Kütleçekimi hızı: Revizyonlar arasındaki fark
[kontrol edilmemiş revizyon] | [kontrol edilmiş revizyon] |
İçerik silindi İçerik eklendi
Değişiklik özeti yok |
bağlantı eklendi |
||
3. satır:
==YERÇEKİMİ HIZI==
Yerçekiminin [[klasik
==Giriş==
İzafiyetin genel teorisindeki yerçekimsel dalgaların hızı, ışığın boşluktaki hızına, c, eşittir. Özel izafiyette, c sabiti sadece ışıkla ilgili değildir; bu sabit doğadaki her etkileşim için mümkün olan en yüksek hızdır. Resmi olarak, c bir birimlik alanda bir birimlik zamanı değiştirmenin dönüşüm faktörüdür. Bu ise, ışık hızının ne gözlemcinin hızına ne de ışık ve/veya yerçekimi kaynağına bağlı olduğu anlamına gelmektedir. Bu nedenle, ışık hızı aynı zamanda yerçekimsel dalgaların ve diğer [[Kütlesiz parçacıklar|kütlesiz
==Durgun alanlar==
17. satır:
== Newton Uyumlu Yerçekimi ==
[[Isaac
==Laplace==
Newton’un teorisi ile sonlu yerçekimsel hız teorisini ilk birleştirme girişimi 1805 yılında [[Pierre-Simon Laplace|Laplace]] tarafından yapıldı. Newton’un hareket kuralı üzerine kurulu olan bu girişim, aynı zamanda yerçekimsel alanı bir radrasyon alanı veya bir sıvı olarak tanımlamaktadır. Hareketteki değişiklik birbirini çeken kütleler arasında bir çeşit dalga ile iletilir. Bu nedenle, gök cisimlerinin hareketleri v/c sırası ile v göreceli hız ve c yerçekimi hızı olmak üzere modifiye edilmelidir. Yerçekiminin sınırlı hızı sıfıra gittiğinde, c sonsuza gider ancak modern teoride bu oran 1/c2 oranında olamaz . bu yaklaşım Laplace’ın yerçekimsel hızın ışık hızından en az 7*106 kat daha fazla olduğu sonucuna ulaşmasını sağladı. Bu hız, 19 yüzyılda birçok sınırlı yerçekimsel hız modelinde kullanıldı, aynı zamanda yerçekiminin elektriksel ve makaniksel açıklamasında da kullanıldı.
Modern bir açıdan bakıldığında, Laplace’ın analizi doğru değildir.
Sabit hızla hareket eden bir objenin üzerinde çekim kuvveti gecikme olmayan anlık pozisyonu yönündedir. Bu hem yerçekimi hem de elektirik yükü için de geçerlidir.
Özel görelilik içeren bir alan denkleminde ( Lorentz değişmez denklemi), sabit hızlarla hareket eden iki statik yük arasındaki çekim kuvveti, her zaman yükün anlık poziyonuna doğru ( Güneş’in çekimsel yükü) olup Güneş’in rötar zamanındaki pozisyonuna doğru değildir.
31. satır:
=== İlk Teoriler ===
19. yüzyılın sonunda, [[Wilhelm Eduard Weber]], [[Carl Friedrich Gauss]], [[Bernhard Riemann]] ve [[James Clerk Maxwell]] tarafından
Ancak bu konu hakkındaki bir diğer önemli girişim de [[Paul
===Lorentz===
1900 yılında [[Hendrik A. Lorentz|Hendrik Lorentz]] eter teori ve [[Maxwell denklemleri|Maxwell]] denklemlerinin temelinde vahametini anlatmayı denedi.Le Sage modelinin reddedilmesinden sonra [[Ottaviano Faabrizio Mossotti]] ve [[Johann Karl Ehrenfried Kegel|Johann Karl]] [[Friedrich Zöllner]] gibi zıt yüklü parçacıklar arasında çekim kuvvetinin yüklü parçacıklar arasındaki itme kuvvetinden daha güçlü olduğunukabul etti. Elde edilen net sonuç tam olarak evrensel çekim olarak bilinen şeyin ne olduğu ve yer çekim hızının ışık hızı olduğu idi.Bu durum çekim yasası sahibi Isaac Newton ve çekimin sonlu hızının yörüngeleri istikrarsız hale getirdiğini gösteren [[Pierre Sİmon Laplace]] arasında bir çatışmaya yol açtı. Ancak Lorentz; Laplace’ın eleştirilerinin yersiz olduğunu, Maxwell denklemlerinin yapı gereği yalnızca v2/c2 çalışır durumunda (tabakasında) ortaya çıktığını gösterdi. Ama Lorentz, Merkür’ün perihelion’unun değerinin çok düşük olduğunu hesaplamıştır. Şunları belirtmiştir;
Bu terimlerin özel bir formu, belki de modifiye edilebilir. Bununla birikte ağırlığın, ışıktan daha büyük bir ivme ile hareket ettiğini belirtmek için ne söylendi ise yeterlidir.
1908 yılında Henri Poincaré Lorentz çekim teorisini incelemiş ve izafiyet ilkesi ile uyumlu olarak sınıflandırılmış, ama (Lorentz gibi) Merkür’ün perhelion’unun yanlış ilerlemesini eleştirmiştir.
47. satır:
Ancak, 1905 te , Poincare, Lorentz dönüşümüne dayandırılırsa çekimsel alanın ışık hızıyla yayılabileceğini hesapladı. Şöyle belirtti:
Laplace,yayılımı anlık bir etki ile mi yoksa ışıktan çok daha hızlı bir yayılım ile mi olduğunu göstermiştir.Ancak, Laplace ceteris sonlu yayılma hipotezini incelediğinde; Burada, tam tersine, bu hipotezin diğerleri ile ayrılmaz bir bütün olduğunu ve bunların arasında daha az ya da daha çok bir mükemmel bir dengeleme yapılabileceğinin mümkün olduğunu gördü.Lorentz’in değişim uygulamaları zaten bize sayısız örnek ile bunu sağlamıştır.
Benzer modelleri de [[Hermann Minkowski]] (1907) ve [[Arnold Sommerfeld]] (1910) tarafından önerilmiştir. Ancak, bu girişimler hızla Einstein'ın genel izafiyet teorisinin yerini aldı.
==Genel görelilik==
53. satır:
===Arkaplan===
Genel görelilik [[çekimsel
Aniden, birbirleriyle etkileşim içerisinde olan iki parçacıktan elektriksel çekim ile yer değiştirmesi sonucu ışık hızına yetişmede bir gecikme yaşanır, bu da diğer parçacığın diğerini yerinde yokmuş gibi hissedip öyle davranmasına sebep olur: yıldız sisteminin kuadropol momentinin yarattığı ivmelenme sonucu, [[Hulse-Taylor]] ikilisinin çekimsel dalgalardan daha fazla enerji silerek teorik olarak ışık hızında yolculuğa eriştiği söylenebilir. ( Güneşin çıkış enerjisinin yaklaşık %2 si).
İki graviton elektriksel etkileşim içerisinde olan iki parçacık; örnek olarak birbirlerine göre sabit hızla hareket eden iki gezegen veya iki yıldız, herbiri anlık pozisyonlarına doğru uygulanmış , ışık hızı gecikmesinden bağımsız bir kuvvet hissederler. Çünkü, Lorentz’in değişmezlik adı altında hareket eden bir vücudun statik alanda nasıl davrandığını ve simetrik olarak alandan ne emdiklerini açıklamıştır.
Hareket halindeki bir vücut, ‘’hareketsiz beden’’ den sızan bir statik alanda herhangi bir sapma görmediği gibi, [[Hendrik A. Lorentz|Lorentz]] değişmezliği, önce hareket eden vücudun referans olarak şu an hareket eden vücudun alan çizgilerinin aradaki mesafeyi arttırıcı yada azaltıcı bir etkisi olmadığını söyler. Hareket eden yüklü vücudlar ( statik yerçekimi alanı yayan organlar dahil), statik alan çizgileri aradaki uzaklığa bağlı olarak eğrilme yada herhangi bir bükülme göstermedikleri gibi, ışık hızında da geciktime göstermezler, bu da hareket eden vücudları saygı duymamızı gerektirecek şekilde açıklar.
Başka bir deyişle, gravito elektirik alanları, statik ve sürekli olarak tanımlansa da yayılma göstermezler. Eğer statik alanı ivmelendiren bir kaynak düşünürsek, kaynağın vaktiyle sabit hız çerçevesinde, kaynağın mesafe alanı, yüklü vücud sabit hızla hareket etmeye devam ettiği sürece güncellenmeye devam edecektir. Bu etki, ivmelenmeyen hareket yapan yüklerin mesafeli alanlarının, sabit hızlı hareketleri yüzünden anlık olarak güncellenmiş olarak görünmesine, mesafeli pozisyonlarda görüldüğü gibi bu çerçevede sabit hızla hareket eden objenin ve kaynağın nerede hareket ettiğine bağlı olarak görünmesine neden olur. Bununla birlikte daha önce de ele alındığı gibi bu etki, hareket etmeyen istirahat halindeki vücudların referans çerçevesi olarak alınması sonucu değişerek, her an geçerliliğini kaybedebilir.
Çekimsel alanın statik ve sürekli, gravito olarak adlandırılan elektrik bileşenleri gravito manyetik bileşenler değildir. (çekimsel radrasyon); bkz: [[Petrov sınıflandırması]]. Gravito elektrik alan statik bir alandır ve bu nedenle süperluminal yani nicelik (ayrık) bilgileri iletemez, örneğin; iyi açıklanmış anlamlar taşıyan
===Zayıf Hızlandırılmış Gözlemci için Genel Görelilik alan Sapma Yönü===
Ana makale: [[Liénard–Wiechert potential]]
Genel görelilikte, kütlesel çekimin sonlu hızı, ilk olarak Newton tarafından dile getirilen yerçekimi sapmasında bir takım problemlere yol açmaz, çünkü statik alan etkisinde herhangi bir sapmaya yer yoktur. Çünkü dünyanın ivmelenmesi Güneşe göre daha küçüktür.(anlatılmak istenen, iyi bir yaklaşım için değişmeyen hızlar ile doğrusal çizgiler üzerinde hareket için iki kütle düşünülmelidir) yörüngeye ait sonuçlar , belirli bir uzaklıkta ani etkiler ile düşünülürse Newton çekimi ile aynı olan genel görelilik ile hesaplanabilir, çünkü bu hesaplar sabit hızlı göreceli hareket ve sapmaya uğramayan kuvveti içeren statik alan davranışı ile modellenmiştir. Hesaplamalar çok karmaşık olarak düşünülmesine rağmen, Herhangi biri genel görelilikte statik alanın herhangi bir sapma problemine mağruz kalmadığını , ivmeleyen gözlemci ile gösterebilir.( yada Dünya’da olduğu gibi zayıf ivmelendirmiş gözlemci ile). Buna benzer olarak, Lienard- Wiechert hareket eden yük potansiyel teorisindeki ‘’static’’ terimi herhangi bir sapma veya pozisyonal rotasyona uğramaz.[[Lienard- Wiechert]] potansiyelinde ivmelenme ve elektromanyetik emilim terimlerinin yerini tutan tek tanım olarak zaman engeli pozisyonun ortaya çıkaran şeyin yönü olduğu görülür.
Şu da bir gerçektir ki, ışık hızından ve çekimsel etkileşimden başka etkileşim üreten kendinden tutarlı bir yerçekimi teorisi üzerine tartışmak hiç kolay değildir ve tartışmayı oldukça güçleştirmektedir.
===kalıplaşmış sözleşmeler===
Genel görelilikte, metric tensör yerçekimsel potansiyelini, ve uzay manifoldunun [[Christoffel–Darboux formulü|Christoffel]] sembolleri çekimsel kuvet alanını sembolize eder. Gelgitsel çekim alanı ise zaman bükülmesi ile birleşmiştir.
===Olası deneysel ölçümler===
Yerçikiminin hızı ( daha doğrusu çekimsel dalgaların hızı ) iki atarcalar PSR 1913+16 ( Yukarıda belirtilen Hulse- Taylor ikili sistemi) ve PSR B1534+12 ın orbital çürüme oranlarının gözlenmesi ile hesaplanabilir. Bu ikili atarcaların orbitleri yerçekimsel radrasyon yüzünden enerji kaybederek çürümekte, bozunuma uğramaktadır. Bu enerji kaybının oranı ( ‘’ yerçekimsel sönümleme’’) ölçülebilir ve ölçülen değerleri karşılaştırma teorisi yerçikimi hızının, ışık hızının %1 ine eşit olduğunu gösterir, çünkü oran yerçekimi hızına bağlıdır. Ancak, [[PPN]] biçimciliğine göre, teoritik sonuçlar ile deneysel sonuçları karşılaştırarak yerçekimi hızını ölçmek yalnızca bir toeriye bağlı; genel görerilikten başka bir teorinin kullanılması yerçekimsel damping in varoluşu, hızın sonsuz olamayacağını kanıtlamasına rağmen farklı bir hız gösterecektir.
2002 yılı Eylül ayında, [[Sergei Kopeikin]] ve [[Edward Fomalont]] yerçekimi hızını dolaylı olarak ,VLBI ‘nın Jupiter’in kendi yörüngesinde yavaşlatılmış pozisyonunun, radyo kaynağı [[QSO J0842+1835]] ‘ın görüş alanında doğrusal olarak yer değiştirdiği sırada ölçtüklerini duyurdular. Kopeikin ve Fomalont yerçekimi hızının, ışık hızının 0.8 ve 1.2 katı arasında değişen bir oranda olduğu sonucuna vardı. Yerçekimi hızının hemen hemen ışık hızına eşit olduğu öngörüsü, genel göreliliğe tutarlı bir teorik bakış açısı getirdi.
[[Clifford M. Will]] ve [[Steve
Kopeikin ve Fomalont daha sonraki duyurularında, uzay zaman kavramını iki sıradan,önemsiz koni şeklinde kabul ettiklerini bunlardan birinin yerçekimi diğerinin de ışık için kullandıklarını bunun için de bi metrik biçimciliği kullandıklarını duyurdular, ancak yazarlar bu iddaanın teorik olarak değersiz, gülünç olduğunu iddaa ettiler. Yerçekimi hızını zor yönde olumsuz olarak etkilendiği ve yerçekimsel geciktirici potensiyelin özel matematiksel teknikler gerektirdiği genel görelilikte, üst üste binmiş iki önemsiz koni Kopeikin tarafından halledildi kabul edilse de Asada ve diğer eleştiri yöneltenler tarafından uygun şekilde görülmedi.
[[Stuart Samuel]] de deneyin, etkilerin ölçmek için çok küçük olduğu için yerçekimi hızının tam olarak ölçülemediğini öne sürdü. Ancak Kopeikin ve Fomalont’un bu görüşe tepkisi gecikemedi.
Bu tartışmadaki hiçbir katılımcının genel görelilik’in yanlış olduğunu iddia etmediklerini anlamak önemlidir. Aksine bu tartışma, Kopeikin ve Fomalont ‘un tartışmanın ana beklentilerinin başka bir analizini sağlayıp sağlamadıklarını konu alır. Yerçekimsel hızın tanımının, onun yüksek tutarlılıklı astromerik ölçümünün ve diğer tekniklerin kapsamlı bir değerlendirmesi olarak ‘ Güneş Sisteminde Göreceli Gökyüzü Mekaniği’ adlı kitap kullanılabilir.
|