Kütleçekim: Revizyonlar arasındaki fark
| [kontrol edilmemiş revizyon] | [kontrol edilmemiş revizyon] |
İçerik silindi İçerik eklendi
Aynur Ergün (mesaj | katkılar) Kaynak belirtildi |
düzeltme AWB ile |
||
5. satır:
'''Kütleçekimi''', sonsuz bir aralıkta bulunurken, uzaktaki nesneler üzerindeki etkileri gittikçe daha zayıf hale gelmektedir. Kütleçekimi, kütleçekimini bir kuvvet olarak değil, kütlenin / enerjinin düzensiz dağılımının yol açtığı [[uzay]]-[[zaman]] eğriliğinin bir sonucu olarak tanımlayan genel görelilik teorisi (1915'de [[Albert Einstein]] tarafından önerildi) tarafından açıklanmaktadır.
Uzay zamanının bu eğriliğinin en uç örneği, hiçbir şeyin, ışığın bile<ref>[http://hubblesite.org/explore_astronomy/black_holes/home.html "HubbleSite: Black Holes: Gravity's Relentless Pull".]
İki cisim kütlesinin çekim kuvvetinin kitlelerinin çarpımı ile doğru orantılı olduğu ve aralarındaki mesafenin karesi ile ters orantılı olduğu matematiksel bir ilişkiye göre birbirlerine doğrudan çekilen (veya çekilen) bir kuvvet. Kütleçekimi, doğanın dört temel etkileşiminin en zayıf yönüdür. Kütleçekimi kuvveti, güçlü kuvvetten yaklaşık 1038 kat daha zayıf, [[elektromanyetik kuvvet]]<nowiki/>ten 1036 kat daha zayıf ve zayıf kuvvetten 1029 kat daha zayıftır.
16. satır:
=== Kütleçekiminin Önceki Kavramları ===
Modern Avrupalı düşünürler haklı olarak kütleçekimi teorisinin geliştirilmesi ile bağlantı kuruyorsa da, kütleçekimi kuvvetini belirleyen önceden var olan fikirler vardı. İlk açıklamalardan bazıları, Dünya döndüğünde nesnelerin neden düşmediğini açıklamak için yer çekim kuvvetini belirleyen [[Aryabhata]] gibi erken matematikçi astronomlardan geldi.
Daha sonra, [[Brahmagupta]]'nın eserleri bu kuvvetin varlığına değinmişti.
28. satır:
[[Isaac Newton|Sir Isaac Newton]], 1642'den 1727'ye kadar yaşayan İngiliz fizikçi. 1687'de İngiliz matematikçisi Sir Isaac Newton [[Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica|Principia]]'yı yayınladı ve evrensel çekim kuvvetinin ters kare yasasını hipotez haline getirdi. Kendi sözleriyle, "Gezegenleri küreler içinde tutan güçlerin karşılıklı olarak etraflarındaki merkezlerden uzaklıklarının kareleri olması gerektiği ve dolayısıyla ayı Orb'da tutmak için gereken kuvveti karşılaştırdıklarını dile getirdim Yeryüzündeki kütleçekimi kuvveti ile neredeyse tümüyle cevabını buldular. "
Denklem şudur:
<math>F = G \frac{m_1 m_2}{r^2}\ </math>
43. satır:
Galileo, [[Loránd Eötvös]] ve Einstein gibi bir dizi araştırmacı tarafından araştırılan [[Eşdeğerlik İlkesi|eşdeğerlik ilkesi]], tüm nesnelerin aynı şekilde düştüğü ve yer çekiminin etkilerinin ivme ve yavaşlamanın bazı yönlerinden ayırt edilemez olduğunu ortaya koymaktadır. Zayıf eşdeğerlik prensibini test etmenin en basit yolu, farklı kütlelerin veya kompozisyonların iki nesnesini vakumda bırakıp aynı anda zemine çarpıp vurmadıklarını görmektir.
Bu tür deneyler, diğer kuvvetlerin (hava direnci ve elektromanyetik etkiler gibi) önemsiz olduğu durumlarda tüm nesnelerin aynı hızda düştüğünü göstermektedir. Daha sofistike testler Eötvös tarafından icat edilen bir torsiyon dengesini kullanıyor. Uzayda daha doğru deneyler için uydu deneyleri, örneğin STEP, planlanmaktadır.
Eşdeğerlik ilkesinin formülleri şunları içerir:
* '''Zayıf eşdeğerlik ilkesi:''' ''Bir kütleçekimi alanındaki bir nokta kütlesinin yörüngesi yalnızca başlangıçtaki konumuna ve hızına bağlıdır ve bileşiminden bağımsızdır.'' <ref>Paul S Wesson (2006). [https://books.google.com.tr/books?id=dSv8ksxHR0oC&printsec=frontcover&dq=intitle:Five+intitle:Dimensional+intitle:Physics&redir_esc=y&hl=tr#v=onepage&q&f=false Five-dimensional Physics]. World Scientific. sf. 82.
* '''Einstein'ın eşdeğerlik ilkesi:''' ''Serbest düşen bir laboratuarda herhangi bir kütleçekimsiz deneyin sonucu, laboratuarın hızından ve uzay zamanındaki yerinden bağımsızdır.''
* Yukarıdakilerin her ikisini de gerektiren güçlü eşdeğerlik ilkesi.
73. satır:
* Kütleli bir cismin yakınından geçen ışığın zamansal gecikmesi, ilk olarak [[Irwin I. Shapiro]] tarafından 1964 yılında gezegenler arası uzay araçlarının sinyallerini incelemesi sırasında ortaya çıkarılmıştır.
* '''Kütleçekimsel radyasyon''', çiftli pulsarların incelenmesi sırasında dolaylı olarak ortaya konmuştur. 11 Şubat 2016 tarihinde, '''LIGO ve Virgo''' işbirlikleri, bir yer çekimi dalgasının ilk defa olarak tespit edildiğini duyurmuşlardır.
* 1922 yılında Alexander Friedmann, Einstein’in denklemlerinin (kozmolojik sabitin varlığında dahi) durağan olmayan çözümlerinin olduğunu bulmuştur. 1927 yılında Georges Lemitres, ancak kozmolojik sabitin varlığında mümkün olan Einstein denklemlerinin durağan çözümlerinin kararsız olduklarını göstermiştir. Buradan hareketle de Einstein tarafından öngörülen durağan Evren’in var olamayacağı sonucuna varılmıştır. Daha sonra, 1931 yılında Einstein’in kendisi de '''Friedmann''' ve '''Lemaitre'''’nin sonuçlarına katıldığını belirtmiştir. Böylelikle, genel göreliliğin öngördüğü Evren, statik olmamalıdır – ya genişlemeli, ya da daralmalıdır. Evrenin genişlediği 1929 yılında [[Edwin Hubble]] tarafından keşfedilmiştir ve böylece teorinin bir diğer öngörüsü daha teyit edilmiştir.
* Teorinin öngörülerinden olan çerçeve sürüklenmesi, yakın zamanda alınan Kütleçekim Uydusu B’nin sonuçları ile uyumludur.
* Genel görelilik, büyük kütleli cisimlerden uzaklaşan ışığın yer çekimsel kırmızıya kayma nedeniyle enerji kaybedeceğini öngörmektedir. Bu öngörü, 1960’lı yıllarda hem dünyada hem de güneş sisteminde teyit edilmiştir.
87. satır:
Yer çekimsel alanın kuvveti, etkisi altındaki cisimlerin ivmelenmesine sayısal olarak eşittir. Dünya’nın yüzeyi yakınındaki düşen cisimlerin ivmelenme oranları yüksekliğe, dağlar ve tepeler ve belki sıra dışı oranda yüksek veya düşük yüzey altı yoğunluğuna bağlı olarak çok düşük miktarlarda değişkenlik gösterir. Ağırlıklar ve uzunluklar ile ilgili olarak [[Uluslararası Ağırlıklar ve Uzunluklar Bürosu]] tarafından standart bir kütleçekimi değeri tanımlanmıştır. Bu değer [[Uluslararası Birimler Sistemi]] altında belirtilmektedir.
[[File:Falling_ball.jpg|bağlantı=https://en.wikipedia.org/wiki/File:Falling_ball.jpg|küçükresim|336x336pik|Başlangıçta durağan olan bir cismin yer çekimi etkisinde serbestçe düşmesine izin veriliyor. Bu cismin kat ettiği mesafe, geçen zamanın karesi ile orantılıdır. Bu resim, yarım saniyelik bir zaman dilimini kapsamaktadır ve saniyede 20 flaş ile çekilmiştir.]]
Standart kütleçekimi '''g''' ile gösterilir ve değeri '''g = 9.80665 m/s2 (32.1740
Bu 9.80665 m/s2’lik değer, Uluslararası Ağırlıklar ve Uzunluklar Komitesi tarafından ilk seferinde benimsenmiş olan değerdir. 1901 yılında yapılan ölçüme dayanan bu bilgi, her ne kadar 10 binde beş oranında fazla yüksek olduğu gösterilmiş olsa da, halen standart değer olarak kullanılmaya devam etmektedir.
Bu, G için standart değeri baz alırsak ve hava direnci ihmal edersek, Dünya’nın yüzeyinde serbest bir biçimde düşen bir nesnenin, düştüğü her saniye için 9.80665
Newton’un üçüncü kanununa göre, düşen bir cisme uyguladığı kuvvetin aynısını kendisi de aynı büyüklükte fakat tam tersi yönde hissetmektedir. Bu, iki cisim birbirleri ile çarpışıncaya kadar, Dünya’nın da cisme doğru ivmelendiği anlamına gelmektedir. Dünya’nın kütlesi devasa olduğundan, bu tersine yönlü kuvvet ile Dünya üzerinde oluşan ivmelenme, nesnenin yaşadığı ivmelenmenin yanında çok küçüktür. Eğer nesne Dünya ile çarpıştıktan sonra sekmezse, bu sefer her biri diğerine itici bir temas kuvveti uygulayacak ve bu kuvvet çekim kuvvetini dengeleyerek daha fazla herhangi bir hareket olmasını engelleyecektir.
Dünya üzerindeki yer çekimi kuvveti iki kuvvetten kaynaklanır (bu iki kuvvetin vektörel toplamıdır): a) Newton’un evrensel yasaları uyarınca uygulanan yer çekimsel çekim b) merkezkaç kuvveti; bu kuvvet, dünyaya bağlı dönen bir referans noktası almamızdan kaynaklanmaktadır. Yer çekimi kuvveti, ekvatorda en düşük düzeydedir. Bunun iki nedeni vardır: Birincisi, ekvatorun üzerindeki noktalar, Dünya’nın merkezine en uzak noktalardır. İkincisi ise, merkezkaç kuvvetinin en güçlü biçimde hissedildiği yerin Ekvator olmasıdır. Yer çekimi kuvveti enlemin artması ile birlikte ekvator çizgisi üzerindeki 9.780 m/s2’lik değerinden kutuplar üzerindeki 9.832 m/s2’lik değere doğru artar.
100. satır:
Sabit bir yer çekimsel çekim kuvveti varsayımı altında, Newton’un evrensel çekim kuvveti kanunu, ''F=mg'' formülüne indirgenir. Burada m, cismin kütlesi, g ise Dünya üzerindeki ortalama büyüklük değeri 9.81m/s2 olan sabit bir vektördür. Ortaya çıkan kuvvete cismin ağırlığı denir. Kütleçekiminden kaynaklanan ivmelenmeye bu g değerine eşittir. Başlangıçta durağan olan bir cisim, serbest bırakıldığı takdirde, serbest düşüş sırasında geçirdiği zamanın karesi ile orantılı bir biçimde yol alır. Sağda görülen resimde, yarım saniyelik süre zarfında stroboskopik flaş kullanılarak saniyede 20 flaş hızı ile çekilmiştir. Saniyenin ilk 20’de 1’lik kısmında, düşen top bir birim mesafe kat etmektedir (burada, bir birim mesafe yaklaşık 12 milimetredir). İkinci 20’de 1’lik süre sonunda, cisim toplamda 4 birim düşmüş olmakta ve bu hızlanma üçüncü 20’de 1’lik saniyede 9 birim şeklinde devam etmektedir.
Aynı sabit yer çekimi varsayımları altında, h yüksekliğinde duran bir cismin potansiyel enerjisi ''Ep= mgh (veya Ep=wh, w=ağırlık)'' ‘tır. Bu gösterim, Dünya’nın yüzeyine olan mesafe olan h’ın yalnızca çok kısa olduğu mesafeler için geçerlidir. Benzer şekilde, ilk hız v ile fırlatılan bir cismin ulaşabileceği en büyük yüksekliğin gösterimi de <math>h = \tfrac{v^2}{2g}</math> küçük yükseklikler ve küçük başlangıç hızları için geçerlidir.
=== Kütleçekimsel Astronomi ===
Yer çekimi içerisinde bulunduğumuz [[Samanyolu|Samanyolu Galaksisi]]<nowiki/>ni oluşturan yıldızlara etki eder
Newton’un yer çekimi kanunlarının uygulanması, [[Güneş Sistemi|Güneş Sistemi’]]<nowiki/>ndeki gezegenler, Güneş’in kütlesi, kuvasarların detayları ve hatta karanlık maddenin varlığı hakkında bile bugün sahip olduğumuz detaylı bilginin çoğunun kaynağını oluşturmaktadır. Her ne kadar ne bütün gezegenlere ne de Güneş’e yolculuk etmemiş olsak da, bunların kütlelerini biliyoruz. Bu kütleler, yer çekimi kanunlarının yörüngenin ölçülen karakteristiklerine uygulanması yolu ile elde edilmektedirler. Uzayda bir cisim, ona etki eden kütleçekimi nedeniyle yörüngesini muhafaza eder. Gezegenler, yıldızların yörüngesinde dolanır, yıldızlar ise galaktik merkezlerin çevresinde dolanırlar. Galaksiler, yığınların ortasındaki ağırlık merkezinin çevresinde dolanırlar ve yığınlar da süper yığınların yörüngesindedirler. Bir cisim üzerine diğer bir cisim tarafından etki eden yer çekimi kuvveti, bu cisimlerin kütlelerinin çarpımı ile doğru orantılı ve aralarındaki mesafenin karesi ile ters orantılıdır.
Muhtemelen kuantum çekimi, süper çekim veya yer çekimsel tekillik şeklindeki en erken yer çekimi, uzay ve zaman ile birlikte, Evren’in başlangıcını takip eden 10-43 saniyelik bir süre olan Planck evresinde ortaya çıkmıştır. Daha öncesinde ise Evren’in sahte vakum, kuantum vakumu veya sanal parçacık gibi daha ilkel bir düzeyde olduğu düşünülmekte fakat Planck evresine nasıl geçiş yaptığı bilinmemektedir.<ref name=":0" />
| |||