Vikipedi

Kütleçekim: Revizyonlar arasındaki fark

Etkileşimli olarak geçmişe göz at
[kontrol edilmiş revizyon][kontrol edilmiş revizyon]
← Önceki sürümle aradaki farkSonraki sürümle aradaki fark →
İçerik silindi İçerik eklendi
GörselVikimetin
k →‎Yerçekimi: , eklendi
Ömer Berkay (mesaj | katkılar)
Devriyeler
23.995 değişiklik
17. satır:
 
=== Kütleçekimin Önceki Kavramları ===
Modern Avrupalı ​​düşünürler haklı olarak kütleçekim teorisinin geliştirilmesi ile bağlantı kuruyorsa da, kütleçekim kuvvetini belirleyen önceden var olan fikirler vardı. İlk açıklamalardan bazıları, Dünya döndüğünde nesnelerin neden düşmediğini açıklamak için kütle çekimkütleçekim kuvvetini belirleyen [[Aryabhata]] gibi erken matematikçi astronomlardan geldi.<ref><nowiki>*</nowiki>Sen, Amartya (2005). The Argumentative Indian. Allen Lane. p. 29. [[ISBN]] [[Özel:KitapKaynakları/978-0-7139-9687-6|978-0-7139-9687-6]]</ref>
 
Daha sonra, [[Brahmagupta]]'nın eserleri bu kuvvetin varlığına değinmişti.
48. satır:
Eşdeğerlik ilkesinin formülleri şunları içerir:
* '''Zayıf eşdeğerlik ilkesi:''' ''Bir kütleçekim 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. [[ISBN]] [[Özel:KitapKaynakları/981-256-661-9|981-256-661-9]]</ref>
* '''Einstein'ın eşdeğerlik ilkesi:''' ''Serbest düşen bir laboratuarda herhangi bir kütle çekimsizkütleçekimsiz deneyin sonucu, laboratuarın hızından ve uzay zamanındaki yerinden bağımsızdır.''
* Yukarıdakilerin her ikisini de gerektiren güçlü eşdeğerlik ilkesi.
 
73. satır:
</ref>
* [[Genel görelilik]], Merkür gezegeninin günberi devinimini açıklamaktadır.<ref>[[Max Born]] (1924), Einstein's Theory of Relativity (The 1962 Dover edition, page 348 lists a table documenting the observed and calculated values for the precession of the perihelion of Mercury, Venus, and Earth.)</ref>
* Teorinin tahminlerinden biri olan düşük potansiyellerde zamanın daha yavaş geçmesi (kütle çekimselkütleçekimsel zaman genişlemesi) Pound-Rebka deneyi (1959), Hafele-Keating deneyi ve GPS tarafından teyit edilmiştir.
* Işığın sapması öngörüsü, ilk olarak [[Arthur Stanley Eddington]] tarafından29 Mayıs 1919 tarihinde gerçekleşen güneş tutulması sırasında yaptığı gözlemler yolu ile teyit edilmiştir. Eddington yaptığı ölçümlerde, yıldız ışıklarındaki sapmanın Newton’un parçacık teorisine göre iki kat fazla ve genel göreliliğin öngörüleri ile uyumlu olduğunu görmüştür. Ancak, sonuçlar hakkında yaptığı yorumlar daha sonra eleştirilmiştir. Güneşin arakasından geçen kuvasarların radyo girişim ölçümlerini kullanan daha yakın zamanda yapılan testler, daha kesin ve tutarlı bir biçimde ışığın genel görelilik tarafından öngörülen miktarda saptığını göstermişlerdir.<ref>[[Steven Weinberg|Weinberg, Steven]] (1972). Gravitation and cosmology. John Wiley & Sons. sf. 194.</ref> Ayrıca kütle çekimselkütleçekimsel lense bakın.
* 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 kütleçekim 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.<ref>See W.Pauli, 1958, sf. 219–220</ref>
* Teorinin öngörülerinden olan çerçeve sürüklenmesi, yakın zamanda alınan Kütleçekim Uydusu B’nin sonuçları ile uyumludur.
* Genel görelilik, büyük kütleli cisimlerden uzaklaşan ışığın kütle çekimselkütleçekimsel kırmızıya kayma nedeniyle enerji kaybedeceğini öngörmektedir. Bu öngörü, 1960’lı yıllarda hem dünyada hem de güneş sisteminde teyit edilmiştir.
 
=== Kütleçekim ve kuantum mekaniği ===
88. satır:
=== Yerçekimi ===
{{Ana madde|Yerçekimi}}
Dünya gezegeninin kütleçekimi, yerçekimi olarak adlandırılır. Bütün gezegensi cisimler kendi kütle çekimselkütleçekimsel alanları ile çevrelenmişlerdir. Bu alanlar, Newton fiziği kullanılarak bakıldığında, bütün cisimler üzerinde çekim gücü uyguluyor olarak tarif edilebilirler. Küresel olarak simetrik bir gezegen varsaydığımızda, bu alanın, gezegensi cismin yüzeyinin üzerindeki herhangi bir noktadaki gücü, cismin kütlesi ile doğru orantılı, cismin merkezine olan uzaklığın karesi ile ters orantılıdır.
[[Dosya:Gravity_action-reaction.gif|bağlantı=https://en.wikipedia.org/wiki/File:Gravity_action-reaction.gif|sol|küçükresim|150x150pik|Eğer kütlesi Dünya’nın kütlesine benzer büyüklükte olan bir cisim Dünya’ya doğru düşüyor olsa idi, buna denk gelen Dünya’nın ivmelenmesi de gözlemlenebilir büyüklükte olurdu.]]
Yerçekimsel 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 kütleçekim değeri tanımlanmıştır. Bu değer [[Uluslararası Birimler Sistemi]] altında belirtilmektedir.
100. satır:
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 kütleçekim kuvveti iki kuvvetten kaynaklanır (bu iki kuvvetin vektörel toplamıdır): a) Newton’un evrensel yasaları uyarınca uygulanan kütle çekimselkütleçekimsel çekim b) merkezkaç kuvveti; bu kuvvet, dünyaya bağlı dönen bir referans noktası almamızdan kaynaklanmaktadır. Yerçekimi 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. Yerçekimi kuvveti enlemin artması ile birlikte ekvator çizgisi üzerindeki 9.780 m/s2’lik değerinden kutuplar üzerindeki 9.832 m/s2’lik değere doğru artar.
 
=== Dünya’nın Yüzeyi Yakınında Serbest Düşen Bir Cisme Ait Denklemler ===
Sabit bir kütle çekimselkütleçekimsel 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. Kütleçekimden 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 katetmektedir (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 kütleçekim 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.
112. satır:
Newton’un kütleçekim kanunlarının uygulanması, [[Güneş Sistemi|Güneş Sistemi’]]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, kütleçekim kanunlarının yörüngenin ölçülen karakteristiklerine uygulanması yolu ile elde edilmektedirler. Uzayda bir cisim, ona etki eden kütleçekim 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 kütleçekim kuvveti, bu cisimlerin kütlelerinin çarpımı ile doğru orantılı ve aralarındaki mesafenin karesi ile ters orantılıdır.
 
Muhtemelen kuantum çekimi, süper çekim veya kütle çekimselkütleçekimsel tekillik şeklindeki en erken kütleçekim, 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" />
 
=== Kütleçekimsel Radyasyon ===
Genel göreliliğe göre, [[kütleçekim radyasyonu]], uza-zamanın [[Salınım|osilasyon]]u gösterdiği yerlerde ortaya çıkar. Bu, birbirinin çevresinde yörüngeye girmiş cisimlerde görülür. Güneş sistemi tarafında yayılan kütle çekimselkütleçekimsel radyasyon ölçülemeyecek kadar küçüktür. Ancak, ikili pulsar sistemlerde zaman içerisinde oluşan enerji kaybı olarak kütleçekim radyasyonunun dolaylı gözlemi yapılabilmiştir. PSR B1913+16 bu tip pulsarlara bir örnektir. Nötron yıldızı birleşmelerinde ve kara delik oluşumlarının da tespit edilebilir büyüklükte kütleçekim radyasyonu oluşturabileceği düşünülmektedir. Lazer İnterferometre Kütleçekimsel Dalga Gözlemevi ([[LIGO]]) gibi kütle çekimselkütleçekimsel radyasyon gözlem evleri, bu problem üzerinde çalışmak üzere inşa edilmişlerdir. 2016 yılının Şubat ayında, Gelişmiş LIGO takımı kara deliklerin çarpışmasından doğan kütle çekimselkütleçekimsel dalgaları keşfettiklerini açıkladılar. 14 Eylül 2015 tarihinde LIGO, dünyadan 1.3 milyar ışık yılı uzaklıktaki iki kara deliğin çarpışmasından doğan kütleçekim dalgalarını ilk kez kayıt etti. Bu gözlemler, Einstein ve diğerlerinin, bu tip dalgaların var olduğuna ilişkin teorik tahminlerini teyit etmiştir. Olay aynı zamanda ikili kara delik sistemlerinin varlığını da göstermiş ve kütleçekimin doğasının, [[Büyük Patlama]] ve sonrası dahil evrendeki olayların anlaşılmasına yönelik olarak pratik gözlemlerin de önünü açmıştır.
 
=== Kütleçekimin Hızı ===
"https://tr.wikipedia.org/wiki/Kütleçekim" sayfasından alınmıştır