Günmerkezli zaman düzeltmesi

Gökbilimde oldukça çok gözlenen bir çok değişen cisim vardır. Bu cisimlerin çoğu, belirli dönemlerde aynı değişimi ya da benzer değişimi gösterirler. Bu cisimlerle ilgili yapılan çalışmalar, bunların dönemlerinin oldukça duyarlı bir biçimde belirlenmesini ve gözlemlerinin ve hesaplamalarının bu belirlenmiş duyarlı döneme göre yapılmasını gerektirir.

Daha önceki bazı yazılarımızda da sıklıkla belirttiğimiz gibi, ışık hızı sonludur yani başka bir deyişle belirli bir sınırı vardır. Bu nedenle de bir kaynaktan çıkan ışık başka bir yere ya da gözlemciye, aradaki uzaklığı kat ettikten sonra varır. Dolayısıyla da bu uzaklığı ışık hızı dediğimiz, yaklaşık saniyede 300.000 kilometrelik bir  hızla kateder. Bu yüzden de kaynaktan çıkıp gözlemciye varması belirli bir zaman alır.

Normal koşullarda bu hesaplanabilir bir süredir. Ancak eğer kaynak ya da gözlemci hareketli ise, bu durumda ışık kaynaktan çıktığında aradaki uzaklık, ışık kaynağa vardığındaki uzaklıkla aynı olmayacaktır. Böylece ışık, sözkonusu hareketin önüne bağlı olarak gözlemciye ya daha erken ya da daha geç ulaşacaktır. Bu da dönemli değişim gösteren gök cisimlerinin dönemlerinin beklenenden farklı olarak belirlenmesi gibi bir sorun yaratır.

Çok uzun dönemlere sahip değişen yıldızlarda bu farklılık bazı durumlarda önemsiz olabilir. Ancak atarcalar gibi çok hızlı değişim gösteren gök cisimleri için çok önemli farklılıklar ortaya çıkar. Örneğin 10.000 gün gibi bir döneme sahip bir değişen yıldız için bir farklılık 8 ile 16 dakika kadardır. Ancak saniyede 100 kez dönmekte olan bir atarca için bu fark süresi içinde binlerce kez dönem geçirmesi anlamına gelir. Bu da duyarlılık anlamında çok büyük hatalar ortaya çıkması demektir.
Burada sözettiğimiz zaman farkı, Dünya'mızın Güneş ile birlikte hareketinden kaynaklanır. Gökadamız içindeki yıldızlar birbirlerine sabit uzaklıkta değildir. Gökada döndükçe onunla birlikte dönerler ancak gökadanın dönmesi katı bircisim gibi değildir. Merkezinden farklı uzaklıklarda bulunan yıldızlar farklı hızlarda dönerler. Bu nedenle de yıldızlar birbirlerine göre hareket halindedir. Genellikle bu hareket, kısa zaman aralıkları için sabit kabul edilebilir. Binlerce yıl gibi zaman aralıklarında ise gökyüzünde gördüğümüz yıldızların konumlarının değiştiği farkedilebilir.

Bu hareketleri bağlı olarak herhangi iki yıldızın birbirine göre hareketi sabit kabul edilebilir. İşte bu yüzden bir değişen yıldızın gözleminde de Güneş'in merkezine göre konum ve zaman hesaplaması yapılır.

Herhangi bir gökbilim gözleminde eğer, minimum zamanı maksimum zamanı gibi değişim zamanı belirlemek gerekiyorsa, bu zamanlar için, gözlem sanki Güneş merkezinde yapılıyormuş gibi bir zaman düzeltmesi gerekir. Çünkü, gözlemin yapıldığı zaman açısından, Yer'in Güneşe'e göre konumu, başka bir gözlem zamanı için farklı olacak ve bu nedenle de gözlenen zamanlar, Yer'in konumuna göre değişecektir. Bu durum, ışığın sonlu hıza sahip olması nedeniyledir. Örneklemek gerekirse, her hangi bir tarihte bir yıldız Yer'e göre bakıldığında Güneş'e göre tam aksi yönde ise, 6 ay kadar sonra, Yer kendi yörüngesinde ilerlediğinde bu kez yıldız Yer'den Güneş'in de ötesinde görülecektir. Bu durumda son konumda yıldızdan Yer'e ulaşan ışık, ilk konuma göre Yer yörünge çapı ile karşılaştırılabilir miktarda daha fazla yol almak zorundadır. Bu da dönemli bir değişimin gecikmeli olarak gözlenmesi anlamına gelir. Tabii ki bu durum, yer yörünge düzlemi ile yer ile yıldızı birleştiren doğru arasındaki açıya da bağlı olarak değişecektir.

İşte bu nedenlerle, zamanları, gözlemler Güneş'in merkezinden yapılıyormuş gibi hesaplarsak, bu biçimde gecikme ya da önce gelme durumlarını düzeltmiş oluruz.Tüm gözlem zamanları günmerkezli (helyosantrik) sisteme göre verilirse, zamanlar Yer'in konumundan bağımsız hale gelmiş olur. Günmerkezli düzeltme, hesaplanarak doğrudan gözlem zamanlarına eklenir.
Bu hesaplamanın yapılması kimi zaman gözden kaçabilir. Özellikle amatör gökbilimcilerin bazıları, deneyimsizlik nedeniyle günmerkezli zaman düzeltmesini yapmayı unutabilmektedirler. Bir değişen yıldızın bir yılı aşkın bir zaman aralığında günmerkezli zaman düzeltmesi yapılmaksızın gözlemleri kullanılırsa, bu değişen yıldızın tam olarak Dünya'nın dönemine eşit, yani tam bir yıllık ek bir dönemi varmış gibi bir sonuç elde edilebilir.

Bu hesaplamaların çok daha duyarlı olarak yapılması gerekirse, Dünya'da gözlemin yapıldığı noktanın gözlenen cisme göre tam olarak yerinin hesaplanması gerekir. Bu hesaplamalara Ay'ın etkisinin de eklenmesi gerekir. Atarcalarda olduğu gibi çok kısa zaman aralıklarıyla değişen gökcisimleri söz konusu değilse, bu kadar ayrıntılı gözlem yapılması gerekmez.

Buradan görileceği gibi, gökbilimciler yalnızca teleskoplarını gözlemek istedikleri gökcisimlerine yönlendirip gözlem yapmazlar. Sonrasında epeyce ayrıntı gerektiren pek çok farklı hesaplama da yapmaları gerekir.