[1] Eskiler (astronomlar) yalnızca süresi bakımından değil aynı zamanda nasıl tanımlanması gerektiği bakımından da Güneş yılı hususunda fikir birliğine varamamışlardı. [2] Hipparchus Güneş yılının uzunluğunu belirlemeye çalışırken, Güneş’in sabit yıldızlarla olan kavuşumunu ve aynı noktaya dönüşünü gözlemledi; aynı zamanda burçlar kuşağının bir noktasındaki Güneş hareketinin başlangıcından (itibaren) aynı noktaya geri gelene kadar geçen süreyi gözlemledi ve Güneş’in sabit bir yıldızla kavuşumundan aynı yıldıza tekrar geri gelmesi arasındaki sürenin 365 gün ve günün dörtte birinden biraz daha fazla olduğunu ve burç kuşağı üzerindeki bir noktada yer alan Güneş hareketinin başlangıcı ile aynı noktaya geri gelmesi arasındaki sürenin de 365 gün ve günün dörtte birinden daha az olduğunu buldu.[3] Ayrıca Batlamyus, ekinokslar ve gündönümlerinin hareketini ele alan doğru gözlemi ile elde ettiği Güneş yılı ile ilgili çalışmasında Hipparchus’un neyi kabul ettiğini de açıklamış ve bunların hareket miktarının bizim Güneş yılının uzunluğunu (doğru şekilde) belirlememize engel olmadığını belirtmiştir. [4] Ayrıca şöyle söylemiştir: Bu gözlemler sonucunda, Güneş’in (ekinokslar ve gündönümleri ile belirlenen) dört fasıladan (birinde) ortaya çıkışıyla başlayan Güneş yıllarındaki değişkenin önemsiz olduğunu göstereceğim. Batlamyus ayrıca Hipparchus’un kitabında şöyle söylediğini aktarmıştır: Ayrıca Güneş yılının uzunluğuyla ilgili de bir kitap yazdım ve bu kitabımda Güneş yılını, gündönümündeki Güneş’in hareketinin başlangıcından tekrar aynı noktaya geri gelmesine kadar geçen süre ya da bir ekinokstan tekrar bir diğer ekinoksa kadar geçen süre olduğunu yani 365 gün ve günün dörtte birinden biraz daha az bir süre, yaklaşık olarak bir gündüz ve gecenin 1/300’ü olduğunu açıkladım. [5] Batlamyus ayrıca şöyle söylemiştir: Güneş yılının incelenmesindeki tek amaç ekliptikte yer alan belli bir sabit noktadan başlayıp tekrar aynı noktaya geri geldiği ana kadar devam eden Güneş’in hareketi olmalıdır. [6] Ayrıca küreleri sürekli hareket ettiği için (Güneş’in) sabit yıldızlarla kavuşumuyla başlayan yörüngeye güvenilmemesi gerektiğini de belirtmiştir; fakat bu (tür bir tanımlama) kabul edilirse Güneş yılının, Güneş’in Satürn veya bir başka gezegeni yakaladığı süre olarak tanımlanmasının önüne geçemeyiz. Böylece bu durum bizi birbirinden farklı pek çok Güneş yılına götürür.
[7] Fakat bize göre, Hipparchus gibi Batlamyus da sabit yıldızların yörünge hareketinin gezegen yörüngeleriyle sabit bir bağlantıda olduğunu düşünüyordu. Sabit yıldızların yörünge hareketinin aynı zamanda Güneş ve Ay’ın yörüngesi ile de bağlantılı olmasını hiçbir şey engellemez. Eğer durum böyleyse, Güneş yılını; Güneş’in sabit yıldızlardan bazıları ile geldiği kavuşum noktasından tekrar o noktaya gelişine kadar geçen zaman olarak tanımlamak zorundayız ve böylece bundan başka Güneş yılına eşit herhangi başka bir zaman olmayacaktır ve bu durum bize göre Hipparchus’un Güneş’in sabit bir yıldızla kavuşumunun gözlemlenmesine neden olan şeydir.
[8] Bu sebeple kendi gözlemlerimiz ve tarih öncesi dönemlerde yapılmış gözlemlere dayanarak sabit yıldızlara ait hareketin Güneş’in ve Ay’ın yörüngesiyle bağlantılı olduğunu, Güneş yılı uzunluğunun, yörüngesinin herhangi bir noktasındaki Güneş hareketiyle başlayıp tekrar aynı noktaya gelene kadar geçen (zamana) eşit olduğunu ve bu zamanın Güneş’in belli bir sabit yıldızla kavuşumundan tekrar ayni yıldıza geri döndüğü zamana eşit olduğunu göstereceğim. Ayrıca (ekinokslar ve gündönümlerince tanımlanan) dört dönemli fasılaların bir tanesiyle başlayan Güneş yılının uzunluğunun eşitliğin ötesinde olduğunu ve bunlar (dört dönemli fasılalar) arasındaki farklılıkların –(Güneş yılı) süresinin uzunluğunun haricinde– gözle görülür (Güneş) hareketini belirlemede engel oluşturacak kadar büyük olmadığını da (göstereceğim).
[9] Sabit yıldızların yörünge hareketinin Güneş’in ve Ay’ın yörüngesiyle bağlantılı olduğunu kanıtlamak için göstermek zorunda olduğumuz ilk şey; Güneş, Ay ve sabit yıldızların doğru nicelikleri ile ilgili hatanın Batlamyus’un gezegenlerin hesaplanması ile ilgili ifadesinde yattığını fark etmeye bağlıdır. Ancak bu durum Güneş’e, Ay’a ve sabit yıldızlara mahsus bu hataya yol açan neden dışında (yanlış) olurdu zira sabit yıldızların hareketi dışında diğerlerine mahsus bir hareket söz konusu değildir. [10] Kaldı ki tüm tarih öncesi âlimler bu noktada hemfikir olmuşlardır. Öyle ki Güneş ve Ay ile ilgili bir hatanın sabit yıldızların hareketinden kaynaklandığı sonucuna benzer şekilde herkes varabilir.
[11] Aşağıda da bahsedeceğimiz gibi, gözlemlerimizle de uyumlu olarak, günümüzde Güneş’in apoje noktasının yaz gündönümüne olan mesafesinin –ki bu mesafeye astrologlar alauge (Göz) demektedirler– 9 ¼ p olduğu –burçların tam aksi yönde– bizim için kesindir ve (genel manada da) kabul görmektedir. [12] Ayrıca Batlamyus kendi döneminde Güneş’in apojesinin yaz gündönümüne olan boylamını 24 ½ p olarak bulduğunu belirtmiş ve Hipparchus’un da daha önce aynı sonucu bulmuş olduğunu söylemiştir. [13] Ayrıca zaman aralığının sabit yıldızların yörünge hareketinin bizim dönemimizle Hipparchus dönemi arasında Güneş apojesinin hareketi bakımından eşit niceliğe sahip olduğunu da fark ediyoruz ve Hipparchus kendi dönemindeki Regulus’u 29;50° olarak bulduğunu ifade etmişti. Biz ise bu değeri kendi zamanımızda 13° nin biraz üstünde bulduk. [14] Bu bulgulardan hareketle, sabit yıldızların yörünge hareketinin Güneş’in yörüngesi ile bağlantılı olduğu sonucuna varıyoruz. Aslında kendi gözlemlerimiz ile tarih öncesi gözlemler arasındaki dönemde sabit yıldızların hareketi ve Güneş’in apojesinin hareketine ilişkin bulduğumuz şeyler arasında küçük bir farklılık mevcuttur. Fakat bu durum gözlemsel hatalardan kaynaklanmaktadır. Ayrıca aynı durum, Batlamyus’un sabit yıldızların yörünge hareketinin her yüz yılda yalnızca 1p olduğunu söylemesinden de anlaşılabilir. Zira biz bu değeri her bir yüz yıl için yaklaşık olarak 1 ½ p olarak tespit etmiş durumdayız.
[15] Bu durumda Güneş yılının uzunluğunu tanımlama sorununa dönmüş oluyoruz. Sabit yıldızların yörünge hareketinin Güneş’in yörüngesiyle bağlantılı olduğunu açıkladığım için, Güneş’in belli bir sabit yıldızlarla kesişmesi ile ayni yıldıza geri dönmesi arasındaki sürenin, kendi yörüngesindeki belli bir noktada gerçekleşen Güneş hareketinin başlangıcından aynı noktaya dönene kadar geçen süreye eşit olduğunu ve –her ne kadar Güneş’in belli bir sabit yıldızla kesişmesini belirlemek güç olsa da– bu zamansal aralığın belirlenmesi ve tespitinin kendi gözlemlerimiz ve tarih öncesi gözlemler arasındaki zamansal aralığa dayandığını göstereceğim. [16] Almajest’de yer alan tarih öncesi gözlemler arasında (yılın) dört bölümünün herhangi birine ait tarih öncesi dönemler ile günümüzde bunlara karşılık gelen (gözlemler arasındaki) farkı bize gösterebilecek herhangi bir şey bulamadığım için, iki gözlem arasındaki süre içinde yer alan sabit yıldızların yörünge hareketine göre ilerleyecek ve ortalama Güneş’in herhangi bir noktası ile başlayan hareketi için geçerli sürenin miktarını bulacağız ki bu süre içerisinde gözlem altındaki burç kesitine dayandırdığımız hareket, bu iki gözlem arasındaki süre boyunca sabit yıldızların yörünge hareketine eşit gibi görünmektedir. [17] Eğer bu süreyi, kesitlerin bir diğeri ile kavuşumunu tanımlamak için kendi gözlemimiz ile tarih öncesi yapılan gözlem arasındaki süreye eklersek toplam süre; Güneş’in iki gözlem arasında yaptığı tam bir dolanım süresi olacaktır; ve bu hareketin başlangıcı kendi yörüngesinin herhangi bir noktasında olacak ve tekrar aynı noktaya geldiği (süre de) Güneş’in sabit bir yıldızla kavuşumuyla başlayıp tekrar o noktaya döndüğü süreye eşit olacaktır. [18] Tanımlandığı gibi hareket edecek olursak, sonucumuzun tarih öncesi uygarlıkların gözlemlerindeki hataya bağlı olmayacağı, bizim bu konuyla ilgili aklımıza gelen hatayla ilgilendiğimiz zira bu hata (ayrıksı ve yıldız yılının) (farz edilen) eşitliğine göre Güneş’e ve sabit yıldızlara mahsus gözlemsel bir hata olduğu açıktır. [19] Bunun nedeni de şudur: Güneş’in gözlemlenmesi ile ilgili olan her şeyi bir gözlem hatası olarak düşünürsek –ki Güneş ve belli bir sabit yıldız üzerinde gözlem yapmışlardır– bu durum Güneş ile ilgili yaptığımız gözlemdeki hataya eşdeğer bir hatadan kaynaklanır. [20] Ayrıca biz (bunu) günümüze uygun bir gözlemle doğruladık ve sabit bir yıldızla benzerliğini teyit ettik ve Güneş’e ait hareketin sabit yıldızların hareketine eşit gibi göründüğü bir süreyi varsaydık ve bunu kendi gözlemimizle tarih öncesi uygarlıkların yaptığı gözlemler arasında bulunan süreye ekledik; bu şekilde toplam süre –Güneş yörüngesindeki bir noktadan başlayıp aynı noktaya geri dönüşü (ile son bulan)– iki gözlem arasındaki sürede Güneş’in dolanımına ilişkin düzeltilmiş süredir.
[21] İstediğimiz herhangi bir (anda) Güneş’in konumunu bilmemizi sağlayan yöntemi, (bu) kitabın ilk bölümünde ölçüm aletleri temelinde anlattık. Özellikle de mevcut bilgilerimizden yola çıkarak, kuralara uygun bir şekilde açıkladığımız ve belirli bir konuma karşılık gelen ekvatorun altında yerleşik armilla (zat el-halâk) vasıtasıyla elde ettiğimiz ekinoks gözlemleri; zira bu armillanın yarısı gölgesini diğer yarısına yansıttığı an ekinoks anıdır. [22] Bu noktadan sonra Batlamyus’un Almajest’de kayıt altına aldığı gözlemleri ele alıyorum zira bu gözlemlerin gayet doğru ve özellikle de güvenilir olduklarını düşünmekteyim. [23] Philip’in 3. döngüsünün 32. dolanımında, Mısır aylarından Mesore (Antik Mısır’ın resmî takviminde on ikinci ay) ayının 27. gününde ilkbahar ekinoksu meydana gelir; 11 yıl sonra 43 yılında, Mesore ayının 29. gününde ayın 30’unun başladığı gece yarısından sonra ve 7 yıl sonra 50 yılında Phamenoth (Antik Mısır’ın resmî takviminde üçüncü ay) ayının ilk gününde gün batımına yakın; ilkbahar ekinokslarına ilişkin bu gözlemler tüm yıllar içerisindeki (365 gün üzerinden) bir çeyrek gün farklılığıyla örtüşmektedir. [24] Philip’in 3. döngüsünün 32. yılında, 4. günün başladığı gece yarısında 5 epagomenal (Güneş yılına göre son aya eklenen beş gün) günün 3. gününde sonbahar ekinoksu yaşandı. [25] Bu olaydan sonra Batlamyus sonbahar ekinoksunun Güneş’in doğuşundan sonra bir saat içinde Athyr ayının 9. gününde İskender’in ölümünden sonra 463 yılında ve bahar ekinoksunun ise 463 yılında İskender’in ölümünden sonra Pachon ayının 7. gününde yaklaşık olarak öğle vaktinden bir saat sonra meydana geldiğini kayda geçirdi.
[26] Daha sonra Hicri 215 yılı, Yezdicerd 199 yılının Mordad ayının 25. günü gün başlangıcından 7 saat sonra meydana gelen sonbahar ekinoksu ile Yezdicerd 199 ve Hicri 216 yılının Bahman ayının 18. gününü 19’una bağlayan gece yarısından sonra –yaklaşık iki saat– meydana gelen bahar ekinoksunu (daha önceki verilerle) karşılaştırdık. [27] Ayrıca Hicri yıllardan 216 yılında (yani) Yezdicerd yıllardan 200 yılında, Mordad 25. gününde 26’ya bağlayan gecenin (ilk) saatinden sonra meydana gelen sonbahar ekinoksu ve Yezdicerd yıllardan 200 yılında Bahman ayının 19. günü, günün ilk iki saatinden sonra ve Hicri yıllardan 217 yılında meydana gelen bahar ekinoksunu.
[28] Daha sonra ise gündönümü gözlemleri: Yani Atinalı Archon Apseudes zamanında, Meton ve Euctemon’un 316 yılında Nebunnazar hükümdarlığından sonra Phamenoth ayının 21. gününün başlangıcında yaptığı gözlem. Daha sonra Batlamyus zamanında 463 yılında İskender’in ölümünden sonra Mesore ayının 11. günü 12. güne bağlayan gece yarısından yaklaşık iki saat sonra yapılan bir gözlem. [29] Ardından Hicri yıllardan 217. Yezdicerd yıllardan 201 yılında Ardibihist ayının 22. günü 23’e bağlayan gece yarısı günümüz tecrübeli gözlemcilerinin işbirliği ile büyük bir özenle gerçekleştirilen gözlem yer alıyor.
[30] (Bu bilgileri) not ettikten sonra, şimdi de Güneş yılının (uzunluğunu) belirleme işlemiyle meşgul olmalıyız; Güneş yılı uzunluğunun belirlenmesi için sabit yıldızların hareketinin Güneş’in ortalama hareketine dönüştürülmesi gerekli olduğu için Güneş’i, ortalama Güneş hareketinde takip eden sabit yıldızlara ait hareketin dönüşümü ile başlamalıyız. [31] Ortalama Güneş hareketine ait doğru bir bilgi olmadan bilinemeyeceği için, benim düşüncem, görünür Güneş hareketinin belirlenmesi için, eski uygarlıkların gözlemlerinden yola çıkarak elde ettiğimiz ortalama Güneş hareketi ile ilerleyerek, bu hareketi sabit yıldızların hareketi ve kendi ortalama hareketi vasıtası ile elde etmek yeterlidir. Bu –zira Güneş’in ortalama hareketi yani görünür Güneş hareketi ile Güneş’in ortalama hareketi arasındaki fark söz konusu olduğunda gerekli olan şeydir– başlangıç ve bitişi arasındaki sürede bir yılın ¾ ’ünden daha fazla olmayacaktır. Böylesine (kısa) fasılalı bir süre için tarih öncesi uygarlıkların varsaydığı ortalama hareket ile (modern dünyadaki) en doğru saptamalar arasında belirgin bir fark olmayacaktır. [32] Bu sebeple şimdilik Güneş yılının uzunluğunu Batlamyus’un ifade ettiği gibi yani 365 ¼ gün ve bir günün 1/300 eksisi olur. Aşağıda Güneş yılını kontrol edilmedik hiçbir şey kalmayacak şekilde tam manasıyla inceleyeceğiz.
[33] Netice itibariyle Güneş hareketine ait çeşitliliğin kökenini açıklamalıyız. Benim düşüncem yaradılış gereği tüm dairesel hareketlerin belli bir düzenlilik etrafında döndüğüdür; bu sebeple Güneş’in görünür çeşitliliği gerçek değildir. Şayet Güneş görünüşün başladığı Dünya’nın merkezi etrafında çizilmiş bir dairede hareket ediyor olsaydı –yani Güneş hareketinin çeşitliliği ile ilgili iddia doğru olmasaydı– hareketinin herhangi bir çeşitliliği görmek mümkün olmazdı; bu sebeple Dünya’nın merkezi etrafında daima düzgün olarak hareket etmemektedir. [34] Bu varyasyon iki şekilde görülebilir; ya yıldız bir egzantrik üzerinde ya da merkezi, dünyanın merkezi etrafında yer alan bir dairede dolanan bir daire etrafında hareket etmektedir; ve diğer daireye birleştirilmiş bu daireye dairesel dolanımın yörüngesi denir.
Neugebauer, Otto, Thâbit ben Qurra “On the solar year” and “On the motion of the eighth sphere” Translation and Commentary.Proceedings of the American Philosophical Society (Philadelphia) 106. s. 264-299.
Publications of the Institute for the History of Arabic-Islamic Science, Islamic Mathematics and Astronomy, Institute for the History of Arabic-Islamic Science at the Johann Wolfgang Goethe University Frankfurt am Main, Ed. Fuat Sezgin, 1998, C. 22, s. 261–266.
Çeviren: S. Ertan Tağman – Doğanay Eryılmaz