığından ekonomi yada yaz mevsimi nedeniyle) yolaçacağı yanılgılar ortadan kaldırıldıktan ve saat dilimleri içinde gözlemcinin durumu gözönüne alındıktan sonra, güneşin öğle noktasından geçtiği an, 12:00’nin üstüne yılın uygun zamanı için gösterilen dakika sayısı eklenerek bulunabilir. Araç üstünde işaretlenen günortasıyla radyonun verdiği öğle sinyalinin uygun düştüğü yılın dört günü 15 Nisan, 14 Haziran, 1 Eylül ve 24 Aralıktır.

Yorum yazın