Güneş zamanı

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

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

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

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

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

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

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

Apogee ve perigee’de doğru güneş ile kesişen ve sabit bir hızla ekliptik boyunca seyahat eden ilk imgesel Güneş’e dikkat et. (Dünya sırasıyla perihelion ve aphelion’da olduğu zaman). O zaman, ekinokstaki ilk imgesel güneş ile kesişen ve sabit bir hızda gök ekvator boyunca seyahat eden ikinci bir imgesel Güneş’e dikkat et.Ortalama güneş gününün uzunluğu, Ay tarafından Dünya’nın dönüşünün yavaşlamasına karşılık gelen ve Dünya tarafından Ay’ın gelgitsel ivmelenmesinden dolayı yavaşça artar.

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

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