Alm. Zeit (f), Fr. Temps (m), İng. Time. Değişmekte olan bir standart hâdiseyle kıyaslanarak ölçülen; başlangıç ve son kabul edilebilecek iki hâdise veya vakit arasında geçen müddet (süre). Zamanın ölçülmesinde ekseriya bir sarkacın salınımı, dünyânın dönüşü veya bir elektromanyetik radyasyonun titreşimi gibi devrî (periyodik) bir hâdise esas alınır. SI (Systeme International) birim sisteminde zaman birimi olan sâniye, sezyum elementinin tayfındaki çizgiler kullanılarak tespit edilmektedir. Buna göre 1 sâniye (1 s) sezyum 133 atomunun en düşük enerjiye sâhip olduğu haldeki iki çok yakın seviye arasındaki geçişte ortaya çıkan radyasyonun titreşiminde 9.192.631.770 periyod meydana gelmesi için geçen müddet olarak târif edilir. Bu müddet sezyum saati (atom saati) kullanılarak ölçülür. Daha önceleri 1 sâniye 1 ortalama güneş gününün 86.400’de biri olarak târif edilirdi. Hâlen bu târif 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 bâriz değişikliklerin meydana geldiği mevsimler esas alınmıştır. Zirâat ve hayvancılıkta faaliyetler için zaman ölçüsü olarak mevsimler esas alınır. Daha uzun müddetleri, meselâ târihî bir hâdisenin zaman içinde yerini veya bir kimsenin yaşını ifâde etmek için ise bâzı hâdiseler başlangıç veya referans noktası olarak kullanılmıştır. Bunlar önemli kıtlık, bolluk, soğuk veya sıcak, salgın hastalık, harp veya bir hükümdarın idâreyi ele alması gibi önemli hâdiseler olmuştur. Daha da uzun zaman parçalarını meselâ, târihî devirleri ifâde etmek için tesiri devam etmekte olan büyük bir değişikliğin başlangıcı, meselâ, peygamberlerin gelişi ve dînin yayılışında önemli târihler esas alınmıştır. Bu şekilde takvimler ortaya çıkmıştır.

Güneşin günlük görünen hareketinde aynı noktadan müteâkip iki geçişi arasında geçen zaman gün olarak târif edilmiştir. Bâzı iptidâî topluluklarda bunun yerine iki uyku veya karanlık arasındaki zaman esas alınmıştır. Medenî topluluklarda ise gün içinde taksimât yapılmış ve; yalın gözle rasat edilmesi kolaylıkla mümkün olabilen akşam veya güneşin batışı (gurûb, “sunset”), yatsı veya yıldızların görünmesi ve gökyüzünün tamâmen kararması (işâ, “end of evening twilight”), gece yarısı (midnight), imsak veya gökyüzünün aydınlanarak yıldızların kaybolması (fecr, “morning twilight”), sabah veya güneşin doğuşu (tulû-ı şems, “sunrise”), güneşin ufuktan bir mızrak boyu yükselerek bakılamayacak kadar parlaklaşması (işrak vakti), gündüz zamânının 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 (isfirar) vakitleri tespit edilmiştir. Böylece gün, güneşin aydınlatmasına bağlı olarak parçalara ayrılmış olmaktadır. Bu bölünüş ekvatordan uzaklaşıldıkça mevsimden mevsime değişmektedir. Mekanik (kumlu, sulu veya rakkaslı) saat makinalarının 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 ayrılmıştır. (Bir dâire sâdece cetvel ve pergel kullanılarak 2, 3, 6, 12, 24,... parçaya kolayca bölünebilmektedir.) Günlerin saatlere bölünmesi, zamânımızda nakliyat, haberleşme ve ticâretin yaygınlaşması ve hızlanması neticesinde büyük önem kazanmıştır.

Günden daha uzun bir müddet olarak da esası daha çok insan hayâtını tanzim eden dînî âdetlere dayalı ve 7 günden meydana gelen hafta kabul edilmiştir. Ticârî ve idârî bakımdan da haftanın belirli günlerinde belirli işlerin yapılması, muayyen günlerde muayyen saatlerde çalışmanın tâtil edilmesi ve ibâdet yapılması bütün dünyâda içtimâî hayâtın bir parçasıdır. Haftanın müddet ve başlangıç ve bitiş günleri bakımından ay veya güneşin devrî hareketiyle hiçbir münâsebeti bulunmamaktadır.

Ay ise, arzın uydusu olan ayın hareketine, daha doğrusu ayın görünüşüne dayanan bir zaman ölçüsüdür. Yeni ayın müteakip iki görünüşü veya iki ictima veya kavuşum (lunation) arasında geçen takriben 29.5, (29.530) ortalama güneş günü uzunluğundaki müddet “1 ay” dır. 12 kamerî (lunar) ay takriben 354 gün veya 1 kamerî yıl olmaktadır. Bu kamerî yıl ortalama güneş yılından yaklaşık 11.25 gün daha kısa olduğundan kamerî ayların yeri güneş yılı içinde değişir. Bu sebeple 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 etrâfında bir tam devir yapması için geçen müddet de dünyânın kendi ekseni etrâfında tam sayıda devrine veya tam güne tekâbül etmemektedir. Bir güneş yılı (tropik, dönencel yıl) ortalama güneş zamanı cinsinden 365,24 2216 gün, yâni 365 gün 5 saat 48 dakika 46 sâniyedir. Bu sebeple takvimin güneş yılına uydurulabilmesi için esas olarak 365 günlük bir yılı aldıktan sonra takriben dörtte bir günlük fazlalık için bâzı düzenlemelerin getirilmesi gerekmiştir. Ayların farklı fakat birbirine yakın gün sayısına sâhip 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 yılların 400 ile bölünmeyenleri artık yıl alınmaz.

M.Ö. 1 Ocak 4713 yılı öğle ânından îtibâren geçen gün sayısına Juliyen târihi denir. Güneşin meyl (deklinasyon) ve tâdil-i zaman (zaman denklemi) değeri hesabı gibi işlemlerde kullanılır. Böyle düzenlemelerle takvimde yılın aynı mevsimine aynı ayların isâbet etmesi temin edilmeye çalışılmıştır.

Bu maksatla güneşin yıllık görünen hareketi sırasında hizâsında bulunduğu takım yıldızları güneş doğmadan hemen önce ve battıktan hemen sonra rasat edilerek tespit edilmiştir. Böylece yılbaşı günü güneşin tutulma çemberi (ekliptik dâire-i husuf) üzerindeki yerine bağlanabilmekte, inkılap (solstice) ve itidâl (equinoks) (günberi ve günöte) noktalarına göre yeri belirlenebilmekteydi. Ancak bu usûl de istenen hassâsiyette değildi. Çünkü mevsimler hem arzın güneş etrâfında yörüngesi üzerindeki yerine ve hem de arzın mihverinin bu yörünge düzlemi ile yaptığı açıya bağlıdır. İtidâl noktalarının yerlerinin zamanla değiştiğinin M.Ö. 130 yıllarında fark edildiği kaydedilmiştir. İtidâl veya ekinoks noktalarının gerileme (precession) hareketinin sebebi arzın mihverinin (ekliptik ile yaptığı açının ortalama değeri pek değişmemekle birlikte) bir eksen etrâfında takriben 25.000 yılda bir devir yapacak şekilde dönmesidir. Bu düzeltmeler de yapılarak bilhassa jeodezik ve astronomik maksatlarla daha hassas zamanlar târif edilmiştir.

Standart zaman (Müşterek zaman):

Boylamları farklı, birbirlerinden ayrı olan ve hızlı ulaşım ve haberleşme bağlantısı bulunmayan şehirlerde her bir şehrin kendi mahallî zamânını kullanması ticârî ve idârî bakımdan bir mahzur doğurmaz. Önceleri her şehir kendi mahallî zamânını 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 Devletlerinde Charles F. Dowd’un da ileri sürdükleri 15 meridyen derecelik zaman dilimleri fikrinin umûmî kabul görmesiyle neticelendi. Günümüzde zaman veya saat dilimleri Greenwich’ten îtibâren sayılmaktadır. Her birisi 1 saatlik olmak üzere 24 adet zaman dilimi vardır.

Günümüzde Avrupa’da; Batı Avrupa ve Doğu Avrupa zamanları kullanılmaktadır. Bu usûlde, her zaman diliminde, o dilime âit 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 bâzı dilimlerde husûsî durumları olan bölgelerin bulunması sebebiyle dilim sınırları meridyen dâirelerini aynen tâkip etmemiş, hattâ kaymalar yapılmıştır. On ikinci zaman diliminin içinde bulunan 180° tul veya boylam dâiresi ise “târih çizgisi” kabul edilmiştir. Bu çizginin hemen batısında bulunan memleketler doğusundakilerden veya Greenwich’ten bir takvim günü ileridedir. Bu çizgi bir memleketi, meselâ Yeni Zelenda’yı ortasından ikiye ayırmayacak şekilde bir kırık çizgi olarak geçirilmiştir. Bu düzenlemeler ticârî ve idârî bakımdan belirlilik temin ederek karışıklıkları ortadan kaldırmak maksadıyla yapılmıştır. Bu şehrin hangi zaman diliminde olduğu bilindiği takdirde bulunulan yer ile ortalama standart zaman farkı bulunabilir. Her zaman dilimi içindeki yerlerde o dilimin standart meridyenine âit mahallî vasatî zaman kullanılmaktadır. Meselâ:

Türkiye’nin içinde bulunduğu ve Greenwich’ten 2 saat ileride olan zaman diliminin standard meridyeni 30° Doğu meridyenidir. Türkiye toprakları takriben 26,5° ilâ 44,5° tul dâireleri (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. Yâni Ağrı’da Ağrı’nın mahallî vasatî, zevalî zamânından 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 bâzı 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 istifâde etmek maksadı ile yapılmaktadır. Bilhassa topraklarının büyük kısmı standart meridyenin doğusunda bulunan memleketlerde resmî, idârî, mesâî bakımından gün ışığından istifâde edilen zaman arttırılmış olmaktadır.

Günlük zaman başlangıcı olarak günümüzde International Astronomical Union (Milletlerarası Astronomi Birliği) tarafından tavsiye edilen vasatî, yâni ortalama geceyarısı (veya vasatî zevâlî zaman cinsinden saat 12.00) kabul edilmiştir. Dünyâ için 24 saatlik bir vasatî günün başlangıcı Greenwich vasatî geceyarısıdır. Bu zaman “Greenwich (Griniç) Mean Time (GMT)”, yâni “Greenwich vasatî zaman” adını alır. Aşağıdaki paragraflarda teferruatı açıklanacak olan bu zaman, Fransızca “Temps Universel (TU)”, Almanca “Weltzeit (WZ)” ve İngilizce “Universal Time (UT)” isimleriyle anılmaktadır.

Zamanın ölçülmesi: Aynı anda vukû bulmayan iki hâdise arasında geçen müddet, muntazam bir şekilde tekerrür eden bir hâdisenin tekrar sayısı olarak ölçülür. Ölçmek için bir mebde veya başlangıç ve bir de mukâyese birimi olarak kullanılacak standart zaman aralığına ihtiyaç vardır. Standart zaman aralığı muntazam tekerrür eden hâdisenin müteakip iki tekerrürü arasında geçen zaman cinsinden tespit edilir. Böyle bir zaman kâidesinin umûmî olarak kullanılabilmesi için târif edilen zamanın arzın her yerinde çok iyi bir takribiyetle aynı adedî (sayısal) değerle tespit edilmesine imkân vermesi lâzımdır. Arzın kendi mihveri (ekseni) etrâfında dönme hareketi, aynı arz etrâfında ve arzın güneş etrâfındaki dönme hareketleri bu şartı hâizdir. 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 etrâfında dönüş hareketi esas alınarak efemeris (ephemeris) zamanı, atomun muayyen kuantum seviyelerinde yaydığı elektromanyetik radyasyon esas alınarak atom zamanı (atomic time) târif edilmiştir. Bunlardan arz, ay ve güneşin dönme hareketine istinad edenlerin az da olsa zamanla ölçü birimi değişmektedir. Bunun sebebi ise bir tam devri tespit etmek için gök küresinde sâbit kabul edilen noktaların bir devre bâzan on binlerce yılı bulan devrî ve üniform olmayan (dalgalı) hareketleridir. Bunun için rotasyonel (deverânî), Efemeris ve Atom zamanları olarak ayrı ayrı ele alınırlar.

Rotasyonel (Deverânî, Gayri Mütesâvî) zaman:

Güneş zamanı-görünen güneşin günlük hareketi sırasında arz üzerinde bir yerin tûlünden (meridyeninden) müteakip iki geçişi arasında geçen müddete bir hakîkî güneş günü denir. Güneşin bir yerin tûlünden üst geçişi bir güneş saati (meselâ Dâire-i Hindiyye), bir teodolit veya bir teleskopla tespit edilebilir.

Güneş, yıllık görünen hareketi sırasında her gün takriben 1° (4dak) doğuya doğru intikal ettiğinden (ötelendiğinden) bir hakîkî güneş gününün uzunluğu arzın kendi ekseni etrâfında bir tam dönüş müddetinden, vasatî güneş zamanı cinsinden ortalama olarak 3 dakika 56,555 saniye kadar daha uzundur. Ayrıca arzın güneş etrâfındaki yörüngesinin elips şeklinde olması ve arzın kendi etrâfında dönme mihverinin yörünge düzlemine (ekliptik veya dâire-i husûf’a) dik olmayıp bununla takriben 23,5° açı yapması sebebiyle hakikî güneş günlerinin uzunlukları birbirinden farklı olur. “Bir hakîkî güneş gününün uzunluğu” farkı zaman denkleminin o güne âit günlük değişimine eşittir.”

Sâbit hızla çalışan mekanik saatlerin yapılarak on yedinci asırdan îtibâren kullanılmaya başlamasıyle uzunluğu değişmeyen bir ortalama güneş günü (mean solar day) kabul edilmiştir. Bir ortalama güneş günü, ortalama güneşin (ki bu güneş hakîkî güneşten ileride veya geride olabilir)meridyenden müteakip iki alt geçişi arasında geçen müddet olarak târif edilir. Bir vasatî güneş gününün 1/24’üne bir vasatî güneş saati, veya sâdece 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 (tâdil-i zaman, “equation of time”) denir. Bu fark iki güneşin saat açıları arasındaki farka muadildir ve rasatlarla tespit ve hesap edilerek almanaklarda cetveller hâlinde verilir. “Hakîkî zaman-ortalama zaman” olarak hesaplanan zaman denkleminin değeri takriben -14 dakika ile +16 dakika arasında değişir. Zaman denkleminin günlük değişim miktarı ise 0 ilâ ±0.5 dakika kadardır. Hakîkî güneş zamanı Gz ve vasatî güneş zamanı Oz ile gösterilirse, zaman denklemi E(t)= Gz-Oz olur.

Yıldız zamanı (Sidereal Time): Gök cisimlerinin koordinatlarını belirlemek gibi astronomik ölçme işlerinde yıldız zamanı kullanılır. Ekvatorun, ekliptik ile ara kesit noktasına Hamel burcu (koç burcu) denir. Rektesansiyon; Hamel noktasından geçen saat dâiresiyle gök cisminden geçen saat dâiresi arasında kutupta meydana gelen açı veya bu saat dâireleri arasındaki ekvator yayıdır. İlkbahar noktasının meridyenden müteakip iki üst geçişi arasında geçen müddet bir yıldız günü olarak târif edilir. Herhangi bir yıldızın (s) saat açısı ile belirlenen zamâna yıldız zamânı veya zâhirî yıldız zamânı denir. Presesyon (devinme) veya lunisolar presesyon (ay gün devinmesi; arz mihverinin bu mihveri kesen başka bir mihver etrâfında bir devri takriben 25.000 sene süren, uzun periyotlu hareketi) ve nutasyon (arz mihverinin arzın şekli ve ay ve güneşin câzibe kuvveti neticesinde, daha kısa periyotlu dalgalanmalar şeklindeki hareketi) sebebiyle hakîkî ilkbahar noktasının yeri devamlı fakat gayri mütesâvî (üniform olmayan) bir şekilde yıldızlara göre ters istikâmette, yâni gerileyerek, değişir. Arz mihverinin bu hareketinin kararlı, düzgün kısmına kısaca presesyon, kısa devirli dalgalanmalarına ise nutasyon denilmektedir. Nutasyon sebebiyle, ilkbahar notası esas alınarak bulunan hakîkî yıldız günleri farklı uzunluktadır. Bir hakîkî yıldız gününün vasatî yıldız gününden farkı en çok 0,01 sâniye kadar olabilmektedir. Rakkaslı saat makinalarının tekâmül etmesi neticesinde 1925 senesinden îtibâren mütesâvî îtidâlî zaman (uniform equinoctial time) kullanılması gerekli olmuştur.

Vasatî yıldız zamanı: Vasatî ilkbahar noktasının, yâni nutasyondan arındırılmış ilkbahar noktasının saat açısı olarak târif edilir. Bir vasatî yıldız günü, vasatî ilkbahar noktasının meridyenden müteakip iki geçişi arasında geçen müddettir. Bu müddet arzın kendi mihveri etrâfında 1 tam devir müddetinden takriben 0,0084 sâniye daha kısadır. Vasatî yıldız; gününün 1/24’ü bir vasatî yıldız saati, bunun da 1/60’ı bir vasatî yıldız sâniyesi olarak târif edilir.

Hakîkî yıldız zamanı ile vasatî yıldız zamanı arasındaki farka rektasensiyonda nutasyon veya ta’dîl îtidâl (îtidâl noktaları denklemi, ekinokslar denklemi) adı verilir ve 0 ilâ 1 sâniye civârında kıymetler alır.

Güneş zamanı, yıldız zamanı ve aralarındaki münâsebet-vasatî güneş zamanı: Vasatî güneşin saat (veya zaman) açısı +12 saat olarak târif edilir. Vasatî güneş gök Ekvatoru üzerindeki hakîkî güneşin senelik ortalama hızına sâhip ve bu sâbit hızla hareket ettiği farz edilen hayâlî bir noktadır. Tatbikatta, ortalama güneşin rektasensiyonu zaman denklemi (ta’dîl-i zaman) formülüyle elde edilir. Bu formülle, vasatî güneş zamânı, 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 defâ geçer. Gök ekvatoru üzerinde sâbit hızla hareket ettiği farz edilen vasatî güneşin rektasensiyonu 1 medarî senede 360° ^= 24 saat, 1 günde ise ortalama (86.400 sâniye/365,242216)= 3 dakika 56,555 sâniye artar. Buna göre ortalama güneş zamânını gösteren bir zaman ölçme makinası ile ölçüldüğünde 1 vasatî yıldız günü 24 vasatî güneş saatinden 3 dakika 56,555 sâniye kadar daha uzun bulunur.

Hakîkî güneş zamânını ve hakîkî yıldız zamanının gayri mütesâvî olmasının başlıca iki sebebi vardır: 1) Arzın güneş etrâfında dönüş hareketindeki ve ilkbahar noktasının hareketindeki farklılıklar; 2) Arzın kendi mihveri etrâfında dönüş hızındaki değişimler. Bunlardan 1’incinin sebep olduğu farklar gök mekaniği bilgilerine dayanılarak önceden hesaplanabilir, fakat 2’incinin sebep olduğu farklar önceden hesaplanamaz. Arzın kendi mihveri etrâfında dönüş hızının değişmesi: (a) Denizlerde med ve cezir sürtünmesi sebebiyle devamlı bir yavaşlama, (b) Buzulların 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 ekliptik (husuf) düzlemi arasındaki açı e, ortalama yıldız zamânı 0 ve hakîkî yıldı zamanı o olduğuna göre 0-0= Ncose+ dNcose veya 0-0= N+N” şeklinde ifâde edilir. Burada Ncose veya N uzun devirli farkları, dNcose veya N” ise kısa devirli farkları gösterir. Bunların değerleri yıldız yıllıklarında (almanac, salnâme) verilmiştir. Bu düsturlar kullanılarak bir rasat âni veya bir vakit için ortalama yıldız zamânı 0 verildiği takdirde, hakîkî yıldız zamânı 0 ve ayrıca yıldız a zâhirî rektasensiyonu biliniyorsa yıldızın saat açısı t= 0-a olarak hesaplanır. Eğer belirli bir vakit için yıldızın saat açısı (t) başka bir yoldan hesaplanmış veya verilmişse hakîkî yıldız zamânı 0= a+t ve ortalama yıldız zamânı 0+0= N’-N” olarak hesaplanır.

Benzer şekilde, hakîkî güneş zamânı Gz ile vasatî güneş zamânı Oz ise zaman denklemi E(t)= Gz-Oz farklı yıldız yıllıklarında rasat ve hesap neticelerine dayanılarak cetveller hâlinde verilir. Bu düsturdan da istifâde edilerek herhangi bir rasat ânı veya vakit için vasatî güneş zamânı verildiği takdirde hakîkî güneş zamânı Gz ve hakîkî güneşin saat açısı t= Gz-12 münâsebetinden hesaplanır. Eğer muayyen bir vakit veya rasat ânı için hakîkî güneşin saat açısı (t) başka bir yoldan (meselâ, güneşin yükseklik açısı veya zenit uzaklığından ve deklinasyonundan hareketle) hesaplanmış veya verilmişse hakîkî güneş zamânı Gz= t+12h ve vasatî güneş zamânı Oz= Gz-E(t) münâsebetinden hesaplanır. Vasatî ve hakîkî güneşin saat açıları (E) ve (t) ve rektasensiyonları a ve a- olduğuna göre zaman denklemi: E(t)= Gz-Oz= t-t-= a—a yazılabilir. Rektasensiyon ilkbahar noktasından îtibâren doğuya doğru ekvator üzerinde deklinasyon dâiresine 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 hâlinde ise yıllık harekette hakîkî güneş ileride, yâni daha doğuda olur ve meridyene ortalama güneşten sonra girer.

Güneş zamânı, güneşin meridyenden alt geçişinden îtibâren ölçülen zaman açısı olarak târif edilir. Güneşin, üst geçiş meridyeninden batıya doğru ölçülen açı cinsinden uzaklığı saat açısıdır. (Bu halde Oz= t-+12h olmaktadır.) Ortalama güneşin a- rektasensiyonu biliniyorsa, yıldız zamânı 0= a-+t şeklinde hesaplanabilir. Burada rektasensiyon ortalama ilkbahar noktasına göre verilmiş ise 0 ortalama yıldız zamanı olur.

Günlerin başlangıcı `ve saatlerin ayarlanması: Standart zamâna göre gün gece yarısı başlar ve 24 saat devam eder. Saatler ve dakikalar dört hâneli bir rakamla verilir: İlk iki hâne saati, ikinci iki hâne dakikaları gösterir. Meselâ, saat 00.23, saat gece yarısını 23 dakika geçiyor demektir. 12.33, öğle vakti saat on ikiyi 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 on iki saatlik bölümden meydana geldiğini kabul eden usûlde, vaktin birinci ve ikinci on iki saatlik bölümde olduğunu belirtmek gerekir. Zevâlî zaman kullanılıyorsa öğleden önce (ante meridiem, a.m.) veya öğleden sonra (post meridiem, p.m.) olduğu ifâde edilmelidir. Gurûbî zaman (gurûb vakti 00.00 saat olan zaman) kullanılıyorsa gece gündüz olduğu belirtilir.

Rotasyone (Deverânî) zamanın tatbiki olarak tespit edilmesi: Zamânın tespiti işi astronominin ihtisas gerektiren bir dalıdır ve devlet rasathaneleri tarafından yapılır. Zaman tespitinde kullanılan temel târifler standartlaştırılmıştır. Milletlerarası Astronomi Birliği (International Astronomical Union, IAU) kuruluşuna bağlı Paris’teki Milletlerarası Zaman Bürosu (International Time Bureau) çeşitli rasatlarda bulunan zamanların kıyaslamalarını yaparak rasatların uyumlu bir değerlendirme ve dengelemek için gerekli bilgileri temin etmektedir.

Üniversal zamânın (UT) veya astronomik dünyâ zamânının tespitinde şu adımlar tâkip edilir:

1. Mahallî vasatî yıldız zamânını tespit etmek için yeri bilinen bir yıldızın, geçişi sırasında, rasat edilir.

2. Greenwich yıldız zamânını bulmak için Greenwich’in doğusunda olan yerlerin boylamı çıkarılır. Batısında olan yerlerin boylamı ilâve edilir.

3. Bu sonuç UTO’dan îtibâren bir matematik işlemle UT üniversal zamânına tahvil edilir. Bu tahvil işlemi aşağıda açıklanacaktır.

Zaman tespiti için gerekli başlıca âletler bir rasat âleti veya teleskop ve bir de zaman ölçen bir âlet, yâni saat makinasıdır. Yeri bilinen bir yıldızın gök küresinde rasat yerine göre vaziyeti (konumu) sâbit muayyen bir mürâcaat çizgisinden geçiş ânı kaydedilir. Bu mürâcaat çizgisi bulunan rasat yerinin meridyeni veya ufuktan yükseklik açısı (veya başucu [zenit] açısı, semt-ür-re’s zâviyesi) muayyen bir küçük dâire olabilir. Aşağıda zaman tespit için kullanılmış ve kullanılmakta olan âlet ve usûllerden bâzıları izâh edilmiştir.

Güneş saati ve dâire-i hindiyye: Bir rasat yerinin meridyenini tespit etmek için güneş gören bir ufkî (yatay) saha üzerine çizilen dâirenin merkezine şâkulî (düşey) olarak dikilen uzunluğu dâire çapının dörtte biri kadar olan bir çubuğun üst ucunun gölgesi kullanılmıştır. Bu usûlü ilk defâ Hindistanlı Müslümanlar buldukları için adına Dâire-i Hindiyye denilmiştir. Çubuğun ucunun gölgesi sabahleyin dâireye batı tarafından girer, akşama doğru doğu tarafından çıkar. Çubuğun ucunun gölgesinin çizdiği çizginin dâireyi kestiği noktaların arasında kalan kirişin orta noktasını dâirenin merkezine birleştiren doğrultu bu yerin meridyenini veya coğrafî kuzey-güney istikâmetini gösterir. Hassâsiyetin artması için ölçü yapılan sahânın düzgün ve ufkî olması, dâire çapının büyük, çubuğun şâkulî, uç noktasının gölgesinin keskin olması ve rasat günü olarak güneşin denklinasyonundaki değişim hızının en az olduğu bir gün seçilmesi lâzımdır.

Bir yıldızın veya güneşin meridyenden geçişi kuzey-güney istikâmetinde şâkulî bir düzlem içinde rasat yapmaya ve geçişi tespit etmeye müsâit bir dâire, bir boru veya teleskop kullanılarak tespit edilir ve vakti kaydedilir. Saat ayarı veya düzeltmesi buna göre yapılır.

Nısfünnehâr âleti (Transit Instrument): Meridyen düzlemi içinde hareket edebilen bir teleskopu vardır. Geçiş ânı bir saat kullanılarak kronograf üzerine kaydedilir.

Fotoğraflı zenit tüpü (Photographic Zenith Tube, PZT): Nısfünnehâr âletinden daha hassastır. Fotoğraflı zenit tüpü âleti şâkulî olarak tespit edilmiş bir tüple zenit civârından geçen yıldızlara rasat edilmesine yarar. Yıldızın ışığı tüpün altındaki bir kap içindeki cıvanın ufkî sathından yansıyarak meridyen düzlemi içinde bulunan zenit (semtürre’s veya başucu) istikâmetini 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 sâniye kadar süren ve zaman işâretleri de olan dört kayıt yapılır. Her 20 sâniyelik kayıt sonunda levha ve mercek 180° döndürülür. Rasat neticesinden îtibâren hesaplanan zamanla saat makinasının gösterdiği zaman karşılaştırılarak düzeltme miktarı bulunur.

Prizmalı astrolab (Impersonal Astrolabe): Bir 60°lik prizma ve bir cıva yüzeyi (ufkî yansıtıcı) kullanılarak yıldızın prizma içinde ve cıva yüzeyinden yansıyarak gelen görüntüsünden faydalanılarak yıldızın yüksekliğinin tam 60° olduğu ânı tespit etmeye yarayan bir âlettir. Ayrıca Wollaston prizmasının birefrenjans husûsiyetinden (özelliğinden) istifâdeyle, yıldız teleskopla tâkip edilir, değişik azimut değerlerinde daha hassas ölçmelerle yüksekliğin 60° olduğu an kronograf üzerine kaydedilebilmektedir. Böylece her zaman bulunulan arz derecesi tespit edilebilmektedir.

Zaman aralıklarının ölçülmesi: Zamânı göstermek ve zaman aralıklarını ölçmek için çeşitli saat makinaları geliştirilmiştir.

Güneş saatleri: Yukarıda da açıklandığı gibi bir çubuğun gölgesi zamânı göstermek üzere kullanılmıştır. Gölgenin istikâmeti ve uzunluğu, güneş yüksekliğinin yeterli olduğu saatlerde zamânın bir göstergesidir.

Kum ve su saatleri: Belirli miktardaki kum veya suyun bir kaptan diğerine akışı zaman aralıklarını ölçmek için kullanılmıştır.

Rakkaslı saatler: Rakkasın küçük genlikli (vüsatlı) salınımlarının eş zamanlı olması esâsına dayanır. Bu tür saatlerin günümüzde ulaştığı hassasiyet günde 0,001 sâniyedir. Ancak çok hassas zaman ölçmelerinde artık rakkaslı saatlerin yerini kuvartz kristalli saatler ve atom saatleri almıştır.

Kuvartz kristalli saatler: Kuvartz kristalinin piezoelektrik hassasından istifâde edilerek zaman ölçülebilmektedir. Bir kuvartz kristaline şekil değiştirme yaptırılırsa belirli kristal yüzeyleri arasında elektrikî potansiyel 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 tespit eder. Osilatörün frekansı sâniyede birkaç milyon devir (MHz. megahertz) mertebesindedir. Bu sinyaller uygun bölücü veya sayıcı devreler vâsıtasıyle, elektromekanik saatlerde bir sankron motoru harekete geçirerek, tam elektronik saatlerde doğrudan bir gösterge ile zamânı 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 0,3x10-3 sâniye olduğu görülmüştür.

Atom saatleri: Atom osilatörleri bir saat makinesi ile birleştirilerek atom saatleri yapılır. Hassâsiyetleri günde bir mikrosâniye (10-3 sâniye) civârındadır. Atom zamanı ile alâkalı yazılarda bu mevzuda daha teferruatlı bilgi vardır.

Arzın mihveri etrâfında dönüş hızındaki değişmeler: Efemeris ve atom zamânı ile kıyaslandığında rotasyonel (deverânî) zamânın değişken olduğu görülür. Bunun sebebi arzın dönüş hızındaki değişikliklerdir. Bu değişiklikler seküler (asırlık), düzensiz ve periyodik (devrî) olmak üzere üç çeşittir.

Med ve cezir hâdisesinin doğurduğu sürtünme sebebiyle yüz yılda 0,001 sâniyeye varan devamlı bir yavaşlama olduğu eski ay tutulmalarının târihlerinden hesaplanmıştır. Simon Newcomb 1900 yılları civârında geçen iki asır içerisinde ayın hesaplanan yerinden bâzan ileride bâzan da geride olduğunu gösteren kayıtları incelemiştir. Bu inceleme sonunda bu farkların kayıt hatâsı değil arzın yavaşlamasından ileri gelebileceğini belirtmiştir. Sir HS. Jones 1959 yılında arzın mihveri etrâfındaki dönüşünün gayri mütesâvî olduğunu ispat etmiştir. Rasatlar hızdaki değişikliğin tedricî olduğunu fakat ivmelerin hızlı değişebildiğini göstermiştir.

Yıllık ve altı aylık devrelerle meydana gelen değişikliği ifâde eden terimin takriben 0,025 sâniye olduğu anlaşılmıştır. Rüzgârların da bu hıza tesir ettiği görülmüştür. Ay, arz sathındaki şâkul istikâmetini değiştirerek doğrudan doğruya ve med-cezir yoluyla dolaylı olarak, tespit edilen zamâna tesir etmektedir. Arzın şeklinin ayın câzibesi sebebiyle değişmesi, mihveri etrâfındaki atalet ânını değiştirerek dönme hızına tesir etmektedir. Doğrudan doğruya tesiri ifâde eden terimin katsayısı takriben 0,5 gündür. Med-cezir tesirini ifâde eden 13,6 gün ve 27,6 gün devirli iki terim daha vardır. Her bir terimin vüs’ati (amplitüdü) takriben 0,001 sâniyedir.

Düzeltilmiş üniversal zaman (Düzeltilmiş dünyâ zamânı) (UTI): Bir yıllık bir müddet zarfında üniversal zamânın gayri mütesâvî olmasının sebepleri şunlardır:

1) Kutupların hareketi, 2) Arzın dönüşünde yıllık ve altı aylık periyodlu değişimler, 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 zamâna tesirinin ihmâl edilebileceğini kararlaştırmıştır. Bu şekilde hesaplanan zaman nispeten mütesâvî (üniform) bir zamandır veUT2 ile gösterilir.

Zamanın çeşitlerini göstermek için kullanılan işâretler aşağıda verilmiştir:

UTO, klasik üniversal zaman (dünyâ 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’dir. UTC ve UT2 arasındaki fark 0,1 sâniyeden azdır. Hassas jeodezik ölçmelerde UTO ve UTI kullanılır. Bunlardan birisi bilinirken diğerlerini bulmak için gerekli düzeltmeler hesaplanır ve milletlerarası kuruluşlar (Bureau International de l’Heures, International Time Bureau) tarafından yayınlanır. Mevsimlik değişmeler tam mânâsıyla her devirde aynen tekerrür etmez, fakat ampirik tashihler yapılabilmektedir.

Kutup noktaları takriben 9 metre yarıçaplı bir dâire üzerinde hareket eder. Bu hareket bir rasat yerinin hem arz derecesinin hem de tul derecesinin 14 aylık devirlerle değişmesine sebep olur. UT zamânının hesaplanmasında tul değişikliğinin de hesaba katılması gerekir.

Efemeris zamânı:

Târif-Gök cisimlerinin hareketleri Sir Isaac Newton tarafından keşfedildiği söylenen gök mekaniği kânunlarına uyar. Bu kânunlarda Albert Einstein’in izâfiyet faraziyesi (theory of relativity) ile bâzı küçük tâdilât yapılmıştır.

Bu kânunlar ve faraziyelerden istifâ edilerek gök cisimlerinin meydana getirdiği heyet içindeki cisimlerin bir to başlangıç ânındaki kütleleri, koordinatları ve hızları biliniyorsa, herhangi bir t ânındaki koordinatları, ilgili diferansiyel denklemler çözülerek bulunabilir. Bu cisimlerden birisinin bir x1 koordinatı için denklemlerin çözümü genel olarak:

x1 = f1 (t, a1, a2,... an)

şeklinde yazılabilir. Burada f1, t üniform astronomik zamânının ve a1, a2,... an integrasyon sâbitlerinin bir fonksiyonudur. Bir gök cismi için sâbitler verildiği zaman koordinatları ve mahreki tespit edilmiş olur. Bu matematik bağıntıları kullanarak t zamânının düzgün değişen değerlerine bağlı bir cetvel veya takvim (ephemeris) hazırlanabilir. Böyle bir cetvel, t verildiği takdirde bir gök cisminin koordinatlarının bulunması için veya koordinatlar rasat neticesinde belirli olduğu takdirde zamânın tespiti için kullanılabilir. Bu hareket denklemlerinde, çözümlerinde ve cetvelde kullanılan zamana efemeris zamânı ve bu cetvellere de efemeris adı verilir.

Efemeris zamânının ölçülmesinde arzın güneş etrâfındaki mahreki üzerindeki hareketi esas alınmıştır. Arzın mahreki üzerindeki yeri, güneşin yıldızlara göre yeri rasat edilerek tespit edilir. Efemeris zamânın fonksiyonu olarak arzın koordinatlarının 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 zamânı ayın mahreki üzerindeki hareketi ve yıldızlara göre yeri rasat edilerek elde edilmektedir. Ayın koordinatları efemeris zamânının bir tabiî fonksiyonu olarak efemeris denilen cetvellerde verilmiştir.

Ay ve güneşin sebep olduğu med ve cezir hâdisesi bir kuvvet çifti doğurarak ayın mahreki üzerindeki hareketine tesir eder. Ay efemerisinin hesâbında kullanılan bağıntıdaki bir terim bu tesiri geçmiş rasatlara dayanarak hesâba katan bir katsayı ihtivâ eder. Bu katsayı zamanla değiştiğinden ay efemerisi güneş efemerisinden farklı olur. Bu sebeple ay efemerisi zamânın târif ve tespitinde esas olarak alınmaz.

Efemeris zamânın tespiti: Güneşin ve ayın yıldızlara nazaran yerinin tespitinde nısfünnehâr (meridyen) dâiresi adı da verilen büyük nısfünnehâr âletleri (geçiş âletleri, “transit instruments”) kullanılır. Ayın yeri, meridyen geçişinden veya yeri bilinen bir yıldızı örtmesinden, yâni bu yıldız ile arz arasına girerek onun ışığının arza ulaşmasına mâni olmasından faydalanılarak da tespit edilebilir. Daha doğru ve hassas ölçmeler için ay’ın hareketini tâkip edebilen özel bir fotoğraf makinası kullanılarak 20 sâniyelik poz müddetli fotoğraflar çekilir. Bu fotoğraflardan ayın yeri belirlenir. Ay rasatlarından îtibâren 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 zamâna bağlı olarak cetveller hâlinde verilmiştir. Bir rasat neticesinde bulunan koordinatlara tekâbül eden efemeris zamânı ay efemerisinden (ay zaman cetvelinden) alınır. Efemeris zamânı ET ile üniversal zaman UT arasındaki fark Dt= ET-UTformülü ile hesaplanır.

Atom zamânı:

Târif - Kuantum nazariyesine göre, bir atom veya molekül, herbiri bir E enerji seviyesine tekâbül eden, değişik kuantum hallerinde bulunabilir. Yüksek bir E1 enerji seviyesinden daha düşük bir Eo enerji seviyesine geçiş olması hâlinde aradaki enerji farkı, frekansı V= (E1-E0)/h bağıntısı ile hesaplanan bir elektromanyetik enerji hâlinde yayılır. Burada h Planck sâbittir.

Her enerji geçişi bu frekansa tekâbül eden bir tayf çizgisi meydana getirir. Görülebilen ışık tayfındaki frekanslar 5x1014 devir/sâniye mertebesinde olduğundan bir elektronik düzenle doğru olarak sayılması güçtür. Dalga boyu 10 milimetre ve frekansı 1010 devir/s mertebesinde olan mikrodalgalar frekans tespiti için kullanılabilmektedir. Bu tür dalgalarla elektronik bir osilatörün sâbit 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 başlatılan çalışmalar neticesinde 1947 yılında W.V.Smith ve arkadaşları tarafından NH3 molekülünün 3,3 inversiyonuna tekâbül 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 âletle üst enerji seviyesine çıkarılmış amonyak molekülleri diğerlerinden ayrılarak uyumlu, insıcamlı (cohorent) ve sâbit frekanslı bir ışın destesi elde edilebildi. Ancak frekans, biraz âletin yapısına ve daha çok amonyak molekülündeki azot izotopuna bağlı olmaktadır. Takribi frekanslar n14 için 23.870.129.300 devir/s ve N15 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 enerji hâli vardır. Bir fırında meydana getirilen bir sezyum atomu huzmesi bir mıknatısın önünden geçirildiği takdirde bir kuantum enerji hâlindeki sezyum atomları ayrılır. Diğerleri bir radyo 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 atomları uygun bir detektörle sayılırlar. Radyo frekansı elektromanyetik alanın frekansı sezyum geçiş frekansına eşit olmadığı takdirde detektöre hiçbir atom giremez. Atom ve moleküllerin huzme usûlü 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 (Millî Fizik Laboratuarı) ve ABD Deniz Kuvvetleri Rasathânesi ile müşterek bir çalışma sonucu sezyum - 133 atomunun frekansının 9.192.631.770 ± 20 devir/sâniye (efemeris zaman sâniyesi) olduğu tespit edilmiştir. Bu teknikten faydalanılarak yapılan atom saatleri 1012 de 5 hatâ ile zamânın ölçülmesini mümkün kılmıştır. İlk yapılan sezyum saatleri takriben 30 kg ağırlığındaydı. Bu tip saatler uçaklarla taşınarak saatlerin 1 mikrosâniye hassâsiyetle ayarlanmasında kullanılmaktadır.

Diğer atom saatleri - Hidrojen “maser”i, N.F. Ramsey ve arkadaşları tarafından Harvard Üniversitesinde yapılmıştır. Buna dayalı saat makinalarında doğruluk 1012 de 1 mertebesinde olup sezyuma kıyasla frekans 1 420 405 751,8 devir/sâniyedir.

Talyum huzmesi kullanılarak Neuchatel Rasathânesinde J. Bunami daha yüksek hassâsiyet elde etmiştir. Talyum’un geçiş frekansı 21 310 833 945 devir/sâniyedir.

Rubidyum gaz hücresinden elde edilen titreşimin frekansı 6 834 681 610 devir/sâniyedir. Frekans 1/10-11 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.

Sâniye - Metrik sistemde sâniye resmî kabul neticesinde değil, fakat gelenek olarak vasatî güneş zamânı sâniyesi, yâni bir vasatî güneş gününün 1/86400’ü, alınmıştır. Arzın mihveri etrâfındaki, dönüş hızının değişken oluşu sebebiyle bu zaman birimi kifâyetsiz kalmıştır. Bunun için 1955 senesinde Milletlerarası Astronomi Birliği efemeris zamânı(ET) sâniyesini, 1900 senesi 0 Ocak saat 12n ET ânını esas alarak, bir tropik (deverânî) senesinin 1/31 566 925,9747’si olarak târif etti. Bu târif 1960’taki Ağırlıklar ve Ölçüler Genel Konferansında tasdik edildi.

Genel Konferans 1964’te de bir atom sâniyesini sezyum-133 atomunun radyasyonunun 9 192 631 770 periyodu olarak târif etti. Bu, metrik sistemin yerini alan Milletlerarası Birim Sisteminde (SI) 1967’de sâniye için tek târif olarak kabul edildi. Efemeris zamânı(ET) sâniyesi Milletlerarası Astronomi Birliği tarafından 1964 senesinde kabul edilen sâbitler cümlesi arasında zaman birimi târifi olarak kalmıştır. 1968 senesinde 1 atom sâniyesi 1 vasatî güneş sâniyesinden 3/108 nispetinde kısaydı. Bu fark sebebiyle atom saati ortalama güneş zamânını gösteren saate göre 1 senede 1 sâniye fazla gösterecektir.

Atom zamânı ölçekler: Atom osilatörlerine bağlı, çeşitli başlangıç anlarına sâhip ölçekler (takvimler) kabul edilmiştir. Bu ölçeklerin başlangıçları diğer zamanlara bağlanmıştır.

Efemeris zamânı ve atom zamânı: Atomlar ve atom içindeki parçacıklar elektrik, manyetik ve nükleer kuvvetlerden, buna mukâbil gök cisimleri de gravitasyonel kuvvetlerden mütessir olurlar. Bu tesirler sebebiyle efemeris zamânı ile atom zamânı arasında çok küçük de olsa bir fark ortaya çıkabilir. Efemeris sâniyesi, târifi sebebiyle sâbit kalan îtibârî veya nazarî bir zaman birimidir. Atom radyasyonu ise ölçmenin yapıldığı yerdeki manyetik ve elektrik alana bağlı olarak değişebilir.

Radyoaktivite ile zaman ölçülmesi: Bir radyoaktif elementin atomlarının şuâ neşrederek zamanla bozundukları ve çekirdek bileşimlerinin değiştiği bilinmektedir. Bu bozunma elementin cinsine bağlıdır, fakat sıcaklık, basınç ve benzeri dış tesirlere bağlı olmadığı görülmüştür. Radyoaktif bozunma hâdisesine dayalı, pek hassas olmayan, fakat uzun zaman aralıklarını ölçmek için çok faydalı olan bir çeşit zaman ölçme usûlü geliştirilmiştir. Bu mevzuda ilk çalışmalarda uranyum ve toryumun kurşuna dönüşmesi kullanılmıştır. Sonra radyoaktif rubidyumun stronsiyuma ve radyoaktif potasyumun argona dönüşmesinden istifâde edilerek kayaların yaşları tahmin edilmiştir. W.F. Libby tarafından geliştirilen karbon-14 usûlü 100 yıldan 50.000 yıla kadar yaşların tahmin edilmesine imkân vermektedir. Bu usûl kozmik şuâların tesiriyle atmosferde teşekkül eden ve hayatları boyunca canlıların vücûdunda bozunmayan karbon-14’ün ölçülmesi esâsına dayanır. Yarı ömrü takriben 5600 yıl olan C14 miktarının C12 miktarına nispetinden bu cismin veya canlı kalıntısının yaşı hesaplanır.

Zaman sistemlerinin kullanılışları: Denizcilik, havacılık ve uzay yolculuklarında, hassas yer ölçmelerinde, uydu tâkibinde ve arzın ekseni etrafındaki dönme miktarının bilinmesini gerektiren hallerde ve birçok teknik ve ilmî işlerde üniversal zaman veya dünyâ zamânının doğru olarak bilinmesi gerekir. Gök cisimlerinin hareketlerinin tedkikinde efemeris zamâna ihtiyaç vardır. Atom zamânı ile de zaman birimi târif edilir.

Zaman ve frekans yayınları: Zamanı doğru tâyin ihtiyacı zaman sinyalleri yayınlayan radyo istasyonları ile gönderilir. Birçok memlekette zaman sinyali yayınları 0,001 sâniyeye kadar “koordine” edilmiştir. Her yıl, atom frekansından istifâde edilerek, üniversal zamâna uygun zaman sinyalleri verecek şekilde sâbit frekans yayınları yapılır. Frekansın 10-10 mertebesine kadar sâbit kalması temin edilebilmektedir. Böylece havacılık ve denizcilik için gerekli dünyâ zamânı ve fizikçiler için gerekli sâbit frekans, radyo yayını ile temin edilmektedir.

İzâfiyet ve zaman ölçülmesi: Birbirlerine nazaran hareket etmeyen saat makinalarının senkronizasyonu (ayarlarının birbirine uydurulması) işlemi târif edilmiştir. Ancak, saat makinaları birbirlerine nazaran hareketli ise ve/veya farklı gravitasyonel alanlarda bulunuyorlarsa güçlükler çıkar.

Saat makinalarının ayarlanması elektromanyetik dalga yayınlarıyla yapılmaktadır. Herhangi bir râsıta göre ışığın hızının râsıtın hızına bağlı olmadığı, râsıta göre sâbit kıldığı Michelson-Morley tecrübesi ile gösterilmiştir. Zaman sinyallerinin değerlendirilmesinde izâfiyet nazariyesinden istifâde edilerek gerekli tashihler yapılabilir.

Sun’î peykler ve bunlara yerleştirilen saat makinalarından istifâde edilerek arz yüzeyindeki uzak noktalar arasında saatlerin 0,1 mikrosâniye ile 30 mikrosâniye arasında bir farkla senkronizasyon temin edilebilmektedir (1 mikrosaniye= 0,001 saniye).

Newton mekaniğinde zaman mutlak bir unsurdur ve bütün kâinat için aynıdır. İzâfî mekanikte ise bu doğru değildir. İzâfî tesirler v/c nispetinin karesine bağlı olarak ortaya çıkar.