Astronomik Zaman Sistemleri

Transkript

1 Astronomik Zaman Sistemleri

2 Astronomik Zaman Sistemleri İki türlüdür Dünyanın kendi etrafında dönüşüne bağlı olarak tanımlanan zamanlar Atom saatleri ile (yani atomik salınımlarınfrekansı) ile yürütülen zamanlar (sezyum 133 atomu) Dünyanın dönmesi düzensizdir Yılda 1 sn düzeyinde periyodik ve uzun süreli sürüklenme şeklinde değişimler sergiler Atomik standartlar yılda 1 mikrosaniyedoğrulukla şu an için düzenli zamana en yakın yaklaşımlardır

3 Atomik Zaman Sistemleri Atomik zaman 1955 yılında keşfedildi Atomik zamandan önce düzenli zamana en yakın zaman sistemi Efemeris Zamanı (ET) idi Dünyanın dönmesindeki düzensizlikleri modelleyen mevcut en iyi teoriler kullanılıyordu Efemeris zamanı 1984 yılına kadar devam etti Zaman sistemlerinin tanımlanmasında Fransızların uzun süreli katkıları olmuştur. O yüzden bunlar için daha ziyade Fransız isimlerinin kısaltmaları kullanılır

4 Atom Saatleri Kullanılarak Belirlenen Zaman TAI Uluslararası Atom Zamanı UTC Düzenli Evrensel Zaman TDT Yersel Dinamik Zaman TDB Barisentrik Dinamik Zaman

5 Dünyanın Dönmesini Esas Alan Zamanlar UT1 Evrensel Zaman UT0 UT2 GMST Greenwich Ortalama Yıldız Zamanı GAST Greenwich Gözlem Anı Yıldız Zamanı LMST Yerel Ortalama Yıldız Zamanı LST Yerel Yıldız Zamanı

6 Atom zamanları

7 TAI Uluslar arası Atom Zamanı Bugün dünyadaki ana zaman standardıdır Dünya etrafındaki birçok saatten yararlanılır. Bu saatler çevresel ve görelilik etkisi nedeniyle düzeltilirler. Amerikan Donanması Gözlem Evi ndeki sezyum saatlerinin diğer saatler arasında önemli bir ağırlığı vardır Relativistik(görelilik) anlamda yerin çekim potansiyeline ve yerin ataleti referans alınarak tanımlandığından dünya tabanlı bir zamandır. SI saniyesi TAI ye göre tanımlanır TAI ninet denfarkı 1977 yılında sn olarak belirlenmiştir

8 UTC Düzenli Evrensel Zaman NIST Radyo İstasyonu WWV tarafından yayınlanan bir atom zamanıdır Tanım gereği UTC ve TAI aynı karakterdedir. Ancak UTC zaman zaman eklenen artık saniyeler (leapseconds) ile ortalama güneş zamanına yakın kalır Yani dünyanın dönmesi yavaşlasadagüneş e göre (bir yıllık ortalama alınarak) öğle saati hep aynı UTC dedir Dünyanın dönmesi düzensiz olduğundan dünyanın dönmesine göre tanımlanan UT1 ve UTC arasındaki fark sürekli değişmektedir UT1 ve UTC arasındaki farkın 0.7 sn den büyük olmaması için TAI ye sürekli artık saniye eklenir ya da çıkarılır UTC = TAI (bir dizi artık saniye)

9

10

11 TDT ya da TT - Yersel Dinamik Zaman Gezegenlerin hareketlerinin hesaplanmasında kullanılan yer merkezcil zamandır 1984 te Efemeris Zamanının (ET) yerini almıştır ET ile arasında sn likbir ofset vardır Bu ofset ET dentdt yegeçişte sürekliliği sağlamak üzere tanımlanmıştır TT = TAI = UTC + bir dizi artık saniye

12 TDB -BarisentrikDinamik Zaman TDB, görelilik düzeltmesi ile orijin güneş sistemi barisenterine kaydırılmak üzere TDT nin aynısıdır Gezegenlerin hareketleri artık TDB yegöre hesaplanır TDB dünyanın güneş çekim potansiyeli içindeki hareketi nedeniyle gerekli görelilik düzeltmelerini içerdiğinden TT ye göre daha düzenlidir. TT ve TDB arasındaki ilişki: TDB = TT sin (g) sin (2g) saniye g = (JD ) derece JD Julian date

13 JulianTarihi (JD) İ.Ö. 1 Ocak 4713 Greenwichöğle saatinden günümüze zaman aralığının gün ve günün kesirleri şeklinde ifade edilmesidir Julian Gün Sayısı (JDN): JD in tamsayı kısmıdır 1 Ocak 4713 Greenwich öğle saatinde JD 0 dır Örn. 31 Ekim 2012 saat 10:00 (UT) itibariyle JD = dir Başlangıç epoğundanbu yana yaklaşık 2.5 milyon JD geçmiştir JD 2,400, Kasım 1958 de idi JD 2,500, Ağustos 2132 UT öğle saatinde olacak

14 Dünyanın Dönmesi ile İlintili Zaman Sistemleri

15 UT1 -Evrensel Zaman Dünyanın gerçek dönmesinin ölçülmesi esasına dayanır Şu an sürdürülmeyen GMT ile aynıdır Dünyanın ortalama güneşe göre gözlenen dönmesidir Gözlemcinin boylamı Greenwichmeridyenine ve kutup hareketine göre düzeltilir Dünyanın dönmesi düzenli olmadığı için UT1 dönme oranı sabit değildir ve atomik zamandan olan farkı sürekli olarak kestirilemeyecek şekilde değişir 1995 den bu yana UT1 atom zamanına (UTC ya da TAI) göre yılda yaklaşık 0.8 saniye sürüklenmektedir (drift) UTC yearadaki farkın büyümemesi için artık saniyeler (leapseconds) eklenir DUT1=UT1-UTC Uluslar arası Yer Dönme Servisi (IERS) tarafından izlenir UT1 = UTC + DUT1 (IERS A Bülteninden) UT1-UTC < 0.7 saniye

16 UT0 UT1 in gözlem yeri spesifik versiyonudur UT0 kutup hareketi etkisini içerir UT1 dünya etrafındaki bir çok istasyondan (VLBI) belirlendiği için ara adım olarak gözlem istasyonu için UT0 hesaplama ihtiyacı ortadan kalkmıştır UT0 = UT1 + tan(lat) *(x* sin(long) + y * cos(long)) x ve y IERS A bülteninde yayınlanan anlık kutup koordinatları lat ve lon enlem ve boylam değerleri

17 Çok uzun baz interferometresi (VLBI) 1960 larda radyo astronomları tarafından Quasarları araştırmak için geliştirildi Veri: quasar lardan gelen radyo dalgaları Ölçülen: Quasarlardan gelen radyo dalgalarının iki ya da daha çok radyo antenine varış zamanları arasındaki fark büyük radyo antenlerinin (teleskoplarının) bağıl konumları Şu anki duyarlık yatayda 1 mm, düşeyde 2-3 mm Kullanım alanları: Yerin dönmesinin belirlenmesinde UT1-UTC nin belirlenmesinde Nutasyonun belirlenmesinde ICRF (Uluslararası Göksel Referans Sistemi) nin belirlenmesinde Ölçüm aletleri hantal ve pahalı

18 VLBI radyo teleskobu (20 m)

19 Ekvator düzlemi

20 UT2 Yalnızca tarihi önemi vardır 1972 den önce zaman yayın servisleri zaman sinyallerini UT1 in 0.1 saniyesi içinde tutmaya gayret etmişlerdir Yani bu UT1 de yıllık ve yarım yıllık periyodik etkilerin elimine edilmesi anlamına gelmektedir. UT1 ve UT2 arasındaki ilişki: UT2 = UT * sin(2*pi*t) 0.012*cos(2*Pi*t) 0.006*sin(4*Pi*t)+0.007*cos(4*Pi*t) Burada t = (MJD )/ ve MJD, modifiye edilmiş Julien tarihi (JD )

21 GMST Greenwichortalama yıldız zamanı Yıldız zamanı dünyanın dönüşünün uzayda çok uzaktaki gök objeleri yardımıyla ölçülmesidir GMST ile UT1 arasındaki fark, GMST debir yılın gün değil 366 gün olmasıdır GMST için referans noktaları Greenwich meridyeni ve ilkbahar noktasıdır Greenwichyıldız günü ilkbahar noktası Greenwichmeridyenindeyken başlar. GMST ilkbahar noktasının, nutasyonnedeniyle oluşan kısa periyotlu etkilerin ihmal edilmesi ile elde edilen, ortalama konumunun saat açısıdır. GMST UT1 ile aşağıdaki eşitlik yardımıyla ilişkilendirilir: GMST (UT1 =0 iken saniye cinsinden) = *T * T ^ * T^3 Burada T, 1 Ocak 2000, UT1 = 12h dakijulianyüzyılıdır ve T = d / d = JD

22

23

24 GAST GreenwichGözlem Anı Yıldız Zamanı GAST GMST ninilkbahar noktası üzerindeki nutasyonetkisinin düzeltilmesi ile elde edilen zamandır Presesyon etkisi halihazırda GMST tanımlanırken giderilir Nutasyonunrektesensiyonbileşeni ilkbahar noktası eşitliği olarak adlandırılır. GAST = GMST + (ilkbahar noktası eşitliği)

25

26 LMST Yerel Ortalama Yıldız Zamanı GMST + gözlem anında Greenwich dendoğuya doğru pozitif ölçülen açıdır Bu genelde gözlem evinin yıldız saatinde gözlenen değerdir

27 LST -Yerel Yıldız zamanı İlkbahar noktası gözlemcinin meridyenindeyken LST sıfırdır 1 saat sonra, ilkbahar noktasının Yerel Saat Açısı (LHA) +1 s (saat açısı tanımından hareketle) ve LST ye göre saat 1 dir. Dolayısıyla, LST = ilkbahar noktasının LHA Ya da; Yıldız Yerel Saat Açısı = LST Yıldız Rektesenziyonu RektesenziyonB1950(FK4) ya da J2000 (FK5) katalok sistemlerinden alınabilir

28

29 GPS Zamanı 6 Ocak 1980 gece yarısı 12 de başlar GPS uyduları ve yer kontrol istasyonlarındaki atom saatleri ile yönetilir GPS uydularından gelen sinyallerin gözlem noktalarına varış zamanlarının hassas belirlenebilmesi için kurulmuştur GPS uydularının saatleri, ana kontrol istasyonu saatleri ile sürekli senkronize edilir Ana kontrol istasyonu saatleri de UTC ile sürekli senkronize edilir GPS zamanı artık saniyelerden etkilenmediğinden UTC den 15 sn ileridir.